Kom eta 1968a, exponovaná 20 m in. v n o ci 4./5. V. 1968. — N a p rv n í straně obálky fo to g ra fie Pluta, získaná v n oci 22./23. IV . 1968 f e xp o z ice 15 m in .). Oba sním ky byly získány m etrovým re fle k to re m hvězdárny na K leti.
@
— Orbis, n. p. — 1968
R iie hvězd
P e t r
Roč. 4 9 (1 9 6 8 ) í
9
L ál a :
KONFERENCE
O POZOROVÁNÍ
DRUŽIC
UMĚLÝCH
ZEMĚ
Pozorováni pohybu um ělých družic Země může, jak známo, přinést velké množství poznatků o Zem i i o jejím okolí. Pro řešení většiny problémů je třeba mít k dispozici dostatečně přesná pozorování z n ě kolika vzdálenějších stanic. Čím větší část dráhy družice se pozoruje, tím přesnější údaje o jejích změnách přirozeně získáváme. Z toho v y plývá nutnost m ezinárodní spolupráce, která na rozdíl od jiných oborů (např. od samotné kosm onautiky) byla pochopena a prosazena přísluš ným i čin iteli poměrně brzo. Akadem ie věd socialistických zem í vytvo řily komisi pro „mnohostrannou spolupráci v oboru vědeckého využití pozorování umělých družic Zem ě“ . Kom ise pořádá od roku 1961 každoroční konference o této problema tice v jedn otlivých členských zemích. Letošní, již sedmou konferenci, bylo rozhodnuto prořádat v Československu. V posledních letech si naše zem ě získala dobré jméno při pořádání nejrůznějších konferencí a sym pózií. Proto zástupci m ezinárodních organizací COSPAR (Commitee on Space Research) a IUGG (In tern ation al Union o f Geodesy and Geophysics) požádali ČSAV o m ožnost spojení konference s kolokviem o re dukci snímků družic. To ovšem zvýšilo zájem o účast na zasedání, z e jména ze Západu. Zatímco v roce 1966 v Potsdamu bylo 83 zahraničních účastníků a v roce 1967 v Zakopaném 50, zúčastnilo se pražské kon fe rence a kolokvia na 150 vědeckých pracovníků, z toho asi 100 zahra ničních. Všechna zasedání probíhala v Praze v sálech ÚKDDS ve dnech 22. až 26. dubna. Zatímco dopoledne si účastnici museli vybrat m ezi dvěma zasedáními konference, odpoledne byla věnována pouze referátům k o lokvia. Tato organizace um ožnila delegátům konferen ce účast na k o lokviu a naopak. Každému zasedání předsedal některý z přítomných odborníků (např. A. G. M asevičová ze SSSR, J. K ovalevsky z Francie, M. 111 z Maďarska, V. Guth z ČSSR). N ení sam ozřejm ě možné v krátkém přehledu rozebírat přednesené referá ty (b y lo jich na 70), proto uvádím pouze hlavni témata. Jednání konference bylo rozděleno do čtyř tém atických skupin. N ejrozsáhlejšl skupina zahrnovala referá ty o geodetickém využití pozorování družic, které se často nazývá „kosm ickou geod ezií“ . Krom ě teoretických re fe rátů (I. D. Žongolovič, V. A. Am elin, M. Burša) byla přednesena řada praktických výsledků a zkušeností s novým i metodami pozorování i zpracování. Šlo nejen o výsledky am erické sítě (pozorován í aktivní geodetické družice Geos, v y s íla jící světelné zá b lesk y), ale 1 východo-
Ú ča stn íci k o lok v ia . Z le v a : L. A ardoom l H o la n d s k o ), M. S ch iire r ( Š vý ca rs k o ), J. K ovalevsky (F ra n cie / , N . P. Jerpylev /SSSR/, H. D eker ( N S R ).
evropských, západoevropských a francouzských stanic (francouzské družice řady D - l ). Velkou pozornost vzbudila zpráva o úspěšném po kusu Francouzů, kterým se podařilo „zasáhnout" dvěma laserovým i pa prsky družici Geos v intervalu m ezi vysíláním světelných impulzů a tím přesně určit je jí vzdálenost a polohu na obloze. Druhým důležitým oborem výzkumů pom ocí pozorování družic je určo vání vlastností vysoké atm osféry. Rada východoevropských zem í spolu pracuje v rámci programu INTEROBS na zjišťován í rych lých (během 1— 2 dnů) změn hustoty vzduchu ze změn oběžné doby družice. Po dobné určování z jednoduchých optických pozorování se provádí i v zá padoevropském programu EUROBS. Z dalších referátů se ukazuje, že variace hustoty lze zjistit i z fotom etricky určených změn rotoce družic (program S P I N ) , a že některé tyto variace nelze přisoudit vlivu Slunce. Dvě zasedání byla věnována pozorovací technice a přístrojům. Po slední skupina referátů se týkala dynam iky pohybu umělých družic, přesností určení jejich dráhy a výpočtem efem erid. Naši pracovníci přednesli celkem devět referátů, které byly přijaty se zájmem. Kolokvium o redukcích fotogra fick ých snímků družic se těšilo v e l kému zájmu účastníků, protože základním předpokladem získání dob rých výsledků je přesné prom ěření a redukce snímku. Použití různých metod také značně ztěžuje vzájem nou kombinaci pozorování různých stanic a způsobuje vznik system atických chyb. Úkolem kolok via bylo proto vzájem né srovnání m etodik používaných různými středisky a je jich eventuální sjednocení. Přední odborníci se také několikrát sešli v užším kruhu a jedn ali mj. o přípravě příručky o redukcích pozoro vání. Také m ateriály konference o mnohostranné spolupráci budou jako každoročně publikovány (ten tokrát Maďarskou akadem ií v ě d ).
Ú ča stn íci zasedání. Zle v a G. Zim m erm a n n /N S R ], E tch h orn von W urm b /U SA ), V. Guth (Č S S R ).
Těžištěm každého vědeckého zasedání ovšem nejsou jen referáty, ale i osobní setkání odborníků. Příležitostí letos bylo mnoho — po čínaje návštěvou astronom ické observatoře v Ondřejově, geodetické •observatoře na Pecném a národní družicové stanice na Skalce, dále při dvou recepcích a konče celodenním výletem do K arlových Varů, M a riánských Lázní a Plzně. D elegáti se m ohli dobře seznámit jak s odbor nou činností v oboru pozorován í družic u nás, tak i s kulturou a pří rodou naší vlasti. V průběhu konference došlo ke dvěma pracovním schůzím podkomisí a k závěrečné poradě, které se zúčastnili zástupci osmi akademií věd socialistických zem í (d evá tá členská zem ě — Kuba — se konference neúčastnila). Bylo dohodnuto rozšíření spolupráce v oborech kosmické geodézie i výzkumu vysoké atm osféry. Největším problémem je zatím nedostatečné přístrojové vybavení. Ke zlepšení přispěje dodání sovět ských automatických kam er AFU-75 do Mongolská, Polska a Česko slovenska. Kam ery ( f = 75 cm, d = 21 cm ) m ají čtyřosou montáž, umožňující přesné sledování pohybu družice a tím zachycení i slabých objektů. Československo bylo požádáno o výpočet efem erid umělých družic Země pro řadu zahraničních stanic, protože dosavadní výpočto vá centra SSSR (K o s m o s ) a Polska nezvládnou všechny požadavky. Madarská firm a MOM dodá 100 speciálních teodolitů pro pozorování podle programu INTEROBS. S potěšením bylo konstatováno, že k o mise začala v minulém roce spolupracovat s nově vytvořeným i koordi načními orgány pro výzkum a využití kosmu (zkráceně 1NTERKOSMOS). To znamená, že konečně dochází ke spolupráci na v>šší úrovni — nejen při pozorování družic, ale i při provádění experimentů přímo
Ú ča stn íci zasedání. Z le v a : S. K. Ta tevja nová, A. G. M asevičová (S S S R /, V. Guth, P. Lála (Č S S R j. Všechny sním ky L. Straka IA O Č SAV, O n d ře jo v ).
v kosmickém prostoru. Krom ě fyzik áln ích výzkumů (zářen i, mikrom eteory atd.) se rýsuje i možnost vysláni vlastní geodetické družice s moderním vybavením (např. odrazovým i ploškam i pro laserová po zorován í). O spokojenosti účastníků konference a kolokvia s organizací i v ě deckou úrovní svědčí krom ě četných slov uznání i rozhodnutí uspo řádat v květnu 1969 zasedání organizace COSPAR v Praze. V té době již možná budeme na obloze pozorovat první „V laštovku " s českoslo venskými přístroji na palubě . . .
Jiří
Bouška:
PLUTO
— OBJEKT I PRO
AMATÉRY?
Mezi našimi — a nejen našimi — amatéry je rozšířen názor, že po slední známá planeta sluneční soustavy Pluto, je vzhledem ke své malé jasnosti (obvyk le se udává kolem 15m) mimo dosah pozorování. To však platí jen pokud jde o pozorováni vizuální, n ikoliv fo to g ra fická. K tomu, abychom mohli vizuálně spatřit bodový objekt 15. h vězd né velikosti, potřebujeme dalekohled s objektivem či zrcadlem o prů měru nejméně asi 40 cm. Takovéto dalekohledy jsou až na nepatrné výjim ky mimo možnosti našich amatérů, avšak přístroje stejných ro z měrů nebo i větši jsou na několika našich lidových hvězdárnách. Nem ýlím -li se, přesto nikdo z našich amatérů Pluta v dalekohledu ne viděl. Obtíž vizuálního pozorování nespočívá ani tak v rozm ěrech optiky našich dalekohledů, vždyť mezná hvězdná velikost několika našich pří strojů je ještě větší než 15m, jako v iden tifikaci planety. Ani n ejvětší
z našich dalekohledů neukáže Pluta jin ak než jako bodový objekt, a tak rozeznat planetu od okolních hvězd je po této stránce nemožné. Pla netu neni možno nalézt ani podle mapy, a to z toho jednoduchého důvodu, že nejsou hvězdné mapy, kde by byly zakresleny hvězdy slabší než 15. hvězdná velikost. Jiná je situace s pozorováním fotografickým . A čk o liv si to amatéři obvykle neuvědomují, je fo to g ra fic k é zachycení Pluta snadné i pom ěr ně m alým i přístroji. Vzpom eňm e jen, že planetu objevil v roce 1930 Clyde Tombaugh na L o w ellově hvězdárně v USA na snímcích, expono vaných dalekohledem o průměru objektivu 35 cm. Pluto byl pak doda tečně nalezen i na fotografiích , získaných komorou o průměru objek tivu 13 cm a byl zachycen dokonce na deskách Yerkesovy hvězdárny z roku 1927, které byly exponovány komorou o průměru objektivu ne celých 8 cm! Na sním cích je možno planetu poměrně snadno identi fikovat podle jejíh o pohybu. Za letošní opozice Pluta se Sluncem byl zdánlivý denní pohyb např. asi 1,5/ za den, takže se planeta posunula m ezi hvězdam i za asi 20 dní o vzdálenost, rovnou průměru měsíčního kotouče. Na snímcích, exponovaných v intervalu několika dní, není tedy příliš obtížné planetu nalézt. Efem erida Pluta je každoročně uve řejňována ve Hvězdářské ročence (leto s na str. 74). Planeta Pluto se v současné době pohybuje poblíž rozhranní sou hvězdí Lva, Panny a Vlasů Bereniky. V zhledem k velkém u sklonu dráhy planety k ekliptice ( i = 17°08', n ejvětší ze všech plan et) se Pluto vzda luje značně od ekliptiky. Bude se pohybovat souhvězdím Comy Berenices, až počátkem roku 1970 vstoupí do souhvězdí Panny. V té době dosáhne největší severní ek lip tik á m ! šířky a poté se bude deklinace Pluta opět rych le zmenšovat. Roku 1980 se dotkne souhvězdí Boota, v dalších letech pak bude postupovat Pannou. Krátce před průchodem perihelem, které nastane r. 1989, dosáhne rovníku poblíže rozhranní souhvězdí Hada, Vah a Panny. N ejb líže Zemi bude planeta Pluto dne 4. května 1989 — v té době bude nedaleko hvězdy 6. hvězdné velikosti 2 Serpentis. V době odsluní (tj. r. 2113) bude v souhvězdí Velryby. Dráha Pluta kolem Slunce se vyznačuje nejen největším sklonem k ekliptice ze všech planet, ale i n ejvětší excentricitou, je jíž numeric ká hodnota je 0,252. Dráha planety je tedy značně eliptická, dokonce tak, že protíná dráhu Neptuna. Střední vzdálenost Pluta od Slunce je 39,73 astronom ických jednotek, nejm enší vzdálenost (v perihelu) je jen 29,72 a.j., n ejvětší vzdálenost (v afelu ) je 49,74 a.j. Střední vzdálenost Neptuna od Slunce je 30,11 a. j. a vzhledem k poměrně m alé výstřednosti dráhy této planety [ e = 0,007) je vzdálenost Neptu na od Slunce v přísluní 29,90 a.j., v odsluní 30,32 a.j. Poslední prů chod Pluta afelem nastal roku 1865 a protože je siderická oběžná doba planety rovna 248,43 roků, nastane následující průchod odsluním v roce 2113. Perihelem bude Pluto procházet v roce 1989. V současné době se tedy planeta blíží Slunci a po dobu tém ěř dvou desetiletí — od roku 1979 do roku 1998 — bude blíže Slunci než Neptun. V té době bude tedy nejvzdálen ější planetou sluneční soustavy n ikoliv Pluto, ale Neptun. Ze zm ěřené zdánlivé jasnosti Pluta je možno podle jednoduchého zákona o ubývání osvětlení se čtvercem vzdálenosti vypočítat jasnost
planety.* Za letošní opozice Pluta se Sluncem, která nastala 12. břez na, měla planeta vizuální jasnost 14,0m. Z toho vyplývá, že jasnost Pluta v době jeho průchodu přísluním je 13,6m, v době průchodu odsluním 15,9m (údaje se vztahují na opozice planety se Sluncem ). Z ro z dílu 2,3 hvězdných tříd vyplývá, že Pluto je perihelu více než osmkrát jasnější než v afelu. Protože se planeta nyní b líží do přísluní, je jí jasnost se bude až do roku 1989 ještě poněkud zvětšovat. Z uvedených údajů o jasnosti Pluta a z hodnot mezně hvězdné v e li kosti dalekohledu vyplývá, že k vizuálnímu pozorování planety je v sou časné době nutný dalekohled s průměrem objektivu asi 25 cm; když je Pluto v přísluní, stačí dalekohled asi 20cm, kdežto v době, kdy je planeta v odsluní, je nutný dalekohled s průměrem objektivu asi 50 cm. F otogra fick y je možno zachytit nyní Pluta komorou s objektivem o prů měru 3 cm po asi tříhodinové expozici, 15cm objektivem asi za 20 m i nut a 30cm objektivem již asi za 1 minutu. Údaje jsou ovšem orien tační a závisí pochopitelně nejen na citlivosti fo tog ra fick é emulze, ale i pozorovacích podmínkách. Údaje uvedené pro objektivy platí při bližně i pro zrcadla. Příznivé podm ínky k pozorování Pluta nastanou opět počátkem příštího roku, neboť planeta bude 14. března 1969 v opo zici se Sluncem. Souřadnice Pluta budou jako každoročně otištěny ve Hvězdářské ročence 1969, a tak doporučuji všem zájemcům o podobná pozorování, aby se pokusili o fo togra fick é sledování nejvzdálenější planety sluneční soustavy. Možnosti — pokud jde o přístroje — jsou nejen na většině našich lidových hvězdáren, ale i m ezi četným i ama téry. (V člá n ku byly p ou žity n ěk teré údaje z příspěvku D. Rawlinse, otištěn ém ve Sky and T e les co p e 3/1968.)
J i n dř i ch
Š i l h á n :
OBJEKTIVOVÉ
SPEKTROGRAFY
Při výzkumu hvězdného vesmíru je pro astronomy jediným zdrojem poznatků záření, které z vesmíru dopadá na zem ský povrch. Proto na místě, které v ostatních přírodních vědách zaujímá experiment, stojí v astronomii a v astrofyzice všestranný rozbor záření nebeských těles. V současné době se stále ještě pracuje ponejvíce ve viditelném světle a v přilehlých oblastech spektra elektrom agnetických vln (v oblasti infračerveného a ultrafialového z á řen í), neboť jsou nej přístupnější. N e j více inform ací možno ze světla těchto vlnových délek (tj. asi m ezi X = 3000 A a A = 10 000 A ) získat spektrální analýzou. Nejcennější výsledky dává výzkum pom ocí štěrbinových spektrografů za velkým i dalekohledy. Takto je možno získat spektra s disperzí ně kolika angstromů na mm a zkoumat na nich spektrální čáry. Konečné cíle mohou být velm i různé, např. určení chemického složení a fy z i * Z d á n liv á v iz u á ln í h v ězd n á v e lik o s t m Plu ta se v y p o č te z r o v n ic e m = 5 log A + + 5 log r — 1,02, k d e A )e v z d á le n o s t p la n e ty od Z em ě a r v z d á le n o s t p la n e ty od Slu nce.
kálních podmínek v atm osférách hvězd, přesné radiální rychlosti objek tů atd. N ejvětším i přístroji se da jí pořizovat kvalitn í štěrbinové spektro gram y hvězd až do jasnosti asi 10m. Nevýhodou je kromě náročnosti aparatury také zdlouhavost podobných prací. Jsou nutné několikahodi nové expozice a výsledkem každé je spektrum jediné hvězdy. K získání pozorovacích dat o větším počtu objektů tato cesta vhodná není. Pro mnohé ú čely je však možno se spokojit s méně přesnými daty, jen jsou-li k dispozici pro řadu objektů. Pro hvězdy je možno získat data tohoto druhu použitím objektivového spektrografu. Objektivovým spektrografem je každá (astronom ická] fotografické komora, před jejím ž objektivem je umístěn disperzní elem ent — hranol či difrakčn í mřížka. N a snímku pořízeném takovouto aparaturou se zobrazí hvězdy v podobě krátkých spekter (je jic h délka je obvykle ně kolik m ilim etrů ). V současné době se pro studium hvězdných spekter užívá výlučně kombinace objektivní hranol — Schmidtova komora, pro tože to má řadu výhod. Zmíněná komora zachycuje velké zorné pole (o průměru 5° i v íc e ) prakticky bez optických vad a díky je jí doko nalé achrom azii je m ožno dobře zaostřit celé spektrum, což u sebe lépe barevně korigované čočkové kom ory není možné. H ranoly je m ož no vyrábět ve větších rozm ěrech než m řížky (zd e je mez už m ezi 10 až 20 cm ), a je možno jim i vybavit i kom ory velk ých rozměrů. Schéma tohoto nejužívanějšího uspořádání ukazuje obr. 1. Nevýhodou hranolu je závislost disperze na vln ové délce (v iz d á le) a skutečnost, že se v něm pohltí značná část ultrafialového záření. Pro práci v oblasti vlnových délek kratších než 4000 A je proto nutno používat hranolů ze speciálních skel, propouštějících toto záření. Kom ora sama, pokud je povrch zrcadla pokryt vrstvičkou hliníku (m ísto dříve používaného stříbra), není význam nějším zdrojem světelných ztrát v u ltrafialové ani jiné spektrální oblasti. Zato je jistou obtíží zakřivená ohnisková plocha, do je jíž podoby je nutno deform ovat fotografickou desku. Při práci s objektivním spektrografem jsou nároky na pozorovací čas minimální. Jedna expozice netrvá obvykle déle než 30 minut, neboť Schm idtovy kom ory jsou značně světelné, a na desce jsou spektra de sítek i stovek hvězd. Obvykle se pracuje s disperzem i několika set až několika tisíc angstromů na mm a jde tedy o spektra nepříliš po drobná. Dostup ke slabým hvězdám zá leží vedle velikosti přístroje také na disperzi. Příkladem přístroje střední velik osti může být Schmidto va komora hvězdárny v Edinburghu s průměrem korekční desky 40 cm, průměrem zrcadla 60 cm a ohniskovou dálkou 150 cm (ted y světel nosti 1:3,8). Při disperzi 100 A/mm u čáry Hy bylo touto komorou přesně měřeno spojité pozadí spektra hvězd jasnosti l l m. N ejvětší pří stroj tohoto druhu na světě, velká Schmidtova komora hvězdárny v Hamburku-Bergedorfu (rozm ěry 80/120/240 cm ) zachytí při disperzi 580 A/mm a expoziční době 4— 15 min. spektra hvězd do asi 13m. Zpracování spektrálních snímků je mnohem větším problémem než jejich získání. Mnoho z nich lze vyčíst přímo, tím, že prohlížím e jed notlivá spektra pod lupou. Při výše uvedených disperzích se takto dají odhadovat spektrální třídy hvězd s přesností několika podtříd a lze odlišovat trpaslíky od obřích hvězd. Odhady se zakládají na intenzitě spektrálních čar a používá se jich stále velm i často; velká většina
Obr. 1. Schém a S ch m id tovy k om ory s o b je k tiv n ím hra nolem . H — hra nol téže v e lik o s ti Jako k o re k č n í deska K, Z — k u lové zrca d lo, F — kazeta p ro fo to g ra fic k o u desku.
dosud známých spektrálních tříd je určena touto metodou. Zároveň je zřejm é, že takto lze získat jen z lo mek inform ací na snímku shromáž děných. Měřením poloh spektrál ních čar je možno teoreticky zjiš ťovat radiální rychlosti hvězd. V praxi je to úkol dosti obtížný, existují však metody, kterým i možno při použití hranolu s velkou disperzí (asi 200 A/mm) dosáhnout dosti velk é přesnosti a zbavit se system atických chyb. V dalším se věnujeme měřením jiného druhu, a to měřením fotom etrickým . Dávají možnost určit monochromatické magnitudy (jasnosti v úzkých spektrálních oblas tech ) s přesností 0,05maž 0 ,lm. Jejich určení vyžaduje dosti pracné re dukce. Vychází se z toho, že na vyvolaném negativu jsou místa, na která při expozici dopadalo světlo, pokryta redukovaným stříbrem a tudíž černá. Prosvětlujem e-li libovolné místo negativu světlem , projde jej tím méně, čím větší množství světla dopadlo na toto místo desky při expozici. Pro dobré prom ěření snímku (n ejen spektrálního) je tedy nutno mít přístroj, který by umožňoval m ěřit ve velm i m alých ploš kách prostupnost snímku pro světlo. Přístrojem , který taková měření může dělat na ploškách menších než 0,1 mm, je m ikrofotom etr. Jeho funkce je přibližně asi takováto: Má světelný zdroj (žá ro vk u ), jehož napájecí obvod je nějakým způsobem stabilizován, aby se svítivost zdroje neměnila. Světlo tohoto zdroje se pak propouští prom ěřovanou deskou a zvětšený obraz em ulze v tom to světle se prom ítá na om ezo vači štěrbinu nastavitelných rozměrů (šířk y i v ý š k y ). Štěrbina tedy propouští dále jen světlo prošlé tou malou ploškou desky, která se na štěrbinu zobrazí. Toto světlo dopadá na fotonku, mění se v elektrický proud úměrný osvětlení fotonky, proud se zesiluje a měří. Protože obraz em ulze na štěrbině je zvětšený (např. 20krát), nemusí štěrbina být ani příliš malá, aby se m ěřilo na m alých ploškách desky. Např. obvyklý požadavek 0,04X0,2 mm2 na desce pak (p ři zvětšení 20krát) znamená rozm ěry štěrbiny' 0,8X4 mm2. Důvody pro takové řešení nejsou jen technického rázu, na štěrbinách šířky kolem 0,1 mm by již rušil m ěření ohyb světla. Prom ěřovaná deska je umístěna tak, aby jí bylo m ožno před štěr binou alespoň v jednom směru jem ně pohybovat (o setiny m m ). M ě řící přístroj zařazený v obvodu foton ky bývá obvykle registrační. Ta kovýto registračn í m ikrofotom etr si sám při prom ěřování spektrálního snímku posunuje deskou ve směru spektra a výchylku m ěřícího pří stroje kreslí na papírový pás, jehož posun je svázán s posuvem desky. Výsledný graf, jehož podobu ukazuje pro jedno spektrum obr. 3, je zá kladem dalších redukcí. Na jedné ose (n a obrázku je vodorovná) je
Obr. 2. Zeissův re g is tra č n í m ik ro fo to m e tr.
poloha ve spektru, na druhé (svislé a s nulou nahoře a kladným smě rem dolů) je množství I prošlého světla. Úkolem redukcí je převést souřadnici měřenou podél spektra na vln o vé délky, druhou souřadnici z grafu pak na magnitudy. Označme x souřadnici podél spektra (např. v mm na desce) a A vlnovou délku, je jíž obraz tuto souřadnici má. Ve vizuální a fo tog ra fick é oblasti spektra platí Hartmanova rovnice
kde xo, C a A0 jsou konstanty. Ty určíme např. tím, že identifikujem e nejm éně 3 čáry ve spektru nějaké hvězdy. Obvykle se bere pro zvýšení přesnosti více čar z různých spekter. Polohy čar je možno m ěřit z re gistrací, nebo lze užít zvláštního prom ěřovacího přístroje. Velm i vhodné jsou silné čáry Balm erovy série vodíku ve spektrech hvězd třídy A, neboť se snadno identifikují. Grafickému znázornění závislosti x na A se říká disperzní křivka. Je na všech deskách téhož spektrografu stej ná. Je-li již známa, stačí ve spektru iden tifikovat jedinou čáru (tj. n ajít nulový bod pro odčítání souřadnice x ), aby bylo možno určit vlnové délky v celém obrazu spektra. Disperze v hranolovém spektru roste (tj. číselně se zmenšuje; velká disperze, která odpovídá podrobnému spektru, je vyjádřena m alým čís lem ) směrem ke krátkovlnnému konci. Ten je mnohem lépe vykreslen než červená část, která je silně „nahuštěna". Příkladem mohou po sloužit autorova určení disperze na snímcích pořízených Schmidtovou komorou hamburské hvězdárny. Jsou uvedena v tabulce (/? je disperze v A/mm, která přísluší vln ové délce A A ). Třetí sloupec (veličin a S)
Obr. 3. Ukázka registra ce. S pektru m hvězdy třídy AO. Označené čá ry p řís lu ší B a lm erově s é rii vo díku. — V pravo obr. 4. C h a ra kteristická křivka I m je magnituda, D d en z ita ).
je rozsah vlnových délek příslušný úsečce 0,04 mm podél spektra, což je často rozm ěr prosvětlovaného políčka na desce v tomto směru. V e ličina S ukazuje, že magnitudy jsou určovány z velm i úzkého spek trálního oboru. Celé spektrum m ělo m ezi 3400 A a 5000 A délku asi 3,4 mm. A
R
S
5000 A 4341 [H y ] 4000 3600 3400
880 A/mm 570 436 301 243
36 A 17
10
Značně větším problémem je určení jasností. M ikrofotom etr dal údaje 0 zčernání desky a z disperzní křivky již známe příslušné vln ové délky. Zatím však neexistuje žádný m atem atický postup, kterým by se z těch to údajů daly počítat magnitudy. Děje v em ulzi jsou totiž velm i složité a množství vyloučeného stříbra je ved le osvětlení desky při expozici závislé na mnoha dalších faktorech (podm ínky a délka expozice, pod m ínky vyvolávání, složité vlastnosti em u lze). Každý snímek je proto nutno pokládat za unikát a postupovat em piricky. Rušivým jevem v astronomické fo to g ra fií vůbec je pozadí. Jisté množ ství redukovaného stříbra nacházíme i v těch místech desky, kde se nezobrazily žádné objekty. Část ho vzniká působením světla velm i sla bých hvězd a mlhovin, a světla noční oblohy, část samovolnou redukcí při vy víjen í desky. Všechny tyto vlivy způsobují, že neexponovaná část desky je poněkud zčernalá a při prom ěřování spekter je nutno měřit 1 pozadí kolem nich, aby se dalo vyloučit. Děje se tak při přepočtu na denzity. Nechť I je množství světla, které při prom ěřování desky prošlo obrazem, I P množství světla prošlé pozadím. Densita (zčern á n í) O je definována takto: D = log,. 4 - .
(2)
Obr. 5. Část sp ek trá ln íh o sním ku s p říčn o u m řížkou. B yl p ořízen velkou S ch m ld tovou k o m oro u v Hamburku.
Densita tedy roste od nuly v pozadí do velkých hodnot v hustých mís tech obrazu. Aby bylo možno převést denzity na magnitudy, je nutno znát zá vislost m =
/ [D ],
(3)
která se zabývá charakteristickou křivkou desky. Obvykle má tvar zná zorněný na obr. 4 [ m je magnituda, D denzita, šipky značí sm ěr čísel ného vzrůstu v e lič in ). Převod denzit na magnitudy je nejpřesnější ve střední přím kové části křivky a v ní je tedy nutno vždy pracovat. Charakteristická křivka se určuje pro každou desku zvlášť a většinou em piricky. Pro několik hvězd v několika spektrálních oblastech se opatří fotoelek trick y zm ěřené magnitudy (např. z katalogu) a vynesou se do grafu s příslušnými denzitami. Získanými body se proloží hladká křivka, se kterou pak dále pracujeme jako s křivkou charakteris tickou. Uvedená metoda určení charakteristické křivky není ideální. Foto elek tricky zm ěřené norm ály často chybí, nebo je jich na desce zachy ceno jen málo. Jde hlavně o slabé hvězdy pro velk é přístroje (hvězdy 10m a slabší). N ěkdy je také nutno určovat charakteristickou křivku pro každou vlnovou délku zvlášť. Pro tyto případy se hodí metoda, zvaná
kalibrace pom ocí příčné m řížky. Před hranol spektrografu se umisťuje řídká mřížka, obvykle drátěná nebo ze silonových vláken (hustota ně kolik vláken na cm ), a to tak, aby vlákna stála kolm o k lám avé hraně hranolu. M řížka způsobí, že se exponují vedle každého spektra ještě jeho obrazy prvního a dalších řádů. V zhled desky exponované touto aparaturou je na obr. 5. Spektra vyšších řádů jsou zakřivena, ale u prvního řádu je zakřivení ještě zanedbatelné a při redukcích ne vadí. Rozdíl v magnitudách m ezi hlavním spektrem a prvým řádem je konstantní a nezávislý na vlnové délce. Stejně tak i rozd íl v jasnostech spekter vyšších řádů. M ezi denzity, které získávám e prom ěřením desky, je takto vneseno měřítko škály hvězdných velikostí, neboť rozdíl jas ností m ezi spektrem hlavním a spektrem prvního řádu — nazývá se m řížková konstanta — je možno velm i přesně určit bud výpočtem , nebo laboratorním i měřeními. Při určení charakteristické křivky je zde lépe místo obyčejných denzit, daných vzorcem (2 ), užívat Bakerových densit A: ■iv _ — ,log10 h ~ -j 1 ,
(4)
kde I a I p má týž význam jako v rovnici (2 ). Pro pozadí je tedy A = pro přeexponované oblasti je A velk é kladné. Výhodou tohoto druhu denzit je značná linearita charakteristické křivky (A ) = 'Pi
>
(5)
lepší než linerita charakteristické křivky pro obyčejné denzity (obr. 4). Tvar funkce závisí obecně-na vlné délce A. Označme G m řížko vou konstantu, tj. stálý rozd íl magnitud m ezi spektrem I. řádu a spek trem hlavním, a AAo a AU k sobě n áležející (B a k ero vy) denzity obou řádů. Je-li charakteristická křivka
Běžné emulze pracují do asi 5000 A, speciální až do 10 000 A. Pracuje se také na zrychlení redukcí. Registrační m ikrofotom etr práci usnad ňuje, ale ne dostatečně na to, aby se zvládla lavina inform ací, kterou jsou astronomové v podobě spektrálních snímků zavalováni. Jediné v ý chodisko je v zapojení samočinných počítačů do této práce, jak se již někde stalo. Další zám ěry se získaným m ateriálem mohou být velm i různé. Dá se na něm studovat spojité spektrum hvězd a do jisté m íry i nejsilnější spektrální čáry. Výsledkem pak mohou být spektrální třídy hvězd, určené s přesností jedné podtřídy. Z monochrom atických magnitud lze studovat spojitou m ezihvězdnou extinkci. Existují i metody, jak z objek tivních spekter určovat absolutní velikosti hvězd a tím i jejich vzdá lenosti. Objektivovým i spektrografy lze hromadně hledat a zkoumat horké modré hvězdy. Konečně se jim i získávají i spektra jiných objektů než jsou hvězdy, např. kom et a meteorů. M i l o s l a v
K o p e c k ý :
VÝZKUM
KOSMU
V POHOŘÍ
ALA
TAU
U ALMA-ATY Alma-Ata, hlavní město Kazachstanu, má již svoji astronomickou tra dici. V tomto městě vzn ikl nový vědní obor, astrobotanika, rozvinutý akadem ikem Tichovem. O výsledcích práce akademika Tichova a jeho kolektivu o možnostech existence života na jin ých planetách bylo svého času u nás poměrně dost napsáno, a o výsledcích jeho práce a o jeho názorech se i u nás vedly vášnivé diskuse. Po smrti akademika Tichova se však jeho pracovní skupina zcela rozpadla. Za podstatný rozvoj astronom ie vděčí Alma-Ata, kromě výhodných přírodních podmínek, i „n akupen í" některých „náhodných událostí". Počátek V elké vlastenecké války zastihl totiž značnou část sovět ských astronomů právě v Alm a-Atě, kam byly vyslány expedice za úplným zatměním Slunce, a mnoho astronomů tam takovým způsobem zůstalo pracovat přes značnou část válečných let. Tyto okolnosti nakonec ved ly k založen í A strofyzikáln ího ústavu Kazachšské akademie věd. Jeho zakladatelem a dlouholetým ředitelem byl akadem ik Fesenkov, jeden z předních sovětských astrofyziků, do statečně známý i u nás. Současným ředitelem je Dr. Sc. Idlis, kromě jiného i jeden z předních sovětských odborníků z oblasti kosmologie. Hlavní část dnešního Astrofyzikáln ího ústavu Kazachšské Akadem ie věd je položena asi 12 km na jih od středu Alm a-Aty, v nadmořské výšce 1400 m, v předhůří mohutného pohoří Ala Tau, které je součástí masivu Tan Saň. Toto pohoří tvoří kouzelné panorama městu Alm a-Atě i jeho hvězdárně. Ústav je zaměřen na výzkum hvězd, galaxií, stavby vesmíru, na optické výzkum y zemské atm osféry a na výzkum Slunce. Pracuje zde mimo jiné i prof. Rožkovskij, známý objevitel „hvězdných řetízků " ve vláknité m lhovině v Labuti. Ústav je v SSSR znám i svými pracem i o organizaci vědecké p r á c ^ a jejím plánování.
I když poloha hvězdárny je dosti výhodná, tj. má dobré spojení s cent rem města, při tom je už dost vysoko nad městským zákalem a světla města zatím příliš neruší, přesto v současné době bylo přistoupeno k výstavbě vysokohorské observatoře. Směrem k Alm a-Atě vyúsťuje údolí, kterým protéká říčka V elká Alamatinka. Podél této říčky je vybudována silnice, která na konci údolí je vtesána do skalních stěn a vede až do nadmořské výšky 3500 m. Je pochopitelné, že takováto horská silnice se stala osou, podél níž se začaly budovat vědecké ústavy, h ledající vysokohorské podmínky. Nejstarším z těchto pracovišť je koronální stanice Kazachšského Astrofyzikáln íh o ústavu. Je položena v nadmořské výšce 2600 m na břehu vysokohorského jezera. Je druhou nejstarší koronální stanicí v SSSR, je vybavena standardním koronografem , který je výrobkem firm y Zeiss a byl dovezen do SSSR na konci války jako válečná kořist. Je to stejný koronograf, jako na horské observatoři u Kislovodska Pravidelná pozorování koróny v rám ci mezinárodní služby se zde pro vádějí již více než 10 let. V současné době má být koronální stanice přenesena ještě o 400 m výše, kde se buduje nová vysokohorská observatoř A strofyzikáln ího ústavu Kazachšské Akadem ie věd. V loni byl ve výstavbě pavilón pro standardní koronograf, budova s pracovnam i a pavilón pro velk ý slu neční horizontální dalekohled, který bude vybaven spektrografem a m agnetografem . Observatoř bude m ít rovněž obří koronograf o prů m ěru 53 cm, takový, jaký již dnes pracuje na horských observatořích u Kislovodska a Irkutska (v iz RH 12/1967). V budoucnu se počítá i s výstavbou přístrojů pro hvězdnou astronomii: se zrcadlovým daleko hledem o průměru 1,5 m a se Schmidtovou komorou o průměru 1 m. V těsné blízkosti této budované observatoře, v nadmořské výšce 2800 m, již řadu let pracuje stanice Šternbergova státního astrono mického ústavu v Moskvě. Původně byla vybudována Dr. Sc. Sitnikem především pro studium rozložen í en ergie ve spojitém spektru Slunce. V současné době, kromě jiného, je zde pod vedením vědecké pracov nice Makarové výzkum zaměřen především na spektroskopické výzku my skvrn, hlavně na základě in fračerven é oblasti spektra, což má značný význam pro výzkum stavby skvrn. V nadmořské výšce 3500 m bylo úsilím několika ústavů vybudováno velk é středisko pro výzkum kosm ických paprsků a pro výzkum e le mentárních částic pom ocí kosm ických paprsků, vybavené moderním i přístroji. Pracuje zde několik desítek vědců, m ezi nimi jsou velm i často i zahraniční specialisté, včetně našich. Pracovní podm ínky zde již ci telně ovlivňuje nedostatek kyslíku a i po aklim atizaci se projevuje rych lejší únava. V pohoří Ala Tau u Alm a-Aty tak pozvolna vyrůstá velké centrum výzkumu makro a mikrokosmu. ★ Na poslední straně obálky reprodukujeme celkový pohled na horskou observatoř moskevského Šternbergova státního astronomického ústavu a je jí okolí v pohoří Ala Tau u Alma-Aty. Snímek byl pořízen ze silnice, vedoucí ke středisku výzkumu kosm ických paprsků.
Zprávy F R A N T I Š E K
Š O T O L A
Š E D E S Á T N Í K E M
Dne 29. záři d ožívá se 60 le t projektan t a stavitel prvn ích kopulí brněnské hvězdárny arch. František Šotola. T ech nický úředník m ěsta Brna, pravidelný návštěvník astronom ických přednášek a zájem ce o pokroky ve výzkumu ves míru, p ro je v il svůj zájem činem . Pro Společnost pro vybudováni lid ové h věz dárny v Brně — která kopule stavěla — vyp ra cova l bezplatně projekt dvou pozorovatelen, řid li výstavbu a sám také byl nejak tivn ějším brigádníkem . I když p řirozen ě stavba díla, jako jsou astronom ické p ozorovateln y se svým i sp eci fick ý m i potřebam i, daleko přesahuje odbornost i m ožnosti jednoho člověka — na výstavbě brněnské hvězd árn y se p od ílely tisíce brněnských občanů a m ládeže — získal sl František Šotola zásluhy o výstavbu hvězdárny. V době p říp ravy stavby v padesátých letech b yly první dvě kopule považovány za začátek většíh o díla, pro něž p řip ra v il arch. Šotola p rojekty v několika a lte r nativách. V ěn o va l této p rá ci během d evíti le t aspoň deset tisíc hodin práce. I potom zůstal pravid elným návštěvníkem přednášek lidovou hvězdárnou po řádaných i aktivním členem ČAS. Jeho účast p ři výstavb ě h vězdárny ocenil jíž před léty m ěstský národní výb o r v Brně a v m inulém roce také Českoslo venská astronom ická společnost. P řejem e F. Šotolovi m noho dalších radost ných let ve zd raví a zájm u o poznatky astronom ické vědy. Ob.
Co nového v asfronomii p o z o
r o v á n
!
x c a r a
Planetka 1566 Icarus byla sled o vá na na K le ti lOOcm refle k to re m během šesti nocí tohoto roku. Poprvé se p o d ařilo Icara zach ytit v noci 12./13. června, naposledy 22./23. června, kdy zhoršení počasí zn em ožnilo další s le dování. S výjim kou, kdy byl Icarus n ej jasnější (12,3m, ok olo 17. V I.), bylo jeho sledováni značně ob tížn é pro je ho m im ořádně rych lý pohyb. A by jej bylo m ožno foto gra fova t, b ylo nutno použit M etca lfovy m etody a posouvat pointačním zařízením ve směru pohy bu Icara souhlasně s jeho rychlosti. F O T O G R A F I E
I C A R A
K d yk oli se p řib líží některá z kom et nebo planetek značně k Zemi, vžd y se takové p říle žito s ti ujm e svým způso bem denní tisk. Tak tomu bylo i le tos v červnu s planetkou Icarem ; je jí dráha tém ěř protíná dráhu Zem ě a Icarus může se p řib lížit k Slunci pod statně víc než Merkur. Icara o b jevil Toku 1949 am erický astronom W alter Baade. P od le předběžných efem erid byla planetoida n ejb líže k Zem i v noci 14. června. Byla v tu dobu vzdálena
n a
k l e t i
V době m axim álního jasu bylo m ožno získat dobře proexponovanou stopu té to asteoridy během 15 sekund (v iz fo to g ra fii na 3. str. o b álk y). V této do bě činil jeho pohyb ok o lo 1 obloukové vteřin y za 2 sekundy časové. V izu ál ně byl sledován n ěkolikrát. Již po ně kolik a sekundách bylo možno vžd y zjis tit změnu jeho polohy zejm éna v blízk osti hvězd. Fotom etrická m ěře ni pro pom ěrně malou jasnost p lanet ky však nebylo m ožno na 50cm re flektoru provádět. Růžena P e tro vičov á NA
P E T Ř Í N E
od Zem ě 6 360 000 km a p ři je jí p ři bližné v elik o sti 1 km se dalo oček á vat, že bude obtížným objektem i pro větší dalekohledy. Toho jsme si byli vědom i na petřínské hvězdárně, o b k lo pené v noci četným i světly. N eb y li jsme si jisti ani fo to g ra fii, protože za rychléh o pohybu planetky (asi 2° za hodinu) nebylo m ysliteln é pointovat jednoduše na hvězdy a očekávat, že by se Icarus zach ytil na deskách, kte ré máme k dispozici. Bylo proto roz-
hodnuto v o lit pro fo to g r a fii M etcalfovu metodu, p ři které se ob jek t s le duje naslepo, jen p odle jeho pohybu.
ROZMĚRY
JASNÝCH
Dosavadním M lchelsonovým In ter ferom etrem na Mt. W ilsonu bylo m ož no m ěřit přím o úhlové rozm ěry pouze n ěkolika m álo jasných červených nadobrů, jako např. B etelgeuze. N ový Brownův intenzitní in terferom etr na hvězdárně Narrabi v Austrálii dovolu je m ěřit rozm ěry hvězd až do 2. h vězd né velik o s ti (v budoucnu až do 2,5™]. N edávno u veřejn il dr. Brown a spolu p racovnici v M onthly N otices K rá lov ské britské astronom ické společnosti zm ěřené průměry 15 hvězd, které uvá dím e v tabulce (prům ěry a chyby jsou v obloukových vteřin á ch ): D I A M A N T Y
Tento způsob um ožňuje soustředění stopy slabě svíticíh o ob jek tu na jedno místo. Před p ok lád á se, že p oln tovacl h la vice dalekohledu je op atřena p o hyblivým ok ulárem na saních. K dyž b yl p oln tovacl ok u lá r seřízen do p o zičníh o úhlu, m ohlo být přik ročen o k vlastn i expozici. V ýsled ek ukázal, že rela tivn ě krátká exp ozice postačila b o hatě k zobrazen i Icara jako bodu. D él ka stop h vězd (v souhvězdí D raka] ukazuje rych lost pohybu planetky. Snímky b yly exponovány jen p r o zís kání zkušeností, zda je z Prahy m ožné s ledovat tím to způsobem planetky 11. až 13. v e lik o s ti Zajím avá zpráva do šla od V. Šustera z Votic, k terý Icara sled o val v n oci 16. června vizu áln ě 20cm refrak torem -cou d é h vězdárny v Sedlčanech. P od le jeh o odhadu m ohl m lt Icarus jasnost 11“ . Z petřínské h vězdárny b yly exponovány celkem tři n egativy, jed en O. Procházkou, druhé dva exponoval P. Téra (14. VI. 23h30m až 23h50m, 14./15. VI. 23h50m— 00^ 18® a 16. VI. 00h28m — 00h48m SEC). Prvn í sním ek reprodukujem e (Zeissův o b jek tiv 150/750 m m ). Josef K lepešta
V
V současné době dělím e m eteority podle je jic h chem ického složen i asi do 20 skupin. Jednou z n e jza jím a v ě j ších jsou tzv. ureility, nazvané podle
HVĚZD
a a a a a (5 a a a a e a
Car (Canopus) CMa (S iriu s ) C M i ( P rok yon ) L yr (V e g a ) A q l (A ta ir ) O ri (R ig e l) PsA (F om alhau t) E ri (A ch ern ar) L eo (R egulu s) Gru CMa (A d h a ra) Pav r Ori ( B ela trix) P Cru c Ori (A ln ila m )
0,00686 0,00612 0,00571 0,00347 0,00297 0,00269 0,00209 0,00193 0,00138 0,00102 0,00081 0,00080 0,00076 0,00073 0,00072
±
± ± ± ± ± ±
0,00041 0,00010 0,00039 0,00016 0,00015 0,00015 0,00014 0,00008 0,00007 0,00007 0,00005 0,00006 0,00005 0,00003 0,00005
ME T EORECH
m eteoritu N ovo Urei, k terý spadl v ro ce 1886 na územ í dnešní G orkovské oblasti SSSR. Zatím znám e jen tři m e teority tohoto druhu: Goalpara, k te rý
b yl n alezen v In d ii v roce 1868 a Dyalpur, k terý spadl také v In d ii v r. 1872. T yto m eteority jsou zajím avé nejen svou zvláštn í strukturou, ale hlavně tím, že v nich b yly n a lezen y diam an ty. Po zpracováni m eteoritu N ovo Urei zjis tili J erofejev a Lačinov v ro c e 1888, že asi 1 o/o váhy m eteoritu je tvořen o diam antovým i zrny. N ejp rve b yly id en tifik ová n y podle je jic h Inertnosti k použitým chem ickým reagencilm a je jic h tvrdosti. V p ozdější době je jic h existen ci p o tv rd ili Kunz a Rlngw o od ren tgen om etrickou analýzou. Je zřejm é, že zkoum áni m eteo ric kých diamantů může přinést řadu n o vých poznatků, p rotože diam anty m o hou ch arakterizovat term odynam ické podm ínky, jak é existova ly při vzniku m eteoritů. System atický výzkum byl však zatím p roveden V in ograd ovem a Vdovykin em jen u čtyř m eteoritů, u výše zm íněných ureilitů a u chondritu Ghubara, k terý b yl n alezen v Ománu roku 1954. Pro analýzu b yly z každého m eteo ritu vza ty přesně odvážen é vzork y: G oalpara — 0,0765 g, N ovo U rei — 0,1025 g, Dyalpur — 0,1215 a Ghuba ra — 0,2065 gramu. V zork y b yly roz drceny a postupnou extrak cí z nich byly odstraněny všechny organ ick é sloučeniny. Zbylá frakce, k terá p řed stavovala (v o/o váhy m eteo ritu ): Goal para — 2,75, N o v ý U rei — 2,5, D yal pur — 3 a Ghubara — 1,02 °/o, byla podrobena další an alýze. Frakce m ěla černou barvu a skládala se ze zrn ne pravidelnéh o tvaru, z nichž některá m ěla diam antový lesk. Průměr zrn dosahoval 0,3 mm (N ovo-U rel, D yal pur, Ghubara) i v íc (0,3— 0,9 mm u G oalpara). Tato zrna m ěla tvrdost větší než 9 M oosovy stupnice. Vysoká tvrdost, inertnost k silným kyselinám a k zahřátí, lum iniscence v u ltra fia lo vém světle, to b yly jasné příznaky existence diamantů. P ozd ěji byla je jic h existence p otvrzena i ren tgen ovou analýzou, která navíc ukázala identičnost diamantů kam enných m eteoritů s diam anty pozem ského původu. N askýtá se otázka vzniku těchto diamantů. N ěk teří autoři, např. Urey a R ingw ood se dom nívají, že diam anty
v zn ik ly za vysokých tep lot a tlaků ve vnitřn ích oblastech planetárních těles, je jic h ž rozpadem pak vzn ik ly m eteo rity. Této dom něnce odporuje zjištěná rovnováha uh líkových fra k c i v m eteo ritech, která by nem ohla etxistovat dlouhou dobu. N ení také m ožné při k lon it se k hypotéze Lipschutzově a Andersově, to tiž ke vzniku diamantů p ři srážce m eteoritu se Zemí. Pak by chom spíše oček ávali diam anty v uhlí k ových chondritech, které jsou na uhlíkovou hmotu mnohem bohatší než ureility. V mnoha uh líkových chondritech však diam anty zjištěn y nebyly. A navíc, nejen že v nich nejsou diamanty, ale ani grafit, k terý ke svému vzniku nepotřebuje tak vysoké tep lo ty a tlaky. N ěk teré m eteority (např. Farm ington a j.) obsahují jenom grafit. Podobné složen í a charakter uhlíko vé hm oty ureilitů a u h líkových chondritů, dále p rakticky stejná struktura všech tří ureilitů a přítom nost diam an tů m ůže ukazovat na m ožnost vzniku ureilitů z uh líkových chondritů. Vinog rad ov a V dovykin p ředpokládají ten to mechanismus vzniku: Při srážkách asteroid — „m ateřsk ých tě le s " m eteo rů nastaly v oblasti bezprostředního úderu v e lk é zm ěny, úplná rekrystallzace a částečně i zm ěny chem ického složen i. Chondry b yly p ři srážce roz d rceny a oblasti m ezi je jic h úlomky b yly vyp ln ěn y uhlíkovou hmotou, je jíž plastičnost je dobře známa. Tato do m něnka se potvrzuje strukturou u reili tů, ve kterých jsou dobře vid iteln é trhlin y a póry protažené v jednom směru, navzájem rovnoběžné. Při srážce asteroid, při silném stla čeni, vzn ik la uvnitř uhlíkové hmoty centra g rafítizace. Struktura vzn ik lých krystalů grafitu m ohla pak být částeč ně přem ěněna na strukturu diamantů. V těch částech asteroidy, které b yly dále od oblasti srážky, nedošlo k tak m arkantním zm ěnám , ale jen k čás tečn é rek rystalizaci. V nitřn í napětí v uhlíkové hm otě m ohlo však 1 zde vést ke vzniku center g ra fítiza c e a konečně 1 ke vzniku diamantů (v p ří padě chondritů Ghubara). Toto hledis ko b ylo potvrzeno 1 řadou experim en táln ích prací. Josef Židů
V m inulém čísle /ŘH 8/1968, str. 156) jsm e se zm ín ili o objevu kom et W hitaker-Thom as (1968b) a Honda (1968c). N yn í otiskujem e parabolické e le m enty je jic h drah p odle výpočtu S. W. M ilbourna ( BAAC 501, 502): 1968b: T o, Q i q
= = = = =
1968c: T
= 1968 V III. 7,8925 EC = 88,8721° } Q = 106,1225° \ 1950,0 i = 143,2705° J q = 1,158114
1968 V I. 4,51001 EC 353,9898° 254,0153° } 1950,0 61,7705° 1,234012
M A P Y
co
S L U N E Č N Í
1968
F O T O S F É R Y
W20
H 30.
j
~íct9
20'
-
•
.
• •
T
o
* 4
-
-2 C r
t■ »
■
360'
■
,
1
iT **•! •
••t
'
t '
OTOČKA 1532
—i----1----1--- 1--- 1--- 1--- 1--- 1--- 1----1--- 1--- 1--- 1--- 1---
i
I
2tor
300'
IV30
IV 20
IV. 10.
o-
120'
180'
H *
—
20'
~
#
!
?
l
O' -
20 -
t
*r OTOČKA 1533
— i--- 1--- 1--- 1— i— i--- r--- i--- 1--- 1— i----1— i— >—
360'
300'
XO"
180'
120'
60-
Mapy sluneční fo to s fé ry v otočkách č. 1532 a 1533 byly sestaveny podle denních kreseb Slunce L. Schmieda v Kunžaku. R O T A C E
P L A N E T K Y
Již d elší dobu je známo, že některé planetky vyk azu jí p eriodick é zm ěny jasnosti, je jic h ž příčinou je rotace; předpokládá se přitom , že planetky bud nem ají dokonale kulový tvar, n e bo albedo není stejné na celém p o vrchu. Již před v lc e než 30 rok y zjis til Green, že jasnost nejjasn ější p lanet ky Vesty kolísá v rozm ezí asi 0,1 h vězd né v elik o sti s periodou asi 5,5 hod.
V E S T A
Z fo to e lek tric k ý c h p ozorování, v y k o naných v rozm ezí 1940 až 1967, k te rá zp ra c o v a l dr. T. G ehrels (U n iv e r sity o f A rizo n a ), b ylo m ožno o d vod it dobu rotace Vesty s velk o u přesností: 5h20m31,665s. Pravděpodobn á chyba je pouze ±0,003 v te řin y a tak ve sluneč ní soustavě jsou p řesn ěji určené doby rotace jen u Zem ě, M ěsíce a Marsu. Vesta rotu je přím ým sm ěrem (tj. jako
a = 12h40m a 6 - +76°, tedy nedaleko hvězdy x Draconis. (N e jistota v uvedené poloze je něk olik m álo stupňů.)
Z em ě). Současně pozorován i um ožni la u rčit i polohu rovníku planetky, severní konec rotačn í osy Vesty m íří k bodu na o b lo ze o souřadnicích O K A M Ž I K Y
V Y S Í L Á N I v
Č A S O V Ý C H
Č e r v e n c i
SI GNÁLŮ
1 9 6 8
O M A 50 kHz, 8h ; OM A 2500 kHz, 8h ; OLB5 3170 kHz, 8h ; Praha 638 kHz, 12^ ( N V — nevysíláno, N M — n em ěřeno) 1
OMA 50 OMA 2500 OLB5 Praha Den
2
4
3
5
9
10 0214 0214 0229 0214
13
14
11
12
OM A 50 OMA 2500 OLB5 Praha
0214 0214 0229 0214
0214 0214 0229 0214
Den
24 25 21 22 23 0214 0214 0214 0214 0214 0214 0214 0214 0214 0214 0229 0229 0229 0229 0229 N V N M 0214 0214 0214
OMA 50 OMA 2500 OLB5 Praha
6
0214 0214 0214 0214 0214 0214 0214 0214 0214 0214 0214 0214 0214 0214 0214 0214 0214 0214 0229 0229 0229 0229 0229 0229 0229 0229 0229 NM N M 0214 0214 0214 N M N V 0214 0214
Den
15
7
16 * 17
8
18
19
20
0214 0214 0214 0214 0214 0214 0214 0214 0214 0214 0214 0214 0214 0214 0214 0214 0229 0229 0229 0229 0229 0229 0229 0229 0214 N V 0214 N M 0214 N M 0214 0214 26 0214 0214 0229 0214
27 28 29 30 31 0214 0214 0214 0214 0214 0214 0214 0214 0214 0214 0229 0229 0229 0229 0229 0214 N V N M N M N M V. P tá če k
Z Čs . a s t r o n o m i c k é s p o l e č n o s f i O D B O Č K A
S L O V E N S K E J
S P O L O C N O S T I
Důa 2. m arca 1968 za přítom nosti predsedkyne hlavného výb oru Slovenskej astronom ickej spoločn osti dr. L. PajduSákovej bola založen á odbočka Slovenskej astron om ickej spoločnosti pří Sloven skej akadém li vied v Hurbanove. Odbočka má všetky před p ok lad y pře rozv o j tak ved eck ej ako i am atérskej astronom ie v zh la d o m na to, že v H urbanove je dobré vybavená Ob lastná lu d ová h vezdáreň dr. Konkolyiho, H yd rom eteorolo gick ý ústav SAV a G eofyzik áln y ústav SAV. Odbočka bude org a n izo v a t a usm ěr ňovat člnnosť člen ov SAS v okresoch Kom árno, N ové Zámky, Dunajská Stře da, Galanta a L evice, k toré okresy budú pričlen en é organ izačn ě k odbočke SAS v Hurbanove. Toho času má o d bočka 5 riadnych a 12 m im oriadnych členov, k torí pracujú v sekciach slneč-
V
A S T R O N O M I C K É !
H U R B A N O V E
nej (pod vedením ing. Štefana Pintér a j, m eteo ro log ic k e j (p od vedením odb. prac. M ilana B élik a) a pre pozorovan ie zák rytov a zatm ění (p od v e dením prom. fyzik a Ivana M oln ára). Člnnosť odbočky m óžem e ro zd e llť do nasledujúcich bodov: (1 ) organizačná činnost, (2 ) odborná činnost v sek ciach, (3 ) vedecko-popularlzačná čin nost, (4 ) publikačná činnost. Odbočka bude úzko spolupracovat s Oblastnou ludovou hvezdárňou v Hurbanove, H ydrom eteorologickým a G eofyzikálnym ústavom SAV v Hur banove a bude pestovať, podněcovat a rozšiřovat vedeckú, odbornú a výchovnú prácu v oblasti astronom ie a pří buzných prírodn ých vled, najma so zretelom na potřeby m odernej vedy, tech niky a spoločnosti. Ivan M oln á r
Z lidových hvězdáren a astronomických kroužků V S T U P
A S T R O N O M I E
DO
S L O V E N S K É H O
M E S T E Č K A
Po sedem ročnom úsilí člen ov astro nom ického krúžku p ři Závodnom klu be ROH závodu Považské stroiárne v P ovažsk é] Bystrici, sa konečne p o d a řilo uskutočnif reá ln e plány postavenia astronom ickej pozorovateln é. K rúžok záu jm ecov o astronóm iu v tom to m alom okresnom m este združu je 25 členov, k to rí vo svojom v o lnom čase dávajú přednost cyklu prednášok, ktorý prebieha rok čjo rok s no vou náplflou, ktorá zahrňuje aktuality z astronóm ie a astronautiky. Dobrým m ecenášom, u ktorého sa členovia krúžku v žd y střetli s porozum ěním , Je ved en ie Závodného klubu závodu. Este p red postavením kopuly bol krúžok slušné vyb avený pom ockam i pře prácu v astronóm ii a pom óckam i p ri před náškových akciách. Bez kopuly to bola však práca dosť núdzová, no záslu hou člena krúžku konštruktéra Eduar da Škorpíka, k torý konštrukciu kopu ly n avrhol a v závode i rea lizoval, bola táto konečne 7. m ája t. r. slávnostne otvo ren á (ob r. 1). A k t otvoren ia
p revied la naša známa astronóm ka dr. Eudmila Pajdušáková, riad iterk a A s tro nom ického ústavu SAV na Skalnatom Plese. P re m alé okresn ě m ěsto to bola v e lk á udalosť a člen ovia krúžku sú si vědom í nových m ožností am atérskej práce v astronóm ii. P ozo ro vatelň a je vybavená r e fr a k torem oh n isk ovej vzd ialen osti 150 cm a priem eru ob jek tivu 12 cm (ob r. 2 ). P řístroj je vyb aven ý am atérsky zh oto venou p rojekčn ou stavitelnou doskou, kde prem iet Slnka dosahuje p riem er až 20 cm s m ožnosťou zak reslovania slnečných škvfn. Počítám e s tým ako s jedným bodom p ráce člen ov krúžku. Inventář krúžku je tie ž vybavený refle k to re m s priem erom zrk ad la 12 cm, astrografom za tia l bez stojana, epidiaskopom , dvom a binárm i, hviezdnym a zem episným glóbusom a dosť bohatou odbornou literatúrou. Do ná plně p rá ce astronom ického krúžku spadá obsluha dvoch m eteo ro lo g ic kých budiek, k toré obsluhujú m ladší členovia — študenti SVŠ v Pov. By
Obr. 1.
strici. Pravid eln e dvakrát denne vyplňajú protok ol m eteo ro log ick ý ch prvkov. V n a jbližšej budúcnosti sa práca krúžku ob oh atí o stanicu stále] nočnej k on tro ly ob lo h y s foto gra fová n ím m eteórov, stanicu, ktorá bude súčasťou celoštátn ej slete pře trv a lé sledovanie pádov bolidov. I kecl práca sa vyk on ává s nadše ním, sme sl vědom í, že terajšl stav je p rovizórn y. Očakávam e podporu národného výboru a kom petentných kultúrnych č ln ite lo v města a budeme rea lizo va t náš dávný sen — Iudovú hvezdáreň. M ěsto má pre takúto stavbu m im oriadne výh odný stavebný pozemok, kde v o k o lí hvězdárně počítám e so zriadením vyh lia d k ovej o d p očin k o vé]' a esteticky riešen ej terasy nad mestom. T ým ito našim i plánm i a už re a lizo vaným i c ie lm i obohacujem e am atérsku astronóm iu na Slovensku, ktorá je zatia l stále ešte v začiatkoch. Juraj Bardy M I N I H V E
P ři pozorován í teleskop ick ých m e teorů a prom ěnných hvězd používám Binar-Somet 25X100, se kterým jsem plně spokojen. P ozorován í v n oci však bývá dost nepříjem né, protože p ad ají cí rosou vlh n e povrch dalekohledu, m apy i šaty pozoru jícíh o. Abych si práci u dalekohledu zpříjem n il, po stavil jsem sl na zah radě m alý dom ek s kopulí a Binar jsem do něho um ístil. Dřevěná konstrukce má základnu 2 X 2 m a je jen 1 m etr vysoká. Má pa lubovou podlahu a sloupek s Binarem je o d podlah y od d ělen m ezerou. Tím je zam ezeno otřesům . N a d řevěné kon strukci je 2mm p lech ová plenta s v ý řezem o 0 180 cm. N a ní je navařený kruh z plochéh o železa, k terý zabra ňuje zatékán í vod y a zároveň slouží jako vod ítk o krytu. K ostra krytu je z plochéh o železa ohnutého do ob lou ků a přivařen éh o na kruh, k terý má o něco větší průměr než kruh na p le ch ové základně. Potah kopule je uši tý z hrubého plátna, které se po prv-
Obr. 2.
ZDÁRNÁ ním dešti vypnulo a n etvoří záhyby. Ke kostře je plátno přichyceno šrou by se silným i koženým i podložkam i. V ý řez v kopuli je p řek rývá rovn ěž p lát nem, na kterém jsou patentní p řích yt ky. Odepínánl a zapínání se provádí zevnitř. Plátno je neprom okavé a p ro šívaná místa jsem ještě přestříkal aero solovým přípravkem Im pretin. P ozd ě ji počítám s ferm ežovým nátěrem . S krytem jsem spokojen, protože p o zorován í je pohodlné. K ryt chrání p ro ti p adající rose, postrannímu světlu, proti větru a částečně i p roti chladu. P ři chladném počasí připnu do v ý ře zu silnou plachtu, ve které je otvo r jen pro tubus Binaru. Látka je volná a d ovolu je pohyb ve výšce. Celá k o pule je na m alých k olech o průměru asi 3 cm a lze jí voln ě otáčet. P ři o d chodu z krytu přitáhnu několika šrou by k ryt ke d řevěné části. Mapy a další pomůcky v krytu nezvlhnou a Binar nemusím přenášet. Po ukončeném po zorován í stačí zapnout plachtu ve vý-
řezu, upevnit k ryt ke kostře a zavřít d vířka. K o světlován i postačí svítidla, jakého se používá k o světlován i stanů. D alekoh led na železném sloupku je refra k to r s ob jek tivem od p. Ryndy z Ostravy. Tubus se dá snadno vyjm ou t
z m ontáže a u ložit v krytu. N a zbytek m ontáže potom stačí přeh odit p lach tu. I s tím to dalekohledem jsem spo kojený. Prům ěr ob jek tivu je 100 mm, oh nisková vzdálenost 1600 mm. VI. M azanec
N o v é kni hy o p u b l i k a c e • A cta U n iversita tts C a rolina e — M a th em a tica et Physica, obsahují v čísle 1/1967 p rá ci M. P lavce: „ 0 r o tačním efektu zák rytových p rom ěn ných h vězd “ , v čísle 2/1967 publikace Z. Sekaniny: „P ro b lém y původu a v ý vo je K reu tzovy skupiny k o m e t" a V. Vanýska a P. Žáčka: „R o zd ě le n i in ten zity kyan ových a u h líkových pásů u k om ety Everhart 1964h“ . Všechny práce jsou psány an glick y. • K. Kuchař: Základy obecn é te o rie re la tiv ity . Academ ia, nakladatelství Cs. akadem ie věd, Praha 1968; 256 str., 42 obr.; váz. 16 Kčs. — K uchařova učeb nice obecné teorie re la tiv ity vzn ik la z autorových přednášek na matematic k o-fyzik áln í fak u ltě U n iversity K ar lo v y a je proto také jako vysokoškol ská učebnice zam ěřena. To však nezna mená, že ji neu vítají i ostatní zájem ci, astronom y nevyjím aje. Kniha je r o z dělena krom ě historického přehledu a úvodní části (zák lad n í sym bolika, de-
fin ic e a v zo rc e speciáln í *:eorie r e la tiv ity ) na pět od d ílů : N ein erciá ln í sou stavy, Základy riem annovské geom et rie, Zákony sp eciáln í teorie rela tivity v nein erciáln ích soustavách, Obecná teorie rela tivity, Řešení Einsteinova gravitačn íh o zákona a p oh ybových ro v nic testovacích částic. Kniha je psána jasně a srozu m iteln ě a lze jí snad jen vytknout n ěkterá p říliš názorná p ři rovnáni, která by se spíše h od ila do populární knížky. A stron om ovi ne uniknou něk teré drobné nepřesnosti, hlavn ě v term in ologii; jde především o závěrečn é části 5,2 a 5,3 od d ílu V., k teré jsou navíc přes svůj význam v l če než stručné. ] . B. • P. Ahnert: A s tro n o m is ch -ch ro n o lo g ische T a fe ln ftir Sonne, M on d und Planeten. Nakl. Johann Ambrosius Barth, Lipsko 1968, 4. vydání, 48 str., 43 tab., 7 obr.; cena kart. M 10,20. — O Ahnertových astron om icko-ch ronologických tabulkách pro Slunce, Měsíc a planety,
je jic h ž prvn í vydán i vyšlo již v roce 1960, jsm e v Říši hvězd jíž re fe r o v a li (RH 8/1960, str. 158 — 1. vydání, ŘH 7/1966, str. 142 — 3. v y d á n í); p ro to že nynější 4. vydán í je beze zm ěn p ro ti vyd án í 3., odkazu jem e na tyto r e cenze. L ze snad jen podotknout tolik, že čty ři vydán i speciáln í publikace během n ěkolika m álo let dokazu ji u ži tečnost příručky. A h n ertovy tabulky vře le doporučujem e všem vážnějším zájem cům o astronom ii a koupí si je jistě i všechny naše lid o v é h vězd á r ny a astronom ické kroužky, pokud n e m ají již vydán í dřívější. Publikaci si je možno ob jed n at v Inform ačním stře disku NDR, palác Dunaj, Praha 1, N á rodní 10. J. B. • Z e m lja i Vselennaja. Od roku 1965 vydává n a kladatelství „N a u k a " v M o skvě populárně věd eck ý dvoum ěslčník „Z em lja i V selen n aja", řízen ý p rof. D. J. M artynovem . Prvn í sešit ročníku 1968 má 96 stran a jeh o obsah je ro z dělen takto: prvn í část obsahuje šest hlavních článků ( dva s tém atikou g e o fyzikáln í, ostatní čty ři s tém atikou astron om ickou). Další část časopisu je věnována sym poziím , k on feren cím a sjezdům, zprávám o hvězdárnách a v ě deckých osobnostech. Poslední část se
týká am atérské astronom ie, recen zí knih a obsahuje krátké zp rávy o n o vých objevech. P rotože členy redakční rady i autory článků jsou přední s o větští astronom ové, dostávají čtenáři velm i dobré a čerstvé inform ace. Z č. 1/1968 uveďm e alespoň tyto přísp ěv ky: T. A. A gekjan, T eoretick é výzku m y v oboru stelárn í astronom ie v SSSR; V. V. Sevčenko, Astronom ická o rie n tace na M ěsíci; O. Dollfus, O bjev Janu se — desátého Saturnova m ěsíce; A. V. Zasov, N eo b vy k lé galaxie. Z oboru teorie vyu čován í astronom ii zaujme příspěvek E. P. Levitana, Úvahy o v y učováni astronom ii na střední škole. Z tohoto stručného přehledu je vidět, že časopis je určen i učitelům astro nom ie na sovětských středních ško lách. A č k o liv se v SSSR vyučuje astro nom ii jako sam ostatnému předm ětu již 30 roků, nem ají tito učitelé svůj vlastni časopis. Obsah časopisu je pestrý a je škoda, že není u nás více rozšířen — našel by jistě hodně čtenářů. Časopis vych ází v nákladu 38 800 výtisků, fo r mát 20X26 cm 2 a jeden sešit stojí 30 kopějek. P odle sd ělen i odpovědnéh o redaktora lze v CSSR časopis objednat u PNS — d ovoz tisku, Vinohradská 46, Praha 2. J. Š irok ý
Uk_ a z y na o b l o z e v ř í j nu S lu nce vych ází 1. říjn a v 6h00m, za padá v 17h38m. Dne 31. října vych á zí v 6h48m, zapadá v 161*39™. Za říjen se zk rátí délka dne o 1 hod. 47 min. a poled n í výška Slunce nad obzorem se zm enší o 11°. M ěsíc je 6. října v e 13*1 v úplňku, 14. říjn a v 16h v poslední čtvrti, 21. října ve 23h v novu a 28. říjn a v e 14h v prvn í čtvrti. V odzem í je M ěsíc 11. října, v p řízem í 23. října. Dne 6. října nastává úplné zatm ění M ěsíce, které však u nás není vid iteln é, p rotože úkaz začíná až po západu M ěsíce. V říjnu nastanou tyto konjunkce M ěsíce s p la netam i: 7. X. se Saturnem, 19. X. s M ar sem a s Jupiterem, 20. X. s Uranem, 23. X. s Neptunem a 24. X. s Venuši. Dne 24. říjn a v od p oled ních hodinách nastane apuls An tara s Měsícem . K úkazu dojde asi hodinu před zápa dem Měsíce.
M e rk u r je 31. října v největší zá padní 'elongaci, takže bude vid iteln ý koncem m ěsíce na ranní ob loze. Dne 21. X. vych ází v 5h28m, 26. X. v 5101™, 31. X. ve 4h59m — během této doby se zvětšuje jasnost p lanety z + l , 5 m na — 0,3m. Dne 3. říjn a je M erkur v za stávce, 15. X. v dolní konjunkci se Sluncem a 24. X. op ět v zastávce. Dne 24. října p roch ází M erkur přísluním. Venuše je nad západním obzorem v e če r k rátce po západu Slunce. Počát kem říjn a zapadá v 18h32m, koncem m ěsíce v 18h04m. Planeta má jasnost — 3,4m. Dne 17. říjn a nastane konjunk ce Venuše s Neptunem, 28. říjn a k on junkce Venuše s Antarem . M ars je v souhvězdí Lva a je p o zo ro va teln ý v ranních hodinách. P o čátkem říjn a vych ází ve 2h57m, kon cem m ěsíce v e 2h42m. Jasnost Marsu je asi +2,0m.
Jupiter se pohybuje souhvězdím i Lva a Panny. Planeta není ve výhodné p o lo ze k pozorování, p rotože vych ází k rátce p řed východem Slunce: začát kem říjn a ve 4h22m, koncem m ěsíce v e 2h58m. Jasnost Jupitera je asi — 1,3“ . Saturn je v souhvězdí Ryb. Planeta je 15. říjn a v op o zic i se Sluncem a je ted y po c e lý m ěsíc nad obzorem praktick y po celou noc. Saturn má jasnost + 0 ,3 m. U ran je v souhvězdí Panny. P roto že je planeta v říjnu k rátce po k on jun kci se Sluncem, nejsou p ozorovací podm ínky příznivé. Uran vych á zí rá no před východem Slunce: počátkem říjn a v 5h14m, koncem m ěsíce ve 3h25m. Jasnost Urana je asi + 6 ,0 m. N ep tu n je v souhvězdí Vah. Planeta se b líží do konjunkce se Sluncem, k te rá nastane 18. listopadu, a tak již v říjn u není pro blízk ost u Slunce p o zorovatelná. Neptun zapadá k rátce po západu Slunce. Pla n etky. Dne 20. října nastává op o zice Vesty se Sluncem, takže po celý m ěsíc jsou p řízn ivé podm ínky k v y h le dání této planetky. Vesta se pohybuje p ob líže rozh ran í souhvězdí V elryb y, Berana a Ryb; má jasnost + 7 , l m. P la netku lze snadno nalézt i triedrem p o dle efem erid y (v iz Hvězdářská ročen ka 1968, str. 97 ); lze ji vyh led a t např. pom ocí Atlasu E clipticalis. M eteory . Z význam ných rojů m ají maximum činnosti O rionidy 21. října. Maximum připadá na odp oled n í h od i ny. O rionidy však lze pozorovat po do bu asi 8 dní, M ěsíc kolem novu nebude rušit. V době m axim a lze spatřit asi 20 m eteorů tohoto ro je za hodinu. Z podružných rojů m ají maximum čin nosti /-Drakonidy 9. říjn a a a-Pegasidy 20. října. J. B.
OBSAH P. L á la : K o n fe r e n c e o p o z o r o v á n í u m ě lý c h d ru žic Z em ě — J. B ouška: P lu to — o b je k t 1 p ro a m a té ry ? — J. Š ilh á n : O b je k tiv o v é s p e k tr o g r a fy — M. K o p e c k ý : V ý zk u m Kosmu v p o h o ř í A la Tau u A lm a -A ty — Z p r á v y — Co n o v é h o v a stro n o m ii — Z Čs. a s tro n o m ic k é s p o le č n o s ti — Z lid o v ý c h h v ě z d á re n a a s tro n o m ic k ý c h k ro u žk ů — N o v é k n ih y a p u b lik a c e — O k a zy na o b lo z e v ř íjn u
C O N T E N T S P. L á la : C o n fe r e n c e on th e Obs e r v a tlo n o f A r t i fl c i a l E a rth Sa telllte s — J. B ou ška: P la n e t P lu to — J. Š ilh á n : O b je c tlv e S p e c tro g ra p h s — M. K o p e c k ý : A N e w O b s e rv á to ry N e a r A lm a -A ta — N o te s — N e w s In A s tro n o m y — F r o m th e C zech o s lo v a k A s tro n o m lc a l S o c ie ty — F r o m th e P u b lic O b s e rv a to rie s and A s tro n o m lc a l Clubs — N e w B ooks and P u b lic a tio n s — P h en o m e n a In O ctob er
C O f l E P I A H H E n.
J la jia :
KoHcJiepeHUKH
o
H a fijiio n e -
HHHX HCKyCCTBeHHfalX C Iiy T H H K O B 3 e M j i h — H . E o y n iK a : n .ia iiC T a n . iV T O H —
H.
IHHJiraH:
Tporpa<j>bi — OÓCepBaTOpHH C ooC iu em iH h om h h —
—
()6i>eKTHBHí»ie
cneK -
M.
K onenK H ň: H o B a s BÓJIH3H A jlM a -A T b í — H to
HOBoro
b
ac T p o -
H 3 'le x o c .io B a u K o r o a c r p o -
H oM H H ecK oro o Ď m ecT B a — H 3 H a p o a HLJX O ficepB aTO pH fi H a C T P 0 H 0 M H q e CKHX KpyjKKOB — H o B b ie nyfí.iHKauHH — 3B.ieHHH B OKTSiOpe
KHHFH H Ha H e6e
Rlšl hvězd řid l re d ak č n í ra d a: J. M ohr (ve d ou c í re d .), Jlřl Bouška, (výkon, re d .), J. G rygar, O. H lad, F. Kadavý, M. Kopecký, B. M aleček, L. M ller, O. O búrka, Z. P la v cové, J. Stobl; taj. red. E. V o kalo vá, tech. red. V. Suchánková. Vy d ává m inisterstvo k u ltu r y i n a k la d a te ls tv í O rbis, n. p., V in o h ra d s k á 46, P ra h a 2. — T is k n e S tátn í tiskárna, n. p., závod 2, Slezská 13, Prah a 2. Vych ází 12krát ročně, cena jednotlivého výtisku 2 Kčs. Rozšiřuje Poštovní novinová služba. In form ace o předplatném podá a objednávky přijím á k aždá pošta 1 doručovatel. O bjednávky do zah ran ičí vyřizuje PNS — ústřední expedice tisku, odd. vývoz tisku, Jindřišská 14, P rah a 1. Příspěvky zasílejte na redakci Říše hvězd, Švédská 8, Prah a 5, tel. 54 03 95. Rukopisy a obrázky se n evracejí, za odbornou správn ost odpovídá autor. — Toto číslo bylo dáno do tisku 20. č e r v e n c e , vyšlo 20. z á ř i 1968.
Sním ek p la n etky learus z n oci 16./17. V I. 1968; expozice 5 min., 15 sek. a 6 min. re fle k to re m 1000/3950 cm hvězdárny na K le ti. — N a čtv rté straně obálky je horská observatoř S tern bergova a stron om ickéh o ústavu v p o h o ří Ala Tau u Alm a Aty. /K článku na str. 173.)
