Z O B S A H U : V

«

I 1

8/1964

Z ^

O B S A H U :

V ý z k u m p r o s t o r u m e zi Z e m í a M ě síc e m — Jsou za P lu té m d a lš í o b ě ž n ic e — M ě ř e n í m a lý c h n a p ě tí v a s t ro n o m ii — B a r e v n á f o t o g r a f ie m lh o v in Hv ě z d á r n a J. G a g a r in a — N ovinky?-*-- Z p r á v y — C k a z y

D ru ž ic e „B aby E c h o 11" před. s ta rte m t p o d le s n ím k u N A S A ). — N a p r v n í str. o b á lk y je z á b ěr z m o n tá ž e k o p u le d v o u m e tr o v é h o r e f le k t o r u v O n d ře jo v ě . S m o n tá ž í k o p u le se z a č a lo v dubnu t. r. a m á b ý t p o d le p lá n u d o k o n č e n a k o n ­ ce m le to š n íh o ro k u . ( F o t o V. V á c la v ík .)

©

— N akladatelství Orbis, n. p. — 1964

Ř íš e h vě zd

Ji ř í

R o č. 4 5 (1964), č. 8

Vagera:

K OM PLEXNÍ VÝZKUM PROSTORU MEZI ZEMÍ A MĚSÍCEM V poslední době byla vyvinuta série družic, které mají shromažďovat co nejpřesnější údaje o m eziplanetárním prostoru m ezi Zemí a Měsí­ cem. Satelity uvedeného typu se pohybují ve velm i výstředných dra­ hách a během jednoho oběhu se proto dostávají do oblastí se značně rozdílným i gravitačním i, m agnetickým i, elek trickým i a radiačním i po­ měry. Poslední z těchto družic mají zjišťovat, zda je Země obklopena héliovou a vodíkovou korónou protaženou ve směru od Slunce až na několik miliónů km, jakou měrou se na záření ve Van A llen ových pá­ sech podílí mimosluneční kosmická radiace, údaje týk a jící se zejména m eziplanetárního plynu a další data. Výzkum je součástí projektu Explorer a v širším rozsahu začal koncem minulého roku vypuštěním dru­ žice Imp A ( Interplanetary M onitoring Platform — Explorer X V III). Přitom bylo použito zkušeností získaných zejm éna družicemi Explorer X (1961 x — vypuštěn 25. 3. 1961 v 15h 17m SČ z Cape Kennedy, peri­ geum 177 km, apogeum 181125 km, sklon roviny dráhy k rovině rovníku 33°, oběžná doba 3,481 dne) a Explorer X II (1961 u — vypuštěn 13. 8. 1961 ve 3h21m SČ z Cape Kennedy, perigeum 295 km, apogeum 77 377 km, sklon roviny dráhy k rovině rovníku 33°, oběžná doba 26h 34m). Jedním z úkolů družice Explorer X bylo stanovit fluktuace m agnetic­ kého pole ve třetím Van A llen ově pásu (55 000— 100 000 km ) a zjišťovat přítomnost hydrom agnetických vln. K m ěření m agnetických polí bylo použito citlivéh o rubídiového magnetometru, který se dnes obecně po­ užívá na dalších družicích podobného typu. Experim entálně byl použit i detektor plazm y a polohu družice zajišťoval orientační systém, regis­ trující polohu Slunce, M ěsíce a Země. M agnetom etry byly na tyčích a kónickém válci vysunuty u obou satelitů mimo vlastní družici, jež se podobala osmibokému hranolu (obr. na 3. str. o b á lk y). Mnohé z pří­ strojů byly použity i u pozdějších družic uvedené série Explorer, i když mnohé z nich nekroužily ve výstřednějších drahách a byly zaměřeny zejména na registraci m ikrom eteoritů a na zjišťován í poměrů v exosféře. (V lednu 1964 pracovaly ještě Explorer XIV — 1962 fí y 1 — a Ex­ plorer XVI — 1962 (3 y.) Družice s neobyčejně výstředným i drahami umožňují sledovat rušivé gravitační vlivy Slunce a M ěsíce pozměňující jejich dráhy, dále pak rozd íly v rychlostech v perigeu a apogeu. Vypuštění družice Imp A (prvn í ze 7 družic serie Im p) bylo pro ne­ vhodnost posledního stupně nosné rakety, který by udělil ve své pů­ vodní verzi družici příliš velk ý impuls a h rozilo by nebezpečí, že se

satelit dostane mimo sféru převažujícího působení zemské gravitace a stane se družicí Slunce, o několik dnů odloženo. Navedení družice na správnou excentrickou dráhu s nízkým perigeem je zvlášť obtížné a předpokládá přesné dodržení směru a požadované rychlosti, což bývá obyčejně řešeno pomocí malého korekčního raketového motorku, vesta­ věného přímo do družice. Dne 26. listopadu 1963 byla Imp A vypuštěna raketovým systémem Thor-Delta (s posledním stupněm o tahu 2600 kp — m otor X-258) na excentrickou dráhu s perigeem ve výšce 300 km, apogeem ve vzd á le­ nosti 197 000 km, se sklonem oběžné dráhy k rovině rovníku 33° a oběž­ nou dobou 4 dny. Vzhledem ke značné výstřednosti dráhy se satelit pohybuje v perigeu rychlostí 38 000 km v hod. a v apogeu rychlostí 1255 km v hod., dostává se až do poloviny vzdálenosti k Měsíci a může proto provádět měření i za třetím Van A llen ovým pásem, tedy v prostoru po fyzik á ln í stránce doposud málo známém. Družice je přitom schopna určovat m agnetická pole o intenzitě 0,1— 1000 y. Trabant vypadá na první pohled neobvykle. V podstatě jej tvoří osmi­ boký hranol o průměru základny 71 cm a výšce 30,5 cm, z kterého v y ­ čnívají čtyři lopatky se slunečními bateriemi, dvě protileh lé dvoumet­ rové tyče s m agnetom etry na koncích a 190cm trubice s rubídiovým m agnetometrem, na je jíž bázi jsou upevněny čtyři čtyřiceticen tim etrové prutové antény. Družice váží všeho všudy 63 kp a krom ě přesného určo­ vání intenzity a orientace m agnetického pole měří především složení, intenzitu a směr kosmického záření. Nasm ěrovaným i počítači odlišuje sluneční korpuskulární záření od vodíkových, h éliových a litiových ja ­ der, přicházejících ze vzdálených vesm írných končin. Přístroje určující intenzitu a složení galaktického kosmického záření registru jí jádra iso­ topů vodíků a a-částice s energiem i m ezi 12 až 80 m ilióny elektronvoltů. Družice je též vybavena elektrostatickým i analyzátory a složitým orientačním systémem. V době velké sluneční aktivity jsou původní málo známé m agnetické a radiační pom ěry v prostoru Van A llen ových pásů a m ezi Van A llen o ­ vým i pásy a Měsícem zkresleny silnou sluneční radiací. Tomu se lze částečně vyhnout vypouštěním družic v období kolem minima sluneční aktivity, jež pak mohou lépe stanovit původní poměry. Právě k tomu je určena serie am erických družic Imp a nedávno vypuštěné sovětské dru­ žice Elektron 1 a Elektron 2.

František

Soják:

J S O U ZA P L U T É M D A L Š Í O B Ě Ž N I C E ? Již W ill. Pickering věřil, že za Neptunem jsou jistě další oběžnice, které předběžně označil písmeny O, P, Q, R. Jeho předpokládaná oběžnice O odpovídá přibližně Plutovi, objevenému r. 1930. Oběžnici P kladl Picke­ ring do vzdálenosti 123 astr. jednotek s oběžnou dobou 1400 let, oběž­ nici Q do vzdálenosti 575 astr. jedn. s dobou oběhu 26 000 let a u oběž­ nice R odhadl oběh asi na půl miliónů let. Také Sevin předpokládal oběž­ nici ve vzdálenosti 77,8 astr. jedn. K. Schůtte r. 1949 seskupil dráhy

5 komet a r. 1950 dalších 8 komet, které rovněž poukazovaly na nějakou transplutonskou oběžnici. H. H. K ritzin ger počal se studiem tohoto problému již r. 1912, a pro­ tože u tak vzdálených oběžnic není dobře možné užít pro stanovení je ­ jich elementů poruch drah, studoval afelia periodických komet. Snažil se z velkého jejich počtu vyhledat ty, které jsou tak seskupeny, že by bylo možné polohami jejich odsluní proložit oběžné dráhy předpoklá­ daných transneptunských oběžnic. Protože známé Titiusovo-Bodeovo pravidlo pro střední vzdálenosti oběž­ nic od Slunce končí Uranem, sestavil K ritzin ger nové em pirické vzorce: 10 log a — 0,8 + 2 n

a

10 lo g P = 1,3 + 3 n.

R. 1959 uveřejnil K ritzin ger údaje o oběžnici, kterou nazval Persephone, odpovídající přibližně oběžnici Sevinem předpokládané ve vzdále­ nosti 77,8 astr. jednotek. Kritzingerova bližší oběžnice Hádes přibližně odpovídá Pickeringově oběžnici O a Minos ve vzdálenosti 123 astr. jedn. jeho oběžnici P. Existence dalších oběžnic, které K ritzin ger nazval Teiresias a Charon, jsou podle něho rovněž doloženy skupinami komet. Skupiny „ zajatých“ kom et a je jich průchody afelem 2. Persephone

1. Hádes 1939 1889 1862 1907 1917

VI III III II I

1081,2 1440,5 1440,0 1661,2 1699,2

1932 1931 1932 1905 1885 1857 1932

I III V III III IV X

.

4. Teiresias 1887 1935 1854 1853

II I V II

— 3017 — 3017 + 364 680

3. M inos

664 684 1016 1340 1474 1722 1782

1846 1861 1906 1937 1930

V II II V II II III

— 1404 -1- 430 1032 1052 1232

5. Charon 1858 1923 1881 1909 1936

VI I III I II

— 7158 — 740 + 403 901 1052

E lem enty drah transplutonských oběžnic podle H. H. Kritzingera p ro 1900,0 Hádes 75,3° 30,6° 274,4° 0,9233°

Persephone

M inos

83,1° 38,0° 205,7° 0,5328°

66,6° 50,0° 84,8° 0,2638°

Teiresias

Charon

201,2° 21,8° 344,7° 0,1260°

136,7° 24,9° 275,5° 0,0747°

201,0

285,3

77,0

389,9

675,7

1365

2857

4819

21h40m

21h32m

12h35m

12h26m

12h52m

+ 10° '

+ 19°

+ 52°

123,0

0

53,4

1

Střední anom álie Sklon dráhy Délka uzlu Roční pohyb Střed, vzdál. (astr. jedn.) Oběžná doba (le t ) R ektanscenze (1960,0) D eklinace (1960,0)

— 32°

(V o ln ě upraveno p od le H. H. K ritzin g era , D ie S tern e 1963,6.)

E L E K T R O N I C K É M Ě Ř E N Í MALÝCH N A P Ě T Í SE Z Ř E T E L E M K H V Ě Z D N É F O T O M E T R U S měřením m alých stejnosm ěrných napětí se v poslední době setká­ váme v mnohých oblastech vědy a techniky. Za malé napětí považujeme zpravidla napětí v rozsahu od 10-6 voltu do 1 voltu. Jedním z těchto čet­ ných vědních odborů je také hvězdná fotom etrie. Chtěl bych upozornit na nové způsoby měření malých napětí, které zejm éna v posledních le ­ tech vzn ikají v laboratořích vědeckých ústavů a kupodivu velm i po­ malu pronikají do hvězdné fotom etrie. Metoda, na kterou v závěru upozorním, včetně příkladu prům yslové realizace, není u nás ještě do­ statečně známa, a proto se domnívám, že bude užitečné uvažovat v bu­ doucnu o je jí aplikaci ve hvězdné fotom etrii. Ujasněme si nejprve požadavky na m ěřící zařízení m alých napětí, které vzn ikají funkcí fotonásobiče. Fotonásobič sovětské výroby FEU-17 má zhruba tyto technické param etry: pracovní napětí 950 V = , temný proud 3.10”9 A při 20° C, fluktuace temného proudu 3.1CT11 A ; fotoproud hvězdy 6,0m při 200 mm objektivu 4.10-8 A (p řík la d ). M ěřicí zařízení, jež by mohlo pln ě vyhodnotit elek trické inform ace, které dává fotonásobič, musí nejen bezpečně indikovat temný proud, který se zpravidla kompenzuje, ale reagovat i na fluktuace temného proudu, jen tehdy máme záruku, že m ěřicí zařízení plně vyu žije mohut­ nosti použitého dalekohledu v kombinaci s fotonásobičem. Citlivost pak postačí pro registraci signálů blížících se hladině šumu. Konkrétně ře­ čeno, způsobí fluktuace fotoproudu 3.10-11 A na odporu 3 M Q , ( c o ž je vhodná kompromisní hodnota) fluktuace napětí dE = 3.106 X 3.1011 = 10-4 = 100 (uV. Tato hodnota představuje v podstatě řád napětí, které se jako m inim ální vyskytuje v hvězdné fotom etrii s fotonásobičem FEU. Žádný galvanom ěr pochopitelně nemůže takové hodnoty spolehlivě zpracovat přímo. Použije se proto zesilovače stejnosm ěrných napětí. Zde jsme pak u hlavní problem atiky. Elektronické stejnosm ěrné zesi­ lovače mohou být konstruovány bud jako zesilovače s přímým zesíle­ ním, což je ve hvězdné fotom etrii dnes běžný způsob, nebo jako zesilo ­ vače s měničem. Při přímém zesilování stejnosm ěrných nebo velm i zvolna se měnících napětí nemůžeme zařadit jako vazební členy m ezi jedn otlivým i zesilo ­ vacím i stupni ani kondenzátory, ani transform átory. M ezi jedn otlivým i stupni je nutné použít přímé galvan ické vazby. Anoda elektron ky před­ cházejícího stupně je pak spojena s mřížkou elektron ky následujícího stupně. Z toho vznikají jednak zvláštní požadavky na zdroj takového zesilovače, i mnoho jiných nevýhod. Uvedu nejdůležitější nevýhody stejnosměrného zesilovače s přímým zesílením : Každá změna napětí na výstupu jednoho stupně se zesiluje ve stupni následujícím a projevuje se stejně jako signál na vstupu zesilovače. Jako důsledek nestability provozních napětí a nestability základních

parametrů elektron ek a odporů se objevují na výstupu výchylky m ě­ řidla, které nem ají s pozorovaným jevem nic společného. U zesilovače s přímým zesílením se těžko zajišťuje stabilita zesilova­ cího činitele a linearita závislosti vstupního a výstupního napětí. Největším problémem stejnosm ěrných zesilovačů je nestabilita nuly, tj. vých ylky při nulovém vstupním napětí. Tato nestabilita má více pří­ čin, jako jsou např. změna emisních vlastností katod, změna m řížkového proudu první elektronky, kolísání napájecích napětí anodových, m říž­ kových i žhavicích, nestabilita odporů, které jsou závislé na teplotě. Proti nestabilitě nuly se bojuje různými způsoby, jako sym etrickým zapojením , umělým stárnutím elektronek a odporů nebo předim enzová­ ním některých dílů. Z laboratorní a prům yslové praxe elektron ické m ě­ řicí techniky totiž plyne, že elektronka se co do parametrů uklidní až po 50— 60 hodinách nepřetržitého provozu. Teprve po takovém „za h o­ řen í" se z mnoha elektron ek vybírají elektronky vhodné pro m ěřicí účely. I odpory se často tepelně zpracovávají buď dlouhodobým elek tric­ kým zatížením , střídaným tepelným i cyk ly nebo zahříváním v o leji při vhodné teplotě, udržované termostatem. Pak následuje přísný výběr odporů jak co do hodnoty, tak zejm éna s ohledem na stabilitu a šum na speciálních m ostových zařízeních. Z toho je patrno, že konstrukce a stavba m ěřicího zesilovače, který by dával spolehlivé a vědecky zaručené výsledky je značně obtížná a při skromném vybavení pracoviště dokonce nemožná. Stejnosměrný zesilovač s přímým zesílením je obtížně zvládnutelný i ve speciální elektronické výrobě, a proto se v posledních letech přechází na stejno­ směrné zesilovače s měničem, kde jsou potíže s nestabilitou nuly da­ leko menší. Princip takového zesilovače spočívá v tom, že měřené malé napětí se uměle moduluje, tj. dostává střídavou složku. N apětí s takovým prů­ během se pak zesiluje střídavým zesilovačem , kde jedn otlivé stupně jsou odděleny kondenzátory nebo transform átory a neovlivňují se. N e ­ stabilita elektronek, odporů a napětí se neprojeví, leda jen velm i málo. Funkční schéma takového zesilovače je uvedeno na obrázku; ve sché­ matu značí U i = měřené malé stejnosm ěrné napětí, M měnič, který mění U i na napětí střídavé, Z střídavý zesilovač, Uz ~ zesílené střídavé napětí, D detektor, který zesílené napětí opět usměrní, U i = usměr­ něné zesílené napětí a I indikační m ěřidlo nebo registrační přístroj. Při tomto principu však vznikl nový problém, a to stabilita vstupního měniče. Byly vyzkoušeny nejrůznější typy měničů jako elektrom echa­ nické kontaktní, m agnetoelektrické, m agnetické, elektronické, p olovo­ dičové a jiné. Četné pokusy ukázaly, že n ejspoleh livější je tč. vibrační buzený přerušovač na principu polarizovaného relé. Takový měnič se dá použít i pro napětí menší než 1 m ikrovolt. Chtěl bych upozornit na to, že v n. p. Tesla Brno byl vyvinut přístroj pracující na tomto novém principu, který by se po menší adaptaci mohl Obr. 1. F u n k čn í schéma stejn osm ěrn éh o zesilovače s m ěničem

dobře osvědčit ve hvězdné fotom etrii. Přístroj bude zaveden do výroby v příštím roce a označen typovým číslem BM 386. Jde o vy sok ofrek ­ venční m ilivoltm etr do 2000 MHz, který při vynechání vstupní sondy je v podstatě stejnosměrným zesilovačem s vibračním měničem. Přístroj má 4 elektronky, doutnavkový stabilizátor, n ěkolik polovodičů a velký indikační přístroj. Přístroj je poměrně jednoduchý, m alých rozměrů a jeho citlivost pro m ěření stejnosm ěrných napětí je možné ch arakterizo­ vat tím, že na prvním rozsahu bude možné nastavit citlivost 100— 300 m ikrovolt na plnou výchylku. Nejm enší m ěřitelné napětí bude asi 10 m ikrovolt. Závěrem bych chtěl ještě upozornit na to, že bude dán v příštím roce do výroby stabilizovaný zdroj Tesla BS 452, který může sloužit jako zdroj stabilizovaného vysokého napětí 1000 V s přesností 10-4. Jde o v e l­ mi univerzální zdroj pro všechny druhy laboratorní práce. Dává napětí 200— 1000 V plynule nastavitelné při proudu až 200 mA, do 500 V s proudy do 400 mA a několik napětí žhavicích (stříd a v ých ). Přístroj váží asi 50 kg. Ve svém stručném referátu chtěl jsem upozornit na tyto důležité sku­ tečnosti: (1 ) Na nový směr řešení stejnosm ěrných zesilovačů, který u nás ještě není zcela známý v astronomii, na n ějž se však ve světě soustavně pře­ chází, a to i v oborech hvězdné fotom etrii technicky příbuzných; (2 ) že vlastní konstrukce a stavba vlastních m ěřicích zařízen í ve skromných podmínkách lidových hvězdáren je obtížná a pravděpodob­ nost neúspěchu velm i značná, zvláště požadujem e-li vědecky hodnotné výsledky; (3 ) upozornit na to, že stejně jako jsm e opustili amatérskou výrobu optiky pro hvězdárny, bude vhodné opřít se alespoň částečně i v e lek ­ tronice o specializovanou prům yslovou výrobu, kde jsou potřebné zku­ šenosti a vybavení. I tak zůstane pro schopné pracovníky mnoho od­ povědné a záslužné práce při adaptaci, úpravě a udržování elek tron ic­ kých zařízení. Domnívám se, že by m ěly být zahájeny práce na určité typizaci za­ řízení pro hvězdnou fotom etrii na lidových hvězdárnách, která by od­ stranila živelnost a roztříštěnost prací, které jsou prováděny podle růz­ ných pramenů velm i nestejné úrovně. Domnívám se také, že rozd ěle­ ním určitých konstrukčních nebo aplikačních prací m ezi několik hvěz­ dáren, kde jsou k tomu předpoklady, bychom m ohli dosáhnout poměrně rych le dobrých výsledků. Karel

Raušal:

BAREVNÁ FOTOGRAFIE MLHOVIN Reprodukce barevných fo to g ra fií mlhovin, pořízených na hvězdárně na Mt. Palomaru v Kalifornii, byly sice již otištěny v některých časo­ pisech a knihách, avšak n ikoliv v tak dokonalém provedení, v jakém jsou reprodukce připojeny ke švýcarskému fotografickém u měsíčníku „Cam era“ z prosince 1963; v tomto čísle, věnovaném astronomické foto-

grafii, uveřejnil odborný fo to g ra f pro výzkum na observatořích Mt. W ilson a Mt. Palomar W illiam C. M iller, jaké problémy bylo nutno vyřešit, než se podařilo získat tyto barevné fotografie. Aby i čtenář, jenž není obeznámen s problematikou barevné fotografie, mohl snáze porozumět laboratornímu výzkumu na Mt. Palomaru, po­ važuji za vhodné vysvětlit některé problém y nynější barevné fotografie. Běžná barevná fo to g ra fie je založena na principu, že složením tří obra­ zů ve třech předem přesně určených základních barvách vznikne barevný obraz, obsahující všechny barvy i jejich odstíny. Barevný film je opatřen třemi velm i tenkým i citlivým i vrstvami fotografickým i, při čemž při zvláštním zpracování v každé vrstvě, zcitlivěn é jen na určitou, přesně vymezenou část světelného spektra, vznikne jednobarevný obraz, a to v každé ze tří vrstev v jin é základní barvě. Výsledný barevný obraz podá věrně všechny barvy jen v tom případě, jsou-li tyto tři obrazy v záV 'kladních barvách vzájem ně bezvadně sladěny. Docílit správnou barev­ nou souhru dílčích obrazů je dosud nesnadným problémem i v běžné fotogra fii, neboť barevná fo to g ra fie je dosud velm i citlivá na četné faktory, způsobující barevné rozladění. Příčin je celá řada, zejména různé spektrální složení světla, dopadajícího na fotografovan ý předmět, dále stárnutí tří citlivých vrstev (je ž v každé této vrstvě probíhá jin ak ), značná citlivost na chemickou čistotu použitých chem ikálií při zpra­ cování barevných filmů, a to vše i za předpokladu, že již při výrobě barevného film u byly uskutečněny předpoklady pro sladění dílčích tří vrstev. Rozladění barevné souhry dílčích obrazů lze v určitých m ezích odstranit nebo zm írnit tím, že se použije vhodných barevných korekčních filtrů, jež se zpravidla zařazují při zvětšování z barevného negativu na barevný pozitiv, nebo jež se vm ontují k diapozitivům, získaným inverzně. Při vlastním fotografován í se používá převodních filtrů jen tehdy, liší-li se světlo ozařující fotografovan ý předm ět značně od barevné teploty světla, pro niž je barevný film již při výrobě sladěn. Jakých korekčních filtrů se má v daném případě užít, dá se změřit kolorim etry, avšak v běžné praxi se tato laboratorní metoda nahrazuje odhadem a několika zkouškami s vhodnými korekčním i filtry tak, až podání barev je uspokojivé. Citlivou pomůckou pro určení vhodných korekčních filtrů jsou šedé tabulky, na nichž je několik stupňů různých neutrálních šedí. Podaří-li se podat na barevné fo to g ra fii různé stupně šedě v neutrálním tónu, pak jsou věrně podány všechny barvy. V praxi se postupuje tak, že se šedá tabulka ofotografu je za téhož osvětlení jako fotografovan ý před­ mět na tentýž barevný film , s nímž se pak společně za stejných pod­ mínek zpracuje. Tytéž korekční filtry , podávající správně neutrální šed na takto ofotografovan é tabulce, podají správné barevné odstíny i na vlastním snímku. A právě podání šedě v neutrálním tónu bylo využito při barevné fo to g ra fii m lhovin na Mt. Palomaru. V citovaném čísle Camery uvádí W. C. Miller, že barevná fotogra fie v astronomii byla pro malou citlivost barevných film ů možná jen u n ej­ jasnějších objektů oblohy, kdežto fotografován í slabě zářících objektů se nedařilo ani při několikahodinové expozici. Barevné fotografování

m lhovin bylo umožněno teprve vynalezením mimořádně citlivého barev­ ného film u Super-Anscochrom. Předběžné pokusy s tím to film em v ohnis­ ku Schmidtovy komory o průměru zrcadla 122 cm a světelnosti 1:2,5 brzy ukázaly, že získané obrazy u většiny m lhovin nem ěly potřebné detaily, a proto bylo v některých případech použito největšího daleko­ hledu světa se zrcadlem o průměru 5,08 m a ohniskové vzdálenosti 18 m (světelnost 1:3,6), jenž dával v ohniskové rovině obrazy šestkrát větší. Menší relativn í světelnost tohoto dalekohledu vyžadovala však prodlou­ žení expozic, jež byly těsně pod 5 hodinami. Získat barevné fo togra fie m lhovin ve správných barvách bylo kom p li­ kovaným problémem, k jehož vyřešení bylo nutno provést nesčetné zkoušky v laboratořích, kde se prováděla přesná měření, zkušební v y ­ volávání a kolorom etrická m ěření barevných odchylek a stanovení hod­ not korekčních filtrů apod. První problém, jenž se vyskytl, byla značná odchylka od recipročního zákona, známá v černobílé fo to g ra fii jako Schwarzschildův efekt. Tato vada se dá v černobílé fo togra fii odstranit prodloužením expozice, což však není možno v barevné fotogra fii, protože každá ze tří citlivých fotografických vrstev reaguje jinak na Schwarzschildův efekt, takže nutně vznikne barevné rozladění. V barevné fo to g ra fii lze tuto vadu odstranit zařazením korekčních filtrů. N alézt vhodnou filtra ci podle pouhé představy barev není v tomto případě možné, neboť dosud nikdo ani v největších dalekohledech světa neviděl, zda vůbec a jaké barvy m ají slabě zářící mlhoviny, u nichž lidské oko v důsledku slabého jasu žádné barvy nerozeznává. Bylo proto nutné přesně určit hodnotu korekčních filtrů. V labora­ tořích na Mt. Palomaru byl barevný film Super-Anscochrom v senzitometru exponován jednu vteřinu při takových korekčních filtrech, aby na film u vznikla neutrální šeď. Pak při nezměněné filtra ci se snížila pouze intenzita světla v denzitom etru tak, aby film byl dostatečně exponován po takové doby, jaké se předpokládaly při vlastním fo to ­ grafován í mlhovin (do 4 hodin). Další kontrolní vzorky se osvětlovaly po různě dlouhé doby, při čemž se m ěnila jen intenzita světla. Barevné odchylky od neutrální šedě se prom ěřovaly kolorim etry a tak se vypo­ četly příslušné hodnoty ‘korekčních filtrů pro různě dlouhé expozice. Zjistilo se, že největší barevné rozladění nastává při expozicích mezi jednou vteřinou a jednou hodinou, kdežto při delších expozicích je další barevné rozladění jen malé. Proto hodnota korekčních filtrů, určená pro expozici 3 hodin, se může použít pro všechny dlouhodobé expozice. Hodnota zbývající malé korekční chyby se určí tím, že se část filmu, na nějž se fotografu je mlhovina, osvětlí v senzitom etru příslušnou inten­ zitou světla po dobu jedné vteřiny a to s použitím takových korekčních filtrů, o nichž je známo, že při takto filtrovaném světle po dobu expo­ zice jedné vteřiny vznikne neutrální šeď. Kromě toho se část téhož filmu osvětlí senzitometrem po stejnou dobu, po jakou se fotografu je mlhovina, a při použití stejných koreikčních filtrů, jim iž se fotografu je mlhovina v dalekohledu. Tyto senzitom etrické proužky se zpracují společně s filmém, na nějž byla vyfotografován a mlhovina. Každá i malá barevná odchylka těcM o proužků od neutrální šedě okam žitě ukáže barevné

S ta rt ra k e ty S c o u t s d r u ž ic í „B a b y E c h o 11“ .

D o m e k p r o p o z o r o v á n í d r u ž ic na h v ě z d á rn ě v E ile n b u rg u .

R a k e to v ý sy stém S c o u t na o d p a lo v a c í ra m p ě.

rozladění, jež se může vždy vyskytnout. Takto se vyloučí chyby způ­ sobené i jiným i faktory, jako je stárnutí tří různě senzibilovaných emulzí barevného filmu, rozdílné náhodné poměry při zpracování film u apod. Kromě toho se objevily ještě další vnější faktory, způsobující barev­ né rozladění při dlouhých expozicích: záření nočního nebe a aurora, neboť skrze jejich záření ,jsou všechny astronomické objekty fo tog ra ­ fovány. Již expozice jedné hodiny způsobuje barevný závoj. Protože se toto záření mění stále jak co do barvy, tak i co do intenzity, bylo toto záření po celou dobu expozice fotoelek trick y měřeno a analyzováno, aby se pak vypočetla a provedla ještě další barevná korekce. Jak patrno ze zprávy W. C. M illera, šlo o práci velm i složitou, jež se podle jeh o vlastního sdělení podařila jen tím, že po dobu více týdnů byla řada pracovníků zaměstnána přesnými laboratorním i měřeními a zkouškami, takže vlastní i vícehodinové fotografován í mlhovin bylo n ej­ snadnější částí celého procesu. K uvedenému číslu Camery je připojeno 8 originálních reprodukcí barevných snímků mlhovin, o nichž jmenovaný autor sám uvádí, že barevné podání je tak přesné, jak to jen tiskařská technika a nynější stav barevné fo tog ra fie vůbec připouští.

Oto

Obůrka:

H V Ě Z D Á R N A J. G A G A R I N A V E I L E N B U R G U ♦ Dne 12. dubna t. r. byla slavnostně odevzdána veřejnosti nová lidová a školní hvězdárna v Eilenburgu, vzdáleném asi 20 km od Lipska, po­ jmenovaná po prvním kosmonautovi světa Gagarinovi. Cílevědom ě pro­ jektovaná a účelně zařízená hvězdárna byla vybudována na návrší Mansberg náhradou za lidovou hvězdárnu Uranii (v iz ŘH 8/1961, str. 149), je jíž práce byla v posledních letech téměř znemožněna stále se rozšiřujícím provozem a osvětlením továrny na celuloid. Nová hvězdárna byla vybudována nákladem 250 000 DM (asi 750 ti­ síc K čs), které poskytlo m inisterstvo školství NDR v Berlíně a stavba byla provedena okresním stavebním podnikem. Bylo již také započato se stavbou obytného domu se služebním bytem ředitele, pro nějž je k dispozici dalších 50 000 DM. Účelnost zařízení hvězdárny pro p ozoro­ vací i osvětovou práci svědčí o dlouholeté zkušenosti jejíh o tvůrce, ře­ ditele E. Otty. Hlavní pozorovatelnou je vyvýšená kopule s refraktorem 150 mm, k níž vede z hlavní budovy kryté schodiště. Ve dvou menších pozoro­ vatelnách se společnou odsuvnou střechou jsou umístěny další pozo­ rovací přístroje, re flek to r 200 mm a dvojitý refraktor 80/1200 a 78/ 1120 mm. Zvláštní stanice pro pozorování družic je vybavena re flek to ­ rem 164 mm s komorou pro fotogra fová n í družic a osmi pevným i pod­ stavci pro pozorovací přístroje AT 1, opatřeným i azimutálními kruhy, elektrickým osvětlením , signálním vedením k chronografu v časové pracovně pod pozorovací plošinou. Pro odborné úkoly hvězdárny slouží dále sluneční, měsíční a planetární kom ory a další pomocné přístroje. Pro popularizaci astronom ie a vzdělávací činnost spolupracovníků

slouží pěkná, účelně zařízená přednášková síň s 64 sklápěcím i sedadly se stolečky, hala vhodná pro besedy, případně pro instalaci výstav, dále pracovny, knihovna, kabinet pomůcek, temná komora a šatna. V programu činnosti hvězdárny J. Gagarina je úzká spolupráce se školam i okresu, hlavně s 10. a 12. třídami, kde je astronom ie ve stu­ dijním plánu. Avšak i jin é třídy p od ílejí se na výuce astronomie a v e ­ černích pozorováních. Hvězdárna bude rovněž pokračovat ve své dlouho­ leté vzdělávací činnosti pro občanstvo města přednáškami a veřejn ým i pozorováním i. Na odborném úseku provádí hvězdárna již dlouhá léta pozorování sluneční fotosféry, sledování zákrytů hvězd Měsícem, po­ zorování Měsíce a planet a jedním z hlavních úkolů v současné době jsou soustavná sledování umělých družic Země. Otevření hvězdárny J. Gagarina v Eilenburgu proběhlo velm i slav­ nostně a bylo spojeno s několika společenským i akcemi. Slavnosti uspořádané v okresním kulturním domě se zúčastnili, krom ě 300 občanů a hostí, všichni přední představitelé politického a kulturního života a zástupci lidových hvězdáren NDR. M ezi hosty nechyběl ani prof. dr. C. H offm eister, ředitel Astronom ické observatoře Něm ecké akademie věd v Sonnebergu, který vedl odpoledne besedu za velk é účasti zájemců o astronomii. Na pozvání rady okresu, rady města Eilenburgu a organizace Deutscher Kulturbund zúčastnilo se slavnosti otevřen í hvězdárny pět zástupců z Něm ecké spolkové republiky, ředitelka hvězdárny Urania ve Vídni, podepsaný a J. Doleček z Valašského M eziříčí. Rozhovory astronom ických pracovníků z NDR, NSR, Rakouska a CSSR um ožnily porovnat rozsah a význam odborné a osvětové práce na úseku astronomie v jed n o tli­ vých zemích. Lze říci, že naše vztahy s astronom ickým i pracovníky NDR se vytvá řejí velm i přátelsky, což naši hostitelé na každém kroku prokazovali.

Co nového v astronomii V N I T R N Í

S T A V B A

P O D T R P A S L l K Ú

C. M. Varsavsky, F. Gratton a W. G. uhlíku, při čem ž ro zd íl s v ítivosti vzrůs­ L. Poppel se zabývali studiem vlivu ob­ tá se vzrůstem hm oty m odelu h věz­ sahu uhlíku na polohu m odelu h věz­ dy. Přítom nost určitého m nožství těž­ dy — podtrpaslíka na H ertzsprungověkých prvků pak v e d e k tomu, ž e p ří­ R ussellově diagram u. U važovali m ode­ slušné m odely, obsahující kovy, budou ly podtrpaslíků o hm otách 0,7; 0,9; při hm otě větší než 1,1 sluneční hm oty 1,1; 1,3; 1,5 a 1,7 sluneční hmoty, a to na H ertzsprun gově-R ussellově d iagra­ p ro deset různých případů chem ick é­ mu o 0m, l výše než posloupnost hvězd, ho složení. V případě, když by obsah neobsahující kovy. Při studiu těch to uhlíku nebyl roven nule, je m ožno vztahů se rovněž zjistilo, že při pom ěr­ uvolň ován í e n ergie považovat za p ro­ ně m alých hm otách m ůže přítom nost dukt jak p roton -p roton ového (p ři tep­ uhlíku způsobit k on vek tivn í n erovn o­ lotách m enších než 17.108 °K ), tak duváhu, což m ůže m ít značný v liv na v ý ­ síko-uhlíkového cyklu. Z výpočtů v y ­ voj hvězdy. Dále došli jm en ovan í p ra­ plývá p ro m odely o hmotě větší než covníci k závěru, ž e zářivá rovnováha 1,2 sluneční hm oty svítivost hvězdy, má úzký vztah k m alým zm ěnám m nož­ obsahující uhlík, při dané efek tivn í ství vyzářen é e n e rg ie a k průzračnosti teplotě větší než p ro m odely hvězd bez atm osféry hvězdy. J. J.

Dne 19. prosince 1963 vyp u stily USA z Tichom ořského raketového polygonu další balónovou družici E xplorer XIX, známou pod názvem „B aby Echo 11“ (2. str. o b á lk y ). K rátce potom op tick y reg is trov a li družici australští p o zo ro ­ v atelé jako ob jek t 6. hvězdné v e lik o s ­ ti. Trabant byl zkonstruován podobně jako jeho předchůdce E xplorer IX (B a ­ by Echo I ), k jeh ož vypuštěni bylo p o­ p rvé použito třístupňového raketového systému „S cou ť* s tuhým p alivem (1. a 4. str. p řílo h y ). Prvním stupněm by­ la raketa A lg o l (d é lk a 9,1 m, průměr 101 cm, tah 52 t), druhým raketa Castor (d é lk a 6,1 m, průměr 76 cm, tah 21 t) a třetím raketa An tares (d élk a 3 m, průměr 76 cm, tah 6 t), nesoucí orientační a kon trolní aparaturu. Ex­ plorer IX byl vypuštěn 16. 2. 1961 ve 13h05m SČ z rak etové základn y W allops ve V irgin ii. S férick á družice o průměru 3,7 m a váze 6,8 kg krou­ žila krátce po vypuštění ve dráze s p e ­ rigeem 636 km, apogeem 2579 km, s oběžnou dobou 118,4 min. a na rozd íl od Exploreru XIX se sklonem rovin y oběžné dráhy k rovině rovníku pod úhlem 38,9°. Do oběhu se dostala c e l­ kem čtyři tělesa — I9 6 l5 1t 196155, 19615a a 196154. Z experim entu E xp lo­ rer XIX jsou p ozo ro vateln é dva o b jek ­ ty — vlastní dru žice asi páté až šesté hvězdné v elik o sti a o m agnitudu slab­ ší pouzdro se schránkou a orientačním zařízením , jež bylo již druhý den po vypuštění vzd álen o od vlastn íh o sate­ litu 230 km. Povrch balón ové dru žice E xp lorer XIX je zh otoven z hliníku a z um ělé hm oty m ylar a byl složen ze 40 na-

D I S K R É T N l

Z D R O J E A

vzájem pospojovaných klínů. P olokou ­ le trabanta fungují ja k o rád iové anté­ ny a jsou od sebe p roto na rovníku od děleny nevodivým pásem. V ysílač je napájen nikl-kadm iovým i bateriem i dobíjeným i slunečním i elem enty. N a rozd íl od první balón ové dru ži­ ce uvedené série obíhá E xplorer XIX o k o lo Země po dráze, je jíž rovina je skloněna k rovině zem ského rovníku pod úhlem 78,6°, trabant se tak do­ stává až za severn í p olární kruh a p ro létává oblastm i s rozdílným i ra­ diačním i a atm osférickým i pom ěry. Změny v rychlosti a ve tvaru dráhy v e lk é družice s malou hmotou dobře ind ik u jí 24hodinové zm ěny v atm osfé­ ře, ro zd íly v hustotě atm osféry nad jed n otlivým i oblastm i zem ského p o ­ vrchu, slap ové zm ěny v ovzduší, v liv slunečního cyklu a brzdicí účinky me­ ziplan etárn ího prachu. Při vypouštění byla d ru žice složena v h la vici rakety, ve k teré byly i p řís troje registru jící teploty, zrych len í a param etry dráhy, v n evelkém pouzdru o průměru 22 cm a d élce 48 cm. Hned po uvolnění se balón nadmul tlakem plynného dusí­ ku, jenž p osléze unikl do m eziplane­ tárníh o prostoru a tlak uvnitř dru žice se vyrovn a l s tlakem ve vnějším pros­ toru. T var balónu udržují vrstvy h li­ níku a m ylaru, z nichž je zhotoven jeh o povrch. Vhodně se tak p odařilo sn ížit váhu dru žice „B aby Echo 11“ na minimum, nezbytné p ro splnění v ý ­ še popsaných úkolů. E xp lorer XIX obí­ há ok o lo Země v e výškách od 587 km v perigeu do 2400 km v apogeu s oběž­ nou dobou 116 min. J. Vagera

R Á D I O V É H O

ZÁ ŘE NI

K O S M O t O G I E

W. Davidson se zabýval studiem úda­ jů p oslední cam bridgské p řeh lídky diskrétních zdrojů rádiového záření a došel k závěru, že za předpokladu správnosti těchto údajů, tj. správného odhadu středních chyb p ozorován í a potvrzen í správnosti našich dnešních představ o existenci shluků d iskrét­ ních zdrojů rádiového záření, dokazu-

je cam bridgská přeh lídk a naprostou bezpodstatnost m odelů stacionárního vesmíru. Tento Davidsonův závěr sou­ hlasí se závěry, učiněným i před dvěma lé ty Clarkem a Rylem . Davidson při své práci zpočátku p ředpokládal na­ h odilé rozlo žen í zdrojů rádiového zá­ řen í pokud jde o jejich absolutní jas­ nost P a Gaussovo ro zlo že n í hodnot

lo g P v daném rozm ezí hodnot hustoty toku S (to to rozlo žen í p řibližn ě sou­ hlasí s pozorováním , jestliže pro střed­ ní hodnotu P se vyberou vhodné hod­ n o ty ). Ukázalo se, že při všech p ra v­ děpodobných fyzik á ln ích p řed p ok la­ dech ani jeden v ý v o jo v ý m odel vesm í­ ru nemůže souhlasit s cam bridgským i radioastronom ickým i pozorováním i, je s tliže předpokládám e, že absolutní jasnosti rádiových zdrojů ubývá s ča­ sem. Pro Gaussovo rozlo žen í lo g P b y­ lo zjištěno, že v případě, když je hus­ tota počtu rádiových zdrojů úměrná hustotě počtu galaxií, musila by se jas­ nost prům ěrného diskrétního zdroje rádiového záření v současné době zm enšovat rychlostí větší než 1,4 % za 108 let. Kdyby hustota zdrojů rá d io­ vého záření byla úměrná čtverci husto­ ty g a la x ií (to by m ohlo být tehdy, kdyby vznik diskrétních zdrojů rá d io­ véh o zářen í byl spjat s kinetickým efek tem g a la x ií), pak by v ývo j zcela určitě musil vést k zm enšování inten­ zity diskrétních zdrojů rádiového zá­ ření v současné době v krajním p ř í­ padě o 0,2 % za 108 let. Davidson věn oval dále pozornost zvláštn í skupině k osm ologických p lo ­ chých modelů, v nichž k oeficien t p ros­ torového rozpínání R ( t ) = tn, kde n je konstanta. V ypracoval dvě h yp oté­ zy, vych á zející z obecné teorie r e la ti­ vity, které se týk aly v ý v o je absolutní jasnosti rádiových zdrojů. Podle těch­ to hypotéz se v uvažovaných m odelech zářivá en ergie prostoru, podm íněná zd roji rád iovéh o záření, m ění s třetí m ocninou t, a to alespoň pro období, v něm ž byl vypracován cam bridgský přehled diskrétních rádiových zdrojů. U M Ě L A

T I Ž E

V

V USA se v poslední době zab ývají propracováním projektu konstrukce a pom ocných zařízen í mohutné kosm ické te le v izn í stanice. Stanice má m ít délku 21 m a bude určena p ro průzkum m ožností uskutečnění řady operací nejrů zn ějšíh o charakteru v podm ínkách um ělé tíže, způsobené rotací této kosm ické stanice. M ezi zák lad n í úkoly, které má tato stanice pom oci vyřešit, patří v p rvé řadě v ýc v ik po-

V ý vo jo v ý m odel zahrnuje p řed p ok la ­ dy, že n le ž í v intervalu Vfe a 2/z a je ohraničeno časovou závislostí hustoty rád iových zdrojů. N a tomto základě, n ep řih lížeje k d isperzi inten zity rád io­ vých zdrojů, zjis til Davidson, že m o­ del, pro který je hodnota n m enší než 2/3 — i když je této hodnotě velm i b líz­ ká — poskytuje diagram závislosti lo g N — lo g S, který dobře souhlasí s cam bridgským i pozorováním i. Tento m odel je charakterizován param etrem zrych len í — 0,5, což souhlasí v m ezích pozorovacích chyb s hodnotou, ned áv­ no odvozen ou Baumem; Davidson za použití Hubbleovy konstanty 1.3.1010 let obdržel pro současné stáří tohoto m odelu vesm íru hodnotu 8,7.109 let. T eorie ukazuje, že v epoše, od p o v íd a ­ jíc í maximu pozorováním zjištěn é zá ­ vislosti log (iV/A/o) — lo g S, v y já d ř e ­ né křivkou, bude průměrná intenzita diskrétních rádiových zdrojů asi d e ­ setkrát větší než současná intenzita těchto zdrojů. Davidson dále studoval otázku, jak se zm enšování inten zity rád iových zdrojů v současné době o 1,4 % za 108 let (z a p ou žití Hubbleo­ vy konstanty 80 km/sec/M pc) p ro je ­ vuje na inten zitě p oza dí rádiového kosm ického záření. O dvodil vzorec pro pozorovanou jasnost oblohy na dané fre k v e n c i v současné době pro izo tro p ­ ní m odely. Pro Einsteinův a de Sitterův m odel vesm íru by pozorovaná jas­ nost ob loh y musila být čtyřik rát v ě t­ ší než pro stacionární m odel Hoyleův. Jestliže cam bridgské odhady funkce svítivosti rádiových g a la x ií budou p o­ tvrzeny, budou m ožná i další kosm o­ logick á kritéria. J. J. K O S M I C K É

L O D I

sádky a různá lab oratorn í m ěření. Počítá se s tím, že stan ice takto vybavená bude m oci být navedena na kruhovou oběžnou dráhu kolem Země v e výši asi 480 km v letech 1967— 69. P ro ­ jek t se musí především zabývat požad ávky kladeným i na základn í pomocná zařízení, um ístěná na palubě této kosm ické stanice, zejm én a na systém zařízení, slou žících k zach ování podm ínek, vhodných pro zajištěn í příz-

posádky. K těm to účelům se p řip ra­ vu je sp eciáln í m od ifik a ce rakety typu A p ollo . Tento am erický p ro jek t je je d ­ ním z řady dalších kroků, kterým i se má ubírat další ro zv o j kosmonautiky, a to jak v oblasti je jíh o praktického vyu žití p ro te le v izn í retran slaci m ezi jed n otlivým i světad íly, tak v oblasti p říp rav k letům raket s lidskou po­ sádkou do vzd álen ějších částí kos­ m ick ého prostoru, zejm éna k planetám sluneční soustavy. J. J.

nivých podm ínek p ro práci posádky a systém zajiš ťu jíc í zásobování stani­ ce en ergií. Je sam ozřejm é, ž e je nutno věnovat pozornost i konstrukci dalších zařízení, ja k o např. systém u tepelné kontroly, systémům za jišťu jícím o rien ­ taci a stab ilizaci stanice v prostoru a telekom unikačním systémům. Poně­ vadž tato stanice má být v provozu velm i dlouhou dobu, p řip ravu je se i projekt p ra vid eln éh o zásobování té ­ to stan ice ze Země a občasná vým ěna

OKAMŽI KY

V Y S Í L Á N ! v

Č A S O V Ý C H

Č e r v n u

SI GNÁ LU

1964

OMA 50 kHz, 20h; OMA 2500 kHz, 20&; Praha 638 kHz, 12h; OLB5 3170 kHz, 20h SEC; (N M — nem ěřeno, N V — n evysílá n o) 1

Den

2 9685 9675 9684 9688

3

4

5

6

7

8

9

10

9683 9673 9684 9688

9681 9671 9677 9686

9678 9669 9678 9686

9676 9666 9660 9679

9672 9666 NV 9677

9672 9662 9668 9675

9675 9661 9672 9674

9671 9659 9670 9672

OMA 50 OMA 2500 Praha OLB5

9687 9676 9684 9694

Den OMA 50 OMA 2500 Praha OLB5

11

12

13

14

15

16

17

18

19

20

9669 9657 9668 9670

9664 9655 9666 9669

9661 9653 9664 9667

9659 9650 NV 9668

9661 9648 9660 9664

9656 9646 9657 9657

9650 9646 9656 9659

9653 9643 9655 9660

NV 9640 NM 9658

9650 9638 9649 9655

Den OMA 50 OMA 2500 Praha OLB5

21

22

23

24

25

26

27

28

29

30

9647 9638 NV 9650

9644 9635 9644 9651

9642 9632 9642 9649

9640 9630 NM 9648

9639 9628 NM 9644

9636 9626 9636 9638

9634 9624 9636 9640

9638 9622 NV 9640

9629 9620 9631 9634

9631 9618 9629 9636

V. Ptáček

Z lidových hvězdáren a astronomických kroužků ii.

s e m i n á ř

Č a s o v é

R o zv íje jíc í se zájem o p ozorován í zá ­ krytů hvězd M ěsícem vyžad u je častěj­ ší vzájem né styky p ozorovatelů zá k ry ­ tů, je jic h ž počet stále vzrůstá stejně tak, ja k o počet p ozorovacích stanic. Ve dnech 23. a 24. listopadu 1963 byl uspořádán Lidovou hvězdárnou v e V a ­ lašském M eziříčí, pověřenou řízením celostátn ího úkolu v oboru časové a zák rytové služby, a časovou a zá k ryto ­ vou sekcí Čs. astronom ické společnos­

a

z á k r y t o v é

s l u ž b y

ti při ČSAV II. sem inář časové a zák ry­ tové služby. Sem ináře se zúčastnilo p rvý den 54 a druhý den 43 účastníků z vědeck ých ústavů, vysokých škol, li­ dových h vězdáren a astronom ických kroužků z celé republiky. V úvodním referátu seznám il inž. B. M aleček přítom né s plněním celostát­ n ího úkolu časové a zák rytové služby lid ovou hvězdárnou ve Valašském Me­ ziř íč í v uplynulém období. Do zah áje­

ní sem ináře, tj. do 23. listopadu 1963 bylo přih lášeno 21 p ozorovacích sta­ nic, z nichž 13 aktivně p ozoru je a ostatní se přip ravu jí k system atickém u p ozorování. Na d vacet dalších lid o ­ vých hvězdáren, astronom ických kroužků i am atérů astronomů má zá­ jem o zap ojen í se do pozorován í zá­ krytů. Lidová hvězdárna v e Valašském M e ziříč í udržuje se stanicem i písem ­ ný i osobní styk. V r. 1963 n a vštívili p ra covn íci hvězdárny celkem 16 sta­ nic a p ro ved li 16 instruktáží pro 112 pozorovatelů a nových zájem ců o tato pozorování. Lid ová hvězdárna v e Va­ lašském M eziříčí poskytla i tech n ic­ kou a m ateriální pom oc některým hvězdárnám a astronom ickým krouž­ kům p ro pozorován í zákrytů. O rgan i­ zace i úsilí o zajištěn í vhodného p ří­ stro jo v é h o zařízen í pro časovou služ­ bu se stále ro z v íje jí a je naděje, ž e již v r. 1964 bude možno vyb avit ně­ které lid o v é hvězdárny a astronom ic­ ké kroužky, p ozo ru jící zákryty, novým časom ěrným zařízením s chronografem.

ruchy a n esp oleh livosti chodu. Přes­ nost ch ron ografu se pohybuje kolem 0,001 vteřin y. U prototypu byly z v o le ­ ny tři různé rych losti pásky, které jsou p řibližn ě 60, 100 a 200 m ilim etrů za vteřinu. P rototyp už byl vyzkoušen v provozu na hvězdárně ve Valašském M e ziříč í a v příštích m ěsících bude ještě dále podrobován zkouškám v nor­ m álním používání při určování k orek ­ cí astronom ických hodin. C hronograf byl přihlášen k patentování. Účastníci sem in áře m ěli m ožnost si stanovit p o­ m ocí um ělé hvězdy, chron ografu a k ře ­ m enných hodin TKH 1 svou osobní chy­ bu. R eferen t se d ále zm ínil o právě dokončovaném přenosném zařízen í pro u rčování osobní chyby p ozorovatelů zákrytů. Toto zařízen í bude používáno ke stanovování osobních chyb p ozo­ rovatelů především tam, kde zatím ne­ ní ch ron ograf. N ovým zařízením je m ožno m ěřit osobní chybu jak p ro zm i­ zení hvězdy, tak také pro ob jeven í se hvězd y (vstup i v ýstu p ). V projektu je rovněž p oloautom atické zařízen í pro odečítán í c h ron ografick ých pásek.

Inž. V lad im ír Ptáček v e svém r e fe ­ rátu „Č asové věd eck é sign ály a jejich praktick é p ou žívá n í" seznám il přítom ­ né p o zo ro va tele s československou ča­ sovou službou a vysílaným i časovým i vědeckým i signály, které jsou vhodné pro časová m ěření na lid ových h věz­ dárnách a v astronom ických krou ž­ cích. Plánovaný refe rá t dr. Rostislava R ajchla „M ěřen í času při sledování um ělých dru žic” se neuskutečnil. Re­ fe re n t se om luvil pro onem ocnění. M ísto toh oto referátu byla uspořádána diskuse k otázkám m ěření a za jiš ťo ­ vání času i k otázkám pozorován í zá ­ krytů. Inž. B. M aleček d ále re fe ro v a l o no­ vém chronografu, vyvinutém na lid o v é hvězdárně ve Valašském M eziříčí. V ý ­ v o jo v é práce si vyžád aly tém ěř jeden rok. C hronograf pracuje na zcela od liš­ ném principu, než je tomu u dosavad­ ních typů chronografů. Je výrobn ě je d ­ nodušší, používá běžných pásek do po­ čítacích strojů a nevyžad u je žádné zvláštn í péče. Jeho konstrukční řešení je takové, že jsou tém ěř vylou čen y p o­

Samostatně je v y v íje n přijím ač časo­ vých vědeck ých signálů OMA 50, který bude tv ořit s novým ch ron ografem a ovládacím panelem přenosné časom ěrné zařízen í. Počítá se s tím, že již v ro ­ ce 1964 bude m ožné dát d o pokusného provozu na něk teré p ozo ro vací stanice ty to soupravy. Doc. dr. V lad im ír Vanýsek refe ro v a l o své návštěvě v Herstm onceux v A n glii, kde jed nal o p ozorován í zá­ krytů s W. Nicholsonem . Od r. 1965 bu­ dou efem erid y zákrytů počítány nejen p ro Prahu, a le i p ro Hodonín, aby m ohlo být dosaženo větších přesností p řed p ověd í p ro M oravu a Slovensko. Seznám il přítom né p o zo ro v a te le se za­ řízením , k teréh o se používá v H erst­ m onceux k předpovědím zákrytů. Publikování p ozorovaných zákrytů by se nem ělo provád ět v BAC, ale sam o­ statně. Po poradě s W. N icholsonem by b ylo účelné publikovat souhrnně všechna pozorován í vžd y za jednu ne­ bo dvě lunace. Prom. fyzik J. H avelka re fe ro v a l o p ozo ro va cí m etodě na lid o v é h věz­ dárně v P ra ze na Petříně, inž. B. Ma-

leček dop lnil re fe rá t p řeh led em o p o­ zo ro va cích m etodách na dosavadních stanicích. Druhý den sem ináře byl věnován zpracováván í p ozorován í zákrytů. Doc. dr. V lad im ír Guth v e svém referátu velm i podrobně rozved l metodu zp ra­ cování zákrytů a zároveň d em onstro­ val výp očet zákrytů h vězd y a Tauri, k terý byl p ozorován 16. I. 1962 na li­ dové hvězdárně ve Valašském M ezi­ říčí. B ylo by účelné, aby zák ryty byly zp racovávány přím o u nás. Tím by ta­ ké bylo m ožné vylo u čit nepřesná p o ­ zorování. Na závěr sem ináře u pozornil inž. B. M aleček, ž e na celostátním sem ináři

v e .Veselí nad M oravou v srpnu r. 1963 b ylo navrženo, aby k celostátním u úko­ lu časové a zá k rytové služby byla p ři­ pojena i zatm ění Slunce a M ěsíce. Upo­ zo rn il na zatm ění, která nastanou v ro­ ce 1964. U nás budou vid iteln á dvě úplná zatm ění M ěsíce a je nutné pro ně za jistit ve spolupráci s vědeckým i ústavy a příslušným i sekcem i Čs. astro­ nom ické společnosti p ozorovací p ro ­ gram. Sem inář splnil své poslání. Zejm éna kladně byl hodnocen přítom ným i pozo­ rova teli dostatek času na jed n otlivé re­ feráty. T o um ožn ilo bližší seznám ení se je d n otlivých pozorovatelů a boha­ tou vým ěnu zkušeností. M ál

N o vé knihy a publikace D. J. Struik: D ějin y m atem atiky. Ma­ tik y spojený se jm ény Descartes, N e w ­ lá m oderní en cyklopedie, na kla da tel­ ton, Leibniz, bratří B ernoulliové, ství Orbis, Praha 1963; 256 str. textu, Euler, Lagrange, Clairaut, ď A lem b ert, 16 str. příloh ; Kčs 11,— . — V naší li­ Fou rier aj. I když potom v minulém století zůstává m atem atika ještě hod­ teratuře jsm e dosud nem ěli knihu p o­ ně spojena s fyzikou, p řece se p očí­ jed n á va jící m oderním a v yč e rp á v a jí­ cím způsobem o dějinách m atem atiky. nají ob jevovat různé obory čisté ma­ T ep rve překladem Struikova spisu do­ tem atické teorie. Odtud nebylo dale ko k dnešní m oderní m atem atice, jež stává se nám v e stručnosti a srozum i­ telném výkladu dílo, vydané an glick y nemusí již p racovat s názorností, ale již před rokem 1948. Struikovy D ějiny op íra jíc í se jen o logick ou koncepci, m atem atiky se snaží přesně stan ovit je ž vede k prosazení axiom atické v ý ­ vn itřn í logiku v ý v o je m atem atiky, je ­ stavby a nakonec k dnešní značné ab­ ho příčiny, a to od nejstarších dob až strakci, p ro je vu jící se zpětně ve schop­ p o naši dobu. Autor ukazuje na teorenosti řešit stále k om plikovanější p ro­ tickou bázi m atem atickéh o bádání blém y techniky a přírod n ích věd. Pro v Řecku v protikladu k abstrakcím každého, kdo m ilu je matematiku a p očtářských praktik v Babylóně, Indii, chce se seznám it s jejím vývo jem a je ­ Číně a v arabských zem ích. Z arab­ jím i m oderním i fundam enty, možno ského tříděn í dosavadních m atem atic­ knížku v ře le doporučit. N ikdo při je jí kých poznatků vyrostla ren ezančn í četbě nebude zklam án. Jak kapitoly m atem atika evropská, opřená o rozvoj historické, tak i m oderní m atem atiky m echaniky, hydrodynam iky apod. Dů­ se čtou ja k o napínavá četba. jm m sledkem toho nastal rozk vět m atema-

U kazy na obloze v Zón S lunce vych ází 1. září v 5h15m, za ­ padá v 18h44m. Dne 30. září vych ází v 5h58m, zapadá v 17h40m. Během září se zkrátí délka dne o l h47m a polední výška Slunce nad obzorem se zm enší o 11°. Podzim ní rovnodennost a za­ čátek astron om ického podzim u nastá-

vá 23. září v lh l7 m, kdy Slunce vstu­ puje do znam ení Vah. M ěsíc je 6. září v 6h v novu, 13. září ve 22h v první čtvrti, 21. září v 19h v úplňku a 28. září v 16h v poslední čtvrti. V přízem í je M ěsíc 2. a 27. září, v odzem í 14. září. K onjunkce M ěsíce

s planetam i nastávají: Dne 2. IX. s M ar­ sem a s Venuší, 19. IX. se Saturnem a 25. IX. s Jupiterem. M e rk u r bude 2. září v dolní kon­ junkci se Sluncem a 18. září v největší západní elon gaci. Planeta bude po­ zorova teln á v druhé polovin ě m ěsíce na ranní obloze. V polovin ě září v y ­ chází v e 4h, koncem m ěsíce krátce před 5h. H vězdná velik o st se zvětšu je z asi + 0m,5 v p olovin ě září na — 1^,0 kon­ cem měsíce. Venuše je p ozorovatelná na ranní obloze. Počátkem září vych ází v lh l6 m, koncem m ěsíce v lh57m. Hvězdná v e ­ likost Venuše se během září zm enší z — 4m,0 na — 3m,7. V září je osvětlena více než p olovin a kotoučku planety, který v průměru m ěří asi 10". Dne 2. září nastane konjunkce Venuše s Polluxem. Mars se v září pohybuje souhvězdí­ mi Blíženců a Raka. Počátkem m ěsíce vych ází v 0h47m, koncem m ěsíce v 0h29m. Planeta má hvězdnou velikost + l m,6, prům ěr kotoučku je asi 5". Dne 5. září nastane konjunkce Marsu s Polluxem. Jupiter je v souhvězdí Býka. Počát­ kem září vych ází ve 21h17m, koncem m ěsíce již v 19 h24 m. Planeta má h vězd ­ nou velik ost — 2m,2 a prům ěr kotouč­ ku asi 41". Saturn je v souhvězdí Vodnáře. P o­ čátkem září zapadá v e 4h33m, kon­ cem m ěsíce již ve 2h27m. Saturn má hvězdnou velik o st + 0 m,7 a zdán livý průměr jeho kotoučku m ěří asi 17"; rozm ěry os prstenců jsou 42" a 8". Uran a N eptu n jsou pro blízkost u Slunce n ep ozorovatelné. Konjunkce Urana se Sluncem nastává 2. září. /. B. P R O D Á M r e f r a k t o r 0 o b ], 13 cm a s a d u o k u lá r ů o d 3— 7 mm , 5 k u sů . C e n a p o d le d o h o d y . — Jan P a š a , R o z to k y u P ra h y , S p lš n é h o u l. 391.

O B S A H J. V a g e r a : K o m p le x n í v ý z k u m p r o s ­ t o r u m e zi Z e m í a M ě s íc e m — F. S ojá k : Jsou za P lu té m d a lš í o b ě ž n ic e ? — V . F a r s k ý : E le k t r o n ic k é m ě ř e n í m a lý c h n a p ě tí s e z ře t e le m k h v ě z d ­ n é fo t o m e t r ii — K. R a u š a l: B a r e v ­ n á f o t o g r a f ie m lh o v in — O. O b ů r ­ k a : H v ě z d á r n a J. G a g a r in a v E ile n ­ b u r g u — Co n o v é h o v a st ro n o m ii — Z lid o v ý c h h v ě z d á r e n a a s t r o ­ n o m ic k ý c h k r o u ž k ů — N o v é k n ih y a p u b lik a c e — Ú k a z y n a o b lo z e v září C O f l E P I A H H E H.

Barep a:

K oM njieKCHbie HCCJieaoBaHHH npocTpaHCTBa M e * fly 3eMJieň h JlyHoft — <J>. C o h k : n p e A n o ^ a r a e Mbie njiaHexbi 3a IlJiyTO HeM — B. O a p cK H ft: SjíeKT poH H necK H e H 3M epeh h h M a:ib ix H a n p a * e H H ft b 3Be 3jjHoň

(})OTOMeTpHH — K. Paymaji: UBeTHaa (j)O Torpa(})H H

TyMaHHOCTeft

O fiy p K a : O ScepBaTopH H Ha b 3 fijie H 6 y p re —

hm.

—

O.

T arap H -

HOBoro B aCTpOHOMHH — H 3 HapoflHux 06 H

CepBaTOpHfl Kpy>KKOB —

K auH H

—

HOBbie

H to

aCTpOHOMHHeCKHX KHHTH H n y 6 jm -

flBJíeHHH Ha THÓpe

He 6 e b

ceH-

C O N T E N T S J. V a g e r a : I n v e s t ig a t io n o f S p a c e B e t w e e n th e E a r th a n d th e M o o n — F. S o já k : A b o u t th e S u p p o s e d T r a n s p lu t o n ic P la n e t s — V . F a r ­ sk ý : M e a s u r in g o f S m a ll P o te n t ia ls in S t e lla r P h o to m e t ry — K . R a u ­ š a l: C o lo u r P h o t o g r a p h y o f N e b u la e — O. O b ů r k a : G a g a r n ť s O b ­ s e r v á t o r y in E i le n b u r g — N e w s in Astron om y — F ro m th e P u b lic O b s e r v a t o r ie s and A s t r o n o m ic a l C lu b s — N e w B o o k s a n d P u b lic a tio n s — P h e n o m e n a in S e p te m b e r

Ř íši h v ě zd ř íd í r e d a k č n í r a d a : J. M . M o h r (v e d o u c í r e d . ), Jiří B o u šk a (v ý k o n , r e d .), J. G r y g a r , F. K a d a v ý , M. K o p e c k ý , L. L a n d o v á -Š t y c h o v á , B. M a le č e k , O. O b ů rk a , Z. P la v ­ c o v a , S. P lic k a , J. Š to h l; ta j. r e d . E. V o k a lo v á , te c h n . r e d . V . S u c h á n k o v á . V y d á v á m in . š k o ls t v í a k u lt u r y v n a k l. O rb is, n. p ., P r a h a 2, V i n o h r a d s k á 46. T is k n e K n ih tis k , n. p., p r o v o z o v n a 2, P r a h a 2, S le z s k á 13. V y c h á z í 1 2 k rá t ro č n ě , c e n a je d n o t liv é h o v ý t is k u K č s 2,— . R o z š iř u je P o š t o v n í n o v in o v á s lu ž b a . In f o r m a c e o p ř e d p la t n é m p o d á a o b j e d ­ n á v k y p ř ijím á k a ž d á p o šta i d o r u č o v a t e l. O b je d n á v k y d o z a h r a n i č í v y ř iz u je P N S — ú s tř e d n í e x p e d ic e tisk u , o d d . v ý v o z tisk u , J in d řiš sk á 14, P r a h a 1. P ř ís p ě v k y z a s íle jt e n a r e d a k c i Ř íš e h v ě z d , P r a h a 5, Š v é d s k á 8, te l. 54 03 95. R u k o p is y a o b r á z k y se n e ­ v r a c e jí, za o d b o r n o u s p r á v n o s t o d p o v íd á a u t o r . — T o to č ís lo b y lo d á n o d o tisk u d n e 6. č e rv e n c e , v y š lo 4. s r p n a 1964. A-05*41690

Um ělá d ružice Im p A, vypuštěná 26. XI. 1963 (s n ím e k N A S A ). — Na čv rté straně obálky je záběr z usazování šestn á ctitun ovéh o hlavního nosníku kopule a š tě r­ biny v O n d řejově (s n ím e k V. V á cla v ík ).