Z

3/1976

HVĚ Z D

Z OBSAHU:

2 e ň objevů 1975 — Slnečné zatm enie 29. 4. 1976 — Pozorováni zatm ěni Mě sice 18. 19. 11. 1975 — Z právy — Novinky — Úkazy na obloze v dubnu

S p e k tr u m v n itřn í č á s ti k ó m y k o m e t y 1975h z 11. 8. 1975, e x p o n o v a n é 110 m in. v o h n is k u c o u d é 200cm r e fl e k t o r u v O n d řejov ě. R ozsah 360 až 477 nm , d is p e r z e 17,2 A /m m . ( F o t o V. V a n ý s ek a J. H a v e lk a , k e z p rá v ě n a str. 55.) — Na 1. str. o b á lk y z a tm e n ie M esia ca 18.119. XI. 1975. Z á b ěr b o l z ís k a n ý d v o je x p o z íc io u n a to is t é p o le film u A g fa S u p er P an. M esiac b o l ex p o n o v a n ý o 0h26m t e le o b je k t ív o m 1:4,5, f = 450 m m , 1/50 s. K ra ­ jin a b o la d o e x p o n o v a n á p r e s n e h o d in u n e s k o r š ie o b je k tív o m 1:2,8, f = = 50 m m , e x p o z íc ia 20 s. ( F o t o M. D u jn ič./

Říše hvězd

Jiři

R o č. 5 7 (19 76 ). č. 3

G ryg a r :

Ž E Ň O B J E V Ů 1975 V ýznačný astrofyzik a historik astronom ie prof. Owen Gingerich n e­ dávno poznam enal, že podle jeho m ínění spočívá pokrok astronom ie z 90 % v nových pozorováních a pouze z 10 % v nových teoriích . Když se probírám e minulým i částm i našeho živelně vzniknuvšího seriálu , n ej­ spíš mu musím e dát za pravdu. Z atím co pozorování p řetrv áv ají a ro z ­ množují poklad n ašich astro n o m ick ý ch vědom ostí, teo rie p řich ázejí, oslňují a zase zapadají v propadlišti zapom nění, odevzdány pietní péči historiků vědy. P řesto však budeme v letošním přehledu věnovat teoriím více než 10 % plochy článku, jež by jim po právu p říslušela. Snad je v tom trochu naivní touhy, aby hezké teorie přežily a snad i vědomí, že sam otné pozorovací sk u tečn o sti nabývají na zajím avosti tep rve tehdy, když zapadají do obecnějšího sch ém atu , do fu n dam entálních k oncepcí o vesm íru a jeho vývoji. P roto náš přehled zap očnem e u M ěsíce — tělesa, jež je tak blízko, že už málem ani n epatří mezi předm ěty astronom ick ého zkoum ání. Výzkum Měsíce nesm írně pokročil díky kvalitativní srněně v opatřování pozo­ rovacích údajů. Souběžně s tím se rad ik áln ě prom ěnily jak teorie vzniku a vývoje M ěsíce, tak i celk ové n ázory na form ování sluneční soustavy. Od r. 1958 zkoum alo M ěsíc p řes 50 um ělých družic a kosm ick ých sond. Bylo získáno přes 20 000 fotografií, astro n au té urazili 100 km po m ě­ síčním povrchu a nasbírali 400 kg vzorků hornin. Dosud je zpracováno asi 10 o/o m ateriálu . P okračuje laserové m ěření vzdálenosti M ěsíce a přijím ám e údaje m ěsíčních seism om etrů. Odtud se zdá nejpravděpodobnější, že Měsíc vznikl před 4,6 m iliar­ dami let ak recí. Nejprve se pom ěrně ry ch le vytvořilo těleso o poloměru 0,8 polom ěru dnešního M ěsíce. Během prvních 200 miliónů let se Měsíc přetavil a ch em ick y d iferencoval. Kůra tlustá až 100 km byla roztavená a intenzívně bom bardovaná p lan etesim álam i, resp. m eteority. Intenzívni bombardování ustalo dosti n áhle před 3,9 m iliardam i let. V té době vznikaly kruhové pánve, jež se během dalších 600 miliónů let naplnily vulkanickým i b azalty. Dnes na těch m ístech pozorujem e kladné g rav i­ tačn í odchylky — m ascon y. Tehdy tak é vznikly znám é im paktní k rátery jako Kopernik a Tycho. V době před 3,2 m iliardam i let kůra Měsíce natolik utuhla, že další rozlévání lávy skončilo. M ěsíční m oře m ají prů­ m ěrné stáří 3 ,2— 3,7 m iliard let; jsou tedy asi o m iliardu let m ladší než pevnina. Svrchní vrstvy M ěsíce obsahují sloučeniny hliníku, zatím co plášť je tvořen zejm éna železem a hořčíkem . Olovo p rak tick y chybí a síry je velm i m álo. Tím vším se M ěsíc ch em ick y odlišuje od n aší Země a to působí i zn ačn é k om plikace při výkladu původu M ěsíce. Povrchová hus­ tota m ěsíčních hornin je 3340 kg m -3 a zpočátku s hloubkou nestoupá.

První nespojitost, zjištěná seism ický, je v hloubce 60 km. Druhá nespojitost, na h ran ici p láště a jád ra, je v hloubce 1000 km. Hypotézy o vzniku M ěsíce lze sym bolicky rozdělit do tří skupin: Měsíc je dcerou, ženou nebo sestrou Země. Žádná z hypotéz nebyla dosud přesvědčivě v y v rácen a, ale naopak, každá se setk ává s vážným i problém y. D ceřinná hypotéza tvrdí, že M ěsíc se zrodil ze Země. D. U. Wise p ředpokládá původně velm i rych lou ro ta ci Země, na h ran ici s ta ­ bility (2,6 h odiny). Jakm ile se Země rozd ělila na husté jádro a lehčí plášť, odtrhl se m ateriál potřebný k vytvořen í M ěsíce. A. E. Ringwood soudí, že v době, kdy byla Země žhavá, se „ v y v a řila " její atm o sféra z kovů a různých kysličníků; Měsíc by podle toho vznikl d estilací Země. Rychlá ro ta ce Země v m inulosti je však nepravděpodobná (i když podle studia fosilních m ořských hvězdic sk utečn ě bylo před 500 m ilióny let v jednom m ěsíci více dní než d n e s), dnešní m om ent hybnosti soustavy je jen polovinou původního (a neznám e p ro ces, jímž by se soustava tak velkého mom entu hybnosti zb av ila), a k onečn ě je m ěsíční dráha skloněna k ekliptice, což se rovněž nedá vysvětlit. Dom něnka o M ěsíci-sestře Země vychází ze sou časn é a k re ce obou těles na zem ské dráze. Pozdější a k re ce je obtížná, neboť by p atrn ě Měsíc n estačil tolik vyrůst (ze všech satelitů p lan et je M ěsíc vůči Zemi re la ­ tivně n ejh m o tn ější). Domněnka by byla velm i p řijateln á, kdyby nebylo n ápadného rozdílu v ch em ick ém složení obou těles. Druhou potíží je n epřítom nost velkých satelitů u okolních (te re s tric k ý c h ) plan et. Dá se sice u kázat, že sa te lity M erkura a Venuše by byly p atrn ě zničeny slu­ nečním i slapy, ale to neplatí pro M arse. Phobos a Deimos jsou tak m alé (elip soid Phobose m á osy 27, 21 a 19 km a Deimose 1 5 ,1 2 a 11 k m ), že sotva vznikly ak recí. Tak se zdá být stále n ejnadějnější h ypotéza o tom , že M ěsíc je ženou Země, tj. že se vytvořil jinde a posléze byl Zemí z ach y cen . Pravděpo­ dobně šlo o dvoustupňový p ro ces, k terý už před lety postuloval Opik a nedávno rozp racoval H. E. M itler. Předpokládá se, že Měsíc se p ři­ bližoval k Zemi relativn ě malou ry ch lo stí do 2,5 km s*1, p řek ročil Rocheovu mez a byl roztrhán slapovým působením. Při srážk ách se oddě­ lila hustá jád ra a opustila sféru zem ské přitažlivosti. Z řidších obalů plan etesim ál, bohatých na křem ík, se vytvořil a k re cí i srážk am i dnešní M ěsíc. Nevýhodou hypotézy je, že vyžaduje velké m nožství velm i sp e­ ciáln ích podm ínek, tak že jejich so u časn é splnění je vysoce n epravdě­ podobné. Ze všech p lanet slu n ečn í soustavy budí stá le n ejvíce pozornosti Ju ­ piter, kam v letech 1973 a 1974 dospěly sondy Pioneer 10 a 11. Zatím co „P ion eer 10 lech tal d raka na o case, P ion eer 11 mu vletěl přím o do ch řtán u ", jak se vyjádřil věd ecký k om en táto r tu cson sk é k onferen ce o této obří p lanetě, jíž se p očátk em r. 1975 zú častn ilo na 200 odborníků. P ion eer 11 se vskutku přiblížil k povrchu na třik rá t m enší vzdálenost (4 3 000 km ) než Pioneer 10. Za 52 hodin průletu dne 3. prosin ce 1974 (6 hodin bylo vynecháno pro vysokou ry ch lo st pohybu sondy 174 000 km/ hod vůči p lan etě, takže obrázky by byly n e o stré ) pořídila sonda 25 sním ­ ků Jupitera a tří satelitů. Pozoruhodné údaje byly získány zejm éna o m ag n eto sféře planety. Oblouková rázová vlna (ro zh ran í slunečního větru a m agnetopauzy Ju-

p ltera) je ve vzdálenosti 109 polom ěrů planety (p o lo m ěr = 71 372 km) a vnitřní okraj m agnetopauzy ve vzdálenosti 96 polom ěrů planety. M agnetická indukce na povrchu plan ety je asi 4.1 0 '4 tesla (lO krát větší než indukce na Z em i). P roto m á Jupiter m ohutné rad iačn í pásy. Vnitřní pás je tvořen vysok oenergetick ým i elek trony a protony, s prům ěrným počtem čá stic 15 . 1 0 n č á stic n r2 s 1 a energií protonů nad 3,5 MeV. Vnitřní pás m á složitou strukturu, vyvolanou existen cí č ty ř galileovských satelitů p lanety. Jupiterovu m agn etosféru v y tv á ří pravděpodobně spíše ry ch lá ro ta ce plan ety než sluneční vítr. Jsou z ní vysílány nízkoen ergetick é elek trony kosm ického zářen í. V okolí Jupitera byla pozorována zvýšená k o n ce n tra ce m ikrom eteoritů, 170k rát vyšší než v okolí Země. Tyto čá s tic e jsou i vydatným zdrojem tep la pro Jupiterovu atm osféru . T eplota a tm o sféry v hladině 104 Pa je 108 K, v hladině 1 0 5 Pa dokonce 165 K. A tm osféra vytváří díky velkém u tepelném u toku silné konvektivní proudění. Jasn é zóny na sn ím cích Jupitera jsou vzestupné, tem né zóny zase sestupné proudy. Původní Lowova m ěření v in fračerv en ém oboru sp ek tra z r. 1966 n azn a­ čovala, že Ju p iter vysílá 2 ,7 k rá t více zářen í, než od Slunce dostává. Nejnovější m ěření udávají l,9n áso b ek slunečního zářen í. V atm o sféře Jupitera byly zjištěny tyto slou čen in y: m etan, čpavek, m olekulární vodík, hélium, etan (C 2H6), a ce ty lé n (C 2H2), fosfin (P H 3), voda, kyanovodík (H C N ), tetrah yd rid germ an ia (G e H J a snad i k ysličn ík y u helnatý a uhličitý. V nitru Jupitera je zřejm ě vodík a hélium, se stejným p om ěr­ ným zastoupením jako na Slunci. C entrální tep lota se pohybuje mezi 13 000 až 35 000 K a tlak dosahuje 1 0 13 Pa. Jelikož k vytváření kovové fáze vodíku je třeba tlaku 2 až 4 .1 0 11 Pa, je nitro Jupitera kovové (h u s­ tota 1300 kg n r 3), a le m enší kam enné jád ro o hm otnosti 1 0 — 20k rát větší než je hm otnost Země není vyloučeno. Vodík v Jupiteru má hm ot­ nost 225 hm otností Země a hélium 75 hm otností Země. Jupiter m á svůj v lastn í „p lan etárn í sy stém ", ačk oliv na rozdíl od Slunce a jeho p lan etárn í soustavy zde ústřední těleso velm i ry ch le ro ­ tuje. Soudí se, že z p o čá te čn íh o rotujícíh o oblaku horkého plynu v kon­ vektivní rovnováze se vytvořil zploštělý disk a odtud disipací jednotlivé satelity. Teorie dobře vysvětluje, p roč středn í hustoty satelitů klesají se vzdáleností od cen tráln íh o tělesa. V ran é fázi svého vývoje byl Jupiter zn ačně svítivý, tak že teplota v jeho okolí byla v prvních 10' letech tak vysoká, že voda nem ohla kondenzovat (její kondenzační tep lota tam byla 160 K ). Jelikož satelity vznikly asi během prvních padesáti m i­ liónů let, je Io a Europe z těžších hornin, kdežto Ganymed a Callisto převážně z ledu. Rada autorů se loni pokusila o výp očet vývojové posloupnosti modelů Jupitera, zcela an alo g ick y jako je tomu při vý p o čtech vývoje hvězd. Podle P. B odenheim era měl původní plynoprachový oblak hustotu 1,5 . 10'8 kg m 3, teplotu 50 K a prům ěr 103k rát větší než je dnešní prů­ m ěr Jupitera. Oblak se sm ršťoval a již za 100 let dosáhlo m račn o te r­ m odynam ické rovnováhy. Za 105 let dosáhla cen trá ln í tep lota hodnoty 2500 K. Svítivost oblaku byla k onstantní, 10 '5 svítivosti Slunce. Poté se m olekulární vodík v m račnu disocioval a n itro p rotop lan ety se stalo nestabilní. N ásledoval nový kolaps trv ající řádově m ěsíce, na jehož konci se cen tráln í h ustota 500 kg n r 3 tělesa rovnala dnešní a teplota

v nitru dosáhla zhruba 25 000 K. Přitom byla svítivost Jupitera zn ačn á, a to 10 3 svítivosti Slunce a polom ěr tělesa byl jen n ěkolik rát větší než dnešní. A stronom icky vzato vytvořil se Jupiter vskutku bleskurychle — za pouhých sto tisíc let. Dalších 4,6 m iliardy let p o k račo v alo pom alé sm ršťování Jupitera k dnešní hodnotě polom ěru, p řičem ž svítivost ]e velmi nízká. Souběžně s vývojovými studiem i, jež se týkají Jupitera, se rozvíjejí i p ráce, aplikující podobné m etody na vznik a vývoj c e lé slu n eč n í so u ­ stavy. Je skoro jisté, že na počátk u sluneční soustavy byla p lynoprachová m lhovina, an alo g ick á znám é mlhovině v Orionu. T var ani hm otnost mlhoviny však dosud spolehlivě odhadnout neum ím e; rovněž tak není příliš jasn é, jakou úlohu ve vývoji soustavy měl sam otný vznik Slunce. So­ větská škola (G urevič, Lebedinskij, S afro n o v ) usuzuje, že Slunce se vytvořilo nejdříve a pomohlo tak stabilizovat rotující disk, z nějž vzni­ kaly planety. N aproti tomu a m eričtí au to ři (C am eron, Goldreich, W ard) soudí, že zárodky planet vznikly případně i o n ěco dříve než protoslunce. Podle jejich p ředstavy byla původní mlhovina velm i hm otná — měla hm otnost odpovídající alesp oň dvěma hm otnostem Slunce. S ovětští kosm ogonové dávají p řednost m éně hm otné mlhovině s h m ot­ ností 1,01 až 1,05 hm otnosti Slunce. To m á svou výhodu, neboť nejsou problém y s odstraněním p řeb ytečn é hm oty ze sluneční soustavy — vždyť dnešní p lanety dohrom ady m ají hm otnost jen 0,001 hm otnosti Slunce Na druhé stran ě vzniká otázk a, zda tak m alá hm ota je schopna gravitačn í k on trak ce. Cam eron tvrdí, že turbulence v původním m račnu nedovolí kolaps pro hm otnosti m enší než 2 hm otnosti Slunce. Tato velká hm otnost umožňuje Cam eronovi, aby vysvětlil celk em n enásilně, p roč m om ent hybnosti Slunce je daleko m enší než m om ent hybnosti obíha­ jících těles. Když člověk p ročítá různé úvahy o vývoji sluneční soustavy, začín á mít dojem, že je zcela nem ožné, aby tak ová sou stava vůbec vznikla, a kdybychom v ní nežili, našel by pádné argu m en ty proti m ožnosti vzniku p lan etárn ích systém ů vůbec. Je-li totiž m lhovina hm otná, jak tvrdí Cam eron, m ěla by se rozpadnout na dvojhvězdu či vícenásobnou hvězdu (R. L arso n ), a nikoliv na ce n trá ln í těleso a drobné zbytky kolem . Jestliže by se přesto podařilo u držet jediné ústřed n í těleso, pak tytéž výp očty naznačují, že v naší soustavě by m ělo být 10 000 (a ne pouhých d evět) velkých planet. S vědom ím , že řeším e svůj úkol velmi sch em atick y, přistupm e nyní k popisu prim itivního scé n á ře vzniku slu­ neční soustavy. Z árod ečn á m lhovina, jejíž hm otnost raději nespecifikujm e, vytvořila tlustý disk o polom ěru n ějak ých 50 AU. Disk byl pom ěrně neprůhledný pro in fračerv en é záření, tak že se v cen tru zah řál až na 2200 K, zatím co vnější čá sti disku byly stá le ch lad n é. Díky ohřevu se v nitru vypařila všech n a p rach ová zrnka, disk se zploštil a p očal ry ch le rotovat. O chlazení rotujícího disku vedlo k novým kondenzacím zrnek. Menší zrnka byla ze soustavy vypuzena působením tlaku zářen í, zatím co větší zrnka se k on cen trovala v oběžné rovině disku. N estability rozlám aly disk na úlom ky, jež se a k re cí p očaly sdružovat na shluky p lanetesim ál 1. g en erace o prům ěru řádově 1 km Během řádově 10 3 let se z nich vytvořily p lan etesim ály 2. g e n e ra ce o typickém prům ěru 5 km. Další

splývání plan etesim ál je výsledkem g rav itačn ích poruch, k teré zvýší pravděpodobnost jejich vzájem ných srážek . Tak vznikají protop lan ety o hm otnosti až 1022 kg (0 ,1 hm otnosti M ěsíce). H. Urey soudí, že část m eteoritů je pozůstatkem p rávě této g e n e ra ce těles. Z ávěrečn á etapa výstavby planet není zn ám a. Víme jen, že trvá m inim álně 10 4 let a m a­ xim álně 108 let. Největším pokrokem posledních let jsou term och em ick é úvahy o po­ sloupnosti kondenzací p lan etárn íh o m ateriálu . V ycházím e zde ze dvou základních předpokladů. Předně se soudí, že mezihvězdný p rach se nejprve vypařil a poté znovu kondenzoval, když m lhovina ch lad la. Za druhé předpokládám e, že každá p lan eta vznikla z m ateriálu , jenž k on ­ denzoval v úzkém rozm ezí tep lot (1 0 0 — 300 K ), v závislosti na střední vzdálenosti p lanety od Slunce. Tak např. střed n í k ondenzační teploty činí pro M erkura 1400 K, Venuši 950 K, Zemi 650 K a Mars 450 K. V ýpočty chem ického složení pak vych ázejí z rovnovážných reak cí mezi plyny a kondenzáty při dané tep lotě. Jelikož sluneční mlhovina obsa­ hovala na 400 p lyn ných složek, je to v praxi nesm írně složitý výp očet. Prak tick y se vych ází z pom ěrného zastoupení prvků m eteoritů (u h lí­ katých ch ond ritů ) a odtud obdržíme kondenzační křivky jako funkce teploty a tlaku pro různé k ondenzační produkty. Příslušné výpočty byly vykonány na univerzitách v Chicagu a v Arizoně, jakož i na MIT v Cam ­ bridgi. Ukazuje se, že vyp očten é ch em ick é složení i prům ěrná hustota te restrick ý ch p lan et je ve velm i dobré shodě s pozorováním i. Dokonce lze tak to teo retick y zdůvodnit, p rc č je středn í hustota Země o 6 % vyšší než h ustota Venuše. Pro obří planety jako je Jupiter a Saturn p o tře ­ bujeme m odifikaci uvedeného vysvětlení. Je pravděpodobné, že obě planety m ají kam enná jád ra, k terá g rav itací zach y tila okolní plyn. K am enné jád ro Jupitera by pak m ělo mít až 50 hm otností Země a S a ­ turna 30 hm otností Země. Řada problémů je i n adále n eřešen ých . Podle Jean se je minim ální hm otnost mlhoviny, k terá se začn e spontánně sm ršťovat, aspoň 1 0 3 hm otností Slunce. Abychom dostali sln ečn í systém , musí se v průběhu kolapsu ten to m asívní ú tv ar dělit na m alé úlom ky, ale nevím e jak. N eznám e též důvod, p roč existují různé druhy m eteoritů (k řeh k é a tv rd é), odkud se vzala tělesa, k terá způsobila intenzívní bom bardování planet a M ěsíce a neznám e ani příčinu, p roč se pás asteroidů nespojil v planetu (č i se snad spojil a byl opět ro z lá m á n ? ). Vůbec nejúžasnější výsledkem je však bezm ála neuvěřitelný fak t, že až na asteroid y se ony d esetitisíce p lan etesim ál spojily v pouhých 40 těles dnešní sluneční soustavy. Pokrok v řešen í tě ch to otázek závisí zjevně na shrom ažď o­ vání dalšího pozorovacího m ateriálu i na stan oven í dalších om ezujících a okrajových podm ínek pro vznik p lan etárn í soustavy. Dosavadní poznatky o vývoji p la n et shrnuje W. A. Kaula tak to : 1. Fáze kondenzace. Z prvotního plynu tuhnou p rach ová zrnka. Shrom ažďují se v oběžné rovině mlhovinného disku. Jejich relativn í pohyby se poru­ cham i, srážkam i i působením tlaku zářen í utlumí. Zrnka vytvářejí a g lo ­ m erace o prům ěru do 100 m. 2. In terak ce p lan etesim ál. Ve dvou či více etap ách se ag lo m e­ race shlukují do p lan etesim ál s prům ěrem až p řes 100 km. Jejich ry ch ­ losti se počín ají op ět lišit, a to díky gravitačn ím poruchám , zahřívání

těles srážk am i a slunečním zářením . Přitom se drobné p rach ové č á s ­ tice působením tlaku zářen í vym etou z p lan etárn í soustavy. 3. Tvorba planet. G ravitačním zach ycen ím se soustava pročistí. P la­ nety se zahřívají m eteorickým bom bardováním . 4. Prudká konvekce. Uvnitř tělesa dochází ke g ra v ita čn í stratifik aci m ateriálů. Ž elezo a těžké prvky k lesají do n itra, zdroje radioaktivního tep la vedou k vytváření m agm atu, oceán y z trá ce jí plyn a lehké plyny opouštějí atm osféru planety. 5. Fáze deskové tektoniky. Vzniká lito sféra ochlazením povrchu. Zdroje radioaktivního tepla mohutní — kontin entáln í desky se pohybují po plastickém podloží. 6. V ulkanická fáze. Ohřáté m agm a prolam uje litosféru — vznikají m ohutné sopky. , 7. Klidová fáze. Tlustá litosféra uzam kne žh avotekuté m agm a. Vulka­ nismus doznívá. P atrn ě jediným i nepřem ěněným i svědky původního stavu sluneční soustavy, jež můžeme dosud pozorovat, jsou ko m ety . Loňský rok byl požehnaný na objevy kom et, jichž bylo nalezen o celk em 17. N ejzají­ m avější z nich byly kom ety 1975h (K obayash i-B erger-M ilon ) a 1975n (W e s t). První z nich byla v srpnu 1975 až 3,5m a byía takl vi’di'telná i prostým okem. B. M arsden publikoval katalog k o m etá rn ích d ra h , obsahující 964 p ři­ blížení 625 různých kom et. N ejran ějši je kom eta H alleyova, pozorovaná již r. 87 př. n. 1. (celk em 27 n á v ra tů ). Bohužel při příštím n ávratu v únoru 1986 bude nanejvýš 4m. N ejčastěji byla pozorována E nck eova k om eta, jež m á táž n ejk ratší periodu (objev r. 1780, 50 n á v ra tů ). Nejm enší perihelovou vzdálenost 0,0048 AU m ěla kom eta 1887 I, největší vzdálenost 6,02 AU kom eta 1974g. V k atalogu je celk em 102 k rá tk o ­ period ick ých , 155 dlouhoperiodických, 283 p arab olick ých a 85 h y p er­ bolických k om etárních drah. Velmi zajím avou studii o k o m etá ch , c h em ii m ez ih v ěz d n éh o prostoru a gam a-vzplanutích uveřejnil sen ior světového k om etárního výzkumu prof. F. W hipple. Tvrdí, že těžké prvky, vzniklé nukleogenezí v n itrech hvězd, se k oncentrují převážně v k om etách , tak že mezihvězdný prostor a hvězdy diskové populace nemohou být nijak zvlášť obohacené těžkým i prvky. Kdyby kom ety n ev ych ytávaly těžk é prvky, bylo by zastoupení kovů ve hvězdách diskové populace kolem 10 % (ve skutečn osti z a ­ stoupení činí jen 2 % ) . Pak ovšem je hm otnost kom et kolem 25 % hm otnosti m ezihvězdného plynu. I ve sluneční sou stavě mohou kom ety obsahovat úhrnem přes 10 % sluneční hm otnosti, aniž bychom to mohli zjistit astronom ick ým i pozorováním i. Do vzdálenosti 40 AU (p olom ěr dráhy P lu ta) je podle Ham ida v k om etách obsaženo 0,5 hm otnosti Země a do 50 AU dokonce 1,3 hm otnosti Země. Polom ěr kom entárního (O ortova) m raku je asi 67 000 AU. Žádná z p ozorovaných kom et nebyla in terstelárního původu — všechny hyperbolické dráhy lze vysvětlit porucham i nebo existen cí n eg rav itačn ích sil. M axim ální hm otnost jednotlivé ko­ m ety činí 1 0 18'8 kg a m axim ální polom ěr je kolem 100 km. Hustota k om etární látky v mezihvězdném prostoru je pak řádu 10 '22 kg n r 3 a tak je vskutku možné, že kom ety výrazn ě pozměňují chem ii m ezihvězd­ né látky.

Roku 1973 přišli H arw itt a S alp eter s m yšlenkou, že p rávě objevená gam a-vzplanutí jsou projevem srážk y kom ety s m ateřsk ou neutronovou hvězdou. Autoři odhadovali, že kom eta o hm otnosti 3 .1 0 14 kg dopadne na neutronovou hvězdu o hm otnosti rovné hm otnosti Slunce jednou za 600 let. (P ro srovn án í: jedna viditelná kom eta dopadne na Slunce v prům ěru jednou za 300 le t.) W hipple uvádí dynam ické argum enty proti tom uto m echanism u. Při výbuchu supernovy, k terý předchází vzniku neutronové hvězdy, je p atrn ě oblak kom et zničen. Pokud n eu tro­ nová hvězda opustila dvojhvězdu při takové explozi, pohybuje se značnou prostorovou rych lo stí. Je-li ry ch lo st vyšší než 100 km s 1, g rav itačn ě vázaný oblak komet z tra tí hvězda po cestě. Pro pulsar PSR 1133 + 03, jenž je příkladem neutronové hvězdy, nalezli M an chester aj. tan g en ­ ciální ry ch lo st 380 km s '1, čím ž je e x isten ce k om etárního oblaku kolem takto ry ch le se pohybujícího objektu přesvědčivě vyloučena. Také jiní autoři uvedli nám itky proti výkladu gam a-vzplanutí dopadem komet na neutronové hvězdy. Krinov shrnul údaje o tu n g u z sk é k o m etě či m eteoritu. T ěleso mělo hm otnost 109 kg a srazilo se se Zemí ry ch lo stí 28 až 50 km s '1 (dne 30. 8. 1908 v 7 h17m m ístního času. Souřadn ice dopadu jsou + 6 1 ° šířky a 102° východní délky. V m ístě dopadu byl zničen les na ploše 1600 km2. Větší pozůstatky tělesa se n enalezly, pouze drobné k řem ičité kuličky o průměru 80 až lOO^m. Podle odhadu mohlo jít o kom etu s absolutní hvězdnou velikostí + 1 2 ,3 m. Podm ínky viditelnosti byly tudíž velmi n e ­ příznivé — kom eta m ohla být sp atřen a dalekohledem z oblastí za s e ­ verním polárním kruhem několik dní před slunovratem r. 1908. Šest hodin před srážk ou m ohla mít zdánlivou jasnost + l , 4 m. Patrn ě šlo o neaktivní těleso (m rtvou k o m etu ), podobnou křehkým bolidům Ceplechovy a M cCroskyho k lasifik ace. Na závěr části přehledu, jež pojednává o sluneční sou stavě, vraťm e se k ústředním u tělesu systém u — ke S lu n ci. N ejpalčivějším problé­ mem sluneční fyziky zdá se být i nadále p ro blém c h y b ě jíc íc h s lu n ečn ích n eutrin. E xperim en t R. Davise jr. ve zlatém dole v Jižní Dakotě zap o­ čal r. 1967. V podzem ní nádrži je tč. 390 000 litrů tetrach lo rety lén u . Dopadem oček ávanéh o toku slu n ečn ích neutrin by se měl v kapalině vytvořit rovnovážný stav s 58 atom y radioaktivního argonu 37. V jed­ n otk ách solárního neutrinového toku (SN U ) jde o hodnotu 5,6 SNU. Prům ěrně se detekuje 0 ,8 ± 0 ,7 SNU. Pouze při 27. pokusu (7. 7 . - 5 . 9. 1 972) bylo n am ěřeno 5 ,6 ± 2 ,0 SNU. V jiném experim entu, zam ěřeném na d etekci antin eu trin pom ocí čeren k ovovských číta čů sekundárních pozitronů, byly 4. 1. 1974 zjištěny an tin eu trinové impulsy s energiem i 2 0 — 100 MeV v intevalu 3 ms. V té době nam ěřil Davis 0 ,9 ± 0 ,9 SNU. Poněvadž Davisův exp erim ent m á klíčový význam pro celou fyziku, konají se další prověrky sp rávn é činnosti ap aratu ry . V nádrži byl ro z ­ puštěn čistý plynný argon 33. Během 22 hodin se podařilo exp erim en ­ tálně d etekovat 95 % p řim íchaného argonu. Dále bylo do nádrže vne­ sen o 6 1 2 ± 2 0 atom ů radioaktivního argonu 37. E xp erim en táln ě bylo de­ tekováno 6 5 0 ± 5 0 atom ů. K onečně byla nádrž ostřelován a rychlým i neutrony z um ělého zdroje. Vzniklé atom y radioaktivního argon u byly ve správném množství opět zareg istro v án y . P řesto je m ožné, že v m e­ todě detek ce je čertovo kopýtko. K. C. Jacobs soudí, že při dlouhém

mezidobí, v něm ž se izolují radioaktivní atom y při vlastním pokusu (2 až 3 m ěsíce je nádrž v klidu a pak se prom ývá h éliem ) dochází k chem ickém u zach y cen í radioaktivního argonu. Jacobs uvažuje o tom, že působením g am a-zářen í n astan e k rátk o řetězo v á p o ly m erace argonu, Čímž vzniká tuhý polym er typu teflonu. Pokud může argon tvořit tak to stabilní molekuly, pak jej v nádrži po delší době nebudeme d etekovat. T eo retick é výklady nesouhlasu exp erim entu a slu n ečn ích modelů term on uk leární re a k ce n arážejí s tá le na p rincipiální n esnáze. F. Hoyle navrhuje ch em icky nehom ogenní Slunce, s jádrem o hm otnosti 0 ,3 — 0,5 hm otnosti Slunce, obsahujícím kovy ze skupiny železa. Pak vychází neutrinový tok 0,5 SNU. Snížení toku neutrin předpokladem o ry ch lé ro ta ci slunečního n itra je už zce la mimo soutěž. Jednak ani ry ch lá ro ta ce nesníží d ostatečn ě neutrinový tok a jednak Slunce skoro u rčitě rotuje rovnom ěrně. Dicke a Goldenberg sice r. 1967 nam ěřili zp lo štěn í S lu n c e 0 ,0 9 6 "± 0 ,0 1 3 ", ale jejich výsledek je zřejm ě chybný. H. A. Hill a R. T. Stebbins s citlivější ap aratu rou loni n am ěřili zploštění jen 0 ,0 1 8 4 ":t0 ,0 1 2 5 " . To je ve výborné shodě s teoretick y odvozenou hodnotou zploštění pro rovnom ěrně ro ­ tující Slunce — 0,0157". Na zák lad ě snímků ze sta n ice Skylab, pořízených v ultrafialovém oboru sp ektra, byly zjištěny obří s p ik u le ve slu n ečn í atm osféře. Oproti norm álním spikulím jsou vyšší, širší a trvají déle. Vyskytují se v koron áln ích d írách poblíž pólů a byly pozorovány ve světle č a r ionizo­ vaného hélia (30,4 n m ), uhlíku (1 33,5 n m ), d vakrát ionizovaného uhlíku (97,7 n m ), třik rá t ionizovaného kyslíku (5 5 ,4 n m ) a tak é v č á ře L ym an -a (1 2 1 ,6 n m ). Proud plynu vystupuje až do výše 35 000 km a v ra cí se zpět ry ch lostí až 140 km s '1. E n erg ie jediné m akrosplkule je řádu 5 .1 0 19 joule. N edávno zesnulý sovětský astro fy zik S. P ik eln ěr shrnul údaje o s lu ­ n e č n íc h p ro tu b era n cích . Jsou to husté a relativ n ě chladné m asy plynů o d élce 1 0 5 až 2.1 0 5 km a tlou ťce 5 až 1 0 .1 0 3 km. Dosahují výšky 20 000 až 40 000 km nad povrchem Slunce a m ají teplotu 5 až 10 tisíc kelvinů. Protu b eran ce jsou zavěšeny na v rch o lech oblouků m ag n etick ý ch silo ­ č a r a svou vahou silo čáry prohýbají. Jediná p rotu b eran ce m á hm otnost jen o řád nižší než je hm otnost ce lé koróny. V p rotu b eran cích je indukce m agnetického pole 10 až 20.10 '4 tesla. Příčinou vytažen í plynu z chro m osféry je tepelná nestab ilita koróny. Čím větší je h ustota plynu v p rotuberanci, tím více se vyzáří en erg ie a zhustek se ochladí. Tím se zm enší tlak v protu b eran ci a okolní k oróna ji dále stla čí. Plazm a v prohlubni m agn etickéh o oblouku se ohřívá m éně než na jeho bocích. Protuberance se tak naplní asi za 24 hodin. Plyn pak difunduje dolů vlivem g rav ita ce . Klidné p rotu b eran ce se vyhýbají skvrnám , neboť nad nimi je příliš silné m ag n etick é pole. Při eru p cích se z nich stávají eruptivní protu b eran ce. Sm yčkové p rotu b eran ce se objevují nad skupi­ nou slunečních skvrn brzo po eru p ci. T eplota koróny tam totiž d osa­ huje až 5.106 K. Sluneční vítr zvyšuje po erupci ry ch lo st z obvyklých 320 km s 1 na 800 až 1200 km s 1. Hlavní rázová vlna letí ry ch lo stí 1 0 3 až 4.103 km s 1 a zasáh ne Zemi asi 36 hodin po erupci. Ještě rych leji se pohybují čá s tic e kosm ického zářen í s en ergií 100 MeV, k teré k nám dospějí za 1 až 5 hodin po erupci. Ve vzdálenosti 40 AU klesá rych lost

slunečního větru na 10 2 km s*1a ve vzdálenosti 300 AU už jen na pouhých 5 km s*1. ‘ Přehled o objektech slu n ečn í sou stavy letos uzavřem e kuriozitou, kterou jsm e loňský seriál otevírali, tj. neblaze proslulou konstela cí planet v r. 1982. Hlavní téže Gribbinovy a Plagem annovy knihy lze shrnout tak to: 1. Plan ety vy tv ářejí slap y na Slunci; nejvíce tehdy, jsou-li seřazen y v přím ce. 2. Když jsou největší slapy, je na Slunci n ejvíce skvrn. 3. Když je v íce skvrn, je i více ch ro m o sférick ý ch erupcí. 4. Po eru p cích přich ází do zem ské atm o sféry v íce korpuskulám ího zá ­ ření. 5. Toto zářen í vyvolává velké pohyby vzdušných hm ot. 6. Tím se ovlivňuje ry ch lo st zem ské ro ta c e . 7. Skoky v zem ské ro ta ci povzbuzují seism ickou činnost. 8. Jelikož k takovém u přím kovém u seřazen í dojde v r. 1982, vyvolá to velká zem ětřesen í, zejm éna v oblasti Los Angeles v USA. T yto teze velmi ostře kritizuje belgický astronom J. Meeus. Především konstatuje, jak už jsm e tu vloni upozornili, že v r. 1982 není zvlášť význačná k on stelace plan et. N ejm enší šířka kužele, v něm ž se budou toho roku n alézat p lan ety, je 60°. O seřazen í se dá hovořit jen u planet Jupitera, Satu rn a, U rana a Neptuna. K onjunkce U rana a Neptuna však n astan e až r. 1993. Tzv. perioda k o n stelací 179 let je rovněž ch im é­ rická. Vždyť pro slapové působení je lhostejné, zda jsou planety na téže stran ě od Slunce či na p rotileh lých stran ách . Právě takové s e řa ­ zení n astalo 16. ledna 1901, kdy šířk a kužele byla pouhých 25°. Je jistě ironií, že toho roku bylo minimum sluneční činnosti. Také 11. říjn a 1804 byla šířka kužele pom ěrně m alá, a to 48°. Přitom však bylo pozorováno m im ořádně nízké m axim um sluneční činnosti s relativn ím číslem pouze 50. — S kutečná perioda vý zn ačn ý ch slapů činí pouze 4 m ěsíce, neboť slu­ neční slap y působí zejm éna Venuše, Země a Ju p iter a zčá sti Merkur. Označím e-lí zem ské slap ové působení na Slunce za jednotku, pak n ej­ větší slapy vyvolává Jupiter (2 ,2 6 ) , pak Venuše (2 ,1 5 ) M erkur v perihelu (1 ,8 9 ) a Země. O statní p lan ety nedosahují ani 11 % zem ského slapového působení a jejich vliv lze tudíž spolehlivě zanedbat. Slapové vzdutí Slunce způsobené Jupiterem přitom dosahuje výšky asi 1 mm. Vliv Venuše na skvrny je zřejm ě nulový. Ze sluneční sta tistik y za léta 1902— 1965 vych ází prům ěrné relativ n í číslo pro horní konjunkci Ve­ nuše 55,6 a pro dolní konjunkci 55,2. Také asy m etrick ý výskyt skvrn vůči Zemi se nepotvrdil, když zkoum ám e statistik u za d o statečn ě dlouhé období. K onečně pak k o re lace mezí velkým i erupcem i a zem ětřesením i je za období let 1 9 1 0 — 1945 pouze 0 ,0 3 5 ± 0 ,0 4 8 ; jiným i slovy vůbec n e­ existuje. A tak navzdory rozruchu, jež hypotéza o výjim ečné konstelaci planet r. 1982 ve veřejnosti způsobila, lze ji už nyní považovat za zcela odepsanou. (P o k ra čo v á n í p říš tě )

* RADIOVÉ

ZARENI

P. C. Gregory a W. H. M cCutcheon (Univ. of B ritish Colum bia) m ěřili záření Novy Cygni 1975 (V 1500) 46me-

NOVY CYGNI

1975

trovým radioteleskopem . Dne 15. prosin ce 1975 z jistili hustotu toku 35 ± 6 m jy na frekvenci 10,5 MHz.

S L N E Č N É Z A T M E N I E 29.4.1976

*

K ažd ý n á š a s tro n o m a m a t é r by si m a l do s v o jh o k a le n d á r a z a z n a č it š tv r to k 29. a p r íla 1 9 7 6 a k o d en s ln e č n é h o z a tm e n ia . V te n d eň bu d e to tiž p o s le d n ě u n á s v id ite ln é z a tm e n ie S ln k a v s e d e m d e s ia ty c h r o k o c h X X . s to r o č ia . M ožno te d a s u r č ito s ť o u p o v e d a f, že ž ia d n y z á u je m c a o z a tm e n ia si n eb u d e c h c ie ť p r e p á s t š a n c u , to b o ž a k n a d a lš ie s ln e č n é z a tm e n ie si b u d e m e m u sieť p o č k a ť p ě k n ý c h p á r ró č k o v — do 31. V II. 1981, re s p . až do 15. X II. 1 9 3 2 . T o h o r o č n é a p r ílo v é z a tm e n ie b u d e súč a s n e p re v a č š in u ú z e m ia n á š h o s tá tu n a jv á č š ím z a tm ě n ím v to m to d e s a ť r o č í. V P ra h e bude n a p ř ík la d m a x im á ln a v e lk o s t z a tm e n ia p ř i­ b liž n é 0 ,5 5 . P re p o ro v n a n ie , z a tm e n ie S ln k a 25. 2. 1 9 7 1 d o s ia h lo v n a š o m h la v n o m m e s te v e lk o s t’ 0 ,5 2 a m in u lo r o č n é z 11. 5. 1 9 7 5 0 ,4 3 . B r a tis la v a bude m ať m a x im á ln u v e lk o st' ú k a z u 0 ,6 2 . V to m to m e s te to v ša k bude už n ie t r e tie , a le š tv r té z a tm e n ie v s p o m ín a n o m ob d ob í. D ňa 30. 6. 1 9 7 3 b o lo v B r a tis la v ě p o z o r o v a te ln é „ m in iz a tm e n ie 11 s m a x im á ln o u v e ík c s ť o u 0 ,0 1 5 (v id ŘH 2 / 1974). V n ie k t o r ý c h k r a jin á c h A frik y , ju h o v ý c h o d n e j E u ró p y a Á zie budú m ať a m a t é ř i p o te š e n ie z p r s te n c o v é h o z a tm e n ia . P á s a n u la r ity p o tia h n e od m ie s ta v A tla n tic k o m o c e á n e s e fe m e rid o v ý m i s ú r a d n ic a m i A = 40° 3 8 ', (p = 6C 4 3 ' (v iď . g r a f 1 ) . P r s te n c o v é z a tm e n ie ta m z a č n e o 8 113 2 m e fe m e rid o v é h o č a s u ( d a le j E T ) . O 14 m in ú t p o z d e jš ie s a p á s a n u la r ity d o tk n e a f r ic k é h o k o n tin e n tu v S e n e g a le a ď a le j p o v e d ie n a p r ie č M aur e tá n io u , A lž írsk o m a T u n is k o m . O 9 h1 3 m E T v stú p i d o S tr e d o z e m n é h o m o ra , p ř e tn e o stro v K r é ta , z a s ia h n e ju ž n ú č a s ť g r é c k e h o P e lo p o n é z u a p ř e jd e c e z T u r e c k o . T u r e c k o - s o v ie ts k e h r a n ic e p ř e k r o č í o l l h3 0 m E T a páť m in ú t n a to d o s ia h n e c e n t r á ln a č ia r a p á ru a n u la r ity n a jv y š š iu s e v e rn ú e fe m e rid o v ú z e m e p is n ú š íř k u 39 1 4 ,9 '. S t a n e s e ta k v m ie s te so z e m e p is n o u d lžk o u — 4 6 °2 9 ,5 ', p ři m e s te č k u M e g ri n a r o z h r a n í A rm é n s k e j a A z e r b a jd ž a n s k e j S S R . N a p o k o n p á s p r s te n c o v é h o z a tm e n ia p ř e k r o č í K a s p ic k é m o re, Ir á n , T u r k m é n s k u , T a d ž ic k ú a k o a j U zb eck ú S S R , p ř e jd e c e z A fg a n is ta n a s e v e rn ú In d iu a s v o ju púť u k o n č í o 1 2 h1 8 m E T v T ib e te p ri ja z e r e Č c h i lin ch u . V p á s e p r s te n c o v é h o z a tm e n ia le ž í a j ra d v á č š íc h m ie st a k o D a k a r, h la v n é m ě s to r e p u b lik y S e n e g a l, n a jv a č š ie m ě s to n a K r é tě I r a k lió n a s o v ie ts k e m e s tá Je r e v a n a A šc h a bad. P ri to m to z a tm ě n í p o trv á n a jd lh š ie a n u la r ita v S tre d o z e m n o m m o ři, 6 m3 6 ,5 s v b od e s e fe m e rid o v ý m i s ú r a d n ic a m i

čiasto čn é zatm enie. Z atm enie 29. 4. 1976 bude v E-gypte pozorovatelné až 3 h4 5 m, v juhovýchodnej E urópe 3 h20 m, u nás bude dlžka čiastočn éh o zatm enia okolo 3 hodin. Priebeh zatm enia na našom územ í je zřejm ý jednak z tabuTky — viď. H vězdářská ročen k a 1976, str. 85 — a taktiež z grafu 2. Z atiar čo z tabulky sa dajú zistiť priam o údaje o zatm ění len pre krajsk é m está, z grafu možem e určiť časo v é údaje začiatku a k onca úkazu p re hocik toré m iesto v n asej republike s presnosťou na 0 , l m a to isté platí aj pre velk ost zatm enia v m axim ě, kde sa při zisťovaní nedopustím e chyby váčšej ak o 0,01 sln ečn éh o priem eru. Ako vidno z grafu, rozdiely medzi západným a východným cípom našej republiky sú dosť zn ačné, pri začiatku zatm enia je rozdiel zhruba 11 minút a pri konci dokonca až 21 minút. Zatm enie bude trvať n ajk ratšie v severozáp ad ných Č echách, 2 h49m a sm erom na juhovýchod bude dlžka zatm enia n arastať, na juhovýchodnom Slovensku má trvať 3 h03m. M axim álna veíkosť zatm enia bude n ajm enšia (0 ,5 3 ) tak isto v severozáp ad ných Č echách, kdežto najváčšej hodnoty (0 ,6 4 ) dosiahne na juhovýchoďnom Slovensku pri Čiernej nad Tisou. P retože pás an u larity bude prebiehať južne od nášho územia, bude M esiacom zak ry tá južná časť sln ečn éh o kotúča. Redakcii Říše hvězd dojde po každom slnečnom zatm ění zn ačný počet posobivých fotografií, k toré sa ž ial vo v áčšin e prípadov dajú použiť len na sp estren ie časopisu. Buď sú to náhodné sním ky získané najm a okolo najvSčšej fázy zatm enia, alebo aj celé série postupu úkazu bez

presnejšieho časového záznam u. V sú časn o sti je u n ás hustá sleť dobře vybavených ludových hvezdární a nejedna z nich by si m ohla postavit' pře toh oro čn é aprílové zatm enie tak ý pozorovací program , ktorého úspěšné naplnenie by m alo význam aj pre vadu. O tom , čo a ak o pri zatm ění Slnka pozorovat sa už na strá n k á ch tohto časopisu vela razy upozorňovalo, podrobné napr. v ŘH 8/1968. Každý, kto m á d alekohíad s ohniskovou vzdialenosťou medzi 1 0 0 — 250 cm a je schopný ku k ažd é­ mu záběru zab ezpečit č a s s presnosťou na 0 , l s (v á č š ia p řesn ost je sam ozrejm e vítaná, nie však n ev y h n u tn á), m ože získ at užitočný m ateriál. F o to g rafo v at je najlepšie v prim árnom ohnisku ď alekohladu jednookou zrkadlovkou bez objektivu. Ako najvhodnejší film možno doporučit Fom a Ortho Dokument, ktorý m á citlivost 9 DIN. S pozorováním začn em e pri začiatk u zatm enia a každých 1 0 — 20 sekúnd exponujem e jeden záběr až kým nám nevyjde jedna náplň t. j. 3 5 — 37 obrázkov. Potom m ám e dost času dať do fotop rístroja novů náplň a asi tak desať minút pred koncom zatm enia opat p o k račo v at vo fo tografovan í. Azda nie je po­ třebné p řipom ínat, že sln ečn é světlo m usím e zoslabit vhodným filtrom , ani to, že expozičně časy je dobré vopred odskúšať, aby sm e sa nedožili sk lam an ia. Pre vyhodnotenie pozorovania sú potřebné d o statočn e přesné sú rad nice pozorovacieho m iesta ako aj nadm ořská výška. Z naexponovaného m ateriálu sa dá u rčit začiatok a k onec zatm enia* a výpočtom korek cia efem eridového času. Bolo by vítané, keby pozorovatelia zaslali z pozorovania zistené časy začiatku a k onca zatm enia do red ak cie Říše hvězd, k torá by zabezpečila vyhodnotenie na sam očinnom p o čítači i publikovanie.

*

* *

• J. Bouška, V. V anýsek: Z atm ění a z ák ryty neb eských těles, s tr. 45— 48. NČSAV, Prah a 1963.

Zp rá v y OCENĚNI

ČINNOSTI

PRA2SKÉ

HVĚZDÁRNY

M inistr kultury ČSR udělil za záslužnou kulturně politickou čin nost čestná uznání Hvězdárně hl. m. Prahy a těm to je jím pracovníkům : řed iteli prof. O ldři­ chu Hladovi, sam ostatné odborné pracovnici Janě Lálové, vedoucímu te ch n ic­ kého oddělení Otakaru Procházkovi a sam ostatném u odbornému pracovníku Aloisi Vrátníkovi. Za zásluhy o rozvoj so cia listick é kultury udělil m inistr kul­ tury ČSR řed iteli Hladovi čestný titul „Vzorný pracovník kultury**. L.

Co n o v é h o v a s t r o n o m i i O PLNÉ

ZATMĚNI

MĚSÍCE

Loňské listopadové úplné zatm ění M ěsíce bylo velm i příznivě položeno, i když jeho velikost byla pouze 1,1 a délka totality trv ala jen 42 m inut. Od vstupu do polostínu až do výstu­ pu z něho probíhalo zatm ění v n o č­ ních hodinách a značně vysoko nad obzorem. N ejvětší fáze nastáv ala n e­ dlouho před půlnocí a kulm inací Mě­ síce, při níž byla zenitová vzd ále­ nost M ěsíce 31°. Měsíc pro ch ázel již ­ ní č á stí stínu a úkazu bylo možno využít jak pro fo to m etrick é m ěření hustoty polostínu a stínu, i k u rčení velikosti a tvaru stínu z m ěření ča so ­ vých okam žiků kontaktů kráterů se stínem . Avšak jak již tomu bývá u nás v listopadu, p očasí nebylo příznivé. P rakticky ce lé Čechy byly pod hustou pokrývkou m raků, v P ra­ ze a v O ndřejově bylo zcela zataženo a pršelo, na Kleti bylo rovněž za ta ­ ženo a padal sníh. F o to e lek trick é m ě­ ření hustoty stínu bylo tedy zcela znemožněno. Jen poněkud lepší pod­ mínky byly na severní M oravě, kde byl Měsíc občas viditelný v d írách mezi m raky. Pom ěrně n ejlep ší pod­ mínky byly na jižním a východním Slovensku, avšak i zde o blačnost více či méně ru šila pozorování. Proto ten ­ to krát dostala red akce Říše hvězd méně zpráv o pozorování zatm ění než tomu obvykle bývá. N ěkteré ze zpráv uveřejňujem e, příp. ve zkráceném znění. Z kontaktů, které jsou o tisk ­ nuty dále, předběžně vychází celkové zvětšení stínu 2 ,1 % (západní čá sti stínu 2 ,4 % , východní čá sti 1 ,8 % ) . Jiří B o u šk a

18. /19.

11.

1975

Zatm enie sme pozorovali vizuálně aj foto graficky reflektorom typu New­ ton 150/860 mm pri zvetšeniu 36 X v Seredi. N am erali sme 16 vstupov týchto útvarov (jed notliv é časové hod­ noty boli p řep očítané na středy kráterov ): Herodotus . . . Kepler . . . . Euler . . . . Lambert . . . . Tim ocharis . . . Copernicus . . . Pico ....................... Piton . . . . Archim edes . . . Aristillus . . . Manilius . . . M enélaus . . . Endymion . . . Plinius . . . . Tycho . . . . Proclus . . . .

. . . . . . . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . . . . . . .

21h47m44s 21 53 54 21 54 52 21 58 05 22 02 41 22 02 51 22 04 34 22 06 15 22 06 47 22 09 04 22 17 00 22 20 09 22 23 00 22 26 00 22 29 46 22 34 52

Oasy v SEČ boli odčítávané zo stopiek korigovaných rozhlasovým časo ­ vým signálom o 21. hod. a o 23. hod. Hustota tieň a odhadujem e na 3 . - 4 . stupeň Danjonovej škály. Farba Mesiaca bola bledosivá až nam odralá, niektoré krátery ako napr. Copernicus, Tycho a. i. „p resv itali“ tieňom. Asi 10 až 15 min. pred úplným vstunem M esiaca do tieň a sa náhle zam račilo, takže výstupy kráterov nebolo možné pozo­ rovat. V iera a L a d isla v K o v á čo v ci Zatmění jsem pozoroval na hvězdár­ ně v Hurbanově refrak torem o prů­ měru objektivu 120 mm, zvětšení

66krát. Bylo možno určit 13 vstupů m ěsíčn ích objektů do stínu a 16 vý­ stupů ze stínu. Jako časové základny jsem používal signálu OMA. Vstupy kráterů do stínu: A ristarchu s K epler . . Copernicus Plato (W ) Pico . . Autolycus Eudoxus . Tycho (W ) Proclus Picard . . A ristoteles M enelaus Plinius

21h48,0m 21 53,3 22 00,7 22 03,5 22 04,1 22 08,8 22 13,6 22 29,1 22 34,8 22 38,0 22 12,9 22 20,4 22 23,9

Výstupy kráterů ze stínu: Tycho (W ) Tycho (E ) K epler A ristarchu s Copernicus Pico . . Plato (W ) Plato (C) Autolycus Plato (E ) M enelaus Plinius Eudoxus A ristoteles Proclus Picard

0h03,3m 0 06,5 0 20,4 0 22,4 0 28,5 0 44,0 0 44,4 0 45,2 0 45,4 0 46,1 0 49,4 0 52,5 0 53,4 0 53,7 1 00,1 1 02,9 L. K u lčá r

Zatm ění jsem pozoroval v Havířově reflektorem 100/1000 mm při zvětšení 40krát. Pozorování rušila siln á o b lač­ nost. Úkaz bylo možno sledovat jen v něk olika trhlinách v m racích, a to jen na začátku úplného zatmění. P řes­ to se mi podařilo získat několik č a so ­ vých údajů vstupů m ěsíčních útvarů do stínu, které uvádím (v S E Č ): Sin. Iridum (E ) Plato . . . . Bullialdus . . Taruntius . . F racastoriu s (E )

21h53m46s 22 04 15 22 10 53 22 39 01 22 41 27 V ladim ír W ag n er

Zatm enie sme pozorovali v Sp išskej Novej Vsi vizuálně binarom 1 0 X 8 0 a fo tog rafick y teleobjektívom 1:4,5, / = = 450 mm. Počasie pred zatm ěním nevyzeralo n ijak o nád ejne. Vo v ečer­ ných hodinách zasiah la východně Slovensko od juhu frontálna porucha s daždom a. tak vstup M esiaca do tieňa sme nem ohli pozorovať. Nepatrná diera v oblačnosti nám o 22h26ni06s umožnila konštatovať, že hranica tieňa prechádzala právě kráterom Ritter v Mare T ranqu illitatis. Tesne pred začiatkom totality sa ob lačn ost značné p retrh ala a celý priebeh úplného zatm enia bolo možno sledovat s vačším i alebo m enším i přestávkam i. Na konci totality sa obloha úplné vyjasnila, čo nám um ožnilo zaregistrovat 24 výstupov m esačných objektov zo zem ského tieňa. VeTmi p řija te ln á bola pri za­ tm ění teplota vzduchu, ktorá kolísala medzi + 11° a + 9 °C. Rušivo však pósobil búrlivý vietor a časom sme m ali pro­ blémy udržat stabilitu prístrojov. Hra­ nica tieň a m ala tento raz pom ěrně n e­ ostré obrysy a pozorovanie kontaktov vyžadovalo značné skúsenosti. Namerané kontakty uvádzame v přehledu, pričom všetky časy sú vyjádřené v SEČ. Grimaldi ............................. 0 h03m19s Tycho ( E ) .................................... 0h07m01s Reiner y .......................................... 0 h lim 3 is Hesiodus .................................... 0hi2m22s W alter .......................................... 0 h16m30s Lansberg B ...............................0 h18m15s A r is t a r c h u s .................................... 0h21D156s C o p e r n ic u s .................................... 0h28m14s E u l e r ................................................0 h28m21s Pr. L a p l a c e .................................... 0h38m07s Mc C l u r e .................................... oh44m12s P l a t o ...................................v 0 h45m05s A r a g o ................................................0h45m51s M enelaus .................................... oh49m04s D a w e s ................................................oh54m10s Langrenus M ....................... oh54ra51s Possidonius A ...............................oh57m47s Geminus .................................... ih 0 4 m0 4 s Eim m art .................................... Ih05m08s 2. k o n t a k t .................................. 23h02m59s 3. k o n t a k t .................................. 23h43m27s 4. k o n t a k t .................................... Ih08m00s M esačný disk uprostřed totality bol

velmi světlý a o cen ili sme ho "SVi stupňom Danjonovej k la sifik á cie. Bolo to pře nás do iste j m iery překvapením . O čakávali sme totiž tm avšie zatm enie, zvlášť ak predošlý úkaz z 25. V. 1975 patřil podlá článku Ashbrooka v Sky and T elescope (Vol. 50, No. 4., 1975) medzi relatívn e tmavé (střed n á hod­ nota 1,6 stupfta D anjonovej stupnice z 91 pozorovaní). Počas totality sme zisťovali aj c e l­ ková magnitúdu M esiaca a to celkom jednoduchým spósobom, metódou „obráteného binaru“. Jasnosť M esiaca sme porovnávali s planétam i Jupiter a Mars a s hviezdou Sírius. V střede totality sme zistili jasnosť M esiaca —3,4m. Na začiatku a na konci to ta­ lity bol M esiac ešte o 1,5 až 2 magnitúdy ja sn ě jší. V elm i pestré bolo zafarbenie mesačného kotůča. O 23h24m bola severná pologuťa m edenooranžová a smerom na juh prechádzalo sfarbenie do zelenkavaj sede. Na južnom lim be bol počas c e le j to tality vid itelný tenký a poměrně světlý žitý pásik. N ajsvetlejším i útvarm i úplné zatm ělého Me­ siaca boli krátery Copernicus a Tycho, kdežto A ristarchus velm i nevynikal. V binari bolo dobré vidieť aj d alšie krátery ako Manilius, M enelaus a ako čierna škvrna vyzeral Grimaldi. Rovnako výrazné a ostro sm e viděli obry­ sy m esačných morí ako i světlé lúče od kráterov. Aj púhym okom sa dali rozoznať m oria a o kolie kráterov Ty­ cho a Copernicus. Výsledkom fo to g rafick éh o pozorovania je 15 expozícií na farebný diapozitívny film Fom achrom D 18, 36 expozícií čiasto čn éh o zatm enia na čiernobiely Fortepan Rapid (23 DIN) a 6 expozícií na Agfa Super Pan (24 DIN). SPEKTRA

KOMETY

1 97

Velm i cenným pozorovacím m ate­ riálem jsou sp ektra kom et získaná velkým i dalekohledy a s vysokou dis­ perzí, tj. asi 10 h- 20 A/mm. Proto čtyři spektra komety Kobayashi — Berger — Milon 1975h, pořízená v ohnisku coudé dvoumetrového dalekohledu v Ondře­ jově v nocích 6./7., 8./9., 11./12. a 12./13. srpna 1975, představují ne právě

Z napozorovaných kontaktov v súčasnosti počítám e zváčšenie zem ské­ ho tieňa pri zatm ění Kozikovou m etó­ dou. Z čiastkových výpočtov vyplývá, že zvSčšenie zem ského tieň a bolo pri tomto novembrovom zatm ění o niečo m enšie (1,7 % ) ako sa všeobecne při­ jím á pre výpočet m esačných zatm ění (2 % ) v astronom ických ročenkách. Ide však zatial o vermi predbežný výsledok, ktorý sme získali spracovaním asi štvrtiny napozorovaných kon tak­ tov. Konečné výsledky budeme publi­ kovat neskoršie. Popularizačně pozorovanie zatm e­ nia mal na staro sti ing. Fr. Dojčák spolu s členm i m iestneho astronom ic­ kého krúžku. Casovú službu m ala Tatiana Dujničová, kontakty a ostatně odborné pozorovania robil autor (obidvaja z m estsk ej organizácie Sloven­ ského zvSzu astronóm ov am atérov v B ratislav ě). M arián Duj n ič Zatmění jsem pozoroval na V setíně am atérsky zhotoveným refraktorem o průměru objektivu 70 mm a zvětše­ ní 40krát. Počasí bylo velmi špatné, na obloze byla šedá m račna a chvíle­ mi pršelo. Vál také dosti silný jižní vítr. První pohled na Měsíc se mi na­ skytl až ve 21h43m, kdy se oblačnost poněkud p ro trh la; bylo to těsn ě po začátku čá stečn éh o zatm ění. Na vý­ chodní stran ě m ěsíčního kotouče byl již patrný šedý stín. Dále bylo možno Měsíc vidět v dírách rychle se pohy­ bujících mraků. Ve 22h04m byla ve stínu již tém ěř čtvrtina M ěsíce a ve 22h15m celá polovina. Pak se opět za­ táhlo a navíc začalo pršet. U rčení časů kontaktů kráterů se stínem n e­ bylo vůbec možné, protože Měsíc bylo vždy vidět jen v krátkých, nejvýše desetisekundových intervalach. L a d isla v H urta h S VELKOU

DISPERZI

malý příspěvek ke spektroskopickém u studiu kom entárních atm osfér. D isper­ ze 17,2 A/mm dovoluje prom ěřit s vel­ kou přesností vlnové délky jed n o tli­ vých čar odpovídajících elektrono-vibračnš-rotačn ím přechodům v zářících m olekulách CN, Ca, CH a C2 v rozsahu vlnových délek 370 až 480 nm. Kromě toho na jednom spektrogra-

mu je slabá, ale zřeteln á em ise dvouatomové m olekuly uhlíku, ve které však jed en uhlík je Izotop ” C. N ejintenzívnější čára běžné dvouatomové m olekuly uhlíku (tedy 1JC1SC) pro vi­ brační přechod Av — + 1 Swanova spektra má vlnovou délku A= 473,7 nm. Táž em ise u J*C ,JC (v důsledku posu­ nuti těžiště ro tu jící m olekuly k těžší­ mu izotopu) má vlnovou délku 474,4 nm. Z poměru intenzit obou em isních čar je možno odhadnout i poměr izotopů C : ” C v kom entárním m ateriálu. Ve skutečnosti určení tohoto poměru je ztíženo slabou em isi čpavku, která n á­ hodně září ve stejn é oblasti spektra jako 12C “ C. Zanedbá-li se rušivý vliv em ise NHj , pak podle předběžných vý­ sledků poměr tíC : 13C v kom etě 1975h je 7 0 : 1 , avšak ve skutečnosti bude spíše 100 :1 . Poměr izotopů uhlíku byl zatím u rčen jen pro tři jin é jasné kom ety (1963 I, 1969 IX a 1973 X II). Přesto, že rušivý příspěvek em ise čpavku není přesně znám, odhady poSUPERNOVA Ve sp iráln í galaxii NGC 1325 v sou­ hvězdí Eridanu objevili 30. prosince m. r. J. Dunlap a Y. Dunlap (C orralitos Obs., N orthw estern Univ.) super­ novu fotovizuální jasn o sti 14,6™. SuDEFINITIVNÍ

o z n a č e n i

P ře d b ě ž n é ozn ačen í 1973j — 1974b — — 1973g 1973m 1974e 1974a 1974d 1974i 1974g 19731 1975g 1974h 1974f

V NGC

1 325

pernova byla 53" východně a 7 7" se ­ verně od jád ra galaxie, je jíž poloha je (1950,0) a = 3h22,3m 6 = — 21c43\ UAIC 2893 ( B /

k o m e t

V ROCE D efin itiv n í ozn ačen í 1974 I 1974 II 1974 III 1974 IV 1974 V 1974 VI 1974 VII 1974 VIII 1974 IX 1974 X 1974 XI 1974 XII 1974 XIII 1974 XIV 1974 XV 1974 XVI

měru **C : 1SC se ve všech předchozích případech prakticky shoduji s výše uvedeným poměrem pro kom etu 1975h a lze je shrnout asi tak to : Poměr izo­ topu 12C k izotopu UC Je v kom etách týž jak o v pozemském uhlíku a v atm osféře Slu nce a většiny hvězd, avšak podstatně vyšší než v některých chladných uhlíkových hvězdách. Studium poměru izotopů uhlíku v různých kosm ických ob jek tech je velmi významné pro teorii vývoje hvězd i vzniku slu nečn í soustavy. Ze­ jm éna v posledních letech tento pro­ blém vystoupil do popředí. Radioastronom ickým i metodami je možno zjišťo­ vat poměry izotopů n ěk terých prvků v m ezihvězdných m olekulách. Pro po­ m ěr 1JC : 13C v mezihvězdném form aldehydu byla nalezena hodnota přibliž­ ně 30 :1 , tedy mnohem nižší než v tě ­ lesech slu nečn í soustavy. N ovější re ­ vidovaná m ěřeni však nazn aču jí, že i v mezihvězdném prostředí poměr izo­ topů uhlíku je též asi 60 : 1 až 80 : 1. V. V a n ý sek

p r o š l ý c h

PŘISLUNIM

1974

Jm én o k o m e t y /P l p e r io d i c k á ) P/Brooks 2 P/Schwassinann-W achm ann 1 Brad field P/du Toit 1 P/Encke P/Reinmuth 2 P/Borrelly Cesco P/Forbes P/Finlay P/Wirtanen van den Bergh P/Schwassm ann-W achm ann 2 P/Longmore Bennett P/Honda-Mrkos-Pajdušáková

P rů ch od p říslu n ím 4. ledna 15. února 18. března 1. dubna 29. dubna 8. května 12. května 13. května 19. května 3. červ en ce 5. červen ce 8. srpna 12. září 4. listopadu 1. prosince 28. prosince UAIC 2898

MEDZINARODNA SPOLUPRÁ V súčasnosti sa nachádzam e v ob­ dobí minima 11-ročného cyklu s ln e č ­ nej činnosti. Nie sú zriedkavé dni, ba celé týždne, ked na Slnku nie Jedinej škvrny. Toto obdobie je velm i vhodnč na štúdium případného vzniku aktívneho cen tra na Slnku. Začiatočné fázy vývoje aktivity prebiehajú poměrně rých lo, a nie sú pří­ liš výrazné. Preto im astronóm ovia n e­ věnovali v m inulosti príslušnú pozor­ n o s t Navýše v období m axim a sln ečnej činnosti sa vývoj aktivity v jed n o t­ livých cen trách navzájom ovplyvňuje a jeho štúdium je tým stažené. Dnes, ked je jed noznačne dokázaný vplyv sln ečn ej čin nosti na d eje v zemskej atm osféře a dokonca i v biosféře, je dóležité poznat vývoj sln ečn e j čin ­ nosti v c e le j je j šírk e, vrátane je j začiatočn ých štádií. V záujm e kom plexného obsiahnutia problem atiky a zabezpečenia časovej nepřetržitosti pozorovaní je potřebné široká m edzinárodná spolupráca. S tým úmyslom organizovalo Krym ské a s­ trofyzikálně observatórium v jú ni 1975 dvojtýždňovú pozorovaciu akciu n a­ zvaná Zrod aktívnych oblastí. Akcia pozorovatelsky nadvSdzovala na č in ­ nost kozm onautov Piotra Klim uka a V italije Sevasťjanova v S alu te 4. Cielom programu bolo o b jasn it časovú následnosť javov v rozličný ch odboroch žiadenia pri zrode a vývoji a k ­ tívnych oblastí, študovat změny fyzikálnych podmienok a pohybov v roz­ ličný ch hlad inách atm osféry S ln ka pri zrode a vývoji c en tie r aktivity a po­ zorovat změny štrukturálnych tvarov v rozličných hlad inách pri vývoji a k ­ tivity. VÝSLEDKY

POZORO

Kometu Kobayashi - B erger - Milon 1975h pozoroval první z autorů v Lo­ vosicích, V rchlabí a Rychnově n. Kn. a druhý v PodkozI u Unhoště. Kromě vizuálních odhadů jasn o sti byla prová­ děna fo to g rafick á fotom etrle na sním cích , pořízených krátkoohniskovým i objektivy. Dále byly exponovány tři série polarizačních sním ků a jedno spektrum kom ety. Pro všechny sním ky bylo použito m ateriálu ORWO NP 27;

A

PRI P O Z O R O V A N Í S L N K A Pozorovania zahfň ali získanie spektier, obrazov S ln ka vo vodlkovej a vápnikovej čiare, fotografovanie v bielom svetle, pozorovania na rádiových a u ltrak rátk ý ch vlnách (kozm onauti) a m eranie intenzity m agnetických polí na Slnku. Do programu sa zapojilo aj slnečné oddelenia A stronom ického ústavu SAV na Skalnatom Plese, a to pozorová­ ním Sln ka v bielom svetle a vo vodl­ kovej čiare Ha. A kcia sa začala 16. júna a do 23. júna bolo Slnko celkom po­ kojné. 23. júna včas ráno na Skalnatom Plese pozorovali prvú drobnú škvrnu, ktorá sa v priebshu dvoch hodin vy­ vinula na zretefnú aktivnu oblast. Táto oblast sa potom pozorovala denne až do 29. júna, ked v dósledku ro tácle Slnka zašla za jeho západný okraj. Získali dovedná 115 fotografii s ln e č ­ nej fotosféry, v bielom svetle a 85 snímok sln ečn ej chrom osféry vo vodíkovej čiare Ha. Po skončeni programu podajú všetky zúčastněné observatória správy o svojich pozorovanlach do cen tra na Kryme. Súhrnná správa o všetkých pozorovaniach sa potom pošle jed n o t­ livým účastnlkom a v případe úspěš­ nosti ak cie sa zvolá medzinárodné sympózium, ktoré by malo prispieť k hlbšiemu pochopeniu vzniku a vývoja aktivity Slnka. Program Zrod aktívnych oblastí je typickým príkladom koord inácie po­ stupu a in teg rácie so cia listic k e j vedy v období nevyhnutnosti kom plexného pohladu na študované javy, v období, ked budovanie výskumnej základné krajin y osobitne by bolo ekonom icky značné neúnosné. Nvt 22/1975 ANI

KOMETY

1 975H

negativy byly prom ěřeny na m ikro­ fotom etru Lirepho 2. K vizuálnímu pozorování bylo užito triedrů 8 X 30 (N ovotný) a 6 X 30 (M ach ). Oba pozorovatelé prováděli odhady e xtrafo k áln í metodou. V ýsled­ ky pozorováni jsou uvedeny v tabul­ c e 1. Ve sloupci m' je jasn o st kom ety, redukovaná na jednotkovou vzdálenost od Země. Závislost redukované ja sn o s­ ti m' na logaritm u h eliocen trick é vzdá-

T ABULKA

1

1975

UT

mi

log r

log A

m'

Poz.

VII.

28,88 28,89 29,90 30,88 31,89 2,93 3,86 4,86 5,88 6,85 6,94 7,86 8,85 9,85 10,89 11,85 13,86 13,86 14,84 27,82 28,81 28,82

4,9 4,7 4,5 4.7 4,9 4,8 5,2 4,9 4,8 5,0 5.0 4,8 5,1 5,1 4,9 5,3 5,2 5,3 5,1 4,8 4.8 5,0

0,000 0,000 — 0,008 —0,016 —0,025 — 0,042 —0,051 — 0,060 — 0,070 — 0,079 —0,080 — 0,089 — 0,099 — 0,109 —0,120 —0,130 —0,152 — 0,152 —0,164 — 0,319 —0,328 — 0.328

— 0,472 — 0,472 — 0,451 — 0,431 —0,408 —0,365 — 0,347 — 0,326 — 0,306 —0,288 — 0,287 —0,270 — 0,253 — 0,235 — 0,218 — 0,202 — 0,171 — 0,171 — 0,157 — 0,001 + 0,008 + 0,008

7,3 7,1 6,8 6,9 6,9 6,6 6,9 6,5 6,3 6,4 6,4 6,2 6,4 6,3 6,0 6,3 6,1 6,2 5,9 4,8 4.8 5.0

Ma Ný Ný Ný Ma Ný Ma Ma Ma Ma Ný Ma Ma Ma Ný Ma Ný Ma Ný Ný Ný Ma

VIII.

lenosti kom ety je znázorněna na obr. 1. Z vizuálních pozorování byly g ra fic ­ kou metodou určeny fo tom etrické pa­ ram etry m 0 = 7,0; n = 2,7. Odpovída­ jíc í hodnota výparného tepla za před­ pokladu teploty jád ra ve vzdálenosti 1 AU od Slunce T0 = 300 K je L = = 15,7 kj/mol (tj. 3750 cal/m ol). P ří­ slušné konstanty Levinova fotom etrického vzorce m = A + B^r jsou pak A = + 1 ,1 ; B = 5,9. Přehled fo tog rafick ý ch snímků je v tabulce 2. Hodnoty m,/ byly získány

prom ěřením negativů, přičem ž ke kon­ strukci grad ační křivky bylo použito obrazů hvězd sp ek tráln ích tříd A až G. Gradační křivka byla sestrojována pro každý sním ek zvlášť. Negativy č. 3, 5 a 9 nebyly prom ěřeny; příslušné jasn o sti kom ety byly na těch to sním ­ cích určeny odhadem. Redukované ja s ­ nosti m'f získané z foto grafických snímků jsou také vyneseny na obr. 1. M ěření p olarizace bylo prováděno fo tog rafick y v in tegrálním světle v obo­ ru citliv o sti emulze 350 až 700 nm. Bě-

č.

1975

UT

m if

log r

log A

m 'f

Ob).

1 2 3 4 5 6 7 8 9 10

VII.

29,89 30,87 30,88 2,89 2,94 4,86 5,88 8,85 10,90 28,82

5, 3 4, 5 4, 9 5, 4 4, 9 5, 5 4, 9 5, 3 5, 5 5, 3

—0,008 —0,016 — 0,018 — 0,042 — 0,042 — 0,060 — 0,070 — 0,099 — 0,120 — 0,328

—0,451 — 0.431 — 0,431 — 0,365 — 0,365 —0,326 —0.306 — 0,253 —0,218 + 0,008

7,6 6,7 7,1 7,2 6,7 7,1 6,4 6,6 6,6 5,3

H A B A B A A A B H

VIII.

Označeni 2/58 mm.

o b je k tiv ů :

A — A potar 4,5/85

mm,

TABULKA

B — B lotar

1975

UT

*

P (% )

3,88 7,85

89 0 94°

19,5 22,6

T A B U L K A

19,0 mm 29,0 33,8 37,4 46,5 48,5 53,0 68,3 86,5 99,8 110,0 112,5 118,0

Aobs

A/den/

Mol.

388,0 nm 405,1 413,2 419,3 434,7 438,1 444,7 471,3 516,5 565,5 619,1 635,4 677,4

388,0 nm 405,2 413,7 419,3 434,8 438,1 444,7 471,3 516,5 563,5 618,7 636,1 676,2

CN C, C, CN CH C2 ? C2 C2 C2 C2 NH2

hem období viditelnosti kom ety byly J. Machem exponovány 3 série snímků s polarizačním filtrem um ístěným otočně před objektivem H elios 2/58. Každá série snímků se sklád ala ze tří po sobě n ásled u jících desetim inutových expozic, přičem ž po každé expo­ zici byl polarizační filtr otočen o 60°. S érie snímků ze 4. srpna byla z d al­ šího zpracování vyloučena pro nízkou kvalitu negativů. Z grad ační křivky by'a na každém sním ku určena jasn o st komety a z ní vypočtena odpovídající intenzita. Získané intenzity s'ou žily pro výpočet stupně polarizace podle vzor­ ce p = [f3A'- + B2)/C, kde A = B — 27, — — l v C =* /, + Z, + J v přičem ž />, h a Iz jsou intenzity kome-

?

mm, H

Ma Ma Ný Ma Ný Ma Ma Ma Ný Ma — Helios ' r

3

VIII.

n

2/58

Poz.

r

k 0,11 0,14

0,889 0,815

i Sy stém B: £ + —

B*p -t--x 3£ + A2A

— X22J

A J77g— X 3/7 u A 3/7g — X 3/7 U A 377g— X3/7U A 3/7g— x 377u A 3/7g— X 3/7 U

P řech o d 0 -0

0 — 1 ,1 — 2 0 —0 2—0 2—1 0 —0 0—1 0 —2 0 8 0 -0 0 0

l eUk

Irel

7,6 2,2 1,3 0,7 0,9 1,2 0,5 3,1 0,9 1,0 0,2 0,1 0,1

1,0 0,4 0,2 0,1 0,2 0,3 0,1 1,0 0.4 0.5 0,1 0,1 0,05

ty na jed notlivých sním cích série. Pro celkovou intenzitu p latí / = Id + lg, kde Id je intenzita prachové a l g in ­ tenzita plynné složky kómy. Označíme-li poměr intenzit prachové a plyn­ né složky k , je Id = I .k , Ig = (1 — — k ) . I a pro celkovou polarizaci pla­ tí p .1 = pd - Id + P g -Ig neboli p = = p d . k + p g (1 — fc). Předpokládám e-li, že polarizace plyn­ né složky (m oleku lární em ise) je zhru­ ba 10 % a že závislost polarizace prachové složky na fázovém úhlu

strán ce. Data o sním cích, jakož i vý­ sledné hodnoty p a k obsahuje tabul­ ka 3. Sním ek spektra byl pořízen J. Ma­ chem 29. srpna 1975 [29, 82 UT; r = = 0,981 AU) objektivem H elios 2/58 s objektivním hranolem 2 X 45°. Re­ gistračn í záznam spektra je n a obr. 2. Pro určení konstant Hartmannovy rovSUPERNOV/ P. Wild z A stronom ického ústavu univerzity v Bernu objevil 28. prosin­ ce m. r. supernovu ve sp iráln í galaxii typu Sc NGC 3756 v souhvězdí Velké Medvědice. Supernova měla v době obASTRONOMIE

nice sloužily pásy CN 388,0 nm, C2 471,3 nm, C2 516,5 nm a C2 619,5 nm. Z rovnice byly stanoveny vlnové délky 13 em isních pásů. Výsledky id en tifi­ kace obsahuje tabulka 4. Ve sloupci n je lin eárn í vzdálenost pásu na spektiogram u, A06s je vlnová délka vypo­ čten á z Hartmannovy rovnice a Aident vlnová délka pásu z literatu ry. Ve sloupci I e/Ik je poměr intenzity em ise k intenzitě kontinua v dané vlnové d élce a sloupce Zrť>/ obsahuje relativní intenzitu em ise vzhledem k intenzitě pásu C2 471,3 nm. Vzhledem k rozd íl­ né citliv osti emulze v různých vlno­ vých d élkách a k nerovnom ěrné dis­ perzi hranolu je třeba pokládat údaje 0 intenzitě em isních pásů pouze za o rientačn í. V. N ovotn ý, J. M ach V NGC

V DOBĚ

V Irsku nedaleko County M eath leží hřbitov, který pochází z m ladší doby kam enné. Jeden z hrobů, N ewgrange, je vybudován z mohutného, um ělecky nakupeného kam ene. Takto vystavěná m ohyla má v průměru 80 m. Do hrobky vede 19 m dlouhá chodba, na jejím ž konci je velká prostora (3 m široká a dlouhá, 6 m v ysoká). Na je jíc h třech stran ách jsou přilehlé výklenky, z nichž každý obsahuje velký kam en­ ný podstavec na pozůstatky mrtvých, je jich ž těla byla spálena. Rozborem dvou velkých kusů dřevěného uhlí, k teré sloužily k utěsnění stropu, od­ hadli odborníci dobu je jic h opraco­ vání na 3100 ± 100 př. n. 1. Hrob je velm i pěkně vyzdoben. Na početných kam enech jsou vyryty um ě­ lecké ornam enty, které vytvářejí m e­ galitickou um ěleckou g alerii. N ejvětší pozornost však vzbudil prostý otvor nad vchodem. Sm ěr chodby a výška otvoru jsou voleny tak, aby uprostřed zimy slu neční paprsky procházely otvorem až na konec devatenáctim etrové chodby. V roce 1969 provedli vědci pozorování tohoto úkazu. Zjis-

3756

jevu fotovizuální jasn o st 17,5m a byla 54" západně a 3 4 " jižn ě od jád ra g a ­ laxie, je jíž poloha je (1950,0) a = l l h3 4 ,lm S = + 5 4 °3 4 '. IAUC 2895 (B ) KAMENNĚ

tili, že hra paprsků v chodbě trvá asi 17 minut. J. P atrick se zabýval otázkou, zda zmíněný jev nastával v době kam enné tak jak o v sou časné době. Provedl m ěření polohy a z výpočtů zjistil, že Slu nce ozáří vnitřek hrobky při d ekli­ naci — 22°58' a — 25°53'. Z těch to úda­ jů je patrno, že slu nečn í paprsky vnikaly do chodby vždy, tedy i v době, kdy byla hrobka postavená. Světelný efe k t bude pravděpodobně nastávat 1 v budoucnu nezávisle na sek u lárn ích zm ěnách sklonu ekliptiky. Úkaz pro­ bíhá po několik dnů okolo zimního slunovratu. N ejznám ější ze všech pravěkých po­ zorovatelen z doby kam enné je Stonehenge. Tyto staré stavby však pochá­ z e jí z let 1800 až 2000 př. n. L, tedy tisíc let po vybudování hrobky New­ grange! Mezi oběma stavbam i nebo mezi kulturam i, které je zřídily, není žádná souvislost. Hrobka v Irsku je proto důležitou oporou pro teorii, že různé kultury na britských ostrovech se zabývaly studiem slu nečn í dráhy. H e le n a N o v á k o v á

ODCHYLKY

ČASOVÝCH

SIGNALO

V PROSINCI

Den

3. XII.

8. XII.

13. XII.

18. XII.

rU l-T U C TU2-TUC

—0,1967s — 0,2090

—0,2107s — 0,2214

— 0,2237s — 0,2330

— 0,2355s — 0,2435

Časové znam ení Čs. rozhlasu se vysílalo z kyvadlových hodin od 18h00m dne 1. XII. do 9^00™ dne 2. XII. a od

1975

23. XII.

28. XII.

— 0,2472s —0,2540

— 0,2617s —0,2675

4h00m dne 7. X II. do 15h30m dne 8. X II. 1975. — Vysvětlení k tabulce viz RH 57, 18; 1/1976. V lad im ír P tá č e k

Z lidových hvězdáren a astronom ických kroužků - SEMINÁŘ

O RÁDIO ASTRONOMII

Hvězdárna v Opici a slu nečn í sek ce Československé astronom ické sp o leč­ nosti při ČSAV uspořádaly VII. sem i­ nář o radioastronom ii, který se konal ve dnech 8. a 9. XI. 1975 v budově učňovské školy v Opici. Přednášky byly zam ěřeny na problem atiku radioastronom ického výzkumu Slu nce, m e­ teorů a planet. V úvodní části programu přednášel dr. Petr Pecina z AÚ ČSAV v Ondře­ jově o radarovém výzkumu meteorů. Odpoledne jsm e v yslechli re fe rá t dr. Josefa Olmra z AÚ ČSAV v Ondřejově o rádiovém sledování org an ick ých slou­ čenin ve vesmíru. Ve svém dalším pří­ spěvku se dr. Olmr zabýval výsledky zkoumání kvasarů. Na závěr sobotních přednášek jsm e v yslechli ing. Karla jehličku z hvězdárny a p lanetária M. Koperníka v Brně, jen ž seznám il po­ slu ch ače s projektem radioteleskopu PRAŽSKÁ

KULTURA

CELO

Jednou z vrcholných událostí r. 1975 byla celo státn í spartakiád a, probíha­ jící v červnu v hlavním m ěstě Praze. Kromě význam ných událostí sportov­ ních bylo uskutečněno množství kul­ turních programů pro účastníky a n á­ vštěvníky spartakiády. Ve srovnání s minulými léty byla věnována ku l­ turnímu životu v hlavním m ěstě m i­ mořádná pozornost a pod vedením zvláštní kom ise bylo organizováno ne­ bývalé množství kvalitn ích kulturních programů. Ú střední výbor ČSTV zhod­ notil mimořádný podíl pražských ku l­ turních zařízení na úspěchu sparta-

V OPICI

pro vlnovou délku 8 mm, který uvádějí do provozu na brněnské hvězdárně. V ečer se usku tečnila porada pracov­ níků hvězdáren, které se zabývají radioastronom ií. Nedělní sem inář zahájil dr. L. Křivský z A stronom ického ústavu ČSAV v Ondřejově. Hovořil o n ejn ov šjších názorech na explozivní koráln í jevy a inform oval přítom né o d alších novin­ kách a zajím avostech slu neční fyziky. Na závěr celého programu jsm e vy­ slech li přednášku dr. Zdeňka Pokor­ ného z hvězdárny a p lanetária M. Ko­ perníka v Brně o radiových záblescích od planety Jupiter, o je jic h vzniku a o vlivu slu nečn í čin nosti na tyto zá­ blesky. Jako každoročně, i letos vydá hvěz­ dárna v Úpici sborník referátů před­ nesených na sem ináři. Z. F ibír TATNI

SPARTAKIÁDĚ

1975

kiády. Na slavnostním shrom áždění za přítom nosti zástupců m inisterstva kaltury ČSR, ústředního výboru ČSTV a národního výboru hl. m. Prahy byly za tuto čin nost uděleny m edaile a čestná uznání. Ústřední výbor ČSTV udělil Hvěz­ dárně hl. m. Prahy m edaili „Za záslu ­ hy o čs. spartakiádu 1975“. Toto m i­ mořádné o cen ěn í specializovaného kulturně výchovného zařízení je tím p otěšiteln ější, že na program ech pro účastníky spartakiády se podílel i větší počet m ladých spolupracovníků hvěz­ dárny — absolventů astronom ických kursů. L.

PLANETÁRIUM A HVEZDARNA V KOSICÍCH ing. Greta Km iniaková, CSc., vytyčila Počátkem prosince 1975 byl v T ech ­ postavení astronom ického úseku v kul­ nickém muzeu v K ošicích otevřen tzv. turně výchovné práci muzea. astronom ický komplex, složený z m a­ Ve výstavních prostorách planetária lého Zeissova planetária v kopuli byla instalována zajím avá výstava o průměru 8 m, astronom ické pozoro­ „Slu nce světlo, život“, jejím ž autorem vatelny se zrcadlovým dalekohledem je dr. Julius Sýkora, CSc. z A strono­ o průměru 30 cm a z výstavních pro­ m ického ústavu SAV v T atranské Lom­ stor. Celé zařízeni bylo vybudováno nici. M etodicky dobře zpracovaná ex­ jak o nadstavba nad zadním traktem pozice ukazuje n ěkteré výsledky prá­ košického tech nickéh o muzea, zcela ce slunečního oddělení na Lomnickém uprostřed m ěsta. Štítu a obsahuje I řadu zajím avých Slavnostního otevření prvního slo ­ záběrů z expedice slovenských astro ­ venského planetária se zúčastnili zá­ nomů za zatm ěním Slunce do Nigeru stupci m inisterstva kultury, krajsk éh o v roce 1972. výb. KSS v K ošicích, zást. KNV,. M ěst­ Plan etária jsou velm i kvalitní po­ ského národního výboru a pracovníci astronom ických pracovišť. Slavnostní můckou astronom ické výuky, která se projevy přednesli zástupce KV K SS a v době kosm ických letů stává ne­ Ludmila Pajdušáková, CSc., řed itelka odm yslitelnou sou části všeobecného A stronom ického ústavu SAV v T atran ­ vzdělání. Proto by si bylo přát, aby ské Lom nici, která poukázala přede­ byla p lanetária vybudována ve všech k rajsk ý ch m ěstech a velkých obytných vším na význam astronom ických po­ znatků při růstu vzdělání a ve světo­ cen trech . O. O bů rka názorové výchově. Ředitelka muzea

N o v é k n i h y a p ub li k a ce • B u lletin čs. a s tr o n o m ic k ý c h ústavů , roč. 27, čís. 1 obsahuje tyto vědecké práce: M. Sidlichovský: Rovnice pře­ nosu zářeni v nehom ogenním m agne­ tickém poli — A. Tlam icha a M. Karlick ý : R ychlosti rádiových vzplanutí II. typu — V. Padevět: Lze rozdíl mezi dynam ickým a ťotom etrickým určením hm otnosti bolidů vysvětlit fragm entací? — Z. Ceplecha, M. Ježková, J. Bo­ ček a T. K irsten: Fotograťické údaje o bolidu Leutkirch z 30. VIII. 1974 (EN 300874} — L. Neužil a I. Zacharov: Fotom etrie zatm ění um ělých družic Země (I. č á st) — E. K resák: Evoluce drah proudů prachových č á stic vyvrže­ ných z kom et — P. H arm anec, P. Koubský, J. Krpata a F. Zďárský: Vlastnosti a ch arak ter hvězd s obálkou (6. Hvězda s obálkou 4 Her, jakožto in te ra g u jící sou stava) - M. Burša: P ro­ měřování modelu zemského potenciálu pomoci družicové altim etrie — M. Ze­ lený: Užití pojmu středu sil ke studiu zobecněného problému tří těles — Na konci čísla jsou recenze publikací: Mouvement ďun s a tellite artiťiciel de la te rre ; Astronomy and A strophyslcs

A bstracts (Vol. 12). Všechny práce jsou psány anglicky s ruským i výtahy. PA • I. Radunská: „ B ílen é" m y šlen k y . Orbis, Praha 1975; edice Pyramida, str. 320, brož. 21 Kčs. — Teorie relativ ity a teorie kvant — to jsou dvě vědecké re ­ voluce, které „šílený m ", nebo alespoň „ztřeštěn ým " m yšlenkám vědců — jak byly do té doby označovány — přines­ ly n ejen zadostiučinění, ale i netu še­ nou popularitu. Fyzika však nejsou jen převzaté hypotézy; je to veliká a nikdy n ek on čící zkouška trpělivosti, neu stá­ lého zkoumání, ověřováni, aplikování. Autorka ukazuje, že ani v tom to zdán­ livě „poklidném " období vývoje není fyzikální zkoum ání o nic méně z a jí­ mavé a dobrodružné a poutavě líčí v el­ ká dobrodružství vědy kolem zdánlivě všedních objevů. Knížka, kterou velmi pěkně přeložili astronom dr. P. Andrle a fyzik ing. Vrba, nalezne jistě široký okruh čten ářů, za jím a jících se o problémy m oderní fyziky a příbuz­ ných oborů. Otázkou snad jed in ě je, zda by se byl pro české vydáni n ena­

lezl vhodnější titul než doslovný p ře ­ klad z ruštiny. • F. D ojčák: Z a tm en le S In k a a M esia ­ c a . Vydalo Slovenské ústredie am atér­ ské j astronóm le, Hurbanovo 1975; str. 32, 5 str. tab., cena neuvedená. — Zá­ sluhou známého slovenského popula­ rizátora astronom ických poznatkov F. D ojčáka a z iniciativy Slovenského ústredia am atérskej astronóm ie dosta­ lo se našim am atérom do rúk dielko o sln ečný ch a m esačn ých zatm eniach. O obhibenosti týchto úkazov netřeba sa na tomto m ieste privelm i rozširovať. N iektoré pozorovania získané am atérm i, napr. kontakty kráterov pri zatm ění M esiaca, m ajú a j pre vedu istý význam. Je chvályhodné, že publik ácia nabáda k pozorovaniam a po­ dává aj praktický návod. Okrem toho sú v brožúre základné údaje o zatm e­ niach, nájdem e tam kapitoly ako: História zatm ění, Zatm enia na území našej republiky, Československé expedície za slnečným zatm ěním , Zatm enia a primitivné národy, Zatm enia, ktoré sa končia o deft prv, ako sa začali,

Zatm enia S ln ka na iných p lanétach atď. Text je hutný a dobré sa čita. Istým nedostatkom knižóčky je , že v nej chýbajú nákresy, ktoré by v textoch podobného zam erania (m etodický m ateriál pre astronom ické k rú žk y ) ne­ m alí nikdy chýbať. V texte m iestam i zašarapatil tlačiarsk y škríatok. V tabulke o m esačných zatm eniach u nás do roku 2000 vypadli dve zatm enia z 13. V. 1976 a zo 4. IV. 1977. V brožúrke nájdu velkého pom ocníka všetci vedúci astronom ických krúžkov. Každý začínajú ci záujem ca o podobné javy by si ju mal o bstarat. N ájde v nej mnoho nového a poučného. M. DujntČ • K u ltu rn í a p o lit ic k á v ý ro č í na ro k y 1977— 1981. V dubnu 1976 vyjde o je ­ dinělá příručka „Kulturní a p olitická výročí 1977—81“. Funkcionáři a k u l­ turní pracovníci v ní najdou základní upozornění na 2000 n ejd ů ležitějších výročí n ad ch ázejících let. Cena výtisku asi 10 Kčs. Písem né objednávky p řijí­ má pouze Ostav pro výzkum kultury, 150 00 Praha 5, Na bělidle 22.

4

Ú k a z y na o b l o z e v d u b n u S lu n ce vychází 1. dubna v 5h37m, zapadá v 18h32“1. Dne 30. dubna vy­ chází ve 4h39m, zapadá v 19h17m. Za duben se prodlouží délka dne o 1 hod. 43 min. a polední výška Slu nce nad obzorem se zvětší o 11°, ze 44° na 55°. Dne 29. dubna nastává prstencové za­ tm ění Slunce, u nás viditelné jak o č á s ­ tečn é; o tomto zatm ění Inform ujem e zvláštním článkem na str. 50— 52. M ěsíc je 7. IV. ve 20h v první čtvrtí, 14. IV. ve 13h v úplňku, 21. IV. v 8^ v poslední čtvrti a 29. IV. v l l h v novu. V přízem í je M ěsíc 14. IV., v odzemí 27. IV. V dubnu dojde ke dvěma zá­ krytům ja s n ě jších hvězd M ěsícem. Ve v ečern ích hodinách 7. dubna bude možno pozorovat vstup A Geminorum (3,6m); čas úkazu je v Praze 21h04,5m, v Hodoníně 21h09,0m. Po půlnoci v noci 16./17. IV. dojde k zákrytu /S Scorpii 2,9m). V Praze bude vstup v 0h47,2m a výstup v l h56,5m, v Hodoníně v 0h50,4m vstup a ve 2h00,8m výstup. Pro ostatn í m ísta je možno časy zá-

krytů snadno vypočítat z údajů ve H vězdářské ro čen ce 1976 (str. 92). B ě­ hem dubna nastanou konjunkce M ěsíce s planetam i: 1. IV. v 15h s Jupiterem , 7. IV. ve 4h s Marsem, 8. IV. ve 13h se Saturnem , 15. IV. v 7 h s Uranem a 17. IV. ve 20h s Neptunem. Dne 14. dubna v l l h bude Měsíc procházet poblíže Špiky. M erku r je 1. dubna v horní kon junk­ ci se Sluncem , takže není v první po­ lovině m ěsíce pozorovatelný. V druhé polovině dubna je viditelný večer k rá t­ ce po západu Slu nce nízko nad zá­ padním obzorem. Zapadá 16. IV. ve 20h23m, 21. IV. ve 2 0 ^5 4 ™, 26. IV. ve 21h15m a 1. V. ve 21^21™ Během to ­ hoto období se zm enší jasn o st Merkura z —0,9m na +0,8>n. Ve večern ích h o ­ dinách 12. dubna nastává konjunkce Merkura s Jupiterem , téhož dne Mer­ kur prochází přísluním a 28. dubna je Merkur v nejv ětší východní elongaci, 21° od Slunce. V en u še je na ranní obloze jen k rá t­

ce před východem Slu n ce; naleznem e ji nízko nad východním obzorem. Po­ čátkem dubna vychází v 5hl l m, kon­ cem m ěsíce ve 4h2im. Venuše má ja s ­ nost — 3,3m. M ars je v souhvězdí Blíženců a n e j­ vhodnější pozorovací podmínky jsou ve v ečern ích hodinách. Počátkem dub­ na zapadá ve 2h10m, koncem m ěsíce již v l h08m. Během dubna se zm enšuje jasnost Marsu z + l , l m na + l ,5 ra. Bě­ hem dubna se Mars značně přiblíží k dvěma hvězdám v souhvězdí Blížen­ ců. Dne 8. IV. ve 2h projde ve vzdá­ lenosti m enší než V severně od e Geminorum ( 3 ,2 ™) a 16. IV. v 10h pro­ jde 26' severně od co Geminorum (5,2m). Ju p iter je v souhvězdí Berana, a protože je 27. dubna v konjunkci se Sluncem , není po celý m ěsíc pozoro­ vatelný. Dne 30. dubna je Jupiter n e j­ dále od Země. S atu rn je v souhvězdí Blíženců, n e j­ příznivější pozorovací podmínky jsou ve večern ích hodinách. Počátkem dub­ na zapadá ve 3h06m, koncem m ěsíce již v l h i 5 m. Jasnost Saturna je asi + 0,4m. U ran je v souhvězdí Panny, a pro­ tože je 25. dubna v opozici se Slu n­ cem, je po celý m ěsíc nad obzorem tém ěř po celou noc. Jasnost Uranu je 5,7m a planetu můžeme nalézt po­ dle orien tačn í mapky, kterou jsm e otiskli v minulém čísle Říše hvězd (str. 38). N eptu n je v souhvězdí Hadonoše a nejp říznivější pozorovací podmínky jsou v časný ch ranních hodinách, kdy kulm inuje. Počátkem dubna vychází ve 23h56m, koncem m ěsíce již ve 22h00m. Neptun má jasn ost 7,7m a mů­ žeme ho podobně jak o Urana vyhledat podle mapky v minulém čísle (str. 39). M eteo ry . Maximum významného me-

DBSAH: J. G ry g a r : Žeň objevů 1975 — M. D ujnič: S ln ečn é zatm enie 29. 4. 1976 — Z právy — Co n o vé­ ho v astronom ii — Z lidových hvěz­ dáren a astron o m ick ých kroužků — Nové knihy a publikace — Ú ka­ zy na obloze v dubnu. CONTENTS: J. G ry g a r: A dvances in A stronom y in the Y ear 1975 — M. D u jn ič: S o lar E clip se of 29 April 1976 — N otes — News in A stronom y — From the Public O b servatories and A stronom ical Clubs — New Books and Publications — Phenom ena in April. COJJEPJKAHM E:

Ví. rp u ra p :

C T M M C eH H fl aC TpO H O M H M B

flo -

1975 T. —

M. flyťÍHH1!: CoJiHe^Hoe 3aTMeHiie 29. I V . 1976 r. — C o o 6 m e H M H — H t o H O BO rO

B

aC TpO H O M H M

—

H 3

H a-

poflHbix oĎcepsaTopnii h acTpoHOM H íe C K M X K p y jK K O B K H M r H H n y Ď JIM K a U M H Ha H e6e b

— H o B tie — H B J íe H M H

a n p e Jie .

teo rick éh o ro je Lyrid nastává ve v ečern ích hodinách 21. dubna. Roj má velmi ostré maximum, je v činnosti pouze asi 55 hod. a v době maxima lze sp atřit asi 12 m eteorů. V době m a­ xima je Měsíc právě v poslední čtvrti a vychází v l h48m. Z v ed lejších rojů m ají 8. dubna maximum čin nosti a-ViJ. B. glnidy. • Prodám d alekoh led N ew ton 0 = 120 mm, ř = 1162 mm, na p a ra la k tic k é m on­ táži. Koupím B inar (M o n ar) 20X 100, A tlas Coeli Sk aln até Pleso a ok uláry f = = 5— 7 mm. — Ing. Zdeněk V ítek, Mud­ ro ch o v a 15, 814 00 B ra tisla v a , tel. 813 56. • Koupím k valitní okuláry f = 5 — 8 mm a Frau n h oferů v objektiv 0 56 mm a f = = 720— 850 mm. — Petr Duchoň, Lesní 52. 312 06 Plzeň.

Říši hvězd řídí red ak čn í ra d a : J. M. Mohr (v e d o u cí r e d .), Jiří Bouška (výkonný r e d .), J. G rygar, O. Hlad, M. K opecký, E. K rejzlo vá, B. M aleček, A. M rkos, O. Obůrka, J. š to h l; te c h . red. V. Su chánk ová. — Vydává m in isterstvo k u ltu ry CSR v n ak lad a­ telstv í Orbis, n. p., V inohradská 46, 120 41 P ra h a 2. — Tiskne S tátn í tisk árn a, n. p., závod 2, Slezsk á 13, Prah a 2. — V ychází d v a n á c tk rá t ro č n ě , ce n a jed notlivého čísla Kčs 2,50, ro čn í p řed p latn é Kčs 3 0,— . R ozšiřuje Poštovní novinová služb a. In form ace o p řed p latn ém podá a objednávky přijím á každá p o šta 1 d o ru čo v atel, nebo přím o PNS — Ú stře d n í exp ed ice tisk u, Jin d řišsk á 14, 125 05 P rah a 1 (v če tn ě objednávek do z a h ra n ič í). — Příspěvky za síle jte na re d a k ci Říše hvězd, Švédská 8, 150 00 P rah a 5. Rukopisy a obrázky se n e v ra ce jí. — Toto číslo bylo dáno do tisku 3. února, vyšlo v březnu 1976.

Z a tm en ie M esia ca 18. XI. 1975 o 21h57m04s. ( F o t o L. K o v á č .)

M esia c v to ta lit ě 18. XI. 1975 o 23h40m j e n a z á b e r e c e lk o m h o r e . D a lšie e x p o z íc ie sú z 23h55m, 0h07m, 0h2 5 a l h07m. D ižka e x p o z íc ie v t o ta lit ě 6 sek u n d . F ilm F o r te p a n R apid. ( F o t o M. D ujnič.)

N a čtv rté str. o b á lk y -B erg er-M ilon 1975h, k a m e r o u 120/560 m m 21h58 m.

je s n ím e k k o m e t y K o b a y sh ie x p o n o v a n ý Z eissov o u a stro 9. V III. 1975 m ez i 21h28m až F o to B. M a le č e k .