Z
OBSAHU:
KČS 2 50
M ezinárodní astro n a u tick ý kongres v Baku — 2eň objevů 1973 rad io telesk o p — Hvězdy typu Mira Ceti a m ezihvězdná látka vého v astronom ii — tJkazy na obloze v dubru
D etailn í z á b ě r řa d y v ý c h o d —západ, s y n t e t ic k é h o in te r fe r o m e t r u v e F leu rs. — N a p rvn í str. o b á lk y j e l e t e c k ý s n ím e k t o h o to r a d io t e le s k o p u . IK č lá n k u n a str. 52.)
U p o z o rň u je m e č t e n á ř e n a m a te r i á ly z v y h lá š e n í C e lo s tá tn íh o f e s t iv a lu z á jm o v é u m ě le c k á č in n o s ti n a p o č e s t 3 0 . v ý r o č í o s v o b o z e n í C SSR S o v ě ts k o u a r m á d o u , k t e r é jso u v lo ž e n y ja k o p ř ílo h a d o to h o t o č í s la .
Ř íš e h v ě z d
Rudolf
R o č . 5 5 ( 1 9 7 4 ) , č. 3
P e š e k :
MEZINÁRODNÍ ASTR ONAUTI C KÝ K O N G R E S V BAKU* Ve dnech 7.— 13. říjn a m. r. se konal v hlavním m ěstě Á zerbájdžán ské SSR Baka již XXIV. mezinárodni astronautický kongres. Na jeho organizaci se podílely společně Akademie věd SSSR a Akademie věd ASSR a kongres patřil k dosud n ejro zsáh lejším a nejúspěšnějším . Jed ním z výrazných rysů byla početná a aktivní ú čast sovětských výzkum ných pracovníků, působících v různých oborech kosm onautiky, a to především z řad střední a m ladší g en erace (vedle 645 zahraničních účastníků se kongresu zúčastnilo přes 800 pracovníků ze SSS R ). Zasedání kongresu se konalo na třech m ístech, avšak většina z nich, stejn ě jako organizační činnost, se odehrála v novém paláci kultury V. I. Lenina, který poskytl velm i vhodný a důstojný prostor pro jádro kongresového programu. Kongresu byla věnována velká pozornost a péče ze strany politických a vládních představitelů ASSR, k teří při spěli účinnou měrou k úspěchu a srdečném u rám ci kongresu, jenž se tak stal významným přínosem k rozvoji m ezinárodní vědecké spolu práce při mírovém využívání vesmíru. Bakinského kongresu se zú častnila i skupina čs. vědeckých pracov níků, p očetn ější než v jin ý ch letech , která svou aktivitou přispěla k vě decké náplni i organizačním akcím sjezdu. Jejím i členy byli člen ko respondent ČSAV prof. ing. dr. Rudolf Pešek, DrSc., předseda Astro nautické komise ČSAV, člen korespondent ČSAV a SAV prof. dr. V la dimír Guth, DrSc., vedoucí observatoře Astronom ického ústavu ČSAV v Ondřejově a člen A stronautické kom ise ČSAV a doc. dr. Vladim ír Kopal. CSc., vědecký tajem n ík A stronautické kom ise ČSAV. Kromě nich se kongresu zú častnili prof. dr. Zdeněk Horák, DrSc., dr. Milan Morávek, CSc., prof. dr. Jan Bušák a ing. Jan Kolář. Kongres byl slavnostně zah ájen 8. říjn e za ú časti zástupců p o litic kého a vědeckého života SSSR a ASSR, jakož i představitele s e k re ta riátu OSN H. G. S. Murthyho. Hlavni projev přednesl za onem ocnělého předsedu Akademie věd SSSR Keldyše akadem ik L. I. Sedov, který stál v če le organizačního výboru kongresu. Jak úvodní přednášky, tak i c e l ková náplň sjezdu vyzněly ve prospěch dalšího rozvíjení a prohlubo vání m ezinárodni spolupráce při mírovém výzkumu a využívání kos mického prostoru, přičem ž zvláště vystoupil do popředí význam sou činnosti mezi oběma kosm ickým i velm ocem i — SSSR a USA — pomoci připravovaných společných programů. Tuto skutečnost dokumentovala • Tento člá n e k ]e výtahem z ob šírn é z p r á v /, k terou v y p raco v ali R. Pešek, V. Guth a V. Kopal.
i účast sovětských a am erických kosmonautů, zvláště těch, k teří se přímo podílejí na společných p rojektech. Pokud jd e o vědeckou náplň kongresu, pak hlavním tématem byl „Význam činnosti v kosmu pro vědu a techniku*'. Tomuto tématu byla věnována nejen přednáška při slavnostním zahájení sjezdu, ale i spo lečn é zasedání se sedmi referáty, tý k ajícím i se vlivu francouzského kosm ického programu na rozvoj techniky, pokroků fyziky m eziplane tárního prostředí, revoluce v planetární astronom ii, pokroků ve slu neční fyzice, problémů kosm ické technologie a je jic h vlivu na vědu a techniku, autom atických vozidel pro výzkum M ěsíce a je jic h vlivu na teorii autom atizace a řízení, jakož i kosm ického lékařstv í a zdravot nictví. Další program kongresu již probíhal v šesti p aralelkách a byl rozdělen takto: 1. T echn ická zasedání M ezinárodní astronau tické fed erace. 2. Studentská konference. 3. Sympózia M ezinárodní astron au tick é akademie. 4. Kolokvia M ezinárodního ústavu kosm ického práva. V technických zasedáních bylo ve 13 sek cích předneseno celkem 222 referátů , je jich ž výtahy byly obsaženy v publikaci o 448 stran ách ; je tedy nemožné o nich v tomto článku byť i je n stručně referovat. V rám ci sjezdu probíhala již třetí m ezinárodní studentská k on fe rence, které byly věnovány dva půldny. Bylo na ní předneseno 27 referáfů, z toho 5 sovětských. Bylo doporučeno, aby příště byly tři n e j lepší referáty odměněny. Během kongresu uspořádala M ezinárodní astron au tická akadem ie sedm sympózií, na nichž bylo předneseno celkem 53 referátů : 1. Diskusní panel o m ezinárodní laboratoři na Marsu. 2. První mezinárodní sympózium o relativistických efek tech při kosm ckých letech. 3. Sedmé mezinárodní sympózium o dějinách raketové techniky a kos monautiky. 4. Šesté mezinárodní sympózium o záchraně a bezpečnosti letů v kos mickém prostoru. 5. Diskusní panel o mezinárodní orbitáln í laboratoři. 6. T řetí mezinárodní sympózium o snížení výdajů na pokusy v kosm ic kém prostoru. 7. Druhé mezinárodní zasedání o posledních poznatcích v programu spojení s mimozemskými civilizacem i. Čtenáře našeho časopisu budou patrně především zajím at výsledky Druhého mezinárodního zasedání o posledních poznatcích v programu spojení s mimozemskými civilizacem i (CETI). Toto sympózium řídil autor tohoto článku a připravil je spolu s dr. Kardaševem . Loňské sym pozium bylo vlastně již třetím mezinárodním setkáním o problem atice spojení s mimozemskými civilizacem i. Prvé se konalo v září 1971 na observatoři v B]urakanu v sovětské Arménii. Byla to sovětsko-am erická konference, uspořádaná pod záštitou Akademie věd SSSR a Národní akadem ie věd USA. V roce 1972 bylo pak na Mezinárodním astronau tickém kongresu, který se konal ve Vídni, referováno o současném stavu CETI z hlediska astronom ie, biologie, spojení a dešifrování. Vloni byly v Baku na programu sympózia tři sovětské referáty. Dva z nich
Leninů v p a lá c v B ak u , k d e h la v n ě p r o b íh a l M ez in árod n í a s tr o n a u tic k ý k o n g r e s .
se týkaly zkušeností, získaných při pokusech o zachyceni signálů mi mozemských civilizaci, tře tí dráhy sondy, k terá letí k blízkým hvěz dám sluneční soustavy. Pokusy o zachycení signálů mimozemských civilizací se v SSSR za bývají dvě skupiny: prof. Troitského z Radiofyzikálního výzkumného ústavu v Gorkém a dr. Kardaševa z Ústavu pro kosmický výzkum Aka demie věd SSSR. První skupina využívá radioteleskopů, umístěných na čtyřech m ístech v SSSR: v oblasti Ussuri, Murmanska, Krymu a v Gor kém. Při některých pokusech bylo užito i zařízení, um ístěných na vý zkumné nám ořní lodi Akademik Kurčatov. Kardaševova skupina pra cu je s přenosným i aparaturam i v horských oblastech. V letech 1971 až 1972 byly stan ice umístěny na Kavkaze a Pamíru ve výškách 2000 a 3000 m, vloni byla expedice na Kam čatce. Signály se zachycu ji na vice m ístech proto, aby byly vyloučeny místní rádiové poruchy. Autory prvního referátu , předneseného vloni v Baku v rám ci sym pózia CETI, byli V. S. T ro itsk ij, A. M. Starodubstev a L. M. Bondar. Bylo v něm uvedeno, že od r. 1970 bylo prováděno system atické pozo rování záření v centim etrovém a decim etrovém vlnovém rozsahu na ce lé nebeské polokouli. Současně se pozorovalo na čtyřech místech v SSSR, aby byly odděleny signály z kosmu od pozadí m ístních šumů všeho druhu. Byla zjištěn a existen ce globálního sporadického záření, vznikajícího zřejm ě v blízkosti zem ského prostředí. Autoři utvořili zá věry o optim álních podmínkách pro ohledávání prostoru pc> sporadic kém zářeni za účelem objevení rádiového záření technicky vyspělých mimozemských civilizací.
Autory druhého příspěvku o pátrání po sign álech mimozemských civilizací užitím metody synchronního disperzního příjm u byli L. Gindilis, N. Kardašev, V. Mirovski], V. Soglasnov, E. Spangenberg a V. Etkyn. Ve zprávě se vycházelo z toho, že optimálním typem volacích signálů mimozemských civilizací jsou impulsové signály v decim etro vém a centim etrovém vlnovém pásmu a bylo pojednáno o vhodném typu zařízení pro pátrání po takových signálech . M aximální citlivosti pro objevení vzdálených zdrojů může být dosaženo užitím syn ch ron ního příjmu na dvou nebo více stanicích od sebe velmi vzdálených, když ze všech zachycených signálů jsou vybrány pouze ty, které m ají ch arakteristiky spojené s disperzí v mezihvězdném prostředí. Ostav pro kosmický výzkum Akademie věd spolu se Šternbergovým a stro nomickým ústavem Moskevské university, Moskevským energetickým ústavem a Leninovým pedagogickým ústavem připravily odpovídající zařízení pro frekvenční intervaly 350— 550 MHz a 13 700— 15 000 MHz a ukončily předběžná m ěření na bázi 3000 km. O optim álních trajek to riích sondy (z hlediska en erg etick éh o ), u rče né pro pátrání po mimozemských civilizacích, referoval U. N. Zakirov. Uvedl, že mezihvězdná sonda s kybernetickým robotem na palubě, vy puštěná na dráhu umělé družice hvězdy může podle B racew ella a Šklovského být užita v pátrání po mimozemských civilizacích . Zakirovova studie se zabývala dráhou takovéto sondy, poháněné ionto vými nebo plasmovými motory s řiditelným tahem . Především jde o problém, n a jít trajek to rie z a čín ající v blízkosti Slunce a končící v dané dráze umělé družice zvolené hvězdy, a to při m inim ální spo třebě energ ie. Autor uvedl hlavní ch arak teristik y řešen í, zvolil nom i nální traje k to rie a analýzoval vliv nepřesnosti p očátečních údajů a ne přesnosti znalosti potenciálu G alaxie na ch arakteristiky pohybu son dy. Provedl optim alizaci pohybu sondy i v případě, že je třeba uva žovat zákony relativ istické m echaniky bodu s proměnlivou hmotou. Jako příklad byl proveden výpočet um ělých družic Barnardovy hvěz dy, e Eridani, r Ceti a e. Indi. Získané výsledky ukázaly reáln o st letu sondy na dráze kolem planety hvězdy, a proto dokazují i přípustnost hypotézy o přenosu života do slunečn í soustavy z jin ý ch hvězdných soustav. Odvozené postupy jsou vhodné pro zkoumání n ejrů zn ějších letových drah kosm ických těles i kosm ických lodí pro různé účely. V závěru referátu autor zdůraznil, že pohon s užitím iontových nebo plasmových motorů je možný pouze do vzdálenosti 4—5 parseků, ta k že pátrání po mimozemských civilizacích by bylo možné jen tehdy, k iy b y pro uvedení sondy na dráliu bylo užito hypotetické relativistické rakety. K otázce mimozemských civilizací je nutno dodat, že při dosavad nich pokusech v SSSR (a ani nikde jin d e) nebyly dosud prokázaně zachyceny signály umělého původu. Byly však získány cenné zkuše nosti s provozem přijím acích zařízení a sm ěrnice pro jeho zlepšení. Protože hladina rádiového šumu je v kosm ickém prostoru podstatně nižší než na Zemi, plánuje se i užití přijím acích stanic, um ístěných na oběžných laboratořích Země a na povrchu Měsíce. Závěrem je třeba zdůraznit, že problémem spojení s mimozemskými civilizacem i se za
bývají v SSSR kolektivy pracovníků výzkumných ústavů, k teré pracují n ejen teoreticky, ale plánovitě i experim entálně. Pokud jd e o problémy astrodynam iky na kongresu v Baku, byl velmi závažný re fe rá t V. A. Brunberga, který hovořil o astron au tice podně cu jící rozvoj nebeské m echaniky. Vyzvedl důležitost čtyř faktorů pro rozvoj nebeské m echaniky: sam očinné počítače, m oderní pozorovací metody (rádio, radar, la s e r), pokrok astronautiky a zjem nění m ate m atických metod. Podrobně pak rozvedl právě vliv astronautiky na nebeskou m echaniku (ap likace teorie poruch, rozvoj poruchové fun k ce, problém drah s velkým i výstřednostm i a sklony, další rozvoj ana lytických řešení, příspěvek ke gravitačn í teorii ve sp ojen í s relativ i tou a j.) . Další referáty různých autorů se pak týkaly některých spe ciáln ích problémů, jako např. stacio n árn ích pohybů zobecněného pro blému tří těles, periodických a sekundárních poruch drah v blízkosti planet, drah kom ensurabilních a synchronních družic, stability librace M ěsíce aj. V rám ci kongresu se konal i diskusní panel o m ezinárodní oběžné laboratoři. Podobně jak o o p rojektu m ezinárodní lab oratoře na Měsíci jed ná M ezinárodní astronau tická akadem ie již po řadu let o možnos tech zřízení a přípravě programu o rbitáln í laboratoře, jež by se mohla stát v dohledné době přitažlivým projektem m ezinárodní vědecké spolu práce. Byla přednesena řada referátů , např. o možnosti takovýchto la boratoří z hlediska techn ick éh o vývoje a je jic h využívání, o metodě kontrolování stavu kosm onauta a předvídání jeh o výkonů, o problé mech skupinové psychologie atd. Dr. Kopal přednesl v této skupině příspěvek o právním základu pro zřizování a činnost lab oratoří a jiných stanic na dráze kolem Země. Diskuse o m ezinárodní oběžné laboratoři potvrdila velký význam, který náleží v blízkém vývoji kosmonautiky tomuto druhu kosm ické činnosti, a to především pro m nohostranné využití a přínos, jež mohou orbitální stanice poskytnout pro rozvoj mnoha oborů vědy a techniky. S přihlédnutím k těm to faktorům roz hodl též programový výbor příštího, letošního XXV. mezinárodního astronautického kongresu, že hlavním tém atem tohoto sjezdu bude právě problem atika kosm ických stan ic — nynějších i budoucích. V průběhu kongresu v Baku se konal též první diskusní panel o m ezi národní lab orato ři na Marsu. Diskuse se týkala hlavně nynějšího stavu vědomostí o Marsu a průzkumu planety autom atickým i stanicem i (který provádějí a dále plánují v SSSR a v USA). V diskusi bylo zejm éna zdůrazněno, že zatím co zřízení m ezinárodní lab oratoře na M ěsíci se předpokládalo v letech 1975—1985, bylo by možno realizovat obdobný p rojekt na Marsu asi kolem roku 2020. . Pokud jd e o fyziku, potvrdilo znovu jed n án í na sympóziu o re la ti vistických efek tech při kosm ických letech , že existu je těsná vazba mezi astronautikou a různými fyzikálním i obory, především teo rií relativity Tato vazba je dvojího druhu: Na jed n é straně astronau tika poskytuje experim entální m ožnosti pro zkoumání relativistických efektů, a na druhé straně teorie relativity představuje nezbytnou fyzikální bázi prc řešení některých úkolů astronautiky. Kosmonautika může využít okolí Země i sluneční soustavy jako ohrom né laboratoře, kde se mohou usku tečňovat experim enty nebeské m echaniky. Prof. Horák navrhl využití
umělých družic Slunce k m ěření, zda zákon setrvačnosti platí i v sou stavě spojené s naší Galaxií nebo v soustavě definované celou Metagalaxií. V druhém případě by bylo možno vysvětlit zploštělý tvar Ga laxie působením odstředivých sil. Na XVI. mezinárodním kolokviu o kosm ickém právu byly na programu tyto otázky: 1. Kosm ické právo a obecné m ezinárodní právo. 2. Přímé televizní vysílání z um ělých družic Země. 3. Teledetekce zem ských zdrojů pomocí um ělých družic. 4. Měsíc a jin á nebeská tělesa. 5. Stan ice s posádkou kolem Země. Úvodní re fe rá t k současné živé problem atice přím ého televizního vy sílání z družic přednesl prof. Bušák, o návrhu smlouvy o M ěsíci re fe roval dr. Kopal. Během sjezdu m ěli ú častn íci možnost navštívit Šem achinskou a stro fyzikální observatoř Á zerbájdžánské akadem ie věd, k terá je vybavena dvoumetrovým Zeissovým reflek torem stejn éh o typu jako je v Ondře jově. Je um ístěna na jižním svahu Velkého Kavkazu ve výšce 1435 m, asi 120 km západně od Eaku. Hvězdárna má výjim ečně dobré podmín ky pro pozorování: 180 zcela jasných nocí ročně, z nich pak 50 s prvo třídními podmínkami jak co do průzračnosti ovzduší, tak i klidu o b ra zů. Vědecký program ústavu je zam ěřen na slun ečn í fyziku, stelárn í astronom ii a výzkum těles sluneční soustavy (povrch planet a mě síců ). V průběhu kongresu se konaly i dvě plenární schůze valného sh ro máždění a tři schůze předsednictva, kterých se zú častnili i naši dele gáti. Řídící orgány M ezinárodní astron au tické fed erace schválily zprá vy o činnosti F ed erace samé i je jíc h dvou stálý ch in stitu cí, M eziná rodní astronau tické akadem ie a M ezinárodního ústavu kosm ického prá va, dále projednaly činnost jednotlivých výborů F ed erace, člen sk é a roz počtové otázky, styk s jiným i m ezinárodním i organizacem i vládními a nevládním i, jakož i přípravu příštího kongresu. Ju b ilejn í — již dva cátý pátý — M ezinárodní astronau tický kongres se má konat v Amste rodamu ve dnech 30. září až 5. říjn a 1974. Podle předběžného p rogra mu se počítá s uspořádáním M ezinárodního astronau tického kongresu v roce 1976 v Československu. Jiří
G r y g a r :
ŽEŇ OBJ EVŮ 1 9 7 3 1) s l u n e č n í s o u s t a v a Objevem loňského roku se zcela bezkonkurenčně stala kom eta 1973f, kterou nalezl dr. Luboš Kohoutek na snímku Schmidtovou komorou Hamburské cbservatoře dne 7. března 1973. Dodatečně ji pak rozpoznal i na předešlých sním cích, takže výpočet dráhy vzápětí ukázal, že jde o kometu objevenou velmi daleko od Slunce (bezm ála 5 AU), je jíž perihélium však leží ve vzdálenosti pouze 0,14 AU od Slunce. Odtud se dalo usoudit, že kometa by mohla být koncem roku mimořádně jasná.
Jak známo, první odhady hovořily dokonce o jasn o sti srovnatelné s Mě sícem v úplňku. Tato okolnost a dostatečný časový předstih před prů chodem perihéliem v úhrnu znam enaly vítanou příležitost pro světově koordinovanou ak ci ke sledování Kohoutkovy komety. Zvlášť šťastnou shodou okolností byl na konec roku totiž plánován i le t třetí posádky Skylabu, což znam enalo unikátní m ožnost současných pozemních i kos m ických m ěření. Č tenáři Říše hvězd byli o jednotlivých fázích pozoro vání i výzkumných programů průběžně inform ováni (Ř íše hvězd čís. 9/1973, str. 167 a č. 12/1973, str. 225 a 228) a kromě toho byla celému úkazu věnována až nezvyklá publicita ve sdělovacích prostředcích. Ještě v květnu až srpnu se zdálo, že kom eta bude vskutku mimořád ným tělesem — mluvilo se o „kom etě sto letí". Avšak když se po srpno vé konjunkci se Sluncem podařilo kometu spatřit koncem září na ran ním nebi, byla je jí jasnost jen mezi 10m—l l m a vzrůstala daleko po m aleji, než ja k vyplývalo z původních předpovědí. Říjnové odhady m a xim ální jasn o sti se proto pohybovaly už je n v rozmezí — 2m až —3m — a ja k se v prosinci díky pozorováním ze Skylabu ukázalo — byly to odhady docela re a listick é. Teprve v posledních dnech listopadu počala být kom eta na h ran ici viditelnosti očima těsn ě před úsvitem nad jihovýchodním obzorem a je jí chvost dosáhl délky sotva 4°. Ve spektru komety byly zjištěny Swanovy pásy uhlíku a dále sodík v emisi. Na Národní rádioastronom ické observatoři USA v Green Bank bylo de tekováno rádiové záření komety v milimetrovém pásmu. Ukázalo se, že jde o záření m ethylkyanidu CH3CN na vlně 2,7 mm. Ve Fran cii byly pom ocí rádioteleskopu v Nangay zjištěny pásy hydroxylu OH na vlně 18 cm. Tak byla vlastně poprvé uskutečněna rádioastronom ická pozo rování komety. Kolem průchodu perihéliem (28. prosince) byla kom eta příliš přezářena Sluncem a tak ji viděli jen kosmonaute na palubě Skylabu, k teří jí v těch dnech věnovali větší část svého pozorovacího programu. Vý sledky je jic h experim entů bude ovšem možné zhodnotit až po zpraco vání získaného m ateriálu. V prvních lednových dnech r. 1974 zájem o kometu přesáhl relativně úzký okruh astronomů profesionálů i amatérů, neboť se stále čekalo, a to přes veškerou zdrženlivost odborného tisku, že na večerní obloze bude zářit velkolepé těleso. A tak přišlo rozčarování, neboť kometa byla je ště asi o 3m slabší, než se odhadovalo; patrně proto, že vyčer pala své zásoby plynu natolik, že prostě už nebylo z čeho brát. Navíc u nás pozorováním počasí nep řálo; s výjimkou horských stanic (Kleť, Sk aln até Pleso) bylo na celém území republiky převážně zataženo, a tak je patrně jen nemnoho těch , kdo se budou m oci pochlubit tím, že Kohoutkovu kometu viděli prostým okem. Sedm astronom ů z Astrono m ických ústavů ČSAV, University Karlovy a ČVUT se dne 8. ledna 1974 kvečeru zúčastnilo speciálního letu tryskového letad la TU-134A ve výši 8900 m, odkud bylo možné kometu pohodlně pozorovat po dobu asi 50 minut. Kometa měla toho dne jasn o st asi 3,5m a chvost dlouhý 4C, ve tvaru poměrně úzkého kužele, s jasn ějším i povrchovými přímkami, odpovídajícím i zřejm ě plasmovému a prachovému chvostu. Ačkoliv tedy byla kom eta notným zklam áním pro širší veřejnost,
pro astronomy se stala bazmála historickým mezníkem. Nikdy předtím nebyla pozorování jedné komety tak dobře a dlouho připravována a svě tově koordinována a nikdy předtím se ke studiu takového tělesa n e použilo tolika rozm anitých přístrojů a metod. Proto lze právem o če kávat s napětím výsledky jednotlivých pozorovacích akcí, které mohou podstatně přispět k chápání mnoha aspektů pozoruhodných těles, jim iž komaty zaslouženě jsou. Chování komet, zvlášť pokud jde o průbah jasnosti, je totiž stěží předvídatelné. Dokázala to jin ak dobře známá p e r io d ic k á k o m e t a T uttle-G ia co b in i-K resá k (1 9 7 3 b), která v doba průchodu perihéliem koncem května náhle zvýšila svou jasn o st ze 13m na 6m, pak opět zeslábla na 14m, avšak 6. července znovu vzplanula na 5m, aby vzápětí opět po klesla na obvyklou jasnost (viz RH 10/1973, str. 187). Zásluhou M. Anta la ze Skalnatého Plesa se na těch to pozorováních podílel poprvé též ondřejovský dvoumetrový dalekohled, který se dále zapsal do kometární historie 28. srpna, kdy jím M. Antal vyfotografoval periodickou kometu Schw assm ann-W achm ann 2 poprvé před letošním zářijovým průchodem perihéliem (kom eta byla v době znovunalezení 19m). Poznam enejm e ještě, že je až podivuhodné, ja k se mění postoj ši roké veřejnosti ke kometám během údobí astronom icky zcela n ep atr ných. Dosud mezi námi žijí mnozí pam ětníci posledního návratu ko mety Halley r. 1910, kdy ohlášený úkaz vyvolal značnou paniku díky úvahám o otrávení zem ského ovzduší kom etárním i plyny či dokonce o nebezpečí přímé srážky — a skutečně byli lidé, k teří v předtuše n astávajících hrůz rad ěji spáchali sebevraždu. Naše osvícená doba sice podobné výstřelky vylučuje předem, ale na druhé stran ě člověku přece jen vyrazí dech, když si přečte ve váženém britském vědeckém týde níku Nature, že „dva londýnští byznysmeni přišli s b íje čn ý m nápadam zaregistrovat jm éno »Kohoutkova kom eta« pro obchodní účely. Firm a »Comet Kohoutek Limited« nyní jedná s »řadou celonárodních inze r e n t i v Británii, k teří h od lají využít komety k propagaci rozm anitého zboží, jako jsou třeba hračky nebo ohňostroje". Nicméně ani ty nejpodivnější nápady nelze s pousmáním zavrhnout-. Proslulý H. C. Urey, laureát Nobelovy ceny za chem ii, rozvinul v mi nulem roce úvahy o srážkách kom et se Zemí v další hypotézu, jež by vysvětlila náhlé změny fauny a flóry na Zemi v minulých geologických údobích. Urey se domnívá, že Země se čas od času sráží s kometami podstatně rozm ěrnějším i a hm otnějším i, než byl Tunguzský m eteorit, a že tyto srážky lze doložit výskytem tektitů. Jelikož prý existu je ča sový souhlas výskytu tektitů a změn geologických epoch, plyne odtua, že na život na Zemi měly kom ety vliv ještě daleko větší, než se kdy odvážili tvrdit i ti n ejzary tější astrologové. Urey tím mimo jin é hodlá vysvětlit i proslulý náhlý zánik ještěrů v tretih orách a chmurně po znam enává, že příští srážka s kometou může být pro lidstvo fatáln í Nárazem by totiž bylo zničeno velké množství atom ových reaktorů a následná radioaktivita vyhubí vše živé. E xperim entální ověření hypo tézy je ovšem sotva kdy pravděpodobné, neboť — ja k Urey sark astick y poznamenává — „jakákoliv praktická dem onstrace procesu vzniku te k titů nárazem komety by přišla tak draho, že by se to nedalo zdůvodnit vědeckým přínosem experim entu".
U pošetilých domněnek je ště chvíli zůstaňme. Před časem s s zabýval známý švédský astrofyzik H. Alf vén so u v islo stm i k o m e t a m e t e o r ic k ý c h rojů a snažil se ukázat, že proti obacnému m íněni nemusí být m eteo rick é ro je následkem rozpadání komet, ale naopak příčinou je jic h vzni ku! Zdá se, že tato prapodivná hypotéza není z cela bez vyhlídek na aspoň částečný úspěch. Jednak P. C. Joss upozornil na to, že k rátk o periodických kom et je mnohem více, než jak vyplývá ze známé Oortovy teorie o zásobárně kom et na p e riférii sluneční soustavy, a jed nak D. A. Mendis ukázal, že je principiálně možný mechanism us, vedoucí k soustředění (kon vargen ci) drah m eteorických čá stic uvnitř rojů. Mendis uvádí, že n ěk teré m eteorické ro je jsou patrně starší než komety, které s nimi obvykle spojujem e. Tak např. Leonidy jsou mnohem starší než kom eta Tem pel-Tuttle, poprvé pozorovaná r. 1836, a Perseidy — stá ří nejm éně 1200 let — m ají svou kometu (Sw ift-T u ttle) teprve od r. 1832. Mendis dokonce tvrdí, že planetky typu Apollo jsou bývalé komety, které ztratily zásoby plynu. Nelze tudíž vyloučit, že podobně jako už dnes jsou zřetelně rozlišeny dva typy m eteoroidů (tuhé a po rézní), budeme mít i dva typy kom et: m eteorické a „m ražené" (z Oortova oblaku). Obsáhlý úvod o kom etách by však nem ěl n ikterak zastínit podstatný pokrok ve studiu celé sluneční soustavy, dosažený v uplynulém roce. Na tom m ají stále větší zásluhu k o s m i c k é so n d y , a tak je na m ístě zmínit se aspoň o těch n ejú spěšnějších . Koncem r. 1972 (27. říjn a J byla vzhle dem k vyčerpání zásob dusíku pro orientaci sondy ukončena činnost Marineru 9. Sonda bude je ště asi 50—100 le t obíhat kolem Marsu, než zanikne v jeho atm osféře. Byla to zatím nejú sp ěšn ější planetární sonda, jež za 339 dní áktivní činnosti na dráze (700 obletů) kolem Marsu vy slala 10to bitů inform ací, zejm éna pak 7000 snímků Marsova povrchu. Při přijím ání signálů ze sondy M ariner 4 bylo dosaženo nového re kordu v citlivosti, když byly registrovány signály s výkonem 5X 10~21W (zdá se tudíž vhodné zavést další předponu, označující 10"21 díl zá kladní veličiny; navrhuje se pro ni název banto, tedy např. 5 bW ). Ve svém letu k Jupiteru úspěšně pokračovala sonda P io n eer 10, jež 15. února bez úhony vyletěla z pásm a m alých planetek a 4. prosince ráno dospěla k Jupiteru a vysílala údaje o fyzikáln ích podmínkách v jeho okolí i na povrchu planety, jakož i unikátní fotografie Jupitera. Sonda, ja k známo, posléze opustí sluneční soustavu se zbytkovou rych lostí 11,5 km/s a zhruba za 80 000 let dospěje do vzdálenosti 1 parseku. Pozlacená plaketa s proslulým „dopisem cizím civilizacím " by měla být čiteln á po dobu asi deseti miliónů roků, během nichž sonda urazí vzdálenost 10 parseků. Mezitím 5. dubna 1973 byla vypuštěna další sonda, označená Pioneer 11, je jíž poslání bude zpřesněno na zá kladě výsledků získaných předchozím Pioneerem . Základní údaje o povrchu Venuše byly získány při měkkém přistání sovětské sondy V en ěra 7. Sonda vysílala údaje je ště 23 minut po při stání a tak se ukazuje, že teplota směrem k povrchu stá le stoupá a na povrchu činí (4 7 5 ± 2 0 )° C a tlak 9 0 ± 1 5 atm osfér. Další údaje o planetě byly získány planetárním i radary v Haystacku a v Goldstone. Některé hory dosahují výše až 5 km nad okolím a na území o průměru 1500 km
bylo nalezeno celkem 12 velmi m ělkých kráterů, z nichž n ejv ětší má průměr 160 km. Naše Země zůstává rovněž objektem astronom ického výzkumu, pře devším v souvislosti s měřením ry c h lo s ti z e m s k é r o ta c e . Rozborem chodu atom ových hodin se bezpečně prokázal náhlý skok v délce dne i v rychlosti sekulárního zpomalování ro tace Země, jenž n astal dne b. srpna 1972. Úkaz je v přímé souvislosti se sluneční činností v srpnu 1972, nejm ohutnější v ce lé h istorii sledování sluneční aktivity. Již při mohutné erupci r. 1959 tvrdil Danjon, že se rych lost zem ské rotace skokem zm ěnila, ale jeho výsledky nebyly jednoznačně p řijaty. Nyní se zdá být korelace nepochybná. Souběžně s tím pokračovaly výzkumy M ěsíce. Zpřesněná hmota Mě síce je 1/81,3007 hmoty Země, a je ve velmi dobré shodě se standardní hodnotou 1/81,30. Počátkem března 1973 se konala již tradiční, v po řadí čtvrtá m ěsíční k onference v Houstonu. Z nových výsledků stručl ě připomeňme, že veškerý m ateriál v m ěsíčních vzorcích je přetave ný; žádný původní m ateriál se zatím nenašel. S táří hornin je m axi málně 3,85—4,05 miliardy let. O něco starší je m ěsíční půda, a to 4,2 miliardy let. Z rozboru zem ětřesení plyne, že M ěsíc má žhavé nitro, jež tlumí seism ické vlny. Hypocentra zem ětřesení se n ach ázejí ve znač ných hloubkách, 700 až 1000 km, a jsou buzena zem ským i i slu n eč ními slapy. Tok m eteoritů, dopadajících na M ěsíc, je asi d esetkrát až tisíck rát nižší než se dříve soudilo. Naopak však na M ěsíc dopadají i částice s hmotou ÍO"15 g, jež vytvářejí m ikroskopické krátery. To však znamená, že předvídané „vym etení" m enších m eteorických čá stic pů sobením Poyintingova-Robertsonova efektu se neuplatňuje. Dále byly shrnuty dosavadní výsledky dnes již početných experim en tů s la sero v ý m m ěřen ím v z d á len o stí M ěsíce. Celkem bylo na Měsíci postupně umístěno pět odražečů, a to posádkam i Apolla 11, 14 a 15 a autom atickým i sondami Luna 17 a 21. Odrazy od posledního re fle k toru byly získávány jen během prvních dvou m ěsíčních nocí po přistání modulu. O statní odražeče jsou dosud účinné a měřením se věnují observatoře v USA, Francii, S SS R a Japonsku. N ejvětší zkušenosti s m ě řením i má McDonaldova observatoř v Texasu, kde se k tomu užívá 272cm reflektoru, zhruba po dobu 60 pozorovacích hodin m ěsíčně. Kaž dá série m ěření trvá 5 až 20 minut, během nichž je vysláno 50 až 300 impulsů. V r. 1970 bylo uskutečněno 7 sérií, v r. 1971 138 sé rií a r. 1972 již 386 sérií. Chyby v určení vzdáleností činily do listopadu 1971 30 až 45 cm a po zdokonalení aparatury a metodiky m ěření se snížily na =tl5 cm. Další stan ice se uvádějí do provozu v A ustrálii a v Jižní Afri ce, takže po několika letech se dá očekávat fan tastick á přesnost ± 3 cm. O výzkum M arsu se nejvíce zasloužila již zm íněná sonda M ariner 9. Kromě důkazů o sopečné činnosti a erozívním způsobu větru byly zís kány cenné údaje o relativní topografii planety. Obří sopka Nix Olympica ční do výše 25 km a jed en hřeben v pohoří Tharsis dokonce 2B km nad terénem . Povrch Marsu je zbrázděn až 300 km širokým i údolími o délce až 4800 km. Na Marsu nepochybně kdysi te k la voda v řekách, je jic h vyschlá koryta byla nyní vyfotografována. Polární čepičky jsou
1
tvořeny převážně ledem H20 . V ítr na Marsu dosahuje rych losti 30 až 60 m/s a poblíž přísluní vede absorbované sluneční záření k e vzniku mohutných prachových bouří. N ěkteré sopky na Marsu jsou staré až 3 miliardy let, ale většina je ve stáří od 100 do 300 miliónů let. Mezitím se ovšem pozornost astronomů upírá stále č a s tě ji na největšl planetu sluneční soustavy — Ju p itera . Jupiter vydává třikrát více zá ření než ho od Slunce dostává, takže se vskutku zdá, že je to spíše nevydařená hvězda než k lasick á planeta. Nadbytečné zářeni lze vy světlit trojím způsobem. Bud jd e o latentnl teplo z období tvořeni planety, anebo o gravitační k on trakci. Sm ršťováni tělesa (či aspoň jeho obalu] o pouhý 1 mm za rok by stačilo ke krytí zářivého přebyt ku. Konečně pak S a lp ste r soudi, že jde o přeměnu k in etick é energie kapek hélia, jež padají do nitra Jupitera. V souvislosti s tím se nově uvažuje o stavu látky v nitru planety. Soudí se, že zhruba v 8/10 polo měru přechází vodík v kovovou fázi o střední hustotě 0,64 g/cm 3. C entrální teplota planety by se pak pohybovala m ezi 103 a 3 X 1 0 4 K. Nitro by se skládalo asi z 80 °/o vodíku a z 20 % hélia. Hypotéza o kovovém vodíku je přitažlivá pro technologické apli kace, takže se již k on ají pokusy připravit kovový vodík laboratorně, k čemuž je potřebí extrém ně vysokých tlaků. Kovový vodík by totiž byl vhodným palivem v term onukleárních reaktorech a navíc by se patrně uplatnil i v elek tro tech n ice, neboť se očekává, že by byl supra vodivý i při pokojové teplotě. Koncem r. 1972 a v lednu 1973 usku tečnili pracovníci Je t Propulsion Laboratory pomocí 64m rádioteleskopu v M ojavské poušti pozoruhodný radarový experim ent se získáním odrazů od planety Satu rn a. Radar o impulsním výkonu 400 kW pracoval na vlně 12,5 cm a cesta signálů tam i zpět trvala dvě a čtvrt hodiny. Během 6 pozorovacích noci bylo získáno 12 odrazů, nikoliv však od sam otné planety, ale od prstenců. Z charakteru ozvěn vyplývá, že p rstence nejsou plynné, prachové či ledové, nýbrž že jsou tvořeny větším i kam eny či balvany o průměru aspoň 1 m a vzdálené 90 až 140 tisíc kilom etrů od povrchu planety. V souvislosti s tím byly zveřejněny plány na vyslání sondy typu M ariner v r. 1977. Sonda má být vypuštěna mezi 19. srpnem a 17. zá řím 1977 a k Jupiteru se přiblíží na ja ře 1979 na vzdálenost 405 000 km a k Saturnu na ja ře 1981 na vzdálenost 270 000 km. Loni byla publikována nová hodnota průměru Urana, a to 5 1 8 0 0 ± * 6 0 0 km při zploštění 0,01 ± 0 ,0 1 . Pokud jde o Pluta, ukázalo se, že jeho polární osa je skloněna podobně jako u Urana do roviny eklip tiky. Pokračovala též diskuse o Bradyově hypotéze, postulující e x is ten ci d e s á té , tr a n s p lu to n s k é p la n e ty , o hmotě srovnatelné s hmotou Jupitera a poloměru dráhy kolem 60 AU. P. G oldreich a W. R. Ward ukázali, že značný sklon (1 2 °) a velká hmota by ovlivnily pohyby ostatních těles sluneční soustavy, což však nepozorujem e. Další argum enty proti hypo téze shrom áždlili P. K. Seidelm ann a j. — byly by značně rušeny dráhy v nějších planet p očínaje Jupiterem a kromě toho na sním cích přísluš ných úseků oblohy není žádné plan etární těleso ja sn ější než 16,5m. A tak se zdá být zřejm é, že dráhu kom ety Halley nepozm ěňuje X. pla neta, ale negravitační síly, stejn ě tak jako je to již prokázáno u celé řady jiných komet. Místo desáté (v elk é) planety však utěšeně přibý
valo m alých planetek. V lednu 1973 jich bylo registrováno celkem už 1813. Obsáhlý přehled o současných názorech na v z n ik c e l é slu n e čn í so u stav y podal A. G. W. Cameron. Vychází z předpokladu, že naše sou stava vznikla z prim itivní sluneční mlhoviny. Při poklesu teploty zde postupně kondenzovaly kovy, kysličníky kovů, siřičitan y a křem ičitany. Z nich vznikaly vnitřní planety a také m eteority. Náhlou změnu ch arakteru planet sluneční soustavy za pásem asteorid by snad bylo možné vysvětlit tím, že v této vzdálenosti ustávalo přim íchávání m a teriálu mezi jádrem a obvodem mlhoviny (k o n v ek ce). V nitřní planety m ají málo satelitů anebo vůbec žádné proto, že tato druhotná tě le :a se zřítila na m ateřské planety. Satelity vzd álenějších vn ějších planet vznikly ze zploštělých ro tu jících plynných disků. Výjimkou jsou sa telity s velkou excentricitou , pohybující se případně retrográdně, jež byly zachyceny gravitačně později. Pcdle tohoto schém atu by však měla být ex isten ce prstenců něčím zcela obvyklým a je tudíž spíše s podi vem, že je pozorujem e je n u Saturna. Cameron soudí, že Jupiter může mít čistě kamenný prstenec, neboť teplota ve vzdálenosti Jupitera je ještě příliš vysoká na to, aby se tam trvale udržely čá stice obalené le dem. N ejpodivnější prý je však právě to, že Uran nemá žádný prstenec. Z toho všeho plyne, že výzkum slunečn í soustavy dostává díky no vým technikám (kosm ické sondy, citlivá planetární radary) početné nové impulsy, což postupně připravuje zásadní zvrat v nazírání na vznik a strukturu systému, jen ž nás bezprostředně obklopuje. { P o k r a č o v á n í p ř íš t ě ) Josef
Olmr:
NOVÝ R A D I O T E L E S K O P VE F L E U R S K velkým radioastronom ickým zařízením poslední doby ve světě patří in terferom etr ve Fleu rs v A ustrálii, který byl nedávno uveden do pro vozu. Má sloužit především k mapování radiové oblohy na jižn í polo kouli, zatím co mapování severní radiové oblohy by obstarával synte tický radioteleskop ve W esterborku (H olandsko). Obě stan ice velmi úzce spolupracují a n ěkteří členové pracovní skupiny w esterborské pobývali delší dobu ve Fleurs. Syntetický radioteleskop ve Fleu rs se skládá ze dvou na sobě nezá vislých řad: jed né orientované ve sm šru východ-západ, druhé o rien to vané ve směru sever-jih. Část těch to řad byla již používána jako Christiansenův kříž. Každá řada se skládá ze dvou parabolických zrcadel o průměru 13,7 m a 32 parabolických zrcadel o průmSru 5,8 m. Vzdálenost mezi menšími zrcadly je 12,2 m. Pokud jd e o větší zrcadla, jedno je umístěno na jed né stran ě ve vzdálenosti 18,3 m od nejbližšího malého zrcadla, druhé na druhé stran ě ve vzdálenosti 408,4 m od n e j bližšího m alého zrcadla. Výstup obou větších zrcadel je spojen s výstupem každého m enšího paraboloidu; tak je vytvořeno 64 interferom etrických párů. Vzdálenost velkého zrcadla k poslednímu malému zrcadlu je 786,4 m, což při p ra covní vlnové délce 21,2 cm odpovídá 3713 vlnovým délkám.
Antény mohou sledovat zdroje na obloze pouze 8 hodin, to znam e ná, že nemohou jed notlivé řady být použity ve všech sm ěrech. Použijl-li se obě řady najednou, pak je možno zkoumat oblohu mezi deklinacem i —30° a —8ÍD°. Často se používá je n řady východ-západ; při použití pouze řady sev er-jih dochází k m szerám při vykrytí oblohy. Před pozorováním se všechny antény jedná řady nařídí na zdroj o 4 hodiny dříve, než dojde k jeh o průchodu m eridiánem . Antény, otá č e jíc í se kolem polární osy, sled u jí zdroj po dobu 8 hodin. Antány jsou spojeny ve skupinách po dvou na společný přijím ač. Při m ěření je nutné, aby p řich ázející čelo vln zasáhlo oba vstupy přijím ačů ve s te j ném okamžiku, to znam ená, že časové rozdíly různých drah musí být odstraněny. K tomu je třeba použít zpožďovací prvek, jehož čin itel zpoždění závisí od délky příslušného anténního kabelu a od nastavení hodinového úhlu antény. Signál každého velkého zrcadla je korelován odděleně sa signálem každého m alého zrcadla. Mapování oblohy je možno provádět kdykoliv v jednom rozměru. N ejvětší rozlišovací schopnost interferom etru je 40 obloukových vte řin; rozlišovací schopnost má však být — po přidání dalších dvou zrcadel o průměru 13,7 m — zlepšena na 20 obloukových vteřin. Plo ch a zkoumaná oblasti oblohy je 1,5 čtverečního stupně. Pro citlivo st zařízení p latí v zásadě rovnice platná pro jednoduchá parabolická zrcadla se změnam i, k teré vyplývají z použití 64 antén, jak větší, tak i m enší radioteleskopy jsou uzpůsobeny tak, že může být m ěřena polarizace zdrojů. Ke studiu silných zdrojů je možno v řadě východ-západ použít frekvence 692,5 MHz. Je možno ro-vněž mapovat Slunce. K pozorování Slunce se používá jed nak řady východ-západ, jednak řady sev er-jih; syntetický radioteleskop je používán v tom pří padě jako kříž. S m alou rozlišovací schopností (3 obloukových minut) je možno získat obraz Slunce ve zlomku vteřiny. Radioteleskop dává obraz vynikající jak o sti. Zařízení je pom ěrně levné vzhledem k tomu, že sestává většinou z m alých zrcadel. Jak známo, náklady na parabo lická zrcadla rostou s tře tí m ocninou rozměru. Nevýhodou syntetického radioteleskopu ve Fleu rs je , že zrcadla ne jsou stejn á. M echanické a teplotní deform ace proto nejsou stejn é, zdá se však, že tato okolnost není n ějak závažná a nemůže podstatně ovliv nit pozorování a jeho vyhodnocení. Z d e n ě k
M i k u l á š e k :
H V Ě Z D Y T Y P U MI RA C E T I A MEZ IHVĚZDNÁ LÁTKA Hvězdy typu Mira Ceti jsou dlouhoperiodické proměnné s níz kou povrchovou teplotou a značným i rozměry. Je jic h vnitřní strukturu dobře vystihuje modal, kde ve středu hvězdy je m alá hutné jádro, které obsahuje převážnou čá st hmoty hvězdy. Jádro je obklopeno rozsáhlou řídkou obálkou, je jíž střední hustota je m enší než 1 0 '5 g /cm 3 (to zna mená, že je o několik řádů m enší než hustota vzduchu). Hvězdy typu
Mira Ceti jeví silnou k on centraci k e g alak tick é rovině, čímž prozra zuji svoji příslušnost k m ladší části I. populace. Na své dráze kolem středu Galaxie se čas od času střetáv ají s hustším i oblaky mezihvězd né hmoty. Je-li rychlost srážky hvězdy s oblakem větší než rychlost zvuku v daném prostředí, může dojít k následujícím u jevu: obálka hvěz dy se po srážce s oblakem zbrzdí natolik, že se stane jeho součástí, zatím co jádro hvězdy projde oblakem tak řk a bez překážek. K in etic ká energie obálky hvězdy přejde v tepelnou energii mezihvězdné látky — mezihvězdná látka se tím zahřívá. Autoři této domněnky L. C arrasco a G. Grasdalen (Publ. Astron. Soc. Pacif., 1972; 84, 639) ze známého rozložení mirid v Galaxii odvo dili, že tímto mechanism em se zvyšuje hm ota mezihvězdné látky 0 3 X1CT9 Aí©/pc2 rok a tok energie v zn ik ající při srážkách obálek s oblaky čin í v okolí Slunce 3X1CT27 erg/cm 3 s. Protože hustota hvězd typu Mira Ceti roste směrem ke středu G alaxie, dosahuje tento tok energie ve vzdálenosti 5 kpc od cen tra hodnoty 2,3 X 1 0 -26 erg/cm 3 s. Tato domněnka je lákavá hned z několika důvodů: V ysvětluje, jak se doplňuje hmota mezihvězdné látky , ja k se dostávají těžší prvky, vznikající v nitrech hvězd, do mezihvězdného m ateriálu a konečně 1 to, jakým způsobem se obří hvězda zbavuje svého obalu při přechodu do stádia bílého trpaslíka (tím je vlastně ono hutné jád ro hvězdy). Nicméně se mi zdá, že num erické údaje, k teré autoři práce uvádějí, jsou poněkud přeceněny. Uvážíme-li, že m račna plynu a prachu se rozprostírají do vzdálenosti větší než 8 kpc od středu Galaxie, pak vykrývají plochu větší než 2 X 1 0 8 kpc2. Roční přínos mezihvězdné hmo tě by pak čin il více jak 0,6 M©. Předpokládám e-li, že stá ří G alaxie je asi 2 X 1 0 10 let, znam enalo by to, že za celou dobu existen ce Galaxie by tím to m echanism em vzrostla hmota plynné složky G alaxie o 1 2 X 1 0 9 M©. Podle mého soudu je tato hodnota p říliš velká, neboť je srovna teln á s hmotou celé plynné a prašné složky Galaxie. Ovšem na druhé straně je pravděpodobné, pokud tento efek t „svlékání hvězd“ skutečně existu je a je dostatečně významný, že zmíněnému m echanism u podlé h a jí n ejen miridy, ale i jin é typy obřích a veleobřích hvězd. Nebylo by též m arné prozkoumat otázku, zda někde ve vesmíru n ejsm e svědky in terak ce hvězdy s oblaky mezihvězdné hmoty, neboť přímé pozoro vání tohoto jevu by nám dalo odpovědi na řadu otázek, o nichž jsm e tu hovořili.
C o n o v é h o v a s tro n o m ii NĚKTERÉ IV.
K O N F E R E N C E
O
V e střed isk u výzkumu kosm ického prostoru v Houstonu (T exas) proběhla v pořadí Již čtv rtá ko n feren ce o vý zkumu M ěsíce. Alespoň ve stru čnosti se zmíníme o n ejzáv ažn ějších závě rech. Pokud jde o vznik M ěsíce, byly vy sloveny názory, že náš přirozený sa-
Z A V Ě R Y V Ý Z K U M U
M Ě S Í C E
telit m ěl v době před asi 4,7X10® lety chladné, silně zm agnetizované jádro. V n ější obaly se vyznačovaly pom ěrně velkým teplem , k te ré bylo produktem procesů ak re ce . Později však nastal ohřev i v jád ře. M ěsíc ztratil své m ag n etick é v lastnosti, ja k m ile teplota n it ra p řesáh la 780° C. Tepelný tok, vy
stu p u jící z n itra M ěsíce, Ciní asi tře tinu zem ského, což Je p řekvap ující. Ze seism ick ého hlediska je dnes na M ěsíci známo asi 40 aktiv ních zón. Seism ická ohniska jso u však velmi hluboko v p lášti, a to v h loubce od 600 do 1030 km. Korový obal a plášť až do hloubky 1000 km jsou v rigid ním stavu. Předpokládá se však, že jád ro M ěsíce o polom ěru asi 700 km je v jak ém si su bplastickém (sem im olten) stavu. Je-li nitro složeno ze silikátov ých hm ot, uvažuje s e o tep lotě okolo 1500° C. Od hloubky 25 do 60 km ry ch lost seism ick ých vln odpovídá hornině gabrového složení. Od hloubky 60 km až do 900 km se ry ch lo st podélných vln p rak ticky nem ění. Odpovídá prý hodnotě 7,7 anebo 9 k m / s ( ? } . Jestliže by druhá hodnota byla správná, mu sely by se předpokládat horniny bo haté na gran át. Hloubka povrchové regolítové vrstvy na M ěsíci reg io n ál ně kolísá. V Moři dešťů byly identifikovány
alespoň tři g e n erace rozsáhlých lávo vých příkrovů a proudů. N ejstarší z nich byly svým plošným rozsahem n ejv ětší laž do vzdáleností 12C0 km ), nejm lad ší se rozšířily od zd ro je až do vzdálenosti 4C0 km. Zdroje efuzl jsou úd ajně vázány na m ísta, kde se kříži tek to n ick é lin ie (např. kde jsou pro tínány k o n cen trick é zlom y). Lávová je z e ra byla identifikována ta k é na od v rácen é stran ě M ěsíce (např. v oblas ti k ráteru S caligen ap .). P řevlád ají čty ři skupiny hornin: (1) bazalty m ořského typu; (2) bazalty obohacené d raslíkem a vzácnými ze minam i, případně fo sforem (tzv. ba zalty typu K R E E P ) ; (3 ) bazalty ob sa h u jíc ! 20 až 24 % kysličn ík u h lin i tého [bazalty typu VHA)\ [4) horni ny an o rto zitické řady. Obal s horni nam i anortozitové řady se údajně vy tvořil před 4,6X10® le ty (vznik pev nin, tzv. te rra e ). Později se form ova la ta č á st korového obalu, k terá je tvořena bazalty typu VHA, KREEP a bazalty m ořského typu. K. B en e š
ODV OZ OV A N I P R CS . T E L E V I Z
e s n e h o
Č
a s u
N! M E T O D O U
K 17. listopadu 1973 udělilo presdium ČSAV cenu Č eskoslovenské a k a dem ie věd ing. Jiřím u Tolm anovi, od borném u pracovníku Ústavu rad iotech niky a elek tro n iky ČSAV, ing. Vladi míru Ptáčkovi, odborném u pracovní ku A stronom ického ústavu ČSAV a ing. A ntonínu Součkovi, vědeckém u pracovníku Výzkumného ústavu spo jů za p ráci „M ikrosekundové srovn á vání hodin pom ocí synchron izačních televizních pulsů“. Potřeba přesného času ve vědě, v průmyslu, v dopravě 1 v občanském životě vedla k tomu, že výzkum v té to oblasti se ro zv íjí již od založení Akademie. Problem atiku vytváření vy soce stab iln ích km itočtů, metod k je jích přesném u m ěřen í a porovnávání metod k relativ ním m ěřením s vyso kou rozlišov ací schop ností ře ší Ostav rad iotechniky a elek tron iky ČSAV v Praze. Na otázky vztahu času ho din k různým astronom icky d efino vaným časům i ke světovém u času , ja kožto m ezinárodně závazné časové
re fe re n ci, je již trad ičně zam ěřen A stronom ický ústav ČSAV. M ikrosekundové porovnávání vzdá lených hodin je nyní všeobecně zná mo jak o českoslov enská televizní m e toda. S p o ju jí se v ní výhody širo k o pásm ového přenosu po m ikrovlnných sp o jích , protože využívá je jic h sítě, slou žící k přenosu televizního p rog ra mu, a přesně definované přenosové cesty, k te rá je dána strukturou této sítě. Pomocným nositelem časové info rm ace jsou obrazové synchroni zační impulsy běžného televizního sig nálu. Přenos televizního programu tím není n ija k ru šen a přitom není třeb a vkládat do televizního signálu dodatečné impulsy. Na p řijím ací s tr a ně p ak sta čí jednoduchý sep arátor vestavěný do kom erčn íh o televizoru a e lek tro n ick ý č ita č k m ěření časového intervalu mezi sekundovým impulsem z hodin a n ejblíže násled ujícím o b ra zovým synchronizačním impulsem, vy stupu jícím ze sep arátoru. Podmínkou úspěšného m ěření je
říži, k te ré vytváří čas TUC (Temp U niform ě Coordoné). Praha má k n ě mu touto cestou přístup s nejvyšší p řesností. Přednosti televizní metody se plně u p latň u jí od dubna 197J, kdy byl v Ostavu rad iotechniky a elektroniky ČSAV in sta ován césiový etalo n km i točtu H ew lett-Packard 5061A. Od n ě ho se odvozuje pražský koordinovaný čas TU C /T PI — („Tem pus Pragens e “ ), při jehož porovnávání s TUC se využ vá subm ikrosekundové p řesnosti čs. televizní metody, jíž bylo mezitím dosaženo. Základním opěrným bodem je zde převoz času transportem ato m ových hodin z Paříže a Zenevy v červnu 1971. V le te c h 1972—1973 m ěl césiový etalon odchylku km itočtu prům ěrně asi + 3 X 1 0 " 13 a v důsledku toho se ča s TUC (T P ) vzhledem k ča su TUC před ešel za 600 dní o pouhých 14 m ikrosekund. Čas TUC (T P ) v y síla jí pro všeobec nou potřebu sta n ic e OMA a OLB5 jak o časovou re fe re n c i pro různé vědecké o blasti, k teré sled u jí např. nepravi d elnosti ro ta c e Země, pohyb zem ských pólů, dráhy um ělých družic Země ap., i pro širokou oblast dopravy a spojů, rozhlas, televizi, výrobu e le k tro n ic kých sou částí a p řístro jů a pro řadu d alších oborů.
m ožnost p řijím at u každých porovná vaných hodin týž společný telev.zní p.ogram . Hodiny m u ií být předběžně seřízeny do souhlasu na několik m ik rosekund a m ěření na zúčastněných sta n ic ích m usí proběhnout syn ch ron ně. Kromě toho je třeba znát rozdíly dob přenosu synchron izačních im pul sů od společného zd roje — telev iz ního syncbronizátoru — k psíslu šn ím přijím ačům . To se pro dané stan ice jednorázově z jistí přímým m ěřením na m ikrovlnných trasách a výpočtem ze vzdáleností mezi příslušným i vy s íla či a přijím ači. Popsaná televizní m etoda byla ově řen a sé rií m ěření mezi Prahou a Postupim í v ro ce 1965 a od roku 1966 se jíž pravidelně porovnává čas mezi Prahou a Postupim í. Tím byl vytvo řen dvoustranný koordinovaný č a so vý systém . Televizní metodou může však v m enší oblasti pracovat něko lik lab o rato ří současně. Vhodnou p ří ležitostí jsou četn é m ezinárodní te le vizní přenosy. V příznivých případech je možné m ěřit pravidelně denně. Ta ková situ ace ex istu je právě pro P ra hu, Postupim, Hamburk a Braunschw eig, kde se využívá společného te ’evizního program u NDR. Hamburk a B raunschw eig m ají přitom vazbu na M ezinárodní časové ústředí v PaK O M E T A
I S O N
G I
3 m ěsíce po průchodu přísluním , kdy byla v n eo byčejn ě velk é vzdálenosti jak od Slu nce (tém ěř 4 AU), ta k i od Země (3,5 AU). Uvádíme je ště přibliž né e'em en ty dráhy podle výpočtu B. G. M arsdena:
Na sním cích, exponovaných 24. a 29. listopadu m. r., objevil J. Gibson (Obs. A ustral Yale-Colum bia, E l L eo cito ), o bjekt, jehož jasn o st byla 15,5®, k te rý by mohl být kom etou. Tento před poklad se p o ď e d alších pozorování ukázal správný a objevené těleso by lo označeno kom eta Gibson 1973o. Z původních pozorování a d alších po loh získaných 30. listopadu a 7. a 20. p rosince 1973 bylo možno vypočítat alespoň přibližnou dráhu. U kázalo se, že kom eta byla objeven a za v íce než K O N T A K T Y
K R A T E R O V
10.
P R I
XII.
Pozorovacie podmienky počas tohto úkazu boli v B ratislava m im oriadne dobré. Obloha b o 'a jasn á a tak mohol autor pozorovat zatm enie v plnom
1 9 7 3 o
T =
1973 V III. 11,5 EČ
o> -
221,6°
Q = l = q =
243,9° 1950,0 108,1° | 3,853 AU 1AUC 2604, 2615 (B )
Z A T M Ě N I
|
M E S I A C A
1973
rozsahu. Pozorovací program spočíval vo fotografo v an í zatm enia v sekundárnom ohnisku re fra k to ra o priem ere 10 cm s fotoaparátom P rak tica FX
3 bez optiky na film Ilford HP 4 a vo- vizuálnom pozorovaní kontaktov kráterov so zemským tieňom tým istým prístrojom . Polotieň začal byť vid iteln ý okolo 1 hod. 15 min. a postupom času sa stával velm i z re te ln /m . Svit M esiaca bol silný a povrchové útvary sa dali na ňom neozbrojeným okom v:d ieť iba s obtiažam i. Výnimkou bola juhozápadná č a sť M esiaca, kde pod vplyvom p o'o tieň a boli M are Humorum, M are Nubium a O ceanus P rocellaru m dobré v id itelné. Při čiastočnom zatm ění bol tieň světlý a Šedo zafarbený. Převážná časť m esain ý ch útvarov ponořených do tieň a sa d ala pohodlne sled ovat. V tieni například vynikalí známe sveteln é pruhy k rá tera Tycho. H ranicu tieň a bolo veťmi ťažko definovat, pretože obzvlášf ok rajové ča sti tieň a boli abnorm álně svetlé. Autor pozoroval v ro k och 1965 až 1973 všetky u nás vid itelné m esačn é zatm enia, ale ani pri jednom z n ich nebol tieň až natolko sv e ťý . A to nap riek tomu, že pri tom to zatm ění vstúpilo do tieň a len 11% m esačného priem eru a aj M esiac bol omnoho vyššie nad obzorom ako pri predošlých zatm eniach. O tom, že přechod
medzi polotleňom a tieňom bol velmi n ezreieln ý , svěd čí a j to, že koniec čiasto čn éh o zatm enia bol pDzorovaný o 3 hod. 16 9 min., teda 2,6 n ťn sV6r, než m al podlá efem eridy nastať. V tom čase sa však už tieň od p olodeňa ne dal rozoznať a tem nost m esačného kotúča v okolí pozičného uhla 200° zó stala ešte n ajm en ej 6 m inút po pozorovanom konci c ia sto in é h o zatm enia nezm enená. K ontakty krátero v so zemským tieňom (všetky časové úd aje sú v SE Č ): v stu rv K i r c h e r ............................................... 2*-21,im B e t t i n u s ............................2ř-22,3® Zucchius . ..............................2>’ 23,3m ^ — 19"_. & — 6 1 ' . . . . 2t’-23,5m ^ —0,5°, 0 — 5 2 ,5 ' . . . 2^33,1™ ......................................... 2t‘*37,0m Hommel S ch ille r (A — 3 8 ', 0 — 5 6 °) . 2fc40,8m V ý stu p y : „ . . ... Sim P ^ s ......................................... 3^13.0™ Ovzdušie bolo pom ěrně kludné, avšak kontakty kráterov sa pozorovali dosť ťažko, ked že M -siac v dalek o h lad e a j pri použitom 30násobnom zvačšení oslňoval. M arián D ufnič
D E F I N I T I V N Í O Z N A Č E N Í K O M E T P R O Š L Ý C H P R l S L D N l H V R O C E 1972
D efin itiv n í ozn ačen í 1972 1972 1972 1972 1972 1972 1972 1972 1972 1972 1972 1972
I II III IV V VI VII V III IX X XI XII
Z M É N Y
P ředběžn é ozn ačen í 1971b 1972b 1972f 1972g 1972a 1972d 1973d 1973a 1972h 1972c 1971c 19721 J A S N O S T I
Jm é n o k o m e t y ( P / p e r io d i c k á )
P rů ch o d p fís lu n ím
P/H olm es P /G rig g -S k jelleru p B rad field P/N eu jm in 3 P /T erap el 1 P /G iacobini-Z inner P /S w ift-G eh rels H eck-Sause Sand age P /T em pel 2 P/K earns-K w ee Araya R A D I O V É H O
Podle zprávy řed itele Šternbergova astronom ického ústavu v Moskvě dr. D. J M artynova z jistil N. E. K uročkin u rádiového zd roje NRAO 5 změny
31. 2. 27. 16. 15. 4. 31. 5. 14. 15. 28. 19.
ledna března března května červ en ce srpna srpna říjn a listopadu listopadu listopadu prosince IAUC 2612 (B>
Z D R O J E
NRAO
5
jasn o sti v optickém oboru. Z 80 desek exponovaných ve Š fernbergově ústavu v letech 1960 až 1973 lze soudit, že o b je k t je pravděpodobně typu BL La-
c erta e se zm ěnam i fo to g rafick é magnitudy mezi 16,1“ — 18,3m. Maxima ja s nosti n astala 17. dubna a 27. června 1971, minima 1. května a 15. srpna
1973. Rádiový zd roj NRAO 5 má po lohu pro ekvinokcium 1950,0: a = 0*03,6™ 6 = — 6°41' 1AUC 2593 (B )
S U P E R N O V A
V
Dr. L. R o sin o,, řed itel A strofyzikální observatoře v Asiagu oznám il, že na sním ku exponovaném v noci 18./19. prosince m. r. o bjevil supernovu ve sp irálov é g alaxii MGC 3627 [M 66) v souhvězdí Lva. V době objevu m ěla R Á D I O V Á
E M I S E
T R O J A N U
Jak známo, T rojan é s e nazývají pla netky, pojm enované po h rdinech tr o j ské války, které m ají oběžnou dobu asi 12 roků a n a lé z a jí se v Lagrangeových lib račn lch bodech U a Z* systém u S lu n ce —Jup iter. Tyto Lagrangeovy body tvoří se Sluncem a Ju piterem stále rovnostranný tro jú h e l ník. Protože oběžné doby Satu rn a a Trojanů jsou v těsné rezonanci 5:2, lze těch to planetek užít také k u rče ni hmoty Saturna. Dosavadní hodnota hmoty Saturna, 1/3501,6, p řija tá Me zinárodni astronom ickou unii, vyžadu je zřejm ě opravu. Tak např. Klepczynski a spolu pracovníci u rčili hmotu Saturna 1/3498,7 =* 0,2 z pohybu Ju pitera v le te ch 1913— 1968, M arsden z pohybu planetky Hidalgo d ostal v r. 1970 hmotu 1/3498,5 ± 0,3 a Carr a H erget z pohybu periodické kom ety
3 6 2 7
P L A N E T K Y
Při m ěřeni třlprvkovým in te rfe ro m etrem am erické Národní rad ioastronom ické observatoře byla během 4 dnů v dubnu 1972 zjištěn a rádiová em ise planetoidy Ceres na vlnové d él ce 3,7 cm. Oznámil to v časop ise The A strophysical Journal (184, 637; 1973) F. H. Briggs z N árodního astronom ic kého a io n osférick éh o cen tra CornelP O H Y B
NGC
supernova fo to g rafick o u jasn o st 14,5™ a byla 45 " západně a 30" severn ě od jád ra galaxie. Poloha o bjektu je (1950,0): a = l l h17,6m S = + 13°17' IAUC 2615 ( B ) C E R E S
lovy university v Ith a ce (New Y ork ). Z m ěřeni byla u rčena ekvivalentní teplota disku (160 ± 5 3 ) K, což je ve shodě s očekávanou hodnotou pro te pelnou em isi. Uvedená tep lota byla u rčena za předpokladu prům ěru p la netky 1025 km, k něm už došel v'oni D. M orrison z m ěřen i polarizace v in fračerv en ém a optickém oboru sp ektra. J. B. A
H M O T A
S A T U R N A
Schw assm ann-W achm ann 1 obdrželi 1/3497,6 =t 0,2. U rčením hm oty S atu r na z pohybu tří T rojanů s e v roce 1973 zabýval S ch o ll z A stronom ického výpočetního ústavu v H eide'bergu a d ostal tyto hodnoty: z 94 pozorování planetky A chilles 1588) z období 1906 až 1963 hm otu 1/3500,5 ± 1,7, ze 138 pozorování H ektora (624) z období 1907— 1966 hm otu 1/3498,6 =* 3,0 a z 61 pozorování N estora (659) z ob dobí 1908— 1971 hm otu 1/3499,2 ± 2,9. I když střed n í chyby Schollových vý sledků jsou v ětší než u hodnot získ a ných předchozím i autory, ukazuje se, že sku tečn á hodnota hmoty Satu rn a je zřejm ě poněkud v ětší než hm ota při ja tá M ezinárodni astronom ickou unií. V šechny hm oty jsou uvedeny v je d notkách hmoty slu neční. Mitt. AG 32, 2 0 6 ; 1973 (B )
O D C H Y L K Y C A S O V Ý C H S I G N Á L U V P R O S I N C I 1 9 7 3
Den TU1—TUC TU2—TUC
3. XII. 8. XII. 13. XII. 18. XII 23. X II. 28. XII. — 0,2175s —0,233fls — 3,249is —0,2655® —0,2815s —0,2967® —0,2296 — 0,2436 —3,2583 —0,2733 —0,2882 —0,3024
S ignál čs. rozhlasu se vysílal z kyvadlových hodin dne 10. X II. od Ólh3o™ do 09h30tn. — V ysvětlení k tabulce viz ŘH 55, 1 9 ; 1/1974. V. P tá č e k
Hvězdný glóbus byl čá ste čn ě s e s ta ven ze sou částek z již před lety vy běhlé sé rie zem ěpisných glóbů, vyrá běných „Kovodělným podnikem hl. m. P rahy" (viz o b r.). Kovové otáčiv é půlkruhové oblouky výšek se stupňovým dělením byly pů vodně pevné m eridiánové oblouky u zem ěpisných glóbů. M usely však být přizpůsobeny tak, aby se p rotileh lé polokruhy vešly vždy na jed nu o tá
č e c í osičku v zenitu, i n a druhou v nadiru. Proto byly poloviny je jich oček stříd avě nap říč odříznuty tak, že se navzájem doplňovaly do rozm ě rů původních oček na obloucích. S tupn ice azimutů je nanesena na vodorovném dřevěném m ezikruží kon stru k ce. M eridiánem je kovové mezi kruží, na němž může být nanesena stupnice zem ěpisných šíře k
A m a té r s k y z h o to v e n ý h v ěz d n ý g lób u s.
že být přizpůsoben i pro různé jiné zem ěpisné šířky. Volba prům ěru m ezikruží m eridiánu musila být přizpůsobena glóbu i ko vovým obloukům tak, aby v ů 'e mezi nimi byly co nejm enší. Rovněž i prů měr dřevěného m ezikruži byl zvolen tak, aby po zapuštění kovového m e ridiánu do stu p nice azimutů byla ta to stu p nice co ne,blíže k souřad nico vé síti na glóbu. O táčecí osa glóbu je na svém jižním pólu um ístěna v ku ličkovém ložisku. O táčecí poloosa v nadiru m usí být prodloužena a zapuštěna do spodní kruhové desky, aby byla celá kon stru k ce i s váhou glóbu d ostatečně vyztužena. M ezikruží azim utové stupnice, ja kož i spodní kruhová deska kon stru k
ce jso u z tzv. laťovek, desek s p ře kližkou, k te ré zam ezují příp. zk ro u ce ní ko n stru kce. S ta b ťn ě nam ontovaná buzola má osu rovnoběžnou s m eridiánem k pro storové orien taci osy glóbu. Hvězdný čas, potřebný k n ato čen í glóbu kolem osy, udávají kapesní hodinky S ch affhausen s příslušným urychlením . Jsou kontrolovány podle časových signálů a hvězdný čas je po čítán podle údajů ve H vězdářské ro čen ce. Hvězdný glóbus popsané kon stru kce slouží d obře krom ě mé vlastn í p otře by i k základním výkladům pro m la dé zájem ce o astronom ii a hodil by se jistě tak é pro výuku základů sférick é astronom ie a kosm ické geodézie v astronom ických kroužcích a růdných odborných u čilištích . S. J a k u b ič k a
Z lid o v ý c h h v ě z d á r e n o a s fro n o m ic h ý c h k ro u ž k ů M E T E O R I C K Á
E X P E D I C E O N D R E J O V - C H V O J N Á 1973
Ve dnech 23. 7. až 4. 8. 1973 se k o n a'a již osm náctá celo státn í m eteo rick á expedice, na jejímž uspořádá ní se podílely A stronom ický ústav ČSAV v Ondřejově, Hvězdárna a pla netárium M ikuláše K opernika v B rnš, Č eskoslovenská astronom ická s p o le jnost při ČSAV a Lidová hvězdárna v Opici. Tyto org an izace zabezpečily chod expedice po strá n ce m ateriáln í i finanční, přičemž takřka vešk erá tí ha, spojená s v lastní org anizací exp e dice a přípravou je jíh o odborného program u, spočívala na pracovnících hvězdárny v Brně. Expedice Ondřejov - Chvojná 1973 zakončila sérii čtyř expedic, které se zabývaly problém em navázání vizuálních a teleskop ických pozorování na pozorování radioelektrick á. Pozorovací m ateriál, který ta to čtveřice expedic přinesla, je ve’mi rozsáhlý a svým způsobem světově ojedinělý. M etodika pozorování posledních dvou expedic byla volena tak, aby by lo m ožné jednoznačně rozhodnout, zda koincid ence mezi optickým a rá diovým jevem je sku tečná nebo jen náhodná. Param etrem , který tuto otázku může rozhodnout, je vzdále
nost m eteoru od pozorovatele. O ptic ká pozorování byla proto prováděna ze dvou stan ic, k te ré byly od sebe vzdá'eny asi 35 km. B y l-lí m eteor spatřen sou časně z obou stan ic, lze z p aralak tick éh o posuvu z jistit dráhu m eteoru v atm o sféře a tím i jeho vzdálenost od pozorovatele. M eteoric ký rad ar m ěří vzdálenost m eteorů na základě délky časového intervalu m e zi vysláním a návratem signálu, odra ženého od ionizované dráhy m eteoru. Porovnáním tě ch to vzdáleností je mož né rozhodnout, zda jde o tentýž jev, nebo jen o pouhou časovou shodu dvou nezávislých jevů. K této dosti n á ročné m etod ice se p řikro ilo po zku šen ostech z expedice Ondřejov 3962, kde jediným kritériem totožnosti optickéh o i rádiového jevu byla shoda času. Odborný program exped ice On dřejov - Chvojná 1973 navíc využi1 sku tečnosti, že v době konání expedi ce byl v čin n osti ro j Aquarid. Pozo rov atelé proto sled ovali ob last n ejvyšší citlivosti rad aru vůči m eteorům tohoto ro je , která se n achází ve vzdá lenosti 93° od rad iantu a ve výšce 45° nad obzorem. Poněvadž s e během noci m ění obzorníkové sou řad nice ra-
dlantu ro je, m ění se 1 azlm ut oblasti n ejv ětší citliv osti rad aru vůči m eteo rům roje. Expedice Ondřejov - Chvojná 1973 se zúčastnilo celk em 32 m ladých lidí z celé republiky. Na v n ější stan ici, která se n acházela v blízkosti kóty Chvojná, pracovalo 12 účastníků exp e dice, ostatní byli soustředěni na On dřejově. Na vnější i vnitřní stanici byly vytvořeny dvě pozorovací skupi ny [4 pozorovatelé a zap isov atel), které sledovaly přesně vymezenou ob last nebe v blízkosti badu nejvyššl citlivosti radaru vůči Aquaridám. Po zorováno bylo binokulárním i d alek o hledy 1 0 X 8 0 , k teré jsou pro telesk o pická pozorování m eteorů nejvhod nější. V O ndřejově navíc p racovala kontrolní skupina, pozoru jící vizuál ně. M eteory byly zakreslovány do upravených kopií bonnských map, vi zuální pozorovatelé používali map gnóm onického atlasu . Na m apách by ly též vyznačeny dráhy středů zor ných polí v průběhu jed notlivých no cí. Okamžik p řeletu m eteoru byl za pisovateli zaznam enáván s přesností na vteřinu; v Ondřejově bylo navíc zařízení, k teré um ožňovalo současně sním at obrazovku radaru a sig nální světla jednotlivých pozorovatelů. Na vnější stanici byly pozorovací skupi ny odkázány jen na hodinky pravi delně korigované časovým i signály rozhlasové stan ice Hvězda. Pozorování probíhalo po celou noc a jen s individuálním i přestávkam i pozorovatelů. Den byl pak věnován zák'adnim u zpracováni m ateriálu, zís kaného v m inulé noci. Protokoly zapi sovatelů, které obsahovaly záznamy běžných c h a ra k te ristik m eteoru (čas přeletu, magnitudu, stopu, polohu v zorném poli, barvu, typ, světelné křivky a oceněni zákresu ) byly p ře pisovány na čisto , byla provedena č a sová k orek ce a celý záznam byl p ře veden do číslico véh o kódu, vhodného pro stro jo vé zpracováni výsledků. Část výsledků byla též v průběhu expedice zaznam enána na děrnou pás ku. Pozorovatelé zjišťovali rovníkové sou řad nice začátků a konců svých zákresů m eteorů a nam ěřené hodnoty zapisovali do zvláštních protokolů.
Při základním zpracování byl kladen důraz na kontrolu správnosti oměřovánl zákresů a převedeni všech údajů do číslico v éh o kódu. Komplikovaný způsob pozorování spolu s namáhavým základním zpra cováním , které bylo hlavní pracovní náplní účastníků expedice ve dna, kladl nesm írné nároky na všechny zúčastněné. Navzdory tomu, že věkový prům ér účastníků expedice byl velmi nízký, dá se říci, že je jic h kázeň a pracovní obětavost byly na velmi vy soké úrovni. Počet účastníků této expedice byl poněkud vyšší, než bylo nutno, neboť jsm e si vzali poučení z p řed ch ázející expedice Ondřejov Rápošov 1972, kde po onem ocněni n ěk olika pozorovatelů došlo ke konfliktním situacím , vyplývajících z enorm ního přetížení zbylých ú ča st níků expedice. Z celku 12 plánovaných pozorova cích nocí se pozorovalo jen v 8 no cích, přičem ž jen 4 noci byly sk u te č ně kvalitní. I když této expedici přá'o počasí méně než expedici předcháze jíc í, podařilo se získat celkem 2955 záznam ů o 2135 spatřených m eteo rech . Z předběžného zpracování vy plývá, že bylo registrováno kolem 270 společných m ezistan ičních meteorů. Tato relativ n ě velmi vysoká účinnost dlouhé oozorovací základny Ondře jov - Chvojná je 1 důkazem správnosti výpočtu polohy zám ěrných bodů 1 po lohy vnější stanice. V celku je tedy možné hodnotit expe dici Ondřejov - Chvojná 1973 jak o vel mi úspěšnou ak ci, k terá svým org a nizátorům přinesla požadované vý sledky. Expedice sp ln i'a vědecké úko ly a byla úspěšná i po strá n ce spole čenské. Navzdory velkém u pracovnímu vypětí a nepřízni počasí se na expe dici vytvořil velmi dobrý kolektiv, k te rý vytváří předpoklady pro další roz voj am atérské m eteorick é astronom ie. V ětšina účastníků exp ed ice projevila lítost nad tím, že na rok 1974 není plánována žádná celo státn í expedice, a vyslovila přáni č a stě ji s e scházet, a to bud na m eteorických sem in ářích , nebo jiných ak cích podobného druhu. Jisté řešen í této situ ace vidíme též v tom, že by bylo možné využít slo
venských národních expedici a obesl lat Je 1 českým i m eteorářl. Množství pozorovacího m ateriálu a Inform aci v něm obsažených není možné zpracovávat klasickým způso bem. V sou časné době se Již p řip ra vuji program y pro strojové zpracová ni výsledků expedic z roku 1972 a 1973, k teré sledovaly týž problém po dobnou m etodikou. Není snad nutné zdůrazňovat, že zpracování výsledků pozorování Je značně kom plikované, a že si vyžádá mnoho času a pracov-
nlho úslll pracovníků a spolupracov níků hvězdárny a planetária M ikuláše K opernika v B rně, která Je zpracová ním výsledků obou expedic pověřena. Příprava program u expedice Je v e l mi n áročn á, neboť m oderní program y Jsou pom ěrně složité, m ajl-li co n e j ú činněji řešit daný problém . Proto se též nepočítá s org anizací expedice v ro ce 1974, ale již se připravu jí pod klady pro uskutečněni celo státn í e x pedice v roce 1975 nebo 1976. Z d e n ě k M ik u lá šek
N o v é k n ih y o p u b lik a c e • J. Grygar: V esm ír j e n á š s v ě t. Orbis, Praha 1973; 240 str. textu, 16 obr., 16 str. obr. p říloh; brož. 12 Kčs. — Koncem m inulého roku se konečně objevila na knižním trhu již d elší do bu očekávaná knížka, z níž jsm e v čísle 9 m inulého ročníku Ř íše hvězd přinesli m alou ukázku. Zájem o nl byl velký a tak bude asi rozebrána dříve, než ta to recenze vyjde. Knížka pojednává o m oderních oborech a stro nom ie, o nových a n ejn o v ějšlch ob jev ech a výzkumech, k te ré jsou v po předí zájm u n ejen každého zájem ce o astronom ii, ale 1 všech, k te ří s le dují sou časné dění v přírod ních vě dách. První kap itola pojednává o m o d erních p řístro jích v astronom ii uží vaných, drubá je věnována vývoji hvězd, ve tře tí se dočtem e o obje vech a výzkum ech v různých oborech elek trom ag n etickéh o záření. Další dvě kapitoly, čtv rtá a pátá, jsou věnovány pulsarům a quasarům . V kap itole šes té pojednává autor n ejen o teo rii re lativity a je jic h důsledcích, ale 1 o an tihm otě, g rav itačn ích vln ách a g ra vitačním kolapsu. Sedmá k ap ito 'a je věnována Galaxii a galaxiím , vzdále nostem těch to objektů a je jic h vývoji, osm á pak úvahám o m imozem ských civ ilizacích. Protože trvalo bezm ála dva roky, než knížka od napsáni vy šla, bylo velm i vhodné zařazení po slední kapitoly, v níž bylo možno uvést n ěk teré doplňky, k teré postihu ji poznatky, učiněné po odevzdání ru kopisu. Našemu čten áři se Grygarovou knížkou dostává svým způsobem
jed in ečn á publikace, k te rá nem á ve světové astronom ické lite ra tu ře obdo by. Jediným stínem snad jsou pom ěr ně četn é tiskové chyby, přehozené p o pisky k obrázkům a podobná nedo patřeni, k terá zřejm ě není možno p ři psat na konto autora. V dalším vydá ní, k te ré asi na sebe nenechá dlouho ček at, by m ěla být knížce věnována trochu větší péče. /. B. • B. M fliler: G ru n dziige d e r A s tro n o m ie. N akladatelství BSB B. G. Teubner, Lipsko 1973; str. 188, obr. 117; brož. 8,90 M. — Ve znám ém lipském nak lad atelstv í vyšla v posledních le tech ve sb írk ách „M atem atika" a „Fy zik a " řada zajím avých knížek, které jsou svým zam ěřením někde na ro z hraní mezi m onografiem i, u če b n ice mi a populárně-vědeckou literatu rou. Koncem m inulého roku byla vydána Jako 18. svazek fyzikální řady recenzo?an á p u blikace, k te rá bude m ít ji s tě velký úspěch především jak o úvod ní u čebnice pro studenty a vážnější zájem ce o astronom ii z řad am atérů, kterým poskytne u celen é základní znalosti tém ěř ze všech oborů astro nom ie. Knížka Je rozdělena kromě krátkého úvodu na 4 části. V části první seznam uje au tor čten á ře s n ě kterým i partiem i z m atem atiky a fy ziky, k teré Jsou potřebné k porozu mění dalším u textu , Jakož 1 s a stro nom ickým i p řístro ji a k rátce 1 se zem skou atm osférou. Část druhá Je věnována slu nečn í soustavě, a to Jak pokud jd e o zdánlivé pohyby těles, tak 1 o základ ní p artie z nebeské m e
chaniky; stru čn ě jsou zde uvedeny i n ěk teré fyzikální poznatky (např. atm osféry planet, kom ety a td .). Část tře tí je věnována fyzikálním u výzku mu hvězd, především přím o a n ep ří mo určovaným ch arak teristik ám . Část Čtvrtá s e pak týká hvězdných sy sté mů (galaxie, mezihvězdná hm ota, hvězdokupy). Je pochopitelné, že na n ecelý ch dvou stech stran ách m alého form átu nem ohl jít autor nikde p ří
Ú k a z y na o b lo z e v d u b n u S lu n c e vychází 1. dubna v 5k38™, zapadá v íah S l® . Dne 30. dubna vy chází ve 4>"-39m, zapadá v 19hl6“>. Za duben se prodlouží délka dne o 1 hod. 44 min. a polední výška Slu nce nad obzorem se během dubna zvětší o 10°, takže koncem m ěsíce d osáhne 55°. M ěsíc je 6. IV. ve 22h v úplňku, 14. IV. v 16h v poslední čtvrtí, 22. IV. v l i 1* v novu a 29. IV. v 9h v první čtvrti. V přízem í je M ěsíc 2. a 27. dubna, v odzemí 14. dubna. Během dubna nastanou kon ju nk ce M ěsíce s planetam i: 7. IV. v 18h s Uranem , 10. IV. ve 23h s Neptunem, 18. IV. ve 14h s ju piterem a ve 20h s Venuší (obě planety budou asi 6° jižn ě od M ěsíce), 26. IV. v 16h se Saturnem a ve 22h s Marsem. M erku r není v dubnu pozorovatel ný; blíží se do horní kon ju nk ce se Sluncem , k terá nastane 4. května. V enu Se je ráno nad východním ob zorem. Počátkem dubna vychází ve 4h08m, koncem m ěsíce ve 3ř-22m. N ej výhodnější pozorovací podmínky Jsou počátkem m ěsíce, protože Venuše je 4. dubna v n e jv ě tší západní elon gaci, 46° od Slunce. Dne 15. dubna nastane konjunkce Venuše s Jupiterem , při níž bude vzdálenost obou planet asi 1° (Venuše sev e rn ě). Během dubna se jasnost Venuše zm enšuje z —4,0m na —3,8m; v dalekohledu uvidíme osvět lenu zhruba polovinu kotoučku p la nety. M ars je pozorovatelný ve večern ích hodinách; pohybuje se souhvězdími Býka a Blíženců. Počátkem m ěsíce za padá v 0 h48m, koncem dubna v 0h12m.
liš do hloubky (n ěk teré čá sti se mi zd ají snad až p říliš stru čn é ) — ale to zřejm ě ani nebylo účelem knížky. Po je jím prostudování získá každý čte n á ř solidní základní znalosti, které mu otevřou cestu k další literatu ře. Podobnou úvodní učebnici astronom ie jsm e v česk é lite ra tu ře nikdy nem ěli a dosud jí v elice postrádám e. Velmi bych se přim louval, aby byl vydán je jí český překlad. J. B.
1974 Jasn o st M arsu se během dubna zmen šu je z + l , 4 m na + l ,7 m. Dne 20. dub na nastává kon junkce M arsu se S atu r nem, při níž bude vzdálenost obou planet asi 2° (M ars sev ern ě). Ju p ite r je v souhvězdí Vodnáře a Je pozorovatelný jen ráno krátce před východem Slunce. PoCátkem dubna vychází ve 4h38m, koncem m ěsíce ve 2h56m. Jupiter má jasn o st asi — l ,7 m. S a tu rn se pohybuje souhvězdími B ý ka a B líženců; nejvýh odn ější pozoro vací podmínky jsou ve večern ích h o dinách. P očátkem dubna zapadá v l h 19m, koncem m ěsíce Již ve 23h36in. Satu rn má jasn o st + 0 ,3 m. U ran je v souhvězdí Panny. Protože je 16. dubna v opozici se Sluncem , bu de nad obzorem po celý m ěsíc tém ěř pD celou noc. P laneta má jasnost + 5,7m a můžeme ji nalézt podle m ap ky, kterou jsm e o tiskli v minulém č ís le (str. 39). N eptu n je v souhvězdí Hadonoše. N ejvýhodnější pozorovací podmínky jsou v ran n ích hodinách, kdy kulm i nuje. Počátkem dubna vychází ve 23h 06m, koncem m ěsíce již ve 21bll® . Neptun má jasn o st + 7 ,7 m a můžeme ho vyhledat podle mapky, která byla uveřejněna v minulém čísle. P lu to. Po celý m ěsíc trv aji výhodné podmínky k fotografickém u zach yce ní planety, protože byla 26. března v opozicí se Sluncem . Pluto je v sou hvězdí Panny poblíže rozhraní se sou hvězdím Vlasů Bereniky. Pluto má fo tog rafick ou jasn ost asi + 1 4 “ a v dub nu je nad obzorem po celou noc; kul m inuje před půlnocí. Pro zájem ce
o fotografov áni uvádíme je ště rektascenzl a d eklinaci planety (ekvln. 1950,0J: 1. 11. 21. 1.
IV. IV. IV. V.
12h45m57s 12t 44m57s 12h43m59s 12h43mC6s
OBS AH R. Pešek: M ezinárodní a s tro n a u tic ký k o n gres v Baku — J. G rygar: 2 e ň objevů 1973. 1) S lun ečn í sou s tav a — J. O lm r: Nový ra d io te le skop ve F le u rs — Z. M ikulášek: Hvězdy typu M íra Cetl a m ezi hvězdná lá tk a — Co nového v astron o m ii — Z lid ov ých hvěz d áren a astro n o m ick ý ch kroužků — Nové knihy a p u b lik ace — Ckazy na obloze v dubnu 1974
+ 13°46,0' + 13°51,7' + 1 3 ^ 5 6 ,4f + 13°59,2'
M eteo ry . Po půlnoci 21./22. dubna nastává maximum Činnosti význačné ho m eteorického ro je Lyrid. Lyridy m ají velm i ostré maximum (trv áni pouze asi 2,3 dne) a m axim ální ho dinový počet Je asi 12 m eteorů. Po zorovací podmínky Jsou letos m im o řádně příznivé, protože maximum při padá na no ční hodiny a M ěsíc Je právě v novu. Z v ed lejších ro jů m ají maximum činnosti 9. dubna a-V irginldy; M ěsíc Je však v té době 3 dny po úplňku. J. B.
C O N T E N T S R. Pešek: 25th In tern atio n al Astron a u tlca l A ssem bly — ]. G rygar: A dvances ln A stronom y ln tha Y e a r 1973. 1) S o lar System — J. O lm r: New Radlo T elesco p e ln F le u rs — Z. M ikulášek: M ira-type V ariable S ta rs and I n te rs te lla r M atter — New s ln A stronom y — Fro m the Public O b servatories and A stron o m ical Clubs — New Books and P u b llcation s — Phenom ena ln April 1974
• H vězdárna v Z áhřebu m á zájem o vý m ěnu „Ř íše h v ězd " za ju goslávsk ý č a s o pis „Čovjek 1 S vem ir“ . Z ájem ci o vým ěnu se m ohou o b r á ť t na ad resu Z vjezd arn ica H.P.D., 41103 Z agreb, O patlčka 22 PP 38. • Prodám Som et-B lnar 2 5 X 1 0 0 s pevným , vysokým sta tiv e m . — Ing. Em il Pohorský, H u sinecká 2, 130 00 P rah a 3. • Koupím hvězdářsk ý d alek oh led do zvětšen i lOOkrát 1 nad lOOkrát, even t. dalekoh led ETA -Praha se dvěm a vym ěni telným i ok u láry. — P etr H ájek, 682 00 Vyškov, W olk erova 4. • Prodám a stro n o m ick é d alek oh led y: ty pu N ew ton a C asseg raln a B ečvářovy a tla sy 1 s k atalog em . Odepíši Jen v á ž ném u zájem ci. — Josef D ehner, Tošovická 3 /8 3 0 , 742 35 Odry, o k r. Nový JICIn. • Prodám z rca d lo do N ew tonova r e fle k to ru , 0 18 cm , F 124 cm . — T elefon Prah a 423 079.
COAEPJKAHHE P. Ilem eK: 25-íl
a c T p o H a B T M 'ie C K a ;i
I
MesK«yHapoAHaa
a c c a M 6 jie a
—
H. rp u ra p : ^ocTHJKe.HH« acTp0H 0mhh b 1973 r. I. C oanem iaH cuCTeu a — H. OiíMp: H o bu h paaHOTeJiecK on b ABCxpa.THM — 3 . M h k v jia m e K : cp eaa
MHH — PH H
kob
uhm
M u p n a ia —
H to JÍ3 H
h
M ew 3B e3nH aa
H O B oro
a p o A H b IX
b
j
acT p oH O 06cepB aT 0-
a C T p O H O M H H e C K H X KpyW— H o B b i e K H H ra i h nySjím ca— H B .a e H H a H a H e 6 e b a n p e j i e H
1974 r.
Rlšl hvězd řid l re d a k čn í r a d a : J. M. M ohr (v ed o u cí r e d .), Jiří B ouška (výkon. r e d ) , E. B ren n erová, J. G rygar, O. H lad, M. K opecký, B. M aleček, A. M rkos, O. O bůrka, J. Štohl, te ch . red . V. Su ch án k ová. — V ydává m in isterstv o ku ltu ry v n a k la d a te lstv í Orbis, n. p.. V inohradská 46. P rah a 2. — Tiskne S tátní tisk á rn a , n. p., závod 2, Sle ská 13, P rah a 2. Vys íz! 12k rát ro čn ě , ce n a Jednotlivého výtisku Kčs 2.50, ro čn í p řed p latn é Kčs 3 0 ,— . K cz ííru je Poštovní novinová služb a. In form ace o před p latn ém podá a ob jed návky přijím á každá pošta 1 d o ru čo v a te l. Objednávky do z a h ra n ičí vy řizu je PNS — ústředn í exp ed ice tisk u, odd. vývoz tisk u, Jin d řišsk á 14, P ra h a 1. Příspěvky z a síle jte na re d a k ci Rlše hvězd, Švédská 8, 150 00 P rah a 5. Rukopisy a ob rázk y se n e v ra c e jí, za odbornou sp ráv n o st odpovídá a u to r. — Toto číslo bylo dáno do tisku 25. led n a, vyšlo v březn u 1974.
I
K o m e ta K o h o u t e k 1973f. N a h o ř e 13. I. 1974 I1 8 tl15n'—18*23™), d o le 14. 1. 1974 I1 8 f’23n'—18h33m S E Č ) ; s n ím k y M ak su to v o v ou k o m o r o u h v ě z d á r n y n a K leti. — N a č tv r té str. o b á lk y je k o m e t a 1973f, e x p o n o v a n á lOOcm r e fl e k t o r e m K leti 14. I. 1974 118h23m— 18t'33m). /F o t o A. M rk os a R. P etro v ič o v á .)
na
