4 1983 250 Kčs

Bohuslav Balbiacuten o orloji v druheacute polovině 17 stol (Miscellanea historica regni Bohemiddot miae Decad l Lib III str 155 teacutež Rosickyacute V Staroměstskyacute orloj v Praze Otto a spol Praha 1923 ve volneacutem překladu podle Rosickeacuteho)

Nespatřujiacute se zde jako na jinyacutech hodinaacutech uměleacute hřiacutečky nebo tilěrky netancujiacute zde babky se smrtiacute nehrajiacute zde anděliacutečkoveacute na housličky nevychaacutezejiacute zde na prkeacutenshykaacutech panaacutečkoveacute a panenky aby se jim obdivovali chlapci a nerozumneacute děti i sedlaacuteci když seno a dřiacuteviacute do města přivezou ani jakeacute směšneacute věci ktereacute zajisteacute hodinaacutem ceny nepřidajiacute Na těchto však hodinaacutech maacute mudrec i počtaacuteř co vyhledaacutevati spatřujiacute se zde všecky většiacute svaacutetky kalendaacuteřniacute napsaneacute na okrouhleacute desce potom zlatyacute počel leacuteto přestupnaacute (obojiacute na ukazateli dat) hodiny českeacute i německeacute ktereacute ukazujiacute i bijiacute a to nikoliv současně nyacutebrž rozdiacutelně ve svuj naacuteležityacute čas takeacute je tu viděti kouli slunečniacute i měsiacutečniacute (obě ryziacutem zlatem v ohni dobře pozlaceneacute) jak na obloze vychaacutezejiacute a zapamiddot dajiacute a při tom jak Měsiacutece přibyacutevaacute a ubyacutevaacute takeacute zatměniacute pak běhy všech oběžnic konečně obraz celeacuteho nebe (na maleacute steacuteře proti Tyacutenu) (Samozřejmě měsiacutečniacute koule zakryacutevaacute kouli slunečniacute při každeacutem novu al už zatměniacute nastalo nebo nenastolo Podobně se Balbiacuten myacuteliacute v tom že by orloj ukazoval běh všech planet k tomu možnaacute napomohla skutečnost že na zaacutekladniacute desce lze odečiacutetat hodiny planetniacute ktereacute děliacute dobu mezi vyacutechodem a zaacutepadem na 12 hodin) (K člaacutenku na str 69)

shybull

Bohuslav Balbiacuten o orloji v druheacute polovině 17 stol (Miscellanea historica regni Bohemiddot miae Decad l Lib III str 155 teacutež Rosickyacute V Staroměstskyacute orloj v Praze Otto a spol Praha 1923 ve volneacutem překladu podle Rosickeacuteho)

Nespatřujiacute se zde jako na jinyacutech hodinaacutech uměleacute hřiacutečky nebo tilěrky netancujiacute zde babky se smrtiacute nehrajiacute zde anděliacutečkoveacute na housličky nevychaacutezejiacute zde na prkeacutenshykaacutech panaacutečkoveacute a panenky aby se jim obdivovali chlapci a nerozumneacute děti i sedlaacuteci když seno a dřiacuteviacute do města přivezou ani jakeacute směšneacute věci ktereacute zajisteacute hodinaacutem ceny nepřidajiacute Na těchto však hodinaacutech maacute mudrec i počtaacuteř co vyhledaacutevati spatřujiacute se zde všecky většiacute svaacutetky kalendaacuteřniacute napsaneacute na okrouhleacute desce potom zlatyacute počel leacuteto přestupnaacute (obojiacute na ukazateli dat) hodiny českeacute i německeacute ktereacute ukazujiacute i bijiacute a to nikoliv současně nyacutebrž rozdiacutelně ve svuj naacuteležityacute čas takeacute je tu viděti kouli slunečniacute i měsiacutečniacute (obě ryziacutem zlatem v ohni dobře pozlaceneacute) jak na obloze vychaacutezejiacute a zapamiddot dajiacute a při tom jak Měsiacutece přibyacutevaacute a ubyacutevaacute takeacute zatměniacute pak běhy všech oběžnic konečně obraz celeacuteho nebe (na maleacute steacuteře proti Tyacutenu) (Samozřejmě měsiacutečniacute koule zakryacutevaacute kouli slunečniacute při každeacutem novu al už zatměniacute nastalo nebo nenastolo Podobně se Balbiacuten myacuteliacute v tom že by orloj ukazoval běh všech planet k tomu možnaacute napomohla skutečnost že na zaacutekladniacute desce lze odečiacutetat hodiny planetniacute ktereacute děliacute dobu mezi vyacutechodem a zaacutepadem na 12 hodin) (K člaacutenku na str 69)

shybull

Řiacuteše hvězd Roč 64 (1983) Č 4

Jak jsem pozoroval zatměniacute Slunce Konečně se přibliacutežil 15 prosinec 1982 slavnostniacute chviacutele naacutes všech astronomL

amateacuterů a obdivovateltt oblohy neboť to byl den kdy mělo byacutet u naacutes pozorovashytelneacute čaacutestečneacute zatměniacute Slunce Naacuteležitě jsem se na to připravoval Hvězdaacuteřskeacute ročenky otevřeneacute na straacutence 94 zaujaly trvalaacute miacutesta na pracovniacutem stole jidelshyniacutem stole nočniacutem stolku a jen aby se nepropaacutesla ta hostina nevšedniacutecll zaacutežitk[l bude-li počasiacute shoviacutevaveacute Do pohotovosti jsem p řichystal pozorovaciacute techniku - fotoaparaacutety teleobjektivy citlivyacute materiaacutel lakyacute však vybrat pozoshyrovaciacute program Rozhodně nebuacutede škodit tradičniacute sada sniacutemků postupu zatměshyniacute přiacutepadně s žaacutenrovyacutem obraacutezkem budov nebo krajiny pod nakousnutyacutem Slunshycem Co by se však dalo ještě ve městě jako Praha dělat

Pustil jsem se do studia literatury o minulyacutech zatměniacuteclJ Vyacutelet baloacutenem jakyacute podnikl lansen do oblasti totality z obleženeacute Pařiacuteže v roce 1871 nepřipadal

u uacutevahu A hleďme ve zpraacutevě o uacuteplneacutem zatměniacute 16 2 1980 v Indii stojiacute že I) nemocniciacutech ve městech Trivandran Yeravada a Madras neurologoveacute porovshynaacutevali chovaacuteniacute při zatměniacute a mimo něj u osob s narušenou funkciacute mozku u mentaacutelně abnormaacutelniacutech dětiacute epileptiků neurotiků kardiaků a těhotnyacutech žen Nenašly se žaacutedneacute korelace okamžiků vzrušeniacute a neklidu nebo naacutehlyacutech přiacutehod ~ totalitou Pracovniacuteci katedry zoologie osmanskeacute univerzity vyzkoumali že osloveacute při zatměniacute ulehli hlavou k zaacutepadu jak to dělajiacute normaacutelně každyacute večer Kraacuteliacuteci a některaacute dalšiacute zviacuteřata přestala žraacutet lak světla ubyacutevalo ptaacuteci v botashynickyacutech a zoologickyacutech zahradaacutech se sleacutetli k miacutest[lm kde obvykle nocujiacute Stěshyhovaviacute ptaacuteci se začali shlukovat jak to činiacute obvykle před hřadovaacuteniacutem Někteřiacute ptaacuteci nepokojně kroužili pak se sleacutetli k přenocovaacuteniacute avšak při rozsvětlovaacuten i zase miacutesto opustili a štěbetali přitom tak o raacuteno Kozy a domaacuteciacute dobytek se bezshyciacutelně rozběhl některeacute květiny se zavřely Když jsem ještě popřemyacutešlel nad praacutevě vyčtenyacutemi fakty z časopisu Mercury ( 1981 Č 4 str 108) dostavil se naacutepad jestliže v Indii byl vědecky studovaacuten vliv zatměniacute na biosfeacuteru bldu jaacute sledovat vliv zatměniacute na městosteacuteru tedy na život v Praze

Nastal očekaacutevanyacute den bohužel oblačnyacute Nedlouho před prvniacutem kontaktem naloženyacute brašnami s fotopřiacutestrOji a zaacutepisniacuteky jsem se vydal ze Smiacutechova směshyTem k centru Tramvaje se zvolna ploužily a na mostě 1 maacuteje u Naacuterodniacuteho divadla již staacutel zaacutestup nehybnyacutech avšak ještě naplněnyacutech tramvajiacute To ovšem neniacute tak neobvyklyacute jev a se zatměniacutem patrně nemaacute nic společneacuteho myslil jsem si Asi po patnaacutecti minutaacutech (do okamžiku maximaacutelniacute taacuteze zbyacutevalo kolem hodiny) jsem u cestujiacuteciacutech začal pozorovat vzrůstajiacuteciacute neklid Noviny se začaly zaviacuterat někteřiacute cestujiacuteciacute přestali jiacutest někteřiacute vykřikovali a jiniacute dokonce škubali dveřmi od vozu Asi po pěti dalšiacutech minutaacutech řidič otevřel dveře lideacute se vyshyhrnuli mezi stojiacuteciacute auta a bezciacutelně se rozeběhli Chviacuteli nepokojně kroužili (kolem vozu) a pak se vydali pěšky přes most k Naacuterodniacutemu dzvadlu Protože faacuteze zatměniacute již pNbyacutevalo učinil jsem si o tom poznaacutemky a přimiacutechal se mezi ně

Sledoval jsem zda se někdo diacutevaacute na j i žniacute oblohu kde se vysoko na nebi za mraky dal tušit ubyacutevajiacuteciacute srpek Slunce Nediacuteval se tam nikdo Všichni pohliacuteželi praacutevě na opačnou stranu ke kamenneacutemu zaacutebradliacute mostu Sem totiž začali

uleacutehat lideacute (hlavou k severu) a diacutevali se představte si dolů Poznamenal jsem si to a zvolil toto miacutesto za sveacute prveacute stanoviště (souřadnice jsem si dopočiacutetal

69

později) Přichystal jsem fotoaparaacutety k zachyceniacute prchaveacuteho okamžiku kdy snad Slunce probleskne mezi mraky Lideacute staacuteli na mostě zatvrzele otočeniacute zaacutedy k zajiacutemaveacutemu přiacuterodniacutemu uacutekazu kteryacute nebyl vidět Chtěl jsem na zatměniacute upo shyzornit kolemstojiacuteciacute ale než jsem se k tomu odhodlal upozornili mne oni abych otočil aparaacutet a fotografoval Smetanovo naacutebřežiacute jehož čaacutest ležela spadlaacute ve Vltavě a dalšiacute kusy se tam sesouvaly včetně zaacutebradliacute a sloupu pouličniacuteho osvětleniacute

Bylo mi liacuteto vypotřebovat obraacutezky na takovou zaacuteležitost a nedal jsem se přishynutit k fotografovaacuteniacute ani poněkud agresiacutevntJjšiacutem chovaacuteniacutem okoliacute Raději jsem rychle složil fotoaparaacutety a přesunul se na předem zvoleneacute zaacuteložniacute stanoviště na Staroměstskeacutem naacuteměstiacute Odtud bylo totiž na orlOji velmi dobře vidět jak těleso Měsiacutece zakryacutevaacute Slunce zatiacutemco na obloze nebylo vidět staacutele nic Takeacute zde podobně jako na meacutem předchoziacutem stanovišti lideacute bezciacutelně pobiacutehali a kroushyžili Někteřiacute upiacuterali oči tam kde mohli uacutekaz pozorovat a dokonce totaacutelniacute Přesně v 9 hodin 37 minut při největšiacute taacutezi 047 jsem stiskl spoušť a spokojen se vraacutetil na původniacute stanoviště u Naacuterodniacuteho divadla Lideacute zde ještě seděli na zaacutebradliacute jako na hřadu a ziacuterali doprava se postupně rozhyacutebaacutevala Faacuteze ubyacutevalo jedinci začiacutenali opouštět miacutesto a ženy přitom vzrušeně štěbetaly Učinil jsem st o tom posledniacute zaacuteznam do zaacutepisniacuteku

lak se druhyacute den ukaacutezalo byla moje nechuť plyacutetvat citlivyacutem materiaacutelem na přiacutehodu sesuteacuteho naacutebřežiacute opraacutevněnaacute Noviny byly plneacute takovyacutech sniacutemků zato obraacutezek zatměniacute jevu mnohem zajiacutemavějšiacuteho jsem tam vůbec nenašel O to pyšnějšiacute jsem na svůj sniacutemek a na svaacute pozorovaacuteniacute kteraacute mohu uzavřiacutet že mezi reakciacute na zatměniacute v životě v přiacuterodě a v životě normaacutelniacutech lidiacute ve městě neniacute podstatnyacutech rozdiacutelů (Ze zaacutepisniacuteku astronoma amateacutera) -msshy

t Oto Obůrka Horizont vesmiacuteru Mluviacuteme-li na moři o borizontu miacuteniacuteme tiacutem kružnici dohledu jejiacutež poloměr

je zaacutevislyacute na vyacutešce pozorovatele nad hladinou Dohlednost je samozřejmě

ovlivněna abmoSfeacuterickoU refrakciacute Z vyacutešky 50 m by měl byacutet při ideaacutelniacutech podshymiacutenkaacutech dohled 272 km z vyacutešky 1000 m je v takoveacutem přiacutepadě borizont ve vzdaacutelenosti 1219 km Povrchoveacute uacutetvary za touto hraniciacute ležiacute pod horizontem a jsou pro naacutes nepQlzorovatelneacute Kdybychom pozorovali zeměkouli z nekonečně velkeacute vzdaacutelenooti dělil by absolutniacute horizont (hlavniacute kružnice) zemskyacute poshyvrch na dvě polokoule

Jinyacute probleacutem představuje mez dohlednosti ve vesmiacuteru jež je někdy (ne zcela spraacutevně) označovaacutena jako horizont vesmiacuteru Velkeacute radio astronomickeacute anteacutenniacute soustavy a moderniacute optickeacute dalekohledy umožňujiacute studium vesmiacuteru do propastshynyacutech vzdaacutelenostiacute Měřiacutetkem vzdaacutelenosti je kosmologicky interpretovanyacute rudyacute poSuv spekter kup galaxiiacute jeden z největšiacutech dosud naměřenyacutech rudyacutech posuvů u kvasaru OQ-l72 z =353 interpretovanyacute kosmologicky znamenaacute vzdalovaacuteniacute ltychloStiacute 273000 kms tedy 91 rychlosti světla Při hodnotě Hubbleovy konshystanty H = 50 kmsMpc odpoviacutedaacute tento posuv vzdaacutelenosti 17 miliard světelshynyacutech let při hodnotě H = 75 kmsMpc odpoviacutedaacute vzdaacutelenosti 12 miliard světelshynyacutech let Spraacutevnaacute interpretace rudeacuteho posuvu zaacutevisiacute tedy na spolehliveacute znashylosti H Dosah pozorovatelnosti je určen mohutnoStiacute a citlivostiacute pozorovaciacutech přiacutestrojů Pronikaacuteniacute do ještě hlubšiacutech vzdaacutelenostiacute prostoru si slibujiacute astronoshymoveacute od připravovanyacutech optickyacutech a raacutediovyacutech dalekQlhledů ktereacute budou regisshytrovat mnohem slabšiacute zaacuteřeniacute hluboko pod prahem zjistitelnosti nynějšiacutemi přiacutestroji lt1

Důležitou teoretickou otaacutezkou je existence horizontu vesmiacuteru v kosmologii kteraacute usiluje o postiženiacute charakteru a struktury vesmiacuteru ja1Q celku Jde o rozshyšiacuteřeniacute pozorovaciacutech vyacutesledků a teoretickyacutech poznaJ1ků ziacuteskanyacutech v čaacutesti doshystupneacute našemu studiu I když byl již shromaacutežděn obrovskyacute pozorovaciacute materiaacutel přece nestačiacute k vytvořeniacute spolehliveacuteho obrazu vesmiacuteru Ve snaze vystihnout

70

skutečnyacute vesmiacuter vytvořili kosmologoveacute celou řadu teoretickyacutech modelů a zkoushymajiacute v čem souhlasiacute a v čem jsou v rozporu s poznanou realitou Zaacutekladn I fyzikaacutelniacute teoriiacute většiny vesmiacuternyacutech modelU je obecnaacute teorie relativity I v moshydelech vesmiacuteru odděluje horizont oblasti pozorovatelneacute od nepozoroivatelnyacutech Po jetiacute a vlastnosti horizontů jsou však v různyacutelth modelech odlišneacute

V modelech rozpiacutenajiacutedho se vesmiacuteru je možno spojit otaacutezku horizontu se staacuteřiacutem vesmiacuteru tj dobou uplynulou od velikeacuteho třesku Je-li expandujiacuteciacute vesmiacuter staryacute 15 miliard let nemůžeme pozorovat žaacutednyacute objekt ve většiacute vzdaacuteleshynosti než 15 miliard světelnyacutech let protože by světlo muselo byacutet deacutele na cestě než 15 miliard let Staacuteřiacute vesmiacuteru určuje tedy horizont - hranici pozorovatelneacute čaacutesti vesmiacuteru - přičemž opraacutevněně předpoklaacutedaacuteme existenci dalšiacutech struktur např kup galaxiiacute za touto hraniciacute V tom smyslu je rozsah pozorovatelneacuteho vesmiacuteru funkciacute času uplynuleacuteho od velkeacuteho třesku Čiacutem staršiacute je vesmiacuter tiacutem vzdaacutelenějšiacute je horizont nebof se vzdaluje rychlostiacute světla Objekty na hOlrizontu bychom pozorovali v jejich počaacutetečniacutem stavu Jejich světlo by však muselo miacutet nekonečnyacute rudyacute posuv z = a proto saacutem horizont nemůže byacutet pozorovaacuten

V některyacutech koltsmologiCIkyacutech modelech vzdalujiacute se velmi dalekeacute galaxie od pozorovatele staacutele rostouciacute rychlostiacute Jako přiacuteklad lze uveacutest dnes již celkem opuštěnyacute stacionaacuterniacute model vesmiacuteru označovanyacute v mezinaacuterodniacute literatuře jako Steady State Universe (proti ktereacutemu byly vaacutežneacute naacutemiVky a po objevu reliktshyniacuteho zaacuteřeniacute 27 K byl opuštěn) V něm lze zvolit určityacute kritiakyacute kosmickyacute čas tl kdy se určitaacute galaxie vzdaluje od pozorovatele praacutevě rychlostiacute světla Pozorovatel může zachytit signaacutely vyslaneacute z teacuteto galaxie před tr signaacutel vyzaacuteshyřenyacute po okamžiku tl nemůže Ik pozolrovateli doletět protože vzdaacutelenost mezi nimi roste rychlostiacute vyššiacute než je rychlost světla Signaacutely vyslaneacute galaxiiacute kraacutetce před časem tl budou jevit velikyacute rudyacute posuv a dojdou k pozorovateli se zpožděshyniacutem (dilatace času) Zpožděniacute i rudyacute posuv l10stejak se bliacutežiacute okamžik vyzaacuteřeniacute signaacutelu času tl a signaacutel vyslanyacute praacutevě v čase fl doraziacute k pozorovateli po nekoshynečně dlouheacute době Signaacutely vyslaneacute po tl mu zůstanou navždy nedostupneacute Objekty ktereacute byly v určiteacute době pozorovatelneacute zůstanou provždy viditelneacute i když budou Slaacutebnout a jevit rostouciacute rudyacute posuv ČasoProstorovaacute hyperplocha oddělujiacuteciacute udaacutelosti (signaacutely) ktereacute byly jsou nebo mohou byacutet v budoucnosti pozorQlvatelem zachyceny od udaacutelostiacute jež mu zůstanou provždy nedosažitelneacute se nazyacutevaacute horizont udaacutelostiacute (event borizon)

V kosmologickyacutech modelech rozpiacutenajiacuteciacuteho se vesmiacuteru se uplatňuje jinyacute typ horizontu Uvažujme exploeiacutevniacute model v němž byla hmota na počaacutetku vywce stlačena a v čase t = O vylbuchla Dvě vzaacutejemně značně vzdaacuteleneacute čaacutestice P a A se od sebe vzdalujiacute rychlostiacute bliacutezkou rychlosti světla Pro značnou původniacute vzdaacutelenost dostihne signaacutel vyslanyacute čaacutesticiacute P na počaacutetku v čase II čaacutestici A teprve po dlouheacute době v okamžiku to Před okamžikem to neviacute powrovatel A o existenci čaacutestice P teprve po to může přijiacutemat signaacutely z P Čaacutestice P vešla v čase to dopozorovatelova horizontu kteryacute je označovaacuten jako horizont čaacutestice (particle horiZon Je to plocha oddělujiacuteciacute pozorovateli A všechny čaacutestice ktereacute se do okamžiku to již staly pozorovatelnyacutemi od čaacutestic jež dosud pozorovatelneacute nejsou

Byly vypraťovaacuteny takeacute modely vesmiacuteru kde mohou existovat oba horiwnty jako např v Lamaltrově modelu Předpoklaacutedaacute se tam počaacutetečniacute vyacutebuch při velmi husteacutem stavu laacutetky (existuje tedy horizont čaacutestic) a pozdějšiacute zrychlovaacuteniacute galaxiiacute ktereacute naacutesleduje po jejich vytvořeniacute (tedy horizont udaacutelostiacute) V modeshylech s různyacutemi pohybovyacutemi režimy vystupujiacute určiteacute kombinace horizontů a tzv absolutniacute horizont

Jak vyacuteše uvedeno je ciacutelem modelů vystihnout věrně vesmiacuternou skutečnost K posouzeniacute modelů přiacutepadně k vytvořeniacute ještě přesnějšiacutech potřebovali bychom však znaacutet aspoň tři zaacutekladniacute parametry k qo p Nejobtiacutežnějšiacute je stanoveniacute inshydexu k určujiacuteciacuteho znameacutenko zakřiveniacute trojrozměrneacuteho prostoru nejistaacute je však i hodnota deceleračniacuteho parametru qo kteryacute udaacutevaacute miacuteru zpomalovaacuteniacute expanze Takeacute určeniacute středniacute hustoty hmoty p ve vesmiacuteru je velmi ne jisteacute a může byacutet vyacuteznamně ovlivněno objevy posledniacutech let v posledniacute době vyacutezkumy hmotnosti neutrin

71

Sympozium o relativisshyJiřiacute Grygar

tickeacute astrofyzice Když byly v r 1963 rozpoznaacuteny kvazistelaacuternf raacutedioveacute objekty zkra tk ově kva shy

sary vzbudilo to přirozeně zaacutejem astronomů i fyziků z mnoha oborů neboť každeacutemu bylo jasneacute že jde o objekty naprosto se vymykajiacuteciacute všemu co dosud astronomie ve vesmiacuteru zkoumala Zejmeacutena teoretikoveacute měli naacutehle plneacute ruce praacutece s vysvětlovaacuteniacutem nečekanyacutech a často zdaacutenlivě až fyzikaacutelně neřešitelnyacutech zaacutehad o povaze těchto vyacutejimečnyacutechoibjektů Objev kvasarů byl bezprostředniacutem podnětem k uspořaacutedaacuteniacute sympozia jež se v prosinci r 1963 sešlo II texaskeacutem Dallasu Zuacutečastnili se ho vyacuteznamniacute astronomoveacute i fyzikoveacute předevšiacutem ze Spojeshyn yacutech staacutetů a beZděky tak založili tradici texaskyacutech sympoziiacute jež se od teacute doby konajiacute obvykle každyacute druhyacute rok na různyacutech miacutestech USA [s vyacutejimkou r 1978 kdy bylo texaskeacute sympozium v Mnichově)

Jedenaacutecteacute texaskeacute sympozium se konalo ve dnech 12 až 17 prosince 1982 v Austinu hlavniacutem městě staacutetu Texas za uacutečasti asi 400 odborniacutekll z 22 zemiacute Relativistickaacute astrofyzika je vlastně maacutelo určitě vymezenyacute obor technicky vzato jde o ty oblasti astrofyziky v nichž nelze zanedbat relativistickeacute korekce při studiu vesmiacuternyacutech objektů (silnaacute gravitace velkeacute rychlosti) Sympozium však mělo zaacuteběr podstatně širšiacute lze řiacuteci že se na něm probiacuteraly prakticky všechny otaacuteziky jež v současneacute astwnomii a fyzice můžeme označit za strhujiacuteciacute a atraktivniacute i pro laickou veřejnost

Na sympoziu bylo proneseno bezmaacutela 30 přehledovyacutech referaacutetuacute a na večershyniacutech zasedaacuteniacutech bylo předloženo dalšiacutech asi 80 přiacutespěvkll takže neniacute dost dobře možneacute v jedineacutem člaacutenku postihnout všechny vyacuteznamneacute vyacutesledky k nimž jednotliviacute autoři dospěli Lze očekaacutevat že v průběhu letošniacuteho roku vydajiacute organizaacutetoři sympozia z katedry astronomie texaskeacute univerzity v Austinu sborshyniacutek jenž bude obsahovat všechny pozvaneacute referaacutety a vyacutetahy z přiacutespěvkuacute Do teacute doby snad čtenaacuteřům posloužiacute k prvniacute orientaci naacutesledujiacuteciacute poznaacutemky

V uacutevodnlch referaacutetech hovořili A Guth H Pagels a E K01b o otaacutezkaacutech jež spojujiacute fyziku elementaacuterniacutech čaacutestic s astrofyzikou Zatiacutemco předešleacute desetiletiacute bylo charakterizovaacuteno veJlkyacutem uacutespěChem teorie elektroslabeacute interakce [Glashysl1ow- Salam-Weinberg) v -posledniacute době se fyzikoveacute pustiH do velkeacuteho sjednoceniacute (v angličtině se použiacutevaacute zkratka GUT) třiacute interakciacute Z tě chto teoriiacute vyplyacutevaacute že při dostate~ně vysokyacutech energiiacutech čaacutestic (nad 1024 eV) tyto tři interakce splyacutevajiacute v jedinou Přijmeme-li za zaacuteklad standardniacute kosmologickou teorii horkeacuteho velkeacuteho třesku panovaly takoveacute poměry ve vesmiacuteru těsně po velkeacutem třesku [při teplotě řaacutedu 1()28 K v čase 10- 39 sekundy po velikeacutem třesku) Rozpiacutenaacuteniacute vesmiacuteru vedlo k rychleacutemu ochlazovaacuteniacute a spontaacutenniacutemu porušovaacuteniacute původniacute supersymetrie Tiacutem lze elegantně vysvětlit současnou existenci čtyř

zaacute)1ladniacutech interakciacute nestejneacute siacutely a nestejneacuteho dosahu jakož i pozor ovanou vyacuteraznou převahu čaacutestic hmoty nad čaacutesticemi antihmoty v dnešniacutem vesmiacuteru

Teorie i pozorovaacuteniacute se daacutele shodujiacute v tom že ve velkyacutech měřiacutetk aacutech jP vesmiacuter přiacutesně izotropniacute a homogenniacute Tato okolnost však vytvaacuteřiacute zapeklitou haacutedanku jak se mohly čaacutestice v raneacutem expandujiacuteciacutem vesmiacuteru navzaacutejem domluvit o izoshytropii a homogennosti V době kdy se vytvaacuteřela izotwpniacute struktma byl totiž vesmiacuter již přiacuteliš velikyacute na to alby světelneacute signaacutely vyslaneacute určityacutemi čaacutesticemi dospěly včas ke všem ostatniacutem čaacutesticiacutem a předaly informaci o prostoroveacute hustotě Proto se nyniacute navrhuje předpoklad o exponenciaacutelniacutem rozpiacutenaacuteniacute raneacuteho vesmiacuteru V tom přiacutepadě by rozpiacutenaacuteniacute v prvniacutech eacuteraacutech vesmiacuteru probiacutehalo pomashyleji než podle standardniacuteho modelu a domluva mezi čaacutesti-cemi je možnaacute Podle analogie s exponenciaacutelniacutem růstem inflace v průmyslově vyspělyacutech zemiacutech se novyacute model nazyacutevaacute inflačniacutem vesmiacuterem Inflačniacute model připouštiacute rovněž nezachovaacuteniacute fyzikaacutelniacutech veličin pro něž běžně platiacute zaacutekony zachovaacuteniacute (baryoshyncveacute čiacuteslo vesmiacuteru hmota-energie) tj vychaacuteziacute z představy ŽP před elemenshytaacuterniacutemi čaacutesticemi bylo falešneacute vakuum jehož nestabilita vedla k r ozpiacutenajiacuteciacutemu

72

se vesmiacuteru Infilačniacute model řešiacute fOovněž jinyacute nesnadnyacute probleacutem čaacutesticoveacute fyziky totiž nebezpečiacute existence magnetickyacutech monopoacutelů Proti existenci monopoacutelů svědčiacute předevšiacutem tQlPologickaacute uacutevaha - z topologickeacuteho hlediska jsou magneshytickeacute monop6ly nerozpletitelnyacutemi tQlPologickyacutemi uzly Kromě toho vysokaacute hmotnost monop6lů by měla katastrofaacutelniacute důsledek pro trvaacuteniacute vesmiacuteru diacuteky kolektivniacute přitažlivosti monQlPoacutelů by se vesmiacutel smrštil zpět do singularity za pouhyacutech 30000 roků

Z toho důvodu ani Iloňskeacutepozorovaacuteni B Cabrery jež by mělo uacutedajně znameshynat zachyceniacute magnetWkeacuteho monopoacutelu se neberepřiacuteliš vaacutežně Inflačniacute model daacutele naznačuje že v prvniacutech faacuteziacutech vyacutevoje vesmiacuteru se skutečnaacute hustota vesmiacuteru mohla jen nepatrně lišit od tzv kritickeacute hustoty (to je hranice při niacutež uzavřeshyneacute modely vesmiacuteru přechaacutezejiacute v otevřeneacute s trvalyacutem rozpiacutenaacuteniacutem nade všechny meze) Neniacute samozřejmě vyloučeno že skutečnaacute hustota vesmiacuteru je a vždy takeacute byla přesně rovnaacute hustotě kritickeacute - s ohledem na to že každeacute astronomickeacute pozorovaacuteniacute je zatiacuteženo chybami nelze tento předpoklad v praxi nikdy zcela přesně ověřit

Pokud jde Ol elementaacuterniacute čaacutestice zůstaacutevaacute staacutele otevřenaacute otaacutezka klidoveacute hmotshynosti neutrin Noveacute pokusy přiacuteliš nepotvrzujiacute vyacutesledky z r 1980 o tom že aspoň některeacute typy neutrin majiacute kladnou klidovou hmotnost resp že neutrina mo hou oscilovat mezi různyacutemi stavy Z toho důvodu je daacutele neuzavřen probleacutem nedoshystarku slunečniacutech neutrin a stejně tak i probleacutem vzniku hmotnyacutech fluktuaciacute řaacutedu 1014 hmotnostiacute Slunce jež potřebujeme proto abychom mohli vysvětlit vznik nadkup galaxiiacute Zato byla stanovena experimentaacutelně spodniacute hranice životniacute doby pflotonu (pocrle teoriiacute GUT se maacute i proton rozpadat řaacutedově za 1031

wkll) na 151030 let a experiment je daacutele v chodu Otaacutezkaacutem velkorozměroveacute struktury vesmiacuteru byly věnovaacuteny přiacutespěvky A Szashy

laye R Kirschnera E Salpetera a P Peeblese Zdaacute se že praacutece akad J B Zelshydoviče a jeho školy jsou zcela zaacutesadniacute pro dalšiacute rozvoj uacutevah o vzniku galaxiiacute a galaktickyacutech kup Podle Zeldoviče se galaxie vytvaacuteřejiacute předevšiacutem podeacutel stěn jakyacutechsi buněk jejichž vnitřky jsou poměrně praacutezdneacute Zaacuterodky nadkup gaLlx iacute jsou plocheacute liacutevance (rusky bliacuteny anglicky pancakes) uacutectyhodnyacutech r ozshyměrů (průměr řaacutedu 10 Mpc) Obě Zeldovičovy předpovědi se v posledniacute době potvrzujiacute veNwrozměrovaacute struktura vesmiacuteru maacute charakter obřiacutech buněk nadshykupy galaxiiacute jsou poměrně plocheacute struktury a obřiacute diacutery mezi kupami galaXiiacute jsou patrně reaacutelneacute (jejich objem dosahuje často až 106 Mpc3 )

Dalšiacute teacutemata probiacuteranaacute na sympoziu se tyacutekala supernov aktivniacutech jader galaxiiacute a kvasarů a astronomie zaacuteřeniacute X a gama Z těchto různorodyacutech vyacutesledků uveďme aSPQlň laboratorniacute modely funkce gravitačniacute čočky jež na sympczu předvaacuteděli 1 Shapiro aJ Roeder a daacutele pozoruhodnyacute animovanyacute film J Teľshy1811a na němž byla zaznamenaacutena rentgenovaacute obloha v letech 1969-1976 jak ji viděly družice typu Vela Na filmu byla zřetelně demonstrovaacutena proměnnost

mnoha rentgenovyacutech zdrojů zejmeacutena pak přechodnyacutecll rekurentniacutech zdrojt v oboru energiiacute od 3 do 12 keV Konečně zvlaacuteštniacute zasedaacuteniacute bylo věnovaacuteno projektům velkyacutech pozemniacutech

dalekohledů noveacute generace (od texaskeacuteho 76m zrcadlamiddot až po složeneacute systEacute-Xy o ekvivalentniacutem průměru kQllem 15 ml O teacuteto tematice psal před časem P Mayer (ŘH 121981 str 252) takže snad stačiacute jen stručnaacute pDznaacutemka že financně jsou zajištěny 76m teleskop pro McDQlnaldovu ohservatoř a 10m pro bservatoř Mauna Kea na Havajskyacutech ostrovech Oba přiacutestrOje majiacute byacutet dokonshyčeny již v r 1988

Na sympoziu s tak vynikajiacuteciacutem obsahem lze stěžiacute vyzdvihnout zvlaacutešť někteshyrou speciaacutelniacute Q1taacutezku Přesto se toho chci odvaacutežit neboť z historickeacuteho odstupu bude patrně nejvyacuteše hodnoceno zasedaacuteniacute věnovaneacute problematice pulsarů J Taylor shrnul nejvyacuteznačnějšiacute objevy posledniacutech let Celkem je nyniacute znaacutemo 375 pulsarů ale jejich skutečnyacute pOlčet v dosahu pozemskyacutech radioteleskopů je zřejmě mnohem vyššiacute Dosavadniacute přehliacutedky jsou totiž v mnoha směrech OC8shy

zeneacute technicky Pulsar 0530-67 je prvniacutem znaacutemyacutem mimogalaktickyacutem pulsarelT~ - naleacutezaacute se ve Velkeacutem Magellanově mračnu a jeho perioda je 098 s Puls 3f 1758-23 maacute mimořaacutedně vysokou disperzniacute miacuteru 1050 takže je buď aspoň pětkraacutet

73

daacutele než Velkeacute Magellanovo mračno anebo ve směru k němu je zcela neobvyklaacute koncentrace volnyacutech elektronů v mezihvězdneacutem prostoru Pulsar 1509-58 je prvniacutem raacutedlovyacutem pulsarem jenž byl ztotožněn s rentgenovyacutem pulsarem G 320 4-12 A konečně vůbec nejzajiacutemavějšiacute je tzv milisekundovyacute pulsar 1937 -I- 21 objevenyacute v řiacutejnu 1982 D Bacllterem aj s nejkratšiacute nyniacute znaacutemou perimiddotodou 00016 sekundy [642 obraacutetek za sekundu)

Milisekundovyacute pulsar je poměrně bliacutezko hranice dynamickeacute stability neutro shynoveacute hvězdy [podle teoretickyacutech reviziacute je možneacute aby neutwnovaacute hvězda vyshydržea 2000 obraacutetek za sekundu a nerozpadla se ještě odstředivou silou) a je pozorubodnyacute i mimořaacutedně nepatrnou hodnotou prodlužovaacuteniacute periody relativně je dPP = - 13 10-19 Optickaacute identifikace pulsaru nebyla uacutespěšnaacute objek[ je opticky slabšiacute než 24m a v bliacutez1keacute infračerveneacute oblasti slabšiacute než 163m Nebyl o zjištěno žaacutedneacute gravitačniacute zaacuteřeniacute s frekvenciacute prvniacute harmonickeacute složky rotačn iacute periody Odečteme-li sekulaacuterniacute zpožďovaacuteniacute a korekce na pohyby Země je peshyrioda milisekundoveacuteho pulsaru zachovaacutevaacutena s přesnostiacute srovnatelnomiddotu s nejlepshyšiacutemi sDučasnyacutemi atomovyacutemi hodinami

Detekce magnetickeacuteho pole pulsarů [či jinyacutech typů rychle rotujiacuteciacutech silně magnetickyacutemiddotch neutronovyacutech hvězd) se tyacutekal takeacute čs přiacutespěvek [J Grygar M Odehnal V Petřiacuteček K Prikner) o možnosti detekce niacutezkofrekvenčniacute [pod 5 Hz) složky elektromagnetickeacuteho zaacuteřeniacute hvěZdy pomociacute supravodiveacuteho kvanshytoveacuteho interferenčniacuteho detektoru [skvidu) Zdaacute se že navrženyacutem experimentem by byla možnaacute přiacutemaacute detekce magnetickeacuteho pole neutronoveacute hvězdy na vzdaacuteleshynost 50 až 500 parseků jestliže se indukce pole na povrchu rotujiacuteciacute kompaktniacute hvězdy pohybuje kmiddotolem 108 až 109 tesla (tyto hodnoty jsou nepřiacutemo odvozeny z pozorovaacuteniacute v různyacutech oborech elektromagnetickeacuteho spektra)

Skvidy se začiacutenajiacute prosa~ovat i v jineacutem dosud neotevřeneacutem astronomickeacutem okně - při možneacute detekci gravitačniacutech vln z vesmiacuteru Na sympoziu referovali představiteleacute ameriacuteckyacutech a evropskyacutech koletktivů jež daacutele rozpracovaacutevajiacute metoshydilku měřeniacute gravitačniacutech vln Použiacutevaacute se jednak silně chlazenyacutech detektorů a jednak interferenčniacutech zařiacutezeniacute o velmi dlouheacute zaacutekladně Ačkoliv Citlivost aparatur se ve srovnaacuteniacute s pionyacuterskyacutemi pOlkusy J Webera z konce šedesaacutetyacutech let zvyacutešila o tři řaacutedy nebyly zatiacutem žaacutedneacute signaacutely zaznamenaacuteny Z teorie předshyběžně plyne že teprve dalšiacute tisiacutecinaacutesobneacute zvyacutešeniacute citlivosti přiacutestrojů přinese uacutespěch a to bude vyžadovat pravděpodobně da1lšiacutech deset let intenziacutevniacute pokusshyneacute praacutece

Rozmanitost naacutemětů probiacuteranyacutech na sympoziu neobyčejně ztiacutežila uacutelohu pishysatele Snad si však čtenaacuteř těchto poznaacutemek odnese zaacutekladniacute dojem že astroshynomie se s fyzikou tak sbliacutežila že je už od sebe teacuteměř nerozlišiacuteme To ostatně hezky vyjaacutedřil middotprmiddotof J A Wheeler když prohlaacutesil že astrofyzika se stala tak důležitou že už ji nadaacutele nemůžeme přenechat pouze astronomům Maacutem dobľ~ pocit že z tohoto spojeniacute vydatně těžiacute obě discipliacuteny

Zaacuteklady astrofyziky VAŽIacuteME A MĚŘiacuteM HVĚZDY

pro začaacutetečniacuteky VE DVOJHVĚZDAacuteCH I

Tentokraacutet si na konkreacutetniacutem přiacutekladu dvojhvězd ukaacutežeme jak je možneacute využiacutet Doppiemiddot r ova jevu a dalšiacutech fyzikaacutelniacutech principů k tomu abychom zjistili zaacutekladniacute vlastnosti hvězd jako je jejich hmotnost rozměry a podobně pouhyacutem rozborem světla ktereacute dopadaacute na Zemi Znalost těchto veličin je velmi duacuteležitaacute neboť umožňuje porovnaacutevat teoretickeacute modely hvězd se skutečnyacutemi hvězdami To je nezbytnyacutem prvniacutem krokem k tomu abychom porozuměli stavbě a vyacutevoji hvězd a hvězdnyacutech soustav Čtenaacuteře kteryacute pečlivě pročetl předchoziacute kapitoly tohoto seriaacutelu nebude už asi udimiddot

vovat zdaacutenlivě paradoxn[ zjištěniacute že je daleko snazšiacute určit hmotnosti a poloměry pro složky dvojhvězd ktereacute jsou k sobě gravitačně vaacutezaacuteny a obiacutehajiacute po eliptickyacutech drahaacutech kolem společneacuteho těžiště než pro osamoceneacute hvězdy kde jsme odkaacutezaacuteni po uze na nepřiacutemeacute [mnohem meacuteně přesneacute metody [Nepřiacutemeacute metody využiacutevajiacute obvykle nějakeacuteho

74

Obr 1 Horniacute čaacutest obraacutezshyku znaacutezorňuje dvojhvězdu obiacutehajiacuteciacute po kruhoveacute draacuteshyze zachycenou ve čtyřech různyacutech polohaacutech I - IV vůči pozemskeacutemu pozoroshyvateli Ve středniacute čaacutesti obraacutezku jsou pro stejneacute polohy znaacutezorněny prolishyly iedneacute spektraacutelniacute čaacutery z obou složek V polohaacutech J a III jsou čaacutery obou sl ožek zřetelně rozlišeny v důsledku posuvu způsoshybeneacuteho Dopplerovyacutem ieshyvem v polohaacutech II a IV čaacutepy obou složek naopak splyacutevaiiacute protože obě tělemiddot

I I TI I lIT

00 ~O r08 8--- ~

Iyr VIVyI 1 I j2 I 1

F

N ~0

o ~

ampOJ gt

Jlt

~

V12

I

sa se pohybuji kolmo na směr k pozemskeacutemu po middot zorovateli Šipky ukazuj

I ve všech přiacutepadech polomiddot hu daneacute spektraacutelniacute čaacutery odpoviacutedaiiacuteciacute rychlosti pomiddot hybu těžiště celeacute dvoshyhvězdy vůči Slunci (lamiddot boratomiacute klidovou polOhu čaacutery v pNpadi že by se dvoihvizda vůči naacutem nemiddot vzdalovala ani nepřibližoshyvala) V dolniacute čaacutesti obraacutezmiddot

Ol E

V

gt o a~ 1

l ku ie znaacutezorněna křivka radiaacutelniacutech rychlosti obou složek Prolily čar jsou kresleny tak že vlnoveacute deacutelky narůstajiacute smirem doprava Pro přemyacutešliveacute čtenaacuteře dodaacutevaacuteme že všeshycimy uacutevahy o radiaacutelniacutech

lru (

mH I

p [il~

~ rychlostech jsou činěny jakoby z hlediska nepohybliveacuteho pozorovatele nachaacutezejiacuteciacuteho se v miacutestě Slunce - neboli opraveny o pohyb Země okolo Slunce a o rotaci Zemi ktereacute se při pozemskyacuteclz měřeshyniacutech radiaacutelniacutech rychlosti hvězd musiacute přirozeně projevit

statisticky zjištěneacuteho vztahu mezi hmotnostiacute či poloměrem hvězd a určityacutem pozorovashytelnyacutem parametrem napřiacuteklad spektraacutelniacutem typem K nalezeniacute takoveacuteho vztahu jsou však obvykle opět použity hmotnosti a poloměry určeneacute pro dobře pozorovaneacute složky dvojhvězd)

Naprostou většinu dvojhvězd vidiacuteme i v dalekohledu pouze jako jedinyacute svitiacuteciacute bod protože vzdaacutelenost jejich složek je nesrovnatelně menšiacute než vzdaacutelenost dvojhvězdy od Slunce To že jde o dvojhvězdu zjistiacuteme obvykle spektraacutelniacutem pozorovaacuteniacutem Jsou-ll obě složky zhruba stejně jasneacute ve viditelneacute čaacutesti spektra budeme ve spektru pozorovat čaacutery obou složek Jestliže se povrchoveacute teploty [a tedy spektraacutelniacute typy) složek budou vyacuterazně lišit zjistiacuteme že jde o dvě hvězdy již na prvniacutem spektrogramu ze současneacute přiacutetomnosti spektraacutelniacutech čar odpoviacutedajiacuteciacutech různyacutem spektraacutelniacutem typům Nicmeacuteně i pokud J)udou spektra obou hvězd podobnaacute prozradiacute se naacutem spektroskopickaacute dvojhvězda při -d elšiacutem pozoTO-vaacuteniacute pravidelnyacutem zdvojovaacuteniacutem asplyacutevaacuteniacutem čar ve spektllu v důsledku olJěžneacuteho pohybu a Dopplerova jevu

Situaci si nejleacutepe objasniacuteme na jednoducheacutem přiacutepadě dvojhvězdy obiacutehajiacuteciacute po kruhoveacute middotdraacuteze jak je znaacutezorněno na obr 1 V polohaacutech I a III majiacute obě složky největšiacute rychlost p-ohybu do směru k pozemskeacutemu pozorovateli Z vyacuteklmiddotadu o Dopplerově jevu viacuteme že pohybuje-li se zdroj zaacuteřeniacute k pozorovateli vzroste energie vysiacutelaneacuteho zaacuteřeniacute o kine shyt ickou energii pohybu zdroje do daneacuteho směru takže se spektraacutelniacute čaacutery posun ou SJl1ěrem k vyššiacutem energiiacutem tedy kratšiacutem vlnovyacutem deacutelkaacutem [Ik fJatoveacute čaacutesti spektra I V přiacutepadě vzdalovaacuteniacute zdroje je tomu IpraacuteVě uacutelaopaJk - čaacutery se posouvajiacute směrem k čermiddot veneacutemu konci spektra (vlnQltVaacute deacutelka se Zllětšuje J V poJOze I na middotobraacutezku se pIoto spekshytr aacutel niacute čaacutery vunikajiacuteciacute v atmosfeacuteřmiddote hvěZldy 1 posouvajiacute k delšiacutem a hvězdy 2 ke kra~šiacutem

75

vnovyacutem deacutelkaacutem v 1gtoloze III je tmnu ltnaopak a v poloee II a IV čaacutery z obou sImek splyacutevajiacute protože obě tělesa se pohybllljiacute kolmo na směr zorneacuteho peacuteliplsku

Skutečnaacute měřeniacute vypadajiacute naacutesledovně Na každyacute spektrogram hvězdy se expo nu je takeacute srovnaacutevaciacute spektrum laboratorniacuteho zdroje (nejčastěji železneacuteho oblouku l k tereacute definuje škaacutelu vlnovyacutec11 deacutelek Vůči němu lze na přesneacutem měřiciacutem přiacutestroji změři t polOhu středů spektraacutelniacutech čar obou složek Ze změny poloh těchto čar vůči jej ich klidoveacute (z laboratoře znaacutemeacute) poloze spočteme radiaacutelniacute rychlost RV (tj rychlost pohy bu ve směru zorneacuteho paprsku) podle vztahu

[ 1) RV = c ()-)o) )0

]de o je laboratorniacute (klidovaacute) ) na spektrogramu naměřenaacute vlnovaacute deacutelka daneacute spekshytraacutelniacute čaacutery a c rychlost světla (Upozorňuji že vztah (1) platiacute v uvedeneacutem tvaru pouz e pro oblast rychlostiacute o hodně menšiacutech než je rychlost světla což však v naprosteacute většině zkoumanyacutech přiacutepadů zcela vyhovuje) Všimněme si že radiaacutelniacute rychlost je kladnaacute jsou-li čaacutery posunuty do červeneacute oblasti a objekt se od naacutes vzdaluje a zaacutepornaacute jestliže se přibližuje (Pokračovaacuteniacute]

Zpraacutevy

MILAN NEUBAUER ŠEDESATILETYacute

NarodH se 9 břemmiddota 1923 v Olomouci detstviacute prožil ne přiacutemo v lideMniacutech podshymuacutenkaacutech jeh-o mlaacutediacute potkala 2 světomiddotvaacute ~aacutelka a ta laiko snad všem i jemu zamiacuteshyooala žmiddotivotem ještě za vaacutelky okusiJ rLľzneacute profese po vaacutelce byl zaměstnaacuten u různyacutech podniků praooval převaacutežmě v administrashytivě Když byla v middotr 1955 dobudovaacutena prvaacute čaacuteM valašsgtkomeziřiacutečskeacute hvězdaacutemy stal se od 1 řijna jejiacutem zaměstnalncellU a intenziacutemiddotvshyně se věnovalI jejiacutemu dalšiacutemu budovaacuteniacute Zahaacuteji l prvaacute pozorovaacuteniacute SluDltce zmiddotavedmiddotl prashyvidelneacute fotografovaacuteniacute smiddotlunečni fotolSfeacutery a těmito jeho pracemi se hvězdaacuterna zapojila do Mezilnaacuterodniacuteho geofyzikaacutelll1iacuteho roku [1957-1959)

již jako zaměstnanec hvězdaacuterny vystudoshyIal večerně svvS a bymiddotl i uacutespěšnyacutem pos1ushylačem 1 běhu pomaturi~lliacuteho stuMa astroshyiwmie ve Vallašslkeacutem MeziřiacutečL Absolvova1 mľs alS1ronomie pro vedouciacute pracovniacuteky ilvězmiddotdaacuteren Organizovan Yacute pN ministemiddotrstmiddotvu kultury

HIamiddotvniacute činnost M Neubaup-ra začiacutenaacute přishy

děleniacutem celostaacutetniacuteho uacutekolu v oboru vizuaacutelshyn 1ho a fotografickeacutebo sledovaacuteni Slunce jvězdaacutelfil1ě ve Valmiddotašskeacutem Meziřičiacute v r 1964 S elaacutenem organizuje siacuteť pozorovaciacutech stashyMc middotna uacutezemiacute celeacute ČSSR system8lticky shroshymažďuje vyacuteslediky pozorovaacuteniacute Slunce a pushyblikuje je v BUilletinu pro pozorovaacuteniacute Slumshyce Po dobudovaacuteniacute dmheacute budovy hvězdaacuterny pracuje na vybaveniacute smiddotlunečniacute laboratoře pořaacutedaacute pro pOzolovatele Slunce snad kažshydOoročně praktika a využiacutevaacute middotk tomu vybashyveniacute hvězdaacutellny Takeacute v ObOTU meteorologie ie velmi čill1nyacute vede pozmovaacuteniacute od sameacuteho počaacutetku a dhaacute na jejdoh dobreacute vyacutesledky

Na hvězdaacuterně začal pracovat ve funkci cdborneacuteho pramiddotcovn~ka patom byl samostatshynyacutelm odhornyacutem pracovll1~kem a od r 1979 je

76

Petr Harmonec

naacuteměstkem řemiddotditele a vede odděmiddotleniacute hos middot podaacuteřsko-administraHvniacute

Přej8me Milanu Neubaue rovi aby daacutele hliacutedal slull1iacuteDko a nemeacuteně uacutespěšně dě shyla1počasiacute jaJkeacute si praacuteveacute budeme přaacute t A to vždy odpovědně a s humorem B ival e ček

Co noveacuteho v astronomii

T TAURI JE DVOJHVEZDA

U znaacutemeacute proměnneacute hvězmiddotdy T Ta Ll fi byl vloni objeven temnyacute průvodce nepozoro va shyte1nyacute ve vizuaacutelmi čaacutesti spektra t a kže T Tauri je middotdVojhvězdmiddotou Průvodce nalezli M Dyck a T Simon (Havajskaacute unierzita ) a B Zuckermaln (Maryland$Jaacute univerzita) 22m reflektorem hvězdaacuterny na Mauna Kea Objev se uskutečnil p-Offiociacute infrače rven eacute slwrnkoveacute interferometrie noveacute obs ershyvačniacute techniky vychaacutezejiacute ze skvrnkoveacute inshyterfelomemiddottrie ve vidite1neacute oblaampti spektra

T Tauri je představHellkou neobyčejně zajiacutemaveacute třiacutedy nepravidelnyacuteCh praměnnyacutech

hvězd pou~eni lze naleacutezt např ve Vanyacutesshykovyacutech Zaacutekladech astronomie a a stroshyfYZiky (str 292 a naacutesl) Hvězdy to11Ot0 typu Dvořiacute takeacute znaacutemeacute T-asociamiddotce

K T Tauri sllad jen tOlik že v jejiacutem inshyfračervemiddotneacutem spektru byl za vlnoivoLl dEacutei~kou 22um zjištěn vyacuterazmiddotnyacute vzestup jasnosti Tento vzestup lze vysvětlH předpokladem že hvězda je ohklopena hustou pracmiddothovou obaacutelkou Talkovaacuteto hustaacute prachovaacute obaacutelka však dosud nebyla u žaacutedneacute hvězdy t ypu T Tauri zjištěna Arvšalk i spektrum T Tauri ve Vlizuaacutelniacute oblasti je netYPickeacute a svědči o siLneacute tUlbulenci v atmosfeacuteře hvězdy Turshybulence v atmosfeacuteře byly zjištěr 1i jen u hvězd s podstatně menšiacute nmo tnos t i než maacute T Tami (asi tlOjnaacutesobFk hmotnosti Slunce) SuW 91982 (B)

později) Přichystal jsem fotoaparaacutety k zachyceniacute prchaveacuteho okamžiku kdy snad Slunce probleskne mezi mraky Lideacute staacuteli na mostě zatvrzele otočeniacute zaacutedy k zajiacutemaveacutemu přiacuterodniacutemu uacutekazu kteryacute nebyl vidět Chtěl jsem na zatměniacute upo shyzornit kolemstojiacuteciacute ale než jsem se k tomu odhodlal upozornili mne oni abych otočil aparaacutet a fotografoval Smetanovo naacutebřežiacute jehož čaacutest ležela spadlaacute ve Vltavě a dalšiacute kusy se tam sesouvaly včetně zaacutebradliacute a sloupu pouličniacuteho osvětleniacute

Bylo mi liacuteto vypotřebovat obraacutezky na takovou zaacuteležitost a nedal jsem se přishynutit k fotografovaacuteniacute ani poněkud agresiacutevntJjšiacutem chovaacuteniacutem okoliacute Raději jsem rychle složil fotoaparaacutety a přesunul se na předem zvoleneacute zaacuteložniacute stanoviště na Staroměstskeacutem naacuteměstiacute Odtud bylo totiž na orlOji velmi dobře vidět jak těleso Měsiacutece zakryacutevaacute Slunce zatiacutemco na obloze nebylo vidět staacutele nic Takeacute zde podobně jako na meacutem předchoziacutem stanovišti lideacute bezciacutelně pobiacutehali a kroushyžili Někteřiacute upiacuterali oči tam kde mohli uacutekaz pozorovat a dokonce totaacutelniacute Přesně v 9 hodin 37 minut při největšiacute taacutezi 047 jsem stiskl spoušť a spokojen se vraacutetil na původniacute stanoviště u Naacuterodniacuteho divadla Lideacute zde ještě seděli na zaacutebradliacute jako na hřadu a ziacuterali doprava se postupně rozhyacutebaacutevala Faacuteze ubyacutevalo jedinci začiacutenali opouštět miacutesto a ženy přitom vzrušeně štěbetaly Učinil jsem st o tom posledniacute zaacuteznam do zaacutepisniacuteku

lak se druhyacute den ukaacutezalo byla moje nechuť plyacutetvat citlivyacutem materiaacutelem na přiacutehodu sesuteacuteho naacutebřežiacute opraacutevněnaacute Noviny byly plneacute takovyacutech sniacutemků zato obraacutezek zatměniacute jevu mnohem zajiacutemavějšiacuteho jsem tam vůbec nenašel O to pyšnějšiacute jsem na svůj sniacutemek a na svaacute pozorovaacuteniacute kteraacute mohu uzavřiacutet že mezi reakciacute na zatměniacute v životě v přiacuterodě a v životě normaacutelniacutech lidiacute ve městě neniacute podstatnyacutech rozdiacutelů (Ze zaacutepisniacuteku astronoma amateacutera) -msshy

t Oto Obůrka Horizont vesmiacuteru Mluviacuteme-li na moři o borizontu miacuteniacuteme tiacutem kružnici dohledu jejiacutež poloměr

je zaacutevislyacute na vyacutešce pozorovatele nad hladinou Dohlednost je samozřejmě

ovlivněna abmoSfeacuterickoU refrakciacute Z vyacutešky 50 m by měl byacutet při ideaacutelniacutech podshymiacutenkaacutech dohled 272 km z vyacutešky 1000 m je v takoveacutem přiacutepadě borizont ve vzdaacutelenosti 1219 km Povrchoveacute uacutetvary za touto hraniciacute ležiacute pod horizontem a jsou pro naacutes nepQlzorovatelneacute Kdybychom pozorovali zeměkouli z nekonečně velkeacute vzdaacutelenooti dělil by absolutniacute horizont (hlavniacute kružnice) zemskyacute poshyvrch na dvě polokoule

Jinyacute probleacutem představuje mez dohlednosti ve vesmiacuteru jež je někdy (ne zcela spraacutevně) označovaacutena jako horizont vesmiacuteru Velkeacute radio astronomickeacute anteacutenniacute soustavy a moderniacute optickeacute dalekohledy umožňujiacute studium vesmiacuteru do propastshynyacutech vzdaacutelenostiacute Měřiacutetkem vzdaacutelenosti je kosmologicky interpretovanyacute rudyacute poSuv spekter kup galaxiiacute jeden z největšiacutech dosud naměřenyacutech rudyacutech posuvů u kvasaru OQ-l72 z =353 interpretovanyacute kosmologicky znamenaacute vzdalovaacuteniacute ltychloStiacute 273000 kms tedy 91 rychlosti světla Při hodnotě Hubbleovy konshystanty H = 50 kmsMpc odpoviacutedaacute tento posuv vzdaacutelenosti 17 miliard světelshynyacutech let při hodnotě H = 75 kmsMpc odpoviacutedaacute vzdaacutelenosti 12 miliard světelshynyacutech let Spraacutevnaacute interpretace rudeacuteho posuvu zaacutevisiacute tedy na spolehliveacute znashylosti H Dosah pozorovatelnosti je určen mohutnoStiacute a citlivostiacute pozorovaciacutech přiacutestrojů Pronikaacuteniacute do ještě hlubšiacutech vzdaacutelenostiacute prostoru si slibujiacute astronoshymoveacute od připravovanyacutech optickyacutech a raacutediovyacutech dalekQlhledů ktereacute budou regisshytrovat mnohem slabšiacute zaacuteřeniacute hluboko pod prahem zjistitelnosti nynějšiacutemi přiacutestroji lt1

Důležitou teoretickou otaacutezkou je existence horizontu vesmiacuteru v kosmologii kteraacute usiluje o postiženiacute charakteru a struktury vesmiacuteru ja1Q celku Jde o rozshyšiacuteřeniacute pozorovaciacutech vyacutesledků a teoretickyacutech poznaJ1ků ziacuteskanyacutech v čaacutesti doshystupneacute našemu studiu I když byl již shromaacutežděn obrovskyacute pozorovaciacute materiaacutel přece nestačiacute k vytvořeniacute spolehliveacuteho obrazu vesmiacuteru Ve snaze vystihnout

70

skutečnyacute vesmiacuter vytvořili kosmologoveacute celou řadu teoretickyacutech modelů a zkoushymajiacute v čem souhlasiacute a v čem jsou v rozporu s poznanou realitou Zaacutekladn I fyzikaacutelniacute teoriiacute většiny vesmiacuternyacutech modelU je obecnaacute teorie relativity I v moshydelech vesmiacuteru odděluje horizont oblasti pozorovatelneacute od nepozoroivatelnyacutech Po jetiacute a vlastnosti horizontů jsou však v různyacutelth modelech odlišneacute

V modelech rozpiacutenajiacutedho se vesmiacuteru je možno spojit otaacutezku horizontu se staacuteřiacutem vesmiacuteru tj dobou uplynulou od velikeacuteho třesku Je-li expandujiacuteciacute vesmiacuter staryacute 15 miliard let nemůžeme pozorovat žaacutednyacute objekt ve většiacute vzdaacuteleshynosti než 15 miliard světelnyacutech let protože by světlo muselo byacutet deacutele na cestě než 15 miliard let Staacuteřiacute vesmiacuteru určuje tedy horizont - hranici pozorovatelneacute čaacutesti vesmiacuteru - přičemž opraacutevněně předpoklaacutedaacuteme existenci dalšiacutech struktur např kup galaxiiacute za touto hraniciacute V tom smyslu je rozsah pozorovatelneacuteho vesmiacuteru funkciacute času uplynuleacuteho od velkeacuteho třesku Čiacutem staršiacute je vesmiacuter tiacutem vzdaacutelenějšiacute je horizont nebof se vzdaluje rychlostiacute světla Objekty na hOlrizontu bychom pozorovali v jejich počaacutetečniacutem stavu Jejich světlo by však muselo miacutet nekonečnyacute rudyacute posuv z = a proto saacutem horizont nemůže byacutet pozorovaacuten

V některyacutech koltsmologiCIkyacutech modelech vzdalujiacute se velmi dalekeacute galaxie od pozorovatele staacutele rostouciacute rychlostiacute Jako přiacuteklad lze uveacutest dnes již celkem opuštěnyacute stacionaacuterniacute model vesmiacuteru označovanyacute v mezinaacuterodniacute literatuře jako Steady State Universe (proti ktereacutemu byly vaacutežneacute naacutemiVky a po objevu reliktshyniacuteho zaacuteřeniacute 27 K byl opuštěn) V něm lze zvolit určityacute kritiakyacute kosmickyacute čas tl kdy se určitaacute galaxie vzdaluje od pozorovatele praacutevě rychlostiacute světla Pozorovatel může zachytit signaacutely vyslaneacute z teacuteto galaxie před tr signaacutel vyzaacuteshyřenyacute po okamžiku tl nemůže Ik pozolrovateli doletět protože vzdaacutelenost mezi nimi roste rychlostiacute vyššiacute než je rychlost světla Signaacutely vyslaneacute galaxiiacute kraacutetce před časem tl budou jevit velikyacute rudyacute posuv a dojdou k pozorovateli se zpožděshyniacutem (dilatace času) Zpožděniacute i rudyacute posuv l10stejak se bliacutežiacute okamžik vyzaacuteřeniacute signaacutelu času tl a signaacutel vyslanyacute praacutevě v čase fl doraziacute k pozorovateli po nekoshynečně dlouheacute době Signaacutely vyslaneacute po tl mu zůstanou navždy nedostupneacute Objekty ktereacute byly v určiteacute době pozorovatelneacute zůstanou provždy viditelneacute i když budou Slaacutebnout a jevit rostouciacute rudyacute posuv ČasoProstorovaacute hyperplocha oddělujiacuteciacute udaacutelosti (signaacutely) ktereacute byly jsou nebo mohou byacutet v budoucnosti pozorQlvatelem zachyceny od udaacutelostiacute jež mu zůstanou provždy nedosažitelneacute se nazyacutevaacute horizont udaacutelostiacute (event borizon)

V kosmologickyacutech modelech rozpiacutenajiacuteciacuteho se vesmiacuteru se uplatňuje jinyacute typ horizontu Uvažujme exploeiacutevniacute model v němž byla hmota na počaacutetku vywce stlačena a v čase t = O vylbuchla Dvě vzaacutejemně značně vzdaacuteleneacute čaacutestice P a A se od sebe vzdalujiacute rychlostiacute bliacutezkou rychlosti světla Pro značnou původniacute vzdaacutelenost dostihne signaacutel vyslanyacute čaacutesticiacute P na počaacutetku v čase II čaacutestici A teprve po dlouheacute době v okamžiku to Před okamžikem to neviacute powrovatel A o existenci čaacutestice P teprve po to může přijiacutemat signaacutely z P Čaacutestice P vešla v čase to dopozorovatelova horizontu kteryacute je označovaacuten jako horizont čaacutestice (particle horiZon Je to plocha oddělujiacuteciacute pozorovateli A všechny čaacutestice ktereacute se do okamžiku to již staly pozorovatelnyacutemi od čaacutestic jež dosud pozorovatelneacute nejsou

Byly vypraťovaacuteny takeacute modely vesmiacuteru kde mohou existovat oba horiwnty jako např v Lamaltrově modelu Předpoklaacutedaacute se tam počaacutetečniacute vyacutebuch při velmi husteacutem stavu laacutetky (existuje tedy horizont čaacutestic) a pozdějšiacute zrychlovaacuteniacute galaxiiacute ktereacute naacutesleduje po jejich vytvořeniacute (tedy horizont udaacutelostiacute) V modeshylech s různyacutemi pohybovyacutemi režimy vystupujiacute určiteacute kombinace horizontů a tzv absolutniacute horizont

Jak vyacuteše uvedeno je ciacutelem modelů vystihnout věrně vesmiacuternou skutečnost K posouzeniacute modelů přiacutepadně k vytvořeniacute ještě přesnějšiacutech potřebovali bychom však znaacutet aspoň tři zaacutekladniacute parametry k qo p Nejobtiacutežnějšiacute je stanoveniacute inshydexu k určujiacuteciacuteho znameacutenko zakřiveniacute trojrozměrneacuteho prostoru nejistaacute je však i hodnota deceleračniacuteho parametru qo kteryacute udaacutevaacute miacuteru zpomalovaacuteniacute expanze Takeacute určeniacute středniacute hustoty hmoty p ve vesmiacuteru je velmi ne jisteacute a může byacutet vyacuteznamně ovlivněno objevy posledniacutech let v posledniacute době vyacutezkumy hmotnosti neutrin

71

Sympozium o relativisshyJiřiacute Grygar

tickeacute astrofyzice Když byly v r 1963 rozpoznaacuteny kvazistelaacuternf raacutedioveacute objekty zkra tk ově kva shy

sary vzbudilo to přirozeně zaacutejem astronomů i fyziků z mnoha oborů neboť každeacutemu bylo jasneacute že jde o objekty naprosto se vymykajiacuteciacute všemu co dosud astronomie ve vesmiacuteru zkoumala Zejmeacutena teoretikoveacute měli naacutehle plneacute ruce praacutece s vysvětlovaacuteniacutem nečekanyacutech a často zdaacutenlivě až fyzikaacutelně neřešitelnyacutech zaacutehad o povaze těchto vyacutejimečnyacutechoibjektů Objev kvasarů byl bezprostředniacutem podnětem k uspořaacutedaacuteniacute sympozia jež se v prosinci r 1963 sešlo II texaskeacutem Dallasu Zuacutečastnili se ho vyacuteznamniacute astronomoveacute i fyzikoveacute předevšiacutem ze Spojeshyn yacutech staacutetů a beZděky tak založili tradici texaskyacutech sympoziiacute jež se od teacute doby konajiacute obvykle každyacute druhyacute rok na různyacutech miacutestech USA [s vyacutejimkou r 1978 kdy bylo texaskeacute sympozium v Mnichově)

Jedenaacutecteacute texaskeacute sympozium se konalo ve dnech 12 až 17 prosince 1982 v Austinu hlavniacutem městě staacutetu Texas za uacutečasti asi 400 odborniacutekll z 22 zemiacute Relativistickaacute astrofyzika je vlastně maacutelo určitě vymezenyacute obor technicky vzato jde o ty oblasti astrofyziky v nichž nelze zanedbat relativistickeacute korekce při studiu vesmiacuternyacutech objektů (silnaacute gravitace velkeacute rychlosti) Sympozium však mělo zaacuteběr podstatně širšiacute lze řiacuteci že se na něm probiacuteraly prakticky všechny otaacuteziky jež v současneacute astwnomii a fyzice můžeme označit za strhujiacuteciacute a atraktivniacute i pro laickou veřejnost

Na sympoziu bylo proneseno bezmaacutela 30 přehledovyacutech referaacutetuacute a na večershyniacutech zasedaacuteniacutech bylo předloženo dalšiacutech asi 80 přiacutespěvkll takže neniacute dost dobře možneacute v jedineacutem člaacutenku postihnout všechny vyacuteznamneacute vyacutesledky k nimž jednotliviacute autoři dospěli Lze očekaacutevat že v průběhu letošniacuteho roku vydajiacute organizaacutetoři sympozia z katedry astronomie texaskeacute univerzity v Austinu sborshyniacutek jenž bude obsahovat všechny pozvaneacute referaacutety a vyacutetahy z přiacutespěvkuacute Do teacute doby snad čtenaacuteřům posloužiacute k prvniacute orientaci naacutesledujiacuteciacute poznaacutemky

V uacutevodnlch referaacutetech hovořili A Guth H Pagels a E K01b o otaacutezkaacutech jež spojujiacute fyziku elementaacuterniacutech čaacutestic s astrofyzikou Zatiacutemco předešleacute desetiletiacute bylo charakterizovaacuteno veJlkyacutem uacutespěChem teorie elektroslabeacute interakce [Glashysl1ow- Salam-Weinberg) v -posledniacute době se fyzikoveacute pustiH do velkeacuteho sjednoceniacute (v angličtině se použiacutevaacute zkratka GUT) třiacute interakciacute Z tě chto teoriiacute vyplyacutevaacute že při dostate~ně vysokyacutech energiiacutech čaacutestic (nad 1024 eV) tyto tři interakce splyacutevajiacute v jedinou Přijmeme-li za zaacuteklad standardniacute kosmologickou teorii horkeacuteho velkeacuteho třesku panovaly takoveacute poměry ve vesmiacuteru těsně po velkeacutem třesku [při teplotě řaacutedu 1()28 K v čase 10- 39 sekundy po velikeacutem třesku) Rozpiacutenaacuteniacute vesmiacuteru vedlo k rychleacutemu ochlazovaacuteniacute a spontaacutenniacutemu porušovaacuteniacute původniacute supersymetrie Tiacutem lze elegantně vysvětlit současnou existenci čtyř

zaacute)1ladniacutech interakciacute nestejneacute siacutely a nestejneacuteho dosahu jakož i pozor ovanou vyacuteraznou převahu čaacutestic hmoty nad čaacutesticemi antihmoty v dnešniacutem vesmiacuteru

Teorie i pozorovaacuteniacute se daacutele shodujiacute v tom že ve velkyacutech měřiacutetk aacutech jP vesmiacuter přiacutesně izotropniacute a homogenniacute Tato okolnost však vytvaacuteřiacute zapeklitou haacutedanku jak se mohly čaacutestice v raneacutem expandujiacuteciacutem vesmiacuteru navzaacutejem domluvit o izoshytropii a homogennosti V době kdy se vytvaacuteřela izotwpniacute struktma byl totiž vesmiacuter již přiacuteliš velikyacute na to alby světelneacute signaacutely vyslaneacute určityacutemi čaacutesticemi dospěly včas ke všem ostatniacutem čaacutesticiacutem a předaly informaci o prostoroveacute hustotě Proto se nyniacute navrhuje předpoklad o exponenciaacutelniacutem rozpiacutenaacuteniacute raneacuteho vesmiacuteru V tom přiacutepadě by rozpiacutenaacuteniacute v prvniacutech eacuteraacutech vesmiacuteru probiacutehalo pomashyleji než podle standardniacuteho modelu a domluva mezi čaacutesti-cemi je možnaacute Podle analogie s exponenciaacutelniacutem růstem inflace v průmyslově vyspělyacutech zemiacutech se novyacute model nazyacutevaacute inflačniacutem vesmiacuterem Inflačniacute model připouštiacute rovněž nezachovaacuteniacute fyzikaacutelniacutech veličin pro něž běžně platiacute zaacutekony zachovaacuteniacute (baryoshyncveacute čiacuteslo vesmiacuteru hmota-energie) tj vychaacuteziacute z představy ŽP před elemenshytaacuterniacutemi čaacutesticemi bylo falešneacute vakuum jehož nestabilita vedla k r ozpiacutenajiacuteciacutemu

72

se vesmiacuteru Infilačniacute model řešiacute fOovněž jinyacute nesnadnyacute probleacutem čaacutesticoveacute fyziky totiž nebezpečiacute existence magnetickyacutech monopoacutelů Proti existenci monopoacutelů svědčiacute předevšiacutem tQlPologickaacute uacutevaha - z topologickeacuteho hlediska jsou magneshytickeacute monop6ly nerozpletitelnyacutemi tQlPologickyacutemi uzly Kromě toho vysokaacute hmotnost monop6lů by měla katastrofaacutelniacute důsledek pro trvaacuteniacute vesmiacuteru diacuteky kolektivniacute přitažlivosti monQlPoacutelů by se vesmiacutel smrštil zpět do singularity za pouhyacutech 30000 roků

Z toho důvodu ani Iloňskeacutepozorovaacuteni B Cabrery jež by mělo uacutedajně znameshynat zachyceniacute magnetWkeacuteho monopoacutelu se neberepřiacuteliš vaacutežně Inflačniacute model daacutele naznačuje že v prvniacutech faacuteziacutech vyacutevoje vesmiacuteru se skutečnaacute hustota vesmiacuteru mohla jen nepatrně lišit od tzv kritickeacute hustoty (to je hranice při niacutež uzavřeshyneacute modely vesmiacuteru přechaacutezejiacute v otevřeneacute s trvalyacutem rozpiacutenaacuteniacutem nade všechny meze) Neniacute samozřejmě vyloučeno že skutečnaacute hustota vesmiacuteru je a vždy takeacute byla přesně rovnaacute hustotě kritickeacute - s ohledem na to že každeacute astronomickeacute pozorovaacuteniacute je zatiacuteženo chybami nelze tento předpoklad v praxi nikdy zcela přesně ověřit

Pokud jde Ol elementaacuterniacute čaacutestice zůstaacutevaacute staacutele otevřenaacute otaacutezka klidoveacute hmotshynosti neutrin Noveacute pokusy přiacuteliš nepotvrzujiacute vyacutesledky z r 1980 o tom že aspoň některeacute typy neutrin majiacute kladnou klidovou hmotnost resp že neutrina mo hou oscilovat mezi různyacutemi stavy Z toho důvodu je daacutele neuzavřen probleacutem nedoshystarku slunečniacutech neutrin a stejně tak i probleacutem vzniku hmotnyacutech fluktuaciacute řaacutedu 1014 hmotnostiacute Slunce jež potřebujeme proto abychom mohli vysvětlit vznik nadkup galaxiiacute Zato byla stanovena experimentaacutelně spodniacute hranice životniacute doby pflotonu (pocrle teoriiacute GUT se maacute i proton rozpadat řaacutedově za 1031

wkll) na 151030 let a experiment je daacutele v chodu Otaacutezkaacutem velkorozměroveacute struktury vesmiacuteru byly věnovaacuteny přiacutespěvky A Szashy

laye R Kirschnera E Salpetera a P Peeblese Zdaacute se že praacutece akad J B Zelshydoviče a jeho školy jsou zcela zaacutesadniacute pro dalšiacute rozvoj uacutevah o vzniku galaxiiacute a galaktickyacutech kup Podle Zeldoviče se galaxie vytvaacuteřejiacute předevšiacutem podeacutel stěn jakyacutechsi buněk jejichž vnitřky jsou poměrně praacutezdneacute Zaacuterodky nadkup gaLlx iacute jsou plocheacute liacutevance (rusky bliacuteny anglicky pancakes) uacutectyhodnyacutech r ozshyměrů (průměr řaacutedu 10 Mpc) Obě Zeldovičovy předpovědi se v posledniacute době potvrzujiacute veNwrozměrovaacute struktura vesmiacuteru maacute charakter obřiacutech buněk nadshykupy galaxiiacute jsou poměrně plocheacute struktury a obřiacute diacutery mezi kupami galaXiiacute jsou patrně reaacutelneacute (jejich objem dosahuje často až 106 Mpc3 )

Dalšiacute teacutemata probiacuteranaacute na sympoziu se tyacutekala supernov aktivniacutech jader galaxiiacute a kvasarů a astronomie zaacuteřeniacute X a gama Z těchto různorodyacutech vyacutesledků uveďme aSPQlň laboratorniacute modely funkce gravitačniacute čočky jež na sympczu předvaacuteděli 1 Shapiro aJ Roeder a daacutele pozoruhodnyacute animovanyacute film J Teľshy1811a na němž byla zaznamenaacutena rentgenovaacute obloha v letech 1969-1976 jak ji viděly družice typu Vela Na filmu byla zřetelně demonstrovaacutena proměnnost

mnoha rentgenovyacutech zdrojů zejmeacutena pak přechodnyacutecll rekurentniacutech zdrojt v oboru energiiacute od 3 do 12 keV Konečně zvlaacuteštniacute zasedaacuteniacute bylo věnovaacuteno projektům velkyacutech pozemniacutech

dalekohledů noveacute generace (od texaskeacuteho 76m zrcadlamiddot až po složeneacute systEacute-Xy o ekvivalentniacutem průměru kQllem 15 ml O teacuteto tematice psal před časem P Mayer (ŘH 121981 str 252) takže snad stačiacute jen stručnaacute pDznaacutemka že financně jsou zajištěny 76m teleskop pro McDQlnaldovu ohservatoř a 10m pro bservatoř Mauna Kea na Havajskyacutech ostrovech Oba přiacutestrOje majiacute byacutet dokonshyčeny již v r 1988

Na sympoziu s tak vynikajiacuteciacutem obsahem lze stěžiacute vyzdvihnout zvlaacutešť někteshyrou speciaacutelniacute Q1taacutezku Přesto se toho chci odvaacutežit neboť z historickeacuteho odstupu bude patrně nejvyacuteše hodnoceno zasedaacuteniacute věnovaneacute problematice pulsarů J Taylor shrnul nejvyacuteznačnějšiacute objevy posledniacutech let Celkem je nyniacute znaacutemo 375 pulsarů ale jejich skutečnyacute pOlčet v dosahu pozemskyacutech radioteleskopů je zřejmě mnohem vyššiacute Dosavadniacute přehliacutedky jsou totiž v mnoha směrech OC8shy

zeneacute technicky Pulsar 0530-67 je prvniacutem znaacutemyacutem mimogalaktickyacutem pulsarelT~ - naleacutezaacute se ve Velkeacutem Magellanově mračnu a jeho perioda je 098 s Puls 3f 1758-23 maacute mimořaacutedně vysokou disperzniacute miacuteru 1050 takže je buď aspoň pětkraacutet

73

daacutele než Velkeacute Magellanovo mračno anebo ve směru k němu je zcela neobvyklaacute koncentrace volnyacutech elektronů v mezihvězdneacutem prostoru Pulsar 1509-58 je prvniacutem raacutedlovyacutem pulsarem jenž byl ztotožněn s rentgenovyacutem pulsarem G 320 4-12 A konečně vůbec nejzajiacutemavějšiacute je tzv milisekundovyacute pulsar 1937 -I- 21 objevenyacute v řiacutejnu 1982 D Bacllterem aj s nejkratšiacute nyniacute znaacutemou perimiddotodou 00016 sekundy [642 obraacutetek za sekundu)

Milisekundovyacute pulsar je poměrně bliacutezko hranice dynamickeacute stability neutro shynoveacute hvězdy [podle teoretickyacutech reviziacute je možneacute aby neutwnovaacute hvězda vyshydržea 2000 obraacutetek za sekundu a nerozpadla se ještě odstředivou silou) a je pozorubodnyacute i mimořaacutedně nepatrnou hodnotou prodlužovaacuteniacute periody relativně je dPP = - 13 10-19 Optickaacute identifikace pulsaru nebyla uacutespěšnaacute objek[ je opticky slabšiacute než 24m a v bliacutez1keacute infračerveneacute oblasti slabšiacute než 163m Nebyl o zjištěno žaacutedneacute gravitačniacute zaacuteřeniacute s frekvenciacute prvniacute harmonickeacute složky rotačn iacute periody Odečteme-li sekulaacuterniacute zpožďovaacuteniacute a korekce na pohyby Země je peshyrioda milisekundoveacuteho pulsaru zachovaacutevaacutena s přesnostiacute srovnatelnomiddotu s nejlepshyšiacutemi sDučasnyacutemi atomovyacutemi hodinami

Detekce magnetickeacuteho pole pulsarů [či jinyacutech typů rychle rotujiacuteciacutech silně magnetickyacutemiddotch neutronovyacutech hvězd) se tyacutekal takeacute čs přiacutespěvek [J Grygar M Odehnal V Petřiacuteček K Prikner) o možnosti detekce niacutezkofrekvenčniacute [pod 5 Hz) složky elektromagnetickeacuteho zaacuteřeniacute hvěZdy pomociacute supravodiveacuteho kvanshytoveacuteho interferenčniacuteho detektoru [skvidu) Zdaacute se že navrženyacutem experimentem by byla možnaacute přiacutemaacute detekce magnetickeacuteho pole neutronoveacute hvězdy na vzdaacuteleshynost 50 až 500 parseků jestliže se indukce pole na povrchu rotujiacuteciacute kompaktniacute hvězdy pohybuje kmiddotolem 108 až 109 tesla (tyto hodnoty jsou nepřiacutemo odvozeny z pozorovaacuteniacute v různyacutech oborech elektromagnetickeacuteho spektra)

Skvidy se začiacutenajiacute prosa~ovat i v jineacutem dosud neotevřeneacutem astronomickeacutem okně - při možneacute detekci gravitačniacutech vln z vesmiacuteru Na sympoziu referovali představiteleacute ameriacuteckyacutech a evropskyacutech koletktivů jež daacutele rozpracovaacutevajiacute metoshydilku měřeniacute gravitačniacutech vln Použiacutevaacute se jednak silně chlazenyacutech detektorů a jednak interferenčniacutech zařiacutezeniacute o velmi dlouheacute zaacutekladně Ačkoliv Citlivost aparatur se ve srovnaacuteniacute s pionyacuterskyacutemi pOlkusy J Webera z konce šedesaacutetyacutech let zvyacutešila o tři řaacutedy nebyly zatiacutem žaacutedneacute signaacutely zaznamenaacuteny Z teorie předshyběžně plyne že teprve dalšiacute tisiacutecinaacutesobneacute zvyacutešeniacute citlivosti přiacutestrojů přinese uacutespěch a to bude vyžadovat pravděpodobně da1lšiacutech deset let intenziacutevniacute pokusshyneacute praacutece

Rozmanitost naacutemětů probiacuteranyacutech na sympoziu neobyčejně ztiacutežila uacutelohu pishysatele Snad si však čtenaacuteř těchto poznaacutemek odnese zaacutekladniacute dojem že astroshynomie se s fyzikou tak sbliacutežila že je už od sebe teacuteměř nerozlišiacuteme To ostatně hezky vyjaacutedřil middotprmiddotof J A Wheeler když prohlaacutesil že astrofyzika se stala tak důležitou že už ji nadaacutele nemůžeme přenechat pouze astronomům Maacutem dobľ~ pocit že z tohoto spojeniacute vydatně těžiacute obě discipliacuteny

Zaacuteklady astrofyziky VAŽIacuteME A MĚŘiacuteM HVĚZDY

pro začaacutetečniacuteky VE DVOJHVĚZDAacuteCH I

Tentokraacutet si na konkreacutetniacutem přiacutekladu dvojhvězd ukaacutežeme jak je možneacute využiacutet Doppiemiddot r ova jevu a dalšiacutech fyzikaacutelniacutech principů k tomu abychom zjistili zaacutekladniacute vlastnosti hvězd jako je jejich hmotnost rozměry a podobně pouhyacutem rozborem světla ktereacute dopadaacute na Zemi Znalost těchto veličin je velmi duacuteležitaacute neboť umožňuje porovnaacutevat teoretickeacute modely hvězd se skutečnyacutemi hvězdami To je nezbytnyacutem prvniacutem krokem k tomu abychom porozuměli stavbě a vyacutevoji hvězd a hvězdnyacutech soustav Čtenaacuteře kteryacute pečlivě pročetl předchoziacute kapitoly tohoto seriaacutelu nebude už asi udimiddot

vovat zdaacutenlivě paradoxn[ zjištěniacute že je daleko snazšiacute určit hmotnosti a poloměry pro složky dvojhvězd ktereacute jsou k sobě gravitačně vaacutezaacuteny a obiacutehajiacute po eliptickyacutech drahaacutech kolem společneacuteho těžiště než pro osamoceneacute hvězdy kde jsme odkaacutezaacuteni po uze na nepřiacutemeacute [mnohem meacuteně přesneacute metody [Nepřiacutemeacute metody využiacutevajiacute obvykle nějakeacuteho

74

Obr 1 Horniacute čaacutest obraacutezshyku znaacutezorňuje dvojhvězdu obiacutehajiacuteciacute po kruhoveacute draacuteshyze zachycenou ve čtyřech různyacutech polohaacutech I - IV vůči pozemskeacutemu pozoroshyvateli Ve středniacute čaacutesti obraacutezku jsou pro stejneacute polohy znaacutezorněny prolishyly iedneacute spektraacutelniacute čaacutery z obou složek V polohaacutech J a III jsou čaacutery obou sl ožek zřetelně rozlišeny v důsledku posuvu způsoshybeneacuteho Dopplerovyacutem ieshyvem v polohaacutech II a IV čaacutepy obou složek naopak splyacutevaiiacute protože obě tělemiddot

I I TI I lIT

00 ~O r08 8--- ~

Iyr VIVyI 1 I j2 I 1

F

N ~0

o ~

ampOJ gt

Jlt

~

V12

I

sa se pohybuji kolmo na směr k pozemskeacutemu po middot zorovateli Šipky ukazuj

I ve všech přiacutepadech polomiddot hu daneacute spektraacutelniacute čaacutery odpoviacutedaiiacuteciacute rychlosti pomiddot hybu těžiště celeacute dvoshyhvězdy vůči Slunci (lamiddot boratomiacute klidovou polOhu čaacutery v pNpadi že by se dvoihvizda vůči naacutem nemiddot vzdalovala ani nepřibližoshyvala) V dolniacute čaacutesti obraacutezmiddot

Ol E

V

gt o a~ 1

l ku ie znaacutezorněna křivka radiaacutelniacutech rychlosti obou složek Prolily čar jsou kresleny tak že vlnoveacute deacutelky narůstajiacute smirem doprava Pro přemyacutešliveacute čtenaacuteře dodaacutevaacuteme že všeshycimy uacutevahy o radiaacutelniacutech

lru (

mH I

p [il~

~ rychlostech jsou činěny jakoby z hlediska nepohybliveacuteho pozorovatele nachaacutezejiacuteciacuteho se v miacutestě Slunce - neboli opraveny o pohyb Země okolo Slunce a o rotaci Zemi ktereacute se při pozemskyacuteclz měřeshyniacutech radiaacutelniacutech rychlosti hvězd musiacute přirozeně projevit

statisticky zjištěneacuteho vztahu mezi hmotnostiacute či poloměrem hvězd a určityacutem pozorovashytelnyacutem parametrem napřiacuteklad spektraacutelniacutem typem K nalezeniacute takoveacuteho vztahu jsou však obvykle opět použity hmotnosti a poloměry určeneacute pro dobře pozorovaneacute složky dvojhvězd)

Naprostou většinu dvojhvězd vidiacuteme i v dalekohledu pouze jako jedinyacute svitiacuteciacute bod protože vzdaacutelenost jejich složek je nesrovnatelně menšiacute než vzdaacutelenost dvojhvězdy od Slunce To že jde o dvojhvězdu zjistiacuteme obvykle spektraacutelniacutem pozorovaacuteniacutem Jsou-ll obě složky zhruba stejně jasneacute ve viditelneacute čaacutesti spektra budeme ve spektru pozorovat čaacutery obou složek Jestliže se povrchoveacute teploty [a tedy spektraacutelniacute typy) složek budou vyacuterazně lišit zjistiacuteme že jde o dvě hvězdy již na prvniacutem spektrogramu ze současneacute přiacutetomnosti spektraacutelniacutech čar odpoviacutedajiacuteciacutech různyacutem spektraacutelniacutem typům Nicmeacuteně i pokud J)udou spektra obou hvězd podobnaacute prozradiacute se naacutem spektroskopickaacute dvojhvězda při -d elšiacutem pozoTO-vaacuteniacute pravidelnyacutem zdvojovaacuteniacutem asplyacutevaacuteniacutem čar ve spektllu v důsledku olJěžneacuteho pohybu a Dopplerova jevu

Situaci si nejleacutepe objasniacuteme na jednoducheacutem přiacutepadě dvojhvězdy obiacutehajiacuteciacute po kruhoveacute middotdraacuteze jak je znaacutezorněno na obr 1 V polohaacutech I a III majiacute obě složky největšiacute rychlost p-ohybu do směru k pozemskeacutemu pozorovateli Z vyacuteklmiddotadu o Dopplerově jevu viacuteme že pohybuje-li se zdroj zaacuteřeniacute k pozorovateli vzroste energie vysiacutelaneacuteho zaacuteřeniacute o kine shyt ickou energii pohybu zdroje do daneacuteho směru takže se spektraacutelniacute čaacutery posun ou SJl1ěrem k vyššiacutem energiiacutem tedy kratšiacutem vlnovyacutem deacutelkaacutem [Ik fJatoveacute čaacutesti spektra I V přiacutepadě vzdalovaacuteniacute zdroje je tomu IpraacuteVě uacutelaopaJk - čaacutery se posouvajiacute směrem k čermiddot veneacutemu konci spektra (vlnQltVaacute deacutelka se Zllětšuje J V poJOze I na middotobraacutezku se pIoto spekshytr aacutel niacute čaacutery vunikajiacuteciacute v atmosfeacuteřmiddote hvěZldy 1 posouvajiacute k delšiacutem a hvězdy 2 ke kra~šiacutem

75

vnovyacutem deacutelkaacutem v 1gtoloze III je tmnu ltnaopak a v poloee II a IV čaacutery z obou sImek splyacutevajiacute protože obě tělesa se pohybllljiacute kolmo na směr zorneacuteho peacuteliplsku

Skutečnaacute měřeniacute vypadajiacute naacutesledovně Na každyacute spektrogram hvězdy se expo nu je takeacute srovnaacutevaciacute spektrum laboratorniacuteho zdroje (nejčastěji železneacuteho oblouku l k tereacute definuje škaacutelu vlnovyacutec11 deacutelek Vůči němu lze na přesneacutem měřiciacutem přiacutestroji změři t polOhu středů spektraacutelniacutech čar obou složek Ze změny poloh těchto čar vůči jej ich klidoveacute (z laboratoře znaacutemeacute) poloze spočteme radiaacutelniacute rychlost RV (tj rychlost pohy bu ve směru zorneacuteho paprsku) podle vztahu

[ 1) RV = c ()-)o) )0

]de o je laboratorniacute (klidovaacute) ) na spektrogramu naměřenaacute vlnovaacute deacutelka daneacute spekshytraacutelniacute čaacutery a c rychlost světla (Upozorňuji že vztah (1) platiacute v uvedeneacutem tvaru pouz e pro oblast rychlostiacute o hodně menšiacutech než je rychlost světla což však v naprosteacute většině zkoumanyacutech přiacutepadů zcela vyhovuje) Všimněme si že radiaacutelniacute rychlost je kladnaacute jsou-li čaacutery posunuty do červeneacute oblasti a objekt se od naacutes vzdaluje a zaacutepornaacute jestliže se přibližuje (Pokračovaacuteniacute]

Zpraacutevy

MILAN NEUBAUER ŠEDESATILETYacute

NarodH se 9 břemmiddota 1923 v Olomouci detstviacute prožil ne přiacutemo v lideMniacutech podshymuacutenkaacutech jeh-o mlaacutediacute potkala 2 světomiddotvaacute ~aacutelka a ta laiko snad všem i jemu zamiacuteshyooala žmiddotivotem ještě za vaacutelky okusiJ rLľzneacute profese po vaacutelce byl zaměstnaacuten u různyacutech podniků praooval převaacutežmě v administrashytivě Když byla v middotr 1955 dobudovaacutena prvaacute čaacuteM valašsgtkomeziřiacutečskeacute hvězdaacutemy stal se od 1 řijna jejiacutem zaměstnalncellU a intenziacutemiddotvshyně se věnovalI jejiacutemu dalšiacutemu budovaacuteniacute Zahaacuteji l prvaacute pozorovaacuteniacute SluDltce zmiddotavedmiddotl prashyvidelneacute fotografovaacuteniacute smiddotlunečni fotolSfeacutery a těmito jeho pracemi se hvězdaacuterna zapojila do Mezilnaacuterodniacuteho geofyzikaacutelll1iacuteho roku [1957-1959)

již jako zaměstnanec hvězdaacuterny vystudoshyIal večerně svvS a bymiddotl i uacutespěšnyacutem pos1ushylačem 1 běhu pomaturi~lliacuteho stuMa astroshyiwmie ve Vallašslkeacutem MeziřiacutečL Absolvova1 mľs alS1ronomie pro vedouciacute pracovniacuteky ilvězmiddotdaacuteren Organizovan Yacute pN ministemiddotrstmiddotvu kultury

HIamiddotvniacute činnost M Neubaup-ra začiacutenaacute přishy

děleniacutem celostaacutetniacuteho uacutekolu v oboru vizuaacutelshyn 1ho a fotografickeacutebo sledovaacuteni Slunce jvězdaacutelfil1ě ve Valmiddotašskeacutem Meziřičiacute v r 1964 S elaacutenem organizuje siacuteť pozorovaciacutech stashyMc middotna uacutezemiacute celeacute ČSSR system8lticky shroshymažďuje vyacuteslediky pozorovaacuteniacute Slunce a pushyblikuje je v BUilletinu pro pozorovaacuteniacute Slumshyce Po dobudovaacuteniacute dmheacute budovy hvězdaacuterny pracuje na vybaveniacute smiddotlunečniacute laboratoře pořaacutedaacute pro pOzolovatele Slunce snad kažshydOoročně praktika a využiacutevaacute middotk tomu vybashyveniacute hvězdaacutellny Takeacute v ObOTU meteorologie ie velmi čill1nyacute vede pozmovaacuteniacute od sameacuteho počaacutetku a dhaacute na jejdoh dobreacute vyacutesledky

Na hvězdaacuterně začal pracovat ve funkci cdborneacuteho pramiddotcovn~ka patom byl samostatshynyacutelm odhornyacutem pracovll1~kem a od r 1979 je

76

Petr Harmonec

naacuteměstkem řemiddotditele a vede odděmiddotleniacute hos middot podaacuteřsko-administraHvniacute

Přej8me Milanu Neubaue rovi aby daacutele hliacutedal slull1iacuteDko a nemeacuteně uacutespěšně dě shyla1počasiacute jaJkeacute si praacuteveacute budeme přaacute t A to vždy odpovědně a s humorem B ival e ček

Co noveacuteho v astronomii

T TAURI JE DVOJHVEZDA

U znaacutemeacute proměnneacute hvězmiddotdy T Ta Ll fi byl vloni objeven temnyacute průvodce nepozoro va shyte1nyacute ve vizuaacutelmi čaacutesti spektra t a kže T Tauri je middotdVojhvězdmiddotou Průvodce nalezli M Dyck a T Simon (Havajskaacute unierzita ) a B Zuckermaln (Maryland$Jaacute univerzita) 22m reflektorem hvězdaacuterny na Mauna Kea Objev se uskutečnil p-Offiociacute infrače rven eacute slwrnkoveacute interferometrie noveacute obs ershyvačniacute techniky vychaacutezejiacute ze skvrnkoveacute inshyterfelomemiddottrie ve vidite1neacute oblaampti spektra

T Tauri je představHellkou neobyčejně zajiacutemaveacute třiacutedy nepravidelnyacuteCh praměnnyacutech

hvězd pou~eni lze naleacutezt např ve Vanyacutesshykovyacutech Zaacutekladech astronomie a a stroshyfYZiky (str 292 a naacutesl) Hvězdy to11Ot0 typu Dvořiacute takeacute znaacutemeacute T-asociamiddotce

K T Tauri sllad jen tOlik že v jejiacutem inshyfračervemiddotneacutem spektru byl za vlnoivoLl dEacutei~kou 22um zjištěn vyacuterazmiddotnyacute vzestup jasnosti Tento vzestup lze vysvětlH předpokladem že hvězda je ohklopena hustou pracmiddothovou obaacutelkou Talkovaacuteto hustaacute prachovaacute obaacutelka však dosud nebyla u žaacutedneacute hvězdy t ypu T Tauri zjištěna Arvšalk i spektrum T Tauri ve Vlizuaacutelniacute oblasti je netYPickeacute a svědči o siLneacute tUlbulenci v atmosfeacuteře hvězdy Turshybulence v atmosfeacuteře byly zjištěr 1i jen u hvězd s podstatně menšiacute nmo tnos t i než maacute T Tami (asi tlOjnaacutesobFk hmotnosti Slunce) SuW 91982 (B)

skutečnyacute vesmiacuter vytvořili kosmologoveacute celou řadu teoretickyacutech modelů a zkoushymajiacute v čem souhlasiacute a v čem jsou v rozporu s poznanou realitou Zaacutekladn I fyzikaacutelniacute teoriiacute většiny vesmiacuternyacutech modelU je obecnaacute teorie relativity I v moshydelech vesmiacuteru odděluje horizont oblasti pozorovatelneacute od nepozoroivatelnyacutech Po jetiacute a vlastnosti horizontů jsou však v různyacutelth modelech odlišneacute

V modelech rozpiacutenajiacutedho se vesmiacuteru je možno spojit otaacutezku horizontu se staacuteřiacutem vesmiacuteru tj dobou uplynulou od velikeacuteho třesku Je-li expandujiacuteciacute vesmiacuter staryacute 15 miliard let nemůžeme pozorovat žaacutednyacute objekt ve většiacute vzdaacuteleshynosti než 15 miliard světelnyacutech let protože by světlo muselo byacutet deacutele na cestě než 15 miliard let Staacuteřiacute vesmiacuteru určuje tedy horizont - hranici pozorovatelneacute čaacutesti vesmiacuteru - přičemž opraacutevněně předpoklaacutedaacuteme existenci dalšiacutech struktur např kup galaxiiacute za touto hraniciacute V tom smyslu je rozsah pozorovatelneacuteho vesmiacuteru funkciacute času uplynuleacuteho od velkeacuteho třesku Čiacutem staršiacute je vesmiacuter tiacutem vzdaacutelenějšiacute je horizont nebof se vzdaluje rychlostiacute světla Objekty na hOlrizontu bychom pozorovali v jejich počaacutetečniacutem stavu Jejich světlo by však muselo miacutet nekonečnyacute rudyacute posuv z = a proto saacutem horizont nemůže byacutet pozorovaacuten

V některyacutech koltsmologiCIkyacutech modelech vzdalujiacute se velmi dalekeacute galaxie od pozorovatele staacutele rostouciacute rychlostiacute Jako přiacuteklad lze uveacutest dnes již celkem opuštěnyacute stacionaacuterniacute model vesmiacuteru označovanyacute v mezinaacuterodniacute literatuře jako Steady State Universe (proti ktereacutemu byly vaacutežneacute naacutemiVky a po objevu reliktshyniacuteho zaacuteřeniacute 27 K byl opuštěn) V něm lze zvolit určityacute kritiakyacute kosmickyacute čas tl kdy se určitaacute galaxie vzdaluje od pozorovatele praacutevě rychlostiacute světla Pozorovatel může zachytit signaacutely vyslaneacute z teacuteto galaxie před tr signaacutel vyzaacuteshyřenyacute po okamžiku tl nemůže Ik pozolrovateli doletět protože vzdaacutelenost mezi nimi roste rychlostiacute vyššiacute než je rychlost světla Signaacutely vyslaneacute galaxiiacute kraacutetce před časem tl budou jevit velikyacute rudyacute posuv a dojdou k pozorovateli se zpožděshyniacutem (dilatace času) Zpožděniacute i rudyacute posuv l10stejak se bliacutežiacute okamžik vyzaacuteřeniacute signaacutelu času tl a signaacutel vyslanyacute praacutevě v čase fl doraziacute k pozorovateli po nekoshynečně dlouheacute době Signaacutely vyslaneacute po tl mu zůstanou navždy nedostupneacute Objekty ktereacute byly v určiteacute době pozorovatelneacute zůstanou provždy viditelneacute i když budou Slaacutebnout a jevit rostouciacute rudyacute posuv ČasoProstorovaacute hyperplocha oddělujiacuteciacute udaacutelosti (signaacutely) ktereacute byly jsou nebo mohou byacutet v budoucnosti pozorQlvatelem zachyceny od udaacutelostiacute jež mu zůstanou provždy nedosažitelneacute se nazyacutevaacute horizont udaacutelostiacute (event borizon)

V kosmologickyacutech modelech rozpiacutenajiacuteciacuteho se vesmiacuteru se uplatňuje jinyacute typ horizontu Uvažujme exploeiacutevniacute model v němž byla hmota na počaacutetku vywce stlačena a v čase t = O vylbuchla Dvě vzaacutejemně značně vzdaacuteleneacute čaacutestice P a A se od sebe vzdalujiacute rychlostiacute bliacutezkou rychlosti světla Pro značnou původniacute vzdaacutelenost dostihne signaacutel vyslanyacute čaacutesticiacute P na počaacutetku v čase II čaacutestici A teprve po dlouheacute době v okamžiku to Před okamžikem to neviacute powrovatel A o existenci čaacutestice P teprve po to může přijiacutemat signaacutely z P Čaacutestice P vešla v čase to dopozorovatelova horizontu kteryacute je označovaacuten jako horizont čaacutestice (particle horiZon Je to plocha oddělujiacuteciacute pozorovateli A všechny čaacutestice ktereacute se do okamžiku to již staly pozorovatelnyacutemi od čaacutestic jež dosud pozorovatelneacute nejsou

Byly vypraťovaacuteny takeacute modely vesmiacuteru kde mohou existovat oba horiwnty jako např v Lamaltrově modelu Předpoklaacutedaacute se tam počaacutetečniacute vyacutebuch při velmi husteacutem stavu laacutetky (existuje tedy horizont čaacutestic) a pozdějšiacute zrychlovaacuteniacute galaxiiacute ktereacute naacutesleduje po jejich vytvořeniacute (tedy horizont udaacutelostiacute) V modeshylech s různyacutemi pohybovyacutemi režimy vystupujiacute určiteacute kombinace horizontů a tzv absolutniacute horizont

Jak vyacuteše uvedeno je ciacutelem modelů vystihnout věrně vesmiacuternou skutečnost K posouzeniacute modelů přiacutepadně k vytvořeniacute ještě přesnějšiacutech potřebovali bychom však znaacutet aspoň tři zaacutekladniacute parametry k qo p Nejobtiacutežnějšiacute je stanoveniacute inshydexu k určujiacuteciacuteho znameacutenko zakřiveniacute trojrozměrneacuteho prostoru nejistaacute je však i hodnota deceleračniacuteho parametru qo kteryacute udaacutevaacute miacuteru zpomalovaacuteniacute expanze Takeacute určeniacute středniacute hustoty hmoty p ve vesmiacuteru je velmi ne jisteacute a může byacutet vyacuteznamně ovlivněno objevy posledniacutech let v posledniacute době vyacutezkumy hmotnosti neutrin

71

Sympozium o relativisshyJiřiacute Grygar

tickeacute astrofyzice Když byly v r 1963 rozpoznaacuteny kvazistelaacuternf raacutedioveacute objekty zkra tk ově kva shy

sary vzbudilo to přirozeně zaacutejem astronomů i fyziků z mnoha oborů neboť každeacutemu bylo jasneacute že jde o objekty naprosto se vymykajiacuteciacute všemu co dosud astronomie ve vesmiacuteru zkoumala Zejmeacutena teoretikoveacute měli naacutehle plneacute ruce praacutece s vysvětlovaacuteniacutem nečekanyacutech a často zdaacutenlivě až fyzikaacutelně neřešitelnyacutech zaacutehad o povaze těchto vyacutejimečnyacutechoibjektů Objev kvasarů byl bezprostředniacutem podnětem k uspořaacutedaacuteniacute sympozia jež se v prosinci r 1963 sešlo II texaskeacutem Dallasu Zuacutečastnili se ho vyacuteznamniacute astronomoveacute i fyzikoveacute předevšiacutem ze Spojeshyn yacutech staacutetů a beZděky tak založili tradici texaskyacutech sympoziiacute jež se od teacute doby konajiacute obvykle každyacute druhyacute rok na různyacutech miacutestech USA [s vyacutejimkou r 1978 kdy bylo texaskeacute sympozium v Mnichově)

Jedenaacutecteacute texaskeacute sympozium se konalo ve dnech 12 až 17 prosince 1982 v Austinu hlavniacutem městě staacutetu Texas za uacutečasti asi 400 odborniacutekll z 22 zemiacute Relativistickaacute astrofyzika je vlastně maacutelo určitě vymezenyacute obor technicky vzato jde o ty oblasti astrofyziky v nichž nelze zanedbat relativistickeacute korekce při studiu vesmiacuternyacutech objektů (silnaacute gravitace velkeacute rychlosti) Sympozium však mělo zaacuteběr podstatně širšiacute lze řiacuteci že se na něm probiacuteraly prakticky všechny otaacuteziky jež v současneacute astwnomii a fyzice můžeme označit za strhujiacuteciacute a atraktivniacute i pro laickou veřejnost

Na sympoziu bylo proneseno bezmaacutela 30 přehledovyacutech referaacutetuacute a na večershyniacutech zasedaacuteniacutech bylo předloženo dalšiacutech asi 80 přiacutespěvkll takže neniacute dost dobře možneacute v jedineacutem člaacutenku postihnout všechny vyacuteznamneacute vyacutesledky k nimž jednotliviacute autoři dospěli Lze očekaacutevat že v průběhu letošniacuteho roku vydajiacute organizaacutetoři sympozia z katedry astronomie texaskeacute univerzity v Austinu sborshyniacutek jenž bude obsahovat všechny pozvaneacute referaacutety a vyacutetahy z přiacutespěvkuacute Do teacute doby snad čtenaacuteřům posloužiacute k prvniacute orientaci naacutesledujiacuteciacute poznaacutemky

V uacutevodnlch referaacutetech hovořili A Guth H Pagels a E K01b o otaacutezkaacutech jež spojujiacute fyziku elementaacuterniacutech čaacutestic s astrofyzikou Zatiacutemco předešleacute desetiletiacute bylo charakterizovaacuteno veJlkyacutem uacutespěChem teorie elektroslabeacute interakce [Glashysl1ow- Salam-Weinberg) v -posledniacute době se fyzikoveacute pustiH do velkeacuteho sjednoceniacute (v angličtině se použiacutevaacute zkratka GUT) třiacute interakciacute Z tě chto teoriiacute vyplyacutevaacute že při dostate~ně vysokyacutech energiiacutech čaacutestic (nad 1024 eV) tyto tři interakce splyacutevajiacute v jedinou Přijmeme-li za zaacuteklad standardniacute kosmologickou teorii horkeacuteho velkeacuteho třesku panovaly takoveacute poměry ve vesmiacuteru těsně po velkeacutem třesku [při teplotě řaacutedu 1()28 K v čase 10- 39 sekundy po velikeacutem třesku) Rozpiacutenaacuteniacute vesmiacuteru vedlo k rychleacutemu ochlazovaacuteniacute a spontaacutenniacutemu porušovaacuteniacute původniacute supersymetrie Tiacutem lze elegantně vysvětlit současnou existenci čtyř

zaacute)1ladniacutech interakciacute nestejneacute siacutely a nestejneacuteho dosahu jakož i pozor ovanou vyacuteraznou převahu čaacutestic hmoty nad čaacutesticemi antihmoty v dnešniacutem vesmiacuteru

Teorie i pozorovaacuteniacute se daacutele shodujiacute v tom že ve velkyacutech měřiacutetk aacutech jP vesmiacuter přiacutesně izotropniacute a homogenniacute Tato okolnost však vytvaacuteřiacute zapeklitou haacutedanku jak se mohly čaacutestice v raneacutem expandujiacuteciacutem vesmiacuteru navzaacutejem domluvit o izoshytropii a homogennosti V době kdy se vytvaacuteřela izotwpniacute struktma byl totiž vesmiacuter již přiacuteliš velikyacute na to alby světelneacute signaacutely vyslaneacute určityacutemi čaacutesticemi dospěly včas ke všem ostatniacutem čaacutesticiacutem a předaly informaci o prostoroveacute hustotě Proto se nyniacute navrhuje předpoklad o exponenciaacutelniacutem rozpiacutenaacuteniacute raneacuteho vesmiacuteru V tom přiacutepadě by rozpiacutenaacuteniacute v prvniacutech eacuteraacutech vesmiacuteru probiacutehalo pomashyleji než podle standardniacuteho modelu a domluva mezi čaacutesti-cemi je možnaacute Podle analogie s exponenciaacutelniacutem růstem inflace v průmyslově vyspělyacutech zemiacutech se novyacute model nazyacutevaacute inflačniacutem vesmiacuterem Inflačniacute model připouštiacute rovněž nezachovaacuteniacute fyzikaacutelniacutech veličin pro něž běžně platiacute zaacutekony zachovaacuteniacute (baryoshyncveacute čiacuteslo vesmiacuteru hmota-energie) tj vychaacuteziacute z představy ŽP před elemenshytaacuterniacutemi čaacutesticemi bylo falešneacute vakuum jehož nestabilita vedla k r ozpiacutenajiacuteciacutemu

72

se vesmiacuteru Infilačniacute model řešiacute fOovněž jinyacute nesnadnyacute probleacutem čaacutesticoveacute fyziky totiž nebezpečiacute existence magnetickyacutech monopoacutelů Proti existenci monopoacutelů svědčiacute předevšiacutem tQlPologickaacute uacutevaha - z topologickeacuteho hlediska jsou magneshytickeacute monop6ly nerozpletitelnyacutemi tQlPologickyacutemi uzly Kromě toho vysokaacute hmotnost monop6lů by měla katastrofaacutelniacute důsledek pro trvaacuteniacute vesmiacuteru diacuteky kolektivniacute přitažlivosti monQlPoacutelů by se vesmiacutel smrštil zpět do singularity za pouhyacutech 30000 roků

Z toho důvodu ani Iloňskeacutepozorovaacuteni B Cabrery jež by mělo uacutedajně znameshynat zachyceniacute magnetWkeacuteho monopoacutelu se neberepřiacuteliš vaacutežně Inflačniacute model daacutele naznačuje že v prvniacutech faacuteziacutech vyacutevoje vesmiacuteru se skutečnaacute hustota vesmiacuteru mohla jen nepatrně lišit od tzv kritickeacute hustoty (to je hranice při niacutež uzavřeshyneacute modely vesmiacuteru přechaacutezejiacute v otevřeneacute s trvalyacutem rozpiacutenaacuteniacutem nade všechny meze) Neniacute samozřejmě vyloučeno že skutečnaacute hustota vesmiacuteru je a vždy takeacute byla přesně rovnaacute hustotě kritickeacute - s ohledem na to že každeacute astronomickeacute pozorovaacuteniacute je zatiacuteženo chybami nelze tento předpoklad v praxi nikdy zcela přesně ověřit

Pokud jde Ol elementaacuterniacute čaacutestice zůstaacutevaacute staacutele otevřenaacute otaacutezka klidoveacute hmotshynosti neutrin Noveacute pokusy přiacuteliš nepotvrzujiacute vyacutesledky z r 1980 o tom že aspoň některeacute typy neutrin majiacute kladnou klidovou hmotnost resp že neutrina mo hou oscilovat mezi různyacutemi stavy Z toho důvodu je daacutele neuzavřen probleacutem nedoshystarku slunečniacutech neutrin a stejně tak i probleacutem vzniku hmotnyacutech fluktuaciacute řaacutedu 1014 hmotnostiacute Slunce jež potřebujeme proto abychom mohli vysvětlit vznik nadkup galaxiiacute Zato byla stanovena experimentaacutelně spodniacute hranice životniacute doby pflotonu (pocrle teoriiacute GUT se maacute i proton rozpadat řaacutedově za 1031

wkll) na 151030 let a experiment je daacutele v chodu Otaacutezkaacutem velkorozměroveacute struktury vesmiacuteru byly věnovaacuteny přiacutespěvky A Szashy

laye R Kirschnera E Salpetera a P Peeblese Zdaacute se že praacutece akad J B Zelshydoviče a jeho školy jsou zcela zaacutesadniacute pro dalšiacute rozvoj uacutevah o vzniku galaxiiacute a galaktickyacutech kup Podle Zeldoviče se galaxie vytvaacuteřejiacute předevšiacutem podeacutel stěn jakyacutechsi buněk jejichž vnitřky jsou poměrně praacutezdneacute Zaacuterodky nadkup gaLlx iacute jsou plocheacute liacutevance (rusky bliacuteny anglicky pancakes) uacutectyhodnyacutech r ozshyměrů (průměr řaacutedu 10 Mpc) Obě Zeldovičovy předpovědi se v posledniacute době potvrzujiacute veNwrozměrovaacute struktura vesmiacuteru maacute charakter obřiacutech buněk nadshykupy galaxiiacute jsou poměrně plocheacute struktury a obřiacute diacutery mezi kupami galaXiiacute jsou patrně reaacutelneacute (jejich objem dosahuje často až 106 Mpc3 )

Dalšiacute teacutemata probiacuteranaacute na sympoziu se tyacutekala supernov aktivniacutech jader galaxiiacute a kvasarů a astronomie zaacuteřeniacute X a gama Z těchto různorodyacutech vyacutesledků uveďme aSPQlň laboratorniacute modely funkce gravitačniacute čočky jež na sympczu předvaacuteděli 1 Shapiro aJ Roeder a daacutele pozoruhodnyacute animovanyacute film J Teľshy1811a na němž byla zaznamenaacutena rentgenovaacute obloha v letech 1969-1976 jak ji viděly družice typu Vela Na filmu byla zřetelně demonstrovaacutena proměnnost

mnoha rentgenovyacutech zdrojů zejmeacutena pak přechodnyacutecll rekurentniacutech zdrojt v oboru energiiacute od 3 do 12 keV Konečně zvlaacuteštniacute zasedaacuteniacute bylo věnovaacuteno projektům velkyacutech pozemniacutech

dalekohledů noveacute generace (od texaskeacuteho 76m zrcadlamiddot až po složeneacute systEacute-Xy o ekvivalentniacutem průměru kQllem 15 ml O teacuteto tematice psal před časem P Mayer (ŘH 121981 str 252) takže snad stačiacute jen stručnaacute pDznaacutemka že financně jsou zajištěny 76m teleskop pro McDQlnaldovu ohservatoř a 10m pro bservatoř Mauna Kea na Havajskyacutech ostrovech Oba přiacutestrOje majiacute byacutet dokonshyčeny již v r 1988

Na sympoziu s tak vynikajiacuteciacutem obsahem lze stěžiacute vyzdvihnout zvlaacutešť někteshyrou speciaacutelniacute Q1taacutezku Přesto se toho chci odvaacutežit neboť z historickeacuteho odstupu bude patrně nejvyacuteše hodnoceno zasedaacuteniacute věnovaneacute problematice pulsarů J Taylor shrnul nejvyacuteznačnějšiacute objevy posledniacutech let Celkem je nyniacute znaacutemo 375 pulsarů ale jejich skutečnyacute pOlčet v dosahu pozemskyacutech radioteleskopů je zřejmě mnohem vyššiacute Dosavadniacute přehliacutedky jsou totiž v mnoha směrech OC8shy

zeneacute technicky Pulsar 0530-67 je prvniacutem znaacutemyacutem mimogalaktickyacutem pulsarelT~ - naleacutezaacute se ve Velkeacutem Magellanově mračnu a jeho perioda je 098 s Puls 3f 1758-23 maacute mimořaacutedně vysokou disperzniacute miacuteru 1050 takže je buď aspoň pětkraacutet

73

daacutele než Velkeacute Magellanovo mračno anebo ve směru k němu je zcela neobvyklaacute koncentrace volnyacutech elektronů v mezihvězdneacutem prostoru Pulsar 1509-58 je prvniacutem raacutedlovyacutem pulsarem jenž byl ztotožněn s rentgenovyacutem pulsarem G 320 4-12 A konečně vůbec nejzajiacutemavějšiacute je tzv milisekundovyacute pulsar 1937 -I- 21 objevenyacute v řiacutejnu 1982 D Bacllterem aj s nejkratšiacute nyniacute znaacutemou perimiddotodou 00016 sekundy [642 obraacutetek za sekundu)

Milisekundovyacute pulsar je poměrně bliacutezko hranice dynamickeacute stability neutro shynoveacute hvězdy [podle teoretickyacutech reviziacute je možneacute aby neutwnovaacute hvězda vyshydržea 2000 obraacutetek za sekundu a nerozpadla se ještě odstředivou silou) a je pozorubodnyacute i mimořaacutedně nepatrnou hodnotou prodlužovaacuteniacute periody relativně je dPP = - 13 10-19 Optickaacute identifikace pulsaru nebyla uacutespěšnaacute objek[ je opticky slabšiacute než 24m a v bliacutez1keacute infračerveneacute oblasti slabšiacute než 163m Nebyl o zjištěno žaacutedneacute gravitačniacute zaacuteřeniacute s frekvenciacute prvniacute harmonickeacute složky rotačn iacute periody Odečteme-li sekulaacuterniacute zpožďovaacuteniacute a korekce na pohyby Země je peshyrioda milisekundoveacuteho pulsaru zachovaacutevaacutena s přesnostiacute srovnatelnomiddotu s nejlepshyšiacutemi sDučasnyacutemi atomovyacutemi hodinami

Detekce magnetickeacuteho pole pulsarů [či jinyacutech typů rychle rotujiacuteciacutech silně magnetickyacutemiddotch neutronovyacutech hvězd) se tyacutekal takeacute čs přiacutespěvek [J Grygar M Odehnal V Petřiacuteček K Prikner) o možnosti detekce niacutezkofrekvenčniacute [pod 5 Hz) složky elektromagnetickeacuteho zaacuteřeniacute hvěZdy pomociacute supravodiveacuteho kvanshytoveacuteho interferenčniacuteho detektoru [skvidu) Zdaacute se že navrženyacutem experimentem by byla možnaacute přiacutemaacute detekce magnetickeacuteho pole neutronoveacute hvězdy na vzdaacuteleshynost 50 až 500 parseků jestliže se indukce pole na povrchu rotujiacuteciacute kompaktniacute hvězdy pohybuje kmiddotolem 108 až 109 tesla (tyto hodnoty jsou nepřiacutemo odvozeny z pozorovaacuteniacute v různyacutech oborech elektromagnetickeacuteho spektra)

Skvidy se začiacutenajiacute prosa~ovat i v jineacutem dosud neotevřeneacutem astronomickeacutem okně - při možneacute detekci gravitačniacutech vln z vesmiacuteru Na sympoziu referovali představiteleacute ameriacuteckyacutech a evropskyacutech koletktivů jež daacutele rozpracovaacutevajiacute metoshydilku měřeniacute gravitačniacutech vln Použiacutevaacute se jednak silně chlazenyacutech detektorů a jednak interferenčniacutech zařiacutezeniacute o velmi dlouheacute zaacutekladně Ačkoliv Citlivost aparatur se ve srovnaacuteniacute s pionyacuterskyacutemi pOlkusy J Webera z konce šedesaacutetyacutech let zvyacutešila o tři řaacutedy nebyly zatiacutem žaacutedneacute signaacutely zaznamenaacuteny Z teorie předshyběžně plyne že teprve dalšiacute tisiacutecinaacutesobneacute zvyacutešeniacute citlivosti přiacutestrojů přinese uacutespěch a to bude vyžadovat pravděpodobně da1lšiacutech deset let intenziacutevniacute pokusshyneacute praacutece

Rozmanitost naacutemětů probiacuteranyacutech na sympoziu neobyčejně ztiacutežila uacutelohu pishysatele Snad si však čtenaacuteř těchto poznaacutemek odnese zaacutekladniacute dojem že astroshynomie se s fyzikou tak sbliacutežila že je už od sebe teacuteměř nerozlišiacuteme To ostatně hezky vyjaacutedřil middotprmiddotof J A Wheeler když prohlaacutesil že astrofyzika se stala tak důležitou že už ji nadaacutele nemůžeme přenechat pouze astronomům Maacutem dobľ~ pocit že z tohoto spojeniacute vydatně těžiacute obě discipliacuteny

Zaacuteklady astrofyziky VAŽIacuteME A MĚŘiacuteM HVĚZDY

pro začaacutetečniacuteky VE DVOJHVĚZDAacuteCH I

Tentokraacutet si na konkreacutetniacutem přiacutekladu dvojhvězd ukaacutežeme jak je možneacute využiacutet Doppiemiddot r ova jevu a dalšiacutech fyzikaacutelniacutech principů k tomu abychom zjistili zaacutekladniacute vlastnosti hvězd jako je jejich hmotnost rozměry a podobně pouhyacutem rozborem světla ktereacute dopadaacute na Zemi Znalost těchto veličin je velmi duacuteležitaacute neboť umožňuje porovnaacutevat teoretickeacute modely hvězd se skutečnyacutemi hvězdami To je nezbytnyacutem prvniacutem krokem k tomu abychom porozuměli stavbě a vyacutevoji hvězd a hvězdnyacutech soustav Čtenaacuteře kteryacute pečlivě pročetl předchoziacute kapitoly tohoto seriaacutelu nebude už asi udimiddot

vovat zdaacutenlivě paradoxn[ zjištěniacute že je daleko snazšiacute určit hmotnosti a poloměry pro složky dvojhvězd ktereacute jsou k sobě gravitačně vaacutezaacuteny a obiacutehajiacute po eliptickyacutech drahaacutech kolem společneacuteho těžiště než pro osamoceneacute hvězdy kde jsme odkaacutezaacuteni po uze na nepřiacutemeacute [mnohem meacuteně přesneacute metody [Nepřiacutemeacute metody využiacutevajiacute obvykle nějakeacuteho

74

Obr 1 Horniacute čaacutest obraacutezshyku znaacutezorňuje dvojhvězdu obiacutehajiacuteciacute po kruhoveacute draacuteshyze zachycenou ve čtyřech různyacutech polohaacutech I - IV vůči pozemskeacutemu pozoroshyvateli Ve středniacute čaacutesti obraacutezku jsou pro stejneacute polohy znaacutezorněny prolishyly iedneacute spektraacutelniacute čaacutery z obou složek V polohaacutech J a III jsou čaacutery obou sl ožek zřetelně rozlišeny v důsledku posuvu způsoshybeneacuteho Dopplerovyacutem ieshyvem v polohaacutech II a IV čaacutepy obou složek naopak splyacutevaiiacute protože obě tělemiddot

I I TI I lIT

00 ~O r08 8--- ~

Iyr VIVyI 1 I j2 I 1

F

N ~0

o ~

ampOJ gt

Jlt

~

V12

I

sa se pohybuji kolmo na směr k pozemskeacutemu po middot zorovateli Šipky ukazuj

I ve všech přiacutepadech polomiddot hu daneacute spektraacutelniacute čaacutery odpoviacutedaiiacuteciacute rychlosti pomiddot hybu těžiště celeacute dvoshyhvězdy vůči Slunci (lamiddot boratomiacute klidovou polOhu čaacutery v pNpadi že by se dvoihvizda vůči naacutem nemiddot vzdalovala ani nepřibližoshyvala) V dolniacute čaacutesti obraacutezmiddot

Ol E

V

gt o a~ 1

l ku ie znaacutezorněna křivka radiaacutelniacutech rychlosti obou složek Prolily čar jsou kresleny tak že vlnoveacute deacutelky narůstajiacute smirem doprava Pro přemyacutešliveacute čtenaacuteře dodaacutevaacuteme že všeshycimy uacutevahy o radiaacutelniacutech

lru (

mH I

p [il~

~ rychlostech jsou činěny jakoby z hlediska nepohybliveacuteho pozorovatele nachaacutezejiacuteciacuteho se v miacutestě Slunce - neboli opraveny o pohyb Země okolo Slunce a o rotaci Zemi ktereacute se při pozemskyacuteclz měřeshyniacutech radiaacutelniacutech rychlosti hvězd musiacute přirozeně projevit

statisticky zjištěneacuteho vztahu mezi hmotnostiacute či poloměrem hvězd a určityacutem pozorovashytelnyacutem parametrem napřiacuteklad spektraacutelniacutem typem K nalezeniacute takoveacuteho vztahu jsou však obvykle opět použity hmotnosti a poloměry určeneacute pro dobře pozorovaneacute složky dvojhvězd)

Naprostou většinu dvojhvězd vidiacuteme i v dalekohledu pouze jako jedinyacute svitiacuteciacute bod protože vzdaacutelenost jejich složek je nesrovnatelně menšiacute než vzdaacutelenost dvojhvězdy od Slunce To že jde o dvojhvězdu zjistiacuteme obvykle spektraacutelniacutem pozorovaacuteniacutem Jsou-ll obě složky zhruba stejně jasneacute ve viditelneacute čaacutesti spektra budeme ve spektru pozorovat čaacutery obou složek Jestliže se povrchoveacute teploty [a tedy spektraacutelniacute typy) složek budou vyacuterazně lišit zjistiacuteme že jde o dvě hvězdy již na prvniacutem spektrogramu ze současneacute přiacutetomnosti spektraacutelniacutech čar odpoviacutedajiacuteciacutech různyacutem spektraacutelniacutem typům Nicmeacuteně i pokud J)udou spektra obou hvězd podobnaacute prozradiacute se naacutem spektroskopickaacute dvojhvězda při -d elšiacutem pozoTO-vaacuteniacute pravidelnyacutem zdvojovaacuteniacutem asplyacutevaacuteniacutem čar ve spektllu v důsledku olJěžneacuteho pohybu a Dopplerova jevu

Situaci si nejleacutepe objasniacuteme na jednoducheacutem přiacutepadě dvojhvězdy obiacutehajiacuteciacute po kruhoveacute middotdraacuteze jak je znaacutezorněno na obr 1 V polohaacutech I a III majiacute obě složky největšiacute rychlost p-ohybu do směru k pozemskeacutemu pozorovateli Z vyacuteklmiddotadu o Dopplerově jevu viacuteme že pohybuje-li se zdroj zaacuteřeniacute k pozorovateli vzroste energie vysiacutelaneacuteho zaacuteřeniacute o kine shyt ickou energii pohybu zdroje do daneacuteho směru takže se spektraacutelniacute čaacutery posun ou SJl1ěrem k vyššiacutem energiiacutem tedy kratšiacutem vlnovyacutem deacutelkaacutem [Ik fJatoveacute čaacutesti spektra I V přiacutepadě vzdalovaacuteniacute zdroje je tomu IpraacuteVě uacutelaopaJk - čaacutery se posouvajiacute směrem k čermiddot veneacutemu konci spektra (vlnQltVaacute deacutelka se Zllětšuje J V poJOze I na middotobraacutezku se pIoto spekshytr aacutel niacute čaacutery vunikajiacuteciacute v atmosfeacuteřmiddote hvěZldy 1 posouvajiacute k delšiacutem a hvězdy 2 ke kra~šiacutem

75

vnovyacutem deacutelkaacutem v 1gtoloze III je tmnu ltnaopak a v poloee II a IV čaacutery z obou sImek splyacutevajiacute protože obě tělesa se pohybllljiacute kolmo na směr zorneacuteho peacuteliplsku

Skutečnaacute měřeniacute vypadajiacute naacutesledovně Na každyacute spektrogram hvězdy se expo nu je takeacute srovnaacutevaciacute spektrum laboratorniacuteho zdroje (nejčastěji železneacuteho oblouku l k tereacute definuje škaacutelu vlnovyacutec11 deacutelek Vůči němu lze na přesneacutem měřiciacutem přiacutestroji změři t polOhu středů spektraacutelniacutech čar obou složek Ze změny poloh těchto čar vůči jej ich klidoveacute (z laboratoře znaacutemeacute) poloze spočteme radiaacutelniacute rychlost RV (tj rychlost pohy bu ve směru zorneacuteho paprsku) podle vztahu

[ 1) RV = c ()-)o) )0

]de o je laboratorniacute (klidovaacute) ) na spektrogramu naměřenaacute vlnovaacute deacutelka daneacute spekshytraacutelniacute čaacutery a c rychlost světla (Upozorňuji že vztah (1) platiacute v uvedeneacutem tvaru pouz e pro oblast rychlostiacute o hodně menšiacutech než je rychlost světla což však v naprosteacute většině zkoumanyacutech přiacutepadů zcela vyhovuje) Všimněme si že radiaacutelniacute rychlost je kladnaacute jsou-li čaacutery posunuty do červeneacute oblasti a objekt se od naacutes vzdaluje a zaacutepornaacute jestliže se přibližuje (Pokračovaacuteniacute]

Zpraacutevy

MILAN NEUBAUER ŠEDESATILETYacute

NarodH se 9 břemmiddota 1923 v Olomouci detstviacute prožil ne přiacutemo v lideMniacutech podshymuacutenkaacutech jeh-o mlaacutediacute potkala 2 světomiddotvaacute ~aacutelka a ta laiko snad všem i jemu zamiacuteshyooala žmiddotivotem ještě za vaacutelky okusiJ rLľzneacute profese po vaacutelce byl zaměstnaacuten u různyacutech podniků praooval převaacutežmě v administrashytivě Když byla v middotr 1955 dobudovaacutena prvaacute čaacuteM valašsgtkomeziřiacutečskeacute hvězdaacutemy stal se od 1 řijna jejiacutem zaměstnalncellU a intenziacutemiddotvshyně se věnovalI jejiacutemu dalšiacutemu budovaacuteniacute Zahaacuteji l prvaacute pozorovaacuteniacute SluDltce zmiddotavedmiddotl prashyvidelneacute fotografovaacuteniacute smiddotlunečni fotolSfeacutery a těmito jeho pracemi se hvězdaacuterna zapojila do Mezilnaacuterodniacuteho geofyzikaacutelll1iacuteho roku [1957-1959)

již jako zaměstnanec hvězdaacuterny vystudoshyIal večerně svvS a bymiddotl i uacutespěšnyacutem pos1ushylačem 1 běhu pomaturi~lliacuteho stuMa astroshyiwmie ve Vallašslkeacutem MeziřiacutečL Absolvova1 mľs alS1ronomie pro vedouciacute pracovniacuteky ilvězmiddotdaacuteren Organizovan Yacute pN ministemiddotrstmiddotvu kultury

HIamiddotvniacute činnost M Neubaup-ra začiacutenaacute přishy

děleniacutem celostaacutetniacuteho uacutekolu v oboru vizuaacutelshyn 1ho a fotografickeacutebo sledovaacuteni Slunce jvězdaacutelfil1ě ve Valmiddotašskeacutem Meziřičiacute v r 1964 S elaacutenem organizuje siacuteť pozorovaciacutech stashyMc middotna uacutezemiacute celeacute ČSSR system8lticky shroshymažďuje vyacuteslediky pozorovaacuteniacute Slunce a pushyblikuje je v BUilletinu pro pozorovaacuteniacute Slumshyce Po dobudovaacuteniacute dmheacute budovy hvězdaacuterny pracuje na vybaveniacute smiddotlunečniacute laboratoře pořaacutedaacute pro pOzolovatele Slunce snad kažshydOoročně praktika a využiacutevaacute middotk tomu vybashyveniacute hvězdaacutellny Takeacute v ObOTU meteorologie ie velmi čill1nyacute vede pozmovaacuteniacute od sameacuteho počaacutetku a dhaacute na jejdoh dobreacute vyacutesledky

Na hvězdaacuterně začal pracovat ve funkci cdborneacuteho pramiddotcovn~ka patom byl samostatshynyacutelm odhornyacutem pracovll1~kem a od r 1979 je

76

Petr Harmonec

naacuteměstkem řemiddotditele a vede odděmiddotleniacute hos middot podaacuteřsko-administraHvniacute

Přej8me Milanu Neubaue rovi aby daacutele hliacutedal slull1iacuteDko a nemeacuteně uacutespěšně dě shyla1počasiacute jaJkeacute si praacuteveacute budeme přaacute t A to vždy odpovědně a s humorem B ival e ček

Co noveacuteho v astronomii

T TAURI JE DVOJHVEZDA

U znaacutemeacute proměnneacute hvězmiddotdy T Ta Ll fi byl vloni objeven temnyacute průvodce nepozoro va shyte1nyacute ve vizuaacutelmi čaacutesti spektra t a kže T Tauri je middotdVojhvězdmiddotou Průvodce nalezli M Dyck a T Simon (Havajskaacute unierzita ) a B Zuckermaln (Maryland$Jaacute univerzita) 22m reflektorem hvězdaacuterny na Mauna Kea Objev se uskutečnil p-Offiociacute infrače rven eacute slwrnkoveacute interferometrie noveacute obs ershyvačniacute techniky vychaacutezejiacute ze skvrnkoveacute inshyterfelomemiddottrie ve vidite1neacute oblaampti spektra

T Tauri je představHellkou neobyčejně zajiacutemaveacute třiacutedy nepravidelnyacuteCh praměnnyacutech

hvězd pou~eni lze naleacutezt např ve Vanyacutesshykovyacutech Zaacutekladech astronomie a a stroshyfYZiky (str 292 a naacutesl) Hvězdy to11Ot0 typu Dvořiacute takeacute znaacutemeacute T-asociamiddotce

K T Tauri sllad jen tOlik že v jejiacutem inshyfračervemiddotneacutem spektru byl za vlnoivoLl dEacutei~kou 22um zjištěn vyacuterazmiddotnyacute vzestup jasnosti Tento vzestup lze vysvětlH předpokladem že hvězda je ohklopena hustou pracmiddothovou obaacutelkou Talkovaacuteto hustaacute prachovaacute obaacutelka však dosud nebyla u žaacutedneacute hvězdy t ypu T Tauri zjištěna Arvšalk i spektrum T Tauri ve Vlizuaacutelniacute oblasti je netYPickeacute a svědči o siLneacute tUlbulenci v atmosfeacuteře hvězdy Turshybulence v atmosfeacuteře byly zjištěr 1i jen u hvězd s podstatně menšiacute nmo tnos t i než maacute T Tami (asi tlOjnaacutesobFk hmotnosti Slunce) SuW 91982 (B)

Sympozium o relativisshyJiřiacute Grygar

tickeacute astrofyzice Když byly v r 1963 rozpoznaacuteny kvazistelaacuternf raacutedioveacute objekty zkra tk ově kva shy

sary vzbudilo to přirozeně zaacutejem astronomů i fyziků z mnoha oborů neboť každeacutemu bylo jasneacute že jde o objekty naprosto se vymykajiacuteciacute všemu co dosud astronomie ve vesmiacuteru zkoumala Zejmeacutena teoretikoveacute měli naacutehle plneacute ruce praacutece s vysvětlovaacuteniacutem nečekanyacutech a často zdaacutenlivě až fyzikaacutelně neřešitelnyacutech zaacutehad o povaze těchto vyacutejimečnyacutechoibjektů Objev kvasarů byl bezprostředniacutem podnětem k uspořaacutedaacuteniacute sympozia jež se v prosinci r 1963 sešlo II texaskeacutem Dallasu Zuacutečastnili se ho vyacuteznamniacute astronomoveacute i fyzikoveacute předevšiacutem ze Spojeshyn yacutech staacutetů a beZděky tak založili tradici texaskyacutech sympoziiacute jež se od teacute doby konajiacute obvykle každyacute druhyacute rok na různyacutech miacutestech USA [s vyacutejimkou r 1978 kdy bylo texaskeacute sympozium v Mnichově)

Jedenaacutecteacute texaskeacute sympozium se konalo ve dnech 12 až 17 prosince 1982 v Austinu hlavniacutem městě staacutetu Texas za uacutečasti asi 400 odborniacutekll z 22 zemiacute Relativistickaacute astrofyzika je vlastně maacutelo určitě vymezenyacute obor technicky vzato jde o ty oblasti astrofyziky v nichž nelze zanedbat relativistickeacute korekce při studiu vesmiacuternyacutech objektů (silnaacute gravitace velkeacute rychlosti) Sympozium však mělo zaacuteběr podstatně širšiacute lze řiacuteci že se na něm probiacuteraly prakticky všechny otaacuteziky jež v současneacute astwnomii a fyzice můžeme označit za strhujiacuteciacute a atraktivniacute i pro laickou veřejnost

Na sympoziu bylo proneseno bezmaacutela 30 přehledovyacutech referaacutetuacute a na večershyniacutech zasedaacuteniacutech bylo předloženo dalšiacutech asi 80 přiacutespěvkll takže neniacute dost dobře možneacute v jedineacutem člaacutenku postihnout všechny vyacuteznamneacute vyacutesledky k nimž jednotliviacute autoři dospěli Lze očekaacutevat že v průběhu letošniacuteho roku vydajiacute organizaacutetoři sympozia z katedry astronomie texaskeacute univerzity v Austinu sborshyniacutek jenž bude obsahovat všechny pozvaneacute referaacutety a vyacutetahy z přiacutespěvkuacute Do teacute doby snad čtenaacuteřům posloužiacute k prvniacute orientaci naacutesledujiacuteciacute poznaacutemky

V uacutevodnlch referaacutetech hovořili A Guth H Pagels a E K01b o otaacutezkaacutech jež spojujiacute fyziku elementaacuterniacutech čaacutestic s astrofyzikou Zatiacutemco předešleacute desetiletiacute bylo charakterizovaacuteno veJlkyacutem uacutespěChem teorie elektroslabeacute interakce [Glashysl1ow- Salam-Weinberg) v -posledniacute době se fyzikoveacute pustiH do velkeacuteho sjednoceniacute (v angličtině se použiacutevaacute zkratka GUT) třiacute interakciacute Z tě chto teoriiacute vyplyacutevaacute že při dostate~ně vysokyacutech energiiacutech čaacutestic (nad 1024 eV) tyto tři interakce splyacutevajiacute v jedinou Přijmeme-li za zaacuteklad standardniacute kosmologickou teorii horkeacuteho velkeacuteho třesku panovaly takoveacute poměry ve vesmiacuteru těsně po velkeacutem třesku [při teplotě řaacutedu 1()28 K v čase 10- 39 sekundy po velikeacutem třesku) Rozpiacutenaacuteniacute vesmiacuteru vedlo k rychleacutemu ochlazovaacuteniacute a spontaacutenniacutemu porušovaacuteniacute původniacute supersymetrie Tiacutem lze elegantně vysvětlit současnou existenci čtyř

zaacute)1ladniacutech interakciacute nestejneacute siacutely a nestejneacuteho dosahu jakož i pozor ovanou vyacuteraznou převahu čaacutestic hmoty nad čaacutesticemi antihmoty v dnešniacutem vesmiacuteru

Teorie i pozorovaacuteniacute se daacutele shodujiacute v tom že ve velkyacutech měřiacutetk aacutech jP vesmiacuter přiacutesně izotropniacute a homogenniacute Tato okolnost však vytvaacuteřiacute zapeklitou haacutedanku jak se mohly čaacutestice v raneacutem expandujiacuteciacutem vesmiacuteru navzaacutejem domluvit o izoshytropii a homogennosti V době kdy se vytvaacuteřela izotwpniacute struktma byl totiž vesmiacuter již přiacuteliš velikyacute na to alby světelneacute signaacutely vyslaneacute určityacutemi čaacutesticemi dospěly včas ke všem ostatniacutem čaacutesticiacutem a předaly informaci o prostoroveacute hustotě Proto se nyniacute navrhuje předpoklad o exponenciaacutelniacutem rozpiacutenaacuteniacute raneacuteho vesmiacuteru V tom přiacutepadě by rozpiacutenaacuteniacute v prvniacutech eacuteraacutech vesmiacuteru probiacutehalo pomashyleji než podle standardniacuteho modelu a domluva mezi čaacutesti-cemi je možnaacute Podle analogie s exponenciaacutelniacutem růstem inflace v průmyslově vyspělyacutech zemiacutech se novyacute model nazyacutevaacute inflačniacutem vesmiacuterem Inflačniacute model připouštiacute rovněž nezachovaacuteniacute fyzikaacutelniacutech veličin pro něž běžně platiacute zaacutekony zachovaacuteniacute (baryoshyncveacute čiacuteslo vesmiacuteru hmota-energie) tj vychaacuteziacute z představy ŽP před elemenshytaacuterniacutemi čaacutesticemi bylo falešneacute vakuum jehož nestabilita vedla k r ozpiacutenajiacuteciacutemu

72

se vesmiacuteru Infilačniacute model řešiacute fOovněž jinyacute nesnadnyacute probleacutem čaacutesticoveacute fyziky totiž nebezpečiacute existence magnetickyacutech monopoacutelů Proti existenci monopoacutelů svědčiacute předevšiacutem tQlPologickaacute uacutevaha - z topologickeacuteho hlediska jsou magneshytickeacute monop6ly nerozpletitelnyacutemi tQlPologickyacutemi uzly Kromě toho vysokaacute hmotnost monop6lů by měla katastrofaacutelniacute důsledek pro trvaacuteniacute vesmiacuteru diacuteky kolektivniacute přitažlivosti monQlPoacutelů by se vesmiacutel smrštil zpět do singularity za pouhyacutech 30000 roků

Z toho důvodu ani Iloňskeacutepozorovaacuteni B Cabrery jež by mělo uacutedajně znameshynat zachyceniacute magnetWkeacuteho monopoacutelu se neberepřiacuteliš vaacutežně Inflačniacute model daacutele naznačuje že v prvniacutech faacuteziacutech vyacutevoje vesmiacuteru se skutečnaacute hustota vesmiacuteru mohla jen nepatrně lišit od tzv kritickeacute hustoty (to je hranice při niacutež uzavřeshyneacute modely vesmiacuteru přechaacutezejiacute v otevřeneacute s trvalyacutem rozpiacutenaacuteniacutem nade všechny meze) Neniacute samozřejmě vyloučeno že skutečnaacute hustota vesmiacuteru je a vždy takeacute byla přesně rovnaacute hustotě kritickeacute - s ohledem na to že každeacute astronomickeacute pozorovaacuteniacute je zatiacuteženo chybami nelze tento předpoklad v praxi nikdy zcela přesně ověřit

Pokud jde Ol elementaacuterniacute čaacutestice zůstaacutevaacute staacutele otevřenaacute otaacutezka klidoveacute hmotshynosti neutrin Noveacute pokusy přiacuteliš nepotvrzujiacute vyacutesledky z r 1980 o tom že aspoň některeacute typy neutrin majiacute kladnou klidovou hmotnost resp že neutrina mo hou oscilovat mezi různyacutemi stavy Z toho důvodu je daacutele neuzavřen probleacutem nedoshystarku slunečniacutech neutrin a stejně tak i probleacutem vzniku hmotnyacutech fluktuaciacute řaacutedu 1014 hmotnostiacute Slunce jež potřebujeme proto abychom mohli vysvětlit vznik nadkup galaxiiacute Zato byla stanovena experimentaacutelně spodniacute hranice životniacute doby pflotonu (pocrle teoriiacute GUT se maacute i proton rozpadat řaacutedově za 1031

wkll) na 151030 let a experiment je daacutele v chodu Otaacutezkaacutem velkorozměroveacute struktury vesmiacuteru byly věnovaacuteny přiacutespěvky A Szashy

laye R Kirschnera E Salpetera a P Peeblese Zdaacute se že praacutece akad J B Zelshydoviče a jeho školy jsou zcela zaacutesadniacute pro dalšiacute rozvoj uacutevah o vzniku galaxiiacute a galaktickyacutech kup Podle Zeldoviče se galaxie vytvaacuteřejiacute předevšiacutem podeacutel stěn jakyacutechsi buněk jejichž vnitřky jsou poměrně praacutezdneacute Zaacuterodky nadkup gaLlx iacute jsou plocheacute liacutevance (rusky bliacuteny anglicky pancakes) uacutectyhodnyacutech r ozshyměrů (průměr řaacutedu 10 Mpc) Obě Zeldovičovy předpovědi se v posledniacute době potvrzujiacute veNwrozměrovaacute struktura vesmiacuteru maacute charakter obřiacutech buněk nadshykupy galaxiiacute jsou poměrně plocheacute struktury a obřiacute diacutery mezi kupami galaXiiacute jsou patrně reaacutelneacute (jejich objem dosahuje často až 106 Mpc3 )

Dalšiacute teacutemata probiacuteranaacute na sympoziu se tyacutekala supernov aktivniacutech jader galaxiiacute a kvasarů a astronomie zaacuteřeniacute X a gama Z těchto různorodyacutech vyacutesledků uveďme aSPQlň laboratorniacute modely funkce gravitačniacute čočky jež na sympczu předvaacuteděli 1 Shapiro aJ Roeder a daacutele pozoruhodnyacute animovanyacute film J Teľshy1811a na němž byla zaznamenaacutena rentgenovaacute obloha v letech 1969-1976 jak ji viděly družice typu Vela Na filmu byla zřetelně demonstrovaacutena proměnnost

mnoha rentgenovyacutech zdrojů zejmeacutena pak přechodnyacutecll rekurentniacutech zdrojt v oboru energiiacute od 3 do 12 keV Konečně zvlaacuteštniacute zasedaacuteniacute bylo věnovaacuteno projektům velkyacutech pozemniacutech

dalekohledů noveacute generace (od texaskeacuteho 76m zrcadlamiddot až po složeneacute systEacute-Xy o ekvivalentniacutem průměru kQllem 15 ml O teacuteto tematice psal před časem P Mayer (ŘH 121981 str 252) takže snad stačiacute jen stručnaacute pDznaacutemka že financně jsou zajištěny 76m teleskop pro McDQlnaldovu ohservatoř a 10m pro bservatoř Mauna Kea na Havajskyacutech ostrovech Oba přiacutestrOje majiacute byacutet dokonshyčeny již v r 1988

Na sympoziu s tak vynikajiacuteciacutem obsahem lze stěžiacute vyzdvihnout zvlaacutešť někteshyrou speciaacutelniacute Q1taacutezku Přesto se toho chci odvaacutežit neboť z historickeacuteho odstupu bude patrně nejvyacuteše hodnoceno zasedaacuteniacute věnovaneacute problematice pulsarů J Taylor shrnul nejvyacuteznačnějšiacute objevy posledniacutech let Celkem je nyniacute znaacutemo 375 pulsarů ale jejich skutečnyacute pOlčet v dosahu pozemskyacutech radioteleskopů je zřejmě mnohem vyššiacute Dosavadniacute přehliacutedky jsou totiž v mnoha směrech OC8shy

zeneacute technicky Pulsar 0530-67 je prvniacutem znaacutemyacutem mimogalaktickyacutem pulsarelT~ - naleacutezaacute se ve Velkeacutem Magellanově mračnu a jeho perioda je 098 s Puls 3f 1758-23 maacute mimořaacutedně vysokou disperzniacute miacuteru 1050 takže je buď aspoň pětkraacutet

73

daacutele než Velkeacute Magellanovo mračno anebo ve směru k němu je zcela neobvyklaacute koncentrace volnyacutech elektronů v mezihvězdneacutem prostoru Pulsar 1509-58 je prvniacutem raacutedlovyacutem pulsarem jenž byl ztotožněn s rentgenovyacutem pulsarem G 320 4-12 A konečně vůbec nejzajiacutemavějšiacute je tzv milisekundovyacute pulsar 1937 -I- 21 objevenyacute v řiacutejnu 1982 D Bacllterem aj s nejkratšiacute nyniacute znaacutemou perimiddotodou 00016 sekundy [642 obraacutetek za sekundu)

Milisekundovyacute pulsar je poměrně bliacutezko hranice dynamickeacute stability neutro shynoveacute hvězdy [podle teoretickyacutech reviziacute je možneacute aby neutwnovaacute hvězda vyshydržea 2000 obraacutetek za sekundu a nerozpadla se ještě odstředivou silou) a je pozorubodnyacute i mimořaacutedně nepatrnou hodnotou prodlužovaacuteniacute periody relativně je dPP = - 13 10-19 Optickaacute identifikace pulsaru nebyla uacutespěšnaacute objek[ je opticky slabšiacute než 24m a v bliacutez1keacute infračerveneacute oblasti slabšiacute než 163m Nebyl o zjištěno žaacutedneacute gravitačniacute zaacuteřeniacute s frekvenciacute prvniacute harmonickeacute složky rotačn iacute periody Odečteme-li sekulaacuterniacute zpožďovaacuteniacute a korekce na pohyby Země je peshyrioda milisekundoveacuteho pulsaru zachovaacutevaacutena s přesnostiacute srovnatelnomiddotu s nejlepshyšiacutemi sDučasnyacutemi atomovyacutemi hodinami

Detekce magnetickeacuteho pole pulsarů [či jinyacutech typů rychle rotujiacuteciacutech silně magnetickyacutemiddotch neutronovyacutech hvězd) se tyacutekal takeacute čs přiacutespěvek [J Grygar M Odehnal V Petřiacuteček K Prikner) o možnosti detekce niacutezkofrekvenčniacute [pod 5 Hz) složky elektromagnetickeacuteho zaacuteřeniacute hvěZdy pomociacute supravodiveacuteho kvanshytoveacuteho interferenčniacuteho detektoru [skvidu) Zdaacute se že navrženyacutem experimentem by byla možnaacute přiacutemaacute detekce magnetickeacuteho pole neutronoveacute hvězdy na vzdaacuteleshynost 50 až 500 parseků jestliže se indukce pole na povrchu rotujiacuteciacute kompaktniacute hvězdy pohybuje kmiddotolem 108 až 109 tesla (tyto hodnoty jsou nepřiacutemo odvozeny z pozorovaacuteniacute v různyacutech oborech elektromagnetickeacuteho spektra)

Skvidy se začiacutenajiacute prosa~ovat i v jineacutem dosud neotevřeneacutem astronomickeacutem okně - při možneacute detekci gravitačniacutech vln z vesmiacuteru Na sympoziu referovali představiteleacute ameriacuteckyacutech a evropskyacutech koletktivů jež daacutele rozpracovaacutevajiacute metoshydilku měřeniacute gravitačniacutech vln Použiacutevaacute se jednak silně chlazenyacutech detektorů a jednak interferenčniacutech zařiacutezeniacute o velmi dlouheacute zaacutekladně Ačkoliv Citlivost aparatur se ve srovnaacuteniacute s pionyacuterskyacutemi pOlkusy J Webera z konce šedesaacutetyacutech let zvyacutešila o tři řaacutedy nebyly zatiacutem žaacutedneacute signaacutely zaznamenaacuteny Z teorie předshyběžně plyne že teprve dalšiacute tisiacutecinaacutesobneacute zvyacutešeniacute citlivosti přiacutestrojů přinese uacutespěch a to bude vyžadovat pravděpodobně da1lšiacutech deset let intenziacutevniacute pokusshyneacute praacutece

Rozmanitost naacutemětů probiacuteranyacutech na sympoziu neobyčejně ztiacutežila uacutelohu pishysatele Snad si však čtenaacuteř těchto poznaacutemek odnese zaacutekladniacute dojem že astroshynomie se s fyzikou tak sbliacutežila že je už od sebe teacuteměř nerozlišiacuteme To ostatně hezky vyjaacutedřil middotprmiddotof J A Wheeler když prohlaacutesil že astrofyzika se stala tak důležitou že už ji nadaacutele nemůžeme přenechat pouze astronomům Maacutem dobľ~ pocit že z tohoto spojeniacute vydatně těžiacute obě discipliacuteny

Zaacuteklady astrofyziky VAŽIacuteME A MĚŘiacuteM HVĚZDY

pro začaacutetečniacuteky VE DVOJHVĚZDAacuteCH I

Tentokraacutet si na konkreacutetniacutem přiacutekladu dvojhvězd ukaacutežeme jak je možneacute využiacutet Doppiemiddot r ova jevu a dalšiacutech fyzikaacutelniacutech principů k tomu abychom zjistili zaacutekladniacute vlastnosti hvězd jako je jejich hmotnost rozměry a podobně pouhyacutem rozborem světla ktereacute dopadaacute na Zemi Znalost těchto veličin je velmi duacuteležitaacute neboť umožňuje porovnaacutevat teoretickeacute modely hvězd se skutečnyacutemi hvězdami To je nezbytnyacutem prvniacutem krokem k tomu abychom porozuměli stavbě a vyacutevoji hvězd a hvězdnyacutech soustav Čtenaacuteře kteryacute pečlivě pročetl předchoziacute kapitoly tohoto seriaacutelu nebude už asi udimiddot

vovat zdaacutenlivě paradoxn[ zjištěniacute že je daleko snazšiacute určit hmotnosti a poloměry pro složky dvojhvězd ktereacute jsou k sobě gravitačně vaacutezaacuteny a obiacutehajiacute po eliptickyacutech drahaacutech kolem společneacuteho těžiště než pro osamoceneacute hvězdy kde jsme odkaacutezaacuteni po uze na nepřiacutemeacute [mnohem meacuteně přesneacute metody [Nepřiacutemeacute metody využiacutevajiacute obvykle nějakeacuteho

74

Obr 1 Horniacute čaacutest obraacutezshyku znaacutezorňuje dvojhvězdu obiacutehajiacuteciacute po kruhoveacute draacuteshyze zachycenou ve čtyřech různyacutech polohaacutech I - IV vůči pozemskeacutemu pozoroshyvateli Ve středniacute čaacutesti obraacutezku jsou pro stejneacute polohy znaacutezorněny prolishyly iedneacute spektraacutelniacute čaacutery z obou složek V polohaacutech J a III jsou čaacutery obou sl ožek zřetelně rozlišeny v důsledku posuvu způsoshybeneacuteho Dopplerovyacutem ieshyvem v polohaacutech II a IV čaacutepy obou složek naopak splyacutevaiiacute protože obě tělemiddot

I I TI I lIT

00 ~O r08 8--- ~

Iyr VIVyI 1 I j2 I 1

F

N ~0

o ~

ampOJ gt

Jlt

~

V12

I

sa se pohybuji kolmo na směr k pozemskeacutemu po middot zorovateli Šipky ukazuj

I ve všech přiacutepadech polomiddot hu daneacute spektraacutelniacute čaacutery odpoviacutedaiiacuteciacute rychlosti pomiddot hybu těžiště celeacute dvoshyhvězdy vůči Slunci (lamiddot boratomiacute klidovou polOhu čaacutery v pNpadi že by se dvoihvizda vůči naacutem nemiddot vzdalovala ani nepřibližoshyvala) V dolniacute čaacutesti obraacutezmiddot

Ol E

V

gt o a~ 1

l ku ie znaacutezorněna křivka radiaacutelniacutech rychlosti obou složek Prolily čar jsou kresleny tak že vlnoveacute deacutelky narůstajiacute smirem doprava Pro přemyacutešliveacute čtenaacuteře dodaacutevaacuteme že všeshycimy uacutevahy o radiaacutelniacutech

lru (

mH I

p [il~

~ rychlostech jsou činěny jakoby z hlediska nepohybliveacuteho pozorovatele nachaacutezejiacuteciacuteho se v miacutestě Slunce - neboli opraveny o pohyb Země okolo Slunce a o rotaci Zemi ktereacute se při pozemskyacuteclz měřeshyniacutech radiaacutelniacutech rychlosti hvězd musiacute přirozeně projevit

statisticky zjištěneacuteho vztahu mezi hmotnostiacute či poloměrem hvězd a určityacutem pozorovashytelnyacutem parametrem napřiacuteklad spektraacutelniacutem typem K nalezeniacute takoveacuteho vztahu jsou však obvykle opět použity hmotnosti a poloměry určeneacute pro dobře pozorovaneacute složky dvojhvězd)

Naprostou většinu dvojhvězd vidiacuteme i v dalekohledu pouze jako jedinyacute svitiacuteciacute bod protože vzdaacutelenost jejich složek je nesrovnatelně menšiacute než vzdaacutelenost dvojhvězdy od Slunce To že jde o dvojhvězdu zjistiacuteme obvykle spektraacutelniacutem pozorovaacuteniacutem Jsou-ll obě složky zhruba stejně jasneacute ve viditelneacute čaacutesti spektra budeme ve spektru pozorovat čaacutery obou složek Jestliže se povrchoveacute teploty [a tedy spektraacutelniacute typy) složek budou vyacuterazně lišit zjistiacuteme že jde o dvě hvězdy již na prvniacutem spektrogramu ze současneacute přiacutetomnosti spektraacutelniacutech čar odpoviacutedajiacuteciacutech různyacutem spektraacutelniacutem typům Nicmeacuteně i pokud J)udou spektra obou hvězd podobnaacute prozradiacute se naacutem spektroskopickaacute dvojhvězda při -d elšiacutem pozoTO-vaacuteniacute pravidelnyacutem zdvojovaacuteniacutem asplyacutevaacuteniacutem čar ve spektllu v důsledku olJěžneacuteho pohybu a Dopplerova jevu

Situaci si nejleacutepe objasniacuteme na jednoducheacutem přiacutepadě dvojhvězdy obiacutehajiacuteciacute po kruhoveacute middotdraacuteze jak je znaacutezorněno na obr 1 V polohaacutech I a III majiacute obě složky největšiacute rychlost p-ohybu do směru k pozemskeacutemu pozorovateli Z vyacuteklmiddotadu o Dopplerově jevu viacuteme že pohybuje-li se zdroj zaacuteřeniacute k pozorovateli vzroste energie vysiacutelaneacuteho zaacuteřeniacute o kine shyt ickou energii pohybu zdroje do daneacuteho směru takže se spektraacutelniacute čaacutery posun ou SJl1ěrem k vyššiacutem energiiacutem tedy kratšiacutem vlnovyacutem deacutelkaacutem [Ik fJatoveacute čaacutesti spektra I V přiacutepadě vzdalovaacuteniacute zdroje je tomu IpraacuteVě uacutelaopaJk - čaacutery se posouvajiacute směrem k čermiddot veneacutemu konci spektra (vlnQltVaacute deacutelka se Zllětšuje J V poJOze I na middotobraacutezku se pIoto spekshytr aacutel niacute čaacutery vunikajiacuteciacute v atmosfeacuteřmiddote hvěZldy 1 posouvajiacute k delšiacutem a hvězdy 2 ke kra~šiacutem

75

vnovyacutem deacutelkaacutem v 1gtoloze III je tmnu ltnaopak a v poloee II a IV čaacutery z obou sImek splyacutevajiacute protože obě tělesa se pohybllljiacute kolmo na směr zorneacuteho peacuteliplsku

Skutečnaacute měřeniacute vypadajiacute naacutesledovně Na každyacute spektrogram hvězdy se expo nu je takeacute srovnaacutevaciacute spektrum laboratorniacuteho zdroje (nejčastěji železneacuteho oblouku l k tereacute definuje škaacutelu vlnovyacutec11 deacutelek Vůči němu lze na přesneacutem měřiciacutem přiacutestroji změři t polOhu středů spektraacutelniacutech čar obou složek Ze změny poloh těchto čar vůči jej ich klidoveacute (z laboratoře znaacutemeacute) poloze spočteme radiaacutelniacute rychlost RV (tj rychlost pohy bu ve směru zorneacuteho paprsku) podle vztahu

[ 1) RV = c ()-)o) )0

]de o je laboratorniacute (klidovaacute) ) na spektrogramu naměřenaacute vlnovaacute deacutelka daneacute spekshytraacutelniacute čaacutery a c rychlost světla (Upozorňuji že vztah (1) platiacute v uvedeneacutem tvaru pouz e pro oblast rychlostiacute o hodně menšiacutech než je rychlost světla což však v naprosteacute většině zkoumanyacutech přiacutepadů zcela vyhovuje) Všimněme si že radiaacutelniacute rychlost je kladnaacute jsou-li čaacutery posunuty do červeneacute oblasti a objekt se od naacutes vzdaluje a zaacutepornaacute jestliže se přibližuje (Pokračovaacuteniacute]

Zpraacutevy

MILAN NEUBAUER ŠEDESATILETYacute

NarodH se 9 břemmiddota 1923 v Olomouci detstviacute prožil ne přiacutemo v lideMniacutech podshymuacutenkaacutech jeh-o mlaacutediacute potkala 2 světomiddotvaacute ~aacutelka a ta laiko snad všem i jemu zamiacuteshyooala žmiddotivotem ještě za vaacutelky okusiJ rLľzneacute profese po vaacutelce byl zaměstnaacuten u různyacutech podniků praooval převaacutežmě v administrashytivě Když byla v middotr 1955 dobudovaacutena prvaacute čaacuteM valašsgtkomeziřiacutečskeacute hvězdaacutemy stal se od 1 řijna jejiacutem zaměstnalncellU a intenziacutemiddotvshyně se věnovalI jejiacutemu dalšiacutemu budovaacuteniacute Zahaacuteji l prvaacute pozorovaacuteniacute SluDltce zmiddotavedmiddotl prashyvidelneacute fotografovaacuteniacute smiddotlunečni fotolSfeacutery a těmito jeho pracemi se hvězdaacuterna zapojila do Mezilnaacuterodniacuteho geofyzikaacutelll1iacuteho roku [1957-1959)

již jako zaměstnanec hvězdaacuterny vystudoshyIal večerně svvS a bymiddotl i uacutespěšnyacutem pos1ushylačem 1 běhu pomaturi~lliacuteho stuMa astroshyiwmie ve Vallašslkeacutem MeziřiacutečL Absolvova1 mľs alS1ronomie pro vedouciacute pracovniacuteky ilvězmiddotdaacuteren Organizovan Yacute pN ministemiddotrstmiddotvu kultury

HIamiddotvniacute činnost M Neubaup-ra začiacutenaacute přishy

děleniacutem celostaacutetniacuteho uacutekolu v oboru vizuaacutelshyn 1ho a fotografickeacutebo sledovaacuteni Slunce jvězdaacutelfil1ě ve Valmiddotašskeacutem Meziřičiacute v r 1964 S elaacutenem organizuje siacuteť pozorovaciacutech stashyMc middotna uacutezemiacute celeacute ČSSR system8lticky shroshymažďuje vyacuteslediky pozorovaacuteniacute Slunce a pushyblikuje je v BUilletinu pro pozorovaacuteniacute Slumshyce Po dobudovaacuteniacute dmheacute budovy hvězdaacuterny pracuje na vybaveniacute smiddotlunečniacute laboratoře pořaacutedaacute pro pOzolovatele Slunce snad kažshydOoročně praktika a využiacutevaacute middotk tomu vybashyveniacute hvězdaacutellny Takeacute v ObOTU meteorologie ie velmi čill1nyacute vede pozmovaacuteniacute od sameacuteho počaacutetku a dhaacute na jejdoh dobreacute vyacutesledky

Na hvězdaacuterně začal pracovat ve funkci cdborneacuteho pramiddotcovn~ka patom byl samostatshynyacutelm odhornyacutem pracovll1~kem a od r 1979 je

76

Petr Harmonec

naacuteměstkem řemiddotditele a vede odděmiddotleniacute hos middot podaacuteřsko-administraHvniacute

Přej8me Milanu Neubaue rovi aby daacutele hliacutedal slull1iacuteDko a nemeacuteně uacutespěšně dě shyla1počasiacute jaJkeacute si praacuteveacute budeme přaacute t A to vždy odpovědně a s humorem B ival e ček

Co noveacuteho v astronomii

T TAURI JE DVOJHVEZDA

U znaacutemeacute proměnneacute hvězmiddotdy T Ta Ll fi byl vloni objeven temnyacute průvodce nepozoro va shyte1nyacute ve vizuaacutelmi čaacutesti spektra t a kže T Tauri je middotdVojhvězdmiddotou Průvodce nalezli M Dyck a T Simon (Havajskaacute unierzita ) a B Zuckermaln (Maryland$Jaacute univerzita) 22m reflektorem hvězdaacuterny na Mauna Kea Objev se uskutečnil p-Offiociacute infrače rven eacute slwrnkoveacute interferometrie noveacute obs ershyvačniacute techniky vychaacutezejiacute ze skvrnkoveacute inshyterfelomemiddottrie ve vidite1neacute oblaampti spektra

T Tauri je představHellkou neobyčejně zajiacutemaveacute třiacutedy nepravidelnyacuteCh praměnnyacutech

hvězd pou~eni lze naleacutezt např ve Vanyacutesshykovyacutech Zaacutekladech astronomie a a stroshyfYZiky (str 292 a naacutesl) Hvězdy to11Ot0 typu Dvořiacute takeacute znaacutemeacute T-asociamiddotce

K T Tauri sllad jen tOlik že v jejiacutem inshyfračervemiddotneacutem spektru byl za vlnoivoLl dEacutei~kou 22um zjištěn vyacuterazmiddotnyacute vzestup jasnosti Tento vzestup lze vysvětlH předpokladem že hvězda je ohklopena hustou pracmiddothovou obaacutelkou Talkovaacuteto hustaacute prachovaacute obaacutelka však dosud nebyla u žaacutedneacute hvězdy t ypu T Tauri zjištěna Arvšalk i spektrum T Tauri ve Vlizuaacutelniacute oblasti je netYPickeacute a svědči o siLneacute tUlbulenci v atmosfeacuteře hvězdy Turshybulence v atmosfeacuteře byly zjištěr 1i jen u hvězd s podstatně menšiacute nmo tnos t i než maacute T Tami (asi tlOjnaacutesobFk hmotnosti Slunce) SuW 91982 (B)

se vesmiacuteru Infilačniacute model řešiacute fOovněž jinyacute nesnadnyacute probleacutem čaacutesticoveacute fyziky totiž nebezpečiacute existence magnetickyacutech monopoacutelů Proti existenci monopoacutelů svědčiacute předevšiacutem tQlPologickaacute uacutevaha - z topologickeacuteho hlediska jsou magneshytickeacute monop6ly nerozpletitelnyacutemi tQlPologickyacutemi uzly Kromě toho vysokaacute hmotnost monop6lů by měla katastrofaacutelniacute důsledek pro trvaacuteniacute vesmiacuteru diacuteky kolektivniacute přitažlivosti monQlPoacutelů by se vesmiacutel smrštil zpět do singularity za pouhyacutech 30000 roků

Z toho důvodu ani Iloňskeacutepozorovaacuteni B Cabrery jež by mělo uacutedajně znameshynat zachyceniacute magnetWkeacuteho monopoacutelu se neberepřiacuteliš vaacutežně Inflačniacute model daacutele naznačuje že v prvniacutech faacuteziacutech vyacutevoje vesmiacuteru se skutečnaacute hustota vesmiacuteru mohla jen nepatrně lišit od tzv kritickeacute hustoty (to je hranice při niacutež uzavřeshyneacute modely vesmiacuteru přechaacutezejiacute v otevřeneacute s trvalyacutem rozpiacutenaacuteniacutem nade všechny meze) Neniacute samozřejmě vyloučeno že skutečnaacute hustota vesmiacuteru je a vždy takeacute byla přesně rovnaacute hustotě kritickeacute - s ohledem na to že každeacute astronomickeacute pozorovaacuteniacute je zatiacuteženo chybami nelze tento předpoklad v praxi nikdy zcela přesně ověřit

Pokud jde Ol elementaacuterniacute čaacutestice zůstaacutevaacute staacutele otevřenaacute otaacutezka klidoveacute hmotshynosti neutrin Noveacute pokusy přiacuteliš nepotvrzujiacute vyacutesledky z r 1980 o tom že aspoň některeacute typy neutrin majiacute kladnou klidovou hmotnost resp že neutrina mo hou oscilovat mezi různyacutemi stavy Z toho důvodu je daacutele neuzavřen probleacutem nedoshystarku slunečniacutech neutrin a stejně tak i probleacutem vzniku hmotnyacutech fluktuaciacute řaacutedu 1014 hmotnostiacute Slunce jež potřebujeme proto abychom mohli vysvětlit vznik nadkup galaxiiacute Zato byla stanovena experimentaacutelně spodniacute hranice životniacute doby pflotonu (pocrle teoriiacute GUT se maacute i proton rozpadat řaacutedově za 1031

wkll) na 151030 let a experiment je daacutele v chodu Otaacutezkaacutem velkorozměroveacute struktury vesmiacuteru byly věnovaacuteny přiacutespěvky A Szashy

laye R Kirschnera E Salpetera a P Peeblese Zdaacute se že praacutece akad J B Zelshydoviče a jeho školy jsou zcela zaacutesadniacute pro dalšiacute rozvoj uacutevah o vzniku galaxiiacute a galaktickyacutech kup Podle Zeldoviče se galaxie vytvaacuteřejiacute předevšiacutem podeacutel stěn jakyacutechsi buněk jejichž vnitřky jsou poměrně praacutezdneacute Zaacuterodky nadkup gaLlx iacute jsou plocheacute liacutevance (rusky bliacuteny anglicky pancakes) uacutectyhodnyacutech r ozshyměrů (průměr řaacutedu 10 Mpc) Obě Zeldovičovy předpovědi se v posledniacute době potvrzujiacute veNwrozměrovaacute struktura vesmiacuteru maacute charakter obřiacutech buněk nadshykupy galaxiiacute jsou poměrně plocheacute struktury a obřiacute diacutery mezi kupami galaXiiacute jsou patrně reaacutelneacute (jejich objem dosahuje často až 106 Mpc3 )

Dalšiacute teacutemata probiacuteranaacute na sympoziu se tyacutekala supernov aktivniacutech jader galaxiiacute a kvasarů a astronomie zaacuteřeniacute X a gama Z těchto různorodyacutech vyacutesledků uveďme aSPQlň laboratorniacute modely funkce gravitačniacute čočky jež na sympczu předvaacuteděli 1 Shapiro aJ Roeder a daacutele pozoruhodnyacute animovanyacute film J Teľshy1811a na němž byla zaznamenaacutena rentgenovaacute obloha v letech 1969-1976 jak ji viděly družice typu Vela Na filmu byla zřetelně demonstrovaacutena proměnnost

mnoha rentgenovyacutech zdrojů zejmeacutena pak přechodnyacutecll rekurentniacutech zdrojt v oboru energiiacute od 3 do 12 keV Konečně zvlaacuteštniacute zasedaacuteniacute bylo věnovaacuteno projektům velkyacutech pozemniacutech

dalekohledů noveacute generace (od texaskeacuteho 76m zrcadlamiddot až po složeneacute systEacute-Xy o ekvivalentniacutem průměru kQllem 15 ml O teacuteto tematice psal před časem P Mayer (ŘH 121981 str 252) takže snad stačiacute jen stručnaacute pDznaacutemka že financně jsou zajištěny 76m teleskop pro McDQlnaldovu ohservatoř a 10m pro bservatoř Mauna Kea na Havajskyacutech ostrovech Oba přiacutestrOje majiacute byacutet dokonshyčeny již v r 1988

Na sympoziu s tak vynikajiacuteciacutem obsahem lze stěžiacute vyzdvihnout zvlaacutešť někteshyrou speciaacutelniacute Q1taacutezku Přesto se toho chci odvaacutežit neboť z historickeacuteho odstupu bude patrně nejvyacuteše hodnoceno zasedaacuteniacute věnovaneacute problematice pulsarů J Taylor shrnul nejvyacuteznačnějšiacute objevy posledniacutech let Celkem je nyniacute znaacutemo 375 pulsarů ale jejich skutečnyacute pOlčet v dosahu pozemskyacutech radioteleskopů je zřejmě mnohem vyššiacute Dosavadniacute přehliacutedky jsou totiž v mnoha směrech OC8shy

zeneacute technicky Pulsar 0530-67 je prvniacutem znaacutemyacutem mimogalaktickyacutem pulsarelT~ - naleacutezaacute se ve Velkeacutem Magellanově mračnu a jeho perioda je 098 s Puls 3f 1758-23 maacute mimořaacutedně vysokou disperzniacute miacuteru 1050 takže je buď aspoň pětkraacutet

73

daacutele než Velkeacute Magellanovo mračno anebo ve směru k němu je zcela neobvyklaacute koncentrace volnyacutech elektronů v mezihvězdneacutem prostoru Pulsar 1509-58 je prvniacutem raacutedlovyacutem pulsarem jenž byl ztotožněn s rentgenovyacutem pulsarem G 320 4-12 A konečně vůbec nejzajiacutemavějšiacute je tzv milisekundovyacute pulsar 1937 -I- 21 objevenyacute v řiacutejnu 1982 D Bacllterem aj s nejkratšiacute nyniacute znaacutemou perimiddotodou 00016 sekundy [642 obraacutetek za sekundu)

Milisekundovyacute pulsar je poměrně bliacutezko hranice dynamickeacute stability neutro shynoveacute hvězdy [podle teoretickyacutech reviziacute je možneacute aby neutwnovaacute hvězda vyshydržea 2000 obraacutetek za sekundu a nerozpadla se ještě odstředivou silou) a je pozorubodnyacute i mimořaacutedně nepatrnou hodnotou prodlužovaacuteniacute periody relativně je dPP = - 13 10-19 Optickaacute identifikace pulsaru nebyla uacutespěšnaacute objek[ je opticky slabšiacute než 24m a v bliacutez1keacute infračerveneacute oblasti slabšiacute než 163m Nebyl o zjištěno žaacutedneacute gravitačniacute zaacuteřeniacute s frekvenciacute prvniacute harmonickeacute složky rotačn iacute periody Odečteme-li sekulaacuterniacute zpožďovaacuteniacute a korekce na pohyby Země je peshyrioda milisekundoveacuteho pulsaru zachovaacutevaacutena s přesnostiacute srovnatelnomiddotu s nejlepshyšiacutemi sDučasnyacutemi atomovyacutemi hodinami

Detekce magnetickeacuteho pole pulsarů [či jinyacutech typů rychle rotujiacuteciacutech silně magnetickyacutemiddotch neutronovyacutech hvězd) se tyacutekal takeacute čs přiacutespěvek [J Grygar M Odehnal V Petřiacuteček K Prikner) o možnosti detekce niacutezkofrekvenčniacute [pod 5 Hz) složky elektromagnetickeacuteho zaacuteřeniacute hvěZdy pomociacute supravodiveacuteho kvanshytoveacuteho interferenčniacuteho detektoru [skvidu) Zdaacute se že navrženyacutem experimentem by byla možnaacute přiacutemaacute detekce magnetickeacuteho pole neutronoveacute hvězdy na vzdaacuteleshynost 50 až 500 parseků jestliže se indukce pole na povrchu rotujiacuteciacute kompaktniacute hvězdy pohybuje kmiddotolem 108 až 109 tesla (tyto hodnoty jsou nepřiacutemo odvozeny z pozorovaacuteniacute v různyacutech oborech elektromagnetickeacuteho spektra)

Skvidy se začiacutenajiacute prosa~ovat i v jineacutem dosud neotevřeneacutem astronomickeacutem okně - při možneacute detekci gravitačniacutech vln z vesmiacuteru Na sympoziu referovali představiteleacute ameriacuteckyacutech a evropskyacutech koletktivů jež daacutele rozpracovaacutevajiacute metoshydilku měřeniacute gravitačniacutech vln Použiacutevaacute se jednak silně chlazenyacutech detektorů a jednak interferenčniacutech zařiacutezeniacute o velmi dlouheacute zaacutekladně Ačkoliv Citlivost aparatur se ve srovnaacuteniacute s pionyacuterskyacutemi pOlkusy J Webera z konce šedesaacutetyacutech let zvyacutešila o tři řaacutedy nebyly zatiacutem žaacutedneacute signaacutely zaznamenaacuteny Z teorie předshyběžně plyne že teprve dalšiacute tisiacutecinaacutesobneacute zvyacutešeniacute citlivosti přiacutestrojů přinese uacutespěch a to bude vyžadovat pravděpodobně da1lšiacutech deset let intenziacutevniacute pokusshyneacute praacutece

Rozmanitost naacutemětů probiacuteranyacutech na sympoziu neobyčejně ztiacutežila uacutelohu pishysatele Snad si však čtenaacuteř těchto poznaacutemek odnese zaacutekladniacute dojem že astroshynomie se s fyzikou tak sbliacutežila že je už od sebe teacuteměř nerozlišiacuteme To ostatně hezky vyjaacutedřil middotprmiddotof J A Wheeler když prohlaacutesil že astrofyzika se stala tak důležitou že už ji nadaacutele nemůžeme přenechat pouze astronomům Maacutem dobľ~ pocit že z tohoto spojeniacute vydatně těžiacute obě discipliacuteny

Zaacuteklady astrofyziky VAŽIacuteME A MĚŘiacuteM HVĚZDY

pro začaacutetečniacuteky VE DVOJHVĚZDAacuteCH I

Tentokraacutet si na konkreacutetniacutem přiacutekladu dvojhvězd ukaacutežeme jak je možneacute využiacutet Doppiemiddot r ova jevu a dalšiacutech fyzikaacutelniacutech principů k tomu abychom zjistili zaacutekladniacute vlastnosti hvězd jako je jejich hmotnost rozměry a podobně pouhyacutem rozborem světla ktereacute dopadaacute na Zemi Znalost těchto veličin je velmi duacuteležitaacute neboť umožňuje porovnaacutevat teoretickeacute modely hvězd se skutečnyacutemi hvězdami To je nezbytnyacutem prvniacutem krokem k tomu abychom porozuměli stavbě a vyacutevoji hvězd a hvězdnyacutech soustav Čtenaacuteře kteryacute pečlivě pročetl předchoziacute kapitoly tohoto seriaacutelu nebude už asi udimiddot

vovat zdaacutenlivě paradoxn[ zjištěniacute že je daleko snazšiacute určit hmotnosti a poloměry pro složky dvojhvězd ktereacute jsou k sobě gravitačně vaacutezaacuteny a obiacutehajiacute po eliptickyacutech drahaacutech kolem společneacuteho těžiště než pro osamoceneacute hvězdy kde jsme odkaacutezaacuteni po uze na nepřiacutemeacute [mnohem meacuteně přesneacute metody [Nepřiacutemeacute metody využiacutevajiacute obvykle nějakeacuteho

74

Obr 1 Horniacute čaacutest obraacutezshyku znaacutezorňuje dvojhvězdu obiacutehajiacuteciacute po kruhoveacute draacuteshyze zachycenou ve čtyřech různyacutech polohaacutech I - IV vůči pozemskeacutemu pozoroshyvateli Ve středniacute čaacutesti obraacutezku jsou pro stejneacute polohy znaacutezorněny prolishyly iedneacute spektraacutelniacute čaacutery z obou složek V polohaacutech J a III jsou čaacutery obou sl ožek zřetelně rozlišeny v důsledku posuvu způsoshybeneacuteho Dopplerovyacutem ieshyvem v polohaacutech II a IV čaacutepy obou složek naopak splyacutevaiiacute protože obě tělemiddot

I I TI I lIT

00 ~O r08 8--- ~

Iyr VIVyI 1 I j2 I 1

F

N ~0

o ~

ampOJ gt

Jlt

~

V12

I

sa se pohybuji kolmo na směr k pozemskeacutemu po middot zorovateli Šipky ukazuj

I ve všech přiacutepadech polomiddot hu daneacute spektraacutelniacute čaacutery odpoviacutedaiiacuteciacute rychlosti pomiddot hybu těžiště celeacute dvoshyhvězdy vůči Slunci (lamiddot boratomiacute klidovou polOhu čaacutery v pNpadi že by se dvoihvizda vůči naacutem nemiddot vzdalovala ani nepřibližoshyvala) V dolniacute čaacutesti obraacutezmiddot

Ol E

V

gt o a~ 1

l ku ie znaacutezorněna křivka radiaacutelniacutech rychlosti obou složek Prolily čar jsou kresleny tak že vlnoveacute deacutelky narůstajiacute smirem doprava Pro přemyacutešliveacute čtenaacuteře dodaacutevaacuteme že všeshycimy uacutevahy o radiaacutelniacutech

lru (

mH I

p [il~

~ rychlostech jsou činěny jakoby z hlediska nepohybliveacuteho pozorovatele nachaacutezejiacuteciacuteho se v miacutestě Slunce - neboli opraveny o pohyb Země okolo Slunce a o rotaci Zemi ktereacute se při pozemskyacuteclz měřeshyniacutech radiaacutelniacutech rychlosti hvězd musiacute přirozeně projevit

statisticky zjištěneacuteho vztahu mezi hmotnostiacute či poloměrem hvězd a určityacutem pozorovashytelnyacutem parametrem napřiacuteklad spektraacutelniacutem typem K nalezeniacute takoveacuteho vztahu jsou však obvykle opět použity hmotnosti a poloměry určeneacute pro dobře pozorovaneacute složky dvojhvězd)

Naprostou většinu dvojhvězd vidiacuteme i v dalekohledu pouze jako jedinyacute svitiacuteciacute bod protože vzdaacutelenost jejich složek je nesrovnatelně menšiacute než vzdaacutelenost dvojhvězdy od Slunce To že jde o dvojhvězdu zjistiacuteme obvykle spektraacutelniacutem pozorovaacuteniacutem Jsou-ll obě složky zhruba stejně jasneacute ve viditelneacute čaacutesti spektra budeme ve spektru pozorovat čaacutery obou složek Jestliže se povrchoveacute teploty [a tedy spektraacutelniacute typy) složek budou vyacuterazně lišit zjistiacuteme že jde o dvě hvězdy již na prvniacutem spektrogramu ze současneacute přiacutetomnosti spektraacutelniacutech čar odpoviacutedajiacuteciacutech různyacutem spektraacutelniacutem typům Nicmeacuteně i pokud J)udou spektra obou hvězd podobnaacute prozradiacute se naacutem spektroskopickaacute dvojhvězda při -d elšiacutem pozoTO-vaacuteniacute pravidelnyacutem zdvojovaacuteniacutem asplyacutevaacuteniacutem čar ve spektllu v důsledku olJěžneacuteho pohybu a Dopplerova jevu

Situaci si nejleacutepe objasniacuteme na jednoducheacutem přiacutepadě dvojhvězdy obiacutehajiacuteciacute po kruhoveacute middotdraacuteze jak je znaacutezorněno na obr 1 V polohaacutech I a III majiacute obě složky největšiacute rychlost p-ohybu do směru k pozemskeacutemu pozorovateli Z vyacuteklmiddotadu o Dopplerově jevu viacuteme že pohybuje-li se zdroj zaacuteřeniacute k pozorovateli vzroste energie vysiacutelaneacuteho zaacuteřeniacute o kine shyt ickou energii pohybu zdroje do daneacuteho směru takže se spektraacutelniacute čaacutery posun ou SJl1ěrem k vyššiacutem energiiacutem tedy kratšiacutem vlnovyacutem deacutelkaacutem [Ik fJatoveacute čaacutesti spektra I V přiacutepadě vzdalovaacuteniacute zdroje je tomu IpraacuteVě uacutelaopaJk - čaacutery se posouvajiacute směrem k čermiddot veneacutemu konci spektra (vlnQltVaacute deacutelka se Zllětšuje J V poJOze I na middotobraacutezku se pIoto spekshytr aacutel niacute čaacutery vunikajiacuteciacute v atmosfeacuteřmiddote hvěZldy 1 posouvajiacute k delšiacutem a hvězdy 2 ke kra~šiacutem

75

vnovyacutem deacutelkaacutem v 1gtoloze III je tmnu ltnaopak a v poloee II a IV čaacutery z obou sImek splyacutevajiacute protože obě tělesa se pohybllljiacute kolmo na směr zorneacuteho peacuteliplsku

Skutečnaacute měřeniacute vypadajiacute naacutesledovně Na každyacute spektrogram hvězdy se expo nu je takeacute srovnaacutevaciacute spektrum laboratorniacuteho zdroje (nejčastěji železneacuteho oblouku l k tereacute definuje škaacutelu vlnovyacutec11 deacutelek Vůči němu lze na přesneacutem měřiciacutem přiacutestroji změři t polOhu středů spektraacutelniacutech čar obou složek Ze změny poloh těchto čar vůči jej ich klidoveacute (z laboratoře znaacutemeacute) poloze spočteme radiaacutelniacute rychlost RV (tj rychlost pohy bu ve směru zorneacuteho paprsku) podle vztahu

[ 1) RV = c ()-)o) )0

]de o je laboratorniacute (klidovaacute) ) na spektrogramu naměřenaacute vlnovaacute deacutelka daneacute spekshytraacutelniacute čaacutery a c rychlost světla (Upozorňuji že vztah (1) platiacute v uvedeneacutem tvaru pouz e pro oblast rychlostiacute o hodně menšiacutech než je rychlost světla což však v naprosteacute většině zkoumanyacutech přiacutepadů zcela vyhovuje) Všimněme si že radiaacutelniacute rychlost je kladnaacute jsou-li čaacutery posunuty do červeneacute oblasti a objekt se od naacutes vzdaluje a zaacutepornaacute jestliže se přibližuje (Pokračovaacuteniacute]

Zpraacutevy

MILAN NEUBAUER ŠEDESATILETYacute

NarodH se 9 břemmiddota 1923 v Olomouci detstviacute prožil ne přiacutemo v lideMniacutech podshymuacutenkaacutech jeh-o mlaacutediacute potkala 2 světomiddotvaacute ~aacutelka a ta laiko snad všem i jemu zamiacuteshyooala žmiddotivotem ještě za vaacutelky okusiJ rLľzneacute profese po vaacutelce byl zaměstnaacuten u různyacutech podniků praooval převaacutežmě v administrashytivě Když byla v middotr 1955 dobudovaacutena prvaacute čaacuteM valašsgtkomeziřiacutečskeacute hvězdaacutemy stal se od 1 řijna jejiacutem zaměstnalncellU a intenziacutemiddotvshyně se věnovalI jejiacutemu dalšiacutemu budovaacuteniacute Zahaacuteji l prvaacute pozorovaacuteniacute SluDltce zmiddotavedmiddotl prashyvidelneacute fotografovaacuteniacute smiddotlunečni fotolSfeacutery a těmito jeho pracemi se hvězdaacuterna zapojila do Mezilnaacuterodniacuteho geofyzikaacutelll1iacuteho roku [1957-1959)

již jako zaměstnanec hvězdaacuterny vystudoshyIal večerně svvS a bymiddotl i uacutespěšnyacutem pos1ushylačem 1 běhu pomaturi~lliacuteho stuMa astroshyiwmie ve Vallašslkeacutem MeziřiacutečL Absolvova1 mľs alS1ronomie pro vedouciacute pracovniacuteky ilvězmiddotdaacuteren Organizovan Yacute pN ministemiddotrstmiddotvu kultury

HIamiddotvniacute činnost M Neubaup-ra začiacutenaacute přishy

děleniacutem celostaacutetniacuteho uacutekolu v oboru vizuaacutelshyn 1ho a fotografickeacutebo sledovaacuteni Slunce jvězdaacutelfil1ě ve Valmiddotašskeacutem Meziřičiacute v r 1964 S elaacutenem organizuje siacuteť pozorovaciacutech stashyMc middotna uacutezemiacute celeacute ČSSR system8lticky shroshymažďuje vyacuteslediky pozorovaacuteniacute Slunce a pushyblikuje je v BUilletinu pro pozorovaacuteniacute Slumshyce Po dobudovaacuteniacute dmheacute budovy hvězdaacuterny pracuje na vybaveniacute smiddotlunečniacute laboratoře pořaacutedaacute pro pOzolovatele Slunce snad kažshydOoročně praktika a využiacutevaacute middotk tomu vybashyveniacute hvězdaacutellny Takeacute v ObOTU meteorologie ie velmi čill1nyacute vede pozmovaacuteniacute od sameacuteho počaacutetku a dhaacute na jejdoh dobreacute vyacutesledky

Na hvězdaacuterně začal pracovat ve funkci cdborneacuteho pramiddotcovn~ka patom byl samostatshynyacutelm odhornyacutem pracovll1~kem a od r 1979 je

76

Petr Harmonec

naacuteměstkem řemiddotditele a vede odděmiddotleniacute hos middot podaacuteřsko-administraHvniacute

Přej8me Milanu Neubaue rovi aby daacutele hliacutedal slull1iacuteDko a nemeacuteně uacutespěšně dě shyla1počasiacute jaJkeacute si praacuteveacute budeme přaacute t A to vždy odpovědně a s humorem B ival e ček

Co noveacuteho v astronomii

T TAURI JE DVOJHVEZDA

U znaacutemeacute proměnneacute hvězmiddotdy T Ta Ll fi byl vloni objeven temnyacute průvodce nepozoro va shyte1nyacute ve vizuaacutelmi čaacutesti spektra t a kže T Tauri je middotdVojhvězdmiddotou Průvodce nalezli M Dyck a T Simon (Havajskaacute unierzita ) a B Zuckermaln (Maryland$Jaacute univerzita) 22m reflektorem hvězdaacuterny na Mauna Kea Objev se uskutečnil p-Offiociacute infrače rven eacute slwrnkoveacute interferometrie noveacute obs ershyvačniacute techniky vychaacutezejiacute ze skvrnkoveacute inshyterfelomemiddottrie ve vidite1neacute oblaampti spektra

T Tauri je představHellkou neobyčejně zajiacutemaveacute třiacutedy nepravidelnyacuteCh praměnnyacutech

hvězd pou~eni lze naleacutezt např ve Vanyacutesshykovyacutech Zaacutekladech astronomie a a stroshyfYZiky (str 292 a naacutesl) Hvězdy to11Ot0 typu Dvořiacute takeacute znaacutemeacute T-asociamiddotce

K T Tauri sllad jen tOlik že v jejiacutem inshyfračervemiddotneacutem spektru byl za vlnoivoLl dEacutei~kou 22um zjištěn vyacuterazmiddotnyacute vzestup jasnosti Tento vzestup lze vysvětlH předpokladem že hvězda je ohklopena hustou pracmiddothovou obaacutelkou Talkovaacuteto hustaacute prachovaacute obaacutelka však dosud nebyla u žaacutedneacute hvězdy t ypu T Tauri zjištěna Arvšalk i spektrum T Tauri ve Vlizuaacutelniacute oblasti je netYPickeacute a svědči o siLneacute tUlbulenci v atmosfeacuteře hvězdy Turshybulence v atmosfeacuteře byly zjištěr 1i jen u hvězd s podstatně menšiacute nmo tnos t i než maacute T Tami (asi tlOjnaacutesobFk hmotnosti Slunce) SuW 91982 (B)

daacutele než Velkeacute Magellanovo mračno anebo ve směru k němu je zcela neobvyklaacute koncentrace volnyacutech elektronů v mezihvězdneacutem prostoru Pulsar 1509-58 je prvniacutem raacutedlovyacutem pulsarem jenž byl ztotožněn s rentgenovyacutem pulsarem G 320 4-12 A konečně vůbec nejzajiacutemavějšiacute je tzv milisekundovyacute pulsar 1937 -I- 21 objevenyacute v řiacutejnu 1982 D Bacllterem aj s nejkratšiacute nyniacute znaacutemou perimiddotodou 00016 sekundy [642 obraacutetek za sekundu)

Milisekundovyacute pulsar je poměrně bliacutezko hranice dynamickeacute stability neutro shynoveacute hvězdy [podle teoretickyacutech reviziacute je možneacute aby neutwnovaacute hvězda vyshydržea 2000 obraacutetek za sekundu a nerozpadla se ještě odstředivou silou) a je pozorubodnyacute i mimořaacutedně nepatrnou hodnotou prodlužovaacuteniacute periody relativně je dPP = - 13 10-19 Optickaacute identifikace pulsaru nebyla uacutespěšnaacute objek[ je opticky slabšiacute než 24m a v bliacutez1keacute infračerveneacute oblasti slabšiacute než 163m Nebyl o zjištěno žaacutedneacute gravitačniacute zaacuteřeniacute s frekvenciacute prvniacute harmonickeacute složky rotačn iacute periody Odečteme-li sekulaacuterniacute zpožďovaacuteniacute a korekce na pohyby Země je peshyrioda milisekundoveacuteho pulsaru zachovaacutevaacutena s přesnostiacute srovnatelnomiddotu s nejlepshyšiacutemi sDučasnyacutemi atomovyacutemi hodinami

Detekce magnetickeacuteho pole pulsarů [či jinyacutech typů rychle rotujiacuteciacutech silně magnetickyacutemiddotch neutronovyacutech hvězd) se tyacutekal takeacute čs přiacutespěvek [J Grygar M Odehnal V Petřiacuteček K Prikner) o možnosti detekce niacutezkofrekvenčniacute [pod 5 Hz) složky elektromagnetickeacuteho zaacuteřeniacute hvěZdy pomociacute supravodiveacuteho kvanshytoveacuteho interferenčniacuteho detektoru [skvidu) Zdaacute se že navrženyacutem experimentem by byla možnaacute přiacutemaacute detekce magnetickeacuteho pole neutronoveacute hvězdy na vzdaacuteleshynost 50 až 500 parseků jestliže se indukce pole na povrchu rotujiacuteciacute kompaktniacute hvězdy pohybuje kmiddotolem 108 až 109 tesla (tyto hodnoty jsou nepřiacutemo odvozeny z pozorovaacuteniacute v různyacutech oborech elektromagnetickeacuteho spektra)

Skvidy se začiacutenajiacute prosa~ovat i v jineacutem dosud neotevřeneacutem astronomickeacutem okně - při možneacute detekci gravitačniacutech vln z vesmiacuteru Na sympoziu referovali představiteleacute ameriacuteckyacutech a evropskyacutech koletktivů jež daacutele rozpracovaacutevajiacute metoshydilku měřeniacute gravitačniacutech vln Použiacutevaacute se jednak silně chlazenyacutech detektorů a jednak interferenčniacutech zařiacutezeniacute o velmi dlouheacute zaacutekladně Ačkoliv Citlivost aparatur se ve srovnaacuteniacute s pionyacuterskyacutemi pOlkusy J Webera z konce šedesaacutetyacutech let zvyacutešila o tři řaacutedy nebyly zatiacutem žaacutedneacute signaacutely zaznamenaacuteny Z teorie předshyběžně plyne že teprve dalšiacute tisiacutecinaacutesobneacute zvyacutešeniacute citlivosti přiacutestrojů přinese uacutespěch a to bude vyžadovat pravděpodobně da1lšiacutech deset let intenziacutevniacute pokusshyneacute praacutece

Rozmanitost naacutemětů probiacuteranyacutech na sympoziu neobyčejně ztiacutežila uacutelohu pishysatele Snad si však čtenaacuteř těchto poznaacutemek odnese zaacutekladniacute dojem že astroshynomie se s fyzikou tak sbliacutežila že je už od sebe teacuteměř nerozlišiacuteme To ostatně hezky vyjaacutedřil middotprmiddotof J A Wheeler když prohlaacutesil že astrofyzika se stala tak důležitou že už ji nadaacutele nemůžeme přenechat pouze astronomům Maacutem dobľ~ pocit že z tohoto spojeniacute vydatně těžiacute obě discipliacuteny

Zaacuteklady astrofyziky VAŽIacuteME A MĚŘiacuteM HVĚZDY

pro začaacutetečniacuteky VE DVOJHVĚZDAacuteCH I

Tentokraacutet si na konkreacutetniacutem přiacutekladu dvojhvězd ukaacutežeme jak je možneacute využiacutet Doppiemiddot r ova jevu a dalšiacutech fyzikaacutelniacutech principů k tomu abychom zjistili zaacutekladniacute vlastnosti hvězd jako je jejich hmotnost rozměry a podobně pouhyacutem rozborem světla ktereacute dopadaacute na Zemi Znalost těchto veličin je velmi duacuteležitaacute neboť umožňuje porovnaacutevat teoretickeacute modely hvězd se skutečnyacutemi hvězdami To je nezbytnyacutem prvniacutem krokem k tomu abychom porozuměli stavbě a vyacutevoji hvězd a hvězdnyacutech soustav Čtenaacuteře kteryacute pečlivě pročetl předchoziacute kapitoly tohoto seriaacutelu nebude už asi udimiddot

vovat zdaacutenlivě paradoxn[ zjištěniacute že je daleko snazšiacute určit hmotnosti a poloměry pro složky dvojhvězd ktereacute jsou k sobě gravitačně vaacutezaacuteny a obiacutehajiacute po eliptickyacutech drahaacutech kolem společneacuteho těžiště než pro osamoceneacute hvězdy kde jsme odkaacutezaacuteni po uze na nepřiacutemeacute [mnohem meacuteně přesneacute metody [Nepřiacutemeacute metody využiacutevajiacute obvykle nějakeacuteho

74

Obr 1 Horniacute čaacutest obraacutezshyku znaacutezorňuje dvojhvězdu obiacutehajiacuteciacute po kruhoveacute draacuteshyze zachycenou ve čtyřech různyacutech polohaacutech I - IV vůči pozemskeacutemu pozoroshyvateli Ve středniacute čaacutesti obraacutezku jsou pro stejneacute polohy znaacutezorněny prolishyly iedneacute spektraacutelniacute čaacutery z obou složek V polohaacutech J a III jsou čaacutery obou sl ožek zřetelně rozlišeny v důsledku posuvu způsoshybeneacuteho Dopplerovyacutem ieshyvem v polohaacutech II a IV čaacutepy obou složek naopak splyacutevaiiacute protože obě tělemiddot

I I TI I lIT

00 ~O r08 8--- ~

Iyr VIVyI 1 I j2 I 1

F

N ~0

o ~

ampOJ gt

Jlt

~

V12

I

sa se pohybuji kolmo na směr k pozemskeacutemu po middot zorovateli Šipky ukazuj

I ve všech přiacutepadech polomiddot hu daneacute spektraacutelniacute čaacutery odpoviacutedaiiacuteciacute rychlosti pomiddot hybu těžiště celeacute dvoshyhvězdy vůči Slunci (lamiddot boratomiacute klidovou polOhu čaacutery v pNpadi že by se dvoihvizda vůči naacutem nemiddot vzdalovala ani nepřibližoshyvala) V dolniacute čaacutesti obraacutezmiddot

Ol E

V

gt o a~ 1

l ku ie znaacutezorněna křivka radiaacutelniacutech rychlosti obou složek Prolily čar jsou kresleny tak že vlnoveacute deacutelky narůstajiacute smirem doprava Pro přemyacutešliveacute čtenaacuteře dodaacutevaacuteme že všeshycimy uacutevahy o radiaacutelniacutech

lru (

mH I

p [il~

~ rychlostech jsou činěny jakoby z hlediska nepohybliveacuteho pozorovatele nachaacutezejiacuteciacuteho se v miacutestě Slunce - neboli opraveny o pohyb Země okolo Slunce a o rotaci Zemi ktereacute se při pozemskyacuteclz měřeshyniacutech radiaacutelniacutech rychlosti hvězd musiacute přirozeně projevit

statisticky zjištěneacuteho vztahu mezi hmotnostiacute či poloměrem hvězd a určityacutem pozorovashytelnyacutem parametrem napřiacuteklad spektraacutelniacutem typem K nalezeniacute takoveacuteho vztahu jsou však obvykle opět použity hmotnosti a poloměry určeneacute pro dobře pozorovaneacute složky dvojhvězd)

Naprostou většinu dvojhvězd vidiacuteme i v dalekohledu pouze jako jedinyacute svitiacuteciacute bod protože vzdaacutelenost jejich složek je nesrovnatelně menšiacute než vzdaacutelenost dvojhvězdy od Slunce To že jde o dvojhvězdu zjistiacuteme obvykle spektraacutelniacutem pozorovaacuteniacutem Jsou-ll obě složky zhruba stejně jasneacute ve viditelneacute čaacutesti spektra budeme ve spektru pozorovat čaacutery obou složek Jestliže se povrchoveacute teploty [a tedy spektraacutelniacute typy) složek budou vyacuterazně lišit zjistiacuteme že jde o dvě hvězdy již na prvniacutem spektrogramu ze současneacute přiacutetomnosti spektraacutelniacutech čar odpoviacutedajiacuteciacutech různyacutem spektraacutelniacutem typům Nicmeacuteně i pokud J)udou spektra obou hvězd podobnaacute prozradiacute se naacutem spektroskopickaacute dvojhvězda při -d elšiacutem pozoTO-vaacuteniacute pravidelnyacutem zdvojovaacuteniacutem asplyacutevaacuteniacutem čar ve spektllu v důsledku olJěžneacuteho pohybu a Dopplerova jevu

Situaci si nejleacutepe objasniacuteme na jednoducheacutem přiacutepadě dvojhvězdy obiacutehajiacuteciacute po kruhoveacute middotdraacuteze jak je znaacutezorněno na obr 1 V polohaacutech I a III majiacute obě složky největšiacute rychlost p-ohybu do směru k pozemskeacutemu pozorovateli Z vyacuteklmiddotadu o Dopplerově jevu viacuteme že pohybuje-li se zdroj zaacuteřeniacute k pozorovateli vzroste energie vysiacutelaneacuteho zaacuteřeniacute o kine shyt ickou energii pohybu zdroje do daneacuteho směru takže se spektraacutelniacute čaacutery posun ou SJl1ěrem k vyššiacutem energiiacutem tedy kratšiacutem vlnovyacutem deacutelkaacutem [Ik fJatoveacute čaacutesti spektra I V přiacutepadě vzdalovaacuteniacute zdroje je tomu IpraacuteVě uacutelaopaJk - čaacutery se posouvajiacute směrem k čermiddot veneacutemu konci spektra (vlnQltVaacute deacutelka se Zllětšuje J V poJOze I na middotobraacutezku se pIoto spekshytr aacutel niacute čaacutery vunikajiacuteciacute v atmosfeacuteřmiddote hvěZldy 1 posouvajiacute k delšiacutem a hvězdy 2 ke kra~šiacutem

75

vnovyacutem deacutelkaacutem v 1gtoloze III je tmnu ltnaopak a v poloee II a IV čaacutery z obou sImek splyacutevajiacute protože obě tělesa se pohybllljiacute kolmo na směr zorneacuteho peacuteliplsku

Skutečnaacute měřeniacute vypadajiacute naacutesledovně Na každyacute spektrogram hvězdy se expo nu je takeacute srovnaacutevaciacute spektrum laboratorniacuteho zdroje (nejčastěji železneacuteho oblouku l k tereacute definuje škaacutelu vlnovyacutec11 deacutelek Vůči němu lze na přesneacutem měřiciacutem přiacutestroji změři t polOhu středů spektraacutelniacutech čar obou složek Ze změny poloh těchto čar vůči jej ich klidoveacute (z laboratoře znaacutemeacute) poloze spočteme radiaacutelniacute rychlost RV (tj rychlost pohy bu ve směru zorneacuteho paprsku) podle vztahu

[ 1) RV = c ()-)o) )0

]de o je laboratorniacute (klidovaacute) ) na spektrogramu naměřenaacute vlnovaacute deacutelka daneacute spekshytraacutelniacute čaacutery a c rychlost světla (Upozorňuji že vztah (1) platiacute v uvedeneacutem tvaru pouz e pro oblast rychlostiacute o hodně menšiacutech než je rychlost světla což však v naprosteacute většině zkoumanyacutech přiacutepadů zcela vyhovuje) Všimněme si že radiaacutelniacute rychlost je kladnaacute jsou-li čaacutery posunuty do červeneacute oblasti a objekt se od naacutes vzdaluje a zaacutepornaacute jestliže se přibližuje (Pokračovaacuteniacute]

Zpraacutevy

MILAN NEUBAUER ŠEDESATILETYacute

NarodH se 9 břemmiddota 1923 v Olomouci detstviacute prožil ne přiacutemo v lideMniacutech podshymuacutenkaacutech jeh-o mlaacutediacute potkala 2 světomiddotvaacute ~aacutelka a ta laiko snad všem i jemu zamiacuteshyooala žmiddotivotem ještě za vaacutelky okusiJ rLľzneacute profese po vaacutelce byl zaměstnaacuten u různyacutech podniků praooval převaacutežmě v administrashytivě Když byla v middotr 1955 dobudovaacutena prvaacute čaacuteM valašsgtkomeziřiacutečskeacute hvězdaacutemy stal se od 1 řijna jejiacutem zaměstnalncellU a intenziacutemiddotvshyně se věnovalI jejiacutemu dalšiacutemu budovaacuteniacute Zahaacuteji l prvaacute pozorovaacuteniacute SluDltce zmiddotavedmiddotl prashyvidelneacute fotografovaacuteniacute smiddotlunečni fotolSfeacutery a těmito jeho pracemi se hvězdaacuterna zapojila do Mezilnaacuterodniacuteho geofyzikaacutelll1iacuteho roku [1957-1959)

již jako zaměstnanec hvězdaacuterny vystudoshyIal večerně svvS a bymiddotl i uacutespěšnyacutem pos1ushylačem 1 běhu pomaturi~lliacuteho stuMa astroshyiwmie ve Vallašslkeacutem MeziřiacutečL Absolvova1 mľs alS1ronomie pro vedouciacute pracovniacuteky ilvězmiddotdaacuteren Organizovan Yacute pN ministemiddotrstmiddotvu kultury

HIamiddotvniacute činnost M Neubaup-ra začiacutenaacute přishy

děleniacutem celostaacutetniacuteho uacutekolu v oboru vizuaacutelshyn 1ho a fotografickeacutebo sledovaacuteni Slunce jvězdaacutelfil1ě ve Valmiddotašskeacutem Meziřičiacute v r 1964 S elaacutenem organizuje siacuteť pozorovaciacutech stashyMc middotna uacutezemiacute celeacute ČSSR system8lticky shroshymažďuje vyacuteslediky pozorovaacuteniacute Slunce a pushyblikuje je v BUilletinu pro pozorovaacuteniacute Slumshyce Po dobudovaacuteniacute dmheacute budovy hvězdaacuterny pracuje na vybaveniacute smiddotlunečniacute laboratoře pořaacutedaacute pro pOzolovatele Slunce snad kažshydOoročně praktika a využiacutevaacute middotk tomu vybashyveniacute hvězdaacutellny Takeacute v ObOTU meteorologie ie velmi čill1nyacute vede pozmovaacuteniacute od sameacuteho počaacutetku a dhaacute na jejdoh dobreacute vyacutesledky

Na hvězdaacuterně začal pracovat ve funkci cdborneacuteho pramiddotcovn~ka patom byl samostatshynyacutelm odhornyacutem pracovll1~kem a od r 1979 je

76

Petr Harmonec

naacuteměstkem řemiddotditele a vede odděmiddotleniacute hos middot podaacuteřsko-administraHvniacute

Přej8me Milanu Neubaue rovi aby daacutele hliacutedal slull1iacuteDko a nemeacuteně uacutespěšně dě shyla1počasiacute jaJkeacute si praacuteveacute budeme přaacute t A to vždy odpovědně a s humorem B ival e ček

Co noveacuteho v astronomii

T TAURI JE DVOJHVEZDA

U znaacutemeacute proměnneacute hvězmiddotdy T Ta Ll fi byl vloni objeven temnyacute průvodce nepozoro va shyte1nyacute ve vizuaacutelmi čaacutesti spektra t a kže T Tauri je middotdVojhvězdmiddotou Průvodce nalezli M Dyck a T Simon (Havajskaacute unierzita ) a B Zuckermaln (Maryland$Jaacute univerzita) 22m reflektorem hvězdaacuterny na Mauna Kea Objev se uskutečnil p-Offiociacute infrače rven eacute slwrnkoveacute interferometrie noveacute obs ershyvačniacute techniky vychaacutezejiacute ze skvrnkoveacute inshyterfelomemiddottrie ve vidite1neacute oblaampti spektra

T Tauri je představHellkou neobyčejně zajiacutemaveacute třiacutedy nepravidelnyacuteCh praměnnyacutech

hvězd pou~eni lze naleacutezt např ve Vanyacutesshykovyacutech Zaacutekladech astronomie a a stroshyfYZiky (str 292 a naacutesl) Hvězdy to11Ot0 typu Dvořiacute takeacute znaacutemeacute T-asociamiddotce

K T Tauri sllad jen tOlik že v jejiacutem inshyfračervemiddotneacutem spektru byl za vlnoivoLl dEacutei~kou 22um zjištěn vyacuterazmiddotnyacute vzestup jasnosti Tento vzestup lze vysvětlH předpokladem že hvězda je ohklopena hustou pracmiddothovou obaacutelkou Talkovaacuteto hustaacute prachovaacute obaacutelka však dosud nebyla u žaacutedneacute hvězdy t ypu T Tauri zjištěna Arvšalk i spektrum T Tauri ve Vlizuaacutelniacute oblasti je netYPickeacute a svědči o siLneacute tUlbulenci v atmosfeacuteře hvězdy Turshybulence v atmosfeacuteře byly zjištěr 1i jen u hvězd s podstatně menšiacute nmo tnos t i než maacute T Tami (asi tlOjnaacutesobFk hmotnosti Slunce) SuW 91982 (B)

Obr 1 Horniacute čaacutest obraacutezshyku znaacutezorňuje dvojhvězdu obiacutehajiacuteciacute po kruhoveacute draacuteshyze zachycenou ve čtyřech různyacutech polohaacutech I - IV vůči pozemskeacutemu pozoroshyvateli Ve středniacute čaacutesti obraacutezku jsou pro stejneacute polohy znaacutezorněny prolishyly iedneacute spektraacutelniacute čaacutery z obou složek V polohaacutech J a III jsou čaacutery obou sl ožek zřetelně rozlišeny v důsledku posuvu způsoshybeneacuteho Dopplerovyacutem ieshyvem v polohaacutech II a IV čaacutepy obou složek naopak splyacutevaiiacute protože obě tělemiddot

I I TI I lIT

00 ~O r08 8--- ~

Iyr VIVyI 1 I j2 I 1

F

N ~0

o ~

ampOJ gt

Jlt

~

V12

I

sa se pohybuji kolmo na směr k pozemskeacutemu po middot zorovateli Šipky ukazuj

I ve všech přiacutepadech polomiddot hu daneacute spektraacutelniacute čaacutery odpoviacutedaiiacuteciacute rychlosti pomiddot hybu těžiště celeacute dvoshyhvězdy vůči Slunci (lamiddot boratomiacute klidovou polOhu čaacutery v pNpadi že by se dvoihvizda vůči naacutem nemiddot vzdalovala ani nepřibližoshyvala) V dolniacute čaacutesti obraacutezmiddot

Ol E

V

gt o a~ 1

l ku ie znaacutezorněna křivka radiaacutelniacutech rychlosti obou složek Prolily čar jsou kresleny tak že vlnoveacute deacutelky narůstajiacute smirem doprava Pro přemyacutešliveacute čtenaacuteře dodaacutevaacuteme že všeshycimy uacutevahy o radiaacutelniacutech

lru (

mH I

p [il~

~ rychlostech jsou činěny jakoby z hlediska nepohybliveacuteho pozorovatele nachaacutezejiacuteciacuteho se v miacutestě Slunce - neboli opraveny o pohyb Země okolo Slunce a o rotaci Zemi ktereacute se při pozemskyacuteclz měřeshyniacutech radiaacutelniacutech rychlosti hvězd musiacute přirozeně projevit

statisticky zjištěneacuteho vztahu mezi hmotnostiacute či poloměrem hvězd a určityacutem pozorovashytelnyacutem parametrem napřiacuteklad spektraacutelniacutem typem K nalezeniacute takoveacuteho vztahu jsou však obvykle opět použity hmotnosti a poloměry určeneacute pro dobře pozorovaneacute složky dvojhvězd)

Naprostou většinu dvojhvězd vidiacuteme i v dalekohledu pouze jako jedinyacute svitiacuteciacute bod protože vzdaacutelenost jejich složek je nesrovnatelně menšiacute než vzdaacutelenost dvojhvězdy od Slunce To že jde o dvojhvězdu zjistiacuteme obvykle spektraacutelniacutem pozorovaacuteniacutem Jsou-ll obě složky zhruba stejně jasneacute ve viditelneacute čaacutesti spektra budeme ve spektru pozorovat čaacutery obou složek Jestliže se povrchoveacute teploty [a tedy spektraacutelniacute typy) složek budou vyacuterazně lišit zjistiacuteme že jde o dvě hvězdy již na prvniacutem spektrogramu ze současneacute přiacutetomnosti spektraacutelniacutech čar odpoviacutedajiacuteciacutech různyacutem spektraacutelniacutem typům Nicmeacuteně i pokud J)udou spektra obou hvězd podobnaacute prozradiacute se naacutem spektroskopickaacute dvojhvězda při -d elšiacutem pozoTO-vaacuteniacute pravidelnyacutem zdvojovaacuteniacutem asplyacutevaacuteniacutem čar ve spektllu v důsledku olJěžneacuteho pohybu a Dopplerova jevu

Situaci si nejleacutepe objasniacuteme na jednoducheacutem přiacutepadě dvojhvězdy obiacutehajiacuteciacute po kruhoveacute middotdraacuteze jak je znaacutezorněno na obr 1 V polohaacutech I a III majiacute obě složky největšiacute rychlost p-ohybu do směru k pozemskeacutemu pozorovateli Z vyacuteklmiddotadu o Dopplerově jevu viacuteme že pohybuje-li se zdroj zaacuteřeniacute k pozorovateli vzroste energie vysiacutelaneacuteho zaacuteřeniacute o kine shyt ickou energii pohybu zdroje do daneacuteho směru takže se spektraacutelniacute čaacutery posun ou SJl1ěrem k vyššiacutem energiiacutem tedy kratšiacutem vlnovyacutem deacutelkaacutem [Ik fJatoveacute čaacutesti spektra I V přiacutepadě vzdalovaacuteniacute zdroje je tomu IpraacuteVě uacutelaopaJk - čaacutery se posouvajiacute směrem k čermiddot veneacutemu konci spektra (vlnQltVaacute deacutelka se Zllětšuje J V poJOze I na middotobraacutezku se pIoto spekshytr aacutel niacute čaacutery vunikajiacuteciacute v atmosfeacuteřmiddote hvěZldy 1 posouvajiacute k delšiacutem a hvězdy 2 ke kra~šiacutem

75

vnovyacutem deacutelkaacutem v 1gtoloze III je tmnu ltnaopak a v poloee II a IV čaacutery z obou sImek splyacutevajiacute protože obě tělesa se pohybllljiacute kolmo na směr zorneacuteho peacuteliplsku

Skutečnaacute měřeniacute vypadajiacute naacutesledovně Na každyacute spektrogram hvězdy se expo nu je takeacute srovnaacutevaciacute spektrum laboratorniacuteho zdroje (nejčastěji železneacuteho oblouku l k tereacute definuje škaacutelu vlnovyacutec11 deacutelek Vůči němu lze na přesneacutem měřiciacutem přiacutestroji změři t polOhu středů spektraacutelniacutech čar obou složek Ze změny poloh těchto čar vůči jej ich klidoveacute (z laboratoře znaacutemeacute) poloze spočteme radiaacutelniacute rychlost RV (tj rychlost pohy bu ve směru zorneacuteho paprsku) podle vztahu

[ 1) RV = c ()-)o) )0

]de o je laboratorniacute (klidovaacute) ) na spektrogramu naměřenaacute vlnovaacute deacutelka daneacute spekshytraacutelniacute čaacutery a c rychlost světla (Upozorňuji že vztah (1) platiacute v uvedeneacutem tvaru pouz e pro oblast rychlostiacute o hodně menšiacutech než je rychlost světla což však v naprosteacute většině zkoumanyacutech přiacutepadů zcela vyhovuje) Všimněme si že radiaacutelniacute rychlost je kladnaacute jsou-li čaacutery posunuty do červeneacute oblasti a objekt se od naacutes vzdaluje a zaacutepornaacute jestliže se přibližuje (Pokračovaacuteniacute]

Zpraacutevy

MILAN NEUBAUER ŠEDESATILETYacute

NarodH se 9 břemmiddota 1923 v Olomouci detstviacute prožil ne přiacutemo v lideMniacutech podshymuacutenkaacutech jeh-o mlaacutediacute potkala 2 světomiddotvaacute ~aacutelka a ta laiko snad všem i jemu zamiacuteshyooala žmiddotivotem ještě za vaacutelky okusiJ rLľzneacute profese po vaacutelce byl zaměstnaacuten u různyacutech podniků praooval převaacutežmě v administrashytivě Když byla v middotr 1955 dobudovaacutena prvaacute čaacuteM valašsgtkomeziřiacutečskeacute hvězdaacutemy stal se od 1 řijna jejiacutem zaměstnalncellU a intenziacutemiddotvshyně se věnovalI jejiacutemu dalšiacutemu budovaacuteniacute Zahaacuteji l prvaacute pozorovaacuteniacute SluDltce zmiddotavedmiddotl prashyvidelneacute fotografovaacuteniacute smiddotlunečni fotolSfeacutery a těmito jeho pracemi se hvězdaacuterna zapojila do Mezilnaacuterodniacuteho geofyzikaacutelll1iacuteho roku [1957-1959)

již jako zaměstnanec hvězdaacuterny vystudoshyIal večerně svvS a bymiddotl i uacutespěšnyacutem pos1ushylačem 1 běhu pomaturi~lliacuteho stuMa astroshyiwmie ve Vallašslkeacutem MeziřiacutečL Absolvova1 mľs alS1ronomie pro vedouciacute pracovniacuteky ilvězmiddotdaacuteren Organizovan Yacute pN ministemiddotrstmiddotvu kultury

HIamiddotvniacute činnost M Neubaup-ra začiacutenaacute přishy

děleniacutem celostaacutetniacuteho uacutekolu v oboru vizuaacutelshyn 1ho a fotografickeacutebo sledovaacuteni Slunce jvězdaacutelfil1ě ve Valmiddotašskeacutem Meziřičiacute v r 1964 S elaacutenem organizuje siacuteť pozorovaciacutech stashyMc middotna uacutezemiacute celeacute ČSSR system8lticky shroshymažďuje vyacuteslediky pozorovaacuteniacute Slunce a pushyblikuje je v BUilletinu pro pozorovaacuteniacute Slumshyce Po dobudovaacuteniacute dmheacute budovy hvězdaacuterny pracuje na vybaveniacute smiddotlunečniacute laboratoře pořaacutedaacute pro pOzolovatele Slunce snad kažshydOoročně praktika a využiacutevaacute middotk tomu vybashyveniacute hvězdaacutellny Takeacute v ObOTU meteorologie ie velmi čill1nyacute vede pozmovaacuteniacute od sameacuteho počaacutetku a dhaacute na jejdoh dobreacute vyacutesledky

Na hvězdaacuterně začal pracovat ve funkci cdborneacuteho pramiddotcovn~ka patom byl samostatshynyacutelm odhornyacutem pracovll1~kem a od r 1979 je

76

Petr Harmonec

naacuteměstkem řemiddotditele a vede odděmiddotleniacute hos middot podaacuteřsko-administraHvniacute

Přej8me Milanu Neubaue rovi aby daacutele hliacutedal slull1iacuteDko a nemeacuteně uacutespěšně dě shyla1počasiacute jaJkeacute si praacuteveacute budeme přaacute t A to vždy odpovědně a s humorem B ival e ček

Co noveacuteho v astronomii

T TAURI JE DVOJHVEZDA

U znaacutemeacute proměnneacute hvězmiddotdy T Ta Ll fi byl vloni objeven temnyacute průvodce nepozoro va shyte1nyacute ve vizuaacutelmi čaacutesti spektra t a kže T Tauri je middotdVojhvězdmiddotou Průvodce nalezli M Dyck a T Simon (Havajskaacute unierzita ) a B Zuckermaln (Maryland$Jaacute univerzita) 22m reflektorem hvězdaacuterny na Mauna Kea Objev se uskutečnil p-Offiociacute infrače rven eacute slwrnkoveacute interferometrie noveacute obs ershyvačniacute techniky vychaacutezejiacute ze skvrnkoveacute inshyterfelomemiddottrie ve vidite1neacute oblaampti spektra

T Tauri je představHellkou neobyčejně zajiacutemaveacute třiacutedy nepravidelnyacuteCh praměnnyacutech

hvězd pou~eni lze naleacutezt např ve Vanyacutesshykovyacutech Zaacutekladech astronomie a a stroshyfYZiky (str 292 a naacutesl) Hvězdy to11Ot0 typu Dvořiacute takeacute znaacutemeacute T-asociamiddotce

K T Tauri sllad jen tOlik že v jejiacutem inshyfračervemiddotneacutem spektru byl za vlnoivoLl dEacutei~kou 22um zjištěn vyacuterazmiddotnyacute vzestup jasnosti Tento vzestup lze vysvětlH předpokladem že hvězda je ohklopena hustou pracmiddothovou obaacutelkou Talkovaacuteto hustaacute prachovaacute obaacutelka však dosud nebyla u žaacutedneacute hvězdy t ypu T Tauri zjištěna Arvšalk i spektrum T Tauri ve Vlizuaacutelniacute oblasti je netYPickeacute a svědči o siLneacute tUlbulenci v atmosfeacuteře hvězdy Turshybulence v atmosfeacuteře byly zjištěr 1i jen u hvězd s podstatně menšiacute nmo tnos t i než maacute T Tami (asi tlOjnaacutesobFk hmotnosti Slunce) SuW 91982 (B)

vnovyacutem deacutelkaacutem v 1gtoloze III je tmnu ltnaopak a v poloee II a IV čaacutery z obou sImek splyacutevajiacute protože obě tělesa se pohybllljiacute kolmo na směr zorneacuteho peacuteliplsku

Skutečnaacute měřeniacute vypadajiacute naacutesledovně Na každyacute spektrogram hvězdy se expo nu je takeacute srovnaacutevaciacute spektrum laboratorniacuteho zdroje (nejčastěji železneacuteho oblouku l k tereacute definuje škaacutelu vlnovyacutec11 deacutelek Vůči němu lze na přesneacutem měřiciacutem přiacutestroji změři t polOhu středů spektraacutelniacutech čar obou složek Ze změny poloh těchto čar vůči jej ich klidoveacute (z laboratoře znaacutemeacute) poloze spočteme radiaacutelniacute rychlost RV (tj rychlost pohy bu ve směru zorneacuteho paprsku) podle vztahu

[ 1) RV = c ()-)o) )0

]de o je laboratorniacute (klidovaacute) ) na spektrogramu naměřenaacute vlnovaacute deacutelka daneacute spekshytraacutelniacute čaacutery a c rychlost světla (Upozorňuji že vztah (1) platiacute v uvedeneacutem tvaru pouz e pro oblast rychlostiacute o hodně menšiacutech než je rychlost světla což však v naprosteacute většině zkoumanyacutech přiacutepadů zcela vyhovuje) Všimněme si že radiaacutelniacute rychlost je kladnaacute jsou-li čaacutery posunuty do červeneacute oblasti a objekt se od naacutes vzdaluje a zaacutepornaacute jestliže se přibližuje (Pokračovaacuteniacute]

Zpraacutevy

MILAN NEUBAUER ŠEDESATILETYacute

NarodH se 9 břemmiddota 1923 v Olomouci detstviacute prožil ne přiacutemo v lideMniacutech podshymuacutenkaacutech jeh-o mlaacutediacute potkala 2 světomiddotvaacute ~aacutelka a ta laiko snad všem i jemu zamiacuteshyooala žmiddotivotem ještě za vaacutelky okusiJ rLľzneacute profese po vaacutelce byl zaměstnaacuten u různyacutech podniků praooval převaacutežmě v administrashytivě Když byla v middotr 1955 dobudovaacutena prvaacute čaacuteM valašsgtkomeziřiacutečskeacute hvězdaacutemy stal se od 1 řijna jejiacutem zaměstnalncellU a intenziacutemiddotvshyně se věnovalI jejiacutemu dalšiacutemu budovaacuteniacute Zahaacuteji l prvaacute pozorovaacuteniacute SluDltce zmiddotavedmiddotl prashyvidelneacute fotografovaacuteniacute smiddotlunečni fotolSfeacutery a těmito jeho pracemi se hvězdaacuterna zapojila do Mezilnaacuterodniacuteho geofyzikaacutelll1iacuteho roku [1957-1959)

již jako zaměstnanec hvězdaacuterny vystudoshyIal večerně svvS a bymiddotl i uacutespěšnyacutem pos1ushylačem 1 běhu pomaturi~lliacuteho stuMa astroshyiwmie ve Vallašslkeacutem MeziřiacutečL Absolvova1 mľs alS1ronomie pro vedouciacute pracovniacuteky ilvězmiddotdaacuteren Organizovan Yacute pN ministemiddotrstmiddotvu kultury

HIamiddotvniacute činnost M Neubaup-ra začiacutenaacute přishy

děleniacutem celostaacutetniacuteho uacutekolu v oboru vizuaacutelshyn 1ho a fotografickeacutebo sledovaacuteni Slunce jvězdaacutelfil1ě ve Valmiddotašskeacutem Meziřičiacute v r 1964 S elaacutenem organizuje siacuteť pozorovaciacutech stashyMc middotna uacutezemiacute celeacute ČSSR system8lticky shroshymažďuje vyacuteslediky pozorovaacuteniacute Slunce a pushyblikuje je v BUilletinu pro pozorovaacuteniacute Slumshyce Po dobudovaacuteniacute dmheacute budovy hvězdaacuterny pracuje na vybaveniacute smiddotlunečniacute laboratoře pořaacutedaacute pro pOzolovatele Slunce snad kažshydOoročně praktika a využiacutevaacute middotk tomu vybashyveniacute hvězdaacutellny Takeacute v ObOTU meteorologie ie velmi čill1nyacute vede pozmovaacuteniacute od sameacuteho počaacutetku a dhaacute na jejdoh dobreacute vyacutesledky

Na hvězdaacuterně začal pracovat ve funkci cdborneacuteho pramiddotcovn~ka patom byl samostatshynyacutelm odhornyacutem pracovll1~kem a od r 1979 je

76

Petr Harmonec

naacuteměstkem řemiddotditele a vede odděmiddotleniacute hos middot podaacuteřsko-administraHvniacute

Přej8me Milanu Neubaue rovi aby daacutele hliacutedal slull1iacuteDko a nemeacuteně uacutespěšně dě shyla1počasiacute jaJkeacute si praacuteveacute budeme přaacute t A to vždy odpovědně a s humorem B ival e ček

Co noveacuteho v astronomii

T TAURI JE DVOJHVEZDA

U znaacutemeacute proměnneacute hvězmiddotdy T Ta Ll fi byl vloni objeven temnyacute průvodce nepozoro va shyte1nyacute ve vizuaacutelmi čaacutesti spektra t a kže T Tauri je middotdVojhvězdmiddotou Průvodce nalezli M Dyck a T Simon (Havajskaacute unierzita ) a B Zuckermaln (Maryland$Jaacute univerzita) 22m reflektorem hvězdaacuterny na Mauna Kea Objev se uskutečnil p-Offiociacute infrače rven eacute slwrnkoveacute interferometrie noveacute obs ershyvačniacute techniky vychaacutezejiacute ze skvrnkoveacute inshyterfelomemiddottrie ve vidite1neacute oblaampti spektra

T Tauri je představHellkou neobyčejně zajiacutemaveacute třiacutedy nepravidelnyacuteCh praměnnyacutech

hvězd pou~eni lze naleacutezt např ve Vanyacutesshykovyacutech Zaacutekladech astronomie a a stroshyfYZiky (str 292 a naacutesl) Hvězdy to11Ot0 typu Dvořiacute takeacute znaacutemeacute T-asociamiddotce

K T Tauri sllad jen tOlik že v jejiacutem inshyfračervemiddotneacutem spektru byl za vlnoivoLl dEacutei~kou 22um zjištěn vyacuterazmiddotnyacute vzestup jasnosti Tento vzestup lze vysvětlH předpokladem že hvězda je ohklopena hustou pracmiddothovou obaacutelkou Talkovaacuteto hustaacute prachovaacute obaacutelka však dosud nebyla u žaacutedneacute hvězdy t ypu T Tauri zjištěna Arvšalk i spektrum T Tauri ve Vlizuaacutelniacute oblasti je netYPickeacute a svědči o siLneacute tUlbulenci v atmosfeacuteře hvězdy Turshybulence v atmosfeacuteře byly zjištěr 1i jen u hvězd s podstatně menšiacute nmo tnos t i než maacute T Tami (asi tlOjnaacutesobFk hmotnosti Slunce) SuW 91982 (B)

Caacutestečneacute zatměniacute Slunce 15 prosince 1982 fotografovaneacute v 10h32m50s SEC na lidoveacute hvězdaacuterně v Gottwaldově (Foto P Draacutebek ke zpraacutevě na str 84-85)

Za nic nebral vlastniacute odpovědnost Když řekl že se Země tOčiacute dodaacuteval Podle Koshyperniacuteka

nA jakou maacuteš v tom noveacutem zaměstnaacuteniacute možnost růstu ptaacute se mladyacute vědeckyacute prashycovniacutek druheacuteho Omezenou - nesmiacutem přerůst sveacuteho šeacutefa

Plneacuteho uznaacuteniacute se Paracelsovi dostalo až v 19 a 20 stoletiacute Do teacute doby se učeniacute profeshysoři dohadovali jestli byl geacutenius nebo jen obyčejnyacute blaacutezen Ač to neniacute zaacutesadoveacute zvolme zlatou středniacute cestu Pro pokrok vědy obvykle nejviacutece učinili praacutevě geniaacutelniacute bMz~

(Vybraacuteno z loňskeacuteho roi5nlku Dikobrazu]

77

Nahoře hotel Hyatt Regency v Austinu v nemž se konalo Xl texaskeacute symposhyzium Vlevo dole J A Wheeler předaacutevaacute slovo A Guthovi ( MIT Cambridge) jenž proslovil přednaacutešku o inflačniacutem modelu vesmiacuteru Vpravo dole E Kolb (Los AlamosJ dostaacutevaacute slovo aby promluvil o probleacutemu masiacutevniacutech magnetickyacutech momiddot nopoacuteluacute v astrofyzice

OPRAVA Prosiacuteme ťtenaacutetmiddote aby sl opravili tyto tiskoveacute chyby V Č 111983 str 13 levyacute sloupec Iacute 30 shora maacute biacutet 22 komise [miacutesto ZZ komise a v Č 21983 v textu k obraacutezkům na 3 sti obaacutelky l 3 maacute byacutet 200 mm [miacutesto 200 cmJ

78

~ HYATT

) REGENCY AUSTIN

~

~ ( bull TJ

Uacutevodniacute projev na Xl texaskeacutem sympoziu přednesl A Wheeler profesor fyziky na univerzitě v Austinu (vlevo nahoře j Vpravo nahoře je C von Weiszacker byacutevalyacute ředitel CERN spoluobjevitel termonukleaacuterniacutech reakciacute ve hvězdaacutech (sposhylečně s H A Bethemj Na dolniacutem sniacutemku je S W Hawking (v invalidniacute židli z Cambridge (Velkaacute Britaacutenie) předniacute světovyacute odborniacutek v teorii gravitačniacuteho

kolapsu a v relativitě

(Všechny fotografie z Xl texaskeacuteho sympozit o relativzstickeacute astrofyzice f Grygar)

79

Zatměniacute Slunce 15 prosince 1982 Sniacutemek těsně před koncem čaacutestečneacuteho zashytměniacute v l1hOOmOOs exponoval P Draacutebek na hvězdaacuterně v Gottwaldově

mr---------------------------------------------~

3 0-0--- __

OJ-O O

shyO

O Průběh svět1ent~

4m -O 0shyepsilon Aurigae O

křivky euro Aurigae od dubna 1982 do ledna 1983

82D K č č s z Ř L p 83 L podle měřeniacute IUE

80

PERIODICKAacute KOMETA PONS- WINNECKE 19B3b

PerJoiokaacute kometa Pons-Winne oke je znaacutema od r 1819 kdy ji objevH 12 června Pons (MarseHle) dostala definitivniacute OZl1ashyčeniacute 1819 III Pa1k ji na]pz] až 8 března 1858 Winneoke [Bonn) byla označena 1858 II a jmeacuteno dostala po obou objevrteshyliacutech Maacute ohěŽlnou dobu 636 roku a naposhy~led y byila pQzorovaacutenapři průchodu přiacuteslushyniacutem r l876 (označeniacute 1976 XIV viz ŘH 57 116 61976) Do teacute doby byla pozoTovaacuteshyHl při ce1kem 18 laacutevratech do přiacutesluniacute

Letos kometu nalezli nezaacutevisle E Evermiddot haTIt 12 ledma a T Seki 14 ledna Byla velmi bliacutezko vypočteneacuteho miacuteSia na rozmiddot hraniacute souhvězdiacute Hada (Caput ) a Vah jas n os t měla jen 19m a jevila se jako difuacutezniacute objekt s cen traacutelniacute kondenzaciacute V teacute době gtyla n daacute lenaod Zemeacute asi 190 AU a od Siune asi 160 AU Nejhliacuteže Zemi projde poč ~ltkem middotsrpna t r

Uvaacutediacuteme elementy draacuteh y komety ktereacute ze 43 pozorovaacuteniacute z let 1951-1976 vypočetl S Naikano s ohledem na negravritačniacute vjivy

T 1983 I V 750386 EČ = 17231937deg ) Q 927 4806deg f 19500

2230811deg q 12539909 A U n 34329034 AU e 06347142

lAUC 3765 MPC 7021 (BJ

KOMETA BOWELL-SKIFF 1983c

Ozna oeni 1983c dostala kometa kterou OQjevil Edward L G Bowell (LoweUova h veacutezdaacuterna ) na sniacutemciacutech exponovamyacutech 11 a 15 uacutenora Brianem A Skiffem Byla v souhvězdiacute Lva a jevila se ja1ko difuzniacute db jek t 162-165 se slabou cemraacutelniacute konmiddot d enzaciacute

lAUC 3773 (BJ

EPSlLON AURIGAE

loňskeacutem ročniacuteku (ŘH 63 118 61982) jsme otiskli člaacutenmiddote1k o teacuteto zajiacutemaveacute zaacutekrymiddot m rveacute ploměnneacute hvězdě s periomiddotdou asi 27 t-oků v němž byla i předpověďprůMhu světe lneacute křivk y Hvězda byla takeacute během 100iacutes keacuteho roku pozorovaacutena mezinaacuterodniacutem a S~IO Jl omiokyacutem uHrafialovyacutem satelitem ( lU E I V cirkulaacuteli Mezinaacuterodniacute astronomic k eacute u ni e Č 3763 llveřejniU T B Ake a T Simiddot InOn měreniacute jasn-ostoi E Aurigae od 4 dubna 1982 do 2 ledmiddotna t r kteraacute jsou zl1aacutezorněmiddot n a n a připoj eneacutem grafu Prvniacute kontakt namiddot sliJIl zřejm ě před 29 červencem 1982 druhyacute jlton tiJk t kole m 5 prosince middotm 1 Ve zmrněmiddot něm Va c Jiacuteokově ol aacutenku je m1edena předpo middot věď pro 1 kontaikt 19 8 1982 pro 2 kon lakt 27 12 1982 takže zaacutekryt nastal poněk ud dhve J B

ODCHYLKY ČASOVYacuteCH SIGNALuacute V LEDNU 1983

Den UTl-UTC UT2-UTC

5L + 021665 + 021235

10 1 + 02026 + 01990 15 1 +01896 +01866 20 1 +01763 +01739 251 +01626 +01608 30 1 + 01481 + 01469

Vysvělleniacute k tabulce viz ŘH 6414 11983 V Ptaacuteček

SUPERNOVA V NGC 5485

M Lovas (Konkolyho hvězdaacute rna) objevil 14 prosince 1982 supernovu 19 zaacutepadně a 63 severně od jaacutedra galaXie NGC 5485 V době objevu měla supernova fotografiemiddot kou jasnost 15om a jejiacute poloha byla (19500 )

a = 14h05J11 2548S

o = + 55deg15213

S Ortolani ziacuteskal 182m reflektorem Astrofyzikaacutelniacute observatoře v Asi agu 27 promiddot since m r spektrogram supernovy Podle vzhledu spektra šlo o supernovu I typu pravděpodobně 20-30 dniacute po maximu jas nosti Ve spektru byla zjištěna řada chamiddot rakteristickyacutech emisniacutech čar v oblasti vlnomiddot vyacutech deacutel ek 402-594 nm

lAUC 3754-3759 (Bj

NOVAacute DRAacuteHA KOMETY 1982f

Pře dběžneacute označeniacute 19821 dostala periomiddot dickaacute kometa Churyumov-Gerasimenko (viz lm 63 171-172 81982) Jejiacute pozorovaacuteniacute v loňskeacutem roce ukaacutezalo že jejiacute draacuteha neniacute znaacutema dostatečně přesně - v listopadu m r byla vzdaacutelena asi 20 na zaacutepad od polohy vypočteneacute Proto počiacutetal B G Marsden draacutehu novou a to na zaacutekladě 69 pozic ziacuteskanyacutech do 8 listopadu 1982 Elementy zlepšeneacute draacutehy jsou

T 19132 Xl 120996 EČ 0J 113244deg Q 503592deg 19500

71130deg q 1306142 AU e 0629153 a 3522053 AU P 6610 roku

IAUC 3743 (BJ

DRAacuteHA HALLEYOVY KOMETY

Polohy peJiodiokeacute komety Halley 19821 ziacuteskaneacute do konce minuleacuteho roku umomiddotžnily viacutepočet novyacutech elementů jejiacute draacutehy Z 625 poziC z intervalu 21 Vll 1835-10 XII

81

1982 dos tal D K Yeomans (JPL 1 tyto eleshymenty

T 1986 II 944394 EČ uacuteJ 11184804deg 12 5814538deg 19500

16223930deg q 05871045 AU e = 09672759 4 1794104 AU P 760 middotroku

Při vyacutepoĎtu ellementů draacutehy bylo vzato v uacutevathu poruchoveacute Působeniacute všech 9 planet i negravHaoniacute vlivy IAUC 3767 (B)

NOVEacute SUPERNOVY

Na Snimku Meryacute exponovali L E Gonshyzaacutellez a J- Ma-za 13 ledna objevil M Wischshynjewsky pTav-děpudohně supernnvu v galaXii ESO 323-G25 Hvězda byla ve vzdaacutelenosti 15 zaacutepadně a 15 jižně od jaacutedra galaxie a v dOIbě objevu měla fotografiokou jasnoot l75rn bull Garlaxie ESO 323-G25 je typu Se a maacute polohu

Ci = 12h49 rn525

o = -38deg457

M Turatto objevil 4 uacutenora supernovu v bezejmenneacute galaxH jejiacutež poloha je

Ci = U h075 rn

0= +58deg40

Hvězda měla jasnost 17m a byla 12 zaacute- paullě a 10 jižně od jaacutedra galaxie

Rek1ascenze a deklinace galaxiiacute jsou uvaacuteděny proekvinOlkoium 19500

IAUC 3764 3770 (B)

KOMETA PHALLEY

R M West (Evropskaacute jižniacute observatoř)

uacuteskal dalšf polohu a jaS1JJost periodiokeacute komety HaNey 1982i Ze s niacutemIku kteryacute byl exponovaacuten 45 min dne 14 ledna 1 To H Peshydersooem pomociacute 15m ileflektoru s recepshytorem GGD (oblast vlnovyacutech dmiddoteacutelek 400 až 700 nm 1 byla určena pDQaha komety (19500)

It = 6h42m0218 5

o= + 9deg20129

JaSinost komety ve vizuaacutelniacutem oboru spekshytra byla 235 plusmn 03m lak se zdaacute dochaacuteziacute u komety Hrulley k uroityacutem vaTiaciacutem jasshynosti IAUC 3770 (B)

NOVA MUSCAE 1983

W LilHer obje-Vli 18 ledna navu v soushyhvězdiacute Mouchy na jižniacute obloze v polJze (19500 )

Ci = 11h49 m35 15

o = -66deg5543

V době objevu měla jasnost 72m dne 19 rledna 73-75 ffi bull Dnp 20_ ledna měřili

W S G Walker a B F MarLno jasnost lovy fotoelektricky ados1aH tyto hodnoty V = 804 B - V = +028 U - B = -064 Dne 22 l8ldJnmiddota ziacuteSlkal P Charles spektr0shygram novy v němž byly silneacute širokeacute emis niacute čaacutery Balmerovy seacuterie vodiacuteku od H do H jejiohžposun odpoviacutedal rychlosti asi -1000 kms IAUC 3764 3766 (B)

Apriacuteloveacute zpravodajstviacute

CHURAacuteNOV HLASi

Tiilkraacutet denně zde dělajiacute klimatickaacute pomiddot ZDIIOVaacuteniacute je tu i naacutedoha na měřeniacute vyacutešshyky mrarků Takeacute se zde fotografujiacute memiddot teOTity a sice ve spoollpraacuteci s hvězdaacuternou

Ondřejov Meraacute dodaacute plOgTamy na celyacute rok [kdy je hvězdnaacute obloha a fotografovaacuteniacute je reaacutelneacute) (Obrana lidu 11983 )

VLASATICE V DOHLEDU (aneb milioacuten či miliarda všechno jedno l

Proslulaacute Halleyova kometa le po 72 leshytech opět na Qohled ze Země ZMlm je vzdaacutel81laacute od Země asi 1650 mdliard kiloshymetrů V roce 1986 kdy Sf nejviacutece přibliacutežiacute k našiacute plalletě bude vzdaacutelena asmiddoti 165 lIlishyHwrdy kilametrů

(Večerniacute Praha 21 10 19821

HVĚZDY A HVĚZDIČKY

Jako prvniacute vystupuje ze tmy na večerni obloze Jupiter po něm Mars a Saturn Všeohny tN jsou ze souhvězdiacute Panny Mishy~ovniacuteci hvězd a hvězdiček uvidiacute večer při

pohledu nad sebe tři vyacuterazneacute hvězdy Je to Vega Deneb a Altair _ jejich kulminace nastaacutevaacute ve 12 hodin času střeshydoeVropskeacutetho tedy v jednu hodinu našeho letniacuteho času Podle astrologiokeacute mapky lze naleacutezt i jinaacute souhvězdiacute Napřiacuteklad nmiddotěkolilk stovampk tisiacutec hvězd se na1hromadHD v souhvězdiacute HeuroTkula

(Večern1 Praha 19 7 1982

V M LOMONOSOV (asi by se divil)

Byl to bytostněprakNckyacute čl-ověk Proto se nevěnov a1 jEm baacutedaacutemiacute ale talkeacute nap h shyklad vynaleacutezaJl na svou dobuhodmomeacute přistroje JSou to naacutemořniacute barometr pro předviacutedaacuteniacute bouře ma moři a pro z-jišťo shyvaacuteniacute světla u horizontu na moři světlomeacuteľshy

n Yacute dalekohled pro zkoumaacuteniacute vzdaacutelellosti a velikosti staacutelic mořskě žezlo k přesneshymu stanoveniacute času na moři atd

( Květy 441982)

82

Nahoře hotel Hyatt Regency v Austinu v nemž se konalo Xl texaskeacute symposhyzium Vlevo dole J A Wheeler předaacutevaacute slovo A Guthovi ( MIT Cambridge) jenž proslovil přednaacutešku o inflačniacutem modelu vesmiacuteru Vpravo dole E Kolb (Los AlamosJ dostaacutevaacute slovo aby promluvil o probleacutemu masiacutevniacutech magnetickyacutech momiddot nopoacuteluacute v astrofyzice

OPRAVA Prosiacuteme ťtenaacutetmiddote aby sl opravili tyto tiskoveacute chyby V Č 111983 str 13 levyacute sloupec Iacute 30 shora maacute biacutet 22 komise [miacutesto ZZ komise a v Č 21983 v textu k obraacutezkům na 3 sti obaacutelky l 3 maacute byacutet 200 mm [miacutesto 200 cmJ

78

~ HYATT

) REGENCY AUSTIN

~

~ ( bull TJ

Uacutevodniacute projev na Xl texaskeacutem sympoziu přednesl A Wheeler profesor fyziky na univerzitě v Austinu (vlevo nahoře j Vpravo nahoře je C von Weiszacker byacutevalyacute ředitel CERN spoluobjevitel termonukleaacuterniacutech reakciacute ve hvězdaacutech (sposhylečně s H A Bethemj Na dolniacutem sniacutemku je S W Hawking (v invalidniacute židli z Cambridge (Velkaacute Britaacutenie) předniacute světovyacute odborniacutek v teorii gravitačniacuteho

kolapsu a v relativitě

(Všechny fotografie z Xl texaskeacuteho sympozit o relativzstickeacute astrofyzice f Grygar)

79

Zatměniacute Slunce 15 prosince 1982 Sniacutemek těsně před koncem čaacutestečneacuteho zashytměniacute v l1hOOmOOs exponoval P Draacutebek na hvězdaacuterně v Gottwaldově

mr---------------------------------------------~

3 0-0--- __

OJ-O O

shyO

O Průběh svět1ent~

4m -O 0shyepsilon Aurigae O

křivky euro Aurigae od dubna 1982 do ledna 1983

82D K č č s z Ř L p 83 L podle měřeniacute IUE

80

PERIODICKAacute KOMETA PONS- WINNECKE 19B3b

PerJoiokaacute kometa Pons-Winne oke je znaacutema od r 1819 kdy ji objevH 12 června Pons (MarseHle) dostala definitivniacute OZl1ashyčeniacute 1819 III Pa1k ji na]pz] až 8 března 1858 Winneoke [Bonn) byla označena 1858 II a jmeacuteno dostala po obou objevrteshyliacutech Maacute ohěŽlnou dobu 636 roku a naposhy~led y byila pQzorovaacutenapři průchodu přiacuteslushyniacutem r l876 (označeniacute 1976 XIV viz ŘH 57 116 61976) Do teacute doby byla pozoTovaacuteshyHl při ce1kem 18 laacutevratech do přiacutesluniacute

Letos kometu nalezli nezaacutevisle E Evermiddot haTIt 12 ledma a T Seki 14 ledna Byla velmi bliacutezko vypočteneacuteho miacuteSia na rozmiddot hraniacute souhvězdiacute Hada (Caput ) a Vah jas n os t měla jen 19m a jevila se jako difuacutezniacute objekt s cen traacutelniacute kondenzaciacute V teacute době gtyla n daacute lenaod Zemeacute asi 190 AU a od Siune asi 160 AU Nejhliacuteže Zemi projde poč ~ltkem middotsrpna t r

Uvaacutediacuteme elementy draacuteh y komety ktereacute ze 43 pozorovaacuteniacute z let 1951-1976 vypočetl S Naikano s ohledem na negravritačniacute vjivy

T 1983 I V 750386 EČ = 17231937deg ) Q 927 4806deg f 19500

2230811deg q 12539909 A U n 34329034 AU e 06347142

lAUC 3765 MPC 7021 (BJ

KOMETA BOWELL-SKIFF 1983c

Ozna oeni 1983c dostala kometa kterou OQjevil Edward L G Bowell (LoweUova h veacutezdaacuterna ) na sniacutemciacutech exponovamyacutech 11 a 15 uacutenora Brianem A Skiffem Byla v souhvězdiacute Lva a jevila se ja1ko difuzniacute db jek t 162-165 se slabou cemraacutelniacute konmiddot d enzaciacute

lAUC 3773 (BJ

EPSlLON AURIGAE

loňskeacutem ročniacuteku (ŘH 63 118 61982) jsme otiskli člaacutenmiddote1k o teacuteto zajiacutemaveacute zaacutekrymiddot m rveacute ploměnneacute hvězdě s periomiddotdou asi 27 t-oků v němž byla i předpověďprůMhu světe lneacute křivk y Hvězda byla takeacute během 100iacutes keacuteho roku pozorovaacutena mezinaacuterodniacutem a S~IO Jl omiokyacutem uHrafialovyacutem satelitem ( lU E I V cirkulaacuteli Mezinaacuterodniacute astronomic k eacute u ni e Č 3763 llveřejniU T B Ake a T Simiddot InOn měreniacute jasn-ostoi E Aurigae od 4 dubna 1982 do 2 ledmiddotna t r kteraacute jsou zl1aacutezorněmiddot n a n a připoj eneacutem grafu Prvniacute kontakt namiddot sliJIl zřejm ě před 29 červencem 1982 druhyacute jlton tiJk t kole m 5 prosince middotm 1 Ve zmrněmiddot něm Va c Jiacuteokově ol aacutenku je m1edena předpo middot věď pro 1 kontaikt 19 8 1982 pro 2 kon lakt 27 12 1982 takže zaacutekryt nastal poněk ud dhve J B

ODCHYLKY ČASOVYacuteCH SIGNALuacute V LEDNU 1983

Den UTl-UTC UT2-UTC

5L + 021665 + 021235

10 1 + 02026 + 01990 15 1 +01896 +01866 20 1 +01763 +01739 251 +01626 +01608 30 1 + 01481 + 01469

Vysvělleniacute k tabulce viz ŘH 6414 11983 V Ptaacuteček

SUPERNOVA V NGC 5485

M Lovas (Konkolyho hvězdaacute rna) objevil 14 prosince 1982 supernovu 19 zaacutepadně a 63 severně od jaacutedra galaXie NGC 5485 V době objevu měla supernova fotografiemiddot kou jasnost 15om a jejiacute poloha byla (19500 )

a = 14h05J11 2548S

o = + 55deg15213

S Ortolani ziacuteskal 182m reflektorem Astrofyzikaacutelniacute observatoře v Asi agu 27 promiddot since m r spektrogram supernovy Podle vzhledu spektra šlo o supernovu I typu pravděpodobně 20-30 dniacute po maximu jas nosti Ve spektru byla zjištěna řada chamiddot rakteristickyacutech emisniacutech čar v oblasti vlnomiddot vyacutech deacutel ek 402-594 nm

lAUC 3754-3759 (Bj

NOVAacute DRAacuteHA KOMETY 1982f

Pře dběžneacute označeniacute 19821 dostala periomiddot dickaacute kometa Churyumov-Gerasimenko (viz lm 63 171-172 81982) Jejiacute pozorovaacuteniacute v loňskeacutem roce ukaacutezalo že jejiacute draacuteha neniacute znaacutema dostatečně přesně - v listopadu m r byla vzdaacutelena asi 20 na zaacutepad od polohy vypočteneacute Proto počiacutetal B G Marsden draacutehu novou a to na zaacutekladě 69 pozic ziacuteskanyacutech do 8 listopadu 1982 Elementy zlepšeneacute draacutehy jsou

T 19132 Xl 120996 EČ 0J 113244deg Q 503592deg 19500

71130deg q 1306142 AU e 0629153 a 3522053 AU P 6610 roku

IAUC 3743 (BJ

DRAacuteHA HALLEYOVY KOMETY

Polohy peJiodiokeacute komety Halley 19821 ziacuteskaneacute do konce minuleacuteho roku umomiddotžnily viacutepočet novyacutech elementů jejiacute draacutehy Z 625 poziC z intervalu 21 Vll 1835-10 XII

81

1982 dos tal D K Yeomans (JPL 1 tyto eleshymenty

T 1986 II 944394 EČ uacuteJ 11184804deg 12 5814538deg 19500

16223930deg q 05871045 AU e = 09672759 4 1794104 AU P 760 middotroku

Při vyacutepoĎtu ellementů draacutehy bylo vzato v uacutevathu poruchoveacute Působeniacute všech 9 planet i negravHaoniacute vlivy IAUC 3767 (B)

NOVEacute SUPERNOVY

Na Snimku Meryacute exponovali L E Gonshyzaacutellez a J- Ma-za 13 ledna objevil M Wischshynjewsky pTav-děpudohně supernnvu v galaXii ESO 323-G25 Hvězda byla ve vzdaacutelenosti 15 zaacutepadně a 15 jižně od jaacutedra galaxie a v dOIbě objevu měla fotografiokou jasnoot l75rn bull Garlaxie ESO 323-G25 je typu Se a maacute polohu

Ci = 12h49 rn525

o = -38deg457

M Turatto objevil 4 uacutenora supernovu v bezejmenneacute galaxH jejiacutež poloha je

Ci = U h075 rn

0= +58deg40

Hvězda měla jasnost 17m a byla 12 zaacute- paullě a 10 jižně od jaacutedra galaxie

Rek1ascenze a deklinace galaxiiacute jsou uvaacuteděny proekvinOlkoium 19500

IAUC 3764 3770 (B)

KOMETA PHALLEY

R M West (Evropskaacute jižniacute observatoř)

uacuteskal dalšf polohu a jaS1JJost periodiokeacute komety HaNey 1982i Ze s niacutemIku kteryacute byl exponovaacuten 45 min dne 14 ledna 1 To H Peshydersooem pomociacute 15m ileflektoru s recepshytorem GGD (oblast vlnovyacutech dmiddoteacutelek 400 až 700 nm 1 byla určena pDQaha komety (19500)

It = 6h42m0218 5

o= + 9deg20129

JaSinost komety ve vizuaacutelniacutem oboru spekshytra byla 235 plusmn 03m lak se zdaacute dochaacuteziacute u komety Hrulley k uroityacutem vaTiaciacutem jasshynosti IAUC 3770 (B)

NOVA MUSCAE 1983

W LilHer obje-Vli 18 ledna navu v soushyhvězdiacute Mouchy na jižniacute obloze v polJze (19500 )

Ci = 11h49 m35 15

o = -66deg5543

V době objevu měla jasnost 72m dne 19 rledna 73-75 ffi bull Dnp 20_ ledna měřili

W S G Walker a B F MarLno jasnost lovy fotoelektricky ados1aH tyto hodnoty V = 804 B - V = +028 U - B = -064 Dne 22 l8ldJnmiddota ziacuteSlkal P Charles spektr0shygram novy v němž byly silneacute širokeacute emis niacute čaacutery Balmerovy seacuterie vodiacuteku od H do H jejiohžposun odpoviacutedal rychlosti asi -1000 kms IAUC 3764 3766 (B)

Apriacuteloveacute zpravodajstviacute

CHURAacuteNOV HLASi

Tiilkraacutet denně zde dělajiacute klimatickaacute pomiddot ZDIIOVaacuteniacute je tu i naacutedoha na měřeniacute vyacutešshyky mrarků Takeacute se zde fotografujiacute memiddot teOTity a sice ve spoollpraacuteci s hvězdaacuternou

Ondřejov Meraacute dodaacute plOgTamy na celyacute rok [kdy je hvězdnaacute obloha a fotografovaacuteniacute je reaacutelneacute) (Obrana lidu 11983 )

VLASATICE V DOHLEDU (aneb milioacuten či miliarda všechno jedno l

Proslulaacute Halleyova kometa le po 72 leshytech opět na Qohled ze Země ZMlm je vzdaacutel81laacute od Země asi 1650 mdliard kiloshymetrů V roce 1986 kdy Sf nejviacutece přibliacutežiacute k našiacute plalletě bude vzdaacutelena asmiddoti 165 lIlishyHwrdy kilametrů

(Večerniacute Praha 21 10 19821

HVĚZDY A HVĚZDIČKY

Jako prvniacute vystupuje ze tmy na večerni obloze Jupiter po něm Mars a Saturn Všeohny tN jsou ze souhvězdiacute Panny Mishy~ovniacuteci hvězd a hvězdiček uvidiacute večer při

pohledu nad sebe tři vyacuterazneacute hvězdy Je to Vega Deneb a Altair _ jejich kulminace nastaacutevaacute ve 12 hodin času střeshydoeVropskeacutetho tedy v jednu hodinu našeho letniacuteho času Podle astrologiokeacute mapky lze naleacutezt i jinaacute souhvězdiacute Napřiacuteklad nmiddotěkolilk stovampk tisiacutec hvězd se na1hromadHD v souhvězdiacute HeuroTkula

(Večern1 Praha 19 7 1982

V M LOMONOSOV (asi by se divil)

Byl to bytostněprakNckyacute čl-ověk Proto se nevěnov a1 jEm baacutedaacutemiacute ale talkeacute nap h shyklad vynaleacutezaJl na svou dobuhodmomeacute přistroje JSou to naacutemořniacute barometr pro předviacutedaacuteniacute bouře ma moři a pro z-jišťo shyvaacuteniacute světla u horizontu na moři světlomeacuteľshy

n Yacute dalekohled pro zkoumaacuteniacute vzdaacutelellosti a velikosti staacutelic mořskě žezlo k přesneshymu stanoveniacute času na moři atd

( Květy 441982)

82

~ HYATT

) REGENCY AUSTIN

~

~ ( bull TJ

Uacutevodniacute projev na Xl texaskeacutem sympoziu přednesl A Wheeler profesor fyziky na univerzitě v Austinu (vlevo nahoře j Vpravo nahoře je C von Weiszacker byacutevalyacute ředitel CERN spoluobjevitel termonukleaacuterniacutech reakciacute ve hvězdaacutech (sposhylečně s H A Bethemj Na dolniacutem sniacutemku je S W Hawking (v invalidniacute židli z Cambridge (Velkaacute Britaacutenie) předniacute světovyacute odborniacutek v teorii gravitačniacuteho

kolapsu a v relativitě

(Všechny fotografie z Xl texaskeacuteho sympozit o relativzstickeacute astrofyzice f Grygar)

79

Zatměniacute Slunce 15 prosince 1982 Sniacutemek těsně před koncem čaacutestečneacuteho zashytměniacute v l1hOOmOOs exponoval P Draacutebek na hvězdaacuterně v Gottwaldově

mr---------------------------------------------~

3 0-0--- __

OJ-O O

shyO

O Průběh svět1ent~

4m -O 0shyepsilon Aurigae O

křivky euro Aurigae od dubna 1982 do ledna 1983

82D K č č s z Ř L p 83 L podle měřeniacute IUE

80

PERIODICKAacute KOMETA PONS- WINNECKE 19B3b

PerJoiokaacute kometa Pons-Winne oke je znaacutema od r 1819 kdy ji objevH 12 června Pons (MarseHle) dostala definitivniacute OZl1ashyčeniacute 1819 III Pa1k ji na]pz] až 8 března 1858 Winneoke [Bonn) byla označena 1858 II a jmeacuteno dostala po obou objevrteshyliacutech Maacute ohěŽlnou dobu 636 roku a naposhy~led y byila pQzorovaacutenapři průchodu přiacuteslushyniacutem r l876 (označeniacute 1976 XIV viz ŘH 57 116 61976) Do teacute doby byla pozoTovaacuteshyHl při ce1kem 18 laacutevratech do přiacutesluniacute

Letos kometu nalezli nezaacutevisle E Evermiddot haTIt 12 ledma a T Seki 14 ledna Byla velmi bliacutezko vypočteneacuteho miacuteSia na rozmiddot hraniacute souhvězdiacute Hada (Caput ) a Vah jas n os t měla jen 19m a jevila se jako difuacutezniacute objekt s cen traacutelniacute kondenzaciacute V teacute době gtyla n daacute lenaod Zemeacute asi 190 AU a od Siune asi 160 AU Nejhliacuteže Zemi projde poč ~ltkem middotsrpna t r

Uvaacutediacuteme elementy draacuteh y komety ktereacute ze 43 pozorovaacuteniacute z let 1951-1976 vypočetl S Naikano s ohledem na negravritačniacute vjivy

T 1983 I V 750386 EČ = 17231937deg ) Q 927 4806deg f 19500

2230811deg q 12539909 A U n 34329034 AU e 06347142

lAUC 3765 MPC 7021 (BJ

KOMETA BOWELL-SKIFF 1983c

Ozna oeni 1983c dostala kometa kterou OQjevil Edward L G Bowell (LoweUova h veacutezdaacuterna ) na sniacutemciacutech exponovamyacutech 11 a 15 uacutenora Brianem A Skiffem Byla v souhvězdiacute Lva a jevila se ja1ko difuzniacute db jek t 162-165 se slabou cemraacutelniacute konmiddot d enzaciacute

lAUC 3773 (BJ

EPSlLON AURIGAE

loňskeacutem ročniacuteku (ŘH 63 118 61982) jsme otiskli člaacutenmiddote1k o teacuteto zajiacutemaveacute zaacutekrymiddot m rveacute ploměnneacute hvězdě s periomiddotdou asi 27 t-oků v němž byla i předpověďprůMhu světe lneacute křivk y Hvězda byla takeacute během 100iacutes keacuteho roku pozorovaacutena mezinaacuterodniacutem a S~IO Jl omiokyacutem uHrafialovyacutem satelitem ( lU E I V cirkulaacuteli Mezinaacuterodniacute astronomic k eacute u ni e Č 3763 llveřejniU T B Ake a T Simiddot InOn měreniacute jasn-ostoi E Aurigae od 4 dubna 1982 do 2 ledmiddotna t r kteraacute jsou zl1aacutezorněmiddot n a n a připoj eneacutem grafu Prvniacute kontakt namiddot sliJIl zřejm ě před 29 červencem 1982 druhyacute jlton tiJk t kole m 5 prosince middotm 1 Ve zmrněmiddot něm Va c Jiacuteokově ol aacutenku je m1edena předpo middot věď pro 1 kontaikt 19 8 1982 pro 2 kon lakt 27 12 1982 takže zaacutekryt nastal poněk ud dhve J B

ODCHYLKY ČASOVYacuteCH SIGNALuacute V LEDNU 1983

Den UTl-UTC UT2-UTC

5L + 021665 + 021235

10 1 + 02026 + 01990 15 1 +01896 +01866 20 1 +01763 +01739 251 +01626 +01608 30 1 + 01481 + 01469

Vysvělleniacute k tabulce viz ŘH 6414 11983 V Ptaacuteček

SUPERNOVA V NGC 5485

M Lovas (Konkolyho hvězdaacute rna) objevil 14 prosince 1982 supernovu 19 zaacutepadně a 63 severně od jaacutedra galaXie NGC 5485 V době objevu měla supernova fotografiemiddot kou jasnost 15om a jejiacute poloha byla (19500 )

a = 14h05J11 2548S

o = + 55deg15213

S Ortolani ziacuteskal 182m reflektorem Astrofyzikaacutelniacute observatoře v Asi agu 27 promiddot since m r spektrogram supernovy Podle vzhledu spektra šlo o supernovu I typu pravděpodobně 20-30 dniacute po maximu jas nosti Ve spektru byla zjištěna řada chamiddot rakteristickyacutech emisniacutech čar v oblasti vlnomiddot vyacutech deacutel ek 402-594 nm

lAUC 3754-3759 (Bj

NOVAacute DRAacuteHA KOMETY 1982f

Pře dběžneacute označeniacute 19821 dostala periomiddot dickaacute kometa Churyumov-Gerasimenko (viz lm 63 171-172 81982) Jejiacute pozorovaacuteniacute v loňskeacutem roce ukaacutezalo že jejiacute draacuteha neniacute znaacutema dostatečně přesně - v listopadu m r byla vzdaacutelena asi 20 na zaacutepad od polohy vypočteneacute Proto počiacutetal B G Marsden draacutehu novou a to na zaacutekladě 69 pozic ziacuteskanyacutech do 8 listopadu 1982 Elementy zlepšeneacute draacutehy jsou

T 19132 Xl 120996 EČ 0J 113244deg Q 503592deg 19500

71130deg q 1306142 AU e 0629153 a 3522053 AU P 6610 roku

IAUC 3743 (BJ

DRAacuteHA HALLEYOVY KOMETY

Polohy peJiodiokeacute komety Halley 19821 ziacuteskaneacute do konce minuleacuteho roku umomiddotžnily viacutepočet novyacutech elementů jejiacute draacutehy Z 625 poziC z intervalu 21 Vll 1835-10 XII

81

1982 dos tal D K Yeomans (JPL 1 tyto eleshymenty

T 1986 II 944394 EČ uacuteJ 11184804deg 12 5814538deg 19500

16223930deg q 05871045 AU e = 09672759 4 1794104 AU P 760 middotroku

Při vyacutepoĎtu ellementů draacutehy bylo vzato v uacutevathu poruchoveacute Působeniacute všech 9 planet i negravHaoniacute vlivy IAUC 3767 (B)

NOVEacute SUPERNOVY

Na Snimku Meryacute exponovali L E Gonshyzaacutellez a J- Ma-za 13 ledna objevil M Wischshynjewsky pTav-děpudohně supernnvu v galaXii ESO 323-G25 Hvězda byla ve vzdaacutelenosti 15 zaacutepadně a 15 jižně od jaacutedra galaxie a v dOIbě objevu měla fotografiokou jasnoot l75rn bull Garlaxie ESO 323-G25 je typu Se a maacute polohu

Ci = 12h49 rn525

o = -38deg457

M Turatto objevil 4 uacutenora supernovu v bezejmenneacute galaxH jejiacutež poloha je

Ci = U h075 rn

0= +58deg40

Hvězda měla jasnost 17m a byla 12 zaacute- paullě a 10 jižně od jaacutedra galaxie

Rek1ascenze a deklinace galaxiiacute jsou uvaacuteděny proekvinOlkoium 19500

IAUC 3764 3770 (B)

KOMETA PHALLEY

R M West (Evropskaacute jižniacute observatoř)

uacuteskal dalšf polohu a jaS1JJost periodiokeacute komety HaNey 1982i Ze s niacutemIku kteryacute byl exponovaacuten 45 min dne 14 ledna 1 To H Peshydersooem pomociacute 15m ileflektoru s recepshytorem GGD (oblast vlnovyacutech dmiddoteacutelek 400 až 700 nm 1 byla určena pDQaha komety (19500)

It = 6h42m0218 5

o= + 9deg20129

JaSinost komety ve vizuaacutelniacutem oboru spekshytra byla 235 plusmn 03m lak se zdaacute dochaacuteziacute u komety Hrulley k uroityacutem vaTiaciacutem jasshynosti IAUC 3770 (B)

NOVA MUSCAE 1983

W LilHer obje-Vli 18 ledna navu v soushyhvězdiacute Mouchy na jižniacute obloze v polJze (19500 )

Ci = 11h49 m35 15

o = -66deg5543

V době objevu měla jasnost 72m dne 19 rledna 73-75 ffi bull Dnp 20_ ledna měřili

W S G Walker a B F MarLno jasnost lovy fotoelektricky ados1aH tyto hodnoty V = 804 B - V = +028 U - B = -064 Dne 22 l8ldJnmiddota ziacuteSlkal P Charles spektr0shygram novy v němž byly silneacute širokeacute emis niacute čaacutery Balmerovy seacuterie vodiacuteku od H do H jejiohžposun odpoviacutedal rychlosti asi -1000 kms IAUC 3764 3766 (B)

Apriacuteloveacute zpravodajstviacute

CHURAacuteNOV HLASi

Tiilkraacutet denně zde dělajiacute klimatickaacute pomiddot ZDIIOVaacuteniacute je tu i naacutedoha na měřeniacute vyacutešshyky mrarků Takeacute se zde fotografujiacute memiddot teOTity a sice ve spoollpraacuteci s hvězdaacuternou

Ondřejov Meraacute dodaacute plOgTamy na celyacute rok [kdy je hvězdnaacute obloha a fotografovaacuteniacute je reaacutelneacute) (Obrana lidu 11983 )

VLASATICE V DOHLEDU (aneb milioacuten či miliarda všechno jedno l

Proslulaacute Halleyova kometa le po 72 leshytech opět na Qohled ze Země ZMlm je vzdaacutel81laacute od Země asi 1650 mdliard kiloshymetrů V roce 1986 kdy Sf nejviacutece přibliacutežiacute k našiacute plalletě bude vzdaacutelena asmiddoti 165 lIlishyHwrdy kilametrů

(Večerniacute Praha 21 10 19821

HVĚZDY A HVĚZDIČKY

Jako prvniacute vystupuje ze tmy na večerni obloze Jupiter po něm Mars a Saturn Všeohny tN jsou ze souhvězdiacute Panny Mishy~ovniacuteci hvězd a hvězdiček uvidiacute večer při

pohledu nad sebe tři vyacuterazneacute hvězdy Je to Vega Deneb a Altair _ jejich kulminace nastaacutevaacute ve 12 hodin času střeshydoeVropskeacutetho tedy v jednu hodinu našeho letniacuteho času Podle astrologiokeacute mapky lze naleacutezt i jinaacute souhvězdiacute Napřiacuteklad nmiddotěkolilk stovampk tisiacutec hvězd se na1hromadHD v souhvězdiacute HeuroTkula

(Večern1 Praha 19 7 1982

V M LOMONOSOV (asi by se divil)

Byl to bytostněprakNckyacute čl-ověk Proto se nevěnov a1 jEm baacutedaacutemiacute ale talkeacute nap h shyklad vynaleacutezaJl na svou dobuhodmomeacute přistroje JSou to naacutemořniacute barometr pro předviacutedaacuteniacute bouře ma moři a pro z-jišťo shyvaacuteniacute světla u horizontu na moři světlomeacuteľshy

n Yacute dalekohled pro zkoumaacuteniacute vzdaacutelellosti a velikosti staacutelic mořskě žezlo k přesneshymu stanoveniacute času na moři atd

( Květy 441982)

82

Zatměniacute Slunce 15 prosince 1982 Sniacutemek těsně před koncem čaacutestečneacuteho zashytměniacute v l1hOOmOOs exponoval P Draacutebek na hvězdaacuterně v Gottwaldově

mr---------------------------------------------~

3 0-0--- __

OJ-O O

shyO

O Průběh svět1ent~

4m -O 0shyepsilon Aurigae O

křivky euro Aurigae od dubna 1982 do ledna 1983

82D K č č s z Ř L p 83 L podle měřeniacute IUE

80

PERIODICKAacute KOMETA PONS- WINNECKE 19B3b

PerJoiokaacute kometa Pons-Winne oke je znaacutema od r 1819 kdy ji objevH 12 června Pons (MarseHle) dostala definitivniacute OZl1ashyčeniacute 1819 III Pa1k ji na]pz] až 8 března 1858 Winneoke [Bonn) byla označena 1858 II a jmeacuteno dostala po obou objevrteshyliacutech Maacute ohěŽlnou dobu 636 roku a naposhy~led y byila pQzorovaacutenapři průchodu přiacuteslushyniacutem r l876 (označeniacute 1976 XIV viz ŘH 57 116 61976) Do teacute doby byla pozoTovaacuteshyHl při ce1kem 18 laacutevratech do přiacutesluniacute

Letos kometu nalezli nezaacutevisle E Evermiddot haTIt 12 ledma a T Seki 14 ledna Byla velmi bliacutezko vypočteneacuteho miacuteSia na rozmiddot hraniacute souhvězdiacute Hada (Caput ) a Vah jas n os t měla jen 19m a jevila se jako difuacutezniacute objekt s cen traacutelniacute kondenzaciacute V teacute době gtyla n daacute lenaod Zemeacute asi 190 AU a od Siune asi 160 AU Nejhliacuteže Zemi projde poč ~ltkem middotsrpna t r

Uvaacutediacuteme elementy draacuteh y komety ktereacute ze 43 pozorovaacuteniacute z let 1951-1976 vypočetl S Naikano s ohledem na negravritačniacute vjivy

T 1983 I V 750386 EČ = 17231937deg ) Q 927 4806deg f 19500

2230811deg q 12539909 A U n 34329034 AU e 06347142

lAUC 3765 MPC 7021 (BJ

KOMETA BOWELL-SKIFF 1983c

Ozna oeni 1983c dostala kometa kterou OQjevil Edward L G Bowell (LoweUova h veacutezdaacuterna ) na sniacutemciacutech exponovamyacutech 11 a 15 uacutenora Brianem A Skiffem Byla v souhvězdiacute Lva a jevila se ja1ko difuzniacute db jek t 162-165 se slabou cemraacutelniacute konmiddot d enzaciacute

lAUC 3773 (BJ

EPSlLON AURIGAE

loňskeacutem ročniacuteku (ŘH 63 118 61982) jsme otiskli člaacutenmiddote1k o teacuteto zajiacutemaveacute zaacutekrymiddot m rveacute ploměnneacute hvězdě s periomiddotdou asi 27 t-oků v němž byla i předpověďprůMhu světe lneacute křivk y Hvězda byla takeacute během 100iacutes keacuteho roku pozorovaacutena mezinaacuterodniacutem a S~IO Jl omiokyacutem uHrafialovyacutem satelitem ( lU E I V cirkulaacuteli Mezinaacuterodniacute astronomic k eacute u ni e Č 3763 llveřejniU T B Ake a T Simiddot InOn měreniacute jasn-ostoi E Aurigae od 4 dubna 1982 do 2 ledmiddotna t r kteraacute jsou zl1aacutezorněmiddot n a n a připoj eneacutem grafu Prvniacute kontakt namiddot sliJIl zřejm ě před 29 červencem 1982 druhyacute jlton tiJk t kole m 5 prosince middotm 1 Ve zmrněmiddot něm Va c Jiacuteokově ol aacutenku je m1edena předpo middot věď pro 1 kontaikt 19 8 1982 pro 2 kon lakt 27 12 1982 takže zaacutekryt nastal poněk ud dhve J B

ODCHYLKY ČASOVYacuteCH SIGNALuacute V LEDNU 1983

Den UTl-UTC UT2-UTC

5L + 021665 + 021235

10 1 + 02026 + 01990 15 1 +01896 +01866 20 1 +01763 +01739 251 +01626 +01608 30 1 + 01481 + 01469

Vysvělleniacute k tabulce viz ŘH 6414 11983 V Ptaacuteček

SUPERNOVA V NGC 5485

M Lovas (Konkolyho hvězdaacute rna) objevil 14 prosince 1982 supernovu 19 zaacutepadně a 63 severně od jaacutedra galaXie NGC 5485 V době objevu měla supernova fotografiemiddot kou jasnost 15om a jejiacute poloha byla (19500 )

a = 14h05J11 2548S

o = + 55deg15213

S Ortolani ziacuteskal 182m reflektorem Astrofyzikaacutelniacute observatoře v Asi agu 27 promiddot since m r spektrogram supernovy Podle vzhledu spektra šlo o supernovu I typu pravděpodobně 20-30 dniacute po maximu jas nosti Ve spektru byla zjištěna řada chamiddot rakteristickyacutech emisniacutech čar v oblasti vlnomiddot vyacutech deacutel ek 402-594 nm

lAUC 3754-3759 (Bj

NOVAacute DRAacuteHA KOMETY 1982f

Pře dběžneacute označeniacute 19821 dostala periomiddot dickaacute kometa Churyumov-Gerasimenko (viz lm 63 171-172 81982) Jejiacute pozorovaacuteniacute v loňskeacutem roce ukaacutezalo že jejiacute draacuteha neniacute znaacutema dostatečně přesně - v listopadu m r byla vzdaacutelena asi 20 na zaacutepad od polohy vypočteneacute Proto počiacutetal B G Marsden draacutehu novou a to na zaacutekladě 69 pozic ziacuteskanyacutech do 8 listopadu 1982 Elementy zlepšeneacute draacutehy jsou

T 19132 Xl 120996 EČ 0J 113244deg Q 503592deg 19500

71130deg q 1306142 AU e 0629153 a 3522053 AU P 6610 roku

IAUC 3743 (BJ

DRAacuteHA HALLEYOVY KOMETY

Polohy peJiodiokeacute komety Halley 19821 ziacuteskaneacute do konce minuleacuteho roku umomiddotžnily viacutepočet novyacutech elementů jejiacute draacutehy Z 625 poziC z intervalu 21 Vll 1835-10 XII

81

1982 dos tal D K Yeomans (JPL 1 tyto eleshymenty

T 1986 II 944394 EČ uacuteJ 11184804deg 12 5814538deg 19500

16223930deg q 05871045 AU e = 09672759 4 1794104 AU P 760 middotroku

Při vyacutepoĎtu ellementů draacutehy bylo vzato v uacutevathu poruchoveacute Působeniacute všech 9 planet i negravHaoniacute vlivy IAUC 3767 (B)

NOVEacute SUPERNOVY

Na Snimku Meryacute exponovali L E Gonshyzaacutellez a J- Ma-za 13 ledna objevil M Wischshynjewsky pTav-děpudohně supernnvu v galaXii ESO 323-G25 Hvězda byla ve vzdaacutelenosti 15 zaacutepadně a 15 jižně od jaacutedra galaxie a v dOIbě objevu měla fotografiokou jasnoot l75rn bull Garlaxie ESO 323-G25 je typu Se a maacute polohu

Ci = 12h49 rn525

o = -38deg457

M Turatto objevil 4 uacutenora supernovu v bezejmenneacute galaxH jejiacutež poloha je

Ci = U h075 rn

0= +58deg40

Hvězda měla jasnost 17m a byla 12 zaacute- paullě a 10 jižně od jaacutedra galaxie

Rek1ascenze a deklinace galaxiiacute jsou uvaacuteděny proekvinOlkoium 19500

IAUC 3764 3770 (B)

KOMETA PHALLEY

R M West (Evropskaacute jižniacute observatoř)

uacuteskal dalšf polohu a jaS1JJost periodiokeacute komety HaNey 1982i Ze s niacutemIku kteryacute byl exponovaacuten 45 min dne 14 ledna 1 To H Peshydersooem pomociacute 15m ileflektoru s recepshytorem GGD (oblast vlnovyacutech dmiddoteacutelek 400 až 700 nm 1 byla určena pDQaha komety (19500)

It = 6h42m0218 5

o= + 9deg20129

JaSinost komety ve vizuaacutelniacutem oboru spekshytra byla 235 plusmn 03m lak se zdaacute dochaacuteziacute u komety Hrulley k uroityacutem vaTiaciacutem jasshynosti IAUC 3770 (B)

NOVA MUSCAE 1983

W LilHer obje-Vli 18 ledna navu v soushyhvězdiacute Mouchy na jižniacute obloze v polJze (19500 )

Ci = 11h49 m35 15

o = -66deg5543

V době objevu měla jasnost 72m dne 19 rledna 73-75 ffi bull Dnp 20_ ledna měřili

W S G Walker a B F MarLno jasnost lovy fotoelektricky ados1aH tyto hodnoty V = 804 B - V = +028 U - B = -064 Dne 22 l8ldJnmiddota ziacuteSlkal P Charles spektr0shygram novy v němž byly silneacute širokeacute emis niacute čaacutery Balmerovy seacuterie vodiacuteku od H do H jejiohžposun odpoviacutedal rychlosti asi -1000 kms IAUC 3764 3766 (B)

Apriacuteloveacute zpravodajstviacute

CHURAacuteNOV HLASi

Tiilkraacutet denně zde dělajiacute klimatickaacute pomiddot ZDIIOVaacuteniacute je tu i naacutedoha na měřeniacute vyacutešshyky mrarků Takeacute se zde fotografujiacute memiddot teOTity a sice ve spoollpraacuteci s hvězdaacuternou

Ondřejov Meraacute dodaacute plOgTamy na celyacute rok [kdy je hvězdnaacute obloha a fotografovaacuteniacute je reaacutelneacute) (Obrana lidu 11983 )

VLASATICE V DOHLEDU (aneb milioacuten či miliarda všechno jedno l

Proslulaacute Halleyova kometa le po 72 leshytech opět na Qohled ze Země ZMlm je vzdaacutel81laacute od Země asi 1650 mdliard kiloshymetrů V roce 1986 kdy Sf nejviacutece přibliacutežiacute k našiacute plalletě bude vzdaacutelena asmiddoti 165 lIlishyHwrdy kilametrů

(Večerniacute Praha 21 10 19821

HVĚZDY A HVĚZDIČKY

Jako prvniacute vystupuje ze tmy na večerni obloze Jupiter po něm Mars a Saturn Všeohny tN jsou ze souhvězdiacute Panny Mishy~ovniacuteci hvězd a hvězdiček uvidiacute večer při

pohledu nad sebe tři vyacuterazneacute hvězdy Je to Vega Deneb a Altair _ jejich kulminace nastaacutevaacute ve 12 hodin času střeshydoeVropskeacutetho tedy v jednu hodinu našeho letniacuteho času Podle astrologiokeacute mapky lze naleacutezt i jinaacute souhvězdiacute Napřiacuteklad nmiddotěkolilk stovampk tisiacutec hvězd se na1hromadHD v souhvězdiacute HeuroTkula

(Večern1 Praha 19 7 1982

V M LOMONOSOV (asi by se divil)

Byl to bytostněprakNckyacute čl-ověk Proto se nevěnov a1 jEm baacutedaacutemiacute ale talkeacute nap h shyklad vynaleacutezaJl na svou dobuhodmomeacute přistroje JSou to naacutemořniacute barometr pro předviacutedaacuteniacute bouře ma moři a pro z-jišťo shyvaacuteniacute světla u horizontu na moři světlomeacuteľshy

n Yacute dalekohled pro zkoumaacuteniacute vzdaacutelellosti a velikosti staacutelic mořskě žezlo k přesneshymu stanoveniacute času na moři atd

( Květy 441982)

82

PERIODICKAacute KOMETA PONS- WINNECKE 19B3b

PerJoiokaacute kometa Pons-Winne oke je znaacutema od r 1819 kdy ji objevH 12 června Pons (MarseHle) dostala definitivniacute OZl1ashyčeniacute 1819 III Pa1k ji na]pz] až 8 března 1858 Winneoke [Bonn) byla označena 1858 II a jmeacuteno dostala po obou objevrteshyliacutech Maacute ohěŽlnou dobu 636 roku a naposhy~led y byila pQzorovaacutenapři průchodu přiacuteslushyniacutem r l876 (označeniacute 1976 XIV viz ŘH 57 116 61976) Do teacute doby byla pozoTovaacuteshyHl při ce1kem 18 laacutevratech do přiacutesluniacute

Letos kometu nalezli nezaacutevisle E Evermiddot haTIt 12 ledma a T Seki 14 ledna Byla velmi bliacutezko vypočteneacuteho miacuteSia na rozmiddot hraniacute souhvězdiacute Hada (Caput ) a Vah jas n os t měla jen 19m a jevila se jako difuacutezniacute objekt s cen traacutelniacute kondenzaciacute V teacute době gtyla n daacute lenaod Zemeacute asi 190 AU a od Siune asi 160 AU Nejhliacuteže Zemi projde poč ~ltkem middotsrpna t r

Uvaacutediacuteme elementy draacuteh y komety ktereacute ze 43 pozorovaacuteniacute z let 1951-1976 vypočetl S Naikano s ohledem na negravritačniacute vjivy

T 1983 I V 750386 EČ = 17231937deg ) Q 927 4806deg f 19500

2230811deg q 12539909 A U n 34329034 AU e 06347142

lAUC 3765 MPC 7021 (BJ

KOMETA BOWELL-SKIFF 1983c

Ozna oeni 1983c dostala kometa kterou OQjevil Edward L G Bowell (LoweUova h veacutezdaacuterna ) na sniacutemciacutech exponovamyacutech 11 a 15 uacutenora Brianem A Skiffem Byla v souhvězdiacute Lva a jevila se ja1ko difuzniacute db jek t 162-165 se slabou cemraacutelniacute konmiddot d enzaciacute

lAUC 3773 (BJ

EPSlLON AURIGAE

loňskeacutem ročniacuteku (ŘH 63 118 61982) jsme otiskli člaacutenmiddote1k o teacuteto zajiacutemaveacute zaacutekrymiddot m rveacute ploměnneacute hvězdě s periomiddotdou asi 27 t-oků v němž byla i předpověďprůMhu světe lneacute křivk y Hvězda byla takeacute během 100iacutes keacuteho roku pozorovaacutena mezinaacuterodniacutem a S~IO Jl omiokyacutem uHrafialovyacutem satelitem ( lU E I V cirkulaacuteli Mezinaacuterodniacute astronomic k eacute u ni e Č 3763 llveřejniU T B Ake a T Simiddot InOn měreniacute jasn-ostoi E Aurigae od 4 dubna 1982 do 2 ledmiddotna t r kteraacute jsou zl1aacutezorněmiddot n a n a připoj eneacutem grafu Prvniacute kontakt namiddot sliJIl zřejm ě před 29 červencem 1982 druhyacute jlton tiJk t kole m 5 prosince middotm 1 Ve zmrněmiddot něm Va c Jiacuteokově ol aacutenku je m1edena předpo middot věď pro 1 kontaikt 19 8 1982 pro 2 kon lakt 27 12 1982 takže zaacutekryt nastal poněk ud dhve J B

ODCHYLKY ČASOVYacuteCH SIGNALuacute V LEDNU 1983

Den UTl-UTC UT2-UTC

5L + 021665 + 021235

10 1 + 02026 + 01990 15 1 +01896 +01866 20 1 +01763 +01739 251 +01626 +01608 30 1 + 01481 + 01469

Vysvělleniacute k tabulce viz ŘH 6414 11983 V Ptaacuteček

SUPERNOVA V NGC 5485

M Lovas (Konkolyho hvězdaacute rna) objevil 14 prosince 1982 supernovu 19 zaacutepadně a 63 severně od jaacutedra galaXie NGC 5485 V době objevu měla supernova fotografiemiddot kou jasnost 15om a jejiacute poloha byla (19500 )

a = 14h05J11 2548S

o = + 55deg15213

S Ortolani ziacuteskal 182m reflektorem Astrofyzikaacutelniacute observatoře v Asi agu 27 promiddot since m r spektrogram supernovy Podle vzhledu spektra šlo o supernovu I typu pravděpodobně 20-30 dniacute po maximu jas nosti Ve spektru byla zjištěna řada chamiddot rakteristickyacutech emisniacutech čar v oblasti vlnomiddot vyacutech deacutel ek 402-594 nm

lAUC 3754-3759 (Bj

NOVAacute DRAacuteHA KOMETY 1982f

Pře dběžneacute označeniacute 19821 dostala periomiddot dickaacute kometa Churyumov-Gerasimenko (viz lm 63 171-172 81982) Jejiacute pozorovaacuteniacute v loňskeacutem roce ukaacutezalo že jejiacute draacuteha neniacute znaacutema dostatečně přesně - v listopadu m r byla vzdaacutelena asi 20 na zaacutepad od polohy vypočteneacute Proto počiacutetal B G Marsden draacutehu novou a to na zaacutekladě 69 pozic ziacuteskanyacutech do 8 listopadu 1982 Elementy zlepšeneacute draacutehy jsou

T 19132 Xl 120996 EČ 0J 113244deg Q 503592deg 19500

71130deg q 1306142 AU e 0629153 a 3522053 AU P 6610 roku

IAUC 3743 (BJ

DRAacuteHA HALLEYOVY KOMETY

Polohy peJiodiokeacute komety Halley 19821 ziacuteskaneacute do konce minuleacuteho roku umomiddotžnily viacutepočet novyacutech elementů jejiacute draacutehy Z 625 poziC z intervalu 21 Vll 1835-10 XII

81

1982 dos tal D K Yeomans (JPL 1 tyto eleshymenty

T 1986 II 944394 EČ uacuteJ 11184804deg 12 5814538deg 19500

16223930deg q 05871045 AU e = 09672759 4 1794104 AU P 760 middotroku

Při vyacutepoĎtu ellementů draacutehy bylo vzato v uacutevathu poruchoveacute Působeniacute všech 9 planet i negravHaoniacute vlivy IAUC 3767 (B)

NOVEacute SUPERNOVY

Na Snimku Meryacute exponovali L E Gonshyzaacutellez a J- Ma-za 13 ledna objevil M Wischshynjewsky pTav-děpudohně supernnvu v galaXii ESO 323-G25 Hvězda byla ve vzdaacutelenosti 15 zaacutepadně a 15 jižně od jaacutedra galaxie a v dOIbě objevu měla fotografiokou jasnoot l75rn bull Garlaxie ESO 323-G25 je typu Se a maacute polohu

Ci = 12h49 rn525

o = -38deg457

M Turatto objevil 4 uacutenora supernovu v bezejmenneacute galaxH jejiacutež poloha je

Ci = U h075 rn

0= +58deg40

Hvězda měla jasnost 17m a byla 12 zaacute- paullě a 10 jižně od jaacutedra galaxie

Rek1ascenze a deklinace galaxiiacute jsou uvaacuteděny proekvinOlkoium 19500

IAUC 3764 3770 (B)

KOMETA PHALLEY

R M West (Evropskaacute jižniacute observatoř)

uacuteskal dalšf polohu a jaS1JJost periodiokeacute komety HaNey 1982i Ze s niacutemIku kteryacute byl exponovaacuten 45 min dne 14 ledna 1 To H Peshydersooem pomociacute 15m ileflektoru s recepshytorem GGD (oblast vlnovyacutech dmiddoteacutelek 400 až 700 nm 1 byla určena pDQaha komety (19500)

It = 6h42m0218 5

o= + 9deg20129

JaSinost komety ve vizuaacutelniacutem oboru spekshytra byla 235 plusmn 03m lak se zdaacute dochaacuteziacute u komety Hrulley k uroityacutem vaTiaciacutem jasshynosti IAUC 3770 (B)

NOVA MUSCAE 1983

W LilHer obje-Vli 18 ledna navu v soushyhvězdiacute Mouchy na jižniacute obloze v polJze (19500 )

Ci = 11h49 m35 15

o = -66deg5543

V době objevu měla jasnost 72m dne 19 rledna 73-75 ffi bull Dnp 20_ ledna měřili

W S G Walker a B F MarLno jasnost lovy fotoelektricky ados1aH tyto hodnoty V = 804 B - V = +028 U - B = -064 Dne 22 l8ldJnmiddota ziacuteSlkal P Charles spektr0shygram novy v němž byly silneacute širokeacute emis niacute čaacutery Balmerovy seacuterie vodiacuteku od H do H jejiohžposun odpoviacutedal rychlosti asi -1000 kms IAUC 3764 3766 (B)

Apriacuteloveacute zpravodajstviacute

CHURAacuteNOV HLASi

Tiilkraacutet denně zde dělajiacute klimatickaacute pomiddot ZDIIOVaacuteniacute je tu i naacutedoha na měřeniacute vyacutešshyky mrarků Takeacute se zde fotografujiacute memiddot teOTity a sice ve spoollpraacuteci s hvězdaacuternou

Ondřejov Meraacute dodaacute plOgTamy na celyacute rok [kdy je hvězdnaacute obloha a fotografovaacuteniacute je reaacutelneacute) (Obrana lidu 11983 )

VLASATICE V DOHLEDU (aneb milioacuten či miliarda všechno jedno l

Proslulaacute Halleyova kometa le po 72 leshytech opět na Qohled ze Země ZMlm je vzdaacutel81laacute od Země asi 1650 mdliard kiloshymetrů V roce 1986 kdy Sf nejviacutece přibliacutežiacute k našiacute plalletě bude vzdaacutelena asmiddoti 165 lIlishyHwrdy kilametrů

(Večerniacute Praha 21 10 19821

HVĚZDY A HVĚZDIČKY

Jako prvniacute vystupuje ze tmy na večerni obloze Jupiter po něm Mars a Saturn Všeohny tN jsou ze souhvězdiacute Panny Mishy~ovniacuteci hvězd a hvězdiček uvidiacute večer při

pohledu nad sebe tři vyacuterazneacute hvězdy Je to Vega Deneb a Altair _ jejich kulminace nastaacutevaacute ve 12 hodin času střeshydoeVropskeacutetho tedy v jednu hodinu našeho letniacuteho času Podle astrologiokeacute mapky lze naleacutezt i jinaacute souhvězdiacute Napřiacuteklad nmiddotěkolilk stovampk tisiacutec hvězd se na1hromadHD v souhvězdiacute HeuroTkula

(Večern1 Praha 19 7 1982

V M LOMONOSOV (asi by se divil)

Byl to bytostněprakNckyacute čl-ověk Proto se nevěnov a1 jEm baacutedaacutemiacute ale talkeacute nap h shyklad vynaleacutezaJl na svou dobuhodmomeacute přistroje JSou to naacutemořniacute barometr pro předviacutedaacuteniacute bouře ma moři a pro z-jišťo shyvaacuteniacute světla u horizontu na moři světlomeacuteľshy

n Yacute dalekohled pro zkoumaacuteniacute vzdaacutelellosti a velikosti staacutelic mořskě žezlo k přesneshymu stanoveniacute času na moři atd

( Květy 441982)

82

1982 dos tal D K Yeomans (JPL 1 tyto eleshymenty

T 1986 II 944394 EČ uacuteJ 11184804deg 12 5814538deg 19500

16223930deg q 05871045 AU e = 09672759 4 1794104 AU P 760 middotroku

Při vyacutepoĎtu ellementů draacutehy bylo vzato v uacutevathu poruchoveacute Působeniacute všech 9 planet i negravHaoniacute vlivy IAUC 3767 (B)

NOVEacute SUPERNOVY

Na Snimku Meryacute exponovali L E Gonshyzaacutellez a J- Ma-za 13 ledna objevil M Wischshynjewsky pTav-děpudohně supernnvu v galaXii ESO 323-G25 Hvězda byla ve vzdaacutelenosti 15 zaacutepadně a 15 jižně od jaacutedra galaxie a v dOIbě objevu měla fotografiokou jasnoot l75rn bull Garlaxie ESO 323-G25 je typu Se a maacute polohu

Ci = 12h49 rn525

o = -38deg457

M Turatto objevil 4 uacutenora supernovu v bezejmenneacute galaxH jejiacutež poloha je

Ci = U h075 rn

0= +58deg40

Hvězda měla jasnost 17m a byla 12 zaacute- paullě a 10 jižně od jaacutedra galaxie

Rek1ascenze a deklinace galaxiiacute jsou uvaacuteděny proekvinOlkoium 19500

IAUC 3764 3770 (B)

KOMETA PHALLEY

R M West (Evropskaacute jižniacute observatoř)

uacuteskal dalšf polohu a jaS1JJost periodiokeacute komety HaNey 1982i Ze s niacutemIku kteryacute byl exponovaacuten 45 min dne 14 ledna 1 To H Peshydersooem pomociacute 15m ileflektoru s recepshytorem GGD (oblast vlnovyacutech dmiddoteacutelek 400 až 700 nm 1 byla určena pDQaha komety (19500)

It = 6h42m0218 5

o= + 9deg20129

JaSinost komety ve vizuaacutelniacutem oboru spekshytra byla 235 plusmn 03m lak se zdaacute dochaacuteziacute u komety Hrulley k uroityacutem vaTiaciacutem jasshynosti IAUC 3770 (B)

NOVA MUSCAE 1983

W LilHer obje-Vli 18 ledna navu v soushyhvězdiacute Mouchy na jižniacute obloze v polJze (19500 )

Ci = 11h49 m35 15

o = -66deg5543

V době objevu měla jasnost 72m dne 19 rledna 73-75 ffi bull Dnp 20_ ledna měřili

W S G Walker a B F MarLno jasnost lovy fotoelektricky ados1aH tyto hodnoty V = 804 B - V = +028 U - B = -064 Dne 22 l8ldJnmiddota ziacuteSlkal P Charles spektr0shygram novy v němž byly silneacute širokeacute emis niacute čaacutery Balmerovy seacuterie vodiacuteku od H do H jejiohžposun odpoviacutedal rychlosti asi -1000 kms IAUC 3764 3766 (B)

Apriacuteloveacute zpravodajstviacute

CHURAacuteNOV HLASi

Tiilkraacutet denně zde dělajiacute klimatickaacute pomiddot ZDIIOVaacuteniacute je tu i naacutedoha na měřeniacute vyacutešshyky mrarků Takeacute se zde fotografujiacute memiddot teOTity a sice ve spoollpraacuteci s hvězdaacuternou

Ondřejov Meraacute dodaacute plOgTamy na celyacute rok [kdy je hvězdnaacute obloha a fotografovaacuteniacute je reaacutelneacute) (Obrana lidu 11983 )

VLASATICE V DOHLEDU (aneb milioacuten či miliarda všechno jedno l

Proslulaacute Halleyova kometa le po 72 leshytech opět na Qohled ze Země ZMlm je vzdaacutel81laacute od Země asi 1650 mdliard kiloshymetrů V roce 1986 kdy Sf nejviacutece přibliacutežiacute k našiacute plalletě bude vzdaacutelena asmiddoti 165 lIlishyHwrdy kilametrů

(Večerniacute Praha 21 10 19821

HVĚZDY A HVĚZDIČKY

Jako prvniacute vystupuje ze tmy na večerni obloze Jupiter po něm Mars a Saturn Všeohny tN jsou ze souhvězdiacute Panny Mishy~ovniacuteci hvězd a hvězdiček uvidiacute večer při

pohledu nad sebe tři vyacuterazneacute hvězdy Je to Vega Deneb a Altair _ jejich kulminace nastaacutevaacute ve 12 hodin času střeshydoeVropskeacutetho tedy v jednu hodinu našeho letniacuteho času Podle astrologiokeacute mapky lze naleacutezt i jinaacute souhvězdiacute Napřiacuteklad nmiddotěkolilk stovampk tisiacutec hvězd se na1hromadHD v souhvězdiacute HeuroTkula

(Večern1 Praha 19 7 1982

V M LOMONOSOV (asi by se divil)

Byl to bytostněprakNckyacute čl-ověk Proto se nevěnov a1 jEm baacutedaacutemiacute ale talkeacute nap h shyklad vynaleacutezaJl na svou dobuhodmomeacute přistroje JSou to naacutemořniacute barometr pro předviacutedaacuteniacute bouře ma moři a pro z-jišťo shyvaacuteniacute světla u horizontu na moři světlomeacuteľshy

n Yacute dalekohled pro zkoumaacuteniacute vzdaacutelellosti a velikosti staacutelic mořskě žezlo k přesneshymu stanoveniacute času na moři atd

( Květy 441982)

82

ZAHRAacuteDKA NA MARSU

Podnikavyacute ředitel planetaacuteria univerzity v COIOTadu nedostaacutevaacute dost peněz pro svůj uacutestav a proto začal prodaacutevat p07lemky shyna Marsu Za pouhyacutech 20 do)arů prodaacute každeacutemu zaacutejemci 1000 jMer půdy na teacuteto zaacuteihadneacute planetě A zaacutejemců je pryacute dost N-ejmeacuteně 1000 dyol1tivyacutech chalupaacuteřtl na Marsu již ředitelaacute svěřHosveacute peniacuteze

(Večerm Praha 22 9 1982j

~TRAVA ASTRONAUTU

Profesor OHve z coloradskeacute univerzity doporučuje astronautům jalko stravu vodil1iacute blechy Svůj naacuteVlrh odůvodňuje tiacutem že bleshychy ()ibsahuji mnoho biacutelkovi-n vitaminů a mimeraacutelnich soliacute a rozmnožujiacute Se nesmiacutershynou rychlostL Profesor uvaacutediacute že on saacutem pojiacutedaacute vodl1iacute bleohy s velkou chutiacute

(BrnlJnskyacute Večerniacutek 8 10 1982)

pŘIViacuteTAacute NAacuteS VENUŠE

Plauacuteleurota Venuše se v mnoheacutem podobaacute Zemi Jen je lIla niacute rtwohu moc horko shy460 oe Proto frrancouzskyacute vědeuroc Chnistialll MgteacutelgtIchanů nalVIihl alby -lideacute planetu =ěle ochladHi JednLm ze způsobů by bylo neohart explodovClot meteorit kteryacute se vyshysky1uje nedaleko Venuše

(Večerniacute Praha 1 10 1982j

HVĚZDY

GG Naacutezev m Cl

(1975O)

11593 10 UMa 336 8hZ8 zm 12604 15 t UMa 448 9 071 13109 23 h UMa 367 9 29 6 13157 2511 UMa 318 9 312 13540 29 u UMa 381 9 492 15145 48 (3 UMa 237 II 003 15185 50 a UMa 179 11 022 16268 64( UMa 2 44 11 525 16736 69 UMa 331 12 142 17518 77 e UMa 1 77 12 529 18133 79 ~A UMa 206 13 229 18134 ~B UMa 395 13 235 18155 809 UMa 402 13 24 3 18643 85 0 UMa 186 13 466

_--shy

PROMĚNNEacute HVĚZDY

Naacutezev Cl o (19750 I 197501

R DMa lOh43om + 68deg55 VY UMa 10 434 +6733 Z UMa li 552 +5801 TUMa 12 353 +59 37 S DMa 12 42 9 +6114 DMa 12 529 +56 06

u(a)

ZATMĚNIacute SLUNCE (aneb když se chodiacute za školu)

Pochopil jsem že zatlIlěni slunce TlŮ ~ 9 přijiacutet nečekaně bez předpovědi bez vaxoshyvaacutemiacute (Květy 261982

Souhvězdiacute severniacute oblohy

VELKAacute MEDVĚDICE (čaacutest) Ursa Maior (Ursae Maioris) UMa

Vysvětleniacute k mapce i k tabulkaacutem bylo otištěno naposledy v RH 11983 (21-23 )

O Hlad 1 WeiseZovaacute

DALŠiacute OBJEKTY

NGC M

3031 81 3034 82 3556 108 3587 97 3992 109 5457 101

o u (o) UO- 3Js ř1975O (10- 3)

-18 +60deg48 -113 -14 +51 42 -42

+16 +63 10 +24 +103 +51 48 -542 -38 +59 09 -158 +10 +56 31 +29 -17 +6153 -70 +11 +5350 +4 +13 +5710 +3 +14 +5606 -11 +14 +5503 -28 +14 +5503 -24 +14 +55 07 -24 -12 +49 26 -18

a o Dr uh (197501 (197501

9h536 m +69deg11 G

9 538 +6948 G 11 101 +55 49 G

11 133 +55 10 M (Soveacute 11 56 3 +5331 G 14 024 +54 29 G

Sp rr R Fozii (10- 3) rkm11S

G5 llmiddotII I 4plusmn6 +20v A1m 33 -o FO IV 34plusmn6 -10 D F6 IV 52plusmn6 +15 D F2 IV 36plusmn5 +31 Al V 42plusmn6 +10 KO II I 31plusmn5 -9 D AO V 20plusmn6 -13 A3 V 52plusmn5 -13 AOp V 8plusmn10 -91] s J

A2 V + 2 V 37plusmn6 -90 O A1m 37plusmn7 -9v A5 V 37plusmn7 -8v B3 V 4plusmn12 -108

max min Perioda Typ SpektfuR dny 1

67v 134v 30165 tvl M3a - MUe 6Ov S6v lb NO (C03 ) 79p 104p 198 SRb M5e II 66v 134v 25688 lvi M3e - Mile 74v 123v 22606 M Sl 5ge - S59a L8v 183v 50887 a CV Auacute Vp

83

----------------

o _ _____ _ --- -shy _-

I ~~ + --

= =j ~I

-- I ~

_-------_o I( ~

i ----- I --shy

I I

middotI1

J

POZOROVAacuteNIacute ZATMĚNI SLUNCE Z Iidovyacutech hvězdaacuteren 15 XII 1982

a astronomickych V den uacutekalJu bylo v Gottwa[dově z raacutellla

kroužků sHně z~ffirače~o ale pmiddotočasiacute jako by mělo rentokrM s naml souci t Kolem desMeacute hoshy

84

djny č aacutestečně zakrytyacute slunečniacute kotDUč vymiddot skoči l z mraků K pozorovaacuteniacutebydy připramiddot

veny ly to přiacutestrDje refraMDr 1351950 shyfot-ograď~ckeacute m ěřeniacute začaacutetku a IkDnce zamiddot DJ1I1euron iacute (P Draacutebek a P Cagaš) refraiktor ZElSS 801200 - pwjekce slunečniacutehO komiddot tDu Ďe prO kDntrDlu (Z ČižmaacuteřJ a dalekoshyh led y BINAR - určeneacute k vizuaacutelniacutemu měmiddot řen iacute z a čaacutetlm a konce zatměn (J Ondruch R Vaacuteň a J HanusJ Přesnyacute čas obstaTaacuteval při j iacutem ač LAMBDA (OLB 5J a hvězdaacuterenskEacute e lektronickeacute stopky řiacutezeneacute časovyacutemi Signaacutemiddot ll OM A 50 (L Kopbiva)

Během zatměniacute byly pDřizovaacuteny i dalšl sniacutemky určeneacute k vyacuteuce a pDpulaTizačniacute činnosli V době fDtogrMovaacuten iacute nebyl slushynečn iacute lwtDUČ uacuteplně z oparu přesto sniacutemky dosalh ovaly uspokojiveacute kVQlit y Byly exposhynovaacutemy v ohnisku refraktDru l351950 mm přes helioskopiCkyacute okulaacuter na film FOMAshyPAN 21 N S eloacutepoziciacute 110 s a vyvolaacuten y vSshyvojikml FOMADON N (viz obr na str 77 a 80 )

KOIJl-ec zatměniacute byl určen ze seacuterie sniacutemků expo JloQivanyacutech v dntervalu 10 s Deacutelky tětiv

by ly rměřenypři projekci lI1egRtivů Jejich zanes8Jliacute dO grafu naacutem umožnilo určit okashym Žlilk vyacutestupu měsIacutečniacutehD kDtouče ma hvězshydaacuteIl1ě 1 GDttwaldově tento okamžik nastal v llh04m 14s SEČ

Zaacutev ěrem bych chtělDceni t spDlečnDu a Vytnv il~ OU praacuteci celeacutehO krDužku hlavmě tě oh mladšiacutech členů kteřiacute sbiacuteraJi dalšiacute zkušen osti a přispěli taik k ziacuteskaacuteniacute cennyacuteCih Ddoorm yacutech uacutedajů Petr Draacutebek

f7

Čaacute stečneacute zatměniacute Slunce sledDvali takeacute pra oovn iacuteci hvězdaacuterny v OpiCi Velmi meshypřiacutezmiacuteveacute počasiacute - niacute2ikaacute i středniacute oblačnDst - všaik znemDžnilo urči~ časDveacute okamžikyplVll1Iacuteho a posledniacuteho kDntaMu a nebylo mOŽalO ani fotografovat calyacute ~růběh zashytměniacute PodařHo se pDuze zhotoVIacutet seacuteriii deshyseti fo wgrafiiacute ktereacute byJy pDřIacutezeny během několiJk aminutoveacutehD interv adu naacutehleacutehD rozshyjalSl1 ěniacute DblDhy Na 4 straně Dbaacutelky je sniacutemek pořiacutezenyacute v 10h05m SEČ fotDpřiacuteshystrDjem Pentacon SIX (objekUv O-restegDr 4300 osvit 11000 s clona 56) na film ORWO NP 15 Ji ř iacute Kordulaacutek

AliATĚRSKAacute POZOROVAacuteNI ZAacuteKRYTOVYacuteCH DVOJHVĚZD V ČSSR V ROCE HHll

o tomtO teacutematu naacuteš časDpis nedaacutevno pal [ŘH 63 55 31982 J Vraciacuteme-li se k němu neniacute t o bez dŮVDdu Autor se dDmniacutevaacute že k t omu daacutevajiacute přiacuteležitost statistiky činnosti pozorovatelů za rok 1981 Ty ukazujiacute že rok 1981 byl teacuteměř po všech straacutenkaacutech ze všech 22 sledovanyacutech rOIů nejuacutespěšnějšiacute

Podle deniacuteku vedeneacuteho na brněnskeacute hvězshy

daacuterně zaslali pozDrDvateleacute (do pOloviny r 1982J 389 pozDrovaciacutech řad pDMzenyacutech v r 1981 ktereacute daly publikDvatelneacute časy min i ma Je tO viacutece než za předchDziacute 2 roky dO middot hromady pDdstatně viacutece (skDro o pDlovinu I než v dDsavadniacutem nejbDhatšiacutem roce 1964 Po letech se mezi pozDrDvaacuteniacutemi zase ve většiacutem pDčtu Dbjevila fDtografickaacute (32 řad

od K CarbDla z GDttwaldDva J Ostatniacute pO zorovaacuteniacute JSDU vizuaacutelniacute ale i tady do šlO ke kvalitativniacutemu vzestupu Ten spočiacutev aacute ve skutečnDsti že 227 řad se tyacutekaacute slabyacutech hvězd sestupujiacuteciacutech pod 11m V tomto Dhlemiddot du je převaha rDku 1981 ještě dalekO vyacuteshyraznějšiacute než v celkDvyacutech pDčtech pozorD vaacuteniacute NeDbyčejnaacute je i pestrDst materiaacutelu shypublikovatelneacute vyacutesledky se tyacutekajiacute 99 hvězd

Počet pDzorDvatelů kteřiacute se na praacuteci pomiddot diacuteleli v minulyacutech letech kDliacutesal kDlem 40 a v r 1981 se přibliacutežil k 50 Viacutece lidiacute (51 J se praciacute zuacutečastnilo jen v r 1964 Nejaktivshynějšiacutem pozorDvatelem r 1981 byl Jan Maacute middot nek z Prahy zaslal uacutectyhDdnyacute počet 51 kv a middot litniacutech pozorDvaacuteniacute vesměs se tyacutekajiacuteciacutech slabyacutech a velmi slab~ch hvězd

Zaacutejemce O některaacute dalšiacute čiacutesla odkazujeshyme na člaacutenek M Zejdy a autora teacutetO zpr aacute middot vy kteryacute bude Dtištěn v letDšniacutem rDčniacuteku KDsmickyacutech rozhledů

V přiacuteštiacutech letech asi nebude možneacute ud l žet tempO nasazeneacute na poli sledovaacute niacute promiddot měnnyacutech hvězd v roce 1981 Poč et skupin (Třebiacuteč Praha Bratislava Ždaacutenice J i věshykovaacute a sociologickaacute skladba pozorovatelů daacutevaacute však naději že pDčet pDzDrovaacuteniacute bumiddot de ještě několik let vysokyacute Rok 1982 pomiddot dle tohO CD je vidět v dDbě psaniacute teacuteto zpraacutevy (řiacutejen 1982) shromaacuteždiacute asi 250 až 300 řad a tiacutem dDsaacutehne uacuterDvně roku 1964 nebo ji miacuterně předčiacute

Všichni kdo se v roce 1981 pDdiacuteleli na prDgramu sledovaniacute proměnnyacutech hvězd (ať

jakO pDzorovateleacute nebo v jineacute rDli) zaslDU žiacute uznaacuteniacute Lze si jen přaacute t aby se na brněnshyskeacute hvězdaacuterně podařilO vyacutesledky brzy pumiddot blikovat Hodně praacutece však staacutele ještě zbyacutevaacute uděmiddot

lat Např ze seznamu 35 maacutelO sledovanyacutech hvězd publikDvaneacuteho v ŘH 63 55 se pDdamiddot řilD během roku 1981 DpakDvaně pozDrDvat (a tiacutem ze seznamu vyřadit) jen 4 hvězdy AF Gem SX Lyn CW peg a RW Tri Viacutetaacuteni jsou i noviacute pDzorovateleacute Zaacutesady spDlupraacutece brněnskeacute hvězdaacuterny s pDzDrDvateli prDměnmiddot nyacutech hvězd lze naleacutezt v člaacutenlm v ŘH 63 42 21982

Jindřich Šilhaacuten

SEMINAacuteŘ O ŽIVOTĚ VE VESMIRU

Prvniacute krajskyacute seminaacuteř Hvězdaacuterny a plashynetaacuteria hL m Prahy I r 1983 se konal v sDbotu 22 ledlna v kinosaacutele planetaacuteria a měl pTacDvniacute naacutezev Probleacutem žiVDta ve vesmIacuteTu Hosty semLnaacuteře kteryacute bl tentoshykraacutet koncipovaacuten netradičně j8kD diskusniacute

85

djny č aacutestečně zakrytyacute slunečniacute kotDUč vymiddot skoči l z mraků K pozorovaacuteniacutebydy připramiddot

veny ly to přiacutestrDje refraMDr 1351950 shyfot-ograď~ckeacute m ěřeniacute začaacutetku a IkDnce zamiddot DJ1I1euron iacute (P Draacutebek a P Cagaš) refraiktor ZElSS 801200 - pwjekce slunečniacutehO komiddot tDu Ďe prO kDntrDlu (Z ČižmaacuteřJ a dalekoshyh led y BINAR - určeneacute k vizuaacutelniacutemu měmiddot řen iacute z a čaacutetlm a konce zatměn (J Ondruch R Vaacuteň a J HanusJ Přesnyacute čas obstaTaacuteval při j iacutem ač LAMBDA (OLB 5J a hvězdaacuterenskEacute e lektronickeacute stopky řiacutezeneacute časovyacutemi Signaacutemiddot ll OM A 50 (L Kopbiva)

Během zatměniacute byly pDřizovaacuteny i dalšl sniacutemky určeneacute k vyacuteuce a pDpulaTizačniacute činnosli V době fDtogrMovaacuten iacute nebyl slushynečn iacute lwtDUČ uacuteplně z oparu přesto sniacutemky dosalh ovaly uspokojiveacute kVQlit y Byly exposhynovaacutemy v ohnisku refraktDru l351950 mm přes helioskopiCkyacute okulaacuter na film FOMAshyPAN 21 N S eloacutepoziciacute 110 s a vyvolaacuten y vSshyvojikml FOMADON N (viz obr na str 77 a 80 )

KOIJl-ec zatměniacute byl určen ze seacuterie sniacutemků expo JloQivanyacutech v dntervalu 10 s Deacutelky tětiv

by ly rměřenypři projekci lI1egRtivů Jejich zanes8Jliacute dO grafu naacutem umožnilo určit okashym Žlilk vyacutestupu měsIacutečniacutehD kDtouče ma hvězshydaacuteIl1ě 1 GDttwaldově tento okamžik nastal v llh04m 14s SEČ

Zaacutev ěrem bych chtělDceni t spDlečnDu a Vytnv il~ OU praacuteci celeacutehO krDužku hlavmě tě oh mladšiacutech členů kteřiacute sbiacuteraJi dalšiacute zkušen osti a přispěli taik k ziacuteskaacuteniacute cennyacuteCih Ddoorm yacutech uacutedajů Petr Draacutebek

f7

Čaacute stečneacute zatměniacute Slunce sledDvali takeacute pra oovn iacuteci hvězdaacuterny v OpiCi Velmi meshypřiacutezmiacuteveacute počasiacute - niacute2ikaacute i středniacute oblačnDst - všaik znemDžnilo urči~ časDveacute okamžikyplVll1Iacuteho a posledniacuteho kDntaMu a nebylo mOŽalO ani fotografovat calyacute ~růběh zashytměniacute PodařHo se pDuze zhotoVIacutet seacuteriii deshyseti fo wgrafiiacute ktereacute byJy pDřIacutezeny během několiJk aminutoveacutehD interv adu naacutehleacutehD rozshyjalSl1 ěniacute DblDhy Na 4 straně Dbaacutelky je sniacutemek pořiacutezenyacute v 10h05m SEČ fotDpřiacuteshystrDjem Pentacon SIX (objekUv O-restegDr 4300 osvit 11000 s clona 56) na film ORWO NP 15 Ji ř iacute Kordulaacutek

AliATĚRSKAacute POZOROVAacuteNI ZAacuteKRYTOVYacuteCH DVOJHVĚZD V ČSSR V ROCE HHll

o tomtO teacutematu naacuteš časDpis nedaacutevno pal [ŘH 63 55 31982 J Vraciacuteme-li se k němu neniacute t o bez dŮVDdu Autor se dDmniacutevaacute že k t omu daacutevajiacute přiacuteležitost statistiky činnosti pozorovatelů za rok 1981 Ty ukazujiacute že rok 1981 byl teacuteměř po všech straacutenkaacutech ze všech 22 sledovanyacutech rOIů nejuacutespěšnějšiacute

Podle deniacuteku vedeneacuteho na brněnskeacute hvězshy

daacuterně zaslali pozDrDvateleacute (do pOloviny r 1982J 389 pozDrovaciacutech řad pDMzenyacutech v r 1981 ktereacute daly publikDvatelneacute časy min i ma Je tO viacutece než za předchDziacute 2 roky dO middot hromady pDdstatně viacutece (skDro o pDlovinu I než v dDsavadniacutem nejbDhatšiacutem roce 1964 Po letech se mezi pozDrDvaacuteniacutemi zase ve většiacutem pDčtu Dbjevila fDtografickaacute (32 řad

od K CarbDla z GDttwaldDva J Ostatniacute pO zorovaacuteniacute JSDU vizuaacutelniacute ale i tady do šlO ke kvalitativniacutemu vzestupu Ten spočiacutev aacute ve skutečnDsti že 227 řad se tyacutekaacute slabyacutech hvězd sestupujiacuteciacutech pod 11m V tomto Dhlemiddot du je převaha rDku 1981 ještě dalekO vyacuteshyraznějšiacute než v celkDvyacutech pDčtech pozorD vaacuteniacute NeDbyčejnaacute je i pestrDst materiaacutelu shypublikovatelneacute vyacutesledky se tyacutekajiacute 99 hvězd

Počet pDzorDvatelů kteřiacute se na praacuteci pomiddot diacuteleli v minulyacutech letech kDliacutesal kDlem 40 a v r 1981 se přibliacutežil k 50 Viacutece lidiacute (51 J se praciacute zuacutečastnilo jen v r 1964 Nejaktivshynějšiacutem pozorDvatelem r 1981 byl Jan Maacute middot nek z Prahy zaslal uacutectyhDdnyacute počet 51 kv a middot litniacutech pozorDvaacuteniacute vesměs se tyacutekajiacuteciacutech slabyacutech a velmi slab~ch hvězd

Zaacutejemce O některaacute dalšiacute čiacutesla odkazujeshyme na člaacutenek M Zejdy a autora teacutetO zpr aacute middot vy kteryacute bude Dtištěn v letDšniacutem rDčniacuteku KDsmickyacutech rozhledů

V přiacuteštiacutech letech asi nebude možneacute ud l žet tempO nasazeneacute na poli sledovaacute niacute promiddot měnnyacutech hvězd v roce 1981 Poč et skupin (Třebiacuteč Praha Bratislava Ždaacutenice J i věshykovaacute a sociologickaacute skladba pozorovatelů daacutevaacute však naději že pDčet pDzDrovaacuteniacute bumiddot de ještě několik let vysokyacute Rok 1982 pomiddot dle tohO CD je vidět v dDbě psaniacute teacuteto zpraacutevy (řiacutejen 1982) shromaacuteždiacute asi 250 až 300 řad a tiacutem dDsaacutehne uacuterDvně roku 1964 nebo ji miacuterně předčiacute

Všichni kdo se v roce 1981 pDdiacuteleli na prDgramu sledovaniacute proměnnyacutech hvězd (ať

jakO pDzorovateleacute nebo v jineacute rDli) zaslDU žiacute uznaacuteniacute Lze si jen přaacute t aby se na brněnshyskeacute hvězdaacuterně podařilO vyacutesledky brzy pumiddot blikovat Hodně praacutece však staacutele ještě zbyacutevaacute uděmiddot

lat Např ze seznamu 35 maacutelO sledovanyacutech hvězd publikDvaneacuteho v ŘH 63 55 se pDdamiddot řilD během roku 1981 DpakDvaně pozDrDvat (a tiacutem ze seznamu vyřadit) jen 4 hvězdy AF Gem SX Lyn CW peg a RW Tri Viacutetaacuteni jsou i noviacute pDzorovateleacute Zaacutesady spDlupraacutece brněnskeacute hvězdaacuterny s pDzDrDvateli prDměnmiddot nyacutech hvězd lze naleacutezt v člaacutenlm v ŘH 63 42 21982

Jindřich Šilhaacuten

SEMINAacuteŘ O ŽIVOTĚ VE VESMIRU

Prvniacute krajskyacute seminaacuteř Hvězdaacuterny a plashynetaacuteria hL m Prahy I r 1983 se konal v sDbotu 22 ledlna v kinosaacutele planetaacuteria a měl pTacDvniacute naacutezev Probleacutem žiVDta ve vesmIacuteTu Hosty semLnaacuteře kteryacute bl tentoshykraacutet koncipovaacuten netradičně j8kD diskusniacute

85

dopoledne byli doc MUDr Josef Dvoshyaacutek CSc RNDr J i řiacute GrygsT CSc RNDr uoacutenieurola Phkrylovaacute a ing Mar~el Grun V prvmiacute čaacutesti semirnaacuteře přednesl každyacute z přednaacutešejiacutecloh svůJ uacutevodniacute aSi dvacetishyminutovyacute vstup v němž sbručneuro shrnul soudobyacute pOhled ~eacuteho obomiddotru na danou promiddot tlemMiku a současně k niacute zauja1 sveacute vlastmiddot niacute stanovisko

Po kraacutetJkeacute přestaacutevce Ipa1k naacutesledovaJa viacutece než dvouhodinovaacute diskuse leč ani tento časovyacute prost-or nebyl dostatečnyacute a řada myšlenek a naacutezoru nemohla ibyacutet předshynesena K jednotlivyacutem dotazům a naacutehleshydům posluDhačů se vyjadřmiddotomiddotvali předi1aacutesecteshyjiacuteciacute podle jejich obsahu dr Grygar shyastronomie fY7Jjka doc Dvořaacutek - hi)logie medicina dr Přikrylovaacute - mikroobiologi~ a mg Griin - teDhnickeacute aspekty hledaacuteni mimo-zemSikyacuteDh civilizaoiacute a m)žnosti komushyniikace s nimi

Viacutece než tTOjnaacutesobnaacute uacutečast poroti obvykshyleacuteunupočtu naacutemiddotvštěvniacuteků na seacuteminaacuteřiacutech svědčiacute o zaacutejmu o tuto prClblemMliku a to jalk mezi -spoiupracoVllIacuteky HaP t ostatniacutech hvězdaacuteren členy amiddotstronomickyacutech lkroužků i posluchače aslTonomicltkyacuteCih kursů taJk i ši[gtokeacute veřejnosti V zaacutevěru se uacutečastniacuteci shodli že jJodobnaacute setkaacuteniacute jsou velmi užishytečnaacute a bude žaacutedouciacute j-e po čase OIpakovM

Pavel Najser

Kalkulaacutetory v astronomii

ASTROMETRICKEacute ZPRACOVANI SNIacuteMKUmiddot

PřesllOst ziacuteskanyacutech vyacutesledků zaacutevdsI přemiddot devšIacutem na kva1i1ě sn~m1ku a middotna pře-snosti proměřen Protože jsou zanedbaacuteny korekshycezJkreslujiacutedoh faktorů n8il1iacute program vhounyacute pro zpracovaacuteniacute sniacuteffilků zlskalllyacutech ve veLkeacute zenitoveacute v2idaacutelenosti U komOT zashytiacuteženyacutech distorziacute nebo se zklenutou ohnismiddot kONOU rovinou by neby10 vhodneacute počiacuteta měřenyacute bod nebo poUŽiacutevM opělloU hvězdu z okraj~ sniacutemku V přiacutepadě že se věnuje dostateanaacute pozornost uvedenyacutem jevům a vyacuteběru opěrnyacuteoh hvězd lze očeltkaacutevat že přesnost vyacuteslednyacutemiddotch Cl eS bude až do určiteacute hranioe odpoviacutedat přesnosti při proměřoshyvaacuteniacute tm středniacute chybavyacuteslednyacutecmiddoth (t o bude piiJbliiŽně rovna středniacute chybě ve sniacutemmiddot kovyacutech souřadniciacuteoh x y děleneacute )hniSkoshyvou vzdaacutelenostiacute fotokoUllQry Tak např pomiddot mociacute uvedeneacuteho progmmu bylo dosaženo pN přesnosti proměřovaacuteniacute plusmn5um (f = 1000 mm) pozHiacuteniacute přesnosti plusmn1 Z toho vypIyacutevaacute že pro většinu amateacuterskyacutech poshytřeb je přesnost vyacutepačtu s POužitiacutem proshygramu pro kalrkulaacute1or TI-58 d051tačujiacuteciacute

POkračovaacuten z Č 1-3

86

Testovaciacute přiacuteklad

Souřamiddotdnice středu sniacutemku

Xo = 500045 mm Yo = 193240 mm odhad ao = 13h08m lQs odmiddothad 00 = 17deg2130

Souřadnice opěrnyacutech hvězd

(tj = 13hl0m19023s Xj = 4902815 mm 5 j = 17deg050038 Yl = 1967735 mm a2 = 13h07 ffi20717s X2 = 5017860 mm 02 = 16deg443743 Y2 = 2042215 mm (t3 = 13h 07m32528s X3 = 5002425 mm 03 = 16deg244906 Y3 = 209~8130 mma = 13h09~46218s X4 =_4909775 mm O = 16deg234570 Y4 = 2089205 mm

Měřenyacutem booem je hvězda o sniacutemkovyacuteoh souřadniciacuteCh

x = 4950695 mm Y = 2039445 r=

Vyacutesledineacute sfeacuterjckeacute sOUřadnice

a = 13h 08 ffi57 15s

o = 16deg42367

Ka-tal)g udaacutevaacute hodnoty

a = 13h08m 57 09s o = 16deg42365

taKže odchylky vypočt8il1yacuteDh souřadnicčinf v rektascenzi 09 a v dekliacutenaci 02

Jan Moravec

Uacutekazy na obloze v červnu 1983

Slunce vstupuje 22 června v Oh09 m do znameniacute R-eacuteika v tento oJmmžilk je le-tni slUil101vrat a zač1naacute astronomiakeacute ~eacuteto Slunshyce vyohaacuteziacute 1 čewna ve 3h56m od 14 do 21 če1vna ve 3h50m a 30 června ve 3h54m Zapadaacute 1 čeIvna ve 20hOO m pak staacutelp PQlZshyději až me7Ji 20-30 červnem ve 20hn m

Od Počaacutetku čerVil1a do slurnovratu se deacutelk~ dne prod)oožiacute o 18 min od slunov-ratu ltlo konce měsIacutece se opět o 3 mdn Zkraacutetiacute Dne ll června nastaacutevaacute uacuteplneacute za1mlěniacute Slunce kteTeacute však u naacutes nebude JidHelmeacute ani jaKO čaacutelsteaneacute Oblalst vJcitelnosti Ježiacute v InĎicshykeacutem oceaacutenu v AustraacuteW v jihovyacutechodJl1iacute čaacutesti Asie a v zaacutepadniacute čaacutesu Ticheacuteho oceaacutenu Měsiacutec je 3 VI V8 22h08m v poslediniacute

čVrt-i 11 VI v 5h 38 ffi v J10VU 17 VI ve 20h46 ffi v poo1edll11 čtvrtliacute a 25 VI v 9h3Zm

v uacuteplňku Odzemfun prochaacuteziacute Měsiacutec 1 a 29 čeT1lM přiacutezemiacutem 13 čewna Při uacuteplňJ(u

25 června nas taacutevaacute čaacutestečneacute zatměniacute Měsiacuteshyce Proi-ože VŠeacutelIk u naacutes zapadaacute Měsiacutec ve 3h42m kdežto vstup Měsice do polostiacutenu naiStaacutevaacute až v 6h431n neniacute za-tgtrněniacute powroshyvatelneacute Během čelVna nastanou konjurukce Měsiacutece s těmit-o planetami 9 VI v n h

s Merkurem 14 VI ve 12h s Venušiacute 20 VI ve 4h se Saturnem 22 Vl vp 22h s Jupiteshyrem 23 Vl ve 4h s UraillpID a 24 VI ve 23 h s Nepiunem Ve večerniacuteoh hodinaacutech 22 červilla na-stane zMlry~ dvodhvězdy (3 Soolpii Měsiacutecem v PTaze bude vstup ve 21h 49m vyacutestup VP 22h 57 m Bliltžšiacute podrobshynosti a uacutedaje o zaacutekrytech slalbšfch hvězd Lze naleacutezt ve Hvězdaacutefskeacute ročence 1983 (str 99)

Merkur je po celyacute červen na ranniacute obloshyze a však V nepřiacuteliš vyacutehodneacute poloze k poshyzorovaacuteniacute prot-ože vychaacuteziacute -jen kraacutetce před vyacutechmiddotooem Slwlce kolem 3h Dne 8 čeNila je Merkur v mejvětšiacute zaacutepadniacute elongaci 24deg od Slunce Dne 21 června v 6h nastane konjunkce Merkura s Aldebaramem plashyneta bude 4deg severně od hvězdy Jasnos1 Merkura je počaacutetkem června 13m v pOlloshyvlně měsiacutece 02m a koncem června -12m

Venuše je v červnu ve vyacutehodneacute poloiZe k j)ozorovaacuten na večerniacute obloze pro~ože je 16 června v největšiacute vyacutechodniacute elOngaci 45deg od Slunce PmiddotoČaacutetkem června zapadaacute ve 23h24m koncern měsiacutece ve 22h27m Jasnost Venuše se během června ZJvětšuje z -38m

na -4lm

Mars se pJhybuje s-ouhvězdimi Byacuteka a Bliacuteženců Protože je 3 června v konjunJmi se Sluncem neniacute po celyacute měsiacutec pozorovashytelnyacute

Jupiter je v souhvězdiacute Stiacutera na večerniacute

obloze P)čaacute~kem června zapadaacute ve 3h 54 m

kOTIcem měsiacutece již v lh49m J-aS1wst Jupishytera je asi -2l m

Saturn j-e v s)uhvězdiacute Pall1ny Nejvhodshynějšiacute pozorovaciacute poctmiacutenky jsou ve večershyniacuteoh hQl(iinaacuteoh kdy planeta ltkulminuje Poshyčaacutetkeffi června zapadaacute Saturn ve 2h 33 m

kDnceffi měsiacutece již v Oh37 m Satwrn maacute jasshynost asi O7m

Uran je v souhvězdiacute Štiacutera Nejvhoctnějšiacute poZor-ovaciacute podmiacuteJlJky jsou v pozdniacutech veshyčerniacutech hodinaacuteoh kdy planeta lrulminuje PDčaacutetkem června zapadaacute ve 3h53m koUcem městce již v 1h55m Uran maacute jasu-osI 58m

Neptun je v souhvěZidiacute Střelce Protože je 19 červHa v npOlZici se Suumcem je po celyacute měsiacutec ve vyacutehoCLneacute poLoze k ipozorovaacuteniacute teacuteměř po oolou noc Dne 1 června vychaacuteziacute ve 21h08m zapadaacute v 5h24 ffi dne 30 června vychaacuteziacute v 19h 07m zapadaacute ve 3h23m bull JaiSllost Neptuna je 77m

Pluto je V souhvězdiacute Panny Nejvhodnějšiacute p)idmiacutemky k f(tografickeacutemu zachyceniacute plashynety jsou Ve večemiacutech hodiacutenaacutech kdy kulshyminuje PočaacuteJVkem června Pluto zapadaacute ve 4hOlm koncem městce již ve 2h02m Jasshynost Pluta je asi 135m

Meteory V červnu maacute maximum čJnnosti nělmlik nepřiacuteliš bohattyacuteoh meteorickyacutech rojů Bližšiacute uacutedaje UlalezmBme ve Hvězdaacuteř~keacute ročence 1983 (str 127)

Planetky Asteroid (1) Oeres je 28 červshyna staciQlIlaacuterniacute Dne 14 června je v opoZiici se Sluncem plaalEn1ka (7) Iris (jasnost 94m) a 17 června (6) Hebe (jaJSnost 9om) Obě pla1ne(ky mohou byacutet snadno fotograďicky zachyceny a j)roto uvaacutediacuteme jejich rektasshycenze a deklinace (ekv 19500)

o~AacuteVk

co ziacuteraacutete To ste ešlě neviděli Ufalo Billa Aleš ivloraacutevek

17

25 června nas taacutevaacute čaacutestečneacute zatměniacute Měsiacuteshyce Proi-ože VŠeacutelIk u naacutes zapadaacute Měsiacutec ve 3h42m kdežto vstup Měsice do polostiacutenu naiStaacutevaacute až v 6h431n neniacute za-tgtrněniacute powroshyvatelneacute Během čelVna nastanou konjurukce Měsiacutece s těmit-o planetami 9 VI v n h

s Merkurem 14 VI ve 12h s Venušiacute 20 VI ve 4h se Saturnem 22 Vl vp 22h s Jupiteshyrem 23 Vl ve 4h s UraillpID a 24 VI ve 23 h s Nepiunem Ve večerniacuteoh hodinaacutech 22 červilla na-stane zMlry~ dvodhvězdy (3 Soolpii Měsiacutecem v PTaze bude vstup ve 21h 49m vyacutestup VP 22h 57 m Bliltžšiacute podrobshynosti a uacutedaje o zaacutekrytech slalbšfch hvězd Lze naleacutezt ve Hvězdaacutefskeacute ročence 1983 (str 99)

Merkur je po celyacute červen na ranniacute obloshyze a však V nepřiacuteliš vyacutehodneacute poloze k poshyzorovaacuteniacute prot-ože vychaacuteziacute -jen kraacutetce před vyacutechmiddotooem Slwlce kolem 3h Dne 8 čeNila je Merkur v mejvětšiacute zaacutepadniacute elongaci 24deg od Slunce Dne 21 června v 6h nastane konjunkce Merkura s Aldebaramem plashyneta bude 4deg severně od hvězdy Jasnos1 Merkura je počaacutetkem června 13m v pOlloshyvlně měsiacutece 02m a koncem června -12m

Venuše je v červnu ve vyacutehodneacute poloiZe k j)ozorovaacuten na večerniacute obloze pro~ože je 16 června v největšiacute vyacutechodniacute elOngaci 45deg od Slunce PmiddotoČaacutetkem června zapadaacute ve 23h24m koncern měsiacutece ve 22h27m Jasnost Venuše se během června ZJvětšuje z -38m

na -4lm

Mars se pJhybuje s-ouhvězdimi Byacuteka a Bliacuteženců Protože je 3 června v konjunJmi se Sluncem neniacute po celyacute měsiacutec pozorovashytelnyacute

Jupiter je v souhvězdiacute Stiacutera na večerniacute

obloze P)čaacute~kem června zapadaacute ve 3h 54 m

kOTIcem měsiacutece již v lh49m J-aS1wst Jupishytera je asi -2l m

Saturn j-e v s)uhvězdiacute Pall1ny Nejvhodshynějšiacute pozorovaciacute poctmiacutenky jsou ve večershyniacuteoh hQl(iinaacuteoh kdy planeta ltkulminuje Poshyčaacutetkeffi června zapadaacute Saturn ve 2h 33 m

kDnceffi měsiacutece již v Oh37 m Satwrn maacute jasshynost asi O7m

Uran je v souhvězdiacute Štiacutera Nejvhoctnějšiacute poZor-ovaciacute podmiacuteJlJky jsou v pozdniacutech veshyčerniacutech hodinaacuteoh kdy planeta lrulminuje PDčaacutetkem června zapadaacute ve 3h53m koUcem městce již v 1h55m Uran maacute jasu-osI 58m

Neptun je v souhvěZidiacute Střelce Protože je 19 červHa v npOlZici se Suumcem je po celyacute měsiacutec ve vyacutehoCLneacute poLoze k ipozorovaacuteniacute teacuteměř po oolou noc Dne 1 června vychaacuteziacute ve 21h08m zapadaacute v 5h24 ffi dne 30 června vychaacuteziacute v 19h 07m zapadaacute ve 3h23m bull JaiSllost Neptuna je 77m

Pluto je V souhvězdiacute Panny Nejvhodnějšiacute p)idmiacutemky k f(tografickeacutemu zachyceniacute plashynety jsou Ve večemiacutech hodiacutenaacutech kdy kulshyminuje PočaacuteJVkem června Pluto zapadaacute ve 4hOlm koncem městce již ve 2h02m Jasshynost Pluta je asi 135m

Meteory V červnu maacute maximum čJnnosti nělmlik nepřiacuteliš bohattyacuteoh meteorickyacutech rojů Bližšiacute uacutedaje UlalezmBme ve Hvězdaacuteř~keacute ročence 1983 (str 127)

Planetky Asteroid (1) Oeres je 28 červshyna staciQlIlaacuterniacute Dne 14 června je v opoZiici se Sluncem plaalEn1ka (7) Iris (jasnost 94m) a 17 června (6) Hebe (jaJSnost 9om) Obě pla1ne(ky mohou byacutet snadno fotograďicky zachyceny a j)roto uvaacutediacuteme jejich rektasshycenze a deklinace (ekv 19500)

o~AacuteVk

co ziacuteraacutete To ste ešlě neviděli Ufalo Billa Aleš ivloraacutevek

17

(7) Iris

V26 17h473 m -23deg30 Vl 5 17 380 -2309 VI 15 17 275 -2244 VI 25 17 169 -2217

Vll 5 17 073 -2149

(6) Hebe

V 26 18h OO3 m -3deg32 VL 5 17 525 -321 VI 15 17 431 -329 VI 25 17 332 -358

Vll 5 17 237 -446

Vhodnou přiacute1eži1oMiacute fogttografJckeacutemu zachyceniacute asterotdů jsou i těSď1aacute phb1iacuteženiacute těchto objektů k jasnějšiacutem hvězdaacutem Dne 26 června ve 20 h SR (3) Juno (9Bm) přishybliacutežiacute na meacuteně než l (jižně) kp hvězdě SAO 109 5Bl (63m ) jejiacutež souřadnice jsou (19500 )

Cl = Oh572m ( = +6degl3

Dne 29 ČBlVna ve 22h bud~ prochaacutezet [2) Pal-las (97m) 6 severně od hvězdy 113 Herculis ( 46m ) kteraacute maacute s-ouřadnice (19500 J

Všechmy časoveacute uacutedaje v tomto přehledu jsou v čase střBdoevropskeacutem (leDni ~as = SEČ + ll] vyacutec11Ody a zaacutepady platf p-ro průsečiacutek 15deg poledniacuteku vyacutech-odniacute deacutelky od Greenwiche a 50deg Tovnohěžky seveI1nIacute Šiacuteiiacutely

bull Raacuted bych sl dopisoval s někyacutem kdo se zashyjimaacute o astronomII kosmona utiku a turistiku - Karel Růžička (10 let) 26753 Zebraacutek č346

bull Koupiacutem časopis Riacuteše hvězd ročnlky 1958 1959 1960 1962 1963 Cenu respektuji - Rashydoslav Bednaacuteř Merhautova 1310 61300 Brno

bull Prodaacutem paralaktickou montaacutež hlavniacute pohyb 220 V vedlejšiacute pohyb 45 V s dalekohledem Newton (l 150 mm f 1360 mm Možnost instashylovaacuteniacute zrcadla do (l 250 mm a coudeacute ohniska fosef Hladlš Zaacutevodniacute 52 78501 Šternberk

bull Prodaacutem amateacuter dalel( Newton zrcadlo (l 10 cm montaacutež s pohonem (opti-ka neuacuteplnaacuteJ - Jarosla Spaček Pod vinohradem 30 14700 Praha 4-Branlk (č tel 462490J

bull Prodaacutem kompletniacute BečvaacuteřllV Atlas Coeli Kashytalog Coelj II Atlas Borealis Atlas Ecllptlcashylis Vše ve vyacutet-orneacutem stavu cena dle dohody - Pavel Peichal Horskaacute 441 54100 Trutnov 2

e Koupiacutem publikaci Vesmlr (autofi J Gryshygar Z Horskyacute P Mayer J - cen a Kčs 150 -Vladimiacuter Kožuriacutek Sverepec 107 01701 Považshyskaacute Bystrica

bull Prodaacutem achromatickeacute objektivy (F = 111 o = 50] (F = 145 (l = 45J bez objiacutemek okulaacuter Meopta H 8x f = 7 tmeleneacute okulaacutery ((l = 10 f = 45) bez objiacutemek vhodneacute pro optickeacute sestavy - Vlas timil Hejl R Stoklaacutesshykoveacute 1 75000 Přerov

88

OBSAH

Jak jsem pozoroval zatměniacute Slunce O Obůrka Horizont vesmiacuteru - J Gryshygar Sympozium o relativistfcleacute astroshyfyzice - Kraacutetkeacute zpraacutevy - Uacutekazy na obloze v červnu 1983

COlXEPiKAH1i1E

9acTHoe COJIHelHOe 3aTMeHvre 15 peshy

Ka6pH 1982 r B r TIpara - O 06YPKa

rOpI130HT BCeJIeHHOJ1 - ]1 rpl1rap

XI-bli1 TeKCaCKI1J1 CI1MIT03Y1yM no peJIRshy

TI1BI1CTcKoir aCTpoltp113ylKe - KpaTKltle

c006weHI1F - HBJIeHYIJ Ha HeGe B ltllOHe

1983 r

CONTENTS

Partial Solar Eclipse of 15 Decemb er 1982 in Prague -O Obuacuterka Horizon o[

the Universe - J Grygar Xlth Texas Symposium on Relativistic Astrophysics

Short Contributions - Phenomena

in June 1983

ISSN 0035-5550

Rg hvězd řiacutediacute redakčnl rada Doc Antoniacuten Mrkos CSc (předseda redakčnl radyJ doc

RNDr Jiřiacute Boušk a CSc (vyacutekonnyacute redaktor J RNDr liřiacute Grygar CSc prof Oldřich Hlad

člen korespondent ČSAV RNDr Miloslav Kopecmiddot kyacute DrSc ing Bohumil Maleček CSc RNDr

lan Stohl CSc technickaacute redaktorka Věra

Suchaacutenkovaacute - Vydaacutevaacute ministerstvo kultury

ČSR v nakladatelstvl a vydavatelstv Panorama

Haacutelkova 1 12072 Praha 2 - Tisknou Tiskařskeacute zaacutevody n p zaacutevod 3 Slezskaacute 13 12000 Prashyha 2 - Vychaacuteziacute dvanaacutectkraacutet ročně cena jedshy

notJveacuteho čisla Kčs 250 ročniacute předplatneacute Kčs

30- - Rozšiřuje Poštovniacute novinovaacute služba Informace o předplatneacutem podaacute a objednaacutevky

přijlrnaacute každaacute administrace PNS pošta dorushyčovatel a PNS - UacuteED Praha Objednaacutevky do zahraničl vyřiZuje PNS - uacutestředniacute expedice a dovoz tisku Praha zaacutevod 01 administrace

vyacutevozu tiacutesku Kafkova 19 18000 Praha 6 shyPřiacutespěvky ktereacute musf vyhovovat pokynům pro autory (viz ŘH 64 24 11983J přijlmaacute redakshy

ce Riacuteše hvězd Šveacutedskaacute 8 15000 Praha 5 Rushykopisy a obraacutezky se nevracej - Toto čiacuteslo

bylo daacuteno do tisku 2 března vyš lo v dubnu

1983

Nahoře je G R Burbidge ředitel Naacuterodniacute observatoře USA v KW Peaku v Arizoshyně (uprostřed) vyacuteznačnyacute odborniacutek v oboru nukleogeneze prvků ve vesmiacuteru v kosmol ogii a ve studiu kvasarů Na dolniacutem sniacutemku je Weber (vpravo) z Marylandskeacute univerzity průkopniacutek experimentů s detekciacute gravitačniacuteho zaacuteřeniacute z vesmiacuteru

Na 4 str obaacutelley je sniacutemek zatměniacute Slunce 15 XII 1982 kteryacute v 10h 05m SEC fotografoval Kordulaacutele na lidoveacute hvězdaacuterně v Opici (Ke zpraacutevě na str 85)

Nahoře je G R Burbidge ředitel Naacuterodniacute observatoře USA v KW Peaku v Arizoshyně (uprostřed) vyacuteznačnyacute odborniacutek v oboru nukleogeneze prvků ve vesmiacuteru v kosmol ogii a ve studiu kvasarů Na dolniacutem sniacutemku je Weber (vpravo) z Marylandskeacute univerzity průkopniacutek experimentů s detekciacute gravitačniacuteho zaacuteřeniacute z vesmiacuteru

Na 4 str obaacutelley je sniacutemek zatměniacute Slunce 15 XII 1982 kteryacute v 10h 05m SEC fotografoval Kordulaacutele na lidoveacute hvězdaacuterně v Opici (Ke zpraacutevě na str 85)