Z OBSAHU:
Nová or g a n iz a c e lidových hv ězdá re n — Rekt ifikovaný Měsíc — Fotonová ra k e ta — Je Galaxie větší než si m yslím e? — Co nového v astron omii — Nové knihy a publikace — Úkazy na obloze v č e rv e n c i f ~
M are N e c ta r is p ři v ý ch o d u S lu n ce I r e k t i f i k o v á n o ). — N a p rv n í s tr a n ě o b á lk y fe p o h le d na M ěsíc v ú p lň ku z e z en itu k r á te r u T y ch o [ k č lá n k u n a str. 106).
(g) — N ak lada te lství Orbis, n. p. — 1964
Ř íš e h vě zd
Slavomír
*
R o č . 4 5 (1 964 ), č. 6
Plicka:
NOVÁ O R G A N I Z A C E L I D O V Ý C H HVĚZDÁREN Dne 20. března t. r. vyšel ve Věstníku ministerstva školství a kultury nový vzorový organizační rád pro lidové hvězdárny. I když bezprostřed ním důvodem k vydání nového organizačního řádu je skutečnost, že v po lovině minulého roku přešly lidové hvězdárny do působnosti okresních národních výborů, snaží se nový organizační řád postihnout i řadu dal ších skutečností, které se dostávají v celé oblasti kulturně osvětové práce na přední místo. Jde zvláště o vytváření soustavy mimoškolního vzdělávání pracujících. V té přísluší ne právě malá úloha i lidovým hvězdárnám. Lidové hvěz dárny se již dlouhou dobu podílejí na přednáškové činnosti a jejich pra covníci mají s organizováním přednášek i jiných vzdělávacích akcí řadu zkušeností. Půjde však o to, aby práce lidových hvězdáren byla součástí promyšleného systému, aby navazovala na činnost ostatních osvětových zařízení a vhodně ji doplňovala. Budeme se podílet na mimoškolním vzdělávání jednak jako přímí pořadatelé různých akcí, jednak jako spolu pořadatelé. Formy vzdělávacích akcí volí lidové hvězdárny tak, aby účel ně využily své specifické možnosti. Půjde mimo jiné o jednotlivé před nášky a přednáškové cykly v planetáriích a na lidových hvězdárnách, o besedy s demonstracemi, exkurse, výstavy, přednášky v osvětových za řízeních, speciální cykly, kursy a semináře zařazené do lidových aka demií a universit. Zvláštní pozornost by měly lidové hvězdárny i nadále věnovat výdhově mládeže organizováním astronomických kroužků, klubů mladých astro nomů, pozorovatelských kroužků, nejrůznějších technických kroužků. Pro učitele a výchovné pracovníky bude účelné pořádat speciální kursy z astronomie a astronautiky a kursy a cykly z příbuzných věd (m ate matika, fyzi'ka, meteorologie a další). Pokud jde o řízení a plánování činnosti vyjadřuje organizační řád zvý šenou úlohu jednotného plánu kulturně osvětové činnosti, který určuje pro každý rok hlavní úkoly pro všechna kulturně osvětová zařízení v okresech, tedy i pro lidovou hvězdárnu. Současně nový návrh organi začního řádu podtrhuje pravomoc i odpovědnost ředitele lidové hvězdár ny. Pokud jde o hospodaření lidových hvězdáren, vztahuje se na ně směr nice ministerstva školství a kultury pro hospodaření lidových knihoven a osvětových zařízení národních výborů z 15. listopadu 1963, uveřejněná
ve Věstníku MŠK 10. XII. 1963. Tato směrnice obsahuje řadu nových zásad, 'které by měli všichni odpovědní pracovníci lidových hvězdáren znát. Nový organizační řád připouští na několika místech možnost alter nativního řešení. Jednak je to v článku I. při vymezení obvodu působ nosti a určení odborných úkolů, jednak v článku IV. při určení osobního a služebního úřadu pracovníků lidových hvězdáren. Je samozřejmé, že každá hvězdárna tu postupuje podle svých podmínek. Počítáme, že u vel kých hvězdáren I. a II. kategorie bude osobním a služebním úřadem za městnanců sama hvězdárna, u malých hvězdáren s jedním pracovníkem pak odbor školství a kultury ONV. Odborné úkoly, kterými mohou být hvězdárny pověřovány a které jsou obsahem článku I., odst. 4, v současné době zpracovávají odborné komise ministerstva školství a kul tury a Říše hvězd o nich bude čtenáře informovat. Současně je nutné upozornit, že podle směrnice MŠK o hospodaření osvětových zařízení z 15. XI. 1963 (Věstník z 10. XII. 1963) stačí ke schválení rozpočtu lidové hvězdárny souhlas rady ONV (čl. VII., odst. 1 org. řádu) a k přijímání zaměstnanců na předem stanovenou dobu není třeba souhlasu odboru školství a kultury (čl. IV., odst. 5). V tomto smyslu je třeba upravit znění příslušných míst organizačního řádu. Zdeněk
Kvíz:
R E K T IF IK O V A N Ý MĚSÍC Není jistě daleko doba, kdy první kosmonauti přistanou na povrchu Měsíce. Zájem o Měsíc v poslední době stále vzrůstá, jak ukazuje při pojený graf počtu vědeckých prací o Měsíci v letech 1934—1961 (obr. 1). Pracuje se na podrobných mapách měsíčního povrchu, na universitě v Arizoně dokončují astronomové tzv. rektifikovaný atlas Měsíce. Bude to soubor snímků a kreseb jednotlivých částí měsíčního povrchu, vidě ných ze zenitu středu příslušné části. Na takových „zenitových" sním cích měsíční krajiny jsou pak krátery kruhové, všechny detaily jsou nezkreslené šikmým pohledem, jsou viděny rovně, jsou rektifikovány. Jak se pořizují zenitové snímky měsíční krajiny? Nejkvalitnější snímky Měsíce pořízené velkými dalekohledy čtyř ame rických hvězdáren (Lick, Yerkes, McDonald a Mt. Wilson) jsou rekti fikovány tím způsobem, že jsou promítány na velkou bílou kouli o prů měru asi 90 cm a z ní jsou znovu přefotografovány z jiného místa, a sice z kolmého směru nad středem fotografované oblasti (obr. 2). Zenitové snímky m ají význam zvláště pro okrajové části měsíčního povrchu, kde normálně vidíme všechny útvary téměř z boku. Příkladem zenitového snímiku je obrázek na první straně obálky, který nám ukazuje pohled na Měsíc ze zenitu kráteru Tycho. Promítání snímků Měsíce na kulovou plochu nám umožňuje zcela neobvyklý a neznámý pohled na mnohé oblasti měsíční krajiny. Další dva obrázky (4. str. příl. a 4. str. obálky) ukazují pohled na Měsíc téměř „z profilu1*. Je pochopitelné, že v dnešní době význam zenitových snímků a podrobných map stále vzrůstá, neboť
Měsíc se stává i strategickým objektem (práce na rektifikovaných ma pách Měsíce financuje letectvo USA). Zenitové snímky m ají však i velký význam astronomický, jsou vý hodné pro studium morfologie 'kráterů i ostatních měsíčních útvarů. Na zenitových snímcích Měsíce objevil prof. Kuiper se svými spolu pracovníky nové, dosud neznámé či nepovšimnuté útvary na měsíčním povrchu, tzv. měsíční kotliny. Jsou to některá kruhová měsíční moře (maře) a velké krátery (valové roviny], které jsou kromě vlastního okrajového pohoří ještě obklopeny v určité vzdálenosti jedním nebo více soustředěnými prstenci hor. Na připojených snímcích vidíme ně které příklady takových kotlin. Seznam kotlin s jejich podrobnějšími daty podává tabulka. Je jich dosud objeveno 12 a jistě budou objeveny i další na odvrácené straně Měsíce, až budou získány je jí podrobnější snímky. Všimněme si nyní hlavních morfologických vlastností měsíč ních kotlin. Kotliny jsou deprese na měsíčním povrchu a většinou bývají obklo peny více než jedním prstencem hor, čímž se liší od běžných kráterů nebo moří. Kotliny s koncentrickými prstenci jsou zpravidla větší než obyčejné krátery. Vnitřní svahy prstenců jsou strm ější než svahy vnější. Oblast ve vnitřním prstenci bývá zalita temnou lávou. Ve vnějšítíh čás tech kotlin bývají zalita lávou obvykle níže položená místa mezi jed notlivými prstenci hor. S kotlinami souvisí také koncentrické soustavy brázd (známé „trhliny" na povrchu Měsíce) a také systém radiálně
Obr. 1. P o č e t v ě d e c k ý c h p r a c í ( p o d le r e fe r á tů v A s tr o n o m is c h e r J a h r e s b e r ic h t j o M ěsíci v l e t e c h 1934—1961. Obr. 2. S c h é m a p o ř iz o v á n i r e k t i f i k o v a n ý ch sn ím k ů M ěsíce. Z lev a js o u p r o
m ítá n y sn ím k y M ěsíce n a bílou p o lo k o u li ( r = 45 cm j a zn ovu p ř e fo to g r a fo v á n y k a m e r o u K z e v z d á le n o s ti 4 a 2/3 p o lo m ě r u b ílé p r o m íta c í k o u le .
P ř e h le d m ě s íč n íc h k o t lin a j e j ic h ro z m ě rů N áz ev k o tlin y
P r s te n c e
P rů m ěr v km
Vnitřní 400 K ateřina 600 A ltaj 840 Mare Humorum Vnitřní 410 M ersenius 560 Cavendish 700 Mare Imbrium Vnitřní 670 Alpy 970 Apenniny 1340 Mare O rientale Vnitřní 320 Druhý 480 Třetí 620 E ich stad t 930 R occa 1300 Jihovýchodní Vnitřní 290 kraj Středn í (n ezřeteln ý) V nější 620 Mare N ectaris
N áz ev k o tlin y M are Humboldtianum Mare Crisium
U k ráteru S ch iller Grim aldi Jan ssen Bailly Pingre
P r s te n c e V nitřní V n ější Vnitřní S tředn í (slabý ) V n ější V nitřní V n ější V nitřní V n ější V nitřní První v nější Druhý vnější V nitřní V nější Vnitřní V n ější
P rů m ěr v km 300 620 450 670 1060 180 350 220 410 160 350 540 320 660 300 660
položených (vzhledem ke středu kotliny) údolí a horských hřebenů. Vnitřní prstence jsou většinou tvořeny soustavou jednotlivých izolova ných vrcholků, zatím co vnější prstence se jeví jako souvislý Ihorsiký hřeben. Je známo mnoho případů, kdy krátery poškodily stěny kotliny a zase tvar těchto kráterů byl porušen zalitím lávou. Jsou to např. Fracastorius (Mare Nectaris), Gassendi, Doppelmayer (Maře Humorum), Sinus Iridum apod. Tyto krátery tedy vznikly po vytvoření kotliny, avšak před jejím zalitím lávou. Z toho vyplývá, že zaplavení kotlin se zřejmě nedělo sou časně s procesem jejich vytváření, nýbrž mnohem později. Neznáme konečně žádný případ kotliny, která by vzni!k la až po vzniku měsíčních moří. Kotliny s nejlépe vyvinutým systémem koncentrických prstenců se jeví jako nejmladší, nejstarší 'kotliny m ají pouze stopy vnějších prsten ců a zřejmě se vytvářely v nejrannějším stadiu kráterotvorné činnosti na Měsíci, protože jsou těžce poškozeny pozdějšími krátery. Kuiper a Hartmann, kteří objevili měsíční kotliny a zabývají se dnes jejidh studiem, uvádějí hlavně popis těchto nových útvarů. Nicméně vyslovují i hypotézu jejich vzniku. Domnívají se, že pozorovaným skutečnostem nejlépe vyhovuje předpoklad, že měsíční kotliny vznikly nárazem vel kých meteoritů (malých planetek) na měsíční povrch.
Obr. 3. S c h é m a m ě s íč n í k o t lin y ; zs — z lo m o v á s tě n a , h h — h o r s k ý h ř e b e n , l — o b la s t i z a lité láv ou .
Dnes je již všeobecně známo, že meteorický kráter není jáma vyhlou bená meteoritem, ale že je to následek exploze, která byla dopadem me teoritu způsobena. Dopadne-li totiž meteorit na povrch jiného tělesa rytíhlostí 3—5 'km/sec, dojde 'k téměř okamžité přeměně jeho kinetické energie na teplo. Při tom se vypaří nejen všechna hmota meteoritu, ale také část hmoty z povrchu příslušného tělesa. Dopadne-li např. na Měsíc meteorit rytíhlostí asi 50 km/sec, vypaří se z povrchu Měsíce dvě stěkrát víc hmoty, než je hmota meteoritu. Při podobné srážce meteo ritu s planetkou ztrácí asteroida i 10 OOOkrát víc hmoty, než byla hmota dopadnuvšího meteoritu. Rozměry meteorických kráterů také mnohoná sobně převyšují velikost tělesa, ikteré kráter způsobilo. Jestliže se po dobným způsobem vytvořily i měsíční kotliny, pak nepochybně vznikla v o
definitivně utuhnul. Jak již bylo řečeno, skutečně neznáme žádnou kotli nu se soustavou prstenců, která vznikla až po utuhnutí měsíčních moří. Uvedený nástin historie vzniku měsíčních kotlin považují Hartmann a Kuiper zatím za pracovní hypotézu, které dosud neodporují žádné po zorované skutečnosti. Hypotézu bude nutno ještě podrobně propracovat a ověřit výpočty a pozorováním dalších podrobností. Je pochopitelné, že přistání na Měsíci a přímá měření prováděná na povrchu Měsíce, jako např. měření gravitačních anomálií v jednotlivých místech měsíčních kotlin a sledování seismické činnosti podél zlomů by uspíšilo ověření hypotézy. Všimněme si jedné zajímavé skutečnosti. Celý výzikum, jak jej zcela stručně ukazuje tento článek, mohl být proveden již, řekněme, před padesáti lety, a to tehdejšími prostředky. Žádné moderní metody zde ne bylo použito. Objev měsíčních kotlin je jistě velmi závažným faktem pro další studium Měsíce, dokonce i pro kosmogonii sluneční soustavy. Myšlenka rektifikace fotografií Měsíce napadla patrně již mnohé ba datele dříve. Měsíc však nebyl zvlášť zajímavým objektem a zdálo se, že na Měsíci se už mnoho nového nemůže vyzkoumat. Avšak existence umělých družic a kosmických raket a tím i reálná možnost přistání v ne daleké budoucnosti na povrchu Měsíce přiměla astronomy, aby se znovu začali podrobněji zabývat naším nejbližším kosmickým sousedem. Te prve kosmonautika a bouřlivý rozvoj raketové techniky postavily do po předí kdysi opomíjený výzkum Měsíce a konečně i planet. Leonid
Hrabyna:
FOTONOVÁ R A K E T A Nejbližší hvězda Proxima v souhvězdí Centaura je vzdálena od Země asi 4,5 světelných roků, avšak kdybychom ji chtěli dosáhnout součas nými meziplanetárními raketami, bylo by k tomu zapotřebí statisíců let. Ani použití atomové nebo iontové rakety by neuskutečnilo mezihvězdný let tam i zpět v přijatelném čase. Délka lidského života omezuje dobu letu na několik let, v nejlepším případě na několik desítek roků. K do sažení jiných hvězd člověkem bylo by proto zapotřebí rychlostí blízkých rychlosti světla. Je znám vědě takový princip, který by umožnil raketě takovou rych lost? Ano, avšak dnes je ještě velmi hypotetický. Je to princip takzvané fotonové rakety. U fotonové rakety by se dosáhlo reaktivního zrychlení proudem fotonů světla, které jsou, jak známo, hmotné. Avšak dodnes jsou fotony jen názvem a fyzikální představa o nich není dosud vytvo řena. Fyzika ukazuje, že některé elementární částice, např. elektron a pozitron, možno sloučit ve fotony. Tento proces se někdy nesprávně nazývá anihilace. Pozitron je antičástice elektronu, má náboj kladný, _ podobně i antiproton je antičásticí protonu s nábojem záporným. Antiprotony, pozitrony a některé jiné antičástice tvoří takzvanou antihmotu, která se liší od obyčejné hmoty znaménkem náboje a směrem otáčení (spin) vůči elementárním částicím.
,
S c h é m a fo t o n o v é r a k e t y . 1 — z á s o b a h m oty , 2 — z á s o b a a n tih m o ty , 3 — bo d , ve k t e r é m s e slu ču jí č á s t i c e h m o ty a a n tih m o ty , 4 — z á k la d n í v e l k á r a k e t a , 5 — m a lá r a k e t a , 6 — v y z tu ž en í, 7 — z r c a d lo .
Protože je známo, že při sloučení částic antihmoty se stejnými části cemi hmoty se vytvářejí fotony, spočívat v tom, že zásoby hmoty a antihmoty, jež by Dyly umistene ve zvláštních jímačích, by byly tlačeny nějakým urychlovacím zařízením k místu, kde by se srážely mezi sebou a vytvářely tak mohutný proud fotonů. Bod anihilace by se nacházel v ohnisku obrovského parabolického zrcadla, které by usměrňovalo fotony do silného paralelního svazku s rychlostí 300 000 km/sec. Uskutečnění popsané myšlenky je ovšem zatím mimo dnešní naše mož nosti a vyžádá si mnoho a mnoho úsilí. Ještě se nedaří získat pozitrony a antiprotony ve větším množství, a tím spíše zabránit srážkám s pro tony a elektrony, které se v přírodě vyskytují v nepředstavitelném množ ství. I když se to jednou podaří, zrcadlo bude musit odrazit skoro všechny fotony a pohlcovat nanejvýš pouhou jednu milióntinu procenta, jinak by se silně zahřálo, roztavilo a vypařilo. Z toho důvodu musí být stěny komory, ve které se bude tvořit svazek fotonů, zcela průhledné. Raketa musí být značně veliká, aby bylo možno ochránit posádku od vlivu škodlivých záření a vysoké teploty, které by vznikaly ve fotonovém motoru. Proto je dosud technickým problémem konstrukce fotonové ra kety, ale již dnes je možné nastínit některé cesty k rozřešení výše uvedených obtíží. Tak např. částice i antičástice by bylo možno izolovat pomocí silných magnetických polí. Kromě fotonů budou vznikat při reakci mesony, které se však roz ptýlí s rychlostí nižší než je rychlost světla a které odnesou s sebou část energie. 1 přesto však účinnost fotonové rakety by byla daleko vyšší než u ostatních motorů. Věda a technika však jdou rychle ku předu. Teprve před půl stoletím byl naznačen princip rakety s chemic kým palivem a nyní je skutečností. Můžeme se proto právem domnívat, že za dalších několik desítek let se mnohé stane prakticky možným, co prozatím známe dnes jen v principu. Jak by probíhal let k hvězdám fotonovou raketou? Prvou část svého letu by se musila raketa pohybovat zrychleně, postupně nabývajíc rych losti. Kdyby za 17 měsíců dosáhla rychlosti 250 000 km/sec (tj. asi 5/6 rychlosti světla), pak by tento první úsek letu představoval vzdá lenost asi 120krát větší než je poloměr oběžné dráhy Pluta. I tato ve liká vzdálenost by byla necelou pětinou vzdálenosti k nejbližší hvězdě, Proximě Centauri. Druhý úsek letu by mohla raketa letět bez motoru se stálou rychlostí, tedy setrvačností. Takový let by trval tři roky a čtyři měsíce. Konečně třetí úsek letu by byl úsekem brzdění rakety a svou délkou by se rovnal úseku prvému. Celková doba letu by byla tedy 6 let a 3 měsíce. Stejnou dobu by ovšem trval i návrat rakety zpět na Zemi. ‘ (P o d le K. P. S ta n ju k o v ič e a V. A. B r o n š te n a j
J E G A L A X I E V Ě T Š Í N E Ž SI M Y S L Í M E ? Už delší dobu pochybují někteří astronomové o vzdálenosti galaktic kého středu 8,2 kilqparseků, která bývá uváděna jako nejpravděpodob nější. Tato hodnota byla zjištěna z pozorování proměnných hvězd typu RR Lyr (hvězdy podobné cefeidám), která ve značné míře závisí na ve likosti mezihvězdné absorpce. Weaver, Schmidt a jiní vyslovili názor, že vzdálenost galaktického středu je větší, pro což mluví i změny hus toty v galaktické rovině v okolí Slunce. Na základě těchto změn určuje me i hmotu Galaxie. Poněvadž však hmota roste s třetí mocninou roz měrů, je je jí velikost neobyčejně citlivá na velikost vzdálenosti Slunce od galaktického středu. Počítáme-li hmotu z rozměrů, je chyba z určení hmoty třikrát větší, než Chyba rozměrů. Právě uvedená skutečnost nám však dává velmi dobrou metodu pro nalezení vzdálenosti Slunce od stře du, určíme-li hmotu Galaxie jinak. Tato metoda není příliš citlivá na chyby v určení hmoty, protože relativní chyba vzdálenosti je jenom tře tinou relativní chyby hmoty. Jde nyní o to, nalézt hmotu Galaxie odjinud, k čemuž se nabízejí dvě metody: (1) Na blízké trpasličí galaxie (Fornax, Sculptor, Leo II ap.) působí Galaxie slapovými silami. Byly odvozeny vzorce pro výpočet rozměrů těchto galaxií ze slapového působení naší Galaxie. Když Hodge aplikoval tyto vzorce na výše uvedené galaxie, vycházely vesměs menší rozměry, než pozorujeme. Shody vypočtených rozměrů s pozorovanými by bylo možné dosáhnout zejména tehdy, kdyby hmota Galaxie byla větší, než běžně uváděná hodnota l,8.10u slunečních hmot. Nejlépe by vyhovovala hodnota 4.1011. Někteří čtenáři jistě namítnou, že výchozí vzorce ne musí být přesné. Použijeme-li však tytéž vztahy pro trpasličí galaxie NGC 185 a NGC 147, které jsou sdruženy se spirálou M 31, dostaneme výbornou shodu. Tento výsledek je tím nadějnější, že hmotu M 31 (mlho vina v Andromedě) známe mnohem přesněji, než hmotu naší Galaxie. (2) Druhá metoda pro určení hmoty Galaxie je je jí srovnání s jinými obřími spirálami typu Sb. ,Vezmeme-li jako indikátory např. galaxie M 81 (hmota l,5.10u hmot Slunce] a M 31 (4.1011), dospějeme k velmi přijatelnému závěru, že velikost hmoty Galaxie leží v rozmezí výše uve dených hodnot. Poněvadž M 31 je pravděpodobně velmi podobná naší Galaxii (je v ní zhruba stejně kulových hvězdokup ap.), budeme se spíše klonit 'k vyšší hodnotě. Tím jsme dvěma nezávislými metodami odhadli hmotu Galaxie na 4.1011 slunečních hmot. Odtud lze na základě rotace Slunce kolem středu Galaxie vypočíst jeho vzdálenost. Jako nejpravděpodobnější hodnota vychází R0 = (10,5 ± 1,5) kiloparsek. I když výše uvedené metody nejsou ,,bez problémů“ a budou nejspíš dále opravovány a zpřesňovány, přece se zdá být velmi pravděpodobné, že vzdálenost Slunce od středu Galaxie je větší, než bývá uváděno.
N a h o ře M are N ec ta ris, jih o v ý c h o d n í č á s t, tři v n ě jš í stě n y v č e tn ě p o h o ř í A lta j; d o le M are H um orum p ři z áp a d u S lu n c e / r e k t if i k o v á n o /
erigoniuS
M are H um orum s v y z n a čen ím tří s o u s tř e d n ý c h p rs ten c ů a n ě k t e r ý c h ra d iá ln íc h útvarů .
M are Im briu m s v y z n a čen ím tří s o u s tř e d n ý c h p rs ten c ů a n ě k t e r ý c h r a d iá ln íc h ú tvarů .
V ý ch o d n í o k r a j M ěsíce ( r e k t ifik o u á n o na z en it M aře O r ie n ta le ]. T em n á k ru h o v á sk v r n a j e k r á t e r G rim a ld i, k r á t e r s p a p r s k y je B y rg iu s, K e p le r a A rista rch u s jso u n a o k r a ji.
Co nového v astronomii PÁTÉ
MEZINÁRODNI!
Od 8. do 20. května se leto s konalo páté m ezinárodní symposium COSPAR ve F lo ren cii. Zabývalo se problémy působení en erg etick ý ch č á stic na zemskou atm osféru a otázkam i kosm ické biologie, kromě toho i pcslednimi nejvýznam nějším i výsledky výzkumu kosm ického prostoru. Symposia se zúčastnilo také několik našich vědců z A stronom ického ústavu ČSAV a z ČVUT. COSPAR (Com m ittee on S p ace Res e a r c h ), který byl založen v ro ce 1959 při M ezinárodní radě v ěd eckých unií (IC SU ), je vrcholnou m ezinárodní vědeckou o rg an izací v oblasti základ ního výzkumu kosm ického prostoru. Kromě vědeckého poslání plní též významnou úlohu při řešen í otázek mezinárodní sp olu p ráce v tom to důležitém oboru. V COSPAR je nyní zastoupeno 10 m ezinárodních vědeckých unií a 20 států . Č eskoslovensko je je h o členem od roku 1960 p rostřed nictvím Čs. akadem ie věd. Posláním COSPAR je rozvoj vědeckého výzkumu kosmu s použitím raket a um ělých nebeských těles. Podle stanov se je h o čin nost týká především základního výzkumu a nezahrnuje otázky ryze te ch n ick é povahy, ja k o např. kon stru kci rak et, složení pohonných látek aj. COSPAR je rozčleJ E Š T Ě
O
S YMP O S I U M
něn na několik pracovních skupin: ( i ) M ěření poloh, telem etrie a dynam ika, (2) M ezinárodní roky klidného Slunce, (3) Data a publikace, (4) Mě zinárodní standardn í atm osféra, V těch to skup inách p ra cu je i několik našich pracovníků. Loni byly ustaveny další pracovní skupiny: (5) Kosm ická biologie, (6) Fyzika a chem ie blízkého prostoru. Kromě pracovních skupin jsou podle potřeby zřizovány různé poradní kom ise, Činnost COSPAR řídí výkonný výbor prostřed nictvím svého sedm ičlenného byra, v jehož č e le s to jí v současn é době presid ent p r o f . M. Roy (F r a n c ie ), dva vicep resid en ti: akademik A. A. Blagonravov (SSSR ) a dr. R. Porter (U SA ), a jehož členy jsou zástupci d alších čtyř států , mezi nimi i zástupce ČSSR, čle n korespondent ČSAV E. B uchar, p ro fesor ČVUT. Vzhledem k prudkému rozvoji to hoto vědního oboru se valné shrcm áždění koná každým rokem a je s ním zpravidla sp o jen o vědecké symposium. V ědecké re fe rá ty z posledních sym posií byly uveřejněny ve čtyřech svazcích, zprávy o čin no sti pracovnich skupin, jakož i o činnosti a pracovních plánech člen sk ý ch zemí, jsou otiskovány ve zvláštním inform ačním bulletinu.
P R O J E K T U
M ěsíční sonda Surveyor byla již popsána v RH 7/1963 (člá n e k P ersp ektivy letů na M ěsíc). V poslední době bylo oznám eno několik zajím avostí, o který ch je nutno se zm ínit. První sta rt je plánován již na letošn í rok pomocí rak ety A tlas-C entaur (2. stupeň Centauru má kyslíko-vodíkový kapalný m otor RL-10). Při startu bude použito tzv. parkovací dráhy, což znamená, že 2. stupeň s kosm ickou sondou se stan e asi na 15 min. družicí Země a teprve po vykonání čá sti oběhu bude dán pokyn k restartu sm ěrem k Měsíci. Po vyhoření paliva nosného stupně
COSPAR
S U R V E Y O R
bude sonda trv ale orientována na Slunce a na Canopus (Canopus je n e jja sn ě jš í hvězdou jižn íh o souhvězdí Carina a po Siriu druhou n e jja s n ě jš í hvězdou vůbec —0m77 ). Za 20 hodin po uvedení na dráhu budou zapojeny plynové trysky a bude provedena korekce dráhy. Potom bude sonda opět nastavena do sm ěru S lu n ce— Canopus. Na pokyn ze Země bude v poslední části letu provedena o rien tace televizní antény a brzd icího m otoru. Ve výšce asi 90 km nad m ěsíčním povrchem rádiový výškom ěr zapne brzdicí raketový motor. R ychlost sondy bude rychle
k le sat z 2700 m /sec až na 105 m /sec ve výši kolem 7,5 km. Po ukončení práce bude raketový m otor odhozen a dále budou brzdit je n plynové trysky. Ve výšce 4 m nad M ěsícem ry ch lo st po k lesn e na 1,5 m /sec a dále sonda bude volně padat. K rátce po m ěkkém při stání budou orientovány slu nečn í ba te rie a antény a sonda začn e provádět složitý výzkum M ěsíce, m j. též výzkum m ěsíčn ích hornin. Č ástice pro analý zu budou vzaty sondážním i vrtáky v hloubce 0,5— 1,5 m. Váha sam otného
KOMETA
P ONS- WINNIECKE
Periodickou kom etu Pons-W innecke nalezla 19. února E. Roem erová na negativu, exponovaném 40palc. re fle k torem pobočky Námořní hvězdárny USA ve F lag staffu . V době objevu byla na rozhranní souhvězdí Štítu a Hada. Kometa byla nalezena i na d al ších sním cích ze 14. a 15. března; v tu dobu m ěla ja sn o st asi 18m. Periodic-
K O P U L E
PRO
Surveyoru bude asi 340 kg, p řístro jo vý úsek bude vážit do 136 kg. Celkem se p očítá s vypuštěním 7 sta n ic Surveyor-A pro m ěkké p řistán í (vývoj fy Huyghes A ircra ft) a 5 sond typu Surveyor-B, k te ré m ají obíhat kolem Mě s íce a po dobu 6 m ěsíců předávat in fo rm ace a televizní sním ky m ěsíč ního povrchu. Pro vyzkoušení sond po stav ila výše zm íněná firm a vakuovou a tep lotn í kom oru pro tlak až 10-9 mm/Hg a změny teplot v rozm ezí 135° až — 170° C. M. Griin
ká kom eta Pons-W innecke byla o b je vena v ro ce 1819 a od roku 1858 do roku 1951 byla pozorována tém ěř při každém návratu do přísluní. Při po sledním návratu do perihelu v ro ce 1957 nebyla nalezena. Letos prošla přísluním v únoru. Kom eta Pons-W innec ke má oběžnou dobu 6,12 roků a patří tak k Jupiterově rodině. J. B.
DVOUM E T R O V Ý V ONDŘ E J O V Ě
V uplynulých dnech byla zahájen a montáž kopule pro dvoumetrový da lekohled na observatoři A stronom ické ho ústavu ČSAV v Ondřejově. D aleko hled je výrobkem firm y VEB Carl Zeiss, Jena, a řady d alších podniků v NDR. Montáž je prováděna za spo lupráce tuzem ských závodů, zejm éna Průmstavu v Kolíně, Hutních montáží v Ostravě a dalších. Bude dokončena do konce letošníh o roku a m ontáž vlastního dalekohledu do 31. května 1967. Při budování železobetonového kruhového zdivá o průměru 20 m, k te ré n ese celou kopuli, dosáhli pracov níci Prům stavu m im ořádné přesnosti (na 1 cm ), přičem ž stavbu dokončili tak, aby bylo možné m ontovat kopuli o v íce než rok dříve, než bylo v plánu. Celá dvoutisícitunová budova je po stavena na pískovém loži, k te ré má znem ožnit p řen ášení chvění vyvolané ro tací kopule. S ohledem na autom atiku lze ondře-
1 9 6 4b
DALEKOHLED
jovský dvoumetrový dalekohled ozna čit za jed en z n ejm o d ern ějších vel kých astronom ick ých p řístro jů na svě tě. O táčivá kopule vážící 200 tun a v lastní dalekohled o váze 100 tun bu dou tak zautom atizovány, že k je jic h ovládání postačí jed en pracovník, jen v n ěk terý ch případech dva. V elké m nožství sou středěného sv ět la um ožní provádět především sp ek trá ln í analýzu hvězd, která dává da lek o bohatší inform ace o hvězdách a hvězdných sou stavách, než ostatn í způ soby výzkumu. Tak např. je možno určovat chem ick é složení, teplotu, tlak, hustotu, k o n ce n traci volných e lek tro nů, ry ch lo sti plynných proudů a další důležité param etry hvězdných atm o sfér. Předm ětem výzkumu budou ze jm éna n estab iln í hvězdy, hvězdy je v í cí aktivitu podobnou slu nečn í, p lane tárn í m lhoviny a další zajím avé ves m írné objekty. V celku bude uvedení dvoum etrové
ho dalekohledu do provozu znam enat, že dosavadní výzkum stelárn íh o od dělení A stronom ického ústavu ČSAV, zam ěřený na problém y, k te ré jsm e Z M Ě N Y
J A S N O S T I
U periodické kom ety Schw assm annW achm ann 1 (1925 II) bývají ob čas po zorována náhlá u ja sn ě n í. Podle F. B črn gena a N. R ich tera z hvězdárny N ěm ecké akadem ie věd v Tautenburku n astal podstatný vzestup jasn o sti této kom ety v polovině března t. r. Na sním cích, získaných 200cm re fle k torem 15., 16. a 17. března, m ěla ko PROJEKT
OBRI
K O M E T Y
1925
II
m eta ja sn o st 12m. Bylo též pozoro váno jádro o průměru 8 ", jehož jasn o st byla 13m— 14m. Jádro bylo obklopeno mlhavým obláčkem , kom a m ěla slabě elip tick ý tvar rozm ěrů 30". Na n eg a tivu, exponovaném 13. února t. r., m ěla kom eta hvězdnou veliko st 18m, takže je jí jasn o st byla asi 250krát slabší, než v polovině března tohoto roku. J. B.
KOSMICKÉ
NASA připravuje p ro jek t obyvatelné kosm ické stan ice — labo rato ře, d i m enzované pro posádku 38 lidí. Zatím jsou známy je n něk teré podrobnosti tohoto projektu: celková váha stan ice asi 78 tun, průměr asi 46 m. P ro jek t té to stan ice má být pokračováním pro jektu Apollo ; kosm ickou labo ratoř má vynést na oběžnou dráhu ra k e ta S a
VE
uvedli, bude m oci pokračovat s vy užíváním prvotřídních experim en tál ních údajů, získaných tím to mohutným p řístrojem .
STANICE
turn C 5. Kosm ická labo rato ř by zůsta la na oběžné dráze asi 1— 5 let, což by bylo umožněno sp eciáln í kon stru k cí a pancířem pro ochranu proti n á razům m ikrom eteoritů. Rovněž se vy v íjí zařízení, um ožňující udržovat na stan ici pozemský životní cyklus. Zdro jem energ ie má být slu neční baterie o celkové ploše asi 22 m 2. f. J.
P O Z Ů S T A T E K S U P E R N O V Y V E L K É M M A G E L L A N O V É MRAČNU
Nový rad iotelesk op au stralsk é Ná rodní rad ioastronom ické ob servatoře v Parkesu byl použit k p řeh líd ce n ejbližších g alaxií — V elkého a M alého M agellanova m račna. R ad ioteleskop o prům ěru 66 m praco v al na vlnových d élkách 11 až 220 cm a ve Velkém M. m račnu tak bylo nalezeno rádiové zá ření 40 em isních objektů , vesm ěs difusních mlhovin, zářících ve sv ě tle ionizovaného vodíku. Pouze v jednom případě byl tok rád iového záření o řád větší, než ja k by odpovídalo te p e l nému záření sv ítící m lhoviny. Útvar byl ztotožněn s o bjektem N 49 v Henizeově katalogu , který se na sním cích Schm idtovou kom orou jižn í s ta nice uppsalské o bservato ře jev í jak o m lhovina s četným i sm yčkam i a filamenty. Tyto c h a ra k te ristik y jsou ty pické pro pozůstatky g alak tick ý ch su pernov, a patrně i v tom to případě
jd e o zbytek supernovy, neboť rádiové záření je zřejm ě buzeno týmž synchrotronovým m echanism em jak o n a příklad u Krabí m lhoviny. V n ější prů m ěr stru k tu ry m lhoviny je asi 16 parsek , vnitřní 6 p arsek, stáří útvaru n e j méně 1500 let. Je to poprvé, co byl nalezen pozůstatek supernovy mimo h ran ice naší G alaxie. Pokud je známo, je to sou časně i první případ, kdy byla aspoň d odatečně nalezena supernova v nepravidelné g alaxii I typu (Hubbleova k la s ifik a c e ). Supernova ve V el kém M. m račnu však m usela být ještě sv ítiv ější, než supernovy v naší Ga laxii. Současně se ukazuje, že dneš ními p řístro ji je možné zareg istro v at rádiové záření po explozi supernov v něk olika n ejb ližších galaxiích , pokud od výbuchu neuplynula příliš- dlouhá doba. (N átuře č. 4894, str. 681, roč. 1963.) g
M
J A D E R N É PRO
R A K E T O V É K O S M I C K É
Nedávno zesnulý (+ 10. února 1964) dr. E. San ger se zabýval srovnáním ch arak teristik kosm ických lodí s růz nými m odifikacem i raketových motorů, využívajících jad erné energie. Dospěl k závěru o výhodách fotonových m oto rů pro lety k planetám sluneční sou- • stavy i ke hvězdám. Uvažoval motory, využívající chem ických zdrojů energie, energie jaderného rozkladu, energie jad ern é syntézy a an ih ilace hmoty. Hodnocení energ etický ch m ožností m o torů prováděl pomocí ko eficientu p ře měny p o čátečn í hmoty paliva na en er gii, čili koeficien tu využití en erg ie e. Na základě základních rovnic pohybu kosm ických lodí s raketovým m oto rem, aniž by se uvažoval vliv odporu prostředí a tíže, pro ad iabatick é a „d iabatick é“ (tj. fotonové) motory g ra fick y vyjád řil vzájem ný vztah mezi využitím energ ie a charak teristickou ry ch lostí pro různé hodnoty poměru p o čátečn í hmoty paliva k celkové po č á tečn í hm otě kosm ické lodi mft/Mn a zjistil, že kosm ické lodi s rak etov ý mi motory na chem ické palivo, u nichž £ = 3.26.10-11 až 2,4.1c)-9 nedovolí eko nom icky výhodné lety k planetám a ke hvězdám. Naproti tomu u kosm ic kých lodí s motory, využívajícím i ja d erného zd ro je energie, je £ = 8.10-10 až 5.10-9, což umožní u sku tečn it lety k sousedním planetám slu nečn í sou stavy. Z jad erný ch raketových motorů má n ejv ětší perspektivy motor s plyBUDEME
Ml T
VLASTNÍ
Loni v březnu dobudovali v Ústavu rad iotechniky a elek tron iky ČSAV v Praze svůj kvantový m oleku lární ge n eráto r, tzv. čpavkový m asér. Byl to po V ojenské akadem ii A. Zápotockého v Brně druhý československý m asér. Na podzim 1963 byl v Ústavu radio tech niky a elek tro n iky ČSAV uveden v chod další čpavkový m asér. V ěd eč tí pracovníci ihned provedli srovnání km itočtů vysílaných sp ek tráln ích čar obou maserů. Ke stanovení přesného n alad ěn í čpavkového m aseru na výši
M O T O R Y L E T Y
novým reaktorem pracu jícím na vodě, jehož c h a ra k te ristik y jso u : £ = 5.1CT9, teplota 60 000°K a tah až 100 000 tun. E lek tro m agn etické (p lazm atick é) a e lek tro statick é (iontové) motory d á v ají výtokovou ry ch lo st stok rát větší než m otory na chem ické palivo a pro tyto m otory je £ = 6.10-8 až 5,4.10~7. Ale m alý tah, dlouhá doba letu kos m ických lodí a velká váha motoru vy lučuje m ožnost použít těchto motorů pro lety v o kolí Země a k sousedním planetám slu nečn í soustavy. Využití reak ce jad ern é syntézy, tj. řízené te r m onukleární reak ce v ad iabatických m otorech, by umožnilo dosáhnout hod noty £ = 7,3.10~4 při poměru mň/Mn = 0,5 takže by bylo možno těch to m o torů použít pro ne p říliš ry ch lé m ezi p lan etárn í lety. Použitím fotonových raketových motorů, v yu žívajících re ak ce jad ern é syntézy a an ih ilace hmoty, je možno získat m axim ální vy užití en erg ie, což by umožnilo d o sáh nout hodnoty £ = 7,5.10-3 až 1,0 a do volilo u sku tečn it ry ch lé lety k plane tám slu nečn í soustavy (Zem ě-Venuše za 36 hodin] i m ezihvězdné lety (Zem ě-a C entauri] za 6 pozem ských let. Z tohoto rozboru je patrno, že přesto, že kosm ický věk lidstva n astal teprve nedávno, již dnes se připravu jí p ro počty a rodí hlavní m yšlenky projektů takových raketových m otorů, které by umožnily d okonce o pu stit prostor naší slu nečn í soustavy. J. J. KVANTOVÉ
HODINY?
lanou sp ek tráln í čáru čpavkové m ole kuly použili v ústavu dvou m etod: je d nak tzv. tlakové m odulace, kdy se se změnou tlaku m ění i počet m olekul čpavku, jed nak tzv. Zeem anovské m ag n etick é m odulace, k terá využívá roz štěp en í vysílané sp ek tráln í čáry po m ocí m ag n etick éh o pole. Obě metody byly úspěšné a vedly k takovém u n a ladění m aseru, kdy km itočet vysílané sp ek tráln í čáry čpavku je nezávislý ja k na zm ěnách tlaku, tak i na ú čin cích v n ějšíh o m ag n etick éh o pole. Tím
byly položeny reáln é základy pro vy užití čpavkového m aseru jak o zdroje definovaného km itočtu nezávislého na v n ějších vlivech a u rčenéh o je n v n itř ním uspořádáním e n erg etick ý ch h la din použité m olekuly čpavku. Je to v el ký pokrok ve srovnání s dosud užíva nými křem enným i a kyvadlovými ho dinami, k te ré jsou značně závislé na celé řadě v n ějších podmínek, jak o je teplota, vlh kost vzduchu, kv alita po užitého m ateriálu atd. Dnes tedy mů žeme na základě popsaného kvanto vého přechodu čpavkové m olekuly na m aseru absolu tn ě definovat jednotku km itočtu. Na je jím základ ě jsou již PRVNÍ
POKUS
Z
ve světě konstruovány kvantové hodi ny (vžitý název „atom ové hodiny" je v tomto případě nep řesný ), u rču jící čas s m axim ální přesností, k te ré ne mohou dosáhnout křem enné hodiny, jich ž se u nás dosud užívá k určová ní přesného času . Kvantové hodiny nyní uvádějí do chodu i vědečtí p ra covníci Ústavu rad iotech n iky a e lek troniky ČSAV zatím pro účely výzku mu. Špičkové výsledky v tomto obo ru ukazují, že je možno u kvantových hodin dosáhnout přesnosti na 1 v teři nu za 33 tisíc let, zatím co křem enné hodiny nedosáhnou téže přesnosti ani po dobu 30 let. P R OJ E K T U
Dne 8. dubna byla na Kennedyho mysu vypuštěna pomocí nosné rak ety Titan 2 dvoumístná kabina Gemini bez posádky. Kabina se pohybovala ve vzdálenosti 160— 300 km od zem ského povrchu a m ěla obíhat kolem Země asi 3 týdny. Perigeum však bylo zřejm ě příliš nízko, takže kabina o celkové Š l R E N Í a
váze 3175 kg se d ostala po 5 dnech do nízkých hustých vrstev atm osféry, kde shořela. Je ště v letošním roce m a jí v kabině Gemini vykonat tři oblety kolem Země dva kosm onauté (V irgil Grissom a John Young). P ro jekt po čítá také se setkáním dvou kabin Ge mini na oběžné dráze kolem Země.
Č A S O V Ý C H
s l u n e č n í
Dobu šířen í rádiových časových sig nálů na vzdálenost 9077 km mezi Pra hou a Tokiem sle d u je časové oddělení A stronom ického ústavu ČSAV ve spo lupráci s časovým oddělením A strono m ické o b servatoře v Tokiu od roku 1957. Během období tém ěř 7 let, k teré se kry je s obdobím poklesu slu nečn í činnosti z m axim a do minima, bylo z jištěn o postupné zkraco v ání doby šíZ P O M A L O V Á N Í
Zpom alování ro ta c e zem ské, k te ré v loňském ro ce z jistili pracov n íci č a sového oddělení A stronom ického ú sta vu ČSAV, d ále p o kraču je. Prodloužení délky středního dne dosáhlo koncem roku 1963 asi 0,0008 sec. v porovnání s délkou dne z roku 1961. Podobné vý kyvy v ro taci Země jsou však známy i z m inulosti, i když tehdy ovšem ne
GEMI M
Č
S I G N Á L Ů
i n n o s t
ření časových signálů z 0,03225 sec. v ro ce 1958 na 0,03125 sec. v ro ce 1963. P okles je p rak ticky úměrný po klesu W olfova relativ níh o čísla slu n eční činnosti a souvisí nepochybně s působením slu n ečn íh o záření na výš ku těch vrstev vysoké atm osféry Země, k te ré o d rážejí rádiové vlny délky 15 m etrů, jich ž bylo při m ěření použí váno. R O T A C E
Z E M Ě
mohly být odhaleny tak ry ch le a spo lehlivě jak o dnes, kdy jsou k dispo zici atom ové hodiny. U kazuje se však, že se v uplynulých 140 letech n ěk oli k rát vystříd ala roční období zry ch lo vání i zpom alování ro tace. Příčiny těch to změn nejsou dosud spolehlivě vysvětleny, a proto jsou v popředí zá jmu časových lab o rato ří celéh o světa.
Dne 27. března t. r. byl uveden na oběžnou dráhu kolem Země druhý anglický um ělý s a te lit Ariel 2 (UK 2 ). Družice byla vypuštěna z am erické zá kladny W allops Island (V irg in ia) po m ocí čtyřstupňové rak ety Scout. Oběž ná doba satelitu je 101,372 m in., sklon dráhy k rovníku je 51°,662, výška v apoO K A M Ž I K Y
geu čin í 1358 km, v perigeu 289 km. Váha A rielu 2 je 68 kp, ja sn o st v p e rigeu asi + 4m, v apogeu asi + 8 m. Hlavním úkolem družice je výzkum rozd ělení ozónu v zem ské atm osféře, zjišťování rádiových zdrojů na obloze v pásmu 0,75—3 MHz a zkoumání mikrom eteoritů v blízkém okolí Země.
V Y S Í L Á N Í Č A S O V Ý C H V D UB N U 1 9 6 4
SIGNÁLŮ
OMA 50 kHz, 20h; OMA 2500 kHz, 20^; P ra h a 638 kHz, 12h; OLB5 3170 kHz, 20h SEČ
(NM — nem ěřeno, NV — nevysíláno)
D en OMA 50 OMA 2500 P ra h a OLB5
1 0645 0630 0637 0640
2 0640 0627 NM 0637
3 0638 0624 0633 0637
4 0630 0621 0632 0632
5 0627 0618 NV 0628
6 0624 0615 0619 0631
7 0626 0612 0615 0623
8 0623 0609 0612 0623
9 0615 0606 0610 0619
10 0612 0603 NM 0614
Den OMA 50 OMA 2500 P ra h a OLB5
11 0616 0600 0607 0613
12 0611 0597 NV 0608
13 0604 0593 NV 0604
14 0595 0590 0597 0602
15 0598 0587 0594 0601
16 0594 0584 0592 0596
17 0592 0581 0582 0594
18 19 0586 0584 0578 0575 NM NV 0590 0580
20 0584 0572 0579 0585
Den OMA 50 OMA 2500 P ra h a OLB5
21 0576 0569 0581 0586
22 0569 0566 0570 0586
23 0569 0563 0569 0579
24 0572 0560 NM 0576
25 0570 0557 0559 0574
26 0566 0554 NV NV
27 0566 0551 0553 0564
28 0559 0549 0554 0560
30 0556 0542" 0556 0555
29 0552 0545 0553 0557
Okamžiky vysílání signálů byly ;L. dubna v 0 h SČ posunuty o 100,0 ms vzad. V. P tá č e k
Nové knihy o publikace B u lletin č s. a s t r o n o m ic k ý c h ú stavů , ročník 15, číslo 2, obsah uje tyto p rá ce našich astronom ů: M. B lah a: Změny efektivn íh o průřezu podél izoelektronické posloupnosti Si II — L. FritzováŠvestková: U rčení efektivn í šířky čárv H -alfa — Z. Švestka: Elektronová teplota a hodnoty b« v eru pcích — J. K leczek: Výskyt eruptivních protu be ran cí — M. Kopecký: K otázce re á l nosti 801eté periody středn í m ohutnos ti skupin slu n ečn ích skvrn — A. Tlam icha, L. Křivský a J. Olmr: K lasifik a ce slu n ečn ích rádiových bouří v m et rovém oboru a je jic h výskyt v le te ch
1959— 1961 — L. K resák: V a ria ce p ří toku m eteo rick ých rojů se zem ěpis nou šířkou — J. Grygar a L. Kohoutek: A tm osférické výšky teleskop ických m eteorů v ro c e 1959 — L. T řísková: P olarizační diverzita při m eteorickém rádiovém sp o jen í — L. K řivský: O erupci z 31. srpna 1956 v souvislosti s kosm ickým zářením po Y-fázi — V. P táček: Časové signály a standardní km itočty 1961— 1962 — M. A ntal: Po zorování zákrytů hvězd M ěsícem na Skalnatém plese v ro ce 1962. — P ráce jsou psány anglicky, příp. něm ecky a jsou připojeny ru ské výtahy.
D. W attenberg: Jo h a n n G o ttfr ie d G a l le , 1812— 1910, L e b e n u n d W irk en e in e s d e u ts c h e n A s tro n o m en . Nakl. J. A. B arth, Lipsko 1963; 162 stran textu, 9 stran příloh: cena DM 9,80. — Dáv no Již nevyšla tak zajím avá a poučná kniha o životě a práci jednoho z hvěz dářů m inulého sto le tí jak o knížka, o k te ré ch cem e zde refero v at. O bjevi tel Neptuna G alle žil 98 let a v je h o nráci a životě se proto zobrazu je m no hé z h isto rie astronom ie m inulého sto letí. Autor knížky dovedl seb ra t velký m ateriál pro každé období Galleova života, a to ať jd e o věci ryze odborné nebo i lidských vztahů, h isto rick ý ch událostí apod. Tak se dočítám e, že v 30. le te ch trvalo vysokoškolské stu dium v Německu je n 3 roky (trien nium acad em icu m ), m atu ritní vysvěd čen í nem ělo známky, zato však o bsa hovalo jed in ečn é vyjád ření schop ností absolventa v jed notliv ých předm ětech, je h o povahové rysy atd. Kdo musí psát kádrové posudky, měl by se s tím to dokum entem seznám it, tak dokonalým se po tolik a letech dnes jev í. Málokdo si z nás dnes uvědomí, že teprve ve 40. le te ch m inulého sto le tí se p očalo používat kovových per ku psaní, že v těchže le te ch se počalo jezd it po že leznici, nebo že n e jv ě tší dalekohled na světě, kterým byl objeven Neptun, byl pouze devítipalcový Fraunh oferův re fra k to r s dřevěným stativem a tubusem a že v době objevu Neptuna exiá-
tovalo na hvězd árnách je n málo hvězdných kreslen ý ch map, o fo to g ra fiích oblohy ani nem luvě. Za takových okolností se pracovalo na hvěz dárnách, a p řece to lik nového bylo objeveno. — M álokdo také ví, že od G alleho vyšel návrh, aby k u rčen í slu neční paralaxy bylo použito m alých planet, pokud se mohou značně při blížit k Zemi, nebo aby byly ve stá te ch zavedeny pásmové časy vzhledem k v zm áhající se železn ičn í dopravě. — Mezi něm eckým i profesory astronom ie měl G alle zvláštní postavení jak o pe dagog. Zcela zám ěrně se věnoval vý chově astronom ů, je jich ž p ráci zam ě řoval k teoretickém u a počtářském u zvládnutí určování drah m alých pla net. Knížku doprovází m noho doku m en tárních c ita c í (tak é např. jsou ofotografovány dva dopisy Leverrierovy žád ající G alleho, aby se on, „ne únavný pozorovatel'1, věnoval průzku mu jis té krajin y, kde by se mohla nalézti nová planeta, jím předpovědě n á ). Z toho, co bylo uvedeno, je p atr no, že knížka podává n ejen mnoho za jím avého o člověku a hvězdáři Galleovi, je h o p racov itosti, přesnosti, jed n o duchosti, dovednosti s malými pro středky udělat velkou věc, ale i o mi nulosti astronom ie v předešlém sto letí. Našim čtenářům , k teří dovedou něm ecky, knížku co n e jv ře le ji dopo ručujem e. jm m
Ukazy na obloze v č e rvenci S lu n ce vychází 1. červ en ce ve 3h55m, zapadá ve 20h12m. Dne 31. červ e n ce vychází ve 4h28m, zapadá v 19h44m. Během červ e n ce se zk rátí d élka dne o 61 min. a polední výška S lu n ce se zm enší o 5°. Dne 5. červ e n ce je Země n ejd ále od Slunce, 152 miliónů km. Dne 9. červ en ce nastává čá ste č n é za tm ění Slu nce, k te ré však u nás nebude vid itelné (ob last v id itelnosti leží v Grónsku, v sev ern í Kanadě a na S i biři 1. M ěsíc je 2. V II. ve 22h v poslední čtvrti, 9. VII. ve 13h v novu, 16. VII. ve 13h v první čtv rti a 24. VII. v 17^ v úplňku. V přízem í je M ěsíc 8. čer-
vence, v odzemí dne 20. červen ce. M erku r se blíží do nejv ětší východ ní elon g ace a je v červ en ci pozorova telný v ečer na severozápadní obloze; zapadá kolem 21 hod. Hvězdná velikost planety se během m ěsíce zmenší z — l m,7 na + 0 m,4. Počátkem červ en ce je osvětlen tém ěř celý kotouček pla nety (27. červn a je M erkur v horní kon junkci se S lu n cem ), koncem m ě síce již jen o málo v íce než polovina. Úhlový prům ěr kotoučku planety je asi 6". Dne 5. VII. je M erkur v kon ju nkci s Polluxem , 10. VII. s Měsícem a 27. VII. s Regulem . V en u še je ráno na severovýchodní
obloze. P očátkem červ en ce vychází ve 3h07m, koncem m ěsíce již v l*i33m. Hvězdná v elikost planety se během červ en ce zvětší z — 3m,5 na — 4m,2, nejv ětší jasn o st má Venuše 26. červ en ce. Dne 7. VII. je Venuše v konjunkci s M ěsícem , dne 18. VII. s M arsem. M ars je v souhvězdí Býka na ranní obloze. P očátkem m ěsíce vychází v lh 55m, koncem m ěsíce v l h l 4 m. Pla neta má hvězdnou velikost asi + l m,6, prům ěr kotoučku Marsu je 4". Dne 1. červ en ce je Mars v kon junkci s Aldebaranem , dne 7. červ e n ce s M ěsícem. Ju p iter je v souhvězdí Berana. Po čátkem červ en ce vychází v l h01m, koncem m ěsíce již ve 23h15m. Jup iter má hvězdnou velikost asi — l m,9, prů měr kotoučku planety se zvětší během červ e n ce ze 33" na 36". Dne 5. červ en ce je Jup iter v kon junkci s M ěsícem. Satu rn je v souhvězdí Vodnáře a je pozorovatelný již večer. Počátkem č e r vence vychází ve 22h43m, koncem m ě síce ve 20h43m. Planeta má hvězdnou v elikost asi + 0 m,9, prům ěr kotoučku Satu rn a je 16" a rozm ěry os p rsten ce jsou 42" a 6". Dne 27. červ en ce je S a turn v kon ju nk ci s M ěsícem . U ran zapadá ve večern ích hodinách a není pozorovatelný. N eptu n je v souhvězdí Vah a je po zorovatelný ve v ečern ích hodinách. Planetu naleznem e podle o rien tačn í mapky ve H vězdářské ro čen ce 1964. Neptun má hvězdnou velikost +7m ,8. Dne 18. VII. je v kon junkci s M ěsí cem. M eteo ry . Z hlavních rojů m ají m a ximum činnosti /S-Cassiopeidy 26. VII. a á-Aquaridy 27. VII., z v ed lejších nr-Capricornidv 26. VII. a í-C ap rlcorn idy 27. červen ce. J. B.
O B S A H S.
Plic ka:
Nová
or g a n iz a c e
lido
vých h v ězdár en — Z. Kvíz: Rektifikovaný Měsíc — L. Hr abyna: F o tonov á ra k e ta — P. Andrle: Je Ga laxie větší než si m ys lí m e? — Co no vého v astr on om ii — Nové kni hy a publikace — Úkazy na obloze v če rv e n c i
C O flEP *A H H E C.
n .i H U K a :
o p r a H H 3 au H H
H oB an
H a-
p o A H b ix
o S c e p B a T o p H íi — 3. K b h 3 : P e K T H (J)H K O B aH H aH J l y H a — JI. T p a 6 b iH a : a p .i e :
C>OTOHHaH O
paK eT a
p a cc T O H H H H
—
n .
Ah-
C o .iH u a
o t
ueH -
T p a T a .ia K T H K H — H t o H O B o r o b a c TpOHOMHH — H o B b ie KHHI-H H n y fíjIH KaiVrfH
—
flB .ie H H H
Ha
ne6e
b
HKWie
C O N T E N T S S.
Plick a:
New
Or ga nisation
of
P e o ple ’s Ob se rv ato ries — Z. Kvíz: Rectified Moon P h oto graphs — L. Hra by na :
Photon
Rocket
—
P.
An de rle: About the Sun’s Distance from the Gal actic Centre — News in Astr onomy — New Books and Pu bl ications — Ph enomena in July
SOMET-BINAR 2 5 X 1 0 0 s malým stol ním sto janem v orig. pouzd ře za 3000 Kčs, úplně nový, prodá A. Černá, Praha 6, Hošťálkova 46, tel. 352 017. Říši hvězd řídí r ed ak č n í r a d a : J. M. Mohr (v edou cí r e d . ) , Jiří Bouška (výko n, r e d . }, J. Grygar, F. Kadavý, M. Kopecký, L. Lan dová -Š ty chová , B. Maleček, O. Obůrka, Z. Plavcová, S. Plic ka, J. Štohl; taj. red. E. Vokalová, te c h n . red. V. Su chán k ová. Vydává min. školství a ku ltu ry v nakl. Orbis, n. p., P r ah a 2, Vin oh ra d sk á 46. Tiskne Knihtisk, n. p., provozovna 2, Praha 2, Slezská 13. Vyc hází 12krát r o č n ě , cena jed notlivého výtisku Kčs 2,— . Rozšiřuje Poštovní novinová služba. I nform ac e o př edp latn ém podá a objed návky přijímá každá pošta i d o ru čo va te l. Objednávky do z a h r a n i č í vyřizuje PNS — ústředn í expe dice tisku, odd. vývoz tisku, Jindřišská 14, P r ah a 1. Příspěv ky zasíle jte na r ed ak c i Říše hvězd, P r ah a 5, Švédská 8, tel. 54 03 95. Rukopisy a obrázky se n e vr ac ejí , za odbornou s právno st odpovídá aut or . — Toto číslo bylo dáno do tisku dne 4. května, vyšlo 3. č erv n a 1964. A-05*41461
M are Im briu m při z áp a d u S lu n c e ( r e k t ifik o v á n o ). — Na č tv r té s tr a n ě o b á lk y je jih o v ý c h o d n í o k r a j M ěsíce ( r e k t i f ik o v á n o na z en it jih o v ý c h o d n í k o t lin y ). V šech n y o b r á z k y v to m to č í s l e Lunar a n d P la n e ta r y L a b o r a to r y , USA.
