Z
OBSAHU:
Kčs 2,50
Jasná kom eta 1975h — K původu záblesků zářen i gam a — Nová m ěřeni hvězdných prům ěrů — Novinky — Úkazy na obloze v březnu
P la n etá rn í m lh o v in a M 27 (N G C 685 3 — „ D u m b b ell“ ) v so u h v ězd í L ištičky . N a p rv n í stra n ě o bá lky je g a la x ie M 104 (N G C 4 5 9 4 j , zvaná „ S o m b re ro “ v so u h v ěz d í P anny. S n ím k y na o b á lce a v p řílo z e by ly získ á n y 20 0 cm re fle k to r e m v T a u ten b u rg u ( k e z p rá v ě na str. 3 4 / .
Říše h v ě z d
Jiří
Roč. 5 7 ( 19 76) , č. 2
Bouška:
J A S N Á K O M ETA 1 9 7 5 h V posledních letech jsm e m ěli příležitost pozorovat hned několik po měrně velmi jasných komet, z nichž některé byly viditelné i prostým okem. Vloni byla takovouto jasnou kometou 1975h. Objevili ji mezi 2. a 7. červencem m. r. nezávisle T. Kobayashi, D. Berger a D. Milon (ŘH 56, 176; 9/1975). V době objevu byla v souhvězdí Vodnáře, ja sn o st m ěla asi 8m a jevila se jak o difúzní objekt se středovým zhuštěním. Již-první předběžné výpočty dráhy komety, které provedli Z. Sekanina a B. G. Marsden ukázaly, že v době objevu byla kometa vzdálena asi 0,5 AU od Země a asi 1,5 AU od Slunce, a dále, že se poměrně dosti přiblíží Zemi, na 0,26 AU počátkem července m. r. Z této m alé geocen trické vzdále nosti a z jasnosti komety v době objevu bylo možno soudit, že budeme mít koncem července a v první polovině srpna m. r. příležitost vidět další jasnou kometu. Výpočet dráhy také ukázal, že kom eta projde přísluním 5. září 1975 ve vzdálenosti jen 0,42 AU, a že je jí dráha má značný sklon k rovině ekliptiky, asi 81c. Kometa se tedy pohybuje kolem Slunce po dráze, která je tém ěř kolmá k rovině oběžné dráhy Země. V poslední době ukázal Marsden z 277 pozorování, získaných od po čátku července do poloviny říjn a m. r., že se kom eta pohybuje po mírně hyperbolické dráze s num erickou excentricitou 1,0001 (ŘH 57, 16; 1/1976). V době objevu se kom eta pohybovala v souhvězdí Vodnáře směrem k severu, v polovině července procházela Delfínem. V druhé polovině července se vzhledem k m alé vzdálenosti od Země velmi rychle pohy bovala souhvězdími Labutě, Lyry, Draka a Velkého Medvěda; v tuto dobu byla vysoko na u n á s většinou jasn é obloze. Během srpna, kdy se již je jí zdánlivý pohyb na obloze zpomalil, procházela souhvězdími Velkého Medvěda a Malého Lva a je jí výška nad obzorem se rychle zmenšovala. V září a v říjnu se pohybovala souhvězdími Lva, Sextantu a Hydry. Dráha komety na obloze od počátku července do konce říjn a 1975 je znázor něna na obr. 1. Jasnost komety po objevu rychle stoupala, v polovině července do sáhla 6m a koncem července již 5m, takže byla viditelná prostým okem. Během celého srpna m ěla jasnost mezi 4 —5m a byla tak vděčným ob jektem k pozorování. Poslední pozorování před průchodem komety pří sluním získal 4. září J. Bortle, první pozorování po průchodu perihelem 11. září opět Bortle; v tuto dobu měla vizuální jasn ost 4,9m. Přestávka v pozorování této komety v době kolem průchodu přísluním byla velice krátká, pouze týden; bylo tomu tak vzhledem k značnému sklonu dráhy komety k ekliptice. Poslední pozorování komety, pokud byl zná mo v době psaní tohoto článku (konec prosince 1975) získal B. Sumner 13. listopadu 1975; měla vizuální jasnost 10,3m. V tuto dobu byla již
vzdálena od Země 1,72 AU a od Slunce 1,55 AU a byla hluboko na jižní obloze na rozhraní souhvězdí Vela a Antlia. Průběh jasnosti komety od července do listopadu 1975 je znázorněn na obr. 2. Obr. 3 ukazuje závislost jasnosti komety, redukované na jednotkovou vzdálenost od Země [m ']t na heliocen trick é vzdálenosti (log r ). V grafu
Obr. 1. D ráha k o m ety 1975h na o b lo ze od 1. V II. d o 1. XI. 1975.
Obr. 2. P rů b ěh jasno sti k o m ety 1975h od č e r v e n c e do listopadu 1975. K říž k y z n a čí p o zo ro v á n í v izuální, k ro u žk y fo to g ra fic k á .
jsou vynesena vizuální a foto grafická pozorování, uveřejněná v cirkulářích Mezinárodní astronom ické unie č. 2797-2872, jakož i homogenní pozorovací řady, které u nás získali A. Mrkos (AUC-M. Phys. 18) a J. Květon (ŘH 56, 219; 11/1975). Z grafu je možno odvodit fotom etrické parametry komety. Z celkové jasn o sti kómy, ať již ve vizuálním či fo tografickém oboru, a z pozorování získaných před průchodem komety perihelem nebo po něm, vychází absolutní jasnost (pro r = 0) kómy vždy prakticky stejná, blízká m0 = 7,0m. Zcela jiná je však situace s fotom erickým param etrem , exponentem n, charakterizujícím změnu ja s nosti s heliocentrickou vzdáleností, jak ukazuje n ásled ující tabulka. m0
n
7,1 6,9 6,8 9,8
5,7 2,6 1,4 9,4
in terv a l r — 0,15 — 0,40 — 0 ,35 — 0 ,10
< < < <
log log log log
r r r r
< + 0 ,1 5 < 0,00 < + 0 ,2 0 < + 0 ,1 0
p o zo ro v á n í viz. viz. viz. fot.
a fot. před p erih elem a fot. před p erih elem a fot. po perihelu ce n tr, čá sti kóm y před p arihelem
Z tabulky a obr. 3 je vidět, že hodnota exponentu n nebyla po celou dobu pozorování od objevu až do perihelu konstantní, ale že závisela na vzdálenosti komety od Slunce v tom smyslu, že při r > 1 bylo n větší než při r < 1. To platí jak pro vizuální, tak i pro fotografická po zorování celkové jasn o sti kómy. Změna fotom etrického parametru n s heliocentrickou vzdáleností komety byla dosud spolehlivě prokázána jen u malého počtu komet, naposledy např. u komety Kohoutek 1973f (ŘH 55, 25; 2/1974). Podobně jako u komety 1973f, tak také u 1975h nebyl poměr intenzit zářící prachové a plynné složky kómy po celou dobu pozorování až do průchodu perihelem konstantní, ale ve větších vzdálenostech komety od Slunce se více v záření kómy uplatňovala složka plynná než prachová. Lze soudit, že se plynná složka poměrně
Obr. 3. Z ávislost jasno sti k o m ety 1975h re d u k o v a n é na jed n o tk o v o u v zd á len o st od Z e m ě ( m 'j na h e lio c e n t r ic k é v zd á len o sti ( lo g r ) . V h o rn í části o brázk u jsou v y n e s e n a pozo ro v á n í p ře d p rů c h o d e m p e r ih e le m , v d o ln í části po p rů ch o d u p říslu n ím . K rou žk y zn a čí p o zo ro v á n í v izuální, č t v e r e č k y p o zo ro v á n í fo t o g ra fic k á . K řivka a odpovídá n = '5,7, b - * n = 2,6, c ^ n = l ,4 , d \ * n = 9,4.
brzy vyčerpala a v m enších vzdálenostech od Slunce se v záření kómy převážně uplatňovala složka prachová. To bylo ještě před tím, než ko meta prošla přísluním. Po průchodu perihelem byla zřejm ě již plynná složka v kómě zcela vyčerpána, jak tomu nasvědčuje velmi m alá hod nota n ve třetím řádku tabulky. Z fotografických pozorování střední části kómy před průchodem komety přísluním (4. ř. tabulky) je vidět, že centrální partie kómy kolem jádra měla asi o 3 magnitudy menší jasnost než celá kóma, a dále, že se v okolí jádra velmi výrazně uplatňovalo záření plynné složky (velmi vysoká hodnota fotom etrického para metru n ). To vše jsou skutečnosti, které dobře souhlasí s představami o stavbě kom etrární kómy. Kromě pozorování ve fotografickém a vizuálním oboru spektra byla od komety 1975h získána i m ěření v tříbarevném systému UBV, v in fračervené a rádiové oblasti spektra. I když systém UBV není příliš vhodný pro fotom etrická m ěření komet — je určen pro fotom etrii hvězd — přesto měření v tomto systému mohou leccos o kom etách prozradit. Ve dnech 9.—13. července 1975 získal foto elek trick á m ěření W. Schlosser 61cm reflektorem hvězdárny v Bochumu. Průměrná hodnota barevného indexu B — V byla + 0 ,5 8 m, U — B = —0,04m. M ěřeno bylo jednak v cloně o průměru 45 ", jednak 28". V m enší cloně byla jasnost komety system aticky o 0,69m menší, barevné indexy byly prakticky stejn é ja k o v cloně větší. Reflektorem o průměru taktéž 61 cm získal C. Crane se spolupracovníky (Sperny Obs.) foto elek trick á m ěření ve 3 nocích mezi 23. a 31. VII. 1975. Bylo užito clony o průměru 225" a průměrné hod noty barevných indexů byly: B — V = + 0,59m, U — B = —0,04m. Jak
Obr. 4 . Jasnosti k o m ety I975h v in fr a č e r v e n é m oboru sp ek tra . P ln é k ro u ž k y zn a čí p o zo ro v á n í z 27. V lil., p rá z d n é k ro u ž k y z 3. IX. 1975.
3 m
+5 0,0
1/A
0,5
1,0
je vidět, jde o hodnoty stejn é jako dostal Schlosser. Ukázalo se, že se barevný Index nem ěnil se vzdáleností od jádra v dosti velkém rozmezí 0,25-^1,87', a dále, že světlo kómy bylo poněkud „m odřejší11 než světlo Slunce. Bylo to zřejm ě působeno em isí pásu CN u vlnové délky 388 nm. Pro osvěžení pam ěti uveďme, že barevné indexy pro Slunce ( příp. pro hvězdu spektrání třídy G2V) jsou: B — V = + 0 ,6 3 m a U — B = =
+ 0 ,12 m.
Infračervené záření komety 1975h m ěřil E. P. Ney se spolupracovníky (Univ. of M innesota) 27. V III. a 3. IX. 1975. Infračervené magnitudy jako funkce vlnové délky (resp. reciproké hodnoty vlnové délky) jsou znázorněny na obr. 4. Jak je vidět, v cloně o průměru 27" měla 27. srpna kometa v oboru A = 1,2 ,um jasn o st + 6 ,7 m, kdežto např. v oboru A = = 12,5 ^m —3 ,lm. Infračervená m ěření jsou velice podobná měřením jiných jasných komet z poslední doby. Pokud jde o m ěření rádiová, zjistili L. W. Avery a B. H. Andrew emisi u kmitočtu 3335,48 MHz, odpovídající základnímu rotačním u stavu mo lekuly CH. Měření byla získána ve dnech 7., 8. a 9. září 1975 radiotele skopem Herzbergova astrofyzikálního ústavu o průměru antény 46 metrů. Změřená anténní teplota byla 0,04±0,01 K. V době největší jasnosti komety byla získána řada spekter, v n ěk te rých případech velkými dalekohledy při použití moderní techniky (skanovací spektrofotom etry) a s vysokou disperzí (až 6 A/mm). Tak u nás exponoval V. Vanýsek mezi 6.—13. srpnem čtyři spektra ondřejovským dvoumetrovým reflektorem , z nichž dvě jsou vynikající kvality. Tato spektra umožňují přesné určení vlnových délek jednotlivých čar v em is ních pásech molekul CN, C2, C3 a CH a dále dovolují stanovit poměr izotopů uhlíku 12C : 13C; tento poměr vychází podle předběžných m ěření asi 70:1. K tomu poznam enejm e jen, že jde teprve o čtvrtou kometu, u níž byl tento poměr určen. (O ondřejovských spektrech komety 1975h přineseme v příštím čísle zvláštní zprávu.) Řadu spekter mezi 30. VII. a 10. V III. 1975 exponoval také A. Mrkos malou Schmidtovou komorou s objektivním hranolem na Kleti. Ve spektrech jsou patrné výrazné emise obvyklých kom etárních pásů CN, C2, C3 a stopy dalších. Z těchto spekter m ěřil J. Bouška m onochrom atické intenzity a z nich počítal celkový počet molekul. Tak ze spektra exponovaného 6. srpna vychází celkový počet molekul CN 6,5 X 1 0 30 a pro C2 2,8 X 1 0 30. Z měření ja s nosti kontinua vyšel spektrofotom etrický gradient 0,],2 při fázovém úhlu 93°, což je hodnota odpovídající jiným jasným kometám. Ve spektrech, která exponovali např. Ch. Fehrenbach se spolupracov-
niky na hvězdárně Haute Provence, A. C. Danks (Univ. of T exas), C. Lillie a G. Em erson (Univ. of Colorado) a jin í mezi 19. V II.—5. V III., byly ve vizuální oblasti spektra nalezeny intenzívní em ise molekul CN a C3, slabší Swanovy pásy molekul C2, em ise CH, NH2 a zatím n e i d e n tifikované pásy u vlnových délek 485 a 496 nm. V ultrafialové části spektra byly zjištěny em ise NH a OH, v infračervené pak CN v oblasti 914—918 nm. Astronomickou družicí Copernicus byla podle E. Barkera (Princeton Univ. Obs.) zjištěna 27. července em ise ve vodíkové čáře L a a stopy pásu OH v daleké ultrafialové oblasti; nebyly však nalezeny em isní čáry kyslíku v oblasti 130 nm. Závěrem ještě alespoň k rátce několik údajů o rozm ěrech kómy, jádra a ohonu. Rozměry těchto částí komety se určují velmi obtížně a závisejí na celé řadě pozorovacích faktorů. V době objevu a k rátce poté byl zdánlivý průměr kómy asi 10—20', což odpovídá asi (1-^ -2) X 106 km. N ejvětší zdánlivý průměr kómy, tém ěř 0,5°, byl zjištěn v polovině č e r vence a počátkem srpna; skutečný průměr kómy byl v tu dobu asi 4 X 1 0 6, resp. 3 X 1 0 6 km. Během srpna se jak zdánlivý, tak i skutečný průměr kómy zmenšoval. V polovině srpna m ěla kóma průměr asi 6 X 1 0 5 km, koncem srpna již jen asi 2 X 1 0 5 km. Po průchodu komety perihelem byl průměr kómy zhruba stejný jako před průchodem přísluním, tj. asi 2 X 1 0 5 km a pak se dále zvolna zm enšoval; 13. září m ěla kóma průměr asi 1 X 1 0 5 km. Rozměry jádra nebylo možno u komety 1975h m ěřit a lze je odhadnout pouze z fotom etrických pozorování. Tak 14. července z jistili E. Roemerová a M. A. Daniel na snímku exponovaném 229cm reflektorem na Kitt Peaku kondenzaci v kómě o jasnosti 14,0—14,5m. Použijem e-li známých vztahů a vezmeme-li v úvahu vliv fázového úhlu, pak za předpokladu hodnoty albeda 0,1 dostaneme průměr jád ra asi 12 km. K tomu je nutno dodat, že jde o tzv. optické jádro, tj. skutečné pevné těleso ko mety (fyzické jád ro ), obklopené velmi hustou vrstvou především pra chových částic. Fyzické jádro, zhruba odhadnuto, mohlo mít rozměry tak asi o řád menší, tedy asi 1 km, příp. i méně. Pokud jde o ohon, pak jeh o délka byla v polovině července jen asi 1°. N ejvětší zdánlivé délky dosáhl ohon 12. srpna — asi 14°. Předpokládáme-li, že v prostoru směřoval ohon přesně od Slunce (tj. ve směru prodlouženého průvodiče), pak jeho skutečná délka byla asi 2 X 1 0 7 km. Počátkem září, tedy v době kolem průchodu perihelem , byla zdánlivá délka ohonu kolem 10°, což odpovídá skutečné délce asi 4 X 1 0 7 km. Potom se délka ohonu rychle zmenšovala, v polovině říjn a byla již jen asi 20'. Radu vynikajících snímků ohonu získal F. Borngen 134/200cm Schmidtovou komorou hvězdárny v Tautenburgu mezi 31. červencem a 6. srpnem. Hlavní ohon komety byl po stran ách obklopen několika slab ším i vláknovými paprsky, které byly přímé a měly různou délku. Tyto paprsky vycházely bud přímo z kómy nebo se rozvětvovaly z hlavního ohonu dále od jádra. V ohonu byly zjištěny četné detaily, jakož i jem né obláčkovité kondenzace a byly patrné spirální a turbulentní pohyby. Jak je z uvedeného stručného přehledu hlavních předběžných výsled ků pozorování komety 1975h patrné, byla opět získána celá řada z a jí mavých poznatků, jimiž byly upřesněny naše současné znalosti o fyzi kálních procesech v kom etách probíhajících.
Zdeněk
Urban:
K PŮVODU ZÁBLESKŮ ZÁŘENÍ GAMA Objasnění původu krátkodobých kosm ických záblesků záření gama, pozorovaných v posledních šesti letech družicemi Vela, patří nesporně mezi hlavní problémy soudobé astrofyziky. Úměrně této skutečnosti roste i počet teorií, které se o objasnění vzniku vzplanutí gama pokou šejí. Totální nedostatek faktů, vládnoucí v této oblasti, však činí většinu z těchto teorií značně diskutabilní. To, co dnes o vzplanutích gama víme, dá se shrnout do několika málo vět. Především jsou vzplanutí velmi krátká (f ~ 0,1 1 s ), přičem ž se po každém vzplanutí vyskytuje jakési doznívání v časové šk ále desítek vteřin. Z pozorované izotropie rozmístění zdrojů a z energetických úvah vyplývá, že zdroje vzplanutí záření gama se n acházejí relativně velmi blízko (podle některých autorů ~ 300 pc) a jsou tedy tém ěř zcela jistě galaktického původu. Značné nejistoty v určení polohy a je jic h občasnost činí optickou identifikaci zdrojů vzplanutí gama značně obtížnou. Kromě aspoň při bližné souřadnicové shody je při diskusi jednotlivých typů kosm ických objektů jako zdrojů vzplanutí gama nutné přihlížet hlavně na skuteč nost, zda fyzikální podmínky panující v daném objektu dovolují generaci záření gama. Takto byly z produkce vzplanutí záření gama obviněny neutronové hvězdy zahalu jící se do oblaku komet, bílí trp aslíci i pro měnné hvězdy typu UV Ceti. V článku D. Q. Lamba a spol. (1974, Nature Phys. Sci. 152, 52) bylo poukázáno na skutečnost, že zdroje gama-vzplanutí mohou být i těsné dvojhvězdy s intenzívním přenosem hmoty mezi složkami. Podle uvedených autorů může náhlá erupce na složce vyplňu jící svůj Rocheovský lalok způsobit prudké zvýšení množství odtékající hmoty, přičemž vzplanutí záření gama vzniká při in terak ci tohoto vel kého množství hmoty s povrchem druhé složky. Podrobněji se touto možností zabývali N. V. Vidal a D. T. W ickram asinghe (1974, Astron. and Astrophys., 3o, 309), k teří navrhli jak o optické kandidáty pro zdroje gama-vzplanutí soustavy kataklyzm atických proměnných hvězd (novy a novám podobné hvězdy). K ataklyzm atické proměnné hvězdy jsou vlastně systém y krátkoperio dických dvojhvězd, složené z bílého trpaslíka a norm ální hvězdy pozdní spektrální třídy, která vyplňuje svůj Rocheovský lalok a ztrácí hmotu vnitřním Lagrangeovým bodem. V rám ci m yšlenky předložené Lambem a spol. Vidal a W ickram asinge předpokládají, že velmi rychlé, erupci podobné vzplanutí na sekundární složce soustavy (norm ální hvězda), které by vyvolalo prudké zvýšení množství hmoty tekoucí k bílému trpaslíkovi, by mohlo způsobit záblesk záření gama při kolizi této hmoty s akrečním diskem rotujícím kolem bílého trpaslíka. K produkci pozo rované energie vzplanutí záření gama ve zdroji vzdáleném — 300 pc (předpokládaná průměrná vzdálenost zdrojů) by sta čil prudký odtok 1018—1019 g hmoty ze sekundární složky. Podle posledních pozorování trpasličí novy Z Cha, v soustavě této hvězdy dochází v období optických vzplanutí právě k podobným prudkým zvýšením množství hmoty tekoucí mezi složkam i.
Důležitou charakteristikou kataklyzm atických proměnných hvězd je výskyt krátkoperiodických (P = 10 100 s) fluktuací jasn osti u těchto objektů. Fluktuace vznikají v tzv. horké skvrně, která se nachází v ob lasti kolize p řiték ající hmoty s akrečním diskem rotujícím kolem bílého trpaslíka. B. W arner (viz ŘH 56, 28; 2/1975") ukázal, že taková horká skvrna může být zdrojem rentgenovské em ise pozorované u trp asličí novy SS Cyg. Teplota horké skvrny se pohybuje kolem 10* K. K lasická horká skvrna — zdroj optických fluktuací jasnosti kataklyzm atických hvězd — se nachází v relativně řídkých povrchových oblastech disku. N. V. Vidal a D. T. W ickram asinghe předpokládají, že prudká erupce na norm ální složce vyvolá in terak ci p řité k ající hmoty s hlubšími a hus tějším i oblastmi disku, kde vznikne horká skvrna s ještě vyšší teplotou ( ~ 5 X 10° K ). Tato „superhorká skvrna" je vlastním zdrojem gama-záblesku. Trvání záblesku pravděpodobně závisí na délce trvání erupce na norm ální složce, zatím co celková struktura vzplanutí gama bude zřejm ě záviset na fyzikálních podm ínkách ve vnitřních oblastech disku. Vidal a W ickram asinghe pokusně porovnávali souřadnice zdrojů vzpla nutí záření gama, převzaté z předběžného katalogu Stronga a spol. (1974, Astrophys. J. Letters, 188, L 1 ], se souřadnicem i n ej ja sn ějších kataklyzm atických hvězd a zjistili celkem devět pravděpodobných koincidencí. Jde hlavně o novy V603 Aql, Dl Lac a trp asličí novu EY Cyg. Jelikož oblasti souřadnicových chyb zdrojů vzplanutí záření gama jsou velmi velké, zdá se, že tyto koincidence nelze brát v současné době nijak vážně. Ř ekli jsm e si již na začátku, že nedostatek faktů činí většinu teorií tý k ajících se původu vzplanutí záření gama diskutabilní. Totéž v plné míře platí i o teorii, kterou jsm e se zda zabývali. Jsou tu u rčité náznaky, nicm éně jen při dnešním zájmu o vzplanutí záření gama snad brzký příliv rozhodujících inform ací pomůže vyřešit otázku, zda dvojhvězdná interp retace zdrojů gama-vzplanutí a je jí kataklyzm atické rozvinutí od povídají skutečnosti. Tajem ství záhadných záblesků záření gama zatím pevně odolává soustředěnému náporu předních astronom ických teo re tiků, což je dostatečnou zárukou zrodu nových, ještě podivuhodnějších hypotéz. Helena
Nováková:
NOVÁ MĚŘENÍ HVĚZDNÝCH P R Ů M Ě R Ů Znalost základních hvězdných veličin je pro astronomy a fyziky velmi důležitá. Přesné údaje se však často získávají s velkým i překážkam i. M ěření hvězdných průměrů to potvrzují. O tom, že znalost průměru hvězdy je velmi důležitá, svědčí vztah L = 4 R2 qT4, kde L je zářivost, R poloměr, T efektivní teplota o je Stefanova konstanta. Zde jsou n a vzájem spojeny důležité základní veličiny, které potřebujem e znát, např. při výpočtech modelů hvězd. Průměr hvězdy získám e přímou cestou z m ěření úhlového průměru a vzdálenosti. Úhlové průměry se mohou u rčit pouze interferom etricky, neboť jde o hodnoty velmi malé. Např. Slunce by mělo ve vzdálenosti 1 parseku průměr 0,01", přičemž ohybový kotouček v dalekohledu o prů-
M léčn á d rá h a v so u h v ězd í L ab utě v o k o lí h v ězd y y C y gn i.
V elk á m lh o v in a v so u h v ěz d í O riona.
M lhovina „ K o ň sk á h la v a “ v so u h v ězd í O riona.
M lhovina NGC 2264 ( „ C o n u s“ ) v so u h v ězd í je d n o r o ž c e .
c.
472 1713 1790 1903 1948 2004 2294 2326 2421 2491 2618 2693 2827 2943 3165 3207 3085 3982 4534 4662 4853 5056 5132 5953 6175 6556 6879 7001 7557 7790 8425 8728
H vězda a Eri /3 Oři y Oři e Oři £ Oři x Oři lS CMa a Car Y Gem a CMa e CMa S CMa CMa a CMi C Pup Ý Vel .6 Car a Leo £ Leo Y Crv 8 Cru a Vir s Cen $ Sco í Oph a Oph £ Sgr a Lyr a Aql a Pav a Gru a PsA
Sp . B3 Vp B8 Ia B2 III B0 Ia 09.5 Ib B0.5 Ia B1 II-III F0 Ib-II A0 IV AI V B2 II F8 Ia B5 Ia F5 IV-V 05 f WC8 + 09 I AI IV B7 V A3 V B8 III B0.5 III B1 IV B1 III B0.5 IV 0 9 .5 V A5 II) A0 V A0 V A7 IV, V B2.5 V B7 IV A3 V
P rů m ěr 1.92 ± 0 .0 7 2.55 ± 0 .0 5 0.72 ± 0 .0 4 0.69 ± 0 .0 4 0.48 ± 0 .0 4 0.45 ± 0 .0 3 0.52 ± 0 .0 3 6.6 ± 0 .8 1.39 = 0 .0 9 5.89 ± 0 .1 6 0.80 ± 0 .0 5 3.60 ± 0 .5 0 0.75 ± 0 .0 6 5.50 ± 0 .1 7 0.42 ± 0 .0 3 0.44 ± 0 .0 5 1.59 ± 0 .0 7 1.37 ± 0 .0 6 1.33 ± 0 .1 0 0.75 ± 0 .0 6 0.7 2 2 ± 0 .0 2 3 0.87 ± 0 .0 4 0.48 ± 0 .0 3 0.46 ± 0 .0 4 0.51 ± 0 .0 5 1.63 ± 0 .1 3 1.44 ± 0 .0 6 3.24 ± 0 .0 7 2.98 ± 0 .1 4 0.80 ± 0 .0 5 1.02 ± 0 .0 7 2.10 ± 0 .1 4
z 0.023" 0.026 0.022 0.009 0.014 0.018 0.031 0.375 0.001 0.288
0.038 0.039 0.076 0.021
0.056 0.015 0.123 0.198 0.051 0.144
měru 1 metru by čin il 0,1" a obraz je chvěním vzduchu rozmazán na 0,5". Pomocí k lasick éh o M ichelsonova interferom etru lze měřit hvězdné průměry až do hodnot 0,01". Průměry obrů a nadobrů mohou být tímto vysoce citlivým přístrojem změřeny. Intenzitní interferom etr sestrojený Brownem a Twissem je založen na tomto principu: V ysokofrekvenční změny intenzity světla, zapříčiněné jeho vlnovou povahou, které jsou registrovány na dvou m ístech, n ach ázejících se ve vzdálenosti D, se navzájem korelují. Podle úhlového průměru hvězdy klesá k orelace při zvětšující se vzdálenosti D ry ch leji nebo pom aleji. V praxi se korelují navzájem hodnoty proudů registrované fotonásobiči, které jsou um ís těny na dvou dalekohledech, jež jsou od sebe ve vzdálenosti D. Při dlouhých časech k orelace lze vyloučit změny fotoproudu způsobené např. neklidem vzduchu. Takové zařízení bylo sestrojeno již v roce 1964 v Austrálii. Jeho roz lišovací schopnost činí až 10'4 úhlové vteřiny (což odpovídá úsečce dlouhé 5 cm pozorované ze vzdálenosti 100 000 k m !). Za posledních 10 let byly tímto přístrojem změřeny úhlové průměry více než 32 hvězd (Monthly N otices 167, 121, 1974). Údaje jsou uvedeny v tabulce. V prv ním sloupci [ C . ) je číslo hvězdy v „Catalogue of Bright S ta rs“, v druhém označení hvězdy, ve třetím spektrální třída [ S p . ), ve čtvrtém úhlový průměr hvězdy (v 10‘3 obl. vteřiny) spolu se střední chybou a konečně v posledním paralaxa (^ ). [ P o d le SwW 53, 2/1975)
Co n o v é h o v a s t r o n o m i i 15
LET T A U T E N B U R G S K É H O
z a ch y tí se hvězdy do 20 — 21 m agn itu dy. Jak o Schm id tovy kom ory se d a le k ohled p řed evším používá pro fo to g ra fo v á n í p lo šn ý ch objektů (g a la x ie , m lh oviny, k o m e ty ). V u sp o řád án í typu C asseg rain m á d alek o h led efek tivn í ohniskovou v zd álen o st 21 m a lzeho užít jak k fo to g ra fii tak k fo to m etrii a sp ek tro sk op ii. Ohnisko co u d é (efek tiv n í oh n isk ová v zd ál. 92 m ) je u rčen o pro sp ek trosk op ii. Dosud bylo re fle k to re m e x p onováno p řes 6000 d esek, h lavně v u sp o řád án í jak o S chm id tova k om o ra. N ěk teré ze sním ků rep ro d u k u jem e na o b álce a v p říloze. O o b serv ato ři v Tautenburgu a jejím d alek ohledu jsm e již v d řív ějších ro čn ícíc h otisk li člán k y , na něž p řípad né z á je m ce o dk azujem e (ŘH 44, 145; 8/1 9 6 3 a 46, 2 33; 1 2 /1 9 6 5 ). D odejm e jen je ště , že z a k la d a te l a d lou h oletý řed itel h vězd árn y v Tautenburgu, prof. dr. N. B. R ich ter, o d e šel před rok em do důchodu a n y n ě j ším vedou cím je d oc. dr. S. M arx z u ni v erzitn í h vězd árn y v Jeně. /. B.
První d vou m etrový re fle k to r, k terý vyrobily Z eissovy závody v Jen ě, m á za sebou již 15 le t p rá ce . Byl uveden do provozu v říjnu 1960 v nově vybu d ované o b se rv a to ři K arla S chw arzsch ild a A kad em ie věd N ěm eck é d e m o k ra tick é republiky u m ě ste čk a Tautenb urgu, ležícíh o vzdušnou ča ro u asi 10 km na se v e r od Jeny v pěkném p ro střed í T au tenb urgskéh o lesa. D ale kohledu se řík á u n iverzáln í, p ro to že je ho m ožno použít jako S chm idtovy k om ory, jak o re fle k to ru C asseg rain o v a typu i jak o sy stém u coudé. T ato dosud na sv ě tě o jed in ělá k on stru k ce d alek o hledu vznik la na n ávrh prof. dr. H. K ienleho. H lavní z rca d lo je sférick éh o tvaru, m á p rů m ěr 200 cm a o h n isk o vou v zd álen o st 401 cm . Pro S ch m id tovu kom oru se používá a sfé rick é k o rek čn í desky o p rů m ěru 134 cm a v tom to u sp o řád án í je d alek o h led d o sud n ejv ětší S chm idtovou k om orou na sv ětě. Na fo to g ra fick é desky ro zm ěrů 24 X 24 cm se zobrazí č á s t oblohy o ploše asi 10 čtv e re čn íc h stupňů a KOMETA
SATO
Jap on sk ý a stro n o m S ato objevil1 9. p ro sin ce 1975 v souhvězdí Panny novou kom etu. Pohybovala se jižním sm ěrem , ja sn o st m ěla asi 10m, ohon m ěl délku asi 4' a v ý razn é střed o v é zh uštění m ělo ja sn o st 14m. Z 9 p ozo ro v án í, z ísk a n ý ch m ezi 9.— 13. p ro sin cem m. r. v y p o če tl B. G. M arsden eleNGC
5195 — S P I R Á L N Í
G alaxie NGC 5195 je p rů vod cem zn á mé sp irá ln í g a la x ie NGC 5194. D ohro m ady tvo ří sy sté m M 51 v souhvězdí H on ících psů. NGC 5195 byla doposud k lasifik o v an á jak o n ep ravid eln á g a la xie. F o to g ra fie sy stém u v in fra če rv e n é o b lasti sp e k tra (u vlnové délky 800 n m ) u k ázala, že NGC 5195 vykazu je z ře te l nou sp iráln í stru k tu ru s p říčkou (Publ. A stron om . S oc. P a cific 85, 8 1 5 ). N e p rav id eln o sti, k te ré se ukazují na fo
DVOUMETRU
1975 q
m enty p arab o lick é d ráh y : T = 1976 I. 3,936 EČ O) 215,487° 280, 7 8 5 ° \ 1950,0 Q 93, 9 6 9 ° J i 0 ,86393 AU. 0. IAUC 2883, 2884 ( B ) GALAXIE
S PŘÍČKOU?
to g ra fiích ve v id iteln ém oboru zářen í, přived ly S p in rad a a H arlan a z K ali fo rn sk é u n iv erzity n a m yšlen ku n esy m etrick éh o ro zd ělen í ab sorb ujícíh o p rach u na p loše g a la x ie . S ro sto u cí vlnovou délkou se poh ltivost p rach u sn ižu je. Autoři se d om nívají, že na sn ím cích p o řízen ý ch na vlnové d élce l^ m (1 0 0 0 n m ) objeví d alší zajím av é ú k azy, k teré zlep ší n aše zn alo sti o stru k tu ře g a la x ie NGC 5195. H. N .
F ra n co u z s k á a stro n o m ick á d ru žice D-2B A ura o d s ta rto v a la tře tím e x e m p lářem n osné ra k e ty D iam ant B-P4 z ram p y k osm odrom u CSG K ourou ve F ra n co u z sk é G uyaně dne 27. 9. 1975. Pohybuje se po oběžné d ráze s p a r a m etry H a = 7 1 5 km, H p = 503 km, i = 3 7 ,1 6 °, T = 96 ,8 m. S a te lit o celk o v é h m o tě 106,6 kg n ese na palubě v ěd eck é p řístro je v áží cí 32,5 kg pro čty ři e x p e rim e n ty : (1 ) Sim ultán ní výzkum slu n ečn í ch ro m o sfé ry a k oróny m ěřen ím u ltra fialo véh o z á ře n í v 17. p ásm ech mezi 1 7 ,4 — 121,6 nm a z á ře n í ze slu n e čn ích eru p cí ve 4. p á sm ech m ezi 17,0 až 131,5 nm . M ěřením v 11. p ásm ech mezi 17,7— 111,6 nm při p ře ch o d e ch mezi denní a n očn í č á s tí oběžné d ráh y bude so u ča sn ě stu d ován o slo žen í zem sk é a tm o sfé ry ve v ý šk á ch 1 0 0 — 400 km nad zem ským p ov rch em . Z ařízen í je p oin továno na S lu nce s p řesn o stí 1' a p řip rav ila ho L a b o rato ř s te lá rn í a p la n e tá rn í fyziky CNRS (C e n tre N a tio n al de la R e ch e rch e S cien tifiq u e — N árodní stře d isk o pro v ěd eck ý v ý zk um ). ( 2 ) S p e k trá ln í výzkum hvězd, h věz dokup a g a la x ií le ž ících v m alý ch
ek lip tik áln ích šířk á ch mezi + 7 ° a — 7 ° ve č ty ře c h p ásm ech m ezi 6 5 — 344 nm. E xp erim en t vede L a b o ra to ř k osm ické astro n o m ie CNRS. (3 ) Výzkum zo d iak áln ih o sv ětla v ú hlové vzd álen osti 9 0 ° od S lu nce v p ěti p ásm ech m ezi 4 0 — 350 nm, d is trib u ce g a la k tick é h o a m im ogalak tick éh o zářen í a ro zp ty lu u ltra fia lo vého z ářen í na č á s tic íc h . S ou časn ě se sledu je z áv islo st zo d iak áln ih o sv ětla na slu n ečn í ak tiv itě. Řídí L ab o rato ř k osm ick é astro n o m ie CNRS. ( 4 ) P řesn á fo to m etrie v u ltra fia lo vém , m odrém a vizuálním oboru (2 1 0 až 555 n m ) v y b ran ý ch h vězd ných polí v m alý ch e k lip tik áln ích šířk á ch . E x p erim en t řídí op ět L ab o rato ř kosm ické astro n o m ie CNRS. D ružice je stab ilizo v án a ro ta c í 0,25 ot. min*1. Má v álco v ý tv a r o prům ěru 70 cm a v ý šce 80 cm s p řipojeným i čty řm i panely slu n ečn ích b aterií. Let sledu jí pozem ní s ta n ic e CNES v Tou lou se ( F r a n c ie ) , Kourou (F ra n c o u z sk á G u y an a), P réto rii (Jih o a frick á repub lik a ), L as P alm as (K a n á rsk é o stro v y ) a O uagadougou (H o rn í V o lta ). A stro n o m ick á d ru žice D-2B A ura se s ta la pátým fran co u zsk ý m satelitem
F ra n co u z sk á a stro n o m ick á d r u ž ic e D-2B p ři p řed sta rto v n ích p říp ra v á ch v k o s m ic k é m stře d is k u C N E S v T o u lo u se.
vypu štěným v m inulém ro ce . D esátý jubilejní rok fran cou zsk é k osm o n au JEŠTĚ
O
tiky se tak sta l i rok em její n ebývalé ak tiv ity . R. H u d ec
KOMETĚ
V m inulém čísle (ŘH 57, 1 4 ; 1 /1 9 7 6 ) jsm e uvedli, že k om eta W est 1975n bude p a trn ě d osti dobře p o zo ro v ateln á v polovině b řezn a t. r. Z d a lších p o zo ro v án í p o číta l B. G. M arsden novou d ráh u, jejíž ele m e n ty se příliš n eliší od e lem en tů d ráh y původní. N ové ele m e n ty a z n ich p očítan o u efem erid u do poloviny letošn íh o roku o tisk u jem e. V tab u lce je k rom ě re k ta sce n z e a d e k lin a ce v zd álen o st k om ety od Zem ě a od S lu n ce, úhlová v zd álen ost (elo n g a c e ) k om ety od S lu nce n a obloze a ja sn o st, p o číta n á za p řed poklad u ab
WEST
1975n
so lu tn í v elik o sti 7 ,0 m. Jak je vidět, k om eta by m ěla d osáhn ou t n ejv ětší ja sn o sti asi 0 m v době kolem průchodu p řísluním , avšak v té době nebude pro b lízkost u S lu n ce p o zo ro v ateln á. N ej v ýhod nější p ozo ro vací podm ínky bu dou v polovině b řezn a, kdy by k om eta m ěla být v id iteln á p ro stým okem v so u hvězdí K oníčka. T = 1976 II. 25, 1990 EČ co = 358, 4198° £2 = 118, 2262° 1950,0 i = 43, 0601° q = 0,196626 AU.
1976
a [1950]
8 11950)
A
r
elon.
mag.
II. 12 17 22 27 III. 3 8 13 18 23 IV. 2 12 22 V. 2 12 22 VI. 1 11 21 VII. 1
22h48,85m 23 03,83 23 11,09 22 46,19 22 04,01 21 36,25 21 19,43 21 08,42 21 00,43 20 48,12 20 36,42 20 22,81 20 06,07 19 45,83 19 22,62 18 57,78 18 33,24 18 10,92 17 52,11
— 2 3 °1 7 ,4 ° — 19 18,9 — 12 50,1 — 3 00,7 + 4 09,4 + 7 39,3 -r 9 36,6 + 10 56,1 + 11 58,6 + 13 42,0 + 15 11,4 + 16 29,0 + 17 29,9 + 18 04,5 + 18 03,2 + 17 19,4 + 15 53,4 + 13 54,0 + 11 54,0
1,303
0,492
19,1°
4,5m
0,955
0,232
13,5
0,5
0,810
0,318
16,8
1,6
0,941
0,587
35,2
4,6
1,056
0,833
47,8
6,3
1,191
1,262
69,6
8,4
1,25J
1,638
92,3
9,6
1,313
1,979
116,1
10,6
1.449
2,296
136,7
11,4
1,706
2,595
143,5
12,3
SUPERNOVA Na A bastu m an ské astro fy zik áln í ob se rv a to ři G ruzínské ak ad em ie věd ob jevil 8. p ro sin ce m. r. N atsvlišvili p a trn ě supernovu 15,0 fo to g ra fick é m agnitudy 1 0 " vý ch o d n ě a 10" sev ern ě od SUPERNOVA C. Kowal (H aleo v y o b s e rv a to ře ) ob jevil 1. p ro sin ce 1975 46cm re fle k to re m h vězd árn y na Mt P alom aru supernovu o fo to g ra fick é jasn o sti 15,0 m ve spiráln í g a la x ii NGC 3583 v souhvězdí
V NGC
4298?
já d ra sp irálo v é g a la x ie NGC 4298, le žící v souhvězdí Com a B eren ices. Po loh a g a la x ie (1 9 5 0 ,0 ) je a = 1 2 h19 ,0 m 6 = + 14°53'. 1AUC 2888 (B ) V
N G C 3583
V elké M edvědice. Sup ern ova b yla 51" v ý ch o d n ě a 3 7 " jižn ě od já d ra g a la x ie , jejíž fo to g ra fick á jasn o st je 12,2 m a p oloha (1 9 5 0 ,0 ): a = l l hl l , 3 m 6 = + 48°36\
Jak jsm e již in form o v ali (ŘH 56, 233; 12/1975 a 57, 1 5 ; 1 /1 9 7 6 ), objevil W. A. B radfield 11. XI. 1975 kom etu 1975p. Z dosud z ísk a n ý ch p ozo ro ván í v yp o če tl B. G. M arsden elem en ty p řed b ěž né p arab olick é d ráh y. P rů chod přísluní n a sta l později než se původně zdálo (21. p ro sin ce m ísto 5. p ro sin ce 1 9 7 5 ) a d ále se u kázalo, že k om eta n ep atří INTERK V S ovětsk ém svazu byla 11. p ro sin ce 1975 v y p u štěn a d alší sp o le čn á u m ělá d ru žice so cia listic k ý ch stá tů , In terk o smos 14, na oběžnou dráh u k olem Zem ě s těm ito p a ra m e try : výška v p erigeu výška v ap ogeu sk lon d ráh y oběžná doba
ODCHYLKY Den TU 1— TUC TU 2— TUC
345 km 1707 km 74° lh 4 5 ,3 m.
ČASOVÝCH
3. X I. — 0,0987s — 0,1 215
k tzv. K reu tzově sk u p in ě; v zd álen ost p erihelu je však i tak velm i m alá. M arsdenovy elem en ty jsou: T = 1975 X II. 21, 178 EČ o> = 358, 108° ) Q = 270, 6 1 1 ° [ 1950,0 i = 70,626 q = 0,21863 AU. IAUC 2874 ( B )
J
SMOS
SIGNÁLU
8. X I. — 0,1152s — 0,1363
14
S atelit je vybaven če sk o slo v en sk ý mi sovětsk ým i a m aď arsk ý m i p řístro ji pro výzkum n ízk o frek v en čn íh o e le k tro m a g n e tick é h o z ářen í v zem ské m a g n eto sféře, ke studiu stru k tu ry ion o sféry a k m ěřen í in ten zity proudů mik ro m e te o rick ý ch č á s tic . Ú daje vysílan é d ru žicí přijím ají sta n ice v Bulharsku, Č esk osloven sku , N ěm eck é d e m o k ra tic ké rep u blice, Polsku a S ovětsk ém svazu.
13. XI. — 0,1314s — 0,1507
V LISTOPADU 18. XI. — 0,1477^ — 0,1652
23. XI. — 0,1652s — 0,1809
1975 28. XI. — 0,1815* — 0,1955
Časové zn am en í Čs. ro zh lasu se v y sílalo z k yv ad lo v ý ch hodin dne 25. XI. od 17h00m do 26. XI. 9h00m. — V y sv ětlen í k tab u lce viz ŘH 5 7 ; 18; 1/1976. V la d im ír P tá ček
Z lid o vých hvězdáren a a stronom ických kroužků PRAKTIKUM
PRO
POZOROVATELE
N a h v ězd árn ě ve V a lašsk ém M eziříčí k on alo se ve d n ech 19. až 21. z á ří 1975 V III. tříd en n í p rak tiku m p ro p o zo ro v a te le S lu nce. Z ú častn ilo se jej 11 p racovník ů z ČSR a SSR, zab ý v ajících se p ozorován ím S lu nce na lid ových h vězd árn ách a v a stro n o m ick ý ch k ro u žcích . P ro g ram p rak tik a um ožnil ú častn íků m pozn at vizuální i fo to g ra fick é m etody sled ován í slu n ečn í fotosféry a způsoby z p ra co v án í získ an éh o p ozorovacíh o m a te riá lu . V te o re tick é čá sti byly podrobně p ro jed n án y p o k y ny k vyplňován í p rotok olů o p o zo ro vání S lu nce, z v eřejn ěn é v Bulletinu pro p ozorován í S lu nce (č . 1 1 ), v y d á v aném h vězd árn ou ve V alašsk ém Me
SLUNCE
z iříčí pro potřebu jejího celo n árod n íh o m eto d ick éh o úkolu v oboru vizuálního a fo to g rafick éh o sled o v án í Slunce. Z á roveň byli ú ča stn íci sezn ám en i se zá kladním i te o re tick ý m i zn alo stm i, po třeb ným i k zp ra co v á n í k reseb i fo to g ra fic k ý ch sním ků slu n ečn í fo to sféry . V p rak tick é čá sti m ěli ú ča stn íci m ož n ost sam i p ozo ro vat jak m etodou z a k reslo ván í slu n ečn ích sk vrn , tak i fo to g ra fick y a zú častn it se zp raco v án í získ an éh o p ozo ro vacíh o m ateriálu . Byli instru ováni a p ro m ěřo v án í poloh slu n ečn ích sk vrn p om o cí h elio g rafick ý ch so u řad n ico v ý ch sítí a o prom ěřování p loch slu n ečn ích sk vrn p řístro jem pro re stitu ci slu n ečn íh o obrazu a plani-
m etrem . K ú spěšn ém u průběhu p ra k tik a p řisp ělo i příznivé p o časí, tak že ú ča stn íci se m in á ře m ohli využít k p ra k tick ém u výcviku v plném ro zsah u mo-
d ěrn í p řístro jo v é vybavení slun ečníh o p ra co v iš tě h vězd árn y a získ at tak ce n né zk u šen o sti pro slad o v án í S lu n ce na sv ý ch h vězd árn ách . s ch .
Ú k a z y na o b lo z e v b ř ez nu S lu n c e v y ch á z í 1. b řezn a v 6 h4 4 m, z ap ad á v 17h4 2 D n a 31. b řezn a v y ch á z í v 5 h39m, z a p ad á v 18 h3 0 m. Za b řezen se prodlouží délk a dne o 1 hod. 53 m in. a poled ní v ý šk a S lu nce nad o bzorem se zv ětší o 1 2 °, z 32° n a 44°. Dne 20. b řezn a ve 12h50 m vstupuje S lu nce do zn am an í B e ra n a ; v ten to okam žik je ja rn í ro v n o d en n o st a z a čín á a stro n o m ick é jaro . M ěsíc je 1. III. v 0 h25m v novu, 9. III. v 5 h3 8 m v první čtv rti, 16. III. ve 3 h5 3 m v úplňku, 22. III. v 19 h54 m v p osled ní čtv rti a 30. III. v 18 h0 8 m opět v novu. Odzem ím p ro ch ází M ěsíc 4. a 31. III., p řízem ím 16. b řezn a. B ě hem b řezn a dojde k těm to k on jun k cím M ěsíce s p la n e tam i: 4. III. ve 2 1 h s Ju p iterem , 9. III. ve 20 h s M arsem , 12. III. ve 4 h se S atu rn em , 18. III. ve 2 2 h s U ran em , 21. III. v l i 1* s N eptu nem a 29. III. v l h s Venuší. O p ůlnoci 17./18. III. n a sta n e k on jun kce M ěsíce se Spikou. M erk u r je v první polovině b řezn a
rá n o k rá tc e p řed v ý ch o d em S lu nce nízko nad v ýchod ním o b zo rem ; v y ch ází jen n ěk olik m álo m inut po 6 h. Během první poloviny b řezn a se z v ě t šu je ja sn o st M erk u ra z 0 ,0 m na — 0 ,4 m. Dne 28. b řezn a je M erkur n ejd ále od Zem ě, 1,35 AU. V e n u š e je ta k té ž na ran n í obloze. Můžeme ji n alézt před vých od em S lu n ce nízko n ad východ ním obzorem . P o čátk em b řezn a v y ch ází v 5 h5 1 m, k on cem m ěsíce v 5 h13m. Má jasn o st asi — 3 ,3 m. Dne 25. b řezn a p ro ch ází V enu še odsluním . M ars se pohybuje souhvězdím i Býka a Blíženců . N ejvýhod nější p ozo ro vací podm ínky jsou ve v e če rn ích h od in ách , kdy k ulm inuje. Z ap ad á p o čátk em b řez n a ve 3h1 6 m, k on cem m ěsíce již ve 2 h12m. Během b řezn a se zm en šu je ja s n ost M arsu z + 0 ,5 m na + l , l m. V b řez nu dojde k dvěm a těsn ý m přiblížením M arsu ke hvězdám . Dne 6. III. v 19 h p rojd e 3' jižně od 125 Tauri a 16. III. v 19 h p rojd e 9 ' jižně od 139 Tauri.
Jasn o st obou hvězd je asi + 5 m ag n it. Ju p iter se pohybuje souhvězdím i Ryb a B eran a. Je p o zo ro v ateln ý pouze zve č e r a , p rotože z a p ad á p o čátk em b řezn a ve 2 1 h39m, k on cem m ěsíce již ve 2 0 h18m. Ju p iter m á ja sn o st asi — l ,6 m. S a tu rn je v souhvězdí B líženců . N ej vhodnější p ozo ro vací podm ínky jsou ve
v e če rn ích h od in ách , kdy kulm inuje. P očátk em m ěsíce zap ad á v 5 h0 9 m, k on cem březn a již ve 3 h10m. Během březn a se ja sn o st S atu rn a zm enšuje z + 0 ,1 ® na + 0 ,3 m. U ran je v souhvězdí Panny a v y ch ází až pozdě v e č e r: p očátk em m ěsíce ve 2 2 h4 4 m, k on cem březn a ve 2 0 h41m. N ej
# • • • ** 2
3 4 5 6 7
D ráha p la n etk y Ju n o od. led n a d o s rp n a 1976.
výše n ad obzorem je ča sn ě rán o . U ran m á ja sn o st + 5 ,7 m. Dne 16. b řezn a se U ran z n a čn ě přiblíží k hvězdě A Virgin is, k te rá m á ja sn o st + 4 ,6 m. V n ejm enší v zd álen osti od ní, 1 '0 9 " sev ern ě bude U ran ve 1 4 h. N ep tu n je v souhvězdí H adonoše. N ejvýhod nější p ozo ro vací podm ínky jsou v ra n n ích h od inách . P očátk em m ěsíce v y ch á z í v l h5 8 m, k on cem b řez na již o p ů ln o ci. N eptun m á jasn o st + 7,7 m. Pluto je v souhvězdí Panny a vzh le dem k tom u, že je 30. III. v opozici se S lu ncem , je po ce lý b řezen nad ob zorem té m ě ř po celo u n oc. Planetu m ůžem e sle d o v a t fo to g rafick y podle efem erid y, u veřejn ěn é v H vězd ářské ro č e n c e 1976 (s tr . 7 9 ). Pluto m á ja s n ost asi + 1 4 m. P la n etk y . V březnu je ve výhodné poloze k p ozo ro ván í Juno, p rotože je 1. III. v op ozici se S luncem . N alezn e me ji poblíže ro z h ra n í souhvězdí Sextan tu a Lva. Během b řezn a se d v ak rát Juno tě sn ě přiblíží k h vězdám — na m éně než 1". Dne 5. III. ve 2 h44 m bude n ejblíže 35 S e x ta n tis; Juno m á ja sn o st + 8,8 m, hvězda + 6 ,3 m (ob ě ja s n osti v iz .}, poloha hvězdy (1 9 5 0 ,0 ) je a = 1 0 h4 0 ,8 m S = + 5°01' Dne 11. b řezn a v l h15m bude nejblíže hvězdě SAO SC 118 4 10; jasn o st p la n etk y je 8 ,9 m, ja sn o st hvězdy 7 ,6 m a její p oloha a = 1 0 h3 4 ,7 m S = + 6 °0 8 '. Obě tě sn á přiblížení budou vhodnou p říle ž ito stí k v y h led án í p lan etk y Juno. M eteo ry . Po ce lý b řezen je m ožno p ozo ro vat á-Leon id y-V irginidy, jejich ž velm i p lo ch é m axim um n a stá v á 22. III. Z v e d le jších rojů m ají m axim um čin n osti Bootidy 18. III. a H ydraidy 23. b řezn a. J. B.
OBSAH: J. B ouška: Jasn á kom eta 1975h — Z. U rban : K původu zá blesků zá řen í gam a — H. N ováko v á: Nová m ěřen í hvězdn ých p rů m ěrů — Co nového v astron o m ii — Z lidových hvězd áren a a s tr o n o m ick ých kroužků — Úkazy na obloze v březnu. CONTENTS: J. Bouška: The B right C om et 1975h — Z. U rban: About th e Origin of Gamma Rays B ursts — H. N ováková: New V alues of S te lla r D iam eters — New in A stro nomy — F rom th e Public Observ a to rie s and A stron o m ical Clubs — Phenom ena in M arch.
COflEP^KAHHE: H. BoyniKa: HpKaH
KOMeTa 1975 h — 3 .
ypSaH :
BcnJiecKK h 3Jiy*ieHMH raMua — r . HoBaKOBa: HoBBie M3MepeHMH 3 B e 3 flH b IX
B oro hw x
* ie C K M X
HeSe
flU a M e T p O B
—
H to
h o
-
aCTpOHOMMH — M 3 H a p o flo S c e p B a T o p n íí m acTpoHOM H-
B
b
KpyjKKOB —
H B J íe H M H
Ha
MapTe.
OPRAVA — V H vězdářské ro č e n c e 1976 je na s tr . 12— 23 v záh laví slou p ce „Juliánské d a tu m " chyb né č ís lo : m ísto uvede ného 2422 (2 423) má být 2442 (2 4 4 3 ). Jul. datum na s tr. 8 je uvedeno sp rávn ě.
• Prod ám kom pletní re fra k to r ETA 0 55 mm, zv. 40 a 100 X , objektiv 0 40 mm, ok uláry a e le k tr. k ap esní k alk u láto r. Kou pím Z ach ovalý Som et B inar 2 5 X 1 0 0 . — Dr. M. M ožíšek, kpt. Ja ro še 3, 777 00 Olo m ouc. • Koupím bezvadný o rtosk op ick ý ok u lár f = 20 mm a op tický h ran o l s výstupní plochou m inim álně 2 X 2 cm . — Josef K orbel, 273 02 T u ch lovice 353.
Říši hvězd řídí re d a k čn í ra d a : J. M. Mohr (v e d o u cí r e d .J, Jiří Bouška (výkonný r e d .), J. G rygar, O. H lad, M. Kopecký, E. K rejzlo vá, B. M aleček, A. M rkos, O. Obůrka, J. Š tohl; te c h . red. V. Su chánk ová. — Vydává m in isterstv o ku ltu ry CSR v n ak lad a telstv í Orbis, n. p., V inohradská 46, 120 41 P ra h a 2. — Tiskne S tátn í tisk árn a, n. p., závod 2, Slezsk á 13, P rah a 2. — V ychází d v a n á c tk rá t ro čn ě , ce n a jed notlivého č ísla Kčs 2,50, ro čn í před p latn é Kčs 3 0 ,— . R ozšiřuje Poštovní novinová služba. In form ace o p řed p latn ém podá a objednávky přijím á každá p o šta i d o ru čo v atel, nebo přím o PNS — D střed n í exp ed ice tisk u, Jin d řišsk á 14, 125 05 P rah a 1 (v če tn ě objednávek do z a h r a n ič í). — Příspěvky z a síle jte na re d a k ci Říše hvězd, Švédská 8, 150 00 P rah a 5. Rukopisy a obrázky se n e v ra ce jí. — Toto číslo bylo dáno do tisku 6. led n a, vyšlo v únoru 1976.
Rozetová m lh o v in a (N G C 2 2 3 7 -9 / v so u h v ězd í Je d n o ro ž c e . Na čtv rté str. o bálky je 2 0 0 cm u n iv erz á ln í r e fl e k t o r o b serv a to ře v T a u ten b u rg u . ( S n ím e k V E B Z eiss, Je n a .)
47281
