51954

R XXXV C 5 VYSLO V KVEDNU 1954

Vedouciacute redaktor M MOHR

Riacutediacute redakčniacute kruh L LANDOVA-STYshy

CHOVA Dr M KOPECKyacute Dr V RUML

Dr H SLOUKA Dr B STERNBERK

Přiacutespěvky do časopisu zasllejte na reshy

dakci Praha IV-Petřin Lidovaacute hvězshy

daacuterna (tel čiacuteslo 463-05) nebo přlmo čleshy

nům redakčnlho kruhu

Obraz na obaacutelce

S a t tb r n - fantastickyacute pohled z jednoho jeho měsiacuteců Saturn bude v letniacutech měsiacuteciacutech dobře viditelnyacute a neopomeňme proto tuto zajiacutemavou planetu alespoň jednou většiacutem dalekoshy

hledem pozorovat

Obraz na t3tvrteacute straně obaacutelky

Mleacutečnaacute draacuteha v souhvězdiacute Labutě

arSE HVĚZD vychaacutezi desetkraacutet ročně

mimo červenec a srpen Dotazy objedshy

naacutevky a reklamace tyacutekajiacuteciacute se časopisu

vyři-zuje každyacute poštovniacute uacuteřad i doručoshy

vatel Rozšiřuje Poštovn( novinovaacute služba

(middotPNS) Redakčniacute uzaacutevěrka čiacutesla 1 kažshy

deacuteho měsiacutece Rukopisy se nevracejiacute za odbornou spraacutevnost přiacutespěVku odpoviacutedaacute

autor Ke všem pLsemnyacutem dotazům přishy

ložte znaacutemku na odpověď

Clenskyacute přiacutespěvek CAS 24 Kčs

(s časopisem)

Cena jednotliveacuteho vyacutetisku Kčs 2lt10

celoročniacute předplatneacute Kčs 24shy

Uacutečet St spoř Praha Č 731559

OBSAH

Co noveacuteho v astronomii -a věshy

daacutech přiacutebuznyacutech - Vlad Čershy

nyacute Zemskyacute magnetismus shy

L Sehnal O meteorickeacutem roji

Quadrantid - B V Kukarkin

Proměnneacute hvězdy - Zpraacutevy a

pokyny sekcl - Zpraacutevy našich

hvězdaacuteren - Noveacute knihy a

publikace - Zpr-aacutevy našich poshy

zorovatelů

CODEPJRAHHE

LJroHoBorOIl aCTpoumnm If CMemshy

HblX HayKax - B LlepHbll1 3 eMshy

II olt MarHtlTH3M - TI CerH3JJ

O MeTeOpnqeOKOJl poe KBaupaHTlII

- B B KylapRillII ITpoMeHHb18

3BearrhI - CooG~emll1 CeuroKQlIH -

Coo6~eHlIR HaIITllX o6remiddotpBRrOTlHH

- HOBble IJHTlTII 1 lly6JIlKaUlIII shy

C006II(eHJJH HaIIHX lHa6JJIOJ(aTeuroJJeJl

CONTENTS

Astronomical News - V Čershy

nyacute Earths Magnetism - L

Sehnal AJbout the Quadrantids

- B V KUkarkin Variable

Stars Reports from our

Sections - Reports from our

Observatories - New books

and puhlications - Reports

from our observers

CO NOVEacuteHO v astronomii a vědaacutech přiacutebuznyacutech

S Landoveacute-Štychoveacute miacutestopředsedkyni geskoslovenskeacute astronomickeacute společnosti propůjčil president republiky Raacuted praacutece za jejiacute dlouholetou vynikajiacuteciacute kulturniacute činnost

Prof Dr A J Orlov řaacutednyacute člen A N U S S R a dopisujiacuteciacute člen A N S S S R zemřel 28 uacutenora 1954 Nar r 1880 o astronomii se zajiacutemal již middot od studentsk)ch let V pozdějšiacutech letech byl jeho zaacuteiem velmi rozšiacuteřen zejmeacutena na gravimetrii geodesii seismiku a zemskyacute magshynetismus Od roku 1913 do roku 1934 zastaacuteval miacutesto ředitele astronoshymickeacute observatoře university v Oděse V roce 1944 bylo z jeho iniciashytivy a pod jeho vedeniacutem započato s projektem a později se stavbou hlavniacute astronomickeacute observatoře A N USSR u Kyjeva Vyacuteznamneacute jsou jeho astronomickeacute praacutece o kometaacutech zejmeacutena o pohybu hmoty v chvostech komet Smrt ho zastihla v plneacute praacuteci když dokončoval sveacute studie o koliacutesaacuteniacute poacutelu ktereacutemuž probleacutemu zůstal věren až do posledshyniacuteho okamžiku sveacuteho života

Prof Dr W Grotrian ředitel Astrofysikaacutelniacuteho uacutestavu v Postupimi vyacuteznamnyacute slunečniacute fysik znaacutemyacute svyacutemi vyacutezkumy slunečniacute korony a lokaacutelniacutech magnetickyacutech poliacute na Slunci zemřel 3 III 1954 ve staacuteřiacute 64 let

Dr Donald H Menzel nastoupil miacutesto jatko šestyacute ředitel Harvardskeacute hvězdaacuterny Naacutesleduje prof Dr H Shapley-ho kteryacute po dlouholeteacute zaacuteslužneacute činnosti se uchyacutelil na odpočinek

Novyacute katalog proměnnyacutech hvězd v oblasti mlhoviny Oriona ~řishypravil sovětskyacute hvězdaacuteř Parenago Katalog obsahuje přes dvě stě proměnnyacutech a dvanaacutect podrobnyacutech mapek

MilZi10an Robert vyacuteznačnyacute badatel z oboru kosmickeacuteho zaacuteřeniacute a atoshymistiky zemřel 19 prosince m T ve staacuteřiacute 85 roků Obdržel Nobelovu cenu v roce 1923

Rozměry planetek zkoumal na zaacutekladě fotometrickyacutech uacutedajů sovětskyacute astronom Leviacuten a odhaduje celkovou hmotu všech katalogisovanyacutech planetek na 13850 hmoty našiacute Země

Einsteinův efekt jehož theoretickaacute velikost činiacute 175 byl znovu poshytvrzen při posledniacutem -uacuteplneacutem zatměniacute Slunce 25 uacutenora 1952 v Kharshytumu Zatiacutem co při všech dřiacutevějšiacutech zatměniacutech kdy byl měřen dosashyhoval poněkud většiacute hodnotu 22 byla při posledniacutem zatměniacute přesnyacutem proměřeniacutem a redukci vyacutesledků ziacuteskaacutena teacuteměř zcela souhlasnaacute hodnota 170 tak jak theorie vyžaduje

97

Pohyby trpasličiacutech hvězd typu M zkoumal M J Delhaye a zjistil neshypatrnost jejich posuvu kolmo ke galaktickeacute rovině Usoudil z toho že tyto hvězdy ktereacute se vyznačujiacute emisniacutemi čarami tvořiacute velmi zploštělyacute subsysteacutem a jsou pravděpodobně velmi mladeacute Je jich dosud velmi maacutelo znaacutemo a to ještě nedostatečně proto doporučuje pozorovatelům věnovat jim zvyacutešenou pozornost

Zaacutekrytovaacute proměnnaacute UX Monocerotis ukazuje na zaacutekladě fotoelekshyrickyacutech pozorovaacuteniacute F B WODda nepravidelneacute světelneacute vyacutekyvy o maxishy

maacutelniacute velikosti až 02m bull Rychlejšiacute vyacutekyvy trvajiacute jednu až dvě hodiny V modreacute barvě jsou většiacute než ve žluteacute

Vodiacutekoveacute emise v galaxiiacutech byly zjištěny v 27 přiacutepadech Vznikajiacute fluorescenciacute mezihvězdneacuteho plynu bHzko hvězd vysokyacutech teplot

KUbovaacute hvězdokupa NGC6397 (17h 32m 7 - 53deg61900) byla zkoushymaacutena na zaacutekladě velkeacuteho fotografickeacuteho materiaacutelu ziacuteskaneacuteho 26 palc fotografickyacutem refraktorem jižniacute Yalskeacute odbočky v Johannesburgu Celshykem byly proměřeny polohy asi 1300 hvězd a určeny jejich jasnosti Nejjasnějšiacute byla 946m nejslabšiacute 1559m bull Zdaacutenlivyacute průměr teacuteto kuloveacute hvězdokupy je 19 a zdaacutenlivaacute jasnost 47m bull Patřiacute k nejbližšiacutem hvězdoshykupaacutem tohoto druhu neboť jejiacute vzdaacutelenost je 173 kpc

Průměrnaacute rotačniacute rychlost hvězd různyacutech spektraacutelniacutech typů byla určena Struvem a zjištěny tyto hodnoty

Spektrum Průměrnaacute rotačniacute rychlost

Oo-Be 350 kmsec O-B 94

A 112 Fo-F2 51 F5-F8 20

dG dK deg dM deg deg

Prvniacute určeniacute hvězdnyacutech vzdaacutelenostiacute provedli v roce 1938 W Struve v Pulkově F W Bessel v Kraacutelovci a Henderson v Kapskeacutem Městě Prvniacute použil vlaacuteknoveacuteho mikrometru druhyacute meridiaacutelniacutehokruhu a třetiacute heliometru Henderson měřil vzdaacutelenost alfa Centauri Struve si zvolil Vegu a Bessel hvězdu 61 v Labuti Porovnaacuteniacutem jejich tehdejšiacutech vyacuteshysledků s nynějšiacutemi moderniacutemi ukazuje jak přesně tehdy jmenovaniacute hvězdaacuteři měřili

Henderson a Cen 116 076 43 sv r W Struve Vega 026 012 83 sv r Bessel 61Cyg 031 ()30 99 sv r

98

--ZEMSKYacute MAGNETISMUS

zaacutekladniacute pojmy a poznatky

VLADIMfR čERNYacute

Kompas jehož magnetka se v každeacutem miacutestě staviacute do určiteacuteho směru ukazuje že naše Země je velkyacutem permanentniacutem magnetem Jejiacute magneshytickeacute pole je poměrně slabeacute Intensita až na několik vyacutejimek je průshyměrně asi 05 Oe Pozorovaneacutečasoveacute mněny intensity jsou ještě menšiacute a nepřevyšujiacute zpravidla několik desetitisiacutecin hodnoty zaacutekladniacute jednotky Prot) se ustaacutelila a zevšeobecněla v geomagnetickeacute praxi jednotka y = 110-5 Oe

Zaacutekladniacute charakteristikou každeacuteho magnetickeacuteho pole tedy i zemshyskeacuteho je jeho celkovaacute (totaacutelniacute) intensita T V geomagnetismu neměřiacute~ me zpravidla přiacutemo intensitu pole Tl ale složky ktereacute jsou jejiacutem průshymětem do souřadnicoveacute soustavy Jejiacute orientaciacute provedeme tak aby osa x (obr 1) byla v rovině zeměpisneacuteho poledniacuteku a osa y byla k niacute

Obr 2 Vnitřek paviwnu pro absolutniacute měřeniacute (geo~nagnetickeacute observatoře

v PrilhQniciacutech) A I14gnetickyacute theodolit B zemskyacute itnduktor (Z archivu geom oddělooiacute 00 ČSAV)

1 s vyacutejimkou leteckyacutech T-magnetometrfi

99

o I I I I

z I

II ---------- I T

I I I I

I I I

I I I I I ________JI

Obr 1 vlevo Rozklad geomf1Jgnetickeacute i1ttensity T v elementy a složky Obr 3 vpravo Schmidtova pol1tiacute vaacuteha fy Askania geomagnetickeacute observatoře

v Prithoni(iacutech (Z archivu geom odděleniacute auacute ČSAV)

kolmaacute při čemž osa x je kladnaacute od počaacutetku soustavy k severu a osa y k vyacutechodu Osa z v teacuteto soustavě zaujme vertikaacutelniacute polohu kladnaacute je od počaacutetku směrem dolů Umiacutestiacuteme-li počaacutetek teacuteto souřadnicoveacute soushystavy do miacutesta kde provaacutediacuteme magnetickaacute měřeniacute maacute vektor T vzhleshydem k souřadnicoveacute soustavě určitou polohu OTo Projekci vektoru T na horizontaacutelniacute rovinu označujeme vektorem H a řiacutekaacuteme jiacute horizontaacutelniacute intensita Vertikaacutelniacute rovina zOH ve ktereacute ležiacute vektor T je rovinou magnetickeacuteho meridiaacutenu Uacutehel TaH kteryacute sviacuteraacute vektor T s horizontaacutelniacute rovinou je inklinace kterou značiacuteme zkratkou J Uacutehel mezi rovinou magnetickeacuteho meridiaacutenu a vertikaacutelniacute rovinou zOx je deklinace D Deklishynaci značiacuteme + jestliže vektor H je odkloněn od osy x k vyacutechodu Proshyjekce totaacutelniacuteho vektoru T na osu x je sevemiacute (X) na osu JI vyacutechodniacute (Y) a na osu z vertikaacutelniacute (Z) složka geomagnetickeacuteho pole Deklinace inklinace a horizontaacutelniacute intensita jsou elementy X Y a Z složky zemshyskeacuteho magnetismu ktereacute můžeme poklaacutedat za projekci vektoru T v růzshynyacutech souřadnicovyacutech soustavaacutech Na př složky X Y a Z jsou souřadnice konce vektoru T v pravouacutehleacute souřadnicoveacute soustavě elementy D HaJ souřadnice sfeacuterickeacute soustavy a D H a Z souřadnice cylindrickeacute soushystavy

Obr 4 Mapa isogon pro epochu 19505 (podle Orlova) ---+

100

Souřadnice v jednotlivyacutech vyacuteše uvedenyacutech soustavaacutech isou vzaacutejemně na sobě nezaacutevisleacute Nelze na př určit severniacute složku X pomociacute složek Y a Z nebo vertikaacutelniacute složku Z pomociacute HaD Přechod z jedneacute soustavy souřadnic do druheacute a určeqiacute vektoru T provaacutediacuteme jednoduchyacutemi vztahy

X = H cosD tgD = Y X

Y=H sinD H= VX2 + yz

Z = H tgl tgl = Z IIX2 + y2

T = H secl = VX2 + yz + Z2

Měřeniacute magnetickeacute deklinace D provaacutediacuteme magnetickyacutem theodohshytem (obr 2) Deklinaci určiacuteme z odchylky směru osy magnetky od zeměpisneacuteho meridiaacutenu jehož směr zjistiacuteme astronomickyacutemi a geodeshytickyacutemi měřeniacutemi V okoliacute Prahy je přibližně - 1deg40 HorizontaacuteZniacute intensitu H měřiacuteme teacutež magnetickyacutem theodolitem ale v jineacutem uspořaacuteshydaacuteniacute než při určovaacuteniacute deklinace Určujeme nejdřiacuteve dobu kyvu pomocshyneacuteho magnetu zavěšeneacuteho na tenkeacutem vertikaacutelniacutem vlaacutekně Velikost vyacuteshychylek magnetky deklinatoria theodolitu ktereacute jsou vyacutesledkem působeniacute geomagnetickeacuteho pole a pole pomocneacuteho magnetu je uacuteměrnaacute H InkZishynace I byla dřiacuteve měřena inkZinatoriem ktereacute je nyniacute zcela vytlačeno zemskyacutem induktorem (obr 2) Kromě abampolutniacutech měřeniacute složek geoshymagnetickeacuteho pole pomoCIacute magnetickeacuteho theodolitu a zemskeacuteho indukshytoru provaacutediacuteme měřeniacute relativniacute na př Schmidtovyacutemi magnetickyacutemi vahami (obr 3)

Vyacutesledky geomagnetickyacutech měřeniacute na observatořiacutech i v tereacutenu poshyskytujiacute rozsaacutehlyacute a různorodyacute materiaacutel kteryacute se staacutevaacute přehleDnyacutem teshyprve tehdy když je graficky 3pracovaacuten Sestaveniacutem map isočar t j čar spojujiacuteciacutech na mapě miacutesta stejnyacutech hodnot toho neb onoho elementu bylo umožněno praktickeacute využitiacute vyacutesledků magnetickyacutech měřeniacute a ziacutesshykaacuteniacute jasneacuteho obrazu kvalitativniacuteho a kvantitativniacuteho charakteru geoshymagnetickeacuteho pole vcelku i pro jednotlivaacute uacutezemiacute lsočaraacutem ktereacute sposhyjujiacute miacutesta stejneacute deacuteklinace na magnetickeacute mapě řiacutekaacuteme iampogony isočashyraacutem stejneacute inklinace isokZiny a isočaraacutem DstatnIacutech složek isodynam1j (na př isodynamy vertikaacutelniacute složky Z)

Elementy zemskeacuteho magnetismu se s časem měniacute Proto u každeacute magnetickeacute mapy musiacuteme uveacutest pro kteryacute časovyacute moment (epochu) byla zhotovena Nejčastěji se udaacutevaacute střed některeacuteho roku t j 1 čershyvence Na pf jestliže budeme miacutet mapu pro epochu 19505 tehdy musiacuteme vyčteneacute hodnoty elementu geomagnetickeacuteho pole v niacute uvedeneacute vztaacutehnout na 1 července 1950 V OOhOOm

Celkovou představu rozloženiacute geomagnetickeacuteho pDle naacutem poskytujiacute světoveacute magnetickeacute mapy (obr 4 5) Již na prvyacute pohled vykazujiacute určishytou zaacutekonitost v rozděleniacute isočar Na mapě isogon (obr 4) iednotliveacute

Obr 5 Mapa isodynam H pro epochu 19505 (podle Orlo1)a) - --+

102

isočaacutery vybiacutehajiacuteciacute z jednoho bodu soustřeďujiacute se v druheacutem protilehleacutem prveacutemu s vyacutejimkou isogon na asijskeacute pevniněktereacute tv)řiacute uzavřenyacute celek Miacutestu kde se isog)ny sbiacutehajiacute do jednoho bodu kteryacute ležiacute nejbliacuteže severniacutemu zemskeacutemu poacutelu řiacutekaacuteme severniacute magnetickyacute poacutel na jižniacute poloshykouli jižniacute magnetickyacute poacutel Sestaviacuteme-li si mapu isogon polaacuterniacutech obshylastiacute zjistiacuteme že deklinačniacute poacutely jsou vlastně čtyři jednak oba poacutely magnetickeacute jednak poacutely zeměpisneacute na nichž neniacute definovaacuten zeměpisnyacute poledniacutek pomociacute ktereacuteho deklinaci určujeme V okoliacute zeměpisneacuteho poacutelu se měniacute směr meridiaacutenů od 0deg do 360deg při čemž magnetickyacute meridiaacuten je jen jeden proto se i veJikost deklinace bude měnit v rozmeziacute 0deg až 360deg Toteacutež platiacute i pro magnetickyacute poacutel s tiacutem rozdiacutelem že jiacutem probiacutehaacute jedinyacute zeměpisnyacute meridiaacuten a měniacute se magnetickyacute meridiaacuten Obr 5 ukashyzuje průběh isočar horiiacutejontaacutelniacute sZožky geomagnetickeacuteho pole Směrem od severniacuteho geomagnetickeacuteho poacutelu k rovniacuteku H vzrůstaacute a k jižniacutemu poacutelu opět ubyacutevaacute až do nuly Maximaacutelniacute hodnoty nabyacutevaacute v prostoru sundshyskyacutech ostrovů (pro epochu 1950) V okoliacute Prahy jest řaacutedově 19500 y lsokliny majiacute nejpravidelnějšiacute průběh ze všech elementů Nulovaacute isoklishyna je magnetickyacutem rovniacutekem Na něm vektor T maacute směr horizontaacutelniacute Směrem od geomagnetickeacuteho rovniacuteku k magnetickyacutem poacutelům inklinace vzrůstaacute od 0deg do 90deg V okoliacute Prahy je přibližně 655deg lsočaacutery vertikaacutelniacute sZožky Z majiacute podobnyacute průběh jako isokliny s maximem intensity na poacutelech (06 Oe) a nulovou intensitou na geomagnetickeacutem rovniacuteku

Poloha geomagnetickyacutech poacutelů se měniacute plynule v zaacutevislosti na čase jak vidiacuteme z tab I kde jsou vypočteny zeměpisneacute souřadnice pro různeacute epochy

EPOCHA SEVERNIacute POacuteL

šiacuteřka deka šiacuteřka

JIZNIacute POacuteL deacutelka

1600 78deg 42 59deg 00 81 deg 16 169deg 30 1700 75 51 68 48 77 12 155 15 1770 66 104shy1885 69 57 182 45 73 45 153 00 1900 69 18 96 37 1950 72 96 70 50

Světoveacute mapy isočar geomagnetickeacuteho pole nepodaacutevajiacute přesnyacute obraz elementů pouze obraz elementů ve zjednodušenyacutech rysech Miacutestniacute neshypravidelnosti pole jsou zahZazeny a proto musiacuteme světoveacute mapy uvažoshyvat jen jako obrazy určityacutech středniacutech luodnot elementů geomagneticshykeacuteho pole Hladkyacute pnlběh isočar se změniacute sestrojiacuteme-li z vyacutesledků poshydrobnyacutech měřeniacute mapy jen pro middotmalou oblast Jejich nepravidelnyacute miacutesty teacuteměř chaotickyacute průběh svědčiacute o tom že miacutestniacute rozloženiacute geomagneticshykeacuteho pole je nepravidelneacute a odchylky od uspořaacutedaneacuteho normaacutelniacuteho průshyběhu jsou pak složitou funkciacute souřadnic bodů přiacuteslušneacute oblasti Přiacutečinu těchto jevů ktereacute majiacute vyacuteznam v praxi při hledaacuteniacute magnetickyacutech hrYshynin a mineraacutelůnutno spatřovat ve fysikaacutelniacute nestejnorodosti zemskeacute kůry

104

o METEORICKEacuteM ROJI QUADRANTID

L SEHNAL

Quadrantidy jsou velmi zajiacutemavyacutem avšak maacutelo znaacutemyacutem rojem Jeshyjich jmeacuteno je odvozeno od polohy miacutesta z něhož zdaacutenlivě na obloze vyletujiacute t j od polohy jejich radiantu Ten se naleacutezaacute v severniacute čaacutesti souhvězdiacute Boota pobliacuteže souhvězdiacute Draka Zde je na staršiacutech atlasech oblohy zaznamenaacuteno souhvězdiacute Quadrans Muralis (zedniacute kvadrant) Na novějšiacutech mapaacutech toto souhvězdiacute nenalezneme naacutezev meteorickeacuteho roje Quadrantid se však dodnes zachoval

Quadrantidy můžeme za přiacuteznivyacutech podmiacutenek spatřit každoročně ve dnech 2 až 3 ledna Doba jejich činnosti je omezena pouze na jednu nebo dvě noci na poměrně kraacutetkou dobu dosahuje působeniacute roje maxima a pak se činnost roje rychle zmenšuje to jest tloušťka roje při setkaacuteniacute se Zemiacute malaacute

Činnost roje dosti koliacutesaacute průměrnyacute hodinovyacute počet viděnyacutech meteorů je 45 Z let v nichž byl zaznamenaacuten většiacute počet meteorů bylo usuzovaacuteno na periodickeacute opakovaacuteniacute zvyacutešeneacute činnosti roje na př perioda 13 let (D Kirkwood) 146 let (J C Fischer) z radarovyacutech pozorovaacuteniacute byla určena perioda - 24 let V posledniacute době J G Porter uvažuje možnost že Quadrantidy jsou složeny ze dvou proudů a periodaacutech 24 a 294 let a dochaacuteziacute k vyacutesledneacute periodě celeacuteho roje 13 let To by znamenalo že draacuteha Země je protiacutenaacutena dvěma shluky meteorů při jejichž společneacutem setkaacuteniacute se Zemiacute nastaacutevaacute zvyacutešenaacute činnost roje Spiacuteše se však zdaacute že tyto periody Quadrantid jsou určeny maacutelo spolehlivě a že pro tento roj nemůžeme naleacutezt žaacutedneacute obdobiacute v němž by se činnost roje periodicky měnila

Elementy draacutehy roje byly určovaacuteny z různyacutech pozorovanyacutech stop meteorů Tyto vypočteneacute elementy drah se však velmi maacutelo lišiacute různiacute autoři uvaacutedějiacute draacutehy Quadrantid od vysloveně kraacutetkoperiodickyacutech až po draacutehy parabolickeacute Ale většina vypočtenyacutech drah teacutež těch ktereacute byly určeny ze spolehlivyacutech pozorovaciacutech method (fotograficky) udaacutevaacute kraacutetkoperiodickeacute draacutehy roje ktereacute se však i zde velmi lišiacute

Vypočteneacute elementy se shodujiacute dobře pouze ve stanoveniacute deacutelky uzlu kteraacute je určena polohou Země při setkaacuteniacute s rojem

SklQll draacutehy vzhledem k ekliptice neniacute již tak jednoznačně určen avšak je jisteacute že je značně velikyacute Ve vypočtenyacutech elementech můžeme naleacutezt hodnoty sklonu i = 69deg5 71deg3 74deg 81deg5 Tiacutemto velkyacutem sklonem se Quadrantidy odlišujiacute od t zv ekliptikaacutelniacutech rojů (Geminid ScorpioshySagittariid Taurid ap) jejichž rovina draacutehy je sk10něna k ekliptice pod malyacutem uacutehlem

Quadrantidy nedaacutevajiacute přesně určenyacute bodovyacute radiant zjišťujeme li nich velkyacute rozptyl radiantů nebo celou radiačniacute plochu kteraacute neniacute přesně ohraničena Přiacutečiny tohoto zjevu nejsou dosud dostatečně proshy

105

zkoumaacuteny Neniacute vyloučeno že tento roj představuje směs proudů s růzshynyacutemi drahami jejichž charakteristickyacutemi vlastnostmi jsou ostreacute mashyximum činnosti roje a velkyacute rozptyl radiantů

Autor člaacutenku zkDumal poruchy kteryacutemi působiacute v dlouheacutem časoveacutem intervalu Jupiter na draacutehu roje Vybral si k tomu uacutečelu fotografickyacute 2jištěnou draacutehu kteraacute se přibližuje značně k draacuteze Jupitera a zjistil tyto změny elementů draacutehy roje za 100 let

Zajiacutemavaacute je změna deacutelky uzlu což znamenaacute že datum maxima činshynosti roje se prakticky neměniacute To bylo ověřeno na vykonanyacutech pozoshyrovaacuteniacutech Quadrantid Naproti tomu je změna sklonu draacutehy velkaacute to by mohlo byacutet ve vztahu k již zmiacuteněneacutemu rozptylu radiantů Původ rojovyacutech meteorů přičiacutetaacuteme kometaacutem proto se ke každeacutemu

roji snažiacuteme naleacutezt mateřskou kometu od niacutež bychom mohli vznik roje odvodit Pro Quadrantidy zatiacutem všechny takoveacute pokusy byly bezvyacutesledshyneacute na př souvislost roje s kometou Tuttle I (1939 X) se ukaacutezala byacutet chybnaacute

Z těchto všech poznatků ktereacute zde byly o Quadrantidaacutech uvedeny je zřejmeacute že tento roj neniacute ještě dostatečně prozkoumaacuten Přispiacutevaacute k tomu listě i nevhodnaacute doba činnosti roje kdy většinou nepřiacutezniveacute počasIacute odshyrazuje od pozorovaacuteniacute a takeacute to že činnost roje je omezena pouze na jednu dvě noce Avšak praacutevě pro nedostatečnou znalost roje může byacutet pozoroshyvaacuteniacute jeho činnosti vděčnyacutem objektem i pro astronoma amateacutera neboť vyacutesledky ziacuteskaneacute pozorovaacuteniacutem nejviacutece přispějiacute k jeho hlubšiacutemu a důshykladneacutemu poznaacuteniacute

PROM~NNEacute HVEZDY

B V KUKARKIN

( POkračovlIacuterniacute)

KLasifikace prDrf1ěnnyacutech hvězd

Dvacaacutetaacute a třicaacutetaacute leacuteta našeho stoletiacute jsou charakteristickaacute vzrůstashyjiacuteciacutem počtem zkoumaacuteniacute jednotlivyacutech proměnnyacutech hvězd do šiacuteře i do hloubky takže dřiacutevějšiacute schemata klasifikace se ukaacutezala byacutet přiacuteliš neshydokonalyacutemi a neZpůsobilyacutemi obsaacutehnout některeacute nově objeveneacute detaily a zvlaacuteštnosti Zkoumaacuteniacute spektraacutelniacutech a jinyacutech speciaacutelniacutech charakteristik proměnnyacutech hvězd takeacute poukaacutezalo na nutnost dalšiacute typisace Během posledniacutech dvaceti let bylo předloženo mnoho nejrůznějšiacutech schema~ klasifikace Mnoziacute z autorů těchto schemat se hnali často za takovyacutemi

lOG

detaily že vytvaacuteřeli typy proměnnyacutech hvězd ktereacute měly jen jednoho představitele

NejlogičtějšIm schematem klasifikace proměnnyacutech hvězd je to scheshyma na jehož zaacutekladě je položena zaacutesada přiacutečinnosti Ze všech předložeshynyacutech schemat klasifikace je naacutem nejpřijatelnějšiacute schema podaneacute PayneshyGaposchkinovou a Gaposchkinem (C H Payne-Gaposchkin a S Gashyposchkin Variable Stars Cambridge 1938) To rozděluje proměnneacute hvězdy na tři zaacutekladniacute skupiny

A Optickeacute proměnneacute hvězdy B Proměnneacute hvězdy velkeacute posloupnosti C Převratneacute proměnneacute hvězdy

Přiacutečiny způsobujiacuteciacute proměnnost hvězd prvniacute skupiny patřiacute jak vyshyplyacutevaacute již z naacutezvu skupiny k optickeacutemu efektu souvisiacuteciacuteho bud se vzaacuteshyjemnyacutem zatměniacutem složek těsnyacutech dvojhvězd nebo se zakryacutevaacuteniacutem hvězshydy temnou mlhovinou s proměnnou optickou tloušťkou

Druhaacute skupina objektů představuje proměnneacute hvězdy měniacuteciacute svou jasnost vlivem pulsaciacute nebo analogickyacutech fysikaacutelniacutech procesů v jejich vnějšiacutech vrstvaacutech hlavně v atmosfeacuteraacutech Všechny proměnneacute hvězdy druheacute skupiny ukazujiacute na diagramu perioda - spektrum nepřetržitou posloupnost

U třetiacute skupiny proměnnyacutech hvězd nastaacutevaacute změna jasnosti vlivem zjevů explosivniacuteho charakteru souvisiacuteciacutech s uvolňovaacuteniacutem nitroatomoveacute energie Tyto zjevy majiacute charakter katastrof (převratů) zachvacujiacute vnějšiacute vrstvy hvězdy a v některyacutech vzaacutecnějšiacutech přiacutepadech uacuteplně celou hvězdu

Každaacute z těchto velkyacutech skupin proměnnyacutech hvězd může byacutet rozděshylena na několik nejpodstatnějšiacutech typů z nichž každyacute může byacutet opět rozdělen na podtypy My se zde omeziacuteme na nejvšeobecnějšiacute klasifikaci pokud to stačiacute pro porozuměniacute celeacuteho dalšiacuteho textu

A Optickeacute proměnneacute hvězdy se mohou rozdělit na dva velkeacute zaacutesadně rozdiacutelneacute typy - zaacutekrytoveacute proměnneacute a proměnneacute sdruženeacute s mlhovinou Celaacute tato skupina hvězd je ve skutečnosti neproměnnaacute neboť si zdaacutenshylivaacute koliacutesaacuteniacute jasu vysvětlujeme nahodilou polohou draacutehy v prostoru Ale protože jsou objevovaacuteny spolu se skutečnyacutemi proměnnyacutemi hvězshydami jsou spojovaacuteny s nimi společnyacutem naacutezvosloviacutem a katalogy Neniacute pochyb že časem zaacutekrytoveacute proměnneacute budou odděleny ve zvlaacuteštniacute skushyDinu objektů Nebudeme zde probiacuterat uacutespěchy v oblasti studia zaacutekrytoshyvyacutech proměnnyacutech neboť tato oblast se tak rozrostla za posledniacute desetishyletiacute že vyžaduje samostatneacuteho přehledu My se omeziacuteme jen nejvšeobecshynějšiacute klasifikaci

Zaacutekrytoveacute proměnneacute hvězdy mohou byacutet podrobeny dalšiacute přesnějšiacute klasifikaci se dvou hledisek jednak s formaacutelniacuteho na zaacutekladě studia tvaru jejich koliacutesavyacutech změn jasnosti a jednak na zaacutekladě analysy fysishykaacutelniacutech vla-stnostiacute složek Prvniacute zaacutesada vedla k rychle vzniknuvšiacute všeshy

101

obecně rozšiacuteřeneacute klasifikaci děliacuteciacute zaacutekrytoveacute proměnneacute na hvězdy typu Algola f3 Lyrae a W Ursae Maioris Velkeacuteho rozšiacuteřeniacute dosaacutehla podobnaacute formaacutelniacute klasifikace sfeacuterickeacute hvězdy na kruhovyacutech a eliptickyacutech drashyhaacutech a elipsoidaacutelniacute hvězdy na kruhovyacutech a eliptickyacutech drahaacutech S drushyheacuteho hlediska nebylo do dneška předloženo důkladně odůvodněneacute scheshyma klasifikace Poznamenaacutevaacuteme jen uacutespěšnou Kratovu klasifikaci (V A Krat Izv Eng obs No 19 1937) rozdělujiacuteciacute zaacutekrytoveacute proměnneacute na šest typů na zaacutekladě zaacutevislosti na fysikaacutelniacutech charakteristikaacutech sl-oshyžek Dalšiacute rozšiacuteřeniacute našich vědomostiacute o zaacutekrytovyacutech proměnnyacutech a studium jejieacuteh vzaacutejemneacute souvislosti s jinyacutemi hmotnyacutemi uacutetvary ve vesshymiacuteru dovoluje sestavit schema klasifikace ještě rozumovějšiacute a majiacuteciacute vyacutevojovyacute směr K tomu vedou všechny důvody neboť je naacutem znaacutemo viacutec než dva tisiacutece zaacutekrytovyacutech proměnnyacutech z nichž několik set bylo podrobeno přesnyacutem fotometrickyacutem a spektraacutelniacutem zkoumaacuteniacutem Proměnneacute hvězdy sdruženeacute s mlhovinou jsou teacuteměř neprozkoumaacuteny

Největšiacute počet představitelů proměnnyacutech hvězd tohoto typu je soustřeshyděn ve velkeacute mlhovině v Orionu v ktereacute se jich daacute napočiacutetat kolem sta Několik hvězd tohoto typu je v jinyacutech temnyacutech mlhovinaacutech Dosud neniacute jasnaacute otaacutezka jsou-li možneacute přiacutepady uacuteplneacuteho zaacutekrytu bez vlivu absorbushyjiacuteciacuteho prostřediacute na fysikaacutelniacute procesy ve vnějšiacutech vrstvaacutech samotnyacutech hvězd ktereacute jsou v temnyacutech mlhovinaacutech Pozorovaacuteniacute dosaženaacute v poshysledniacute době s jistotou ukazujiacute že mnoheacute hvězdy ktereacute byly dosud poshyvažovaacuteny za hvězdy mlhovinou zakryacutevaneacute jsou přiacutemo v samotneacute mlhoshyvině Tyto hvězdy jsou charakteristickeacute řadou složityacutech fysikaacutelniacutech proshycesů vznikajiacuteciacutech na jejich povrchu naacutesledkem vzaacutejemneacuteho působeniacute s absorbujiacuteciacutem prostřediacutem mezihvězdneacuteho prachu O žaacutedneacute přesneacute klashysifikaci hvězd tohoto typu pro zatiacutem nemůže byacutet ani řeči Posud se ukashyzuje že prostřediacute mezihvězdneacuteho prachu v němž jsou tyto hvězdy vyshyvolaacutevaacute velmi různorodeacute a složiteacute procesy explosivniacuteho charakteru v jeshyjich vnějšiacutech obalech a je velmi pravděpodobneacute že tento typ proměnshynyacutech hvězd bude časem zařazen k převratnyacutem proměnnyacutem hvězdaacutem

B Proměnneacute hvězdy velkeacute poskYdpnosti(( jak je již vyacuteše poznameshynaacuteno majiacute společnou zaacutevislost perioda - spektrum Čiacutem je perioda delšiacute tiacutem je nižšiacute průměrnaacute efektivniacute teplota proměnnyacutech hvězd velkeacute posloupnosti Uvedenyacute člaacutenek je převaacutežně věnovaacuten těmto proměnnyacutem hvězdaacutem V přiacutetomneacute době lz~ proměnneacute hvězdy teacuteto skupiny rozdělit na tyto zaacutekladny typy

1 Polopravidelneacute a nepravidelneacute proměnneacute 2 Proměnneacute typu Mira CetL 3 Proměnneacute typu RV Tauri 4 Dlouhoperiodickeacute cefeidy 5 Kraacutetkoperiodickeacute cefeidy

Nebultleme zde podrobněji popisovat zvlaacuteštnosti každeacuteho z uvedenyacutech typů protože v dalšiacutem textu bude každeacutemu z nich věnovaacuten zvlaacuteštniacute

108

paragraf Při popisu uacutespěchů ve studiu proměnnyacutech hvězd každeacuteho z uvedenyacutech typů se budeme snažit podat jejich uacuteplnou charakteristiku

C Převratneacute proměnneacute hvězdy můžeme rozdělit na tyto zaacutekladniacute typy

1 Supernovy - 2 Typickeacute novy - 3 Cyklickeacute novy - 4 Novaacutem podobneacute proměnneacute hvězdy

I když proměnnost převratnyacutecb proměnnyacutech hveurozd je vyvolaacutevaacutena uacuteplně jinyacutemi přiacutečinami než proměnnost hvězd velkeacute posloupnosti a ačkoliv v posledniacutech deseti až patnaacutecti letech v oblasti studia převratshynyacutech proměnnyacutech hvězd a vyacutevoje jejich theoriiacute bylo udělaacuteno zvlaacutešť mnoho považujeme za vhodneacute věnovat jim zvlaacuteštniacute podrobnyacute člaacutenek při čemž se prozatiacutem omeziacuteme jen na detailniacute popis zaacutekladniacutech typů

Supernovy se začaly intensivně studoJat až do poloviny třicaacutetyacutech let našeho stoletiacute Předtiacutem byly objevovaacuteny jen naacutehodně v bližšiacutech hvězdshynyacutech soustavaacutech Naacutesledkem soustavneacuteho hledaacuteniacute organisovaneacuteho na Mt Palomaru jejich pOčet velmi rychle vzrostl z patnaacutecti na padesaacutet Supernovy jsou charakteristickeacute tiacutem že jejich zaacuteřeniacute je v maximu značně velikeacute Toto zaacuteřeniacute se daacute porovnat se z~řenIacutem miliard všech ostatniacutech hvězd určiteacute hvězdneacute soustavy Amplitudy jasnosti supernov pravděpodobně přesahujiacute 20 hvězdnyacutech třiacuted Zwicky ukaacutezal že pr~middot měrně jeden objev supernovy v určiteacute hvězdneacute soustavě odpoviacutedaacute jedshynomu vyacutebuchu za 400 let (F Zwicky AstrDphysical Journal 96 28 1942) Kulikovskij ukaacutezal že ve spiraacutelniacutech mlhovinaacutech pozdniacuteho typu supernovy vybuchuji mnohem častěji inež ve spiraacutelniacutech mlhovinaacutech raneacuteho typu a v eliptickyacutech mlhovinaacutech (P G Kulikovskij Astroshynomičeskij žurnal 21 211 1944) Na počaacutetku čtyřicaacutetyacutech let byla dokaacutezaacutena totožnost znaacutemeacute Krabiacute mlhoviny v souhvězdiacute Byacuteka se supershynoVlU kteraacute vybuchla v roce 1054 a kteraacute byla popsaacutena v řadě staryacutech letopisů a kronik Takovyacutem způsobem můžeme podrobně zkoumat fysishykaacutelniacute vlastnosti zbytků superoDvy Přiacutečina vyacutebuchů supernov ležiacute v hlushybokeacute přestavbě celeacute hvězdy a v uvolněniacute ohromneacuteho množstviacute nitroatoshymoveacute energie

Typickeacute novy dosti často vybuchujiacuteciacute v našiacute Galaxii a sousedniacutech spiraacutelniacutech mlhovinaacutech již daacutevno poutaly pozornost astronomů V přiacuteshytomneacute době v našiacute Galaxii je teacuteměř pravidelně objevovaacuteno 13-14 nov každyacutech deset let Protože je naacutem dostupna jen malaacute čaacutest celeacute Galaxie můžeme usuzovat že každoročně v niacute vybuchuje viacutece než sto nov Celaacute řada jasnyacutech nov ktereacute vybuchly v posledniacutech 25 letech umožnila deshytailně studovat jejich spektra Vyacutezkumy Voroncova-Veljaminova Amshybarcumjana Lebedinskeacuteho a jinyacutech sovětskyacutech a zahraničniacutech astronoshymů naacutes přivedly k pochopeniacute složityacutech procesů probiacutehajiacuteciacutech v obalech novyacutech hvězd v obdobiacute jejich vyacutebuchů Jde patrně o explosi hvězdy naacutesledkem nitrojadernyacutech procesů v určityacutech vrstvaacutech hvězdy

V posledniacutech patnaacutecti letech jsme byli svědky častyacutech opakovanyacutech vyacutebuchů nov Takoveacute hvězdy dostaly naacutezev cyklickeacute noveacute hvězdy Jejich

109

zkoumaacuteniacute daacutevaacute všechny důvody předpoklaacutedat že typickeacute novy jsou takeacute cyklickeacute ale vyacutebuchy jsou navzaacutejem odděleny od sebe tisiacuteciletiacutell1i Uacutekazy pozorovaneacute u cyklickyacutech novyacutech hvězd se jen maacutelo lišiacute od uacutekazU pozorovanyacutech u typickyacutech nOv

Několik desiacutetek hvězd připomiacutenaacute novy zvlaacuteštnostmi svyacutech spekter a ~měnou jasnosti Takoveacute hvězdy bylo rozhodnuto nazyacutevat novaacutem podobneacute hvězdy Jsou velmi rozmaniteacute svyacutem charakterem ale mezi ně bylo zařazeno teacutež neurokolik zvlaacuteště početnyacutech a charakteristickyacutech podshytypů Mezi nimi předevšiacutem ie třeba připomenout proměnneacute hvězdy typu U Geminorum Jsou charakteristickeacute naacutehlyacutemi vyacutebuchy připomiacutenajiacuteciacutemi novy Ale amplituda těchto vyacutebuchů neniacute velikaacute (od dvou do pěti hvězdshynyacutech třiacuted) a intervaly mezi vyacutebuchy představujiacute cykly s dobou od deseti _ dQ několika set dniacute Parenago společně se autorem tohoto člaacutenku stushydovali tyto hvězdy spolu s cyklickyacutemi novami dokaacutezali jejich trpasličiacute podstaťu a objevili dobře patrnou zaacutekonitost mezi amplitudou vyacutebuchu a deacutelkou intervalu mezi vyacutebuchy (P P Parenago B V Kukarkin Pěreměnnyje Zvjozdy 4 249 1934) Spektra těchto hvězd se velmi těžko studujiacute proto že tyto objekty jsou velmi slabeacute Nejjasnějšiacute předshystaviteleacute tohoto typu za normaacutelniacute jasnosti v minimu sotva dosahujiacute 12 hvězdneacute velikosti Nicmeacuteně nejmohutnějšiacutemi přiacutestroji byla v posledshyniacutech letech studovaacutena spektra mnohyacutech hvězd typu U Geminorum Jeshyjich spektra se hodně lišiacute od spekter typickyacutech nov ale ukazujiacute emisniacute paacutesy ktereacute mluviacute ve prospěch existence procesů připomiacutenajiacuteciacutech exshyplosi obalu Kromě hvězd typu U Geminorum je třeba uveacutest hvězdy typu Z Andromedae Tyto hvězdy majiacute dosti značneacute vyacutebuchy (5 amplishytudami do čtyř hvězdnyacutech třiacuted) po nichž naacutesledujiacute menšiacute cyklickeacute vyacutekyvy až do noveacuteho mocneacuteho vyacutebuchu Spektra těchto hvězd majiacute mnoho společneacuteho se spektry nov Často je společně se spektrem vzplashynuvšiacute hvězdy jež je podobneacute spektru nov pozorovaacuteno spektrum rudeacuteho neviditelneacuteho souputniacuteka Kon~čně je třeba uveacutest ieště hvězdy typu R Coronae Borealis ktereacute na rozdiacutel od nov teacuteměř staacutele jsou v maximu a naacutehle v uacuteplně nepravidelnyacutech časovyacutech intervalech slaacutebnou o několik hvězdnyacutech třiacuted Studium jejich spekter opravňuje předpoklaacutedat že jde o explose velkeacuteho množstviacute uhliacuteku v atmosfeacuteraacutech těchto hvězd jehož pohlceniacutem jsou vyvolaacutevaacuteny pozorovatelneacute poklesy jasnosti Kromě uveshydenyacutech nejtypičtějšiacutech představitelů novaacutem podobnyacutech hvězd je ještě mnoho zvlaacuteštniacutech hvězd rovněž k nim počiacutetanyacutech

Je třeba miacutet na zřeteli že uvedeneacute schema klasifikace proměnnyacutech hvězd ani zdaleka ne)bsahuje všechny znaacutemeacute přiacutepady hvězdneacute proměnshynosti V posledniacutech desetiletiacutech bylo na přiacuteklad objeveno mnoho hvězd s proměnnyacutemi spektry U některyacutech z těchto hvězd byly objeveny soushyběžneacute nevelkeacute změny 1asnosti Je možneacute že některeacute z hvězd s proměnshynyacutemi spektry jsou bliacutezkeacute převratnyacutem proměnnyacutem hvězdaacutem nehledě ovšem na nepatrnost procesů na nich probiacutehajiacuteciacutech (PokraoovaacuteJniacute)

Přeložil Zdeněk Sekaminn

1fO

ZPRAacuteVY POKYNY MĚSČN SEKCE A

Odpověď dr R Šimonovi (K člaacutenku Vznikba kruhovaacute pohořiacute na Měsiacuteci dopady meteoritů

uveřejněneacutemu v ŘiacuteJi hvěZf11 1954)

Velnli mě těšiacute že na straacutenkaacutech našeho časopisu se počiacutenaacute diskutoV1at o vzniku měsiacutečniacutech kraacuteterfi ktereacutemužto probleacutemu bylo až dosud v našiacute literatuře věnoshyvaacuteno poměrně velmi maacutelo miacuteista Pochybuji však předem (nazvěte si to třeba syacutečkovaacuterum) že dalšiacute pok1račovaacuteniacute v teacuteto diskusi naacutes může v současneacute době přiveacutest k nějakeacutemu konkretniacutemu řešeniacute protože SB tu jednaacute vlastně o celyacute komplex zatiacutem nerozřešenyacutech otaacutezek nejenom geologickyacutech ale předevšiacutem kosshymogonickyacutech Dalšiacute seriosně podlCJženeacute naacutemitky vůči meteorickeacute domněnoe jsou však přirclzeně staacutele vIacutetaacuteny I

Kolega dr R Šimon jak se mně zdaacute by znal raacuted moje vlastniacute stanoviska v teacuteto věci Možnaacute že z meacute citovaneacute knihy (Měsic Praha lS53) vzniaacute n e shyspraacutevnyacute dojem jako bych byl zavilyacutem meteoritikem a pDvažoval tuto domněnku nejenom za jednu ze vskutku l1ejleacutepe propracovanyacutech domněnek o vzniku měshysiacutečniacutech k raacuteJteru ale za jedinou možnou a spraacutevnou hypothesu v teacuteJto otaacutezce Pravda maacutem k meteoriiUckeacuted)mněnce velmi bliacutezko nechci však před nikyacutem zastiacuterat jak ostatně vyplyacutevaacute i z obsahu meacute knihy jejiacute souGa~neacute nedostatky Formulcrval bych (velmi stručně) sveacute vlastniacute stancrvisko v teacuteto ltzaacutelež1tosti asi takto

otaacutezku vznbku měsiacutečniacutech kraacuteteru považuji jaksi oficiaacutelně naIacuteaacutele za otevřeshynyacute probleacutem soukromě se však domniacutevaacutem že Měs1c mohl stejně tak jako něshykteraacute jinaacute menšiacute tělesa slunečniacute soustavy vzniknout původně jako k o n g 10shyme raacutet řaacutedově mnohem menšiacutech tě les a že měsiacutečniacute kraacutetery naacutem ve sveacute většině představuji dodnes zachovaleacute stopy nikoliv po časově nedaacutevneacutem bombardovaacuteni měsiacutečnLho povrchu malyacutemi tě1esy řaacutedu dnešnich meteoru a meteoshyritů nyacutebrž tělesy j i fl eacute hod r u hu Takeacute okolnosti za jakyacutech se tmo -bomshybardovaacuteniacute Měsiacutece daacutelo byly pravděpodobně jineacute nežli se obvykle soudiacute Domniacuteshyvaacutem se že pozemskeacute meteoritoveacute kraacutetery bychom mohli považovat do jisteacute miacutery jen za jakousi vzdaacutelenou Dbdobu va-neacute většiny měsičniacutech kraacuteteru a přijiacutemat neshyjenom zamožneacute ale za pravděpodobneacute že mezi oběma těmito druhy uacutetvaru existujiacute roltzdiacutely nejenom k van t it a t i vn Ale o tom podrobněji až někdy jindy Jinak ještě na sebe mohu prozradit to že se celkem staVIacutelm na SJtanovisko Chabakovovo a spolu s niacutem soudiacutem že dalšiacute pr)dlužovaacutemiacute disltuse vulkanistů a meteoritikfi po stareacutem způsobu je neplodneacute že oba způsoby vzniku měsiacutečniacutech kraacuteteru jsou rraacutelně možneacute a že nyniacute je předevšim třeba dalšiacutech pečlivyacutech studiiacute detailniacute stavby měsiacutečniacutech kraacuteteru (dodejme k tomu ještě že i detailniacute stavby pozemskyacutech meteoritovyacutech kraacuteJteru) Při všiacute meacute uacutectě k naacutezorům 1lolegy dr Šimona se mi však nezdaacute že by bylo možno už dnes tvrdit že meteoritiekaacute domněgtnk3 ztratiacute po kritiokeacutem a objektivniacutem rozboru jednoJlo dne sveacute opodstatshyněni a stane se jednou z mnohyacutech překonanyacutech hypothes na ktereacute je historie astronomickeacute vědy tak bohataacute

K jednotlivyacutem bodům obžaloby proti meteoretiokeacute hypothese podaneacute dr Šishymonem bych si dovolil přičinit teto

1 Koncentrac e valovyacutech rovin směrem k měsiacutečniacutem poacutelům o niacutež mluviacute koleg3 Šimo(t1 je jednak vyacutesledkem toho že Ityto uacutetvary jsou směrem k zaacutepadniacutemu a vyacutechodniacutemu okraji Měsiacutece čaacutestečně zahlaJzeny pDldějšiacutemi změnami ktereacute se na Měsiacuteci odeh1raacutely jednak je to sugesrtivniacute dojem působenyacute perspektivniacutem skrGSshyleniacutem při okraji měsiacutečniacute koule Kraacutetery sediacute doslova jeden těsně vedle druheacuteho a někde se přiacutem) zasahujiacute a prostupuji n e jenompoDliacutež jižniacuteho poacutelu Měsiacutece ale i v jeho severniacute polaacuterniacute a subpolaacuterniacute oblasti (Goldschmidt-Anaxagoras Anali-

J J 1

R XXXV C 5 VYSLO V KVEDNU 1954

Vedouciacute redaktor M MOHR

Riacutediacute redakčniacute kruh L LANDOVA-STYshy

CHOVA Dr M KOPECKyacute Dr V RUML

Dr H SLOUKA Dr B STERNBERK

Přiacutespěvky do časopisu zasllejte na reshy

dakci Praha IV-Petřin Lidovaacute hvězshy

daacuterna (tel čiacuteslo 463-05) nebo přlmo čleshy

nům redakčnlho kruhu

Obraz na obaacutelce

S a t tb r n - fantastickyacute pohled z jednoho jeho měsiacuteců Saturn bude v letniacutech měsiacuteciacutech dobře viditelnyacute a neopomeňme proto tuto zajiacutemavou planetu alespoň jednou většiacutem dalekoshy

hledem pozorovat

Obraz na t3tvrteacute straně obaacutelky

Mleacutečnaacute draacuteha v souhvězdiacute Labutě

arSE HVĚZD vychaacutezi desetkraacutet ročně

mimo červenec a srpen Dotazy objedshy

naacutevky a reklamace tyacutekajiacuteciacute se časopisu

vyři-zuje každyacute poštovniacute uacuteřad i doručoshy

vatel Rozšiřuje Poštovn( novinovaacute služba

(middotPNS) Redakčniacute uzaacutevěrka čiacutesla 1 kažshy

deacuteho měsiacutece Rukopisy se nevracejiacute za odbornou spraacutevnost přiacutespěVku odpoviacutedaacute

autor Ke všem pLsemnyacutem dotazům přishy

ložte znaacutemku na odpověď

Clenskyacute přiacutespěvek CAS 24 Kčs

(s časopisem)

Cena jednotliveacuteho vyacutetisku Kčs 2lt10

celoročniacute předplatneacute Kčs 24shy

Uacutečet St spoř Praha Č 731559

OBSAH

Co noveacuteho v astronomii -a věshy

daacutech přiacutebuznyacutech - Vlad Čershy

nyacute Zemskyacute magnetismus shy

L Sehnal O meteorickeacutem roji

Quadrantid - B V Kukarkin

Proměnneacute hvězdy - Zpraacutevy a

pokyny sekcl - Zpraacutevy našich

hvězdaacuteren - Noveacute knihy a

publikace - Zpr-aacutevy našich poshy

zorovatelů

CODEPJRAHHE

LJroHoBorOIl aCTpoumnm If CMemshy

HblX HayKax - B LlepHbll1 3 eMshy

II olt MarHtlTH3M - TI CerH3JJ

O MeTeOpnqeOKOJl poe KBaupaHTlII

- B B KylapRillII ITpoMeHHb18

3BearrhI - CooG~emll1 CeuroKQlIH -

Coo6~eHlIR HaIITllX o6remiddotpBRrOTlHH

- HOBble IJHTlTII 1 lly6JIlKaUlIII shy

C006II(eHJJH HaIIHX lHa6JJIOJ(aTeuroJJeJl

CONTENTS

Astronomical News - V Čershy

nyacute Earths Magnetism - L

Sehnal AJbout the Quadrantids

- B V KUkarkin Variable

Stars Reports from our

Sections - Reports from our

Observatories - New books

and puhlications - Reports

from our observers

CO NOVEacuteHO v astronomii a vědaacutech přiacutebuznyacutech

S Landoveacute-Štychoveacute miacutestopředsedkyni geskoslovenskeacute astronomickeacute společnosti propůjčil president republiky Raacuted praacutece za jejiacute dlouholetou vynikajiacuteciacute kulturniacute činnost

Prof Dr A J Orlov řaacutednyacute člen A N U S S R a dopisujiacuteciacute člen A N S S S R zemřel 28 uacutenora 1954 Nar r 1880 o astronomii se zajiacutemal již middot od studentsk)ch let V pozdějšiacutech letech byl jeho zaacuteiem velmi rozšiacuteřen zejmeacutena na gravimetrii geodesii seismiku a zemskyacute magshynetismus Od roku 1913 do roku 1934 zastaacuteval miacutesto ředitele astronoshymickeacute observatoře university v Oděse V roce 1944 bylo z jeho iniciashytivy a pod jeho vedeniacutem započato s projektem a později se stavbou hlavniacute astronomickeacute observatoře A N USSR u Kyjeva Vyacuteznamneacute jsou jeho astronomickeacute praacutece o kometaacutech zejmeacutena o pohybu hmoty v chvostech komet Smrt ho zastihla v plneacute praacuteci když dokončoval sveacute studie o koliacutesaacuteniacute poacutelu ktereacutemuž probleacutemu zůstal věren až do posledshyniacuteho okamžiku sveacuteho života

Prof Dr W Grotrian ředitel Astrofysikaacutelniacuteho uacutestavu v Postupimi vyacuteznamnyacute slunečniacute fysik znaacutemyacute svyacutemi vyacutezkumy slunečniacute korony a lokaacutelniacutech magnetickyacutech poliacute na Slunci zemřel 3 III 1954 ve staacuteřiacute 64 let

Dr Donald H Menzel nastoupil miacutesto jatko šestyacute ředitel Harvardskeacute hvězdaacuterny Naacutesleduje prof Dr H Shapley-ho kteryacute po dlouholeteacute zaacuteslužneacute činnosti se uchyacutelil na odpočinek

Novyacute katalog proměnnyacutech hvězd v oblasti mlhoviny Oriona ~řishypravil sovětskyacute hvězdaacuteř Parenago Katalog obsahuje přes dvě stě proměnnyacutech a dvanaacutect podrobnyacutech mapek

MilZi10an Robert vyacuteznačnyacute badatel z oboru kosmickeacuteho zaacuteřeniacute a atoshymistiky zemřel 19 prosince m T ve staacuteřiacute 85 roků Obdržel Nobelovu cenu v roce 1923

Rozměry planetek zkoumal na zaacutekladě fotometrickyacutech uacutedajů sovětskyacute astronom Leviacuten a odhaduje celkovou hmotu všech katalogisovanyacutech planetek na 13850 hmoty našiacute Země

Einsteinův efekt jehož theoretickaacute velikost činiacute 175 byl znovu poshytvrzen při posledniacutem -uacuteplneacutem zatměniacute Slunce 25 uacutenora 1952 v Kharshytumu Zatiacutem co při všech dřiacutevějšiacutech zatměniacutech kdy byl měřen dosashyhoval poněkud většiacute hodnotu 22 byla při posledniacutem zatměniacute přesnyacutem proměřeniacutem a redukci vyacutesledků ziacuteskaacutena teacuteměř zcela souhlasnaacute hodnota 170 tak jak theorie vyžaduje

97

Pohyby trpasličiacutech hvězd typu M zkoumal M J Delhaye a zjistil neshypatrnost jejich posuvu kolmo ke galaktickeacute rovině Usoudil z toho že tyto hvězdy ktereacute se vyznačujiacute emisniacutemi čarami tvořiacute velmi zploštělyacute subsysteacutem a jsou pravděpodobně velmi mladeacute Je jich dosud velmi maacutelo znaacutemo a to ještě nedostatečně proto doporučuje pozorovatelům věnovat jim zvyacutešenou pozornost

Zaacutekrytovaacute proměnnaacute UX Monocerotis ukazuje na zaacutekladě fotoelekshyrickyacutech pozorovaacuteniacute F B WODda nepravidelneacute světelneacute vyacutekyvy o maxishy

maacutelniacute velikosti až 02m bull Rychlejšiacute vyacutekyvy trvajiacute jednu až dvě hodiny V modreacute barvě jsou většiacute než ve žluteacute

Vodiacutekoveacute emise v galaxiiacutech byly zjištěny v 27 přiacutepadech Vznikajiacute fluorescenciacute mezihvězdneacuteho plynu bHzko hvězd vysokyacutech teplot

KUbovaacute hvězdokupa NGC6397 (17h 32m 7 - 53deg61900) byla zkoushymaacutena na zaacutekladě velkeacuteho fotografickeacuteho materiaacutelu ziacuteskaneacuteho 26 palc fotografickyacutem refraktorem jižniacute Yalskeacute odbočky v Johannesburgu Celshykem byly proměřeny polohy asi 1300 hvězd a určeny jejich jasnosti Nejjasnějšiacute byla 946m nejslabšiacute 1559m bull Zdaacutenlivyacute průměr teacuteto kuloveacute hvězdokupy je 19 a zdaacutenlivaacute jasnost 47m bull Patřiacute k nejbližšiacutem hvězdoshykupaacutem tohoto druhu neboť jejiacute vzdaacutelenost je 173 kpc

Průměrnaacute rotačniacute rychlost hvězd různyacutech spektraacutelniacutech typů byla určena Struvem a zjištěny tyto hodnoty

Spektrum Průměrnaacute rotačniacute rychlost

Oo-Be 350 kmsec O-B 94

A 112 Fo-F2 51 F5-F8 20

dG dK deg dM deg deg

Prvniacute určeniacute hvězdnyacutech vzdaacutelenostiacute provedli v roce 1938 W Struve v Pulkově F W Bessel v Kraacutelovci a Henderson v Kapskeacutem Městě Prvniacute použil vlaacuteknoveacuteho mikrometru druhyacute meridiaacutelniacutehokruhu a třetiacute heliometru Henderson měřil vzdaacutelenost alfa Centauri Struve si zvolil Vegu a Bessel hvězdu 61 v Labuti Porovnaacuteniacutem jejich tehdejšiacutech vyacuteshysledků s nynějšiacutemi moderniacutemi ukazuje jak přesně tehdy jmenovaniacute hvězdaacuteři měřili

Henderson a Cen 116 076 43 sv r W Struve Vega 026 012 83 sv r Bessel 61Cyg 031 ()30 99 sv r

98

--ZEMSKYacute MAGNETISMUS

zaacutekladniacute pojmy a poznatky

VLADIMfR čERNYacute

Kompas jehož magnetka se v každeacutem miacutestě staviacute do určiteacuteho směru ukazuje že naše Země je velkyacutem permanentniacutem magnetem Jejiacute magneshytickeacute pole je poměrně slabeacute Intensita až na několik vyacutejimek je průshyměrně asi 05 Oe Pozorovaneacutečasoveacute mněny intensity jsou ještě menšiacute a nepřevyšujiacute zpravidla několik desetitisiacutecin hodnoty zaacutekladniacute jednotky Prot) se ustaacutelila a zevšeobecněla v geomagnetickeacute praxi jednotka y = 110-5 Oe

Zaacutekladniacute charakteristikou každeacuteho magnetickeacuteho pole tedy i zemshyskeacuteho je jeho celkovaacute (totaacutelniacute) intensita T V geomagnetismu neměřiacute~ me zpravidla přiacutemo intensitu pole Tl ale složky ktereacute jsou jejiacutem průshymětem do souřadnicoveacute soustavy Jejiacute orientaciacute provedeme tak aby osa x (obr 1) byla v rovině zeměpisneacuteho poledniacuteku a osa y byla k niacute

Obr 2 Vnitřek paviwnu pro absolutniacute měřeniacute (geo~nagnetickeacute observatoře

v PrilhQniciacutech) A I14gnetickyacute theodolit B zemskyacute itnduktor (Z archivu geom oddělooiacute 00 ČSAV)

1 s vyacutejimkou leteckyacutech T-magnetometrfi

99

o I I I I

z I

II ---------- I T

I I I I

I I I

I I I I I ________JI

Obr 1 vlevo Rozklad geomf1Jgnetickeacute i1ttensity T v elementy a složky Obr 3 vpravo Schmidtova pol1tiacute vaacuteha fy Askania geomagnetickeacute observatoře

v Prithoni(iacutech (Z archivu geom odděleniacute auacute ČSAV)

kolmaacute při čemž osa x je kladnaacute od počaacutetku soustavy k severu a osa y k vyacutechodu Osa z v teacuteto soustavě zaujme vertikaacutelniacute polohu kladnaacute je od počaacutetku směrem dolů Umiacutestiacuteme-li počaacutetek teacuteto souřadnicoveacute soushystavy do miacutesta kde provaacutediacuteme magnetickaacute měřeniacute maacute vektor T vzhleshydem k souřadnicoveacute soustavě určitou polohu OTo Projekci vektoru T na horizontaacutelniacute rovinu označujeme vektorem H a řiacutekaacuteme jiacute horizontaacutelniacute intensita Vertikaacutelniacute rovina zOH ve ktereacute ležiacute vektor T je rovinou magnetickeacuteho meridiaacutenu Uacutehel TaH kteryacute sviacuteraacute vektor T s horizontaacutelniacute rovinou je inklinace kterou značiacuteme zkratkou J Uacutehel mezi rovinou magnetickeacuteho meridiaacutenu a vertikaacutelniacute rovinou zOx je deklinace D Deklishynaci značiacuteme + jestliže vektor H je odkloněn od osy x k vyacutechodu Proshyjekce totaacutelniacuteho vektoru T na osu x je sevemiacute (X) na osu JI vyacutechodniacute (Y) a na osu z vertikaacutelniacute (Z) složka geomagnetickeacuteho pole Deklinace inklinace a horizontaacutelniacute intensita jsou elementy X Y a Z složky zemshyskeacuteho magnetismu ktereacute můžeme poklaacutedat za projekci vektoru T v růzshynyacutech souřadnicovyacutech soustavaacutech Na př složky X Y a Z jsou souřadnice konce vektoru T v pravouacutehleacute souřadnicoveacute soustavě elementy D HaJ souřadnice sfeacuterickeacute soustavy a D H a Z souřadnice cylindrickeacute soushystavy

Obr 4 Mapa isogon pro epochu 19505 (podle Orlova) ---+

100

Souřadnice v jednotlivyacutech vyacuteše uvedenyacutech soustavaacutech isou vzaacutejemně na sobě nezaacutevisleacute Nelze na př určit severniacute složku X pomociacute složek Y a Z nebo vertikaacutelniacute složku Z pomociacute HaD Přechod z jedneacute soustavy souřadnic do druheacute a určeqiacute vektoru T provaacutediacuteme jednoduchyacutemi vztahy

X = H cosD tgD = Y X

Y=H sinD H= VX2 + yz

Z = H tgl tgl = Z IIX2 + y2

T = H secl = VX2 + yz + Z2

Měřeniacute magnetickeacute deklinace D provaacutediacuteme magnetickyacutem theodohshytem (obr 2) Deklinaci určiacuteme z odchylky směru osy magnetky od zeměpisneacuteho meridiaacutenu jehož směr zjistiacuteme astronomickyacutemi a geodeshytickyacutemi měřeniacutemi V okoliacute Prahy je přibližně - 1deg40 HorizontaacuteZniacute intensitu H měřiacuteme teacutež magnetickyacutem theodolitem ale v jineacutem uspořaacuteshydaacuteniacute než při určovaacuteniacute deklinace Určujeme nejdřiacuteve dobu kyvu pomocshyneacuteho magnetu zavěšeneacuteho na tenkeacutem vertikaacutelniacutem vlaacutekně Velikost vyacuteshychylek magnetky deklinatoria theodolitu ktereacute jsou vyacutesledkem působeniacute geomagnetickeacuteho pole a pole pomocneacuteho magnetu je uacuteměrnaacute H InkZishynace I byla dřiacuteve měřena inkZinatoriem ktereacute je nyniacute zcela vytlačeno zemskyacutem induktorem (obr 2) Kromě abampolutniacutech měřeniacute složek geoshymagnetickeacuteho pole pomoCIacute magnetickeacuteho theodolitu a zemskeacuteho indukshytoru provaacutediacuteme měřeniacute relativniacute na př Schmidtovyacutemi magnetickyacutemi vahami (obr 3)

Vyacutesledky geomagnetickyacutech měřeniacute na observatořiacutech i v tereacutenu poshyskytujiacute rozsaacutehlyacute a různorodyacute materiaacutel kteryacute se staacutevaacute přehleDnyacutem teshyprve tehdy když je graficky 3pracovaacuten Sestaveniacutem map isočar t j čar spojujiacuteciacutech na mapě miacutesta stejnyacutech hodnot toho neb onoho elementu bylo umožněno praktickeacute využitiacute vyacutesledků magnetickyacutech měřeniacute a ziacutesshykaacuteniacute jasneacuteho obrazu kvalitativniacuteho a kvantitativniacuteho charakteru geoshymagnetickeacuteho pole vcelku i pro jednotlivaacute uacutezemiacute lsočaraacutem ktereacute sposhyjujiacute miacutesta stejneacute deacuteklinace na magnetickeacute mapě řiacutekaacuteme iampogony isočashyraacutem stejneacute inklinace isokZiny a isočaraacutem DstatnIacutech složek isodynam1j (na př isodynamy vertikaacutelniacute složky Z)

Elementy zemskeacuteho magnetismu se s časem měniacute Proto u každeacute magnetickeacute mapy musiacuteme uveacutest pro kteryacute časovyacute moment (epochu) byla zhotovena Nejčastěji se udaacutevaacute střed některeacuteho roku t j 1 čershyvence Na pf jestliže budeme miacutet mapu pro epochu 19505 tehdy musiacuteme vyčteneacute hodnoty elementu geomagnetickeacuteho pole v niacute uvedeneacute vztaacutehnout na 1 července 1950 V OOhOOm

Celkovou představu rozloženiacute geomagnetickeacuteho pDle naacutem poskytujiacute světoveacute magnetickeacute mapy (obr 4 5) Již na prvyacute pohled vykazujiacute určishytou zaacutekonitost v rozděleniacute isočar Na mapě isogon (obr 4) iednotliveacute

Obr 5 Mapa isodynam H pro epochu 19505 (podle Orlo1)a) - --+

102

isočaacutery vybiacutehajiacuteciacute z jednoho bodu soustřeďujiacute se v druheacutem protilehleacutem prveacutemu s vyacutejimkou isogon na asijskeacute pevniněktereacute tv)řiacute uzavřenyacute celek Miacutestu kde se isog)ny sbiacutehajiacute do jednoho bodu kteryacute ležiacute nejbliacuteže severniacutemu zemskeacutemu poacutelu řiacutekaacuteme severniacute magnetickyacute poacutel na jižniacute poloshykouli jižniacute magnetickyacute poacutel Sestaviacuteme-li si mapu isogon polaacuterniacutech obshylastiacute zjistiacuteme že deklinačniacute poacutely jsou vlastně čtyři jednak oba poacutely magnetickeacute jednak poacutely zeměpisneacute na nichž neniacute definovaacuten zeměpisnyacute poledniacutek pomociacute ktereacuteho deklinaci určujeme V okoliacute zeměpisneacuteho poacutelu se měniacute směr meridiaacutenů od 0deg do 360deg při čemž magnetickyacute meridiaacuten je jen jeden proto se i veJikost deklinace bude měnit v rozmeziacute 0deg až 360deg Toteacutež platiacute i pro magnetickyacute poacutel s tiacutem rozdiacutelem že jiacutem probiacutehaacute jedinyacute zeměpisnyacute meridiaacuten a měniacute se magnetickyacute meridiaacuten Obr 5 ukashyzuje průběh isočar horiiacutejontaacutelniacute sZožky geomagnetickeacuteho pole Směrem od severniacuteho geomagnetickeacuteho poacutelu k rovniacuteku H vzrůstaacute a k jižniacutemu poacutelu opět ubyacutevaacute až do nuly Maximaacutelniacute hodnoty nabyacutevaacute v prostoru sundshyskyacutech ostrovů (pro epochu 1950) V okoliacute Prahy jest řaacutedově 19500 y lsokliny majiacute nejpravidelnějšiacute průběh ze všech elementů Nulovaacute isoklishyna je magnetickyacutem rovniacutekem Na něm vektor T maacute směr horizontaacutelniacute Směrem od geomagnetickeacuteho rovniacuteku k magnetickyacutem poacutelům inklinace vzrůstaacute od 0deg do 90deg V okoliacute Prahy je přibližně 655deg lsočaacutery vertikaacutelniacute sZožky Z majiacute podobnyacute průběh jako isokliny s maximem intensity na poacutelech (06 Oe) a nulovou intensitou na geomagnetickeacutem rovniacuteku

Poloha geomagnetickyacutech poacutelů se měniacute plynule v zaacutevislosti na čase jak vidiacuteme z tab I kde jsou vypočteny zeměpisneacute souřadnice pro různeacute epochy

EPOCHA SEVERNIacute POacuteL

šiacuteřka deka šiacuteřka

JIZNIacute POacuteL deacutelka

1600 78deg 42 59deg 00 81 deg 16 169deg 30 1700 75 51 68 48 77 12 155 15 1770 66 104shy1885 69 57 182 45 73 45 153 00 1900 69 18 96 37 1950 72 96 70 50

Světoveacute mapy isočar geomagnetickeacuteho pole nepodaacutevajiacute přesnyacute obraz elementů pouze obraz elementů ve zjednodušenyacutech rysech Miacutestniacute neshypravidelnosti pole jsou zahZazeny a proto musiacuteme světoveacute mapy uvažoshyvat jen jako obrazy určityacutech středniacutech luodnot elementů geomagneticshykeacuteho pole Hladkyacute pnlběh isočar se změniacute sestrojiacuteme-li z vyacutesledků poshydrobnyacutech měřeniacute mapy jen pro middotmalou oblast Jejich nepravidelnyacute miacutesty teacuteměř chaotickyacute průběh svědčiacute o tom že miacutestniacute rozloženiacute geomagneticshykeacuteho pole je nepravidelneacute a odchylky od uspořaacutedaneacuteho normaacutelniacuteho průshyběhu jsou pak složitou funkciacute souřadnic bodů přiacuteslušneacute oblasti Přiacutečinu těchto jevů ktereacute majiacute vyacuteznam v praxi při hledaacuteniacute magnetickyacutech hrYshynin a mineraacutelůnutno spatřovat ve fysikaacutelniacute nestejnorodosti zemskeacute kůry

104

o METEORICKEacuteM ROJI QUADRANTID

L SEHNAL

Quadrantidy jsou velmi zajiacutemavyacutem avšak maacutelo znaacutemyacutem rojem Jeshyjich jmeacuteno je odvozeno od polohy miacutesta z něhož zdaacutenlivě na obloze vyletujiacute t j od polohy jejich radiantu Ten se naleacutezaacute v severniacute čaacutesti souhvězdiacute Boota pobliacuteže souhvězdiacute Draka Zde je na staršiacutech atlasech oblohy zaznamenaacuteno souhvězdiacute Quadrans Muralis (zedniacute kvadrant) Na novějšiacutech mapaacutech toto souhvězdiacute nenalezneme naacutezev meteorickeacuteho roje Quadrantid se však dodnes zachoval

Quadrantidy můžeme za přiacuteznivyacutech podmiacutenek spatřit každoročně ve dnech 2 až 3 ledna Doba jejich činnosti je omezena pouze na jednu nebo dvě noci na poměrně kraacutetkou dobu dosahuje působeniacute roje maxima a pak se činnost roje rychle zmenšuje to jest tloušťka roje při setkaacuteniacute se Zemiacute malaacute

Činnost roje dosti koliacutesaacute průměrnyacute hodinovyacute počet viděnyacutech meteorů je 45 Z let v nichž byl zaznamenaacuten většiacute počet meteorů bylo usuzovaacuteno na periodickeacute opakovaacuteniacute zvyacutešeneacute činnosti roje na př perioda 13 let (D Kirkwood) 146 let (J C Fischer) z radarovyacutech pozorovaacuteniacute byla určena perioda - 24 let V posledniacute době J G Porter uvažuje možnost že Quadrantidy jsou složeny ze dvou proudů a periodaacutech 24 a 294 let a dochaacuteziacute k vyacutesledneacute periodě celeacuteho roje 13 let To by znamenalo že draacuteha Země je protiacutenaacutena dvěma shluky meteorů při jejichž společneacutem setkaacuteniacute se Zemiacute nastaacutevaacute zvyacutešenaacute činnost roje Spiacuteše se však zdaacute že tyto periody Quadrantid jsou určeny maacutelo spolehlivě a že pro tento roj nemůžeme naleacutezt žaacutedneacute obdobiacute v němž by se činnost roje periodicky měnila

Elementy draacutehy roje byly určovaacuteny z různyacutech pozorovanyacutech stop meteorů Tyto vypočteneacute elementy drah se však velmi maacutelo lišiacute různiacute autoři uvaacutedějiacute draacutehy Quadrantid od vysloveně kraacutetkoperiodickyacutech až po draacutehy parabolickeacute Ale většina vypočtenyacutech drah teacutež těch ktereacute byly určeny ze spolehlivyacutech pozorovaciacutech method (fotograficky) udaacutevaacute kraacutetkoperiodickeacute draacutehy roje ktereacute se však i zde velmi lišiacute

Vypočteneacute elementy se shodujiacute dobře pouze ve stanoveniacute deacutelky uzlu kteraacute je určena polohou Země při setkaacuteniacute s rojem

SklQll draacutehy vzhledem k ekliptice neniacute již tak jednoznačně určen avšak je jisteacute že je značně velikyacute Ve vypočtenyacutech elementech můžeme naleacutezt hodnoty sklonu i = 69deg5 71deg3 74deg 81deg5 Tiacutemto velkyacutem sklonem se Quadrantidy odlišujiacute od t zv ekliptikaacutelniacutech rojů (Geminid ScorpioshySagittariid Taurid ap) jejichž rovina draacutehy je sk10něna k ekliptice pod malyacutem uacutehlem

Quadrantidy nedaacutevajiacute přesně určenyacute bodovyacute radiant zjišťujeme li nich velkyacute rozptyl radiantů nebo celou radiačniacute plochu kteraacute neniacute přesně ohraničena Přiacutečiny tohoto zjevu nejsou dosud dostatečně proshy

105

zkoumaacuteny Neniacute vyloučeno že tento roj představuje směs proudů s růzshynyacutemi drahami jejichž charakteristickyacutemi vlastnostmi jsou ostreacute mashyximum činnosti roje a velkyacute rozptyl radiantů

Autor člaacutenku zkDumal poruchy kteryacutemi působiacute v dlouheacutem časoveacutem intervalu Jupiter na draacutehu roje Vybral si k tomu uacutečelu fotografickyacute 2jištěnou draacutehu kteraacute se přibližuje značně k draacuteze Jupitera a zjistil tyto změny elementů draacutehy roje za 100 let

Zajiacutemavaacute je změna deacutelky uzlu což znamenaacute že datum maxima činshynosti roje se prakticky neměniacute To bylo ověřeno na vykonanyacutech pozoshyrovaacuteniacutech Quadrantid Naproti tomu je změna sklonu draacutehy velkaacute to by mohlo byacutet ve vztahu k již zmiacuteněneacutemu rozptylu radiantů Původ rojovyacutech meteorů přičiacutetaacuteme kometaacutem proto se ke každeacutemu

roji snažiacuteme naleacutezt mateřskou kometu od niacutež bychom mohli vznik roje odvodit Pro Quadrantidy zatiacutem všechny takoveacute pokusy byly bezvyacutesledshyneacute na př souvislost roje s kometou Tuttle I (1939 X) se ukaacutezala byacutet chybnaacute

Z těchto všech poznatků ktereacute zde byly o Quadrantidaacutech uvedeny je zřejmeacute že tento roj neniacute ještě dostatečně prozkoumaacuten Přispiacutevaacute k tomu listě i nevhodnaacute doba činnosti roje kdy většinou nepřiacutezniveacute počasIacute odshyrazuje od pozorovaacuteniacute a takeacute to že činnost roje je omezena pouze na jednu dvě noce Avšak praacutevě pro nedostatečnou znalost roje může byacutet pozoroshyvaacuteniacute jeho činnosti vděčnyacutem objektem i pro astronoma amateacutera neboť vyacutesledky ziacuteskaneacute pozorovaacuteniacutem nejviacutece přispějiacute k jeho hlubšiacutemu a důshykladneacutemu poznaacuteniacute

PROM~NNEacute HVEZDY

B V KUKARKIN

( POkračovlIacuterniacute)

KLasifikace prDrf1ěnnyacutech hvězd

Dvacaacutetaacute a třicaacutetaacute leacuteta našeho stoletiacute jsou charakteristickaacute vzrůstashyjiacuteciacutem počtem zkoumaacuteniacute jednotlivyacutech proměnnyacutech hvězd do šiacuteře i do hloubky takže dřiacutevějšiacute schemata klasifikace se ukaacutezala byacutet přiacuteliš neshydokonalyacutemi a neZpůsobilyacutemi obsaacutehnout některeacute nově objeveneacute detaily a zvlaacuteštnosti Zkoumaacuteniacute spektraacutelniacutech a jinyacutech speciaacutelniacutech charakteristik proměnnyacutech hvězd takeacute poukaacutezalo na nutnost dalšiacute typisace Během posledniacutech dvaceti let bylo předloženo mnoho nejrůznějšiacutech schema~ klasifikace Mnoziacute z autorů těchto schemat se hnali často za takovyacutemi

lOG

detaily že vytvaacuteřeli typy proměnnyacutech hvězd ktereacute měly jen jednoho představitele

NejlogičtějšIm schematem klasifikace proměnnyacutech hvězd je to scheshyma na jehož zaacutekladě je položena zaacutesada přiacutečinnosti Ze všech předložeshynyacutech schemat klasifikace je naacutem nejpřijatelnějšiacute schema podaneacute PayneshyGaposchkinovou a Gaposchkinem (C H Payne-Gaposchkin a S Gashyposchkin Variable Stars Cambridge 1938) To rozděluje proměnneacute hvězdy na tři zaacutekladniacute skupiny

A Optickeacute proměnneacute hvězdy B Proměnneacute hvězdy velkeacute posloupnosti C Převratneacute proměnneacute hvězdy

Přiacutečiny způsobujiacuteciacute proměnnost hvězd prvniacute skupiny patřiacute jak vyshyplyacutevaacute již z naacutezvu skupiny k optickeacutemu efektu souvisiacuteciacuteho bud se vzaacuteshyjemnyacutem zatměniacutem složek těsnyacutech dvojhvězd nebo se zakryacutevaacuteniacutem hvězshydy temnou mlhovinou s proměnnou optickou tloušťkou

Druhaacute skupina objektů představuje proměnneacute hvězdy měniacuteciacute svou jasnost vlivem pulsaciacute nebo analogickyacutech fysikaacutelniacutech procesů v jejich vnějšiacutech vrstvaacutech hlavně v atmosfeacuteraacutech Všechny proměnneacute hvězdy druheacute skupiny ukazujiacute na diagramu perioda - spektrum nepřetržitou posloupnost

U třetiacute skupiny proměnnyacutech hvězd nastaacutevaacute změna jasnosti vlivem zjevů explosivniacuteho charakteru souvisiacuteciacutech s uvolňovaacuteniacutem nitroatomoveacute energie Tyto zjevy majiacute charakter katastrof (převratů) zachvacujiacute vnějšiacute vrstvy hvězdy a v některyacutech vzaacutecnějšiacutech přiacutepadech uacuteplně celou hvězdu

Každaacute z těchto velkyacutech skupin proměnnyacutech hvězd může byacutet rozděshylena na několik nejpodstatnějšiacutech typů z nichž každyacute může byacutet opět rozdělen na podtypy My se zde omeziacuteme na nejvšeobecnějšiacute klasifikaci pokud to stačiacute pro porozuměniacute celeacuteho dalšiacuteho textu

A Optickeacute proměnneacute hvězdy se mohou rozdělit na dva velkeacute zaacutesadně rozdiacutelneacute typy - zaacutekrytoveacute proměnneacute a proměnneacute sdruženeacute s mlhovinou Celaacute tato skupina hvězd je ve skutečnosti neproměnnaacute neboť si zdaacutenshylivaacute koliacutesaacuteniacute jasu vysvětlujeme nahodilou polohou draacutehy v prostoru Ale protože jsou objevovaacuteny spolu se skutečnyacutemi proměnnyacutemi hvězshydami jsou spojovaacuteny s nimi společnyacutem naacutezvosloviacutem a katalogy Neniacute pochyb že časem zaacutekrytoveacute proměnneacute budou odděleny ve zvlaacuteštniacute skushyDinu objektů Nebudeme zde probiacuterat uacutespěchy v oblasti studia zaacutekrytoshyvyacutech proměnnyacutech neboť tato oblast se tak rozrostla za posledniacute desetishyletiacute že vyžaduje samostatneacuteho přehledu My se omeziacuteme jen nejvšeobecshynějšiacute klasifikaci

Zaacutekrytoveacute proměnneacute hvězdy mohou byacutet podrobeny dalšiacute přesnějšiacute klasifikaci se dvou hledisek jednak s formaacutelniacuteho na zaacutekladě studia tvaru jejich koliacutesavyacutech změn jasnosti a jednak na zaacutekladě analysy fysishykaacutelniacutech vla-stnostiacute složek Prvniacute zaacutesada vedla k rychle vzniknuvšiacute všeshy

101

obecně rozšiacuteřeneacute klasifikaci děliacuteciacute zaacutekrytoveacute proměnneacute na hvězdy typu Algola f3 Lyrae a W Ursae Maioris Velkeacuteho rozšiacuteřeniacute dosaacutehla podobnaacute formaacutelniacute klasifikace sfeacuterickeacute hvězdy na kruhovyacutech a eliptickyacutech drashyhaacutech a elipsoidaacutelniacute hvězdy na kruhovyacutech a eliptickyacutech drahaacutech S drushyheacuteho hlediska nebylo do dneška předloženo důkladně odůvodněneacute scheshyma klasifikace Poznamenaacutevaacuteme jen uacutespěšnou Kratovu klasifikaci (V A Krat Izv Eng obs No 19 1937) rozdělujiacuteciacute zaacutekrytoveacute proměnneacute na šest typů na zaacutekladě zaacutevislosti na fysikaacutelniacutech charakteristikaacutech sl-oshyžek Dalšiacute rozšiacuteřeniacute našich vědomostiacute o zaacutekrytovyacutech proměnnyacutech a studium jejieacuteh vzaacutejemneacute souvislosti s jinyacutemi hmotnyacutemi uacutetvary ve vesshymiacuteru dovoluje sestavit schema klasifikace ještě rozumovějšiacute a majiacuteciacute vyacutevojovyacute směr K tomu vedou všechny důvody neboť je naacutem znaacutemo viacutec než dva tisiacutece zaacutekrytovyacutech proměnnyacutech z nichž několik set bylo podrobeno přesnyacutem fotometrickyacutem a spektraacutelniacutem zkoumaacuteniacutem Proměnneacute hvězdy sdruženeacute s mlhovinou jsou teacuteměř neprozkoumaacuteny

Největšiacute počet představitelů proměnnyacutech hvězd tohoto typu je soustřeshyděn ve velkeacute mlhovině v Orionu v ktereacute se jich daacute napočiacutetat kolem sta Několik hvězd tohoto typu je v jinyacutech temnyacutech mlhovinaacutech Dosud neniacute jasnaacute otaacutezka jsou-li možneacute přiacutepady uacuteplneacuteho zaacutekrytu bez vlivu absorbushyjiacuteciacuteho prostřediacute na fysikaacutelniacute procesy ve vnějšiacutech vrstvaacutech samotnyacutech hvězd ktereacute jsou v temnyacutech mlhovinaacutech Pozorovaacuteniacute dosaženaacute v poshysledniacute době s jistotou ukazujiacute že mnoheacute hvězdy ktereacute byly dosud poshyvažovaacuteny za hvězdy mlhovinou zakryacutevaneacute jsou přiacutemo v samotneacute mlhoshyvině Tyto hvězdy jsou charakteristickeacute řadou složityacutech fysikaacutelniacutech proshycesů vznikajiacuteciacutech na jejich povrchu naacutesledkem vzaacutejemneacuteho působeniacute s absorbujiacuteciacutem prostřediacutem mezihvězdneacuteho prachu O žaacutedneacute přesneacute klashysifikaci hvězd tohoto typu pro zatiacutem nemůže byacutet ani řeči Posud se ukashyzuje že prostřediacute mezihvězdneacuteho prachu v němž jsou tyto hvězdy vyshyvolaacutevaacute velmi různorodeacute a složiteacute procesy explosivniacuteho charakteru v jeshyjich vnějšiacutech obalech a je velmi pravděpodobneacute že tento typ proměnshynyacutech hvězd bude časem zařazen k převratnyacutem proměnnyacutem hvězdaacutem

B Proměnneacute hvězdy velkeacute poskYdpnosti(( jak je již vyacuteše poznameshynaacuteno majiacute společnou zaacutevislost perioda - spektrum Čiacutem je perioda delšiacute tiacutem je nižšiacute průměrnaacute efektivniacute teplota proměnnyacutech hvězd velkeacute posloupnosti Uvedenyacute člaacutenek je převaacutežně věnovaacuten těmto proměnnyacutem hvězdaacutem V přiacutetomneacute době lz~ proměnneacute hvězdy teacuteto skupiny rozdělit na tyto zaacutekladny typy

1 Polopravidelneacute a nepravidelneacute proměnneacute 2 Proměnneacute typu Mira CetL 3 Proměnneacute typu RV Tauri 4 Dlouhoperiodickeacute cefeidy 5 Kraacutetkoperiodickeacute cefeidy

Nebultleme zde podrobněji popisovat zvlaacuteštnosti každeacuteho z uvedenyacutech typů protože v dalšiacutem textu bude každeacutemu z nich věnovaacuten zvlaacuteštniacute

108

paragraf Při popisu uacutespěchů ve studiu proměnnyacutech hvězd každeacuteho z uvedenyacutech typů se budeme snažit podat jejich uacuteplnou charakteristiku

C Převratneacute proměnneacute hvězdy můžeme rozdělit na tyto zaacutekladniacute typy

1 Supernovy - 2 Typickeacute novy - 3 Cyklickeacute novy - 4 Novaacutem podobneacute proměnneacute hvězdy

I když proměnnost převratnyacutecb proměnnyacutech hveurozd je vyvolaacutevaacutena uacuteplně jinyacutemi přiacutečinami než proměnnost hvězd velkeacute posloupnosti a ačkoliv v posledniacutech deseti až patnaacutecti letech v oblasti studia převratshynyacutech proměnnyacutech hvězd a vyacutevoje jejich theoriiacute bylo udělaacuteno zvlaacutešť mnoho považujeme za vhodneacute věnovat jim zvlaacuteštniacute podrobnyacute člaacutenek při čemž se prozatiacutem omeziacuteme jen na detailniacute popis zaacutekladniacutech typů

Supernovy se začaly intensivně studoJat až do poloviny třicaacutetyacutech let našeho stoletiacute Předtiacutem byly objevovaacuteny jen naacutehodně v bližšiacutech hvězdshynyacutech soustavaacutech Naacutesledkem soustavneacuteho hledaacuteniacute organisovaneacuteho na Mt Palomaru jejich pOčet velmi rychle vzrostl z patnaacutecti na padesaacutet Supernovy jsou charakteristickeacute tiacutem že jejich zaacuteřeniacute je v maximu značně velikeacute Toto zaacuteřeniacute se daacute porovnat se z~řenIacutem miliard všech ostatniacutech hvězd určiteacute hvězdneacute soustavy Amplitudy jasnosti supernov pravděpodobně přesahujiacute 20 hvězdnyacutech třiacuted Zwicky ukaacutezal že pr~middot měrně jeden objev supernovy v určiteacute hvězdneacute soustavě odpoviacutedaacute jedshynomu vyacutebuchu za 400 let (F Zwicky AstrDphysical Journal 96 28 1942) Kulikovskij ukaacutezal že ve spiraacutelniacutech mlhovinaacutech pozdniacuteho typu supernovy vybuchuji mnohem častěji inež ve spiraacutelniacutech mlhovinaacutech raneacuteho typu a v eliptickyacutech mlhovinaacutech (P G Kulikovskij Astroshynomičeskij žurnal 21 211 1944) Na počaacutetku čtyřicaacutetyacutech let byla dokaacutezaacutena totožnost znaacutemeacute Krabiacute mlhoviny v souhvězdiacute Byacuteka se supershynoVlU kteraacute vybuchla v roce 1054 a kteraacute byla popsaacutena v řadě staryacutech letopisů a kronik Takovyacutem způsobem můžeme podrobně zkoumat fysishykaacutelniacute vlastnosti zbytků superoDvy Přiacutečina vyacutebuchů supernov ležiacute v hlushybokeacute přestavbě celeacute hvězdy a v uvolněniacute ohromneacuteho množstviacute nitroatoshymoveacute energie

Typickeacute novy dosti často vybuchujiacuteciacute v našiacute Galaxii a sousedniacutech spiraacutelniacutech mlhovinaacutech již daacutevno poutaly pozornost astronomů V přiacuteshytomneacute době v našiacute Galaxii je teacuteměř pravidelně objevovaacuteno 13-14 nov každyacutech deset let Protože je naacutem dostupna jen malaacute čaacutest celeacute Galaxie můžeme usuzovat že každoročně v niacute vybuchuje viacutece než sto nov Celaacute řada jasnyacutech nov ktereacute vybuchly v posledniacutech 25 letech umožnila deshytailně studovat jejich spektra Vyacutezkumy Voroncova-Veljaminova Amshybarcumjana Lebedinskeacuteho a jinyacutech sovětskyacutech a zahraničniacutech astronoshymů naacutes přivedly k pochopeniacute složityacutech procesů probiacutehajiacuteciacutech v obalech novyacutech hvězd v obdobiacute jejich vyacutebuchů Jde patrně o explosi hvězdy naacutesledkem nitrojadernyacutech procesů v určityacutech vrstvaacutech hvězdy

V posledniacutech patnaacutecti letech jsme byli svědky častyacutech opakovanyacutech vyacutebuchů nov Takoveacute hvězdy dostaly naacutezev cyklickeacute noveacute hvězdy Jejich

109

zkoumaacuteniacute daacutevaacute všechny důvody předpoklaacutedat že typickeacute novy jsou takeacute cyklickeacute ale vyacutebuchy jsou navzaacutejem odděleny od sebe tisiacuteciletiacutell1i Uacutekazy pozorovaneacute u cyklickyacutech novyacutech hvězd se jen maacutelo lišiacute od uacutekazU pozorovanyacutech u typickyacutech nOv

Několik desiacutetek hvězd připomiacutenaacute novy zvlaacuteštnostmi svyacutech spekter a ~měnou jasnosti Takoveacute hvězdy bylo rozhodnuto nazyacutevat novaacutem podobneacute hvězdy Jsou velmi rozmaniteacute svyacutem charakterem ale mezi ně bylo zařazeno teacutež neurokolik zvlaacuteště početnyacutech a charakteristickyacutech podshytypů Mezi nimi předevšiacutem ie třeba připomenout proměnneacute hvězdy typu U Geminorum Jsou charakteristickeacute naacutehlyacutemi vyacutebuchy připomiacutenajiacuteciacutemi novy Ale amplituda těchto vyacutebuchů neniacute velikaacute (od dvou do pěti hvězdshynyacutech třiacuted) a intervaly mezi vyacutebuchy představujiacute cykly s dobou od deseti _ dQ několika set dniacute Parenago společně se autorem tohoto člaacutenku stushydovali tyto hvězdy spolu s cyklickyacutemi novami dokaacutezali jejich trpasličiacute podstaťu a objevili dobře patrnou zaacutekonitost mezi amplitudou vyacutebuchu a deacutelkou intervalu mezi vyacutebuchy (P P Parenago B V Kukarkin Pěreměnnyje Zvjozdy 4 249 1934) Spektra těchto hvězd se velmi těžko studujiacute proto že tyto objekty jsou velmi slabeacute Nejjasnějšiacute předshystaviteleacute tohoto typu za normaacutelniacute jasnosti v minimu sotva dosahujiacute 12 hvězdneacute velikosti Nicmeacuteně nejmohutnějšiacutemi přiacutestroji byla v posledshyniacutech letech studovaacutena spektra mnohyacutech hvězd typu U Geminorum Jeshyjich spektra se hodně lišiacute od spekter typickyacutech nov ale ukazujiacute emisniacute paacutesy ktereacute mluviacute ve prospěch existence procesů připomiacutenajiacuteciacutech exshyplosi obalu Kromě hvězd typu U Geminorum je třeba uveacutest hvězdy typu Z Andromedae Tyto hvězdy majiacute dosti značneacute vyacutebuchy (5 amplishytudami do čtyř hvězdnyacutech třiacuted) po nichž naacutesledujiacute menšiacute cyklickeacute vyacutekyvy až do noveacuteho mocneacuteho vyacutebuchu Spektra těchto hvězd majiacute mnoho společneacuteho se spektry nov Často je společně se spektrem vzplashynuvšiacute hvězdy jež je podobneacute spektru nov pozorovaacuteno spektrum rudeacuteho neviditelneacuteho souputniacuteka Kon~čně je třeba uveacutest ieště hvězdy typu R Coronae Borealis ktereacute na rozdiacutel od nov teacuteměř staacutele jsou v maximu a naacutehle v uacuteplně nepravidelnyacutech časovyacutech intervalech slaacutebnou o několik hvězdnyacutech třiacuted Studium jejich spekter opravňuje předpoklaacutedat že jde o explose velkeacuteho množstviacute uhliacuteku v atmosfeacuteraacutech těchto hvězd jehož pohlceniacutem jsou vyvolaacutevaacuteny pozorovatelneacute poklesy jasnosti Kromě uveshydenyacutech nejtypičtějšiacutech představitelů novaacutem podobnyacutech hvězd je ještě mnoho zvlaacuteštniacutech hvězd rovněž k nim počiacutetanyacutech

Je třeba miacutet na zřeteli že uvedeneacute schema klasifikace proměnnyacutech hvězd ani zdaleka ne)bsahuje všechny znaacutemeacute přiacutepady hvězdneacute proměnshynosti V posledniacutech desetiletiacutech bylo na přiacuteklad objeveno mnoho hvězd s proměnnyacutemi spektry U některyacutech z těchto hvězd byly objeveny soushyběžneacute nevelkeacute změny 1asnosti Je možneacute že některeacute z hvězd s proměnshynyacutemi spektry jsou bliacutezkeacute převratnyacutem proměnnyacutem hvězdaacutem nehledě ovšem na nepatrnost procesů na nich probiacutehajiacuteciacutech (PokraoovaacuteJniacute)

Přeložil Zdeněk Sekaminn

1fO

ZPRAacuteVY POKYNY MĚSČN SEKCE A

Odpověď dr R Šimonovi (K člaacutenku Vznikba kruhovaacute pohořiacute na Měsiacuteci dopady meteoritů

uveřejněneacutemu v ŘiacuteJi hvěZf11 1954)

Velnli mě těšiacute že na straacutenkaacutech našeho časopisu se počiacutenaacute diskutoV1at o vzniku měsiacutečniacutech kraacuteterfi ktereacutemužto probleacutemu bylo až dosud v našiacute literatuře věnoshyvaacuteno poměrně velmi maacutelo miacuteista Pochybuji však předem (nazvěte si to třeba syacutečkovaacuterum) že dalšiacute pok1račovaacuteniacute v teacuteto diskusi naacutes může v současneacute době přiveacutest k nějakeacutemu konkretniacutemu řešeniacute protože SB tu jednaacute vlastně o celyacute komplex zatiacutem nerozřešenyacutech otaacutezek nejenom geologickyacutech ale předevšiacutem kosshymogonickyacutech Dalšiacute seriosně podlCJženeacute naacutemitky vůči meteorickeacute domněnoe jsou však přirclzeně staacutele vIacutetaacuteny I

Kolega dr R Šimon jak se mně zdaacute by znal raacuted moje vlastniacute stanoviska v teacuteto věci Možnaacute že z meacute citovaneacute knihy (Měsic Praha lS53) vzniaacute n e shyspraacutevnyacute dojem jako bych byl zavilyacutem meteoritikem a pDvažoval tuto domněnku nejenom za jednu ze vskutku l1ejleacutepe propracovanyacutech domněnek o vzniku měshysiacutečniacutech k raacuteJteru ale za jedinou možnou a spraacutevnou hypothesu v teacuteJto otaacutezce Pravda maacutem k meteoriiUckeacuted)mněnce velmi bliacutezko nechci však před nikyacutem zastiacuterat jak ostatně vyplyacutevaacute i z obsahu meacute knihy jejiacute souGa~neacute nedostatky Formulcrval bych (velmi stručně) sveacute vlastniacute stancrvisko v teacuteto ltzaacutelež1tosti asi takto

otaacutezku vznbku měsiacutečniacutech kraacuteteru považuji jaksi oficiaacutelně naIacuteaacutele za otevřeshynyacute probleacutem soukromě se však domniacutevaacutem že Měs1c mohl stejně tak jako něshykteraacute jinaacute menšiacute tělesa slunečniacute soustavy vzniknout původně jako k o n g 10shyme raacutet řaacutedově mnohem menšiacutech tě les a že měsiacutečniacute kraacutetery naacutem ve sveacute většině představuji dodnes zachovaleacute stopy nikoliv po časově nedaacutevneacutem bombardovaacuteni měsiacutečnLho povrchu malyacutemi tě1esy řaacutedu dnešnich meteoru a meteoshyritů nyacutebrž tělesy j i fl eacute hod r u hu Takeacute okolnosti za jakyacutech se tmo -bomshybardovaacuteniacute Měsiacutece daacutelo byly pravděpodobně jineacute nežli se obvykle soudiacute Domniacuteshyvaacutem se že pozemskeacute meteoritoveacute kraacutetery bychom mohli považovat do jisteacute miacutery jen za jakousi vzdaacutelenou Dbdobu va-neacute většiny měsičniacutech kraacuteteru a přijiacutemat neshyjenom zamožneacute ale za pravděpodobneacute že mezi oběma těmito druhy uacutetvaru existujiacute roltzdiacutely nejenom k van t it a t i vn Ale o tom podrobněji až někdy jindy Jinak ještě na sebe mohu prozradit to že se celkem staVIacutelm na SJtanovisko Chabakovovo a spolu s niacutem soudiacutem že dalšiacute pr)dlužovaacutemiacute disltuse vulkanistů a meteoritikfi po stareacutem způsobu je neplodneacute že oba způsoby vzniku měsiacutečniacutech kraacuteteru jsou rraacutelně možneacute a že nyniacute je předevšim třeba dalšiacutech pečlivyacutech studiiacute detailniacute stavby měsiacutečniacutech kraacuteteru (dodejme k tomu ještě že i detailniacute stavby pozemskyacutech meteoritovyacutech kraacuteJteru) Při všiacute meacute uacutectě k naacutezorům 1lolegy dr Šimona se mi však nezdaacute že by bylo možno už dnes tvrdit že meteoritiekaacute domněgtnk3 ztratiacute po kritiokeacutem a objektivniacutem rozboru jednoJlo dne sveacute opodstatshyněni a stane se jednou z mnohyacutech překonanyacutech hypothes na ktereacute je historie astronomickeacute vědy tak bohataacute

K jednotlivyacutem bodům obžaloby proti meteoretiokeacute hypothese podaneacute dr Šishymonem bych si dovolil přičinit teto

1 Koncentrac e valovyacutech rovin směrem k měsiacutečniacutem poacutelům o niacutež mluviacute koleg3 Šimo(t1 je jednak vyacutesledkem toho že Ityto uacutetvary jsou směrem k zaacutepadniacutemu a vyacutechodniacutemu okraji Měsiacutece čaacutestečně zahlaJzeny pDldějšiacutemi změnami ktereacute se na Měsiacuteci odeh1raacutely jednak je to sugesrtivniacute dojem působenyacute perspektivniacutem skrGSshyleniacutem při okraji měsiacutečniacute koule Kraacutetery sediacute doslova jeden těsně vedle druheacuteho a někde se přiacutem) zasahujiacute a prostupuji n e jenompoDliacutež jižniacuteho poacutelu Měsiacutece ale i v jeho severniacute polaacuterniacute a subpolaacuterniacute oblasti (Goldschmidt-Anaxagoras Anali-

J J 1

CO NOVEacuteHO v astronomii a vědaacutech přiacutebuznyacutech

S Landoveacute-Štychoveacute miacutestopředsedkyni geskoslovenskeacute astronomickeacute společnosti propůjčil president republiky Raacuted praacutece za jejiacute dlouholetou vynikajiacuteciacute kulturniacute činnost

Prof Dr A J Orlov řaacutednyacute člen A N U S S R a dopisujiacuteciacute člen A N S S S R zemřel 28 uacutenora 1954 Nar r 1880 o astronomii se zajiacutemal již middot od studentsk)ch let V pozdějšiacutech letech byl jeho zaacuteiem velmi rozšiacuteřen zejmeacutena na gravimetrii geodesii seismiku a zemskyacute magshynetismus Od roku 1913 do roku 1934 zastaacuteval miacutesto ředitele astronoshymickeacute observatoře university v Oděse V roce 1944 bylo z jeho iniciashytivy a pod jeho vedeniacutem započato s projektem a později se stavbou hlavniacute astronomickeacute observatoře A N USSR u Kyjeva Vyacuteznamneacute jsou jeho astronomickeacute praacutece o kometaacutech zejmeacutena o pohybu hmoty v chvostech komet Smrt ho zastihla v plneacute praacuteci když dokončoval sveacute studie o koliacutesaacuteniacute poacutelu ktereacutemuž probleacutemu zůstal věren až do posledshyniacuteho okamžiku sveacuteho života

Prof Dr W Grotrian ředitel Astrofysikaacutelniacuteho uacutestavu v Postupimi vyacuteznamnyacute slunečniacute fysik znaacutemyacute svyacutemi vyacutezkumy slunečniacute korony a lokaacutelniacutech magnetickyacutech poliacute na Slunci zemřel 3 III 1954 ve staacuteřiacute 64 let

Dr Donald H Menzel nastoupil miacutesto jatko šestyacute ředitel Harvardskeacute hvězdaacuterny Naacutesleduje prof Dr H Shapley-ho kteryacute po dlouholeteacute zaacuteslužneacute činnosti se uchyacutelil na odpočinek

Novyacute katalog proměnnyacutech hvězd v oblasti mlhoviny Oriona ~řishypravil sovětskyacute hvězdaacuteř Parenago Katalog obsahuje přes dvě stě proměnnyacutech a dvanaacutect podrobnyacutech mapek

MilZi10an Robert vyacuteznačnyacute badatel z oboru kosmickeacuteho zaacuteřeniacute a atoshymistiky zemřel 19 prosince m T ve staacuteřiacute 85 roků Obdržel Nobelovu cenu v roce 1923

Rozměry planetek zkoumal na zaacutekladě fotometrickyacutech uacutedajů sovětskyacute astronom Leviacuten a odhaduje celkovou hmotu všech katalogisovanyacutech planetek na 13850 hmoty našiacute Země

Einsteinův efekt jehož theoretickaacute velikost činiacute 175 byl znovu poshytvrzen při posledniacutem -uacuteplneacutem zatměniacute Slunce 25 uacutenora 1952 v Kharshytumu Zatiacutem co při všech dřiacutevějšiacutech zatměniacutech kdy byl měřen dosashyhoval poněkud většiacute hodnotu 22 byla při posledniacutem zatměniacute přesnyacutem proměřeniacutem a redukci vyacutesledků ziacuteskaacutena teacuteměř zcela souhlasnaacute hodnota 170 tak jak theorie vyžaduje

97

Pohyby trpasličiacutech hvězd typu M zkoumal M J Delhaye a zjistil neshypatrnost jejich posuvu kolmo ke galaktickeacute rovině Usoudil z toho že tyto hvězdy ktereacute se vyznačujiacute emisniacutemi čarami tvořiacute velmi zploštělyacute subsysteacutem a jsou pravděpodobně velmi mladeacute Je jich dosud velmi maacutelo znaacutemo a to ještě nedostatečně proto doporučuje pozorovatelům věnovat jim zvyacutešenou pozornost

Zaacutekrytovaacute proměnnaacute UX Monocerotis ukazuje na zaacutekladě fotoelekshyrickyacutech pozorovaacuteniacute F B WODda nepravidelneacute světelneacute vyacutekyvy o maxishy

maacutelniacute velikosti až 02m bull Rychlejšiacute vyacutekyvy trvajiacute jednu až dvě hodiny V modreacute barvě jsou většiacute než ve žluteacute

Vodiacutekoveacute emise v galaxiiacutech byly zjištěny v 27 přiacutepadech Vznikajiacute fluorescenciacute mezihvězdneacuteho plynu bHzko hvězd vysokyacutech teplot

KUbovaacute hvězdokupa NGC6397 (17h 32m 7 - 53deg61900) byla zkoushymaacutena na zaacutekladě velkeacuteho fotografickeacuteho materiaacutelu ziacuteskaneacuteho 26 palc fotografickyacutem refraktorem jižniacute Yalskeacute odbočky v Johannesburgu Celshykem byly proměřeny polohy asi 1300 hvězd a určeny jejich jasnosti Nejjasnějšiacute byla 946m nejslabšiacute 1559m bull Zdaacutenlivyacute průměr teacuteto kuloveacute hvězdokupy je 19 a zdaacutenlivaacute jasnost 47m bull Patřiacute k nejbližšiacutem hvězdoshykupaacutem tohoto druhu neboť jejiacute vzdaacutelenost je 173 kpc

Průměrnaacute rotačniacute rychlost hvězd různyacutech spektraacutelniacutech typů byla určena Struvem a zjištěny tyto hodnoty

Spektrum Průměrnaacute rotačniacute rychlost

Oo-Be 350 kmsec O-B 94

A 112 Fo-F2 51 F5-F8 20

dG dK deg dM deg deg

Prvniacute určeniacute hvězdnyacutech vzdaacutelenostiacute provedli v roce 1938 W Struve v Pulkově F W Bessel v Kraacutelovci a Henderson v Kapskeacutem Městě Prvniacute použil vlaacuteknoveacuteho mikrometru druhyacute meridiaacutelniacutehokruhu a třetiacute heliometru Henderson měřil vzdaacutelenost alfa Centauri Struve si zvolil Vegu a Bessel hvězdu 61 v Labuti Porovnaacuteniacutem jejich tehdejšiacutech vyacuteshysledků s nynějšiacutemi moderniacutemi ukazuje jak přesně tehdy jmenovaniacute hvězdaacuteři měřili

Henderson a Cen 116 076 43 sv r W Struve Vega 026 012 83 sv r Bessel 61Cyg 031 ()30 99 sv r

98

--ZEMSKYacute MAGNETISMUS

zaacutekladniacute pojmy a poznatky

VLADIMfR čERNYacute

Kompas jehož magnetka se v každeacutem miacutestě staviacute do určiteacuteho směru ukazuje že naše Země je velkyacutem permanentniacutem magnetem Jejiacute magneshytickeacute pole je poměrně slabeacute Intensita až na několik vyacutejimek je průshyměrně asi 05 Oe Pozorovaneacutečasoveacute mněny intensity jsou ještě menšiacute a nepřevyšujiacute zpravidla několik desetitisiacutecin hodnoty zaacutekladniacute jednotky Prot) se ustaacutelila a zevšeobecněla v geomagnetickeacute praxi jednotka y = 110-5 Oe

Zaacutekladniacute charakteristikou každeacuteho magnetickeacuteho pole tedy i zemshyskeacuteho je jeho celkovaacute (totaacutelniacute) intensita T V geomagnetismu neměřiacute~ me zpravidla přiacutemo intensitu pole Tl ale složky ktereacute jsou jejiacutem průshymětem do souřadnicoveacute soustavy Jejiacute orientaciacute provedeme tak aby osa x (obr 1) byla v rovině zeměpisneacuteho poledniacuteku a osa y byla k niacute

Obr 2 Vnitřek paviwnu pro absolutniacute měřeniacute (geo~nagnetickeacute observatoře

v PrilhQniciacutech) A I14gnetickyacute theodolit B zemskyacute itnduktor (Z archivu geom oddělooiacute 00 ČSAV)

1 s vyacutejimkou leteckyacutech T-magnetometrfi

99

o I I I I

z I

II ---------- I T

I I I I

I I I

I I I I I ________JI

Obr 1 vlevo Rozklad geomf1Jgnetickeacute i1ttensity T v elementy a složky Obr 3 vpravo Schmidtova pol1tiacute vaacuteha fy Askania geomagnetickeacute observatoře

v Prithoni(iacutech (Z archivu geom odděleniacute auacute ČSAV)

kolmaacute při čemž osa x je kladnaacute od počaacutetku soustavy k severu a osa y k vyacutechodu Osa z v teacuteto soustavě zaujme vertikaacutelniacute polohu kladnaacute je od počaacutetku směrem dolů Umiacutestiacuteme-li počaacutetek teacuteto souřadnicoveacute soushystavy do miacutesta kde provaacutediacuteme magnetickaacute měřeniacute maacute vektor T vzhleshydem k souřadnicoveacute soustavě určitou polohu OTo Projekci vektoru T na horizontaacutelniacute rovinu označujeme vektorem H a řiacutekaacuteme jiacute horizontaacutelniacute intensita Vertikaacutelniacute rovina zOH ve ktereacute ležiacute vektor T je rovinou magnetickeacuteho meridiaacutenu Uacutehel TaH kteryacute sviacuteraacute vektor T s horizontaacutelniacute rovinou je inklinace kterou značiacuteme zkratkou J Uacutehel mezi rovinou magnetickeacuteho meridiaacutenu a vertikaacutelniacute rovinou zOx je deklinace D Deklishynaci značiacuteme + jestliže vektor H je odkloněn od osy x k vyacutechodu Proshyjekce totaacutelniacuteho vektoru T na osu x je sevemiacute (X) na osu JI vyacutechodniacute (Y) a na osu z vertikaacutelniacute (Z) složka geomagnetickeacuteho pole Deklinace inklinace a horizontaacutelniacute intensita jsou elementy X Y a Z složky zemshyskeacuteho magnetismu ktereacute můžeme poklaacutedat za projekci vektoru T v růzshynyacutech souřadnicovyacutech soustavaacutech Na př složky X Y a Z jsou souřadnice konce vektoru T v pravouacutehleacute souřadnicoveacute soustavě elementy D HaJ souřadnice sfeacuterickeacute soustavy a D H a Z souřadnice cylindrickeacute soushystavy

Obr 4 Mapa isogon pro epochu 19505 (podle Orlova) ---+

100

Souřadnice v jednotlivyacutech vyacuteše uvedenyacutech soustavaacutech isou vzaacutejemně na sobě nezaacutevisleacute Nelze na př určit severniacute složku X pomociacute složek Y a Z nebo vertikaacutelniacute složku Z pomociacute HaD Přechod z jedneacute soustavy souřadnic do druheacute a určeqiacute vektoru T provaacutediacuteme jednoduchyacutemi vztahy

X = H cosD tgD = Y X

Y=H sinD H= VX2 + yz

Z = H tgl tgl = Z IIX2 + y2

T = H secl = VX2 + yz + Z2

Měřeniacute magnetickeacute deklinace D provaacutediacuteme magnetickyacutem theodohshytem (obr 2) Deklinaci určiacuteme z odchylky směru osy magnetky od zeměpisneacuteho meridiaacutenu jehož směr zjistiacuteme astronomickyacutemi a geodeshytickyacutemi měřeniacutemi V okoliacute Prahy je přibližně - 1deg40 HorizontaacuteZniacute intensitu H měřiacuteme teacutež magnetickyacutem theodolitem ale v jineacutem uspořaacuteshydaacuteniacute než při určovaacuteniacute deklinace Určujeme nejdřiacuteve dobu kyvu pomocshyneacuteho magnetu zavěšeneacuteho na tenkeacutem vertikaacutelniacutem vlaacutekně Velikost vyacuteshychylek magnetky deklinatoria theodolitu ktereacute jsou vyacutesledkem působeniacute geomagnetickeacuteho pole a pole pomocneacuteho magnetu je uacuteměrnaacute H InkZishynace I byla dřiacuteve měřena inkZinatoriem ktereacute je nyniacute zcela vytlačeno zemskyacutem induktorem (obr 2) Kromě abampolutniacutech měřeniacute složek geoshymagnetickeacuteho pole pomoCIacute magnetickeacuteho theodolitu a zemskeacuteho indukshytoru provaacutediacuteme měřeniacute relativniacute na př Schmidtovyacutemi magnetickyacutemi vahami (obr 3)

Vyacutesledky geomagnetickyacutech měřeniacute na observatořiacutech i v tereacutenu poshyskytujiacute rozsaacutehlyacute a různorodyacute materiaacutel kteryacute se staacutevaacute přehleDnyacutem teshyprve tehdy když je graficky 3pracovaacuten Sestaveniacutem map isočar t j čar spojujiacuteciacutech na mapě miacutesta stejnyacutech hodnot toho neb onoho elementu bylo umožněno praktickeacute využitiacute vyacutesledků magnetickyacutech měřeniacute a ziacutesshykaacuteniacute jasneacuteho obrazu kvalitativniacuteho a kvantitativniacuteho charakteru geoshymagnetickeacuteho pole vcelku i pro jednotlivaacute uacutezemiacute lsočaraacutem ktereacute sposhyjujiacute miacutesta stejneacute deacuteklinace na magnetickeacute mapě řiacutekaacuteme iampogony isočashyraacutem stejneacute inklinace isokZiny a isočaraacutem DstatnIacutech složek isodynam1j (na př isodynamy vertikaacutelniacute složky Z)

Elementy zemskeacuteho magnetismu se s časem měniacute Proto u každeacute magnetickeacute mapy musiacuteme uveacutest pro kteryacute časovyacute moment (epochu) byla zhotovena Nejčastěji se udaacutevaacute střed některeacuteho roku t j 1 čershyvence Na pf jestliže budeme miacutet mapu pro epochu 19505 tehdy musiacuteme vyčteneacute hodnoty elementu geomagnetickeacuteho pole v niacute uvedeneacute vztaacutehnout na 1 července 1950 V OOhOOm

Celkovou představu rozloženiacute geomagnetickeacuteho pDle naacutem poskytujiacute světoveacute magnetickeacute mapy (obr 4 5) Již na prvyacute pohled vykazujiacute určishytou zaacutekonitost v rozděleniacute isočar Na mapě isogon (obr 4) iednotliveacute

Obr 5 Mapa isodynam H pro epochu 19505 (podle Orlo1)a) - --+

102

isočaacutery vybiacutehajiacuteciacute z jednoho bodu soustřeďujiacute se v druheacutem protilehleacutem prveacutemu s vyacutejimkou isogon na asijskeacute pevniněktereacute tv)řiacute uzavřenyacute celek Miacutestu kde se isog)ny sbiacutehajiacute do jednoho bodu kteryacute ležiacute nejbliacuteže severniacutemu zemskeacutemu poacutelu řiacutekaacuteme severniacute magnetickyacute poacutel na jižniacute poloshykouli jižniacute magnetickyacute poacutel Sestaviacuteme-li si mapu isogon polaacuterniacutech obshylastiacute zjistiacuteme že deklinačniacute poacutely jsou vlastně čtyři jednak oba poacutely magnetickeacute jednak poacutely zeměpisneacute na nichž neniacute definovaacuten zeměpisnyacute poledniacutek pomociacute ktereacuteho deklinaci určujeme V okoliacute zeměpisneacuteho poacutelu se měniacute směr meridiaacutenů od 0deg do 360deg při čemž magnetickyacute meridiaacuten je jen jeden proto se i veJikost deklinace bude měnit v rozmeziacute 0deg až 360deg Toteacutež platiacute i pro magnetickyacute poacutel s tiacutem rozdiacutelem že jiacutem probiacutehaacute jedinyacute zeměpisnyacute meridiaacuten a měniacute se magnetickyacute meridiaacuten Obr 5 ukashyzuje průběh isočar horiiacutejontaacutelniacute sZožky geomagnetickeacuteho pole Směrem od severniacuteho geomagnetickeacuteho poacutelu k rovniacuteku H vzrůstaacute a k jižniacutemu poacutelu opět ubyacutevaacute až do nuly Maximaacutelniacute hodnoty nabyacutevaacute v prostoru sundshyskyacutech ostrovů (pro epochu 1950) V okoliacute Prahy jest řaacutedově 19500 y lsokliny majiacute nejpravidelnějšiacute průběh ze všech elementů Nulovaacute isoklishyna je magnetickyacutem rovniacutekem Na něm vektor T maacute směr horizontaacutelniacute Směrem od geomagnetickeacuteho rovniacuteku k magnetickyacutem poacutelům inklinace vzrůstaacute od 0deg do 90deg V okoliacute Prahy je přibližně 655deg lsočaacutery vertikaacutelniacute sZožky Z majiacute podobnyacute průběh jako isokliny s maximem intensity na poacutelech (06 Oe) a nulovou intensitou na geomagnetickeacutem rovniacuteku

Poloha geomagnetickyacutech poacutelů se měniacute plynule v zaacutevislosti na čase jak vidiacuteme z tab I kde jsou vypočteny zeměpisneacute souřadnice pro různeacute epochy

EPOCHA SEVERNIacute POacuteL

šiacuteřka deka šiacuteřka

JIZNIacute POacuteL deacutelka

1600 78deg 42 59deg 00 81 deg 16 169deg 30 1700 75 51 68 48 77 12 155 15 1770 66 104shy1885 69 57 182 45 73 45 153 00 1900 69 18 96 37 1950 72 96 70 50

Světoveacute mapy isočar geomagnetickeacuteho pole nepodaacutevajiacute přesnyacute obraz elementů pouze obraz elementů ve zjednodušenyacutech rysech Miacutestniacute neshypravidelnosti pole jsou zahZazeny a proto musiacuteme světoveacute mapy uvažoshyvat jen jako obrazy určityacutech středniacutech luodnot elementů geomagneticshykeacuteho pole Hladkyacute pnlběh isočar se změniacute sestrojiacuteme-li z vyacutesledků poshydrobnyacutech měřeniacute mapy jen pro middotmalou oblast Jejich nepravidelnyacute miacutesty teacuteměř chaotickyacute průběh svědčiacute o tom že miacutestniacute rozloženiacute geomagneticshykeacuteho pole je nepravidelneacute a odchylky od uspořaacutedaneacuteho normaacutelniacuteho průshyběhu jsou pak složitou funkciacute souřadnic bodů přiacuteslušneacute oblasti Přiacutečinu těchto jevů ktereacute majiacute vyacuteznam v praxi při hledaacuteniacute magnetickyacutech hrYshynin a mineraacutelůnutno spatřovat ve fysikaacutelniacute nestejnorodosti zemskeacute kůry

104

o METEORICKEacuteM ROJI QUADRANTID

L SEHNAL

Quadrantidy jsou velmi zajiacutemavyacutem avšak maacutelo znaacutemyacutem rojem Jeshyjich jmeacuteno je odvozeno od polohy miacutesta z něhož zdaacutenlivě na obloze vyletujiacute t j od polohy jejich radiantu Ten se naleacutezaacute v severniacute čaacutesti souhvězdiacute Boota pobliacuteže souhvězdiacute Draka Zde je na staršiacutech atlasech oblohy zaznamenaacuteno souhvězdiacute Quadrans Muralis (zedniacute kvadrant) Na novějšiacutech mapaacutech toto souhvězdiacute nenalezneme naacutezev meteorickeacuteho roje Quadrantid se však dodnes zachoval

Quadrantidy můžeme za přiacuteznivyacutech podmiacutenek spatřit každoročně ve dnech 2 až 3 ledna Doba jejich činnosti je omezena pouze na jednu nebo dvě noci na poměrně kraacutetkou dobu dosahuje působeniacute roje maxima a pak se činnost roje rychle zmenšuje to jest tloušťka roje při setkaacuteniacute se Zemiacute malaacute

Činnost roje dosti koliacutesaacute průměrnyacute hodinovyacute počet viděnyacutech meteorů je 45 Z let v nichž byl zaznamenaacuten většiacute počet meteorů bylo usuzovaacuteno na periodickeacute opakovaacuteniacute zvyacutešeneacute činnosti roje na př perioda 13 let (D Kirkwood) 146 let (J C Fischer) z radarovyacutech pozorovaacuteniacute byla určena perioda - 24 let V posledniacute době J G Porter uvažuje možnost že Quadrantidy jsou složeny ze dvou proudů a periodaacutech 24 a 294 let a dochaacuteziacute k vyacutesledneacute periodě celeacuteho roje 13 let To by znamenalo že draacuteha Země je protiacutenaacutena dvěma shluky meteorů při jejichž společneacutem setkaacuteniacute se Zemiacute nastaacutevaacute zvyacutešenaacute činnost roje Spiacuteše se však zdaacute že tyto periody Quadrantid jsou určeny maacutelo spolehlivě a že pro tento roj nemůžeme naleacutezt žaacutedneacute obdobiacute v němž by se činnost roje periodicky měnila

Elementy draacutehy roje byly určovaacuteny z různyacutech pozorovanyacutech stop meteorů Tyto vypočteneacute elementy drah se však velmi maacutelo lišiacute různiacute autoři uvaacutedějiacute draacutehy Quadrantid od vysloveně kraacutetkoperiodickyacutech až po draacutehy parabolickeacute Ale většina vypočtenyacutech drah teacutež těch ktereacute byly určeny ze spolehlivyacutech pozorovaciacutech method (fotograficky) udaacutevaacute kraacutetkoperiodickeacute draacutehy roje ktereacute se však i zde velmi lišiacute

Vypočteneacute elementy se shodujiacute dobře pouze ve stanoveniacute deacutelky uzlu kteraacute je určena polohou Země při setkaacuteniacute s rojem

SklQll draacutehy vzhledem k ekliptice neniacute již tak jednoznačně určen avšak je jisteacute že je značně velikyacute Ve vypočtenyacutech elementech můžeme naleacutezt hodnoty sklonu i = 69deg5 71deg3 74deg 81deg5 Tiacutemto velkyacutem sklonem se Quadrantidy odlišujiacute od t zv ekliptikaacutelniacutech rojů (Geminid ScorpioshySagittariid Taurid ap) jejichž rovina draacutehy je sk10něna k ekliptice pod malyacutem uacutehlem

Quadrantidy nedaacutevajiacute přesně určenyacute bodovyacute radiant zjišťujeme li nich velkyacute rozptyl radiantů nebo celou radiačniacute plochu kteraacute neniacute přesně ohraničena Přiacutečiny tohoto zjevu nejsou dosud dostatečně proshy

105

zkoumaacuteny Neniacute vyloučeno že tento roj představuje směs proudů s růzshynyacutemi drahami jejichž charakteristickyacutemi vlastnostmi jsou ostreacute mashyximum činnosti roje a velkyacute rozptyl radiantů

Autor člaacutenku zkDumal poruchy kteryacutemi působiacute v dlouheacutem časoveacutem intervalu Jupiter na draacutehu roje Vybral si k tomu uacutečelu fotografickyacute 2jištěnou draacutehu kteraacute se přibližuje značně k draacuteze Jupitera a zjistil tyto změny elementů draacutehy roje za 100 let

Zajiacutemavaacute je změna deacutelky uzlu což znamenaacute že datum maxima činshynosti roje se prakticky neměniacute To bylo ověřeno na vykonanyacutech pozoshyrovaacuteniacutech Quadrantid Naproti tomu je změna sklonu draacutehy velkaacute to by mohlo byacutet ve vztahu k již zmiacuteněneacutemu rozptylu radiantů Původ rojovyacutech meteorů přičiacutetaacuteme kometaacutem proto se ke každeacutemu

roji snažiacuteme naleacutezt mateřskou kometu od niacutež bychom mohli vznik roje odvodit Pro Quadrantidy zatiacutem všechny takoveacute pokusy byly bezvyacutesledshyneacute na př souvislost roje s kometou Tuttle I (1939 X) se ukaacutezala byacutet chybnaacute

Z těchto všech poznatků ktereacute zde byly o Quadrantidaacutech uvedeny je zřejmeacute že tento roj neniacute ještě dostatečně prozkoumaacuten Přispiacutevaacute k tomu listě i nevhodnaacute doba činnosti roje kdy většinou nepřiacutezniveacute počasIacute odshyrazuje od pozorovaacuteniacute a takeacute to že činnost roje je omezena pouze na jednu dvě noce Avšak praacutevě pro nedostatečnou znalost roje může byacutet pozoroshyvaacuteniacute jeho činnosti vděčnyacutem objektem i pro astronoma amateacutera neboť vyacutesledky ziacuteskaneacute pozorovaacuteniacutem nejviacutece přispějiacute k jeho hlubšiacutemu a důshykladneacutemu poznaacuteniacute

PROM~NNEacute HVEZDY

B V KUKARKIN

( POkračovlIacuterniacute)

KLasifikace prDrf1ěnnyacutech hvězd

Dvacaacutetaacute a třicaacutetaacute leacuteta našeho stoletiacute jsou charakteristickaacute vzrůstashyjiacuteciacutem počtem zkoumaacuteniacute jednotlivyacutech proměnnyacutech hvězd do šiacuteře i do hloubky takže dřiacutevějšiacute schemata klasifikace se ukaacutezala byacutet přiacuteliš neshydokonalyacutemi a neZpůsobilyacutemi obsaacutehnout některeacute nově objeveneacute detaily a zvlaacuteštnosti Zkoumaacuteniacute spektraacutelniacutech a jinyacutech speciaacutelniacutech charakteristik proměnnyacutech hvězd takeacute poukaacutezalo na nutnost dalšiacute typisace Během posledniacutech dvaceti let bylo předloženo mnoho nejrůznějšiacutech schema~ klasifikace Mnoziacute z autorů těchto schemat se hnali často za takovyacutemi

lOG

detaily že vytvaacuteřeli typy proměnnyacutech hvězd ktereacute měly jen jednoho představitele

NejlogičtějšIm schematem klasifikace proměnnyacutech hvězd je to scheshyma na jehož zaacutekladě je položena zaacutesada přiacutečinnosti Ze všech předložeshynyacutech schemat klasifikace je naacutem nejpřijatelnějšiacute schema podaneacute PayneshyGaposchkinovou a Gaposchkinem (C H Payne-Gaposchkin a S Gashyposchkin Variable Stars Cambridge 1938) To rozděluje proměnneacute hvězdy na tři zaacutekladniacute skupiny

A Optickeacute proměnneacute hvězdy B Proměnneacute hvězdy velkeacute posloupnosti C Převratneacute proměnneacute hvězdy

Přiacutečiny způsobujiacuteciacute proměnnost hvězd prvniacute skupiny patřiacute jak vyshyplyacutevaacute již z naacutezvu skupiny k optickeacutemu efektu souvisiacuteciacuteho bud se vzaacuteshyjemnyacutem zatměniacutem složek těsnyacutech dvojhvězd nebo se zakryacutevaacuteniacutem hvězshydy temnou mlhovinou s proměnnou optickou tloušťkou

Druhaacute skupina objektů představuje proměnneacute hvězdy měniacuteciacute svou jasnost vlivem pulsaciacute nebo analogickyacutech fysikaacutelniacutech procesů v jejich vnějšiacutech vrstvaacutech hlavně v atmosfeacuteraacutech Všechny proměnneacute hvězdy druheacute skupiny ukazujiacute na diagramu perioda - spektrum nepřetržitou posloupnost

U třetiacute skupiny proměnnyacutech hvězd nastaacutevaacute změna jasnosti vlivem zjevů explosivniacuteho charakteru souvisiacuteciacutech s uvolňovaacuteniacutem nitroatomoveacute energie Tyto zjevy majiacute charakter katastrof (převratů) zachvacujiacute vnějšiacute vrstvy hvězdy a v některyacutech vzaacutecnějšiacutech přiacutepadech uacuteplně celou hvězdu

Každaacute z těchto velkyacutech skupin proměnnyacutech hvězd může byacutet rozděshylena na několik nejpodstatnějšiacutech typů z nichž každyacute může byacutet opět rozdělen na podtypy My se zde omeziacuteme na nejvšeobecnějšiacute klasifikaci pokud to stačiacute pro porozuměniacute celeacuteho dalšiacuteho textu

A Optickeacute proměnneacute hvězdy se mohou rozdělit na dva velkeacute zaacutesadně rozdiacutelneacute typy - zaacutekrytoveacute proměnneacute a proměnneacute sdruženeacute s mlhovinou Celaacute tato skupina hvězd je ve skutečnosti neproměnnaacute neboť si zdaacutenshylivaacute koliacutesaacuteniacute jasu vysvětlujeme nahodilou polohou draacutehy v prostoru Ale protože jsou objevovaacuteny spolu se skutečnyacutemi proměnnyacutemi hvězshydami jsou spojovaacuteny s nimi společnyacutem naacutezvosloviacutem a katalogy Neniacute pochyb že časem zaacutekrytoveacute proměnneacute budou odděleny ve zvlaacuteštniacute skushyDinu objektů Nebudeme zde probiacuterat uacutespěchy v oblasti studia zaacutekrytoshyvyacutech proměnnyacutech neboť tato oblast se tak rozrostla za posledniacute desetishyletiacute že vyžaduje samostatneacuteho přehledu My se omeziacuteme jen nejvšeobecshynějšiacute klasifikaci

Zaacutekrytoveacute proměnneacute hvězdy mohou byacutet podrobeny dalšiacute přesnějšiacute klasifikaci se dvou hledisek jednak s formaacutelniacuteho na zaacutekladě studia tvaru jejich koliacutesavyacutech změn jasnosti a jednak na zaacutekladě analysy fysishykaacutelniacutech vla-stnostiacute složek Prvniacute zaacutesada vedla k rychle vzniknuvšiacute všeshy

101

obecně rozšiacuteřeneacute klasifikaci děliacuteciacute zaacutekrytoveacute proměnneacute na hvězdy typu Algola f3 Lyrae a W Ursae Maioris Velkeacuteho rozšiacuteřeniacute dosaacutehla podobnaacute formaacutelniacute klasifikace sfeacuterickeacute hvězdy na kruhovyacutech a eliptickyacutech drashyhaacutech a elipsoidaacutelniacute hvězdy na kruhovyacutech a eliptickyacutech drahaacutech S drushyheacuteho hlediska nebylo do dneška předloženo důkladně odůvodněneacute scheshyma klasifikace Poznamenaacutevaacuteme jen uacutespěšnou Kratovu klasifikaci (V A Krat Izv Eng obs No 19 1937) rozdělujiacuteciacute zaacutekrytoveacute proměnneacute na šest typů na zaacutekladě zaacutevislosti na fysikaacutelniacutech charakteristikaacutech sl-oshyžek Dalšiacute rozšiacuteřeniacute našich vědomostiacute o zaacutekrytovyacutech proměnnyacutech a studium jejieacuteh vzaacutejemneacute souvislosti s jinyacutemi hmotnyacutemi uacutetvary ve vesshymiacuteru dovoluje sestavit schema klasifikace ještě rozumovějšiacute a majiacuteciacute vyacutevojovyacute směr K tomu vedou všechny důvody neboť je naacutem znaacutemo viacutec než dva tisiacutece zaacutekrytovyacutech proměnnyacutech z nichž několik set bylo podrobeno přesnyacutem fotometrickyacutem a spektraacutelniacutem zkoumaacuteniacutem Proměnneacute hvězdy sdruženeacute s mlhovinou jsou teacuteměř neprozkoumaacuteny

Největšiacute počet představitelů proměnnyacutech hvězd tohoto typu je soustřeshyděn ve velkeacute mlhovině v Orionu v ktereacute se jich daacute napočiacutetat kolem sta Několik hvězd tohoto typu je v jinyacutech temnyacutech mlhovinaacutech Dosud neniacute jasnaacute otaacutezka jsou-li možneacute přiacutepady uacuteplneacuteho zaacutekrytu bez vlivu absorbushyjiacuteciacuteho prostřediacute na fysikaacutelniacute procesy ve vnějšiacutech vrstvaacutech samotnyacutech hvězd ktereacute jsou v temnyacutech mlhovinaacutech Pozorovaacuteniacute dosaženaacute v poshysledniacute době s jistotou ukazujiacute že mnoheacute hvězdy ktereacute byly dosud poshyvažovaacuteny za hvězdy mlhovinou zakryacutevaneacute jsou přiacutemo v samotneacute mlhoshyvině Tyto hvězdy jsou charakteristickeacute řadou složityacutech fysikaacutelniacutech proshycesů vznikajiacuteciacutech na jejich povrchu naacutesledkem vzaacutejemneacuteho působeniacute s absorbujiacuteciacutem prostřediacutem mezihvězdneacuteho prachu O žaacutedneacute přesneacute klashysifikaci hvězd tohoto typu pro zatiacutem nemůže byacutet ani řeči Posud se ukashyzuje že prostřediacute mezihvězdneacuteho prachu v němž jsou tyto hvězdy vyshyvolaacutevaacute velmi různorodeacute a složiteacute procesy explosivniacuteho charakteru v jeshyjich vnějšiacutech obalech a je velmi pravděpodobneacute že tento typ proměnshynyacutech hvězd bude časem zařazen k převratnyacutem proměnnyacutem hvězdaacutem

B Proměnneacute hvězdy velkeacute poskYdpnosti(( jak je již vyacuteše poznameshynaacuteno majiacute společnou zaacutevislost perioda - spektrum Čiacutem je perioda delšiacute tiacutem je nižšiacute průměrnaacute efektivniacute teplota proměnnyacutech hvězd velkeacute posloupnosti Uvedenyacute člaacutenek je převaacutežně věnovaacuten těmto proměnnyacutem hvězdaacutem V přiacutetomneacute době lz~ proměnneacute hvězdy teacuteto skupiny rozdělit na tyto zaacutekladny typy

1 Polopravidelneacute a nepravidelneacute proměnneacute 2 Proměnneacute typu Mira CetL 3 Proměnneacute typu RV Tauri 4 Dlouhoperiodickeacute cefeidy 5 Kraacutetkoperiodickeacute cefeidy

Nebultleme zde podrobněji popisovat zvlaacuteštnosti každeacuteho z uvedenyacutech typů protože v dalšiacutem textu bude každeacutemu z nich věnovaacuten zvlaacuteštniacute

108

paragraf Při popisu uacutespěchů ve studiu proměnnyacutech hvězd každeacuteho z uvedenyacutech typů se budeme snažit podat jejich uacuteplnou charakteristiku

C Převratneacute proměnneacute hvězdy můžeme rozdělit na tyto zaacutekladniacute typy

1 Supernovy - 2 Typickeacute novy - 3 Cyklickeacute novy - 4 Novaacutem podobneacute proměnneacute hvězdy

I když proměnnost převratnyacutecb proměnnyacutech hveurozd je vyvolaacutevaacutena uacuteplně jinyacutemi přiacutečinami než proměnnost hvězd velkeacute posloupnosti a ačkoliv v posledniacutech deseti až patnaacutecti letech v oblasti studia převratshynyacutech proměnnyacutech hvězd a vyacutevoje jejich theoriiacute bylo udělaacuteno zvlaacutešť mnoho považujeme za vhodneacute věnovat jim zvlaacuteštniacute podrobnyacute člaacutenek při čemž se prozatiacutem omeziacuteme jen na detailniacute popis zaacutekladniacutech typů

Supernovy se začaly intensivně studoJat až do poloviny třicaacutetyacutech let našeho stoletiacute Předtiacutem byly objevovaacuteny jen naacutehodně v bližšiacutech hvězdshynyacutech soustavaacutech Naacutesledkem soustavneacuteho hledaacuteniacute organisovaneacuteho na Mt Palomaru jejich pOčet velmi rychle vzrostl z patnaacutecti na padesaacutet Supernovy jsou charakteristickeacute tiacutem že jejich zaacuteřeniacute je v maximu značně velikeacute Toto zaacuteřeniacute se daacute porovnat se z~řenIacutem miliard všech ostatniacutech hvězd určiteacute hvězdneacute soustavy Amplitudy jasnosti supernov pravděpodobně přesahujiacute 20 hvězdnyacutech třiacuted Zwicky ukaacutezal že pr~middot měrně jeden objev supernovy v určiteacute hvězdneacute soustavě odpoviacutedaacute jedshynomu vyacutebuchu za 400 let (F Zwicky AstrDphysical Journal 96 28 1942) Kulikovskij ukaacutezal že ve spiraacutelniacutech mlhovinaacutech pozdniacuteho typu supernovy vybuchuji mnohem častěji inež ve spiraacutelniacutech mlhovinaacutech raneacuteho typu a v eliptickyacutech mlhovinaacutech (P G Kulikovskij Astroshynomičeskij žurnal 21 211 1944) Na počaacutetku čtyřicaacutetyacutech let byla dokaacutezaacutena totožnost znaacutemeacute Krabiacute mlhoviny v souhvězdiacute Byacuteka se supershynoVlU kteraacute vybuchla v roce 1054 a kteraacute byla popsaacutena v řadě staryacutech letopisů a kronik Takovyacutem způsobem můžeme podrobně zkoumat fysishykaacutelniacute vlastnosti zbytků superoDvy Přiacutečina vyacutebuchů supernov ležiacute v hlushybokeacute přestavbě celeacute hvězdy a v uvolněniacute ohromneacuteho množstviacute nitroatoshymoveacute energie

Typickeacute novy dosti často vybuchujiacuteciacute v našiacute Galaxii a sousedniacutech spiraacutelniacutech mlhovinaacutech již daacutevno poutaly pozornost astronomů V přiacuteshytomneacute době v našiacute Galaxii je teacuteměř pravidelně objevovaacuteno 13-14 nov každyacutech deset let Protože je naacutem dostupna jen malaacute čaacutest celeacute Galaxie můžeme usuzovat že každoročně v niacute vybuchuje viacutece než sto nov Celaacute řada jasnyacutech nov ktereacute vybuchly v posledniacutech 25 letech umožnila deshytailně studovat jejich spektra Vyacutezkumy Voroncova-Veljaminova Amshybarcumjana Lebedinskeacuteho a jinyacutech sovětskyacutech a zahraničniacutech astronoshymů naacutes přivedly k pochopeniacute složityacutech procesů probiacutehajiacuteciacutech v obalech novyacutech hvězd v obdobiacute jejich vyacutebuchů Jde patrně o explosi hvězdy naacutesledkem nitrojadernyacutech procesů v určityacutech vrstvaacutech hvězdy

V posledniacutech patnaacutecti letech jsme byli svědky častyacutech opakovanyacutech vyacutebuchů nov Takoveacute hvězdy dostaly naacutezev cyklickeacute noveacute hvězdy Jejich

109

zkoumaacuteniacute daacutevaacute všechny důvody předpoklaacutedat že typickeacute novy jsou takeacute cyklickeacute ale vyacutebuchy jsou navzaacutejem odděleny od sebe tisiacuteciletiacutell1i Uacutekazy pozorovaneacute u cyklickyacutech novyacutech hvězd se jen maacutelo lišiacute od uacutekazU pozorovanyacutech u typickyacutech nOv

Několik desiacutetek hvězd připomiacutenaacute novy zvlaacuteštnostmi svyacutech spekter a ~měnou jasnosti Takoveacute hvězdy bylo rozhodnuto nazyacutevat novaacutem podobneacute hvězdy Jsou velmi rozmaniteacute svyacutem charakterem ale mezi ně bylo zařazeno teacutež neurokolik zvlaacuteště početnyacutech a charakteristickyacutech podshytypů Mezi nimi předevšiacutem ie třeba připomenout proměnneacute hvězdy typu U Geminorum Jsou charakteristickeacute naacutehlyacutemi vyacutebuchy připomiacutenajiacuteciacutemi novy Ale amplituda těchto vyacutebuchů neniacute velikaacute (od dvou do pěti hvězdshynyacutech třiacuted) a intervaly mezi vyacutebuchy představujiacute cykly s dobou od deseti _ dQ několika set dniacute Parenago společně se autorem tohoto člaacutenku stushydovali tyto hvězdy spolu s cyklickyacutemi novami dokaacutezali jejich trpasličiacute podstaťu a objevili dobře patrnou zaacutekonitost mezi amplitudou vyacutebuchu a deacutelkou intervalu mezi vyacutebuchy (P P Parenago B V Kukarkin Pěreměnnyje Zvjozdy 4 249 1934) Spektra těchto hvězd se velmi těžko studujiacute proto že tyto objekty jsou velmi slabeacute Nejjasnějšiacute předshystaviteleacute tohoto typu za normaacutelniacute jasnosti v minimu sotva dosahujiacute 12 hvězdneacute velikosti Nicmeacuteně nejmohutnějšiacutemi přiacutestroji byla v posledshyniacutech letech studovaacutena spektra mnohyacutech hvězd typu U Geminorum Jeshyjich spektra se hodně lišiacute od spekter typickyacutech nov ale ukazujiacute emisniacute paacutesy ktereacute mluviacute ve prospěch existence procesů připomiacutenajiacuteciacutech exshyplosi obalu Kromě hvězd typu U Geminorum je třeba uveacutest hvězdy typu Z Andromedae Tyto hvězdy majiacute dosti značneacute vyacutebuchy (5 amplishytudami do čtyř hvězdnyacutech třiacuted) po nichž naacutesledujiacute menšiacute cyklickeacute vyacutekyvy až do noveacuteho mocneacuteho vyacutebuchu Spektra těchto hvězd majiacute mnoho společneacuteho se spektry nov Často je společně se spektrem vzplashynuvšiacute hvězdy jež je podobneacute spektru nov pozorovaacuteno spektrum rudeacuteho neviditelneacuteho souputniacuteka Kon~čně je třeba uveacutest ieště hvězdy typu R Coronae Borealis ktereacute na rozdiacutel od nov teacuteměř staacutele jsou v maximu a naacutehle v uacuteplně nepravidelnyacutech časovyacutech intervalech slaacutebnou o několik hvězdnyacutech třiacuted Studium jejich spekter opravňuje předpoklaacutedat že jde o explose velkeacuteho množstviacute uhliacuteku v atmosfeacuteraacutech těchto hvězd jehož pohlceniacutem jsou vyvolaacutevaacuteny pozorovatelneacute poklesy jasnosti Kromě uveshydenyacutech nejtypičtějšiacutech představitelů novaacutem podobnyacutech hvězd je ještě mnoho zvlaacuteštniacutech hvězd rovněž k nim počiacutetanyacutech

Je třeba miacutet na zřeteli že uvedeneacute schema klasifikace proměnnyacutech hvězd ani zdaleka ne)bsahuje všechny znaacutemeacute přiacutepady hvězdneacute proměnshynosti V posledniacutech desetiletiacutech bylo na přiacuteklad objeveno mnoho hvězd s proměnnyacutemi spektry U některyacutech z těchto hvězd byly objeveny soushyběžneacute nevelkeacute změny 1asnosti Je možneacute že některeacute z hvězd s proměnshynyacutemi spektry jsou bliacutezkeacute převratnyacutem proměnnyacutem hvězdaacutem nehledě ovšem na nepatrnost procesů na nich probiacutehajiacuteciacutech (PokraoovaacuteJniacute)

Přeložil Zdeněk Sekaminn

1fO

ZPRAacuteVY POKYNY MĚSČN SEKCE A

Odpověď dr R Šimonovi (K člaacutenku Vznikba kruhovaacute pohořiacute na Měsiacuteci dopady meteoritů

uveřejněneacutemu v ŘiacuteJi hvěZf11 1954)

Velnli mě těšiacute že na straacutenkaacutech našeho časopisu se počiacutenaacute diskutoV1at o vzniku měsiacutečniacutech kraacuteterfi ktereacutemužto probleacutemu bylo až dosud v našiacute literatuře věnoshyvaacuteno poměrně velmi maacutelo miacuteista Pochybuji však předem (nazvěte si to třeba syacutečkovaacuterum) že dalšiacute pok1račovaacuteniacute v teacuteto diskusi naacutes může v současneacute době přiveacutest k nějakeacutemu konkretniacutemu řešeniacute protože SB tu jednaacute vlastně o celyacute komplex zatiacutem nerozřešenyacutech otaacutezek nejenom geologickyacutech ale předevšiacutem kosshymogonickyacutech Dalšiacute seriosně podlCJženeacute naacutemitky vůči meteorickeacute domněnoe jsou však přirclzeně staacutele vIacutetaacuteny I

Kolega dr R Šimon jak se mně zdaacute by znal raacuted moje vlastniacute stanoviska v teacuteto věci Možnaacute že z meacute citovaneacute knihy (Měsic Praha lS53) vzniaacute n e shyspraacutevnyacute dojem jako bych byl zavilyacutem meteoritikem a pDvažoval tuto domněnku nejenom za jednu ze vskutku l1ejleacutepe propracovanyacutech domněnek o vzniku měshysiacutečniacutech k raacuteJteru ale za jedinou možnou a spraacutevnou hypothesu v teacuteJto otaacutezce Pravda maacutem k meteoriiUckeacuted)mněnce velmi bliacutezko nechci však před nikyacutem zastiacuterat jak ostatně vyplyacutevaacute i z obsahu meacute knihy jejiacute souGa~neacute nedostatky Formulcrval bych (velmi stručně) sveacute vlastniacute stancrvisko v teacuteto ltzaacutelež1tosti asi takto

otaacutezku vznbku měsiacutečniacutech kraacuteteru považuji jaksi oficiaacutelně naIacuteaacutele za otevřeshynyacute probleacutem soukromě se však domniacutevaacutem že Měs1c mohl stejně tak jako něshykteraacute jinaacute menšiacute tělesa slunečniacute soustavy vzniknout původně jako k o n g 10shyme raacutet řaacutedově mnohem menšiacutech tě les a že měsiacutečniacute kraacutetery naacutem ve sveacute většině představuji dodnes zachovaleacute stopy nikoliv po časově nedaacutevneacutem bombardovaacuteni měsiacutečnLho povrchu malyacutemi tě1esy řaacutedu dnešnich meteoru a meteoshyritů nyacutebrž tělesy j i fl eacute hod r u hu Takeacute okolnosti za jakyacutech se tmo -bomshybardovaacuteniacute Měsiacutece daacutelo byly pravděpodobně jineacute nežli se obvykle soudiacute Domniacuteshyvaacutem se že pozemskeacute meteoritoveacute kraacutetery bychom mohli považovat do jisteacute miacutery jen za jakousi vzdaacutelenou Dbdobu va-neacute většiny měsičniacutech kraacuteteru a přijiacutemat neshyjenom zamožneacute ale za pravděpodobneacute že mezi oběma těmito druhy uacutetvaru existujiacute roltzdiacutely nejenom k van t it a t i vn Ale o tom podrobněji až někdy jindy Jinak ještě na sebe mohu prozradit to že se celkem staVIacutelm na SJtanovisko Chabakovovo a spolu s niacutem soudiacutem že dalšiacute pr)dlužovaacutemiacute disltuse vulkanistů a meteoritikfi po stareacutem způsobu je neplodneacute že oba způsoby vzniku měsiacutečniacutech kraacuteteru jsou rraacutelně možneacute a že nyniacute je předevšim třeba dalšiacutech pečlivyacutech studiiacute detailniacute stavby měsiacutečniacutech kraacuteteru (dodejme k tomu ještě že i detailniacute stavby pozemskyacutech meteoritovyacutech kraacuteJteru) Při všiacute meacute uacutectě k naacutezorům 1lolegy dr Šimona se mi však nezdaacute že by bylo možno už dnes tvrdit že meteoritiekaacute domněgtnk3 ztratiacute po kritiokeacutem a objektivniacutem rozboru jednoJlo dne sveacute opodstatshyněni a stane se jednou z mnohyacutech překonanyacutech hypothes na ktereacute je historie astronomickeacute vědy tak bohataacute

K jednotlivyacutem bodům obžaloby proti meteoretiokeacute hypothese podaneacute dr Šishymonem bych si dovolil přičinit teto

1 Koncentrac e valovyacutech rovin směrem k měsiacutečniacutem poacutelům o niacutež mluviacute koleg3 Šimo(t1 je jednak vyacutesledkem toho že Ityto uacutetvary jsou směrem k zaacutepadniacutemu a vyacutechodniacutemu okraji Měsiacutece čaacutestečně zahlaJzeny pDldějšiacutemi změnami ktereacute se na Měsiacuteci odeh1raacutely jednak je to sugesrtivniacute dojem působenyacute perspektivniacutem skrGSshyleniacutem při okraji měsiacutečniacute koule Kraacutetery sediacute doslova jeden těsně vedle druheacuteho a někde se přiacutem) zasahujiacute a prostupuji n e jenompoDliacutež jižniacuteho poacutelu Měsiacutece ale i v jeho severniacute polaacuterniacute a subpolaacuterniacute oblasti (Goldschmidt-Anaxagoras Anali-

J J 1

Pohyby trpasličiacutech hvězd typu M zkoumal M J Delhaye a zjistil neshypatrnost jejich posuvu kolmo ke galaktickeacute rovině Usoudil z toho že tyto hvězdy ktereacute se vyznačujiacute emisniacutemi čarami tvořiacute velmi zploštělyacute subsysteacutem a jsou pravděpodobně velmi mladeacute Je jich dosud velmi maacutelo znaacutemo a to ještě nedostatečně proto doporučuje pozorovatelům věnovat jim zvyacutešenou pozornost

Zaacutekrytovaacute proměnnaacute UX Monocerotis ukazuje na zaacutekladě fotoelekshyrickyacutech pozorovaacuteniacute F B WODda nepravidelneacute světelneacute vyacutekyvy o maxishy

maacutelniacute velikosti až 02m bull Rychlejšiacute vyacutekyvy trvajiacute jednu až dvě hodiny V modreacute barvě jsou většiacute než ve žluteacute

Vodiacutekoveacute emise v galaxiiacutech byly zjištěny v 27 přiacutepadech Vznikajiacute fluorescenciacute mezihvězdneacuteho plynu bHzko hvězd vysokyacutech teplot

KUbovaacute hvězdokupa NGC6397 (17h 32m 7 - 53deg61900) byla zkoushymaacutena na zaacutekladě velkeacuteho fotografickeacuteho materiaacutelu ziacuteskaneacuteho 26 palc fotografickyacutem refraktorem jižniacute Yalskeacute odbočky v Johannesburgu Celshykem byly proměřeny polohy asi 1300 hvězd a určeny jejich jasnosti Nejjasnějšiacute byla 946m nejslabšiacute 1559m bull Zdaacutenlivyacute průměr teacuteto kuloveacute hvězdokupy je 19 a zdaacutenlivaacute jasnost 47m bull Patřiacute k nejbližšiacutem hvězdoshykupaacutem tohoto druhu neboť jejiacute vzdaacutelenost je 173 kpc

Průměrnaacute rotačniacute rychlost hvězd různyacutech spektraacutelniacutech typů byla určena Struvem a zjištěny tyto hodnoty

Spektrum Průměrnaacute rotačniacute rychlost

Oo-Be 350 kmsec O-B 94

A 112 Fo-F2 51 F5-F8 20

dG dK deg dM deg deg

Prvniacute určeniacute hvězdnyacutech vzdaacutelenostiacute provedli v roce 1938 W Struve v Pulkově F W Bessel v Kraacutelovci a Henderson v Kapskeacutem Městě Prvniacute použil vlaacuteknoveacuteho mikrometru druhyacute meridiaacutelniacutehokruhu a třetiacute heliometru Henderson měřil vzdaacutelenost alfa Centauri Struve si zvolil Vegu a Bessel hvězdu 61 v Labuti Porovnaacuteniacutem jejich tehdejšiacutech vyacuteshysledků s nynějšiacutemi moderniacutemi ukazuje jak přesně tehdy jmenovaniacute hvězdaacuteři měřili

Henderson a Cen 116 076 43 sv r W Struve Vega 026 012 83 sv r Bessel 61Cyg 031 ()30 99 sv r

98

--ZEMSKYacute MAGNETISMUS

zaacutekladniacute pojmy a poznatky

VLADIMfR čERNYacute

Kompas jehož magnetka se v každeacutem miacutestě staviacute do určiteacuteho směru ukazuje že naše Země je velkyacutem permanentniacutem magnetem Jejiacute magneshytickeacute pole je poměrně slabeacute Intensita až na několik vyacutejimek je průshyměrně asi 05 Oe Pozorovaneacutečasoveacute mněny intensity jsou ještě menšiacute a nepřevyšujiacute zpravidla několik desetitisiacutecin hodnoty zaacutekladniacute jednotky Prot) se ustaacutelila a zevšeobecněla v geomagnetickeacute praxi jednotka y = 110-5 Oe

Zaacutekladniacute charakteristikou každeacuteho magnetickeacuteho pole tedy i zemshyskeacuteho je jeho celkovaacute (totaacutelniacute) intensita T V geomagnetismu neměřiacute~ me zpravidla přiacutemo intensitu pole Tl ale složky ktereacute jsou jejiacutem průshymětem do souřadnicoveacute soustavy Jejiacute orientaciacute provedeme tak aby osa x (obr 1) byla v rovině zeměpisneacuteho poledniacuteku a osa y byla k niacute

Obr 2 Vnitřek paviwnu pro absolutniacute měřeniacute (geo~nagnetickeacute observatoře

v PrilhQniciacutech) A I14gnetickyacute theodolit B zemskyacute itnduktor (Z archivu geom oddělooiacute 00 ČSAV)

1 s vyacutejimkou leteckyacutech T-magnetometrfi

99

o I I I I

z I

II ---------- I T

I I I I

I I I

I I I I I ________JI

Obr 1 vlevo Rozklad geomf1Jgnetickeacute i1ttensity T v elementy a složky Obr 3 vpravo Schmidtova pol1tiacute vaacuteha fy Askania geomagnetickeacute observatoře

v Prithoni(iacutech (Z archivu geom odděleniacute auacute ČSAV)

kolmaacute při čemž osa x je kladnaacute od počaacutetku soustavy k severu a osa y k vyacutechodu Osa z v teacuteto soustavě zaujme vertikaacutelniacute polohu kladnaacute je od počaacutetku směrem dolů Umiacutestiacuteme-li počaacutetek teacuteto souřadnicoveacute soushystavy do miacutesta kde provaacutediacuteme magnetickaacute měřeniacute maacute vektor T vzhleshydem k souřadnicoveacute soustavě určitou polohu OTo Projekci vektoru T na horizontaacutelniacute rovinu označujeme vektorem H a řiacutekaacuteme jiacute horizontaacutelniacute intensita Vertikaacutelniacute rovina zOH ve ktereacute ležiacute vektor T je rovinou magnetickeacuteho meridiaacutenu Uacutehel TaH kteryacute sviacuteraacute vektor T s horizontaacutelniacute rovinou je inklinace kterou značiacuteme zkratkou J Uacutehel mezi rovinou magnetickeacuteho meridiaacutenu a vertikaacutelniacute rovinou zOx je deklinace D Deklishynaci značiacuteme + jestliže vektor H je odkloněn od osy x k vyacutechodu Proshyjekce totaacutelniacuteho vektoru T na osu x je sevemiacute (X) na osu JI vyacutechodniacute (Y) a na osu z vertikaacutelniacute (Z) složka geomagnetickeacuteho pole Deklinace inklinace a horizontaacutelniacute intensita jsou elementy X Y a Z složky zemshyskeacuteho magnetismu ktereacute můžeme poklaacutedat za projekci vektoru T v růzshynyacutech souřadnicovyacutech soustavaacutech Na př složky X Y a Z jsou souřadnice konce vektoru T v pravouacutehleacute souřadnicoveacute soustavě elementy D HaJ souřadnice sfeacuterickeacute soustavy a D H a Z souřadnice cylindrickeacute soushystavy

Obr 4 Mapa isogon pro epochu 19505 (podle Orlova) ---+

100

Souřadnice v jednotlivyacutech vyacuteše uvedenyacutech soustavaacutech isou vzaacutejemně na sobě nezaacutevisleacute Nelze na př určit severniacute složku X pomociacute složek Y a Z nebo vertikaacutelniacute složku Z pomociacute HaD Přechod z jedneacute soustavy souřadnic do druheacute a určeqiacute vektoru T provaacutediacuteme jednoduchyacutemi vztahy

X = H cosD tgD = Y X

Y=H sinD H= VX2 + yz

Z = H tgl tgl = Z IIX2 + y2

T = H secl = VX2 + yz + Z2

Měřeniacute magnetickeacute deklinace D provaacutediacuteme magnetickyacutem theodohshytem (obr 2) Deklinaci určiacuteme z odchylky směru osy magnetky od zeměpisneacuteho meridiaacutenu jehož směr zjistiacuteme astronomickyacutemi a geodeshytickyacutemi měřeniacutemi V okoliacute Prahy je přibližně - 1deg40 HorizontaacuteZniacute intensitu H měřiacuteme teacutež magnetickyacutem theodolitem ale v jineacutem uspořaacuteshydaacuteniacute než při určovaacuteniacute deklinace Určujeme nejdřiacuteve dobu kyvu pomocshyneacuteho magnetu zavěšeneacuteho na tenkeacutem vertikaacutelniacutem vlaacutekně Velikost vyacuteshychylek magnetky deklinatoria theodolitu ktereacute jsou vyacutesledkem působeniacute geomagnetickeacuteho pole a pole pomocneacuteho magnetu je uacuteměrnaacute H InkZishynace I byla dřiacuteve měřena inkZinatoriem ktereacute je nyniacute zcela vytlačeno zemskyacutem induktorem (obr 2) Kromě abampolutniacutech měřeniacute složek geoshymagnetickeacuteho pole pomoCIacute magnetickeacuteho theodolitu a zemskeacuteho indukshytoru provaacutediacuteme měřeniacute relativniacute na př Schmidtovyacutemi magnetickyacutemi vahami (obr 3)

Vyacutesledky geomagnetickyacutech měřeniacute na observatořiacutech i v tereacutenu poshyskytujiacute rozsaacutehlyacute a různorodyacute materiaacutel kteryacute se staacutevaacute přehleDnyacutem teshyprve tehdy když je graficky 3pracovaacuten Sestaveniacutem map isočar t j čar spojujiacuteciacutech na mapě miacutesta stejnyacutech hodnot toho neb onoho elementu bylo umožněno praktickeacute využitiacute vyacutesledků magnetickyacutech měřeniacute a ziacutesshykaacuteniacute jasneacuteho obrazu kvalitativniacuteho a kvantitativniacuteho charakteru geoshymagnetickeacuteho pole vcelku i pro jednotlivaacute uacutezemiacute lsočaraacutem ktereacute sposhyjujiacute miacutesta stejneacute deacuteklinace na magnetickeacute mapě řiacutekaacuteme iampogony isočashyraacutem stejneacute inklinace isokZiny a isočaraacutem DstatnIacutech složek isodynam1j (na př isodynamy vertikaacutelniacute složky Z)

Elementy zemskeacuteho magnetismu se s časem měniacute Proto u každeacute magnetickeacute mapy musiacuteme uveacutest pro kteryacute časovyacute moment (epochu) byla zhotovena Nejčastěji se udaacutevaacute střed některeacuteho roku t j 1 čershyvence Na pf jestliže budeme miacutet mapu pro epochu 19505 tehdy musiacuteme vyčteneacute hodnoty elementu geomagnetickeacuteho pole v niacute uvedeneacute vztaacutehnout na 1 července 1950 V OOhOOm

Celkovou představu rozloženiacute geomagnetickeacuteho pDle naacutem poskytujiacute světoveacute magnetickeacute mapy (obr 4 5) Již na prvyacute pohled vykazujiacute určishytou zaacutekonitost v rozděleniacute isočar Na mapě isogon (obr 4) iednotliveacute

Obr 5 Mapa isodynam H pro epochu 19505 (podle Orlo1)a) - --+

102

isočaacutery vybiacutehajiacuteciacute z jednoho bodu soustřeďujiacute se v druheacutem protilehleacutem prveacutemu s vyacutejimkou isogon na asijskeacute pevniněktereacute tv)řiacute uzavřenyacute celek Miacutestu kde se isog)ny sbiacutehajiacute do jednoho bodu kteryacute ležiacute nejbliacuteže severniacutemu zemskeacutemu poacutelu řiacutekaacuteme severniacute magnetickyacute poacutel na jižniacute poloshykouli jižniacute magnetickyacute poacutel Sestaviacuteme-li si mapu isogon polaacuterniacutech obshylastiacute zjistiacuteme že deklinačniacute poacutely jsou vlastně čtyři jednak oba poacutely magnetickeacute jednak poacutely zeměpisneacute na nichž neniacute definovaacuten zeměpisnyacute poledniacutek pomociacute ktereacuteho deklinaci určujeme V okoliacute zeměpisneacuteho poacutelu se měniacute směr meridiaacutenů od 0deg do 360deg při čemž magnetickyacute meridiaacuten je jen jeden proto se i veJikost deklinace bude měnit v rozmeziacute 0deg až 360deg Toteacutež platiacute i pro magnetickyacute poacutel s tiacutem rozdiacutelem že jiacutem probiacutehaacute jedinyacute zeměpisnyacute meridiaacuten a měniacute se magnetickyacute meridiaacuten Obr 5 ukashyzuje průběh isočar horiiacutejontaacutelniacute sZožky geomagnetickeacuteho pole Směrem od severniacuteho geomagnetickeacuteho poacutelu k rovniacuteku H vzrůstaacute a k jižniacutemu poacutelu opět ubyacutevaacute až do nuly Maximaacutelniacute hodnoty nabyacutevaacute v prostoru sundshyskyacutech ostrovů (pro epochu 1950) V okoliacute Prahy jest řaacutedově 19500 y lsokliny majiacute nejpravidelnějšiacute průběh ze všech elementů Nulovaacute isoklishyna je magnetickyacutem rovniacutekem Na něm vektor T maacute směr horizontaacutelniacute Směrem od geomagnetickeacuteho rovniacuteku k magnetickyacutem poacutelům inklinace vzrůstaacute od 0deg do 90deg V okoliacute Prahy je přibližně 655deg lsočaacutery vertikaacutelniacute sZožky Z majiacute podobnyacute průběh jako isokliny s maximem intensity na poacutelech (06 Oe) a nulovou intensitou na geomagnetickeacutem rovniacuteku

Poloha geomagnetickyacutech poacutelů se měniacute plynule v zaacutevislosti na čase jak vidiacuteme z tab I kde jsou vypočteny zeměpisneacute souřadnice pro různeacute epochy

EPOCHA SEVERNIacute POacuteL

šiacuteřka deka šiacuteřka

JIZNIacute POacuteL deacutelka

1600 78deg 42 59deg 00 81 deg 16 169deg 30 1700 75 51 68 48 77 12 155 15 1770 66 104shy1885 69 57 182 45 73 45 153 00 1900 69 18 96 37 1950 72 96 70 50

Světoveacute mapy isočar geomagnetickeacuteho pole nepodaacutevajiacute přesnyacute obraz elementů pouze obraz elementů ve zjednodušenyacutech rysech Miacutestniacute neshypravidelnosti pole jsou zahZazeny a proto musiacuteme světoveacute mapy uvažoshyvat jen jako obrazy určityacutech středniacutech luodnot elementů geomagneticshykeacuteho pole Hladkyacute pnlběh isočar se změniacute sestrojiacuteme-li z vyacutesledků poshydrobnyacutech měřeniacute mapy jen pro middotmalou oblast Jejich nepravidelnyacute miacutesty teacuteměř chaotickyacute průběh svědčiacute o tom že miacutestniacute rozloženiacute geomagneticshykeacuteho pole je nepravidelneacute a odchylky od uspořaacutedaneacuteho normaacutelniacuteho průshyběhu jsou pak složitou funkciacute souřadnic bodů přiacuteslušneacute oblasti Přiacutečinu těchto jevů ktereacute majiacute vyacuteznam v praxi při hledaacuteniacute magnetickyacutech hrYshynin a mineraacutelůnutno spatřovat ve fysikaacutelniacute nestejnorodosti zemskeacute kůry

104

o METEORICKEacuteM ROJI QUADRANTID

L SEHNAL

Quadrantidy jsou velmi zajiacutemavyacutem avšak maacutelo znaacutemyacutem rojem Jeshyjich jmeacuteno je odvozeno od polohy miacutesta z něhož zdaacutenlivě na obloze vyletujiacute t j od polohy jejich radiantu Ten se naleacutezaacute v severniacute čaacutesti souhvězdiacute Boota pobliacuteže souhvězdiacute Draka Zde je na staršiacutech atlasech oblohy zaznamenaacuteno souhvězdiacute Quadrans Muralis (zedniacute kvadrant) Na novějšiacutech mapaacutech toto souhvězdiacute nenalezneme naacutezev meteorickeacuteho roje Quadrantid se však dodnes zachoval

Quadrantidy můžeme za přiacuteznivyacutech podmiacutenek spatřit každoročně ve dnech 2 až 3 ledna Doba jejich činnosti je omezena pouze na jednu nebo dvě noci na poměrně kraacutetkou dobu dosahuje působeniacute roje maxima a pak se činnost roje rychle zmenšuje to jest tloušťka roje při setkaacuteniacute se Zemiacute malaacute

Činnost roje dosti koliacutesaacute průměrnyacute hodinovyacute počet viděnyacutech meteorů je 45 Z let v nichž byl zaznamenaacuten většiacute počet meteorů bylo usuzovaacuteno na periodickeacute opakovaacuteniacute zvyacutešeneacute činnosti roje na př perioda 13 let (D Kirkwood) 146 let (J C Fischer) z radarovyacutech pozorovaacuteniacute byla určena perioda - 24 let V posledniacute době J G Porter uvažuje možnost že Quadrantidy jsou složeny ze dvou proudů a periodaacutech 24 a 294 let a dochaacuteziacute k vyacutesledneacute periodě celeacuteho roje 13 let To by znamenalo že draacuteha Země je protiacutenaacutena dvěma shluky meteorů při jejichž společneacutem setkaacuteniacute se Zemiacute nastaacutevaacute zvyacutešenaacute činnost roje Spiacuteše se však zdaacute že tyto periody Quadrantid jsou určeny maacutelo spolehlivě a že pro tento roj nemůžeme naleacutezt žaacutedneacute obdobiacute v němž by se činnost roje periodicky měnila

Elementy draacutehy roje byly určovaacuteny z různyacutech pozorovanyacutech stop meteorů Tyto vypočteneacute elementy drah se však velmi maacutelo lišiacute různiacute autoři uvaacutedějiacute draacutehy Quadrantid od vysloveně kraacutetkoperiodickyacutech až po draacutehy parabolickeacute Ale většina vypočtenyacutech drah teacutež těch ktereacute byly určeny ze spolehlivyacutech pozorovaciacutech method (fotograficky) udaacutevaacute kraacutetkoperiodickeacute draacutehy roje ktereacute se však i zde velmi lišiacute

Vypočteneacute elementy se shodujiacute dobře pouze ve stanoveniacute deacutelky uzlu kteraacute je určena polohou Země při setkaacuteniacute s rojem

SklQll draacutehy vzhledem k ekliptice neniacute již tak jednoznačně určen avšak je jisteacute že je značně velikyacute Ve vypočtenyacutech elementech můžeme naleacutezt hodnoty sklonu i = 69deg5 71deg3 74deg 81deg5 Tiacutemto velkyacutem sklonem se Quadrantidy odlišujiacute od t zv ekliptikaacutelniacutech rojů (Geminid ScorpioshySagittariid Taurid ap) jejichž rovina draacutehy je sk10něna k ekliptice pod malyacutem uacutehlem

Quadrantidy nedaacutevajiacute přesně určenyacute bodovyacute radiant zjišťujeme li nich velkyacute rozptyl radiantů nebo celou radiačniacute plochu kteraacute neniacute přesně ohraničena Přiacutečiny tohoto zjevu nejsou dosud dostatečně proshy

105

zkoumaacuteny Neniacute vyloučeno že tento roj představuje směs proudů s růzshynyacutemi drahami jejichž charakteristickyacutemi vlastnostmi jsou ostreacute mashyximum činnosti roje a velkyacute rozptyl radiantů

Autor člaacutenku zkDumal poruchy kteryacutemi působiacute v dlouheacutem časoveacutem intervalu Jupiter na draacutehu roje Vybral si k tomu uacutečelu fotografickyacute 2jištěnou draacutehu kteraacute se přibližuje značně k draacuteze Jupitera a zjistil tyto změny elementů draacutehy roje za 100 let

Zajiacutemavaacute je změna deacutelky uzlu což znamenaacute že datum maxima činshynosti roje se prakticky neměniacute To bylo ověřeno na vykonanyacutech pozoshyrovaacuteniacutech Quadrantid Naproti tomu je změna sklonu draacutehy velkaacute to by mohlo byacutet ve vztahu k již zmiacuteněneacutemu rozptylu radiantů Původ rojovyacutech meteorů přičiacutetaacuteme kometaacutem proto se ke každeacutemu

roji snažiacuteme naleacutezt mateřskou kometu od niacutež bychom mohli vznik roje odvodit Pro Quadrantidy zatiacutem všechny takoveacute pokusy byly bezvyacutesledshyneacute na př souvislost roje s kometou Tuttle I (1939 X) se ukaacutezala byacutet chybnaacute

Z těchto všech poznatků ktereacute zde byly o Quadrantidaacutech uvedeny je zřejmeacute že tento roj neniacute ještě dostatečně prozkoumaacuten Přispiacutevaacute k tomu listě i nevhodnaacute doba činnosti roje kdy většinou nepřiacutezniveacute počasIacute odshyrazuje od pozorovaacuteniacute a takeacute to že činnost roje je omezena pouze na jednu dvě noce Avšak praacutevě pro nedostatečnou znalost roje může byacutet pozoroshyvaacuteniacute jeho činnosti vděčnyacutem objektem i pro astronoma amateacutera neboť vyacutesledky ziacuteskaneacute pozorovaacuteniacutem nejviacutece přispějiacute k jeho hlubšiacutemu a důshykladneacutemu poznaacuteniacute

PROM~NNEacute HVEZDY

B V KUKARKIN

( POkračovlIacuterniacute)

KLasifikace prDrf1ěnnyacutech hvězd

Dvacaacutetaacute a třicaacutetaacute leacuteta našeho stoletiacute jsou charakteristickaacute vzrůstashyjiacuteciacutem počtem zkoumaacuteniacute jednotlivyacutech proměnnyacutech hvězd do šiacuteře i do hloubky takže dřiacutevějšiacute schemata klasifikace se ukaacutezala byacutet přiacuteliš neshydokonalyacutemi a neZpůsobilyacutemi obsaacutehnout některeacute nově objeveneacute detaily a zvlaacuteštnosti Zkoumaacuteniacute spektraacutelniacutech a jinyacutech speciaacutelniacutech charakteristik proměnnyacutech hvězd takeacute poukaacutezalo na nutnost dalšiacute typisace Během posledniacutech dvaceti let bylo předloženo mnoho nejrůznějšiacutech schema~ klasifikace Mnoziacute z autorů těchto schemat se hnali často za takovyacutemi

lOG

detaily že vytvaacuteřeli typy proměnnyacutech hvězd ktereacute měly jen jednoho představitele

NejlogičtějšIm schematem klasifikace proměnnyacutech hvězd je to scheshyma na jehož zaacutekladě je položena zaacutesada přiacutečinnosti Ze všech předložeshynyacutech schemat klasifikace je naacutem nejpřijatelnějšiacute schema podaneacute PayneshyGaposchkinovou a Gaposchkinem (C H Payne-Gaposchkin a S Gashyposchkin Variable Stars Cambridge 1938) To rozděluje proměnneacute hvězdy na tři zaacutekladniacute skupiny

A Optickeacute proměnneacute hvězdy B Proměnneacute hvězdy velkeacute posloupnosti C Převratneacute proměnneacute hvězdy

Přiacutečiny způsobujiacuteciacute proměnnost hvězd prvniacute skupiny patřiacute jak vyshyplyacutevaacute již z naacutezvu skupiny k optickeacutemu efektu souvisiacuteciacuteho bud se vzaacuteshyjemnyacutem zatměniacutem složek těsnyacutech dvojhvězd nebo se zakryacutevaacuteniacutem hvězshydy temnou mlhovinou s proměnnou optickou tloušťkou

Druhaacute skupina objektů představuje proměnneacute hvězdy měniacuteciacute svou jasnost vlivem pulsaciacute nebo analogickyacutech fysikaacutelniacutech procesů v jejich vnějšiacutech vrstvaacutech hlavně v atmosfeacuteraacutech Všechny proměnneacute hvězdy druheacute skupiny ukazujiacute na diagramu perioda - spektrum nepřetržitou posloupnost

U třetiacute skupiny proměnnyacutech hvězd nastaacutevaacute změna jasnosti vlivem zjevů explosivniacuteho charakteru souvisiacuteciacutech s uvolňovaacuteniacutem nitroatomoveacute energie Tyto zjevy majiacute charakter katastrof (převratů) zachvacujiacute vnějšiacute vrstvy hvězdy a v některyacutech vzaacutecnějšiacutech přiacutepadech uacuteplně celou hvězdu

Každaacute z těchto velkyacutech skupin proměnnyacutech hvězd může byacutet rozděshylena na několik nejpodstatnějšiacutech typů z nichž každyacute může byacutet opět rozdělen na podtypy My se zde omeziacuteme na nejvšeobecnějšiacute klasifikaci pokud to stačiacute pro porozuměniacute celeacuteho dalšiacuteho textu

A Optickeacute proměnneacute hvězdy se mohou rozdělit na dva velkeacute zaacutesadně rozdiacutelneacute typy - zaacutekrytoveacute proměnneacute a proměnneacute sdruženeacute s mlhovinou Celaacute tato skupina hvězd je ve skutečnosti neproměnnaacute neboť si zdaacutenshylivaacute koliacutesaacuteniacute jasu vysvětlujeme nahodilou polohou draacutehy v prostoru Ale protože jsou objevovaacuteny spolu se skutečnyacutemi proměnnyacutemi hvězshydami jsou spojovaacuteny s nimi společnyacutem naacutezvosloviacutem a katalogy Neniacute pochyb že časem zaacutekrytoveacute proměnneacute budou odděleny ve zvlaacuteštniacute skushyDinu objektů Nebudeme zde probiacuterat uacutespěchy v oblasti studia zaacutekrytoshyvyacutech proměnnyacutech neboť tato oblast se tak rozrostla za posledniacute desetishyletiacute že vyžaduje samostatneacuteho přehledu My se omeziacuteme jen nejvšeobecshynějšiacute klasifikaci

Zaacutekrytoveacute proměnneacute hvězdy mohou byacutet podrobeny dalšiacute přesnějšiacute klasifikaci se dvou hledisek jednak s formaacutelniacuteho na zaacutekladě studia tvaru jejich koliacutesavyacutech změn jasnosti a jednak na zaacutekladě analysy fysishykaacutelniacutech vla-stnostiacute složek Prvniacute zaacutesada vedla k rychle vzniknuvšiacute všeshy

101

obecně rozšiacuteřeneacute klasifikaci děliacuteciacute zaacutekrytoveacute proměnneacute na hvězdy typu Algola f3 Lyrae a W Ursae Maioris Velkeacuteho rozšiacuteřeniacute dosaacutehla podobnaacute formaacutelniacute klasifikace sfeacuterickeacute hvězdy na kruhovyacutech a eliptickyacutech drashyhaacutech a elipsoidaacutelniacute hvězdy na kruhovyacutech a eliptickyacutech drahaacutech S drushyheacuteho hlediska nebylo do dneška předloženo důkladně odůvodněneacute scheshyma klasifikace Poznamenaacutevaacuteme jen uacutespěšnou Kratovu klasifikaci (V A Krat Izv Eng obs No 19 1937) rozdělujiacuteciacute zaacutekrytoveacute proměnneacute na šest typů na zaacutekladě zaacutevislosti na fysikaacutelniacutech charakteristikaacutech sl-oshyžek Dalšiacute rozšiacuteřeniacute našich vědomostiacute o zaacutekrytovyacutech proměnnyacutech a studium jejieacuteh vzaacutejemneacute souvislosti s jinyacutemi hmotnyacutemi uacutetvary ve vesshymiacuteru dovoluje sestavit schema klasifikace ještě rozumovějšiacute a majiacuteciacute vyacutevojovyacute směr K tomu vedou všechny důvody neboť je naacutem znaacutemo viacutec než dva tisiacutece zaacutekrytovyacutech proměnnyacutech z nichž několik set bylo podrobeno přesnyacutem fotometrickyacutem a spektraacutelniacutem zkoumaacuteniacutem Proměnneacute hvězdy sdruženeacute s mlhovinou jsou teacuteměř neprozkoumaacuteny

Největšiacute počet představitelů proměnnyacutech hvězd tohoto typu je soustřeshyděn ve velkeacute mlhovině v Orionu v ktereacute se jich daacute napočiacutetat kolem sta Několik hvězd tohoto typu je v jinyacutech temnyacutech mlhovinaacutech Dosud neniacute jasnaacute otaacutezka jsou-li možneacute přiacutepady uacuteplneacuteho zaacutekrytu bez vlivu absorbushyjiacuteciacuteho prostřediacute na fysikaacutelniacute procesy ve vnějšiacutech vrstvaacutech samotnyacutech hvězd ktereacute jsou v temnyacutech mlhovinaacutech Pozorovaacuteniacute dosaženaacute v poshysledniacute době s jistotou ukazujiacute že mnoheacute hvězdy ktereacute byly dosud poshyvažovaacuteny za hvězdy mlhovinou zakryacutevaneacute jsou přiacutemo v samotneacute mlhoshyvině Tyto hvězdy jsou charakteristickeacute řadou složityacutech fysikaacutelniacutech proshycesů vznikajiacuteciacutech na jejich povrchu naacutesledkem vzaacutejemneacuteho působeniacute s absorbujiacuteciacutem prostřediacutem mezihvězdneacuteho prachu O žaacutedneacute přesneacute klashysifikaci hvězd tohoto typu pro zatiacutem nemůže byacutet ani řeči Posud se ukashyzuje že prostřediacute mezihvězdneacuteho prachu v němž jsou tyto hvězdy vyshyvolaacutevaacute velmi různorodeacute a složiteacute procesy explosivniacuteho charakteru v jeshyjich vnějšiacutech obalech a je velmi pravděpodobneacute že tento typ proměnshynyacutech hvězd bude časem zařazen k převratnyacutem proměnnyacutem hvězdaacutem

B Proměnneacute hvězdy velkeacute poskYdpnosti(( jak je již vyacuteše poznameshynaacuteno majiacute společnou zaacutevislost perioda - spektrum Čiacutem je perioda delšiacute tiacutem je nižšiacute průměrnaacute efektivniacute teplota proměnnyacutech hvězd velkeacute posloupnosti Uvedenyacute člaacutenek je převaacutežně věnovaacuten těmto proměnnyacutem hvězdaacutem V přiacutetomneacute době lz~ proměnneacute hvězdy teacuteto skupiny rozdělit na tyto zaacutekladny typy

1 Polopravidelneacute a nepravidelneacute proměnneacute 2 Proměnneacute typu Mira CetL 3 Proměnneacute typu RV Tauri 4 Dlouhoperiodickeacute cefeidy 5 Kraacutetkoperiodickeacute cefeidy

Nebultleme zde podrobněji popisovat zvlaacuteštnosti každeacuteho z uvedenyacutech typů protože v dalšiacutem textu bude každeacutemu z nich věnovaacuten zvlaacuteštniacute

108

paragraf Při popisu uacutespěchů ve studiu proměnnyacutech hvězd každeacuteho z uvedenyacutech typů se budeme snažit podat jejich uacuteplnou charakteristiku

C Převratneacute proměnneacute hvězdy můžeme rozdělit na tyto zaacutekladniacute typy

1 Supernovy - 2 Typickeacute novy - 3 Cyklickeacute novy - 4 Novaacutem podobneacute proměnneacute hvězdy

I když proměnnost převratnyacutecb proměnnyacutech hveurozd je vyvolaacutevaacutena uacuteplně jinyacutemi přiacutečinami než proměnnost hvězd velkeacute posloupnosti a ačkoliv v posledniacutech deseti až patnaacutecti letech v oblasti studia převratshynyacutech proměnnyacutech hvězd a vyacutevoje jejich theoriiacute bylo udělaacuteno zvlaacutešť mnoho považujeme za vhodneacute věnovat jim zvlaacuteštniacute podrobnyacute člaacutenek při čemž se prozatiacutem omeziacuteme jen na detailniacute popis zaacutekladniacutech typů

Supernovy se začaly intensivně studoJat až do poloviny třicaacutetyacutech let našeho stoletiacute Předtiacutem byly objevovaacuteny jen naacutehodně v bližšiacutech hvězdshynyacutech soustavaacutech Naacutesledkem soustavneacuteho hledaacuteniacute organisovaneacuteho na Mt Palomaru jejich pOčet velmi rychle vzrostl z patnaacutecti na padesaacutet Supernovy jsou charakteristickeacute tiacutem že jejich zaacuteřeniacute je v maximu značně velikeacute Toto zaacuteřeniacute se daacute porovnat se z~řenIacutem miliard všech ostatniacutech hvězd určiteacute hvězdneacute soustavy Amplitudy jasnosti supernov pravděpodobně přesahujiacute 20 hvězdnyacutech třiacuted Zwicky ukaacutezal že pr~middot měrně jeden objev supernovy v určiteacute hvězdneacute soustavě odpoviacutedaacute jedshynomu vyacutebuchu za 400 let (F Zwicky AstrDphysical Journal 96 28 1942) Kulikovskij ukaacutezal že ve spiraacutelniacutech mlhovinaacutech pozdniacuteho typu supernovy vybuchuji mnohem častěji inež ve spiraacutelniacutech mlhovinaacutech raneacuteho typu a v eliptickyacutech mlhovinaacutech (P G Kulikovskij Astroshynomičeskij žurnal 21 211 1944) Na počaacutetku čtyřicaacutetyacutech let byla dokaacutezaacutena totožnost znaacutemeacute Krabiacute mlhoviny v souhvězdiacute Byacuteka se supershynoVlU kteraacute vybuchla v roce 1054 a kteraacute byla popsaacutena v řadě staryacutech letopisů a kronik Takovyacutem způsobem můžeme podrobně zkoumat fysishykaacutelniacute vlastnosti zbytků superoDvy Přiacutečina vyacutebuchů supernov ležiacute v hlushybokeacute přestavbě celeacute hvězdy a v uvolněniacute ohromneacuteho množstviacute nitroatoshymoveacute energie

Typickeacute novy dosti často vybuchujiacuteciacute v našiacute Galaxii a sousedniacutech spiraacutelniacutech mlhovinaacutech již daacutevno poutaly pozornost astronomů V přiacuteshytomneacute době v našiacute Galaxii je teacuteměř pravidelně objevovaacuteno 13-14 nov každyacutech deset let Protože je naacutem dostupna jen malaacute čaacutest celeacute Galaxie můžeme usuzovat že každoročně v niacute vybuchuje viacutece než sto nov Celaacute řada jasnyacutech nov ktereacute vybuchly v posledniacutech 25 letech umožnila deshytailně studovat jejich spektra Vyacutezkumy Voroncova-Veljaminova Amshybarcumjana Lebedinskeacuteho a jinyacutech sovětskyacutech a zahraničniacutech astronoshymů naacutes přivedly k pochopeniacute složityacutech procesů probiacutehajiacuteciacutech v obalech novyacutech hvězd v obdobiacute jejich vyacutebuchů Jde patrně o explosi hvězdy naacutesledkem nitrojadernyacutech procesů v určityacutech vrstvaacutech hvězdy

V posledniacutech patnaacutecti letech jsme byli svědky častyacutech opakovanyacutech vyacutebuchů nov Takoveacute hvězdy dostaly naacutezev cyklickeacute noveacute hvězdy Jejich

109

zkoumaacuteniacute daacutevaacute všechny důvody předpoklaacutedat že typickeacute novy jsou takeacute cyklickeacute ale vyacutebuchy jsou navzaacutejem odděleny od sebe tisiacuteciletiacutell1i Uacutekazy pozorovaneacute u cyklickyacutech novyacutech hvězd se jen maacutelo lišiacute od uacutekazU pozorovanyacutech u typickyacutech nOv

Několik desiacutetek hvězd připomiacutenaacute novy zvlaacuteštnostmi svyacutech spekter a ~měnou jasnosti Takoveacute hvězdy bylo rozhodnuto nazyacutevat novaacutem podobneacute hvězdy Jsou velmi rozmaniteacute svyacutem charakterem ale mezi ně bylo zařazeno teacutež neurokolik zvlaacuteště početnyacutech a charakteristickyacutech podshytypů Mezi nimi předevšiacutem ie třeba připomenout proměnneacute hvězdy typu U Geminorum Jsou charakteristickeacute naacutehlyacutemi vyacutebuchy připomiacutenajiacuteciacutemi novy Ale amplituda těchto vyacutebuchů neniacute velikaacute (od dvou do pěti hvězdshynyacutech třiacuted) a intervaly mezi vyacutebuchy představujiacute cykly s dobou od deseti _ dQ několika set dniacute Parenago společně se autorem tohoto člaacutenku stushydovali tyto hvězdy spolu s cyklickyacutemi novami dokaacutezali jejich trpasličiacute podstaťu a objevili dobře patrnou zaacutekonitost mezi amplitudou vyacutebuchu a deacutelkou intervalu mezi vyacutebuchy (P P Parenago B V Kukarkin Pěreměnnyje Zvjozdy 4 249 1934) Spektra těchto hvězd se velmi těžko studujiacute proto že tyto objekty jsou velmi slabeacute Nejjasnějšiacute předshystaviteleacute tohoto typu za normaacutelniacute jasnosti v minimu sotva dosahujiacute 12 hvězdneacute velikosti Nicmeacuteně nejmohutnějšiacutemi přiacutestroji byla v posledshyniacutech letech studovaacutena spektra mnohyacutech hvězd typu U Geminorum Jeshyjich spektra se hodně lišiacute od spekter typickyacutech nov ale ukazujiacute emisniacute paacutesy ktereacute mluviacute ve prospěch existence procesů připomiacutenajiacuteciacutech exshyplosi obalu Kromě hvězd typu U Geminorum je třeba uveacutest hvězdy typu Z Andromedae Tyto hvězdy majiacute dosti značneacute vyacutebuchy (5 amplishytudami do čtyř hvězdnyacutech třiacuted) po nichž naacutesledujiacute menšiacute cyklickeacute vyacutekyvy až do noveacuteho mocneacuteho vyacutebuchu Spektra těchto hvězd majiacute mnoho společneacuteho se spektry nov Často je společně se spektrem vzplashynuvšiacute hvězdy jež je podobneacute spektru nov pozorovaacuteno spektrum rudeacuteho neviditelneacuteho souputniacuteka Kon~čně je třeba uveacutest ieště hvězdy typu R Coronae Borealis ktereacute na rozdiacutel od nov teacuteměř staacutele jsou v maximu a naacutehle v uacuteplně nepravidelnyacutech časovyacutech intervalech slaacutebnou o několik hvězdnyacutech třiacuted Studium jejich spekter opravňuje předpoklaacutedat že jde o explose velkeacuteho množstviacute uhliacuteku v atmosfeacuteraacutech těchto hvězd jehož pohlceniacutem jsou vyvolaacutevaacuteny pozorovatelneacute poklesy jasnosti Kromě uveshydenyacutech nejtypičtějšiacutech představitelů novaacutem podobnyacutech hvězd je ještě mnoho zvlaacuteštniacutech hvězd rovněž k nim počiacutetanyacutech

Je třeba miacutet na zřeteli že uvedeneacute schema klasifikace proměnnyacutech hvězd ani zdaleka ne)bsahuje všechny znaacutemeacute přiacutepady hvězdneacute proměnshynosti V posledniacutech desetiletiacutech bylo na přiacuteklad objeveno mnoho hvězd s proměnnyacutemi spektry U některyacutech z těchto hvězd byly objeveny soushyběžneacute nevelkeacute změny 1asnosti Je možneacute že některeacute z hvězd s proměnshynyacutemi spektry jsou bliacutezkeacute převratnyacutem proměnnyacutem hvězdaacutem nehledě ovšem na nepatrnost procesů na nich probiacutehajiacuteciacutech (PokraoovaacuteJniacute)

Přeložil Zdeněk Sekaminn

1fO

ZPRAacuteVY POKYNY MĚSČN SEKCE A

Odpověď dr R Šimonovi (K člaacutenku Vznikba kruhovaacute pohořiacute na Měsiacuteci dopady meteoritů

uveřejněneacutemu v ŘiacuteJi hvěZf11 1954)

Velnli mě těšiacute že na straacutenkaacutech našeho časopisu se počiacutenaacute diskutoV1at o vzniku měsiacutečniacutech kraacuteterfi ktereacutemužto probleacutemu bylo až dosud v našiacute literatuře věnoshyvaacuteno poměrně velmi maacutelo miacuteista Pochybuji však předem (nazvěte si to třeba syacutečkovaacuterum) že dalšiacute pok1račovaacuteniacute v teacuteto diskusi naacutes může v současneacute době přiveacutest k nějakeacutemu konkretniacutemu řešeniacute protože SB tu jednaacute vlastně o celyacute komplex zatiacutem nerozřešenyacutech otaacutezek nejenom geologickyacutech ale předevšiacutem kosshymogonickyacutech Dalšiacute seriosně podlCJženeacute naacutemitky vůči meteorickeacute domněnoe jsou však přirclzeně staacutele vIacutetaacuteny I

Kolega dr R Šimon jak se mně zdaacute by znal raacuted moje vlastniacute stanoviska v teacuteto věci Možnaacute že z meacute citovaneacute knihy (Měsic Praha lS53) vzniaacute n e shyspraacutevnyacute dojem jako bych byl zavilyacutem meteoritikem a pDvažoval tuto domněnku nejenom za jednu ze vskutku l1ejleacutepe propracovanyacutech domněnek o vzniku měshysiacutečniacutech k raacuteJteru ale za jedinou možnou a spraacutevnou hypothesu v teacuteJto otaacutezce Pravda maacutem k meteoriiUckeacuted)mněnce velmi bliacutezko nechci však před nikyacutem zastiacuterat jak ostatně vyplyacutevaacute i z obsahu meacute knihy jejiacute souGa~neacute nedostatky Formulcrval bych (velmi stručně) sveacute vlastniacute stancrvisko v teacuteto ltzaacutelež1tosti asi takto

otaacutezku vznbku měsiacutečniacutech kraacuteteru považuji jaksi oficiaacutelně naIacuteaacutele za otevřeshynyacute probleacutem soukromě se však domniacutevaacutem že Měs1c mohl stejně tak jako něshykteraacute jinaacute menšiacute tělesa slunečniacute soustavy vzniknout původně jako k o n g 10shyme raacutet řaacutedově mnohem menšiacutech tě les a že měsiacutečniacute kraacutetery naacutem ve sveacute většině představuji dodnes zachovaleacute stopy nikoliv po časově nedaacutevneacutem bombardovaacuteni měsiacutečnLho povrchu malyacutemi tě1esy řaacutedu dnešnich meteoru a meteoshyritů nyacutebrž tělesy j i fl eacute hod r u hu Takeacute okolnosti za jakyacutech se tmo -bomshybardovaacuteniacute Měsiacutece daacutelo byly pravděpodobně jineacute nežli se obvykle soudiacute Domniacuteshyvaacutem se že pozemskeacute meteoritoveacute kraacutetery bychom mohli považovat do jisteacute miacutery jen za jakousi vzdaacutelenou Dbdobu va-neacute většiny měsičniacutech kraacuteteru a přijiacutemat neshyjenom zamožneacute ale za pravděpodobneacute že mezi oběma těmito druhy uacutetvaru existujiacute roltzdiacutely nejenom k van t it a t i vn Ale o tom podrobněji až někdy jindy Jinak ještě na sebe mohu prozradit to že se celkem staVIacutelm na SJtanovisko Chabakovovo a spolu s niacutem soudiacutem že dalšiacute pr)dlužovaacutemiacute disltuse vulkanistů a meteoritikfi po stareacutem způsobu je neplodneacute že oba způsoby vzniku měsiacutečniacutech kraacuteteru jsou rraacutelně možneacute a že nyniacute je předevšim třeba dalšiacutech pečlivyacutech studiiacute detailniacute stavby měsiacutečniacutech kraacuteteru (dodejme k tomu ještě že i detailniacute stavby pozemskyacutech meteoritovyacutech kraacuteJteru) Při všiacute meacute uacutectě k naacutezorům 1lolegy dr Šimona se mi však nezdaacute že by bylo možno už dnes tvrdit že meteoritiekaacute domněgtnk3 ztratiacute po kritiokeacutem a objektivniacutem rozboru jednoJlo dne sveacute opodstatshyněni a stane se jednou z mnohyacutech překonanyacutech hypothes na ktereacute je historie astronomickeacute vědy tak bohataacute

K jednotlivyacutem bodům obžaloby proti meteoretiokeacute hypothese podaneacute dr Šishymonem bych si dovolil přičinit teto

1 Koncentrac e valovyacutech rovin směrem k měsiacutečniacutem poacutelům o niacutež mluviacute koleg3 Šimo(t1 je jednak vyacutesledkem toho že Ityto uacutetvary jsou směrem k zaacutepadniacutemu a vyacutechodniacutemu okraji Měsiacutece čaacutestečně zahlaJzeny pDldějšiacutemi změnami ktereacute se na Měsiacuteci odeh1raacutely jednak je to sugesrtivniacute dojem působenyacute perspektivniacutem skrGSshyleniacutem při okraji měsiacutečniacute koule Kraacutetery sediacute doslova jeden těsně vedle druheacuteho a někde se přiacutem) zasahujiacute a prostupuji n e jenompoDliacutež jižniacuteho poacutelu Měsiacutece ale i v jeho severniacute polaacuterniacute a subpolaacuterniacute oblasti (Goldschmidt-Anaxagoras Anali-

J J 1

--ZEMSKYacute MAGNETISMUS

zaacutekladniacute pojmy a poznatky

VLADIMfR čERNYacute

Kompas jehož magnetka se v každeacutem miacutestě staviacute do určiteacuteho směru ukazuje že naše Země je velkyacutem permanentniacutem magnetem Jejiacute magneshytickeacute pole je poměrně slabeacute Intensita až na několik vyacutejimek je průshyměrně asi 05 Oe Pozorovaneacutečasoveacute mněny intensity jsou ještě menšiacute a nepřevyšujiacute zpravidla několik desetitisiacutecin hodnoty zaacutekladniacute jednotky Prot) se ustaacutelila a zevšeobecněla v geomagnetickeacute praxi jednotka y = 110-5 Oe

Zaacutekladniacute charakteristikou každeacuteho magnetickeacuteho pole tedy i zemshyskeacuteho je jeho celkovaacute (totaacutelniacute) intensita T V geomagnetismu neměřiacute~ me zpravidla přiacutemo intensitu pole Tl ale složky ktereacute jsou jejiacutem průshymětem do souřadnicoveacute soustavy Jejiacute orientaciacute provedeme tak aby osa x (obr 1) byla v rovině zeměpisneacuteho poledniacuteku a osa y byla k niacute

Obr 2 Vnitřek paviwnu pro absolutniacute měřeniacute (geo~nagnetickeacute observatoře

v PrilhQniciacutech) A I14gnetickyacute theodolit B zemskyacute itnduktor (Z archivu geom oddělooiacute 00 ČSAV)

1 s vyacutejimkou leteckyacutech T-magnetometrfi

99

o I I I I

z I

II ---------- I T

I I I I

I I I

I I I I I ________JI

Obr 1 vlevo Rozklad geomf1Jgnetickeacute i1ttensity T v elementy a složky Obr 3 vpravo Schmidtova pol1tiacute vaacuteha fy Askania geomagnetickeacute observatoře

v Prithoni(iacutech (Z archivu geom odděleniacute auacute ČSAV)

kolmaacute při čemž osa x je kladnaacute od počaacutetku soustavy k severu a osa y k vyacutechodu Osa z v teacuteto soustavě zaujme vertikaacutelniacute polohu kladnaacute je od počaacutetku směrem dolů Umiacutestiacuteme-li počaacutetek teacuteto souřadnicoveacute soushystavy do miacutesta kde provaacutediacuteme magnetickaacute měřeniacute maacute vektor T vzhleshydem k souřadnicoveacute soustavě určitou polohu OTo Projekci vektoru T na horizontaacutelniacute rovinu označujeme vektorem H a řiacutekaacuteme jiacute horizontaacutelniacute intensita Vertikaacutelniacute rovina zOH ve ktereacute ležiacute vektor T je rovinou magnetickeacuteho meridiaacutenu Uacutehel TaH kteryacute sviacuteraacute vektor T s horizontaacutelniacute rovinou je inklinace kterou značiacuteme zkratkou J Uacutehel mezi rovinou magnetickeacuteho meridiaacutenu a vertikaacutelniacute rovinou zOx je deklinace D Deklishynaci značiacuteme + jestliže vektor H je odkloněn od osy x k vyacutechodu Proshyjekce totaacutelniacuteho vektoru T na osu x je sevemiacute (X) na osu JI vyacutechodniacute (Y) a na osu z vertikaacutelniacute (Z) složka geomagnetickeacuteho pole Deklinace inklinace a horizontaacutelniacute intensita jsou elementy X Y a Z složky zemshyskeacuteho magnetismu ktereacute můžeme poklaacutedat za projekci vektoru T v růzshynyacutech souřadnicovyacutech soustavaacutech Na př složky X Y a Z jsou souřadnice konce vektoru T v pravouacutehleacute souřadnicoveacute soustavě elementy D HaJ souřadnice sfeacuterickeacute soustavy a D H a Z souřadnice cylindrickeacute soushystavy

Obr 4 Mapa isogon pro epochu 19505 (podle Orlova) ---+

100

Souřadnice v jednotlivyacutech vyacuteše uvedenyacutech soustavaacutech isou vzaacutejemně na sobě nezaacutevisleacute Nelze na př určit severniacute složku X pomociacute složek Y a Z nebo vertikaacutelniacute složku Z pomociacute HaD Přechod z jedneacute soustavy souřadnic do druheacute a určeqiacute vektoru T provaacutediacuteme jednoduchyacutemi vztahy

X = H cosD tgD = Y X

Y=H sinD H= VX2 + yz

Z = H tgl tgl = Z IIX2 + y2

T = H secl = VX2 + yz + Z2

Měřeniacute magnetickeacute deklinace D provaacutediacuteme magnetickyacutem theodohshytem (obr 2) Deklinaci určiacuteme z odchylky směru osy magnetky od zeměpisneacuteho meridiaacutenu jehož směr zjistiacuteme astronomickyacutemi a geodeshytickyacutemi měřeniacutemi V okoliacute Prahy je přibližně - 1deg40 HorizontaacuteZniacute intensitu H měřiacuteme teacutež magnetickyacutem theodolitem ale v jineacutem uspořaacuteshydaacuteniacute než při určovaacuteniacute deklinace Určujeme nejdřiacuteve dobu kyvu pomocshyneacuteho magnetu zavěšeneacuteho na tenkeacutem vertikaacutelniacutem vlaacutekně Velikost vyacuteshychylek magnetky deklinatoria theodolitu ktereacute jsou vyacutesledkem působeniacute geomagnetickeacuteho pole a pole pomocneacuteho magnetu je uacuteměrnaacute H InkZishynace I byla dřiacuteve měřena inkZinatoriem ktereacute je nyniacute zcela vytlačeno zemskyacutem induktorem (obr 2) Kromě abampolutniacutech měřeniacute složek geoshymagnetickeacuteho pole pomoCIacute magnetickeacuteho theodolitu a zemskeacuteho indukshytoru provaacutediacuteme měřeniacute relativniacute na př Schmidtovyacutemi magnetickyacutemi vahami (obr 3)

Vyacutesledky geomagnetickyacutech měřeniacute na observatořiacutech i v tereacutenu poshyskytujiacute rozsaacutehlyacute a různorodyacute materiaacutel kteryacute se staacutevaacute přehleDnyacutem teshyprve tehdy když je graficky 3pracovaacuten Sestaveniacutem map isočar t j čar spojujiacuteciacutech na mapě miacutesta stejnyacutech hodnot toho neb onoho elementu bylo umožněno praktickeacute využitiacute vyacutesledků magnetickyacutech měřeniacute a ziacutesshykaacuteniacute jasneacuteho obrazu kvalitativniacuteho a kvantitativniacuteho charakteru geoshymagnetickeacuteho pole vcelku i pro jednotlivaacute uacutezemiacute lsočaraacutem ktereacute sposhyjujiacute miacutesta stejneacute deacuteklinace na magnetickeacute mapě řiacutekaacuteme iampogony isočashyraacutem stejneacute inklinace isokZiny a isočaraacutem DstatnIacutech složek isodynam1j (na př isodynamy vertikaacutelniacute složky Z)

Elementy zemskeacuteho magnetismu se s časem měniacute Proto u každeacute magnetickeacute mapy musiacuteme uveacutest pro kteryacute časovyacute moment (epochu) byla zhotovena Nejčastěji se udaacutevaacute střed některeacuteho roku t j 1 čershyvence Na pf jestliže budeme miacutet mapu pro epochu 19505 tehdy musiacuteme vyčteneacute hodnoty elementu geomagnetickeacuteho pole v niacute uvedeneacute vztaacutehnout na 1 července 1950 V OOhOOm

Celkovou představu rozloženiacute geomagnetickeacuteho pDle naacutem poskytujiacute světoveacute magnetickeacute mapy (obr 4 5) Již na prvyacute pohled vykazujiacute určishytou zaacutekonitost v rozděleniacute isočar Na mapě isogon (obr 4) iednotliveacute

Obr 5 Mapa isodynam H pro epochu 19505 (podle Orlo1)a) - --+

102

isočaacutery vybiacutehajiacuteciacute z jednoho bodu soustřeďujiacute se v druheacutem protilehleacutem prveacutemu s vyacutejimkou isogon na asijskeacute pevniněktereacute tv)řiacute uzavřenyacute celek Miacutestu kde se isog)ny sbiacutehajiacute do jednoho bodu kteryacute ležiacute nejbliacuteže severniacutemu zemskeacutemu poacutelu řiacutekaacuteme severniacute magnetickyacute poacutel na jižniacute poloshykouli jižniacute magnetickyacute poacutel Sestaviacuteme-li si mapu isogon polaacuterniacutech obshylastiacute zjistiacuteme že deklinačniacute poacutely jsou vlastně čtyři jednak oba poacutely magnetickeacute jednak poacutely zeměpisneacute na nichž neniacute definovaacuten zeměpisnyacute poledniacutek pomociacute ktereacuteho deklinaci určujeme V okoliacute zeměpisneacuteho poacutelu se měniacute směr meridiaacutenů od 0deg do 360deg při čemž magnetickyacute meridiaacuten je jen jeden proto se i veJikost deklinace bude měnit v rozmeziacute 0deg až 360deg Toteacutež platiacute i pro magnetickyacute poacutel s tiacutem rozdiacutelem že jiacutem probiacutehaacute jedinyacute zeměpisnyacute meridiaacuten a měniacute se magnetickyacute meridiaacuten Obr 5 ukashyzuje průběh isočar horiiacutejontaacutelniacute sZožky geomagnetickeacuteho pole Směrem od severniacuteho geomagnetickeacuteho poacutelu k rovniacuteku H vzrůstaacute a k jižniacutemu poacutelu opět ubyacutevaacute až do nuly Maximaacutelniacute hodnoty nabyacutevaacute v prostoru sundshyskyacutech ostrovů (pro epochu 1950) V okoliacute Prahy jest řaacutedově 19500 y lsokliny majiacute nejpravidelnějšiacute průběh ze všech elementů Nulovaacute isoklishyna je magnetickyacutem rovniacutekem Na něm vektor T maacute směr horizontaacutelniacute Směrem od geomagnetickeacuteho rovniacuteku k magnetickyacutem poacutelům inklinace vzrůstaacute od 0deg do 90deg V okoliacute Prahy je přibližně 655deg lsočaacutery vertikaacutelniacute sZožky Z majiacute podobnyacute průběh jako isokliny s maximem intensity na poacutelech (06 Oe) a nulovou intensitou na geomagnetickeacutem rovniacuteku

Poloha geomagnetickyacutech poacutelů se měniacute plynule v zaacutevislosti na čase jak vidiacuteme z tab I kde jsou vypočteny zeměpisneacute souřadnice pro různeacute epochy

EPOCHA SEVERNIacute POacuteL

šiacuteřka deka šiacuteřka

JIZNIacute POacuteL deacutelka

1600 78deg 42 59deg 00 81 deg 16 169deg 30 1700 75 51 68 48 77 12 155 15 1770 66 104shy1885 69 57 182 45 73 45 153 00 1900 69 18 96 37 1950 72 96 70 50

Světoveacute mapy isočar geomagnetickeacuteho pole nepodaacutevajiacute přesnyacute obraz elementů pouze obraz elementů ve zjednodušenyacutech rysech Miacutestniacute neshypravidelnosti pole jsou zahZazeny a proto musiacuteme světoveacute mapy uvažoshyvat jen jako obrazy určityacutech středniacutech luodnot elementů geomagneticshykeacuteho pole Hladkyacute pnlběh isočar se změniacute sestrojiacuteme-li z vyacutesledků poshydrobnyacutech měřeniacute mapy jen pro middotmalou oblast Jejich nepravidelnyacute miacutesty teacuteměř chaotickyacute průběh svědčiacute o tom že miacutestniacute rozloženiacute geomagneticshykeacuteho pole je nepravidelneacute a odchylky od uspořaacutedaneacuteho normaacutelniacuteho průshyběhu jsou pak složitou funkciacute souřadnic bodů přiacuteslušneacute oblasti Přiacutečinu těchto jevů ktereacute majiacute vyacuteznam v praxi při hledaacuteniacute magnetickyacutech hrYshynin a mineraacutelůnutno spatřovat ve fysikaacutelniacute nestejnorodosti zemskeacute kůry

104

o METEORICKEacuteM ROJI QUADRANTID

L SEHNAL

Quadrantidy jsou velmi zajiacutemavyacutem avšak maacutelo znaacutemyacutem rojem Jeshyjich jmeacuteno je odvozeno od polohy miacutesta z něhož zdaacutenlivě na obloze vyletujiacute t j od polohy jejich radiantu Ten se naleacutezaacute v severniacute čaacutesti souhvězdiacute Boota pobliacuteže souhvězdiacute Draka Zde je na staršiacutech atlasech oblohy zaznamenaacuteno souhvězdiacute Quadrans Muralis (zedniacute kvadrant) Na novějšiacutech mapaacutech toto souhvězdiacute nenalezneme naacutezev meteorickeacuteho roje Quadrantid se však dodnes zachoval

Quadrantidy můžeme za přiacuteznivyacutech podmiacutenek spatřit každoročně ve dnech 2 až 3 ledna Doba jejich činnosti je omezena pouze na jednu nebo dvě noci na poměrně kraacutetkou dobu dosahuje působeniacute roje maxima a pak se činnost roje rychle zmenšuje to jest tloušťka roje při setkaacuteniacute se Zemiacute malaacute

Činnost roje dosti koliacutesaacute průměrnyacute hodinovyacute počet viděnyacutech meteorů je 45 Z let v nichž byl zaznamenaacuten většiacute počet meteorů bylo usuzovaacuteno na periodickeacute opakovaacuteniacute zvyacutešeneacute činnosti roje na př perioda 13 let (D Kirkwood) 146 let (J C Fischer) z radarovyacutech pozorovaacuteniacute byla určena perioda - 24 let V posledniacute době J G Porter uvažuje možnost že Quadrantidy jsou složeny ze dvou proudů a periodaacutech 24 a 294 let a dochaacuteziacute k vyacutesledneacute periodě celeacuteho roje 13 let To by znamenalo že draacuteha Země je protiacutenaacutena dvěma shluky meteorů při jejichž společneacutem setkaacuteniacute se Zemiacute nastaacutevaacute zvyacutešenaacute činnost roje Spiacuteše se však zdaacute že tyto periody Quadrantid jsou určeny maacutelo spolehlivě a že pro tento roj nemůžeme naleacutezt žaacutedneacute obdobiacute v němž by se činnost roje periodicky měnila

Elementy draacutehy roje byly určovaacuteny z různyacutech pozorovanyacutech stop meteorů Tyto vypočteneacute elementy drah se však velmi maacutelo lišiacute různiacute autoři uvaacutedějiacute draacutehy Quadrantid od vysloveně kraacutetkoperiodickyacutech až po draacutehy parabolickeacute Ale většina vypočtenyacutech drah teacutež těch ktereacute byly určeny ze spolehlivyacutech pozorovaciacutech method (fotograficky) udaacutevaacute kraacutetkoperiodickeacute draacutehy roje ktereacute se však i zde velmi lišiacute

Vypočteneacute elementy se shodujiacute dobře pouze ve stanoveniacute deacutelky uzlu kteraacute je určena polohou Země při setkaacuteniacute s rojem

SklQll draacutehy vzhledem k ekliptice neniacute již tak jednoznačně určen avšak je jisteacute že je značně velikyacute Ve vypočtenyacutech elementech můžeme naleacutezt hodnoty sklonu i = 69deg5 71deg3 74deg 81deg5 Tiacutemto velkyacutem sklonem se Quadrantidy odlišujiacute od t zv ekliptikaacutelniacutech rojů (Geminid ScorpioshySagittariid Taurid ap) jejichž rovina draacutehy je sk10něna k ekliptice pod malyacutem uacutehlem

Quadrantidy nedaacutevajiacute přesně určenyacute bodovyacute radiant zjišťujeme li nich velkyacute rozptyl radiantů nebo celou radiačniacute plochu kteraacute neniacute přesně ohraničena Přiacutečiny tohoto zjevu nejsou dosud dostatečně proshy

105

zkoumaacuteny Neniacute vyloučeno že tento roj představuje směs proudů s růzshynyacutemi drahami jejichž charakteristickyacutemi vlastnostmi jsou ostreacute mashyximum činnosti roje a velkyacute rozptyl radiantů

Autor člaacutenku zkDumal poruchy kteryacutemi působiacute v dlouheacutem časoveacutem intervalu Jupiter na draacutehu roje Vybral si k tomu uacutečelu fotografickyacute 2jištěnou draacutehu kteraacute se přibližuje značně k draacuteze Jupitera a zjistil tyto změny elementů draacutehy roje za 100 let

Zajiacutemavaacute je změna deacutelky uzlu což znamenaacute že datum maxima činshynosti roje se prakticky neměniacute To bylo ověřeno na vykonanyacutech pozoshyrovaacuteniacutech Quadrantid Naproti tomu je změna sklonu draacutehy velkaacute to by mohlo byacutet ve vztahu k již zmiacuteněneacutemu rozptylu radiantů Původ rojovyacutech meteorů přičiacutetaacuteme kometaacutem proto se ke každeacutemu

roji snažiacuteme naleacutezt mateřskou kometu od niacutež bychom mohli vznik roje odvodit Pro Quadrantidy zatiacutem všechny takoveacute pokusy byly bezvyacutesledshyneacute na př souvislost roje s kometou Tuttle I (1939 X) se ukaacutezala byacutet chybnaacute

Z těchto všech poznatků ktereacute zde byly o Quadrantidaacutech uvedeny je zřejmeacute že tento roj neniacute ještě dostatečně prozkoumaacuten Přispiacutevaacute k tomu listě i nevhodnaacute doba činnosti roje kdy většinou nepřiacutezniveacute počasIacute odshyrazuje od pozorovaacuteniacute a takeacute to že činnost roje je omezena pouze na jednu dvě noce Avšak praacutevě pro nedostatečnou znalost roje může byacutet pozoroshyvaacuteniacute jeho činnosti vděčnyacutem objektem i pro astronoma amateacutera neboť vyacutesledky ziacuteskaneacute pozorovaacuteniacutem nejviacutece přispějiacute k jeho hlubšiacutemu a důshykladneacutemu poznaacuteniacute

PROM~NNEacute HVEZDY

B V KUKARKIN

( POkračovlIacuterniacute)

KLasifikace prDrf1ěnnyacutech hvězd

Dvacaacutetaacute a třicaacutetaacute leacuteta našeho stoletiacute jsou charakteristickaacute vzrůstashyjiacuteciacutem počtem zkoumaacuteniacute jednotlivyacutech proměnnyacutech hvězd do šiacuteře i do hloubky takže dřiacutevějšiacute schemata klasifikace se ukaacutezala byacutet přiacuteliš neshydokonalyacutemi a neZpůsobilyacutemi obsaacutehnout některeacute nově objeveneacute detaily a zvlaacuteštnosti Zkoumaacuteniacute spektraacutelniacutech a jinyacutech speciaacutelniacutech charakteristik proměnnyacutech hvězd takeacute poukaacutezalo na nutnost dalšiacute typisace Během posledniacutech dvaceti let bylo předloženo mnoho nejrůznějšiacutech schema~ klasifikace Mnoziacute z autorů těchto schemat se hnali často za takovyacutemi

lOG

detaily že vytvaacuteřeli typy proměnnyacutech hvězd ktereacute měly jen jednoho představitele

NejlogičtějšIm schematem klasifikace proměnnyacutech hvězd je to scheshyma na jehož zaacutekladě je položena zaacutesada přiacutečinnosti Ze všech předložeshynyacutech schemat klasifikace je naacutem nejpřijatelnějšiacute schema podaneacute PayneshyGaposchkinovou a Gaposchkinem (C H Payne-Gaposchkin a S Gashyposchkin Variable Stars Cambridge 1938) To rozděluje proměnneacute hvězdy na tři zaacutekladniacute skupiny

A Optickeacute proměnneacute hvězdy B Proměnneacute hvězdy velkeacute posloupnosti C Převratneacute proměnneacute hvězdy

Přiacutečiny způsobujiacuteciacute proměnnost hvězd prvniacute skupiny patřiacute jak vyshyplyacutevaacute již z naacutezvu skupiny k optickeacutemu efektu souvisiacuteciacuteho bud se vzaacuteshyjemnyacutem zatměniacutem složek těsnyacutech dvojhvězd nebo se zakryacutevaacuteniacutem hvězshydy temnou mlhovinou s proměnnou optickou tloušťkou

Druhaacute skupina objektů představuje proměnneacute hvězdy měniacuteciacute svou jasnost vlivem pulsaciacute nebo analogickyacutech fysikaacutelniacutech procesů v jejich vnějšiacutech vrstvaacutech hlavně v atmosfeacuteraacutech Všechny proměnneacute hvězdy druheacute skupiny ukazujiacute na diagramu perioda - spektrum nepřetržitou posloupnost

U třetiacute skupiny proměnnyacutech hvězd nastaacutevaacute změna jasnosti vlivem zjevů explosivniacuteho charakteru souvisiacuteciacutech s uvolňovaacuteniacutem nitroatomoveacute energie Tyto zjevy majiacute charakter katastrof (převratů) zachvacujiacute vnějšiacute vrstvy hvězdy a v některyacutech vzaacutecnějšiacutech přiacutepadech uacuteplně celou hvězdu

Každaacute z těchto velkyacutech skupin proměnnyacutech hvězd může byacutet rozděshylena na několik nejpodstatnějšiacutech typů z nichž každyacute může byacutet opět rozdělen na podtypy My se zde omeziacuteme na nejvšeobecnějšiacute klasifikaci pokud to stačiacute pro porozuměniacute celeacuteho dalšiacuteho textu

A Optickeacute proměnneacute hvězdy se mohou rozdělit na dva velkeacute zaacutesadně rozdiacutelneacute typy - zaacutekrytoveacute proměnneacute a proměnneacute sdruženeacute s mlhovinou Celaacute tato skupina hvězd je ve skutečnosti neproměnnaacute neboť si zdaacutenshylivaacute koliacutesaacuteniacute jasu vysvětlujeme nahodilou polohou draacutehy v prostoru Ale protože jsou objevovaacuteny spolu se skutečnyacutemi proměnnyacutemi hvězshydami jsou spojovaacuteny s nimi společnyacutem naacutezvosloviacutem a katalogy Neniacute pochyb že časem zaacutekrytoveacute proměnneacute budou odděleny ve zvlaacuteštniacute skushyDinu objektů Nebudeme zde probiacuterat uacutespěchy v oblasti studia zaacutekrytoshyvyacutech proměnnyacutech neboť tato oblast se tak rozrostla za posledniacute desetishyletiacute že vyžaduje samostatneacuteho přehledu My se omeziacuteme jen nejvšeobecshynějšiacute klasifikaci

Zaacutekrytoveacute proměnneacute hvězdy mohou byacutet podrobeny dalšiacute přesnějšiacute klasifikaci se dvou hledisek jednak s formaacutelniacuteho na zaacutekladě studia tvaru jejich koliacutesavyacutech změn jasnosti a jednak na zaacutekladě analysy fysishykaacutelniacutech vla-stnostiacute složek Prvniacute zaacutesada vedla k rychle vzniknuvšiacute všeshy

101

obecně rozšiacuteřeneacute klasifikaci děliacuteciacute zaacutekrytoveacute proměnneacute na hvězdy typu Algola f3 Lyrae a W Ursae Maioris Velkeacuteho rozšiacuteřeniacute dosaacutehla podobnaacute formaacutelniacute klasifikace sfeacuterickeacute hvězdy na kruhovyacutech a eliptickyacutech drashyhaacutech a elipsoidaacutelniacute hvězdy na kruhovyacutech a eliptickyacutech drahaacutech S drushyheacuteho hlediska nebylo do dneška předloženo důkladně odůvodněneacute scheshyma klasifikace Poznamenaacutevaacuteme jen uacutespěšnou Kratovu klasifikaci (V A Krat Izv Eng obs No 19 1937) rozdělujiacuteciacute zaacutekrytoveacute proměnneacute na šest typů na zaacutekladě zaacutevislosti na fysikaacutelniacutech charakteristikaacutech sl-oshyžek Dalšiacute rozšiacuteřeniacute našich vědomostiacute o zaacutekrytovyacutech proměnnyacutech a studium jejieacuteh vzaacutejemneacute souvislosti s jinyacutemi hmotnyacutemi uacutetvary ve vesshymiacuteru dovoluje sestavit schema klasifikace ještě rozumovějšiacute a majiacuteciacute vyacutevojovyacute směr K tomu vedou všechny důvody neboť je naacutem znaacutemo viacutec než dva tisiacutece zaacutekrytovyacutech proměnnyacutech z nichž několik set bylo podrobeno přesnyacutem fotometrickyacutem a spektraacutelniacutem zkoumaacuteniacutem Proměnneacute hvězdy sdruženeacute s mlhovinou jsou teacuteměř neprozkoumaacuteny

Největšiacute počet představitelů proměnnyacutech hvězd tohoto typu je soustřeshyděn ve velkeacute mlhovině v Orionu v ktereacute se jich daacute napočiacutetat kolem sta Několik hvězd tohoto typu je v jinyacutech temnyacutech mlhovinaacutech Dosud neniacute jasnaacute otaacutezka jsou-li možneacute přiacutepady uacuteplneacuteho zaacutekrytu bez vlivu absorbushyjiacuteciacuteho prostřediacute na fysikaacutelniacute procesy ve vnějšiacutech vrstvaacutech samotnyacutech hvězd ktereacute jsou v temnyacutech mlhovinaacutech Pozorovaacuteniacute dosaženaacute v poshysledniacute době s jistotou ukazujiacute že mnoheacute hvězdy ktereacute byly dosud poshyvažovaacuteny za hvězdy mlhovinou zakryacutevaneacute jsou přiacutemo v samotneacute mlhoshyvině Tyto hvězdy jsou charakteristickeacute řadou složityacutech fysikaacutelniacutech proshycesů vznikajiacuteciacutech na jejich povrchu naacutesledkem vzaacutejemneacuteho působeniacute s absorbujiacuteciacutem prostřediacutem mezihvězdneacuteho prachu O žaacutedneacute přesneacute klashysifikaci hvězd tohoto typu pro zatiacutem nemůže byacutet ani řeči Posud se ukashyzuje že prostřediacute mezihvězdneacuteho prachu v němž jsou tyto hvězdy vyshyvolaacutevaacute velmi různorodeacute a složiteacute procesy explosivniacuteho charakteru v jeshyjich vnějšiacutech obalech a je velmi pravděpodobneacute že tento typ proměnshynyacutech hvězd bude časem zařazen k převratnyacutem proměnnyacutem hvězdaacutem

B Proměnneacute hvězdy velkeacute poskYdpnosti(( jak je již vyacuteše poznameshynaacuteno majiacute společnou zaacutevislost perioda - spektrum Čiacutem je perioda delšiacute tiacutem je nižšiacute průměrnaacute efektivniacute teplota proměnnyacutech hvězd velkeacute posloupnosti Uvedenyacute člaacutenek je převaacutežně věnovaacuten těmto proměnnyacutem hvězdaacutem V přiacutetomneacute době lz~ proměnneacute hvězdy teacuteto skupiny rozdělit na tyto zaacutekladny typy

1 Polopravidelneacute a nepravidelneacute proměnneacute 2 Proměnneacute typu Mira CetL 3 Proměnneacute typu RV Tauri 4 Dlouhoperiodickeacute cefeidy 5 Kraacutetkoperiodickeacute cefeidy

Nebultleme zde podrobněji popisovat zvlaacuteštnosti každeacuteho z uvedenyacutech typů protože v dalšiacutem textu bude každeacutemu z nich věnovaacuten zvlaacuteštniacute

108

paragraf Při popisu uacutespěchů ve studiu proměnnyacutech hvězd každeacuteho z uvedenyacutech typů se budeme snažit podat jejich uacuteplnou charakteristiku

C Převratneacute proměnneacute hvězdy můžeme rozdělit na tyto zaacutekladniacute typy

1 Supernovy - 2 Typickeacute novy - 3 Cyklickeacute novy - 4 Novaacutem podobneacute proměnneacute hvězdy

I když proměnnost převratnyacutecb proměnnyacutech hveurozd je vyvolaacutevaacutena uacuteplně jinyacutemi přiacutečinami než proměnnost hvězd velkeacute posloupnosti a ačkoliv v posledniacutech deseti až patnaacutecti letech v oblasti studia převratshynyacutech proměnnyacutech hvězd a vyacutevoje jejich theoriiacute bylo udělaacuteno zvlaacutešť mnoho považujeme za vhodneacute věnovat jim zvlaacuteštniacute podrobnyacute člaacutenek při čemž se prozatiacutem omeziacuteme jen na detailniacute popis zaacutekladniacutech typů

Supernovy se začaly intensivně studoJat až do poloviny třicaacutetyacutech let našeho stoletiacute Předtiacutem byly objevovaacuteny jen naacutehodně v bližšiacutech hvězdshynyacutech soustavaacutech Naacutesledkem soustavneacuteho hledaacuteniacute organisovaneacuteho na Mt Palomaru jejich pOčet velmi rychle vzrostl z patnaacutecti na padesaacutet Supernovy jsou charakteristickeacute tiacutem že jejich zaacuteřeniacute je v maximu značně velikeacute Toto zaacuteřeniacute se daacute porovnat se z~řenIacutem miliard všech ostatniacutech hvězd určiteacute hvězdneacute soustavy Amplitudy jasnosti supernov pravděpodobně přesahujiacute 20 hvězdnyacutech třiacuted Zwicky ukaacutezal že pr~middot měrně jeden objev supernovy v určiteacute hvězdneacute soustavě odpoviacutedaacute jedshynomu vyacutebuchu za 400 let (F Zwicky AstrDphysical Journal 96 28 1942) Kulikovskij ukaacutezal že ve spiraacutelniacutech mlhovinaacutech pozdniacuteho typu supernovy vybuchuji mnohem častěji inež ve spiraacutelniacutech mlhovinaacutech raneacuteho typu a v eliptickyacutech mlhovinaacutech (P G Kulikovskij Astroshynomičeskij žurnal 21 211 1944) Na počaacutetku čtyřicaacutetyacutech let byla dokaacutezaacutena totožnost znaacutemeacute Krabiacute mlhoviny v souhvězdiacute Byacuteka se supershynoVlU kteraacute vybuchla v roce 1054 a kteraacute byla popsaacutena v řadě staryacutech letopisů a kronik Takovyacutem způsobem můžeme podrobně zkoumat fysishykaacutelniacute vlastnosti zbytků superoDvy Přiacutečina vyacutebuchů supernov ležiacute v hlushybokeacute přestavbě celeacute hvězdy a v uvolněniacute ohromneacuteho množstviacute nitroatoshymoveacute energie

Typickeacute novy dosti často vybuchujiacuteciacute v našiacute Galaxii a sousedniacutech spiraacutelniacutech mlhovinaacutech již daacutevno poutaly pozornost astronomů V přiacuteshytomneacute době v našiacute Galaxii je teacuteměř pravidelně objevovaacuteno 13-14 nov každyacutech deset let Protože je naacutem dostupna jen malaacute čaacutest celeacute Galaxie můžeme usuzovat že každoročně v niacute vybuchuje viacutece než sto nov Celaacute řada jasnyacutech nov ktereacute vybuchly v posledniacutech 25 letech umožnila deshytailně studovat jejich spektra Vyacutezkumy Voroncova-Veljaminova Amshybarcumjana Lebedinskeacuteho a jinyacutech sovětskyacutech a zahraničniacutech astronoshymů naacutes přivedly k pochopeniacute složityacutech procesů probiacutehajiacuteciacutech v obalech novyacutech hvězd v obdobiacute jejich vyacutebuchů Jde patrně o explosi hvězdy naacutesledkem nitrojadernyacutech procesů v určityacutech vrstvaacutech hvězdy

V posledniacutech patnaacutecti letech jsme byli svědky častyacutech opakovanyacutech vyacutebuchů nov Takoveacute hvězdy dostaly naacutezev cyklickeacute noveacute hvězdy Jejich

109

zkoumaacuteniacute daacutevaacute všechny důvody předpoklaacutedat že typickeacute novy jsou takeacute cyklickeacute ale vyacutebuchy jsou navzaacutejem odděleny od sebe tisiacuteciletiacutell1i Uacutekazy pozorovaneacute u cyklickyacutech novyacutech hvězd se jen maacutelo lišiacute od uacutekazU pozorovanyacutech u typickyacutech nOv

Několik desiacutetek hvězd připomiacutenaacute novy zvlaacuteštnostmi svyacutech spekter a ~měnou jasnosti Takoveacute hvězdy bylo rozhodnuto nazyacutevat novaacutem podobneacute hvězdy Jsou velmi rozmaniteacute svyacutem charakterem ale mezi ně bylo zařazeno teacutež neurokolik zvlaacuteště početnyacutech a charakteristickyacutech podshytypů Mezi nimi předevšiacutem ie třeba připomenout proměnneacute hvězdy typu U Geminorum Jsou charakteristickeacute naacutehlyacutemi vyacutebuchy připomiacutenajiacuteciacutemi novy Ale amplituda těchto vyacutebuchů neniacute velikaacute (od dvou do pěti hvězdshynyacutech třiacuted) a intervaly mezi vyacutebuchy představujiacute cykly s dobou od deseti _ dQ několika set dniacute Parenago společně se autorem tohoto člaacutenku stushydovali tyto hvězdy spolu s cyklickyacutemi novami dokaacutezali jejich trpasličiacute podstaťu a objevili dobře patrnou zaacutekonitost mezi amplitudou vyacutebuchu a deacutelkou intervalu mezi vyacutebuchy (P P Parenago B V Kukarkin Pěreměnnyje Zvjozdy 4 249 1934) Spektra těchto hvězd se velmi těžko studujiacute proto že tyto objekty jsou velmi slabeacute Nejjasnějšiacute předshystaviteleacute tohoto typu za normaacutelniacute jasnosti v minimu sotva dosahujiacute 12 hvězdneacute velikosti Nicmeacuteně nejmohutnějšiacutemi přiacutestroji byla v posledshyniacutech letech studovaacutena spektra mnohyacutech hvězd typu U Geminorum Jeshyjich spektra se hodně lišiacute od spekter typickyacutech nov ale ukazujiacute emisniacute paacutesy ktereacute mluviacute ve prospěch existence procesů připomiacutenajiacuteciacutech exshyplosi obalu Kromě hvězd typu U Geminorum je třeba uveacutest hvězdy typu Z Andromedae Tyto hvězdy majiacute dosti značneacute vyacutebuchy (5 amplishytudami do čtyř hvězdnyacutech třiacuted) po nichž naacutesledujiacute menšiacute cyklickeacute vyacutekyvy až do noveacuteho mocneacuteho vyacutebuchu Spektra těchto hvězd majiacute mnoho společneacuteho se spektry nov Často je společně se spektrem vzplashynuvšiacute hvězdy jež je podobneacute spektru nov pozorovaacuteno spektrum rudeacuteho neviditelneacuteho souputniacuteka Kon~čně je třeba uveacutest ieště hvězdy typu R Coronae Borealis ktereacute na rozdiacutel od nov teacuteměř staacutele jsou v maximu a naacutehle v uacuteplně nepravidelnyacutech časovyacutech intervalech slaacutebnou o několik hvězdnyacutech třiacuted Studium jejich spekter opravňuje předpoklaacutedat že jde o explose velkeacuteho množstviacute uhliacuteku v atmosfeacuteraacutech těchto hvězd jehož pohlceniacutem jsou vyvolaacutevaacuteny pozorovatelneacute poklesy jasnosti Kromě uveshydenyacutech nejtypičtějšiacutech představitelů novaacutem podobnyacutech hvězd je ještě mnoho zvlaacuteštniacutech hvězd rovněž k nim počiacutetanyacutech

Je třeba miacutet na zřeteli že uvedeneacute schema klasifikace proměnnyacutech hvězd ani zdaleka ne)bsahuje všechny znaacutemeacute přiacutepady hvězdneacute proměnshynosti V posledniacutech desetiletiacutech bylo na přiacuteklad objeveno mnoho hvězd s proměnnyacutemi spektry U některyacutech z těchto hvězd byly objeveny soushyběžneacute nevelkeacute změny 1asnosti Je možneacute že některeacute z hvězd s proměnshynyacutemi spektry jsou bliacutezkeacute převratnyacutem proměnnyacutem hvězdaacutem nehledě ovšem na nepatrnost procesů na nich probiacutehajiacuteciacutech (PokraoovaacuteJniacute)

Přeložil Zdeněk Sekaminn

1fO

ZPRAacuteVY POKYNY MĚSČN SEKCE A

Odpověď dr R Šimonovi (K člaacutenku Vznikba kruhovaacute pohořiacute na Měsiacuteci dopady meteoritů

uveřejněneacutemu v ŘiacuteJi hvěZf11 1954)

Velnli mě těšiacute že na straacutenkaacutech našeho časopisu se počiacutenaacute diskutoV1at o vzniku měsiacutečniacutech kraacuteterfi ktereacutemužto probleacutemu bylo až dosud v našiacute literatuře věnoshyvaacuteno poměrně velmi maacutelo miacuteista Pochybuji však předem (nazvěte si to třeba syacutečkovaacuterum) že dalšiacute pok1račovaacuteniacute v teacuteto diskusi naacutes může v současneacute době přiveacutest k nějakeacutemu konkretniacutemu řešeniacute protože SB tu jednaacute vlastně o celyacute komplex zatiacutem nerozřešenyacutech otaacutezek nejenom geologickyacutech ale předevšiacutem kosshymogonickyacutech Dalšiacute seriosně podlCJženeacute naacutemitky vůči meteorickeacute domněnoe jsou však přirclzeně staacutele vIacutetaacuteny I

Kolega dr R Šimon jak se mně zdaacute by znal raacuted moje vlastniacute stanoviska v teacuteto věci Možnaacute že z meacute citovaneacute knihy (Měsic Praha lS53) vzniaacute n e shyspraacutevnyacute dojem jako bych byl zavilyacutem meteoritikem a pDvažoval tuto domněnku nejenom za jednu ze vskutku l1ejleacutepe propracovanyacutech domněnek o vzniku měshysiacutečniacutech k raacuteJteru ale za jedinou možnou a spraacutevnou hypothesu v teacuteJto otaacutezce Pravda maacutem k meteoriiUckeacuted)mněnce velmi bliacutezko nechci však před nikyacutem zastiacuterat jak ostatně vyplyacutevaacute i z obsahu meacute knihy jejiacute souGa~neacute nedostatky Formulcrval bych (velmi stručně) sveacute vlastniacute stancrvisko v teacuteto ltzaacutelež1tosti asi takto

otaacutezku vznbku měsiacutečniacutech kraacuteteru považuji jaksi oficiaacutelně naIacuteaacutele za otevřeshynyacute probleacutem soukromě se však domniacutevaacutem že Měs1c mohl stejně tak jako něshykteraacute jinaacute menšiacute tělesa slunečniacute soustavy vzniknout původně jako k o n g 10shyme raacutet řaacutedově mnohem menšiacutech tě les a že měsiacutečniacute kraacutetery naacutem ve sveacute většině představuji dodnes zachovaleacute stopy nikoliv po časově nedaacutevneacutem bombardovaacuteni měsiacutečnLho povrchu malyacutemi tě1esy řaacutedu dnešnich meteoru a meteoshyritů nyacutebrž tělesy j i fl eacute hod r u hu Takeacute okolnosti za jakyacutech se tmo -bomshybardovaacuteniacute Měsiacutece daacutelo byly pravděpodobně jineacute nežli se obvykle soudiacute Domniacuteshyvaacutem se že pozemskeacute meteoritoveacute kraacutetery bychom mohli považovat do jisteacute miacutery jen za jakousi vzdaacutelenou Dbdobu va-neacute většiny měsičniacutech kraacuteteru a přijiacutemat neshyjenom zamožneacute ale za pravděpodobneacute že mezi oběma těmito druhy uacutetvaru existujiacute roltzdiacutely nejenom k van t it a t i vn Ale o tom podrobněji až někdy jindy Jinak ještě na sebe mohu prozradit to že se celkem staVIacutelm na SJtanovisko Chabakovovo a spolu s niacutem soudiacutem že dalšiacute pr)dlužovaacutemiacute disltuse vulkanistů a meteoritikfi po stareacutem způsobu je neplodneacute že oba způsoby vzniku měsiacutečniacutech kraacuteteru jsou rraacutelně možneacute a že nyniacute je předevšim třeba dalšiacutech pečlivyacutech studiiacute detailniacute stavby měsiacutečniacutech kraacuteteru (dodejme k tomu ještě že i detailniacute stavby pozemskyacutech meteoritovyacutech kraacuteJteru) Při všiacute meacute uacutectě k naacutezorům 1lolegy dr Šimona se mi však nezdaacute že by bylo možno už dnes tvrdit že meteoritiekaacute domněgtnk3 ztratiacute po kritiokeacutem a objektivniacutem rozboru jednoJlo dne sveacute opodstatshyněni a stane se jednou z mnohyacutech překonanyacutech hypothes na ktereacute je historie astronomickeacute vědy tak bohataacute

K jednotlivyacutem bodům obžaloby proti meteoretiokeacute hypothese podaneacute dr Šishymonem bych si dovolil přičinit teto

1 Koncentrac e valovyacutech rovin směrem k měsiacutečniacutem poacutelům o niacutež mluviacute koleg3 Šimo(t1 je jednak vyacutesledkem toho že Ityto uacutetvary jsou směrem k zaacutepadniacutemu a vyacutechodniacutemu okraji Měsiacutece čaacutestečně zahlaJzeny pDldějšiacutemi změnami ktereacute se na Měsiacuteci odeh1raacutely jednak je to sugesrtivniacute dojem působenyacute perspektivniacutem skrGSshyleniacutem při okraji měsiacutečniacute koule Kraacutetery sediacute doslova jeden těsně vedle druheacuteho a někde se přiacutem) zasahujiacute a prostupuji n e jenompoDliacutež jižniacuteho poacutelu Měsiacutece ale i v jeho severniacute polaacuterniacute a subpolaacuterniacute oblasti (Goldschmidt-Anaxagoras Anali-

J J 1

o I I I I

z I

II ---------- I T

I I I I

I I I

I I I I I ________JI

Obr 1 vlevo Rozklad geomf1Jgnetickeacute i1ttensity T v elementy a složky Obr 3 vpravo Schmidtova pol1tiacute vaacuteha fy Askania geomagnetickeacute observatoře

v Prithoni(iacutech (Z archivu geom odděleniacute auacute ČSAV)

kolmaacute při čemž osa x je kladnaacute od počaacutetku soustavy k severu a osa y k vyacutechodu Osa z v teacuteto soustavě zaujme vertikaacutelniacute polohu kladnaacute je od počaacutetku směrem dolů Umiacutestiacuteme-li počaacutetek teacuteto souřadnicoveacute soushystavy do miacutesta kde provaacutediacuteme magnetickaacute měřeniacute maacute vektor T vzhleshydem k souřadnicoveacute soustavě určitou polohu OTo Projekci vektoru T na horizontaacutelniacute rovinu označujeme vektorem H a řiacutekaacuteme jiacute horizontaacutelniacute intensita Vertikaacutelniacute rovina zOH ve ktereacute ležiacute vektor T je rovinou magnetickeacuteho meridiaacutenu Uacutehel TaH kteryacute sviacuteraacute vektor T s horizontaacutelniacute rovinou je inklinace kterou značiacuteme zkratkou J Uacutehel mezi rovinou magnetickeacuteho meridiaacutenu a vertikaacutelniacute rovinou zOx je deklinace D Deklishynaci značiacuteme + jestliže vektor H je odkloněn od osy x k vyacutechodu Proshyjekce totaacutelniacuteho vektoru T na osu x je sevemiacute (X) na osu JI vyacutechodniacute (Y) a na osu z vertikaacutelniacute (Z) složka geomagnetickeacuteho pole Deklinace inklinace a horizontaacutelniacute intensita jsou elementy X Y a Z složky zemshyskeacuteho magnetismu ktereacute můžeme poklaacutedat za projekci vektoru T v růzshynyacutech souřadnicovyacutech soustavaacutech Na př složky X Y a Z jsou souřadnice konce vektoru T v pravouacutehleacute souřadnicoveacute soustavě elementy D HaJ souřadnice sfeacuterickeacute soustavy a D H a Z souřadnice cylindrickeacute soushystavy

Obr 4 Mapa isogon pro epochu 19505 (podle Orlova) ---+

100

Souřadnice v jednotlivyacutech vyacuteše uvedenyacutech soustavaacutech isou vzaacutejemně na sobě nezaacutevisleacute Nelze na př určit severniacute složku X pomociacute složek Y a Z nebo vertikaacutelniacute složku Z pomociacute HaD Přechod z jedneacute soustavy souřadnic do druheacute a určeqiacute vektoru T provaacutediacuteme jednoduchyacutemi vztahy

X = H cosD tgD = Y X

Y=H sinD H= VX2 + yz

Z = H tgl tgl = Z IIX2 + y2

T = H secl = VX2 + yz + Z2

Měřeniacute magnetickeacute deklinace D provaacutediacuteme magnetickyacutem theodohshytem (obr 2) Deklinaci určiacuteme z odchylky směru osy magnetky od zeměpisneacuteho meridiaacutenu jehož směr zjistiacuteme astronomickyacutemi a geodeshytickyacutemi měřeniacutemi V okoliacute Prahy je přibližně - 1deg40 HorizontaacuteZniacute intensitu H měřiacuteme teacutež magnetickyacutem theodolitem ale v jineacutem uspořaacuteshydaacuteniacute než při určovaacuteniacute deklinace Určujeme nejdřiacuteve dobu kyvu pomocshyneacuteho magnetu zavěšeneacuteho na tenkeacutem vertikaacutelniacutem vlaacutekně Velikost vyacuteshychylek magnetky deklinatoria theodolitu ktereacute jsou vyacutesledkem působeniacute geomagnetickeacuteho pole a pole pomocneacuteho magnetu je uacuteměrnaacute H InkZishynace I byla dřiacuteve měřena inkZinatoriem ktereacute je nyniacute zcela vytlačeno zemskyacutem induktorem (obr 2) Kromě abampolutniacutech měřeniacute složek geoshymagnetickeacuteho pole pomoCIacute magnetickeacuteho theodolitu a zemskeacuteho indukshytoru provaacutediacuteme měřeniacute relativniacute na př Schmidtovyacutemi magnetickyacutemi vahami (obr 3)

Vyacutesledky geomagnetickyacutech měřeniacute na observatořiacutech i v tereacutenu poshyskytujiacute rozsaacutehlyacute a různorodyacute materiaacutel kteryacute se staacutevaacute přehleDnyacutem teshyprve tehdy když je graficky 3pracovaacuten Sestaveniacutem map isočar t j čar spojujiacuteciacutech na mapě miacutesta stejnyacutech hodnot toho neb onoho elementu bylo umožněno praktickeacute využitiacute vyacutesledků magnetickyacutech měřeniacute a ziacutesshykaacuteniacute jasneacuteho obrazu kvalitativniacuteho a kvantitativniacuteho charakteru geoshymagnetickeacuteho pole vcelku i pro jednotlivaacute uacutezemiacute lsočaraacutem ktereacute sposhyjujiacute miacutesta stejneacute deacuteklinace na magnetickeacute mapě řiacutekaacuteme iampogony isočashyraacutem stejneacute inklinace isokZiny a isočaraacutem DstatnIacutech složek isodynam1j (na př isodynamy vertikaacutelniacute složky Z)

Elementy zemskeacuteho magnetismu se s časem měniacute Proto u každeacute magnetickeacute mapy musiacuteme uveacutest pro kteryacute časovyacute moment (epochu) byla zhotovena Nejčastěji se udaacutevaacute střed některeacuteho roku t j 1 čershyvence Na pf jestliže budeme miacutet mapu pro epochu 19505 tehdy musiacuteme vyčteneacute hodnoty elementu geomagnetickeacuteho pole v niacute uvedeneacute vztaacutehnout na 1 července 1950 V OOhOOm

Celkovou představu rozloženiacute geomagnetickeacuteho pDle naacutem poskytujiacute světoveacute magnetickeacute mapy (obr 4 5) Již na prvyacute pohled vykazujiacute určishytou zaacutekonitost v rozděleniacute isočar Na mapě isogon (obr 4) iednotliveacute

Obr 5 Mapa isodynam H pro epochu 19505 (podle Orlo1)a) - --+

102

isočaacutery vybiacutehajiacuteciacute z jednoho bodu soustřeďujiacute se v druheacutem protilehleacutem prveacutemu s vyacutejimkou isogon na asijskeacute pevniněktereacute tv)řiacute uzavřenyacute celek Miacutestu kde se isog)ny sbiacutehajiacute do jednoho bodu kteryacute ležiacute nejbliacuteže severniacutemu zemskeacutemu poacutelu řiacutekaacuteme severniacute magnetickyacute poacutel na jižniacute poloshykouli jižniacute magnetickyacute poacutel Sestaviacuteme-li si mapu isogon polaacuterniacutech obshylastiacute zjistiacuteme že deklinačniacute poacutely jsou vlastně čtyři jednak oba poacutely magnetickeacute jednak poacutely zeměpisneacute na nichž neniacute definovaacuten zeměpisnyacute poledniacutek pomociacute ktereacuteho deklinaci určujeme V okoliacute zeměpisneacuteho poacutelu se měniacute směr meridiaacutenů od 0deg do 360deg při čemž magnetickyacute meridiaacuten je jen jeden proto se i veJikost deklinace bude měnit v rozmeziacute 0deg až 360deg Toteacutež platiacute i pro magnetickyacute poacutel s tiacutem rozdiacutelem že jiacutem probiacutehaacute jedinyacute zeměpisnyacute meridiaacuten a měniacute se magnetickyacute meridiaacuten Obr 5 ukashyzuje průběh isočar horiiacutejontaacutelniacute sZožky geomagnetickeacuteho pole Směrem od severniacuteho geomagnetickeacuteho poacutelu k rovniacuteku H vzrůstaacute a k jižniacutemu poacutelu opět ubyacutevaacute až do nuly Maximaacutelniacute hodnoty nabyacutevaacute v prostoru sundshyskyacutech ostrovů (pro epochu 1950) V okoliacute Prahy jest řaacutedově 19500 y lsokliny majiacute nejpravidelnějšiacute průběh ze všech elementů Nulovaacute isoklishyna je magnetickyacutem rovniacutekem Na něm vektor T maacute směr horizontaacutelniacute Směrem od geomagnetickeacuteho rovniacuteku k magnetickyacutem poacutelům inklinace vzrůstaacute od 0deg do 90deg V okoliacute Prahy je přibližně 655deg lsočaacutery vertikaacutelniacute sZožky Z majiacute podobnyacute průběh jako isokliny s maximem intensity na poacutelech (06 Oe) a nulovou intensitou na geomagnetickeacutem rovniacuteku

Poloha geomagnetickyacutech poacutelů se měniacute plynule v zaacutevislosti na čase jak vidiacuteme z tab I kde jsou vypočteny zeměpisneacute souřadnice pro různeacute epochy

EPOCHA SEVERNIacute POacuteL

šiacuteřka deka šiacuteřka

JIZNIacute POacuteL deacutelka

1600 78deg 42 59deg 00 81 deg 16 169deg 30 1700 75 51 68 48 77 12 155 15 1770 66 104shy1885 69 57 182 45 73 45 153 00 1900 69 18 96 37 1950 72 96 70 50

Světoveacute mapy isočar geomagnetickeacuteho pole nepodaacutevajiacute přesnyacute obraz elementů pouze obraz elementů ve zjednodušenyacutech rysech Miacutestniacute neshypravidelnosti pole jsou zahZazeny a proto musiacuteme světoveacute mapy uvažoshyvat jen jako obrazy určityacutech středniacutech luodnot elementů geomagneticshykeacuteho pole Hladkyacute pnlběh isočar se změniacute sestrojiacuteme-li z vyacutesledků poshydrobnyacutech měřeniacute mapy jen pro middotmalou oblast Jejich nepravidelnyacute miacutesty teacuteměř chaotickyacute průběh svědčiacute o tom že miacutestniacute rozloženiacute geomagneticshykeacuteho pole je nepravidelneacute a odchylky od uspořaacutedaneacuteho normaacutelniacuteho průshyběhu jsou pak složitou funkciacute souřadnic bodů přiacuteslušneacute oblasti Přiacutečinu těchto jevů ktereacute majiacute vyacuteznam v praxi při hledaacuteniacute magnetickyacutech hrYshynin a mineraacutelůnutno spatřovat ve fysikaacutelniacute nestejnorodosti zemskeacute kůry

104

o METEORICKEacuteM ROJI QUADRANTID

L SEHNAL

Quadrantidy jsou velmi zajiacutemavyacutem avšak maacutelo znaacutemyacutem rojem Jeshyjich jmeacuteno je odvozeno od polohy miacutesta z něhož zdaacutenlivě na obloze vyletujiacute t j od polohy jejich radiantu Ten se naleacutezaacute v severniacute čaacutesti souhvězdiacute Boota pobliacuteže souhvězdiacute Draka Zde je na staršiacutech atlasech oblohy zaznamenaacuteno souhvězdiacute Quadrans Muralis (zedniacute kvadrant) Na novějšiacutech mapaacutech toto souhvězdiacute nenalezneme naacutezev meteorickeacuteho roje Quadrantid se však dodnes zachoval

Quadrantidy můžeme za přiacuteznivyacutech podmiacutenek spatřit každoročně ve dnech 2 až 3 ledna Doba jejich činnosti je omezena pouze na jednu nebo dvě noci na poměrně kraacutetkou dobu dosahuje působeniacute roje maxima a pak se činnost roje rychle zmenšuje to jest tloušťka roje při setkaacuteniacute se Zemiacute malaacute

Činnost roje dosti koliacutesaacute průměrnyacute hodinovyacute počet viděnyacutech meteorů je 45 Z let v nichž byl zaznamenaacuten většiacute počet meteorů bylo usuzovaacuteno na periodickeacute opakovaacuteniacute zvyacutešeneacute činnosti roje na př perioda 13 let (D Kirkwood) 146 let (J C Fischer) z radarovyacutech pozorovaacuteniacute byla určena perioda - 24 let V posledniacute době J G Porter uvažuje možnost že Quadrantidy jsou složeny ze dvou proudů a periodaacutech 24 a 294 let a dochaacuteziacute k vyacutesledneacute periodě celeacuteho roje 13 let To by znamenalo že draacuteha Země je protiacutenaacutena dvěma shluky meteorů při jejichž společneacutem setkaacuteniacute se Zemiacute nastaacutevaacute zvyacutešenaacute činnost roje Spiacuteše se však zdaacute že tyto periody Quadrantid jsou určeny maacutelo spolehlivě a že pro tento roj nemůžeme naleacutezt žaacutedneacute obdobiacute v němž by se činnost roje periodicky měnila

Elementy draacutehy roje byly určovaacuteny z různyacutech pozorovanyacutech stop meteorů Tyto vypočteneacute elementy drah se však velmi maacutelo lišiacute různiacute autoři uvaacutedějiacute draacutehy Quadrantid od vysloveně kraacutetkoperiodickyacutech až po draacutehy parabolickeacute Ale většina vypočtenyacutech drah teacutež těch ktereacute byly určeny ze spolehlivyacutech pozorovaciacutech method (fotograficky) udaacutevaacute kraacutetkoperiodickeacute draacutehy roje ktereacute se však i zde velmi lišiacute

Vypočteneacute elementy se shodujiacute dobře pouze ve stanoveniacute deacutelky uzlu kteraacute je určena polohou Země při setkaacuteniacute s rojem

SklQll draacutehy vzhledem k ekliptice neniacute již tak jednoznačně určen avšak je jisteacute že je značně velikyacute Ve vypočtenyacutech elementech můžeme naleacutezt hodnoty sklonu i = 69deg5 71deg3 74deg 81deg5 Tiacutemto velkyacutem sklonem se Quadrantidy odlišujiacute od t zv ekliptikaacutelniacutech rojů (Geminid ScorpioshySagittariid Taurid ap) jejichž rovina draacutehy je sk10něna k ekliptice pod malyacutem uacutehlem

Quadrantidy nedaacutevajiacute přesně určenyacute bodovyacute radiant zjišťujeme li nich velkyacute rozptyl radiantů nebo celou radiačniacute plochu kteraacute neniacute přesně ohraničena Přiacutečiny tohoto zjevu nejsou dosud dostatečně proshy

105

zkoumaacuteny Neniacute vyloučeno že tento roj představuje směs proudů s růzshynyacutemi drahami jejichž charakteristickyacutemi vlastnostmi jsou ostreacute mashyximum činnosti roje a velkyacute rozptyl radiantů

Autor člaacutenku zkDumal poruchy kteryacutemi působiacute v dlouheacutem časoveacutem intervalu Jupiter na draacutehu roje Vybral si k tomu uacutečelu fotografickyacute 2jištěnou draacutehu kteraacute se přibližuje značně k draacuteze Jupitera a zjistil tyto změny elementů draacutehy roje za 100 let

Zajiacutemavaacute je změna deacutelky uzlu což znamenaacute že datum maxima činshynosti roje se prakticky neměniacute To bylo ověřeno na vykonanyacutech pozoshyrovaacuteniacutech Quadrantid Naproti tomu je změna sklonu draacutehy velkaacute to by mohlo byacutet ve vztahu k již zmiacuteněneacutemu rozptylu radiantů Původ rojovyacutech meteorů přičiacutetaacuteme kometaacutem proto se ke každeacutemu

roji snažiacuteme naleacutezt mateřskou kometu od niacutež bychom mohli vznik roje odvodit Pro Quadrantidy zatiacutem všechny takoveacute pokusy byly bezvyacutesledshyneacute na př souvislost roje s kometou Tuttle I (1939 X) se ukaacutezala byacutet chybnaacute

Z těchto všech poznatků ktereacute zde byly o Quadrantidaacutech uvedeny je zřejmeacute že tento roj neniacute ještě dostatečně prozkoumaacuten Přispiacutevaacute k tomu listě i nevhodnaacute doba činnosti roje kdy většinou nepřiacutezniveacute počasIacute odshyrazuje od pozorovaacuteniacute a takeacute to že činnost roje je omezena pouze na jednu dvě noce Avšak praacutevě pro nedostatečnou znalost roje může byacutet pozoroshyvaacuteniacute jeho činnosti vděčnyacutem objektem i pro astronoma amateacutera neboť vyacutesledky ziacuteskaneacute pozorovaacuteniacutem nejviacutece přispějiacute k jeho hlubšiacutemu a důshykladneacutemu poznaacuteniacute

PROM~NNEacute HVEZDY

B V KUKARKIN

( POkračovlIacuterniacute)

KLasifikace prDrf1ěnnyacutech hvězd

Dvacaacutetaacute a třicaacutetaacute leacuteta našeho stoletiacute jsou charakteristickaacute vzrůstashyjiacuteciacutem počtem zkoumaacuteniacute jednotlivyacutech proměnnyacutech hvězd do šiacuteře i do hloubky takže dřiacutevějšiacute schemata klasifikace se ukaacutezala byacutet přiacuteliš neshydokonalyacutemi a neZpůsobilyacutemi obsaacutehnout některeacute nově objeveneacute detaily a zvlaacuteštnosti Zkoumaacuteniacute spektraacutelniacutech a jinyacutech speciaacutelniacutech charakteristik proměnnyacutech hvězd takeacute poukaacutezalo na nutnost dalšiacute typisace Během posledniacutech dvaceti let bylo předloženo mnoho nejrůznějšiacutech schema~ klasifikace Mnoziacute z autorů těchto schemat se hnali často za takovyacutemi

lOG

detaily že vytvaacuteřeli typy proměnnyacutech hvězd ktereacute měly jen jednoho představitele

NejlogičtějšIm schematem klasifikace proměnnyacutech hvězd je to scheshyma na jehož zaacutekladě je položena zaacutesada přiacutečinnosti Ze všech předložeshynyacutech schemat klasifikace je naacutem nejpřijatelnějšiacute schema podaneacute PayneshyGaposchkinovou a Gaposchkinem (C H Payne-Gaposchkin a S Gashyposchkin Variable Stars Cambridge 1938) To rozděluje proměnneacute hvězdy na tři zaacutekladniacute skupiny

A Optickeacute proměnneacute hvězdy B Proměnneacute hvězdy velkeacute posloupnosti C Převratneacute proměnneacute hvězdy

Přiacutečiny způsobujiacuteciacute proměnnost hvězd prvniacute skupiny patřiacute jak vyshyplyacutevaacute již z naacutezvu skupiny k optickeacutemu efektu souvisiacuteciacuteho bud se vzaacuteshyjemnyacutem zatměniacutem složek těsnyacutech dvojhvězd nebo se zakryacutevaacuteniacutem hvězshydy temnou mlhovinou s proměnnou optickou tloušťkou

Druhaacute skupina objektů představuje proměnneacute hvězdy měniacuteciacute svou jasnost vlivem pulsaciacute nebo analogickyacutech fysikaacutelniacutech procesů v jejich vnějšiacutech vrstvaacutech hlavně v atmosfeacuteraacutech Všechny proměnneacute hvězdy druheacute skupiny ukazujiacute na diagramu perioda - spektrum nepřetržitou posloupnost

U třetiacute skupiny proměnnyacutech hvězd nastaacutevaacute změna jasnosti vlivem zjevů explosivniacuteho charakteru souvisiacuteciacutech s uvolňovaacuteniacutem nitroatomoveacute energie Tyto zjevy majiacute charakter katastrof (převratů) zachvacujiacute vnějšiacute vrstvy hvězdy a v některyacutech vzaacutecnějšiacutech přiacutepadech uacuteplně celou hvězdu

Každaacute z těchto velkyacutech skupin proměnnyacutech hvězd může byacutet rozděshylena na několik nejpodstatnějšiacutech typů z nichž každyacute může byacutet opět rozdělen na podtypy My se zde omeziacuteme na nejvšeobecnějšiacute klasifikaci pokud to stačiacute pro porozuměniacute celeacuteho dalšiacuteho textu

A Optickeacute proměnneacute hvězdy se mohou rozdělit na dva velkeacute zaacutesadně rozdiacutelneacute typy - zaacutekrytoveacute proměnneacute a proměnneacute sdruženeacute s mlhovinou Celaacute tato skupina hvězd je ve skutečnosti neproměnnaacute neboť si zdaacutenshylivaacute koliacutesaacuteniacute jasu vysvětlujeme nahodilou polohou draacutehy v prostoru Ale protože jsou objevovaacuteny spolu se skutečnyacutemi proměnnyacutemi hvězshydami jsou spojovaacuteny s nimi společnyacutem naacutezvosloviacutem a katalogy Neniacute pochyb že časem zaacutekrytoveacute proměnneacute budou odděleny ve zvlaacuteštniacute skushyDinu objektů Nebudeme zde probiacuterat uacutespěchy v oblasti studia zaacutekrytoshyvyacutech proměnnyacutech neboť tato oblast se tak rozrostla za posledniacute desetishyletiacute že vyžaduje samostatneacuteho přehledu My se omeziacuteme jen nejvšeobecshynějšiacute klasifikaci

Zaacutekrytoveacute proměnneacute hvězdy mohou byacutet podrobeny dalšiacute přesnějšiacute klasifikaci se dvou hledisek jednak s formaacutelniacuteho na zaacutekladě studia tvaru jejich koliacutesavyacutech změn jasnosti a jednak na zaacutekladě analysy fysishykaacutelniacutech vla-stnostiacute složek Prvniacute zaacutesada vedla k rychle vzniknuvšiacute všeshy

101

obecně rozšiacuteřeneacute klasifikaci děliacuteciacute zaacutekrytoveacute proměnneacute na hvězdy typu Algola f3 Lyrae a W Ursae Maioris Velkeacuteho rozšiacuteřeniacute dosaacutehla podobnaacute formaacutelniacute klasifikace sfeacuterickeacute hvězdy na kruhovyacutech a eliptickyacutech drashyhaacutech a elipsoidaacutelniacute hvězdy na kruhovyacutech a eliptickyacutech drahaacutech S drushyheacuteho hlediska nebylo do dneška předloženo důkladně odůvodněneacute scheshyma klasifikace Poznamenaacutevaacuteme jen uacutespěšnou Kratovu klasifikaci (V A Krat Izv Eng obs No 19 1937) rozdělujiacuteciacute zaacutekrytoveacute proměnneacute na šest typů na zaacutekladě zaacutevislosti na fysikaacutelniacutech charakteristikaacutech sl-oshyžek Dalšiacute rozšiacuteřeniacute našich vědomostiacute o zaacutekrytovyacutech proměnnyacutech a studium jejieacuteh vzaacutejemneacute souvislosti s jinyacutemi hmotnyacutemi uacutetvary ve vesshymiacuteru dovoluje sestavit schema klasifikace ještě rozumovějšiacute a majiacuteciacute vyacutevojovyacute směr K tomu vedou všechny důvody neboť je naacutem znaacutemo viacutec než dva tisiacutece zaacutekrytovyacutech proměnnyacutech z nichž několik set bylo podrobeno přesnyacutem fotometrickyacutem a spektraacutelniacutem zkoumaacuteniacutem Proměnneacute hvězdy sdruženeacute s mlhovinou jsou teacuteměř neprozkoumaacuteny

Největšiacute počet představitelů proměnnyacutech hvězd tohoto typu je soustřeshyděn ve velkeacute mlhovině v Orionu v ktereacute se jich daacute napočiacutetat kolem sta Několik hvězd tohoto typu je v jinyacutech temnyacutech mlhovinaacutech Dosud neniacute jasnaacute otaacutezka jsou-li možneacute přiacutepady uacuteplneacuteho zaacutekrytu bez vlivu absorbushyjiacuteciacuteho prostřediacute na fysikaacutelniacute procesy ve vnějšiacutech vrstvaacutech samotnyacutech hvězd ktereacute jsou v temnyacutech mlhovinaacutech Pozorovaacuteniacute dosaženaacute v poshysledniacute době s jistotou ukazujiacute že mnoheacute hvězdy ktereacute byly dosud poshyvažovaacuteny za hvězdy mlhovinou zakryacutevaneacute jsou přiacutemo v samotneacute mlhoshyvině Tyto hvězdy jsou charakteristickeacute řadou složityacutech fysikaacutelniacutech proshycesů vznikajiacuteciacutech na jejich povrchu naacutesledkem vzaacutejemneacuteho působeniacute s absorbujiacuteciacutem prostřediacutem mezihvězdneacuteho prachu O žaacutedneacute přesneacute klashysifikaci hvězd tohoto typu pro zatiacutem nemůže byacutet ani řeči Posud se ukashyzuje že prostřediacute mezihvězdneacuteho prachu v němž jsou tyto hvězdy vyshyvolaacutevaacute velmi různorodeacute a složiteacute procesy explosivniacuteho charakteru v jeshyjich vnějšiacutech obalech a je velmi pravděpodobneacute že tento typ proměnshynyacutech hvězd bude časem zařazen k převratnyacutem proměnnyacutem hvězdaacutem

B Proměnneacute hvězdy velkeacute poskYdpnosti(( jak je již vyacuteše poznameshynaacuteno majiacute společnou zaacutevislost perioda - spektrum Čiacutem je perioda delšiacute tiacutem je nižšiacute průměrnaacute efektivniacute teplota proměnnyacutech hvězd velkeacute posloupnosti Uvedenyacute člaacutenek je převaacutežně věnovaacuten těmto proměnnyacutem hvězdaacutem V přiacutetomneacute době lz~ proměnneacute hvězdy teacuteto skupiny rozdělit na tyto zaacutekladny typy

1 Polopravidelneacute a nepravidelneacute proměnneacute 2 Proměnneacute typu Mira CetL 3 Proměnneacute typu RV Tauri 4 Dlouhoperiodickeacute cefeidy 5 Kraacutetkoperiodickeacute cefeidy

Nebultleme zde podrobněji popisovat zvlaacuteštnosti každeacuteho z uvedenyacutech typů protože v dalšiacutem textu bude každeacutemu z nich věnovaacuten zvlaacuteštniacute

108

paragraf Při popisu uacutespěchů ve studiu proměnnyacutech hvězd každeacuteho z uvedenyacutech typů se budeme snažit podat jejich uacuteplnou charakteristiku

C Převratneacute proměnneacute hvězdy můžeme rozdělit na tyto zaacutekladniacute typy

1 Supernovy - 2 Typickeacute novy - 3 Cyklickeacute novy - 4 Novaacutem podobneacute proměnneacute hvězdy

I když proměnnost převratnyacutecb proměnnyacutech hveurozd je vyvolaacutevaacutena uacuteplně jinyacutemi přiacutečinami než proměnnost hvězd velkeacute posloupnosti a ačkoliv v posledniacutech deseti až patnaacutecti letech v oblasti studia převratshynyacutech proměnnyacutech hvězd a vyacutevoje jejich theoriiacute bylo udělaacuteno zvlaacutešť mnoho považujeme za vhodneacute věnovat jim zvlaacuteštniacute podrobnyacute člaacutenek při čemž se prozatiacutem omeziacuteme jen na detailniacute popis zaacutekladniacutech typů

Supernovy se začaly intensivně studoJat až do poloviny třicaacutetyacutech let našeho stoletiacute Předtiacutem byly objevovaacuteny jen naacutehodně v bližšiacutech hvězdshynyacutech soustavaacutech Naacutesledkem soustavneacuteho hledaacuteniacute organisovaneacuteho na Mt Palomaru jejich pOčet velmi rychle vzrostl z patnaacutecti na padesaacutet Supernovy jsou charakteristickeacute tiacutem že jejich zaacuteřeniacute je v maximu značně velikeacute Toto zaacuteřeniacute se daacute porovnat se z~řenIacutem miliard všech ostatniacutech hvězd určiteacute hvězdneacute soustavy Amplitudy jasnosti supernov pravděpodobně přesahujiacute 20 hvězdnyacutech třiacuted Zwicky ukaacutezal že pr~middot měrně jeden objev supernovy v určiteacute hvězdneacute soustavě odpoviacutedaacute jedshynomu vyacutebuchu za 400 let (F Zwicky AstrDphysical Journal 96 28 1942) Kulikovskij ukaacutezal že ve spiraacutelniacutech mlhovinaacutech pozdniacuteho typu supernovy vybuchuji mnohem častěji inež ve spiraacutelniacutech mlhovinaacutech raneacuteho typu a v eliptickyacutech mlhovinaacutech (P G Kulikovskij Astroshynomičeskij žurnal 21 211 1944) Na počaacutetku čtyřicaacutetyacutech let byla dokaacutezaacutena totožnost znaacutemeacute Krabiacute mlhoviny v souhvězdiacute Byacuteka se supershynoVlU kteraacute vybuchla v roce 1054 a kteraacute byla popsaacutena v řadě staryacutech letopisů a kronik Takovyacutem způsobem můžeme podrobně zkoumat fysishykaacutelniacute vlastnosti zbytků superoDvy Přiacutečina vyacutebuchů supernov ležiacute v hlushybokeacute přestavbě celeacute hvězdy a v uvolněniacute ohromneacuteho množstviacute nitroatoshymoveacute energie

Typickeacute novy dosti často vybuchujiacuteciacute v našiacute Galaxii a sousedniacutech spiraacutelniacutech mlhovinaacutech již daacutevno poutaly pozornost astronomů V přiacuteshytomneacute době v našiacute Galaxii je teacuteměř pravidelně objevovaacuteno 13-14 nov každyacutech deset let Protože je naacutem dostupna jen malaacute čaacutest celeacute Galaxie můžeme usuzovat že každoročně v niacute vybuchuje viacutece než sto nov Celaacute řada jasnyacutech nov ktereacute vybuchly v posledniacutech 25 letech umožnila deshytailně studovat jejich spektra Vyacutezkumy Voroncova-Veljaminova Amshybarcumjana Lebedinskeacuteho a jinyacutech sovětskyacutech a zahraničniacutech astronoshymů naacutes přivedly k pochopeniacute složityacutech procesů probiacutehajiacuteciacutech v obalech novyacutech hvězd v obdobiacute jejich vyacutebuchů Jde patrně o explosi hvězdy naacutesledkem nitrojadernyacutech procesů v určityacutech vrstvaacutech hvězdy

V posledniacutech patnaacutecti letech jsme byli svědky častyacutech opakovanyacutech vyacutebuchů nov Takoveacute hvězdy dostaly naacutezev cyklickeacute noveacute hvězdy Jejich

109

zkoumaacuteniacute daacutevaacute všechny důvody předpoklaacutedat že typickeacute novy jsou takeacute cyklickeacute ale vyacutebuchy jsou navzaacutejem odděleny od sebe tisiacuteciletiacutell1i Uacutekazy pozorovaneacute u cyklickyacutech novyacutech hvězd se jen maacutelo lišiacute od uacutekazU pozorovanyacutech u typickyacutech nOv

Několik desiacutetek hvězd připomiacutenaacute novy zvlaacuteštnostmi svyacutech spekter a ~měnou jasnosti Takoveacute hvězdy bylo rozhodnuto nazyacutevat novaacutem podobneacute hvězdy Jsou velmi rozmaniteacute svyacutem charakterem ale mezi ně bylo zařazeno teacutež neurokolik zvlaacuteště početnyacutech a charakteristickyacutech podshytypů Mezi nimi předevšiacutem ie třeba připomenout proměnneacute hvězdy typu U Geminorum Jsou charakteristickeacute naacutehlyacutemi vyacutebuchy připomiacutenajiacuteciacutemi novy Ale amplituda těchto vyacutebuchů neniacute velikaacute (od dvou do pěti hvězdshynyacutech třiacuted) a intervaly mezi vyacutebuchy představujiacute cykly s dobou od deseti _ dQ několika set dniacute Parenago společně se autorem tohoto člaacutenku stushydovali tyto hvězdy spolu s cyklickyacutemi novami dokaacutezali jejich trpasličiacute podstaťu a objevili dobře patrnou zaacutekonitost mezi amplitudou vyacutebuchu a deacutelkou intervalu mezi vyacutebuchy (P P Parenago B V Kukarkin Pěreměnnyje Zvjozdy 4 249 1934) Spektra těchto hvězd se velmi těžko studujiacute proto že tyto objekty jsou velmi slabeacute Nejjasnějšiacute předshystaviteleacute tohoto typu za normaacutelniacute jasnosti v minimu sotva dosahujiacute 12 hvězdneacute velikosti Nicmeacuteně nejmohutnějšiacutemi přiacutestroji byla v posledshyniacutech letech studovaacutena spektra mnohyacutech hvězd typu U Geminorum Jeshyjich spektra se hodně lišiacute od spekter typickyacutech nov ale ukazujiacute emisniacute paacutesy ktereacute mluviacute ve prospěch existence procesů připomiacutenajiacuteciacutech exshyplosi obalu Kromě hvězd typu U Geminorum je třeba uveacutest hvězdy typu Z Andromedae Tyto hvězdy majiacute dosti značneacute vyacutebuchy (5 amplishytudami do čtyř hvězdnyacutech třiacuted) po nichž naacutesledujiacute menšiacute cyklickeacute vyacutekyvy až do noveacuteho mocneacuteho vyacutebuchu Spektra těchto hvězd majiacute mnoho společneacuteho se spektry nov Často je společně se spektrem vzplashynuvšiacute hvězdy jež je podobneacute spektru nov pozorovaacuteno spektrum rudeacuteho neviditelneacuteho souputniacuteka Kon~čně je třeba uveacutest ieště hvězdy typu R Coronae Borealis ktereacute na rozdiacutel od nov teacuteměř staacutele jsou v maximu a naacutehle v uacuteplně nepravidelnyacutech časovyacutech intervalech slaacutebnou o několik hvězdnyacutech třiacuted Studium jejich spekter opravňuje předpoklaacutedat že jde o explose velkeacuteho množstviacute uhliacuteku v atmosfeacuteraacutech těchto hvězd jehož pohlceniacutem jsou vyvolaacutevaacuteny pozorovatelneacute poklesy jasnosti Kromě uveshydenyacutech nejtypičtějšiacutech představitelů novaacutem podobnyacutech hvězd je ještě mnoho zvlaacuteštniacutech hvězd rovněž k nim počiacutetanyacutech

Je třeba miacutet na zřeteli že uvedeneacute schema klasifikace proměnnyacutech hvězd ani zdaleka ne)bsahuje všechny znaacutemeacute přiacutepady hvězdneacute proměnshynosti V posledniacutech desetiletiacutech bylo na přiacuteklad objeveno mnoho hvězd s proměnnyacutemi spektry U některyacutech z těchto hvězd byly objeveny soushyběžneacute nevelkeacute změny 1asnosti Je možneacute že některeacute z hvězd s proměnshynyacutemi spektry jsou bliacutezkeacute převratnyacutem proměnnyacutem hvězdaacutem nehledě ovšem na nepatrnost procesů na nich probiacutehajiacuteciacutech (PokraoovaacuteJniacute)

Přeložil Zdeněk Sekaminn

1fO

ZPRAacuteVY POKYNY MĚSČN SEKCE A

Odpověď dr R Šimonovi (K člaacutenku Vznikba kruhovaacute pohořiacute na Měsiacuteci dopady meteoritů

uveřejněneacutemu v ŘiacuteJi hvěZf11 1954)

Velnli mě těšiacute že na straacutenkaacutech našeho časopisu se počiacutenaacute diskutoV1at o vzniku měsiacutečniacutech kraacuteterfi ktereacutemužto probleacutemu bylo až dosud v našiacute literatuře věnoshyvaacuteno poměrně velmi maacutelo miacuteista Pochybuji však předem (nazvěte si to třeba syacutečkovaacuterum) že dalšiacute pok1račovaacuteniacute v teacuteto diskusi naacutes může v současneacute době přiveacutest k nějakeacutemu konkretniacutemu řešeniacute protože SB tu jednaacute vlastně o celyacute komplex zatiacutem nerozřešenyacutech otaacutezek nejenom geologickyacutech ale předevšiacutem kosshymogonickyacutech Dalšiacute seriosně podlCJženeacute naacutemitky vůči meteorickeacute domněnoe jsou však přirclzeně staacutele vIacutetaacuteny I

Kolega dr R Šimon jak se mně zdaacute by znal raacuted moje vlastniacute stanoviska v teacuteto věci Možnaacute že z meacute citovaneacute knihy (Měsic Praha lS53) vzniaacute n e shyspraacutevnyacute dojem jako bych byl zavilyacutem meteoritikem a pDvažoval tuto domněnku nejenom za jednu ze vskutku l1ejleacutepe propracovanyacutech domněnek o vzniku měshysiacutečniacutech k raacuteJteru ale za jedinou možnou a spraacutevnou hypothesu v teacuteJto otaacutezce Pravda maacutem k meteoriiUckeacuted)mněnce velmi bliacutezko nechci však před nikyacutem zastiacuterat jak ostatně vyplyacutevaacute i z obsahu meacute knihy jejiacute souGa~neacute nedostatky Formulcrval bych (velmi stručně) sveacute vlastniacute stancrvisko v teacuteto ltzaacutelež1tosti asi takto

otaacutezku vznbku měsiacutečniacutech kraacuteteru považuji jaksi oficiaacutelně naIacuteaacutele za otevřeshynyacute probleacutem soukromě se však domniacutevaacutem že Měs1c mohl stejně tak jako něshykteraacute jinaacute menšiacute tělesa slunečniacute soustavy vzniknout původně jako k o n g 10shyme raacutet řaacutedově mnohem menšiacutech tě les a že měsiacutečniacute kraacutetery naacutem ve sveacute většině představuji dodnes zachovaleacute stopy nikoliv po časově nedaacutevneacutem bombardovaacuteni měsiacutečnLho povrchu malyacutemi tě1esy řaacutedu dnešnich meteoru a meteoshyritů nyacutebrž tělesy j i fl eacute hod r u hu Takeacute okolnosti za jakyacutech se tmo -bomshybardovaacuteniacute Měsiacutece daacutelo byly pravděpodobně jineacute nežli se obvykle soudiacute Domniacuteshyvaacutem se že pozemskeacute meteoritoveacute kraacutetery bychom mohli považovat do jisteacute miacutery jen za jakousi vzdaacutelenou Dbdobu va-neacute většiny měsičniacutech kraacuteteru a přijiacutemat neshyjenom zamožneacute ale za pravděpodobneacute že mezi oběma těmito druhy uacutetvaru existujiacute roltzdiacutely nejenom k van t it a t i vn Ale o tom podrobněji až někdy jindy Jinak ještě na sebe mohu prozradit to že se celkem staVIacutelm na SJtanovisko Chabakovovo a spolu s niacutem soudiacutem že dalšiacute pr)dlužovaacutemiacute disltuse vulkanistů a meteoritikfi po stareacutem způsobu je neplodneacute že oba způsoby vzniku měsiacutečniacutech kraacuteteru jsou rraacutelně možneacute a že nyniacute je předevšim třeba dalšiacutech pečlivyacutech studiiacute detailniacute stavby měsiacutečniacutech kraacuteteru (dodejme k tomu ještě že i detailniacute stavby pozemskyacutech meteoritovyacutech kraacuteJteru) Při všiacute meacute uacutectě k naacutezorům 1lolegy dr Šimona se mi však nezdaacute že by bylo možno už dnes tvrdit že meteoritiekaacute domněgtnk3 ztratiacute po kritiokeacutem a objektivniacutem rozboru jednoJlo dne sveacute opodstatshyněni a stane se jednou z mnohyacutech překonanyacutech hypothes na ktereacute je historie astronomickeacute vědy tak bohataacute

K jednotlivyacutem bodům obžaloby proti meteoretiokeacute hypothese podaneacute dr Šishymonem bych si dovolil přičinit teto

1 Koncentrac e valovyacutech rovin směrem k měsiacutečniacutem poacutelům o niacutež mluviacute koleg3 Šimo(t1 je jednak vyacutesledkem toho že Ityto uacutetvary jsou směrem k zaacutepadniacutemu a vyacutechodniacutemu okraji Měsiacutece čaacutestečně zahlaJzeny pDldějšiacutemi změnami ktereacute se na Měsiacuteci odeh1raacutely jednak je to sugesrtivniacute dojem působenyacute perspektivniacutem skrGSshyleniacutem při okraji měsiacutečniacute koule Kraacutetery sediacute doslova jeden těsně vedle druheacuteho a někde se přiacutem) zasahujiacute a prostupuji n e jenompoDliacutež jižniacuteho poacutelu Měsiacutece ale i v jeho severniacute polaacuterniacute a subpolaacuterniacute oblasti (Goldschmidt-Anaxagoras Anali-

J J 1

Souřadnice v jednotlivyacutech vyacuteše uvedenyacutech soustavaacutech isou vzaacutejemně na sobě nezaacutevisleacute Nelze na př určit severniacute složku X pomociacute složek Y a Z nebo vertikaacutelniacute složku Z pomociacute HaD Přechod z jedneacute soustavy souřadnic do druheacute a určeqiacute vektoru T provaacutediacuteme jednoduchyacutemi vztahy

X = H cosD tgD = Y X

Y=H sinD H= VX2 + yz

Z = H tgl tgl = Z IIX2 + y2

T = H secl = VX2 + yz + Z2

Měřeniacute magnetickeacute deklinace D provaacutediacuteme magnetickyacutem theodohshytem (obr 2) Deklinaci určiacuteme z odchylky směru osy magnetky od zeměpisneacuteho meridiaacutenu jehož směr zjistiacuteme astronomickyacutemi a geodeshytickyacutemi měřeniacutemi V okoliacute Prahy je přibližně - 1deg40 HorizontaacuteZniacute intensitu H měřiacuteme teacutež magnetickyacutem theodolitem ale v jineacutem uspořaacuteshydaacuteniacute než při určovaacuteniacute deklinace Určujeme nejdřiacuteve dobu kyvu pomocshyneacuteho magnetu zavěšeneacuteho na tenkeacutem vertikaacutelniacutem vlaacutekně Velikost vyacuteshychylek magnetky deklinatoria theodolitu ktereacute jsou vyacutesledkem působeniacute geomagnetickeacuteho pole a pole pomocneacuteho magnetu je uacuteměrnaacute H InkZishynace I byla dřiacuteve měřena inkZinatoriem ktereacute je nyniacute zcela vytlačeno zemskyacutem induktorem (obr 2) Kromě abampolutniacutech měřeniacute složek geoshymagnetickeacuteho pole pomoCIacute magnetickeacuteho theodolitu a zemskeacuteho indukshytoru provaacutediacuteme měřeniacute relativniacute na př Schmidtovyacutemi magnetickyacutemi vahami (obr 3)

Vyacutesledky geomagnetickyacutech měřeniacute na observatořiacutech i v tereacutenu poshyskytujiacute rozsaacutehlyacute a různorodyacute materiaacutel kteryacute se staacutevaacute přehleDnyacutem teshyprve tehdy když je graficky 3pracovaacuten Sestaveniacutem map isočar t j čar spojujiacuteciacutech na mapě miacutesta stejnyacutech hodnot toho neb onoho elementu bylo umožněno praktickeacute využitiacute vyacutesledků magnetickyacutech měřeniacute a ziacutesshykaacuteniacute jasneacuteho obrazu kvalitativniacuteho a kvantitativniacuteho charakteru geoshymagnetickeacuteho pole vcelku i pro jednotlivaacute uacutezemiacute lsočaraacutem ktereacute sposhyjujiacute miacutesta stejneacute deacuteklinace na magnetickeacute mapě řiacutekaacuteme iampogony isočashyraacutem stejneacute inklinace isokZiny a isočaraacutem DstatnIacutech složek isodynam1j (na př isodynamy vertikaacutelniacute složky Z)

Elementy zemskeacuteho magnetismu se s časem měniacute Proto u každeacute magnetickeacute mapy musiacuteme uveacutest pro kteryacute časovyacute moment (epochu) byla zhotovena Nejčastěji se udaacutevaacute střed některeacuteho roku t j 1 čershyvence Na pf jestliže budeme miacutet mapu pro epochu 19505 tehdy musiacuteme vyčteneacute hodnoty elementu geomagnetickeacuteho pole v niacute uvedeneacute vztaacutehnout na 1 července 1950 V OOhOOm

Celkovou představu rozloženiacute geomagnetickeacuteho pDle naacutem poskytujiacute světoveacute magnetickeacute mapy (obr 4 5) Již na prvyacute pohled vykazujiacute určishytou zaacutekonitost v rozděleniacute isočar Na mapě isogon (obr 4) iednotliveacute

Obr 5 Mapa isodynam H pro epochu 19505 (podle Orlo1)a) - --+

102

isočaacutery vybiacutehajiacuteciacute z jednoho bodu soustřeďujiacute se v druheacutem protilehleacutem prveacutemu s vyacutejimkou isogon na asijskeacute pevniněktereacute tv)řiacute uzavřenyacute celek Miacutestu kde se isog)ny sbiacutehajiacute do jednoho bodu kteryacute ležiacute nejbliacuteže severniacutemu zemskeacutemu poacutelu řiacutekaacuteme severniacute magnetickyacute poacutel na jižniacute poloshykouli jižniacute magnetickyacute poacutel Sestaviacuteme-li si mapu isogon polaacuterniacutech obshylastiacute zjistiacuteme že deklinačniacute poacutely jsou vlastně čtyři jednak oba poacutely magnetickeacute jednak poacutely zeměpisneacute na nichž neniacute definovaacuten zeměpisnyacute poledniacutek pomociacute ktereacuteho deklinaci určujeme V okoliacute zeměpisneacuteho poacutelu se měniacute směr meridiaacutenů od 0deg do 360deg při čemž magnetickyacute meridiaacuten je jen jeden proto se i veJikost deklinace bude měnit v rozmeziacute 0deg až 360deg Toteacutež platiacute i pro magnetickyacute poacutel s tiacutem rozdiacutelem že jiacutem probiacutehaacute jedinyacute zeměpisnyacute meridiaacuten a měniacute se magnetickyacute meridiaacuten Obr 5 ukashyzuje průběh isočar horiiacutejontaacutelniacute sZožky geomagnetickeacuteho pole Směrem od severniacuteho geomagnetickeacuteho poacutelu k rovniacuteku H vzrůstaacute a k jižniacutemu poacutelu opět ubyacutevaacute až do nuly Maximaacutelniacute hodnoty nabyacutevaacute v prostoru sundshyskyacutech ostrovů (pro epochu 1950) V okoliacute Prahy jest řaacutedově 19500 y lsokliny majiacute nejpravidelnějšiacute průběh ze všech elementů Nulovaacute isoklishyna je magnetickyacutem rovniacutekem Na něm vektor T maacute směr horizontaacutelniacute Směrem od geomagnetickeacuteho rovniacuteku k magnetickyacutem poacutelům inklinace vzrůstaacute od 0deg do 90deg V okoliacute Prahy je přibližně 655deg lsočaacutery vertikaacutelniacute sZožky Z majiacute podobnyacute průběh jako isokliny s maximem intensity na poacutelech (06 Oe) a nulovou intensitou na geomagnetickeacutem rovniacuteku

Poloha geomagnetickyacutech poacutelů se měniacute plynule v zaacutevislosti na čase jak vidiacuteme z tab I kde jsou vypočteny zeměpisneacute souřadnice pro různeacute epochy

EPOCHA SEVERNIacute POacuteL

šiacuteřka deka šiacuteřka

JIZNIacute POacuteL deacutelka

1600 78deg 42 59deg 00 81 deg 16 169deg 30 1700 75 51 68 48 77 12 155 15 1770 66 104shy1885 69 57 182 45 73 45 153 00 1900 69 18 96 37 1950 72 96 70 50

Světoveacute mapy isočar geomagnetickeacuteho pole nepodaacutevajiacute přesnyacute obraz elementů pouze obraz elementů ve zjednodušenyacutech rysech Miacutestniacute neshypravidelnosti pole jsou zahZazeny a proto musiacuteme světoveacute mapy uvažoshyvat jen jako obrazy určityacutech středniacutech luodnot elementů geomagneticshykeacuteho pole Hladkyacute pnlběh isočar se změniacute sestrojiacuteme-li z vyacutesledků poshydrobnyacutech měřeniacute mapy jen pro middotmalou oblast Jejich nepravidelnyacute miacutesty teacuteměř chaotickyacute průběh svědčiacute o tom že miacutestniacute rozloženiacute geomagneticshykeacuteho pole je nepravidelneacute a odchylky od uspořaacutedaneacuteho normaacutelniacuteho průshyběhu jsou pak složitou funkciacute souřadnic bodů přiacuteslušneacute oblasti Přiacutečinu těchto jevů ktereacute majiacute vyacuteznam v praxi při hledaacuteniacute magnetickyacutech hrYshynin a mineraacutelůnutno spatřovat ve fysikaacutelniacute nestejnorodosti zemskeacute kůry

104

o METEORICKEacuteM ROJI QUADRANTID

L SEHNAL

Quadrantidy jsou velmi zajiacutemavyacutem avšak maacutelo znaacutemyacutem rojem Jeshyjich jmeacuteno je odvozeno od polohy miacutesta z něhož zdaacutenlivě na obloze vyletujiacute t j od polohy jejich radiantu Ten se naleacutezaacute v severniacute čaacutesti souhvězdiacute Boota pobliacuteže souhvězdiacute Draka Zde je na staršiacutech atlasech oblohy zaznamenaacuteno souhvězdiacute Quadrans Muralis (zedniacute kvadrant) Na novějšiacutech mapaacutech toto souhvězdiacute nenalezneme naacutezev meteorickeacuteho roje Quadrantid se však dodnes zachoval

Quadrantidy můžeme za přiacuteznivyacutech podmiacutenek spatřit každoročně ve dnech 2 až 3 ledna Doba jejich činnosti je omezena pouze na jednu nebo dvě noci na poměrně kraacutetkou dobu dosahuje působeniacute roje maxima a pak se činnost roje rychle zmenšuje to jest tloušťka roje při setkaacuteniacute se Zemiacute malaacute

Činnost roje dosti koliacutesaacute průměrnyacute hodinovyacute počet viděnyacutech meteorů je 45 Z let v nichž byl zaznamenaacuten většiacute počet meteorů bylo usuzovaacuteno na periodickeacute opakovaacuteniacute zvyacutešeneacute činnosti roje na př perioda 13 let (D Kirkwood) 146 let (J C Fischer) z radarovyacutech pozorovaacuteniacute byla určena perioda - 24 let V posledniacute době J G Porter uvažuje možnost že Quadrantidy jsou složeny ze dvou proudů a periodaacutech 24 a 294 let a dochaacuteziacute k vyacutesledneacute periodě celeacuteho roje 13 let To by znamenalo že draacuteha Země je protiacutenaacutena dvěma shluky meteorů při jejichž společneacutem setkaacuteniacute se Zemiacute nastaacutevaacute zvyacutešenaacute činnost roje Spiacuteše se však zdaacute že tyto periody Quadrantid jsou určeny maacutelo spolehlivě a že pro tento roj nemůžeme naleacutezt žaacutedneacute obdobiacute v němž by se činnost roje periodicky měnila

Elementy draacutehy roje byly určovaacuteny z různyacutech pozorovanyacutech stop meteorů Tyto vypočteneacute elementy drah se však velmi maacutelo lišiacute různiacute autoři uvaacutedějiacute draacutehy Quadrantid od vysloveně kraacutetkoperiodickyacutech až po draacutehy parabolickeacute Ale většina vypočtenyacutech drah teacutež těch ktereacute byly určeny ze spolehlivyacutech pozorovaciacutech method (fotograficky) udaacutevaacute kraacutetkoperiodickeacute draacutehy roje ktereacute se však i zde velmi lišiacute

Vypočteneacute elementy se shodujiacute dobře pouze ve stanoveniacute deacutelky uzlu kteraacute je určena polohou Země při setkaacuteniacute s rojem

SklQll draacutehy vzhledem k ekliptice neniacute již tak jednoznačně určen avšak je jisteacute že je značně velikyacute Ve vypočtenyacutech elementech můžeme naleacutezt hodnoty sklonu i = 69deg5 71deg3 74deg 81deg5 Tiacutemto velkyacutem sklonem se Quadrantidy odlišujiacute od t zv ekliptikaacutelniacutech rojů (Geminid ScorpioshySagittariid Taurid ap) jejichž rovina draacutehy je sk10něna k ekliptice pod malyacutem uacutehlem

Quadrantidy nedaacutevajiacute přesně určenyacute bodovyacute radiant zjišťujeme li nich velkyacute rozptyl radiantů nebo celou radiačniacute plochu kteraacute neniacute přesně ohraničena Přiacutečiny tohoto zjevu nejsou dosud dostatečně proshy

105

zkoumaacuteny Neniacute vyloučeno že tento roj představuje směs proudů s růzshynyacutemi drahami jejichž charakteristickyacutemi vlastnostmi jsou ostreacute mashyximum činnosti roje a velkyacute rozptyl radiantů

Autor člaacutenku zkDumal poruchy kteryacutemi působiacute v dlouheacutem časoveacutem intervalu Jupiter na draacutehu roje Vybral si k tomu uacutečelu fotografickyacute 2jištěnou draacutehu kteraacute se přibližuje značně k draacuteze Jupitera a zjistil tyto změny elementů draacutehy roje za 100 let

Zajiacutemavaacute je změna deacutelky uzlu což znamenaacute že datum maxima činshynosti roje se prakticky neměniacute To bylo ověřeno na vykonanyacutech pozoshyrovaacuteniacutech Quadrantid Naproti tomu je změna sklonu draacutehy velkaacute to by mohlo byacutet ve vztahu k již zmiacuteněneacutemu rozptylu radiantů Původ rojovyacutech meteorů přičiacutetaacuteme kometaacutem proto se ke každeacutemu

roji snažiacuteme naleacutezt mateřskou kometu od niacutež bychom mohli vznik roje odvodit Pro Quadrantidy zatiacutem všechny takoveacute pokusy byly bezvyacutesledshyneacute na př souvislost roje s kometou Tuttle I (1939 X) se ukaacutezala byacutet chybnaacute

Z těchto všech poznatků ktereacute zde byly o Quadrantidaacutech uvedeny je zřejmeacute že tento roj neniacute ještě dostatečně prozkoumaacuten Přispiacutevaacute k tomu listě i nevhodnaacute doba činnosti roje kdy většinou nepřiacutezniveacute počasIacute odshyrazuje od pozorovaacuteniacute a takeacute to že činnost roje je omezena pouze na jednu dvě noce Avšak praacutevě pro nedostatečnou znalost roje může byacutet pozoroshyvaacuteniacute jeho činnosti vděčnyacutem objektem i pro astronoma amateacutera neboť vyacutesledky ziacuteskaneacute pozorovaacuteniacutem nejviacutece přispějiacute k jeho hlubšiacutemu a důshykladneacutemu poznaacuteniacute

PROM~NNEacute HVEZDY

B V KUKARKIN

( POkračovlIacuterniacute)

KLasifikace prDrf1ěnnyacutech hvězd

Dvacaacutetaacute a třicaacutetaacute leacuteta našeho stoletiacute jsou charakteristickaacute vzrůstashyjiacuteciacutem počtem zkoumaacuteniacute jednotlivyacutech proměnnyacutech hvězd do šiacuteře i do hloubky takže dřiacutevějšiacute schemata klasifikace se ukaacutezala byacutet přiacuteliš neshydokonalyacutemi a neZpůsobilyacutemi obsaacutehnout některeacute nově objeveneacute detaily a zvlaacuteštnosti Zkoumaacuteniacute spektraacutelniacutech a jinyacutech speciaacutelniacutech charakteristik proměnnyacutech hvězd takeacute poukaacutezalo na nutnost dalšiacute typisace Během posledniacutech dvaceti let bylo předloženo mnoho nejrůznějšiacutech schema~ klasifikace Mnoziacute z autorů těchto schemat se hnali často za takovyacutemi

lOG

detaily že vytvaacuteřeli typy proměnnyacutech hvězd ktereacute měly jen jednoho představitele

NejlogičtějšIm schematem klasifikace proměnnyacutech hvězd je to scheshyma na jehož zaacutekladě je položena zaacutesada přiacutečinnosti Ze všech předložeshynyacutech schemat klasifikace je naacutem nejpřijatelnějšiacute schema podaneacute PayneshyGaposchkinovou a Gaposchkinem (C H Payne-Gaposchkin a S Gashyposchkin Variable Stars Cambridge 1938) To rozděluje proměnneacute hvězdy na tři zaacutekladniacute skupiny

A Optickeacute proměnneacute hvězdy B Proměnneacute hvězdy velkeacute posloupnosti C Převratneacute proměnneacute hvězdy

Přiacutečiny způsobujiacuteciacute proměnnost hvězd prvniacute skupiny patřiacute jak vyshyplyacutevaacute již z naacutezvu skupiny k optickeacutemu efektu souvisiacuteciacuteho bud se vzaacuteshyjemnyacutem zatměniacutem složek těsnyacutech dvojhvězd nebo se zakryacutevaacuteniacutem hvězshydy temnou mlhovinou s proměnnou optickou tloušťkou

Druhaacute skupina objektů představuje proměnneacute hvězdy měniacuteciacute svou jasnost vlivem pulsaciacute nebo analogickyacutech fysikaacutelniacutech procesů v jejich vnějšiacutech vrstvaacutech hlavně v atmosfeacuteraacutech Všechny proměnneacute hvězdy druheacute skupiny ukazujiacute na diagramu perioda - spektrum nepřetržitou posloupnost

U třetiacute skupiny proměnnyacutech hvězd nastaacutevaacute změna jasnosti vlivem zjevů explosivniacuteho charakteru souvisiacuteciacutech s uvolňovaacuteniacutem nitroatomoveacute energie Tyto zjevy majiacute charakter katastrof (převratů) zachvacujiacute vnějšiacute vrstvy hvězdy a v některyacutech vzaacutecnějšiacutech přiacutepadech uacuteplně celou hvězdu

Každaacute z těchto velkyacutech skupin proměnnyacutech hvězd může byacutet rozděshylena na několik nejpodstatnějšiacutech typů z nichž každyacute může byacutet opět rozdělen na podtypy My se zde omeziacuteme na nejvšeobecnějšiacute klasifikaci pokud to stačiacute pro porozuměniacute celeacuteho dalšiacuteho textu

A Optickeacute proměnneacute hvězdy se mohou rozdělit na dva velkeacute zaacutesadně rozdiacutelneacute typy - zaacutekrytoveacute proměnneacute a proměnneacute sdruženeacute s mlhovinou Celaacute tato skupina hvězd je ve skutečnosti neproměnnaacute neboť si zdaacutenshylivaacute koliacutesaacuteniacute jasu vysvětlujeme nahodilou polohou draacutehy v prostoru Ale protože jsou objevovaacuteny spolu se skutečnyacutemi proměnnyacutemi hvězshydami jsou spojovaacuteny s nimi společnyacutem naacutezvosloviacutem a katalogy Neniacute pochyb že časem zaacutekrytoveacute proměnneacute budou odděleny ve zvlaacuteštniacute skushyDinu objektů Nebudeme zde probiacuterat uacutespěchy v oblasti studia zaacutekrytoshyvyacutech proměnnyacutech neboť tato oblast se tak rozrostla za posledniacute desetishyletiacute že vyžaduje samostatneacuteho přehledu My se omeziacuteme jen nejvšeobecshynějšiacute klasifikaci

Zaacutekrytoveacute proměnneacute hvězdy mohou byacutet podrobeny dalšiacute přesnějšiacute klasifikaci se dvou hledisek jednak s formaacutelniacuteho na zaacutekladě studia tvaru jejich koliacutesavyacutech změn jasnosti a jednak na zaacutekladě analysy fysishykaacutelniacutech vla-stnostiacute složek Prvniacute zaacutesada vedla k rychle vzniknuvšiacute všeshy

101

obecně rozšiacuteřeneacute klasifikaci děliacuteciacute zaacutekrytoveacute proměnneacute na hvězdy typu Algola f3 Lyrae a W Ursae Maioris Velkeacuteho rozšiacuteřeniacute dosaacutehla podobnaacute formaacutelniacute klasifikace sfeacuterickeacute hvězdy na kruhovyacutech a eliptickyacutech drashyhaacutech a elipsoidaacutelniacute hvězdy na kruhovyacutech a eliptickyacutech drahaacutech S drushyheacuteho hlediska nebylo do dneška předloženo důkladně odůvodněneacute scheshyma klasifikace Poznamenaacutevaacuteme jen uacutespěšnou Kratovu klasifikaci (V A Krat Izv Eng obs No 19 1937) rozdělujiacuteciacute zaacutekrytoveacute proměnneacute na šest typů na zaacutekladě zaacutevislosti na fysikaacutelniacutech charakteristikaacutech sl-oshyžek Dalšiacute rozšiacuteřeniacute našich vědomostiacute o zaacutekrytovyacutech proměnnyacutech a studium jejieacuteh vzaacutejemneacute souvislosti s jinyacutemi hmotnyacutemi uacutetvary ve vesshymiacuteru dovoluje sestavit schema klasifikace ještě rozumovějšiacute a majiacuteciacute vyacutevojovyacute směr K tomu vedou všechny důvody neboť je naacutem znaacutemo viacutec než dva tisiacutece zaacutekrytovyacutech proměnnyacutech z nichž několik set bylo podrobeno přesnyacutem fotometrickyacutem a spektraacutelniacutem zkoumaacuteniacutem Proměnneacute hvězdy sdruženeacute s mlhovinou jsou teacuteměř neprozkoumaacuteny

Největšiacute počet představitelů proměnnyacutech hvězd tohoto typu je soustřeshyděn ve velkeacute mlhovině v Orionu v ktereacute se jich daacute napočiacutetat kolem sta Několik hvězd tohoto typu je v jinyacutech temnyacutech mlhovinaacutech Dosud neniacute jasnaacute otaacutezka jsou-li možneacute přiacutepady uacuteplneacuteho zaacutekrytu bez vlivu absorbushyjiacuteciacuteho prostřediacute na fysikaacutelniacute procesy ve vnějšiacutech vrstvaacutech samotnyacutech hvězd ktereacute jsou v temnyacutech mlhovinaacutech Pozorovaacuteniacute dosaženaacute v poshysledniacute době s jistotou ukazujiacute že mnoheacute hvězdy ktereacute byly dosud poshyvažovaacuteny za hvězdy mlhovinou zakryacutevaneacute jsou přiacutemo v samotneacute mlhoshyvině Tyto hvězdy jsou charakteristickeacute řadou složityacutech fysikaacutelniacutech proshycesů vznikajiacuteciacutech na jejich povrchu naacutesledkem vzaacutejemneacuteho působeniacute s absorbujiacuteciacutem prostřediacutem mezihvězdneacuteho prachu O žaacutedneacute přesneacute klashysifikaci hvězd tohoto typu pro zatiacutem nemůže byacutet ani řeči Posud se ukashyzuje že prostřediacute mezihvězdneacuteho prachu v němž jsou tyto hvězdy vyshyvolaacutevaacute velmi různorodeacute a složiteacute procesy explosivniacuteho charakteru v jeshyjich vnějšiacutech obalech a je velmi pravděpodobneacute že tento typ proměnshynyacutech hvězd bude časem zařazen k převratnyacutem proměnnyacutem hvězdaacutem

B Proměnneacute hvězdy velkeacute poskYdpnosti(( jak je již vyacuteše poznameshynaacuteno majiacute společnou zaacutevislost perioda - spektrum Čiacutem je perioda delšiacute tiacutem je nižšiacute průměrnaacute efektivniacute teplota proměnnyacutech hvězd velkeacute posloupnosti Uvedenyacute člaacutenek je převaacutežně věnovaacuten těmto proměnnyacutem hvězdaacutem V přiacutetomneacute době lz~ proměnneacute hvězdy teacuteto skupiny rozdělit na tyto zaacutekladny typy

1 Polopravidelneacute a nepravidelneacute proměnneacute 2 Proměnneacute typu Mira CetL 3 Proměnneacute typu RV Tauri 4 Dlouhoperiodickeacute cefeidy 5 Kraacutetkoperiodickeacute cefeidy

Nebultleme zde podrobněji popisovat zvlaacuteštnosti každeacuteho z uvedenyacutech typů protože v dalšiacutem textu bude každeacutemu z nich věnovaacuten zvlaacuteštniacute

108

paragraf Při popisu uacutespěchů ve studiu proměnnyacutech hvězd každeacuteho z uvedenyacutech typů se budeme snažit podat jejich uacuteplnou charakteristiku

C Převratneacute proměnneacute hvězdy můžeme rozdělit na tyto zaacutekladniacute typy

1 Supernovy - 2 Typickeacute novy - 3 Cyklickeacute novy - 4 Novaacutem podobneacute proměnneacute hvězdy

I když proměnnost převratnyacutecb proměnnyacutech hveurozd je vyvolaacutevaacutena uacuteplně jinyacutemi přiacutečinami než proměnnost hvězd velkeacute posloupnosti a ačkoliv v posledniacutech deseti až patnaacutecti letech v oblasti studia převratshynyacutech proměnnyacutech hvězd a vyacutevoje jejich theoriiacute bylo udělaacuteno zvlaacutešť mnoho považujeme za vhodneacute věnovat jim zvlaacuteštniacute podrobnyacute člaacutenek při čemž se prozatiacutem omeziacuteme jen na detailniacute popis zaacutekladniacutech typů

Supernovy se začaly intensivně studoJat až do poloviny třicaacutetyacutech let našeho stoletiacute Předtiacutem byly objevovaacuteny jen naacutehodně v bližšiacutech hvězdshynyacutech soustavaacutech Naacutesledkem soustavneacuteho hledaacuteniacute organisovaneacuteho na Mt Palomaru jejich pOčet velmi rychle vzrostl z patnaacutecti na padesaacutet Supernovy jsou charakteristickeacute tiacutem že jejich zaacuteřeniacute je v maximu značně velikeacute Toto zaacuteřeniacute se daacute porovnat se z~řenIacutem miliard všech ostatniacutech hvězd určiteacute hvězdneacute soustavy Amplitudy jasnosti supernov pravděpodobně přesahujiacute 20 hvězdnyacutech třiacuted Zwicky ukaacutezal že pr~middot měrně jeden objev supernovy v určiteacute hvězdneacute soustavě odpoviacutedaacute jedshynomu vyacutebuchu za 400 let (F Zwicky AstrDphysical Journal 96 28 1942) Kulikovskij ukaacutezal že ve spiraacutelniacutech mlhovinaacutech pozdniacuteho typu supernovy vybuchuji mnohem častěji inež ve spiraacutelniacutech mlhovinaacutech raneacuteho typu a v eliptickyacutech mlhovinaacutech (P G Kulikovskij Astroshynomičeskij žurnal 21 211 1944) Na počaacutetku čtyřicaacutetyacutech let byla dokaacutezaacutena totožnost znaacutemeacute Krabiacute mlhoviny v souhvězdiacute Byacuteka se supershynoVlU kteraacute vybuchla v roce 1054 a kteraacute byla popsaacutena v řadě staryacutech letopisů a kronik Takovyacutem způsobem můžeme podrobně zkoumat fysishykaacutelniacute vlastnosti zbytků superoDvy Přiacutečina vyacutebuchů supernov ležiacute v hlushybokeacute přestavbě celeacute hvězdy a v uvolněniacute ohromneacuteho množstviacute nitroatoshymoveacute energie

Typickeacute novy dosti často vybuchujiacuteciacute v našiacute Galaxii a sousedniacutech spiraacutelniacutech mlhovinaacutech již daacutevno poutaly pozornost astronomů V přiacuteshytomneacute době v našiacute Galaxii je teacuteměř pravidelně objevovaacuteno 13-14 nov každyacutech deset let Protože je naacutem dostupna jen malaacute čaacutest celeacute Galaxie můžeme usuzovat že každoročně v niacute vybuchuje viacutece než sto nov Celaacute řada jasnyacutech nov ktereacute vybuchly v posledniacutech 25 letech umožnila deshytailně studovat jejich spektra Vyacutezkumy Voroncova-Veljaminova Amshybarcumjana Lebedinskeacuteho a jinyacutech sovětskyacutech a zahraničniacutech astronoshymů naacutes přivedly k pochopeniacute složityacutech procesů probiacutehajiacuteciacutech v obalech novyacutech hvězd v obdobiacute jejich vyacutebuchů Jde patrně o explosi hvězdy naacutesledkem nitrojadernyacutech procesů v určityacutech vrstvaacutech hvězdy

V posledniacutech patnaacutecti letech jsme byli svědky častyacutech opakovanyacutech vyacutebuchů nov Takoveacute hvězdy dostaly naacutezev cyklickeacute noveacute hvězdy Jejich

109

zkoumaacuteniacute daacutevaacute všechny důvody předpoklaacutedat že typickeacute novy jsou takeacute cyklickeacute ale vyacutebuchy jsou navzaacutejem odděleny od sebe tisiacuteciletiacutell1i Uacutekazy pozorovaneacute u cyklickyacutech novyacutech hvězd se jen maacutelo lišiacute od uacutekazU pozorovanyacutech u typickyacutech nOv

Několik desiacutetek hvězd připomiacutenaacute novy zvlaacuteštnostmi svyacutech spekter a ~měnou jasnosti Takoveacute hvězdy bylo rozhodnuto nazyacutevat novaacutem podobneacute hvězdy Jsou velmi rozmaniteacute svyacutem charakterem ale mezi ně bylo zařazeno teacutež neurokolik zvlaacuteště početnyacutech a charakteristickyacutech podshytypů Mezi nimi předevšiacutem ie třeba připomenout proměnneacute hvězdy typu U Geminorum Jsou charakteristickeacute naacutehlyacutemi vyacutebuchy připomiacutenajiacuteciacutemi novy Ale amplituda těchto vyacutebuchů neniacute velikaacute (od dvou do pěti hvězdshynyacutech třiacuted) a intervaly mezi vyacutebuchy představujiacute cykly s dobou od deseti _ dQ několika set dniacute Parenago společně se autorem tohoto člaacutenku stushydovali tyto hvězdy spolu s cyklickyacutemi novami dokaacutezali jejich trpasličiacute podstaťu a objevili dobře patrnou zaacutekonitost mezi amplitudou vyacutebuchu a deacutelkou intervalu mezi vyacutebuchy (P P Parenago B V Kukarkin Pěreměnnyje Zvjozdy 4 249 1934) Spektra těchto hvězd se velmi těžko studujiacute proto že tyto objekty jsou velmi slabeacute Nejjasnějšiacute předshystaviteleacute tohoto typu za normaacutelniacute jasnosti v minimu sotva dosahujiacute 12 hvězdneacute velikosti Nicmeacuteně nejmohutnějšiacutemi přiacutestroji byla v posledshyniacutech letech studovaacutena spektra mnohyacutech hvězd typu U Geminorum Jeshyjich spektra se hodně lišiacute od spekter typickyacutech nov ale ukazujiacute emisniacute paacutesy ktereacute mluviacute ve prospěch existence procesů připomiacutenajiacuteciacutech exshyplosi obalu Kromě hvězd typu U Geminorum je třeba uveacutest hvězdy typu Z Andromedae Tyto hvězdy majiacute dosti značneacute vyacutebuchy (5 amplishytudami do čtyř hvězdnyacutech třiacuted) po nichž naacutesledujiacute menšiacute cyklickeacute vyacutekyvy až do noveacuteho mocneacuteho vyacutebuchu Spektra těchto hvězd majiacute mnoho společneacuteho se spektry nov Často je společně se spektrem vzplashynuvšiacute hvězdy jež je podobneacute spektru nov pozorovaacuteno spektrum rudeacuteho neviditelneacuteho souputniacuteka Kon~čně je třeba uveacutest ieště hvězdy typu R Coronae Borealis ktereacute na rozdiacutel od nov teacuteměř staacutele jsou v maximu a naacutehle v uacuteplně nepravidelnyacutech časovyacutech intervalech slaacutebnou o několik hvězdnyacutech třiacuted Studium jejich spekter opravňuje předpoklaacutedat že jde o explose velkeacuteho množstviacute uhliacuteku v atmosfeacuteraacutech těchto hvězd jehož pohlceniacutem jsou vyvolaacutevaacuteny pozorovatelneacute poklesy jasnosti Kromě uveshydenyacutech nejtypičtějšiacutech představitelů novaacutem podobnyacutech hvězd je ještě mnoho zvlaacuteštniacutech hvězd rovněž k nim počiacutetanyacutech

Je třeba miacutet na zřeteli že uvedeneacute schema klasifikace proměnnyacutech hvězd ani zdaleka ne)bsahuje všechny znaacutemeacute přiacutepady hvězdneacute proměnshynosti V posledniacutech desetiletiacutech bylo na přiacuteklad objeveno mnoho hvězd s proměnnyacutemi spektry U některyacutech z těchto hvězd byly objeveny soushyběžneacute nevelkeacute změny 1asnosti Je možneacute že některeacute z hvězd s proměnshynyacutemi spektry jsou bliacutezkeacute převratnyacutem proměnnyacutem hvězdaacutem nehledě ovšem na nepatrnost procesů na nich probiacutehajiacuteciacutech (PokraoovaacuteJniacute)

Přeložil Zdeněk Sekaminn

1fO

ZPRAacuteVY POKYNY MĚSČN SEKCE A

Odpověď dr R Šimonovi (K člaacutenku Vznikba kruhovaacute pohořiacute na Měsiacuteci dopady meteoritů

uveřejněneacutemu v ŘiacuteJi hvěZf11 1954)

Velnli mě těšiacute že na straacutenkaacutech našeho časopisu se počiacutenaacute diskutoV1at o vzniku měsiacutečniacutech kraacuteterfi ktereacutemužto probleacutemu bylo až dosud v našiacute literatuře věnoshyvaacuteno poměrně velmi maacutelo miacuteista Pochybuji však předem (nazvěte si to třeba syacutečkovaacuterum) že dalšiacute pok1račovaacuteniacute v teacuteto diskusi naacutes může v současneacute době přiveacutest k nějakeacutemu konkretniacutemu řešeniacute protože SB tu jednaacute vlastně o celyacute komplex zatiacutem nerozřešenyacutech otaacutezek nejenom geologickyacutech ale předevšiacutem kosshymogonickyacutech Dalšiacute seriosně podlCJženeacute naacutemitky vůči meteorickeacute domněnoe jsou však přirclzeně staacutele vIacutetaacuteny I

Kolega dr R Šimon jak se mně zdaacute by znal raacuted moje vlastniacute stanoviska v teacuteto věci Možnaacute že z meacute citovaneacute knihy (Měsic Praha lS53) vzniaacute n e shyspraacutevnyacute dojem jako bych byl zavilyacutem meteoritikem a pDvažoval tuto domněnku nejenom za jednu ze vskutku l1ejleacutepe propracovanyacutech domněnek o vzniku měshysiacutečniacutech k raacuteJteru ale za jedinou možnou a spraacutevnou hypothesu v teacuteJto otaacutezce Pravda maacutem k meteoriiUckeacuted)mněnce velmi bliacutezko nechci však před nikyacutem zastiacuterat jak ostatně vyplyacutevaacute i z obsahu meacute knihy jejiacute souGa~neacute nedostatky Formulcrval bych (velmi stručně) sveacute vlastniacute stancrvisko v teacuteto ltzaacutelež1tosti asi takto

otaacutezku vznbku měsiacutečniacutech kraacuteteru považuji jaksi oficiaacutelně naIacuteaacutele za otevřeshynyacute probleacutem soukromě se však domniacutevaacutem že Měs1c mohl stejně tak jako něshykteraacute jinaacute menšiacute tělesa slunečniacute soustavy vzniknout původně jako k o n g 10shyme raacutet řaacutedově mnohem menšiacutech tě les a že měsiacutečniacute kraacutetery naacutem ve sveacute většině představuji dodnes zachovaleacute stopy nikoliv po časově nedaacutevneacutem bombardovaacuteni měsiacutečnLho povrchu malyacutemi tě1esy řaacutedu dnešnich meteoru a meteoshyritů nyacutebrž tělesy j i fl eacute hod r u hu Takeacute okolnosti za jakyacutech se tmo -bomshybardovaacuteniacute Měsiacutece daacutelo byly pravděpodobně jineacute nežli se obvykle soudiacute Domniacuteshyvaacutem se že pozemskeacute meteoritoveacute kraacutetery bychom mohli považovat do jisteacute miacutery jen za jakousi vzdaacutelenou Dbdobu va-neacute většiny měsičniacutech kraacuteteru a přijiacutemat neshyjenom zamožneacute ale za pravděpodobneacute že mezi oběma těmito druhy uacutetvaru existujiacute roltzdiacutely nejenom k van t it a t i vn Ale o tom podrobněji až někdy jindy Jinak ještě na sebe mohu prozradit to že se celkem staVIacutelm na SJtanovisko Chabakovovo a spolu s niacutem soudiacutem že dalšiacute pr)dlužovaacutemiacute disltuse vulkanistů a meteoritikfi po stareacutem způsobu je neplodneacute že oba způsoby vzniku měsiacutečniacutech kraacuteteru jsou rraacutelně možneacute a že nyniacute je předevšim třeba dalšiacutech pečlivyacutech studiiacute detailniacute stavby měsiacutečniacutech kraacuteteru (dodejme k tomu ještě že i detailniacute stavby pozemskyacutech meteoritovyacutech kraacuteJteru) Při všiacute meacute uacutectě k naacutezorům 1lolegy dr Šimona se mi však nezdaacute že by bylo možno už dnes tvrdit že meteoritiekaacute domněgtnk3 ztratiacute po kritiokeacutem a objektivniacutem rozboru jednoJlo dne sveacute opodstatshyněni a stane se jednou z mnohyacutech překonanyacutech hypothes na ktereacute je historie astronomickeacute vědy tak bohataacute

K jednotlivyacutem bodům obžaloby proti meteoretiokeacute hypothese podaneacute dr Šishymonem bych si dovolil přičinit teto

1 Koncentrac e valovyacutech rovin směrem k měsiacutečniacutem poacutelům o niacutež mluviacute koleg3 Šimo(t1 je jednak vyacutesledkem toho že Ityto uacutetvary jsou směrem k zaacutepadniacutemu a vyacutechodniacutemu okraji Měsiacutece čaacutestečně zahlaJzeny pDldějšiacutemi změnami ktereacute se na Měsiacuteci odeh1raacutely jednak je to sugesrtivniacute dojem působenyacute perspektivniacutem skrGSshyleniacutem při okraji měsiacutečniacute koule Kraacutetery sediacute doslova jeden těsně vedle druheacuteho a někde se přiacutem) zasahujiacute a prostupuji n e jenompoDliacutež jižniacuteho poacutelu Měsiacutece ale i v jeho severniacute polaacuterniacute a subpolaacuterniacute oblasti (Goldschmidt-Anaxagoras Anali-

J J 1

isočaacutery vybiacutehajiacuteciacute z jednoho bodu soustřeďujiacute se v druheacutem protilehleacutem prveacutemu s vyacutejimkou isogon na asijskeacute pevniněktereacute tv)řiacute uzavřenyacute celek Miacutestu kde se isog)ny sbiacutehajiacute do jednoho bodu kteryacute ležiacute nejbliacuteže severniacutemu zemskeacutemu poacutelu řiacutekaacuteme severniacute magnetickyacute poacutel na jižniacute poloshykouli jižniacute magnetickyacute poacutel Sestaviacuteme-li si mapu isogon polaacuterniacutech obshylastiacute zjistiacuteme že deklinačniacute poacutely jsou vlastně čtyři jednak oba poacutely magnetickeacute jednak poacutely zeměpisneacute na nichž neniacute definovaacuten zeměpisnyacute poledniacutek pomociacute ktereacuteho deklinaci určujeme V okoliacute zeměpisneacuteho poacutelu se měniacute směr meridiaacutenů od 0deg do 360deg při čemž magnetickyacute meridiaacuten je jen jeden proto se i veJikost deklinace bude měnit v rozmeziacute 0deg až 360deg Toteacutež platiacute i pro magnetickyacute poacutel s tiacutem rozdiacutelem že jiacutem probiacutehaacute jedinyacute zeměpisnyacute meridiaacuten a měniacute se magnetickyacute meridiaacuten Obr 5 ukashyzuje průběh isočar horiiacutejontaacutelniacute sZožky geomagnetickeacuteho pole Směrem od severniacuteho geomagnetickeacuteho poacutelu k rovniacuteku H vzrůstaacute a k jižniacutemu poacutelu opět ubyacutevaacute až do nuly Maximaacutelniacute hodnoty nabyacutevaacute v prostoru sundshyskyacutech ostrovů (pro epochu 1950) V okoliacute Prahy jest řaacutedově 19500 y lsokliny majiacute nejpravidelnějšiacute průběh ze všech elementů Nulovaacute isoklishyna je magnetickyacutem rovniacutekem Na něm vektor T maacute směr horizontaacutelniacute Směrem od geomagnetickeacuteho rovniacuteku k magnetickyacutem poacutelům inklinace vzrůstaacute od 0deg do 90deg V okoliacute Prahy je přibližně 655deg lsočaacutery vertikaacutelniacute sZožky Z majiacute podobnyacute průběh jako isokliny s maximem intensity na poacutelech (06 Oe) a nulovou intensitou na geomagnetickeacutem rovniacuteku

Poloha geomagnetickyacutech poacutelů se měniacute plynule v zaacutevislosti na čase jak vidiacuteme z tab I kde jsou vypočteny zeměpisneacute souřadnice pro různeacute epochy

EPOCHA SEVERNIacute POacuteL

šiacuteřka deka šiacuteřka

JIZNIacute POacuteL deacutelka

1600 78deg 42 59deg 00 81 deg 16 169deg 30 1700 75 51 68 48 77 12 155 15 1770 66 104shy1885 69 57 182 45 73 45 153 00 1900 69 18 96 37 1950 72 96 70 50

Světoveacute mapy isočar geomagnetickeacuteho pole nepodaacutevajiacute přesnyacute obraz elementů pouze obraz elementů ve zjednodušenyacutech rysech Miacutestniacute neshypravidelnosti pole jsou zahZazeny a proto musiacuteme světoveacute mapy uvažoshyvat jen jako obrazy určityacutech středniacutech luodnot elementů geomagneticshykeacuteho pole Hladkyacute pnlběh isočar se změniacute sestrojiacuteme-li z vyacutesledků poshydrobnyacutech měřeniacute mapy jen pro middotmalou oblast Jejich nepravidelnyacute miacutesty teacuteměř chaotickyacute průběh svědčiacute o tom že miacutestniacute rozloženiacute geomagneticshykeacuteho pole je nepravidelneacute a odchylky od uspořaacutedaneacuteho normaacutelniacuteho průshyběhu jsou pak složitou funkciacute souřadnic bodů přiacuteslušneacute oblasti Přiacutečinu těchto jevů ktereacute majiacute vyacuteznam v praxi při hledaacuteniacute magnetickyacutech hrYshynin a mineraacutelůnutno spatřovat ve fysikaacutelniacute nestejnorodosti zemskeacute kůry

104

o METEORICKEacuteM ROJI QUADRANTID

L SEHNAL

Quadrantidy jsou velmi zajiacutemavyacutem avšak maacutelo znaacutemyacutem rojem Jeshyjich jmeacuteno je odvozeno od polohy miacutesta z něhož zdaacutenlivě na obloze vyletujiacute t j od polohy jejich radiantu Ten se naleacutezaacute v severniacute čaacutesti souhvězdiacute Boota pobliacuteže souhvězdiacute Draka Zde je na staršiacutech atlasech oblohy zaznamenaacuteno souhvězdiacute Quadrans Muralis (zedniacute kvadrant) Na novějšiacutech mapaacutech toto souhvězdiacute nenalezneme naacutezev meteorickeacuteho roje Quadrantid se však dodnes zachoval

Quadrantidy můžeme za přiacuteznivyacutech podmiacutenek spatřit každoročně ve dnech 2 až 3 ledna Doba jejich činnosti je omezena pouze na jednu nebo dvě noci na poměrně kraacutetkou dobu dosahuje působeniacute roje maxima a pak se činnost roje rychle zmenšuje to jest tloušťka roje při setkaacuteniacute se Zemiacute malaacute

Činnost roje dosti koliacutesaacute průměrnyacute hodinovyacute počet viděnyacutech meteorů je 45 Z let v nichž byl zaznamenaacuten většiacute počet meteorů bylo usuzovaacuteno na periodickeacute opakovaacuteniacute zvyacutešeneacute činnosti roje na př perioda 13 let (D Kirkwood) 146 let (J C Fischer) z radarovyacutech pozorovaacuteniacute byla určena perioda - 24 let V posledniacute době J G Porter uvažuje možnost že Quadrantidy jsou složeny ze dvou proudů a periodaacutech 24 a 294 let a dochaacuteziacute k vyacutesledneacute periodě celeacuteho roje 13 let To by znamenalo že draacuteha Země je protiacutenaacutena dvěma shluky meteorů při jejichž společneacutem setkaacuteniacute se Zemiacute nastaacutevaacute zvyacutešenaacute činnost roje Spiacuteše se však zdaacute že tyto periody Quadrantid jsou určeny maacutelo spolehlivě a že pro tento roj nemůžeme naleacutezt žaacutedneacute obdobiacute v němž by se činnost roje periodicky měnila

Elementy draacutehy roje byly určovaacuteny z různyacutech pozorovanyacutech stop meteorů Tyto vypočteneacute elementy drah se však velmi maacutelo lišiacute různiacute autoři uvaacutedějiacute draacutehy Quadrantid od vysloveně kraacutetkoperiodickyacutech až po draacutehy parabolickeacute Ale většina vypočtenyacutech drah teacutež těch ktereacute byly určeny ze spolehlivyacutech pozorovaciacutech method (fotograficky) udaacutevaacute kraacutetkoperiodickeacute draacutehy roje ktereacute se však i zde velmi lišiacute

Vypočteneacute elementy se shodujiacute dobře pouze ve stanoveniacute deacutelky uzlu kteraacute je určena polohou Země při setkaacuteniacute s rojem

SklQll draacutehy vzhledem k ekliptice neniacute již tak jednoznačně určen avšak je jisteacute že je značně velikyacute Ve vypočtenyacutech elementech můžeme naleacutezt hodnoty sklonu i = 69deg5 71deg3 74deg 81deg5 Tiacutemto velkyacutem sklonem se Quadrantidy odlišujiacute od t zv ekliptikaacutelniacutech rojů (Geminid ScorpioshySagittariid Taurid ap) jejichž rovina draacutehy je sk10něna k ekliptice pod malyacutem uacutehlem

Quadrantidy nedaacutevajiacute přesně určenyacute bodovyacute radiant zjišťujeme li nich velkyacute rozptyl radiantů nebo celou radiačniacute plochu kteraacute neniacute přesně ohraničena Přiacutečiny tohoto zjevu nejsou dosud dostatečně proshy

105

zkoumaacuteny Neniacute vyloučeno že tento roj představuje směs proudů s růzshynyacutemi drahami jejichž charakteristickyacutemi vlastnostmi jsou ostreacute mashyximum činnosti roje a velkyacute rozptyl radiantů

Autor člaacutenku zkDumal poruchy kteryacutemi působiacute v dlouheacutem časoveacutem intervalu Jupiter na draacutehu roje Vybral si k tomu uacutečelu fotografickyacute 2jištěnou draacutehu kteraacute se přibližuje značně k draacuteze Jupitera a zjistil tyto změny elementů draacutehy roje za 100 let

Zajiacutemavaacute je změna deacutelky uzlu což znamenaacute že datum maxima činshynosti roje se prakticky neměniacute To bylo ověřeno na vykonanyacutech pozoshyrovaacuteniacutech Quadrantid Naproti tomu je změna sklonu draacutehy velkaacute to by mohlo byacutet ve vztahu k již zmiacuteněneacutemu rozptylu radiantů Původ rojovyacutech meteorů přičiacutetaacuteme kometaacutem proto se ke každeacutemu

roji snažiacuteme naleacutezt mateřskou kometu od niacutež bychom mohli vznik roje odvodit Pro Quadrantidy zatiacutem všechny takoveacute pokusy byly bezvyacutesledshyneacute na př souvislost roje s kometou Tuttle I (1939 X) se ukaacutezala byacutet chybnaacute

Z těchto všech poznatků ktereacute zde byly o Quadrantidaacutech uvedeny je zřejmeacute že tento roj neniacute ještě dostatečně prozkoumaacuten Přispiacutevaacute k tomu listě i nevhodnaacute doba činnosti roje kdy většinou nepřiacutezniveacute počasIacute odshyrazuje od pozorovaacuteniacute a takeacute to že činnost roje je omezena pouze na jednu dvě noce Avšak praacutevě pro nedostatečnou znalost roje může byacutet pozoroshyvaacuteniacute jeho činnosti vděčnyacutem objektem i pro astronoma amateacutera neboť vyacutesledky ziacuteskaneacute pozorovaacuteniacutem nejviacutece přispějiacute k jeho hlubšiacutemu a důshykladneacutemu poznaacuteniacute

PROM~NNEacute HVEZDY

B V KUKARKIN

( POkračovlIacuterniacute)

KLasifikace prDrf1ěnnyacutech hvězd

Dvacaacutetaacute a třicaacutetaacute leacuteta našeho stoletiacute jsou charakteristickaacute vzrůstashyjiacuteciacutem počtem zkoumaacuteniacute jednotlivyacutech proměnnyacutech hvězd do šiacuteře i do hloubky takže dřiacutevějšiacute schemata klasifikace se ukaacutezala byacutet přiacuteliš neshydokonalyacutemi a neZpůsobilyacutemi obsaacutehnout některeacute nově objeveneacute detaily a zvlaacuteštnosti Zkoumaacuteniacute spektraacutelniacutech a jinyacutech speciaacutelniacutech charakteristik proměnnyacutech hvězd takeacute poukaacutezalo na nutnost dalšiacute typisace Během posledniacutech dvaceti let bylo předloženo mnoho nejrůznějšiacutech schema~ klasifikace Mnoziacute z autorů těchto schemat se hnali často za takovyacutemi

lOG

detaily že vytvaacuteřeli typy proměnnyacutech hvězd ktereacute měly jen jednoho představitele

NejlogičtějšIm schematem klasifikace proměnnyacutech hvězd je to scheshyma na jehož zaacutekladě je položena zaacutesada přiacutečinnosti Ze všech předložeshynyacutech schemat klasifikace je naacutem nejpřijatelnějšiacute schema podaneacute PayneshyGaposchkinovou a Gaposchkinem (C H Payne-Gaposchkin a S Gashyposchkin Variable Stars Cambridge 1938) To rozděluje proměnneacute hvězdy na tři zaacutekladniacute skupiny

A Optickeacute proměnneacute hvězdy B Proměnneacute hvězdy velkeacute posloupnosti C Převratneacute proměnneacute hvězdy

Přiacutečiny způsobujiacuteciacute proměnnost hvězd prvniacute skupiny patřiacute jak vyshyplyacutevaacute již z naacutezvu skupiny k optickeacutemu efektu souvisiacuteciacuteho bud se vzaacuteshyjemnyacutem zatměniacutem složek těsnyacutech dvojhvězd nebo se zakryacutevaacuteniacutem hvězshydy temnou mlhovinou s proměnnou optickou tloušťkou

Druhaacute skupina objektů představuje proměnneacute hvězdy měniacuteciacute svou jasnost vlivem pulsaciacute nebo analogickyacutech fysikaacutelniacutech procesů v jejich vnějšiacutech vrstvaacutech hlavně v atmosfeacuteraacutech Všechny proměnneacute hvězdy druheacute skupiny ukazujiacute na diagramu perioda - spektrum nepřetržitou posloupnost

U třetiacute skupiny proměnnyacutech hvězd nastaacutevaacute změna jasnosti vlivem zjevů explosivniacuteho charakteru souvisiacuteciacutech s uvolňovaacuteniacutem nitroatomoveacute energie Tyto zjevy majiacute charakter katastrof (převratů) zachvacujiacute vnějšiacute vrstvy hvězdy a v některyacutech vzaacutecnějšiacutech přiacutepadech uacuteplně celou hvězdu

Každaacute z těchto velkyacutech skupin proměnnyacutech hvězd může byacutet rozděshylena na několik nejpodstatnějšiacutech typů z nichž každyacute může byacutet opět rozdělen na podtypy My se zde omeziacuteme na nejvšeobecnějšiacute klasifikaci pokud to stačiacute pro porozuměniacute celeacuteho dalšiacuteho textu

A Optickeacute proměnneacute hvězdy se mohou rozdělit na dva velkeacute zaacutesadně rozdiacutelneacute typy - zaacutekrytoveacute proměnneacute a proměnneacute sdruženeacute s mlhovinou Celaacute tato skupina hvězd je ve skutečnosti neproměnnaacute neboť si zdaacutenshylivaacute koliacutesaacuteniacute jasu vysvětlujeme nahodilou polohou draacutehy v prostoru Ale protože jsou objevovaacuteny spolu se skutečnyacutemi proměnnyacutemi hvězshydami jsou spojovaacuteny s nimi společnyacutem naacutezvosloviacutem a katalogy Neniacute pochyb že časem zaacutekrytoveacute proměnneacute budou odděleny ve zvlaacuteštniacute skushyDinu objektů Nebudeme zde probiacuterat uacutespěchy v oblasti studia zaacutekrytoshyvyacutech proměnnyacutech neboť tato oblast se tak rozrostla za posledniacute desetishyletiacute že vyžaduje samostatneacuteho přehledu My se omeziacuteme jen nejvšeobecshynějšiacute klasifikaci

Zaacutekrytoveacute proměnneacute hvězdy mohou byacutet podrobeny dalšiacute přesnějšiacute klasifikaci se dvou hledisek jednak s formaacutelniacuteho na zaacutekladě studia tvaru jejich koliacutesavyacutech změn jasnosti a jednak na zaacutekladě analysy fysishykaacutelniacutech vla-stnostiacute složek Prvniacute zaacutesada vedla k rychle vzniknuvšiacute všeshy

101

obecně rozšiacuteřeneacute klasifikaci děliacuteciacute zaacutekrytoveacute proměnneacute na hvězdy typu Algola f3 Lyrae a W Ursae Maioris Velkeacuteho rozšiacuteřeniacute dosaacutehla podobnaacute formaacutelniacute klasifikace sfeacuterickeacute hvězdy na kruhovyacutech a eliptickyacutech drashyhaacutech a elipsoidaacutelniacute hvězdy na kruhovyacutech a eliptickyacutech drahaacutech S drushyheacuteho hlediska nebylo do dneška předloženo důkladně odůvodněneacute scheshyma klasifikace Poznamenaacutevaacuteme jen uacutespěšnou Kratovu klasifikaci (V A Krat Izv Eng obs No 19 1937) rozdělujiacuteciacute zaacutekrytoveacute proměnneacute na šest typů na zaacutekladě zaacutevislosti na fysikaacutelniacutech charakteristikaacutech sl-oshyžek Dalšiacute rozšiacuteřeniacute našich vědomostiacute o zaacutekrytovyacutech proměnnyacutech a studium jejieacuteh vzaacutejemneacute souvislosti s jinyacutemi hmotnyacutemi uacutetvary ve vesshymiacuteru dovoluje sestavit schema klasifikace ještě rozumovějšiacute a majiacuteciacute vyacutevojovyacute směr K tomu vedou všechny důvody neboť je naacutem znaacutemo viacutec než dva tisiacutece zaacutekrytovyacutech proměnnyacutech z nichž několik set bylo podrobeno přesnyacutem fotometrickyacutem a spektraacutelniacutem zkoumaacuteniacutem Proměnneacute hvězdy sdruženeacute s mlhovinou jsou teacuteměř neprozkoumaacuteny

Největšiacute počet představitelů proměnnyacutech hvězd tohoto typu je soustřeshyděn ve velkeacute mlhovině v Orionu v ktereacute se jich daacute napočiacutetat kolem sta Několik hvězd tohoto typu je v jinyacutech temnyacutech mlhovinaacutech Dosud neniacute jasnaacute otaacutezka jsou-li možneacute přiacutepady uacuteplneacuteho zaacutekrytu bez vlivu absorbushyjiacuteciacuteho prostřediacute na fysikaacutelniacute procesy ve vnějšiacutech vrstvaacutech samotnyacutech hvězd ktereacute jsou v temnyacutech mlhovinaacutech Pozorovaacuteniacute dosaženaacute v poshysledniacute době s jistotou ukazujiacute že mnoheacute hvězdy ktereacute byly dosud poshyvažovaacuteny za hvězdy mlhovinou zakryacutevaneacute jsou přiacutemo v samotneacute mlhoshyvině Tyto hvězdy jsou charakteristickeacute řadou složityacutech fysikaacutelniacutech proshycesů vznikajiacuteciacutech na jejich povrchu naacutesledkem vzaacutejemneacuteho působeniacute s absorbujiacuteciacutem prostřediacutem mezihvězdneacuteho prachu O žaacutedneacute přesneacute klashysifikaci hvězd tohoto typu pro zatiacutem nemůže byacutet ani řeči Posud se ukashyzuje že prostřediacute mezihvězdneacuteho prachu v němž jsou tyto hvězdy vyshyvolaacutevaacute velmi různorodeacute a složiteacute procesy explosivniacuteho charakteru v jeshyjich vnějšiacutech obalech a je velmi pravděpodobneacute že tento typ proměnshynyacutech hvězd bude časem zařazen k převratnyacutem proměnnyacutem hvězdaacutem

B Proměnneacute hvězdy velkeacute poskYdpnosti(( jak je již vyacuteše poznameshynaacuteno majiacute společnou zaacutevislost perioda - spektrum Čiacutem je perioda delšiacute tiacutem je nižšiacute průměrnaacute efektivniacute teplota proměnnyacutech hvězd velkeacute posloupnosti Uvedenyacute člaacutenek je převaacutežně věnovaacuten těmto proměnnyacutem hvězdaacutem V přiacutetomneacute době lz~ proměnneacute hvězdy teacuteto skupiny rozdělit na tyto zaacutekladny typy

1 Polopravidelneacute a nepravidelneacute proměnneacute 2 Proměnneacute typu Mira CetL 3 Proměnneacute typu RV Tauri 4 Dlouhoperiodickeacute cefeidy 5 Kraacutetkoperiodickeacute cefeidy

Nebultleme zde podrobněji popisovat zvlaacuteštnosti každeacuteho z uvedenyacutech typů protože v dalšiacutem textu bude každeacutemu z nich věnovaacuten zvlaacuteštniacute

108

paragraf Při popisu uacutespěchů ve studiu proměnnyacutech hvězd každeacuteho z uvedenyacutech typů se budeme snažit podat jejich uacuteplnou charakteristiku

C Převratneacute proměnneacute hvězdy můžeme rozdělit na tyto zaacutekladniacute typy

1 Supernovy - 2 Typickeacute novy - 3 Cyklickeacute novy - 4 Novaacutem podobneacute proměnneacute hvězdy

I když proměnnost převratnyacutecb proměnnyacutech hveurozd je vyvolaacutevaacutena uacuteplně jinyacutemi přiacutečinami než proměnnost hvězd velkeacute posloupnosti a ačkoliv v posledniacutech deseti až patnaacutecti letech v oblasti studia převratshynyacutech proměnnyacutech hvězd a vyacutevoje jejich theoriiacute bylo udělaacuteno zvlaacutešť mnoho považujeme za vhodneacute věnovat jim zvlaacuteštniacute podrobnyacute člaacutenek při čemž se prozatiacutem omeziacuteme jen na detailniacute popis zaacutekladniacutech typů

Supernovy se začaly intensivně studoJat až do poloviny třicaacutetyacutech let našeho stoletiacute Předtiacutem byly objevovaacuteny jen naacutehodně v bližšiacutech hvězdshynyacutech soustavaacutech Naacutesledkem soustavneacuteho hledaacuteniacute organisovaneacuteho na Mt Palomaru jejich pOčet velmi rychle vzrostl z patnaacutecti na padesaacutet Supernovy jsou charakteristickeacute tiacutem že jejich zaacuteřeniacute je v maximu značně velikeacute Toto zaacuteřeniacute se daacute porovnat se z~řenIacutem miliard všech ostatniacutech hvězd určiteacute hvězdneacute soustavy Amplitudy jasnosti supernov pravděpodobně přesahujiacute 20 hvězdnyacutech třiacuted Zwicky ukaacutezal že pr~middot měrně jeden objev supernovy v určiteacute hvězdneacute soustavě odpoviacutedaacute jedshynomu vyacutebuchu za 400 let (F Zwicky AstrDphysical Journal 96 28 1942) Kulikovskij ukaacutezal že ve spiraacutelniacutech mlhovinaacutech pozdniacuteho typu supernovy vybuchuji mnohem častěji inež ve spiraacutelniacutech mlhovinaacutech raneacuteho typu a v eliptickyacutech mlhovinaacutech (P G Kulikovskij Astroshynomičeskij žurnal 21 211 1944) Na počaacutetku čtyřicaacutetyacutech let byla dokaacutezaacutena totožnost znaacutemeacute Krabiacute mlhoviny v souhvězdiacute Byacuteka se supershynoVlU kteraacute vybuchla v roce 1054 a kteraacute byla popsaacutena v řadě staryacutech letopisů a kronik Takovyacutem způsobem můžeme podrobně zkoumat fysishykaacutelniacute vlastnosti zbytků superoDvy Přiacutečina vyacutebuchů supernov ležiacute v hlushybokeacute přestavbě celeacute hvězdy a v uvolněniacute ohromneacuteho množstviacute nitroatoshymoveacute energie

Typickeacute novy dosti často vybuchujiacuteciacute v našiacute Galaxii a sousedniacutech spiraacutelniacutech mlhovinaacutech již daacutevno poutaly pozornost astronomů V přiacuteshytomneacute době v našiacute Galaxii je teacuteměř pravidelně objevovaacuteno 13-14 nov každyacutech deset let Protože je naacutem dostupna jen malaacute čaacutest celeacute Galaxie můžeme usuzovat že každoročně v niacute vybuchuje viacutece než sto nov Celaacute řada jasnyacutech nov ktereacute vybuchly v posledniacutech 25 letech umožnila deshytailně studovat jejich spektra Vyacutezkumy Voroncova-Veljaminova Amshybarcumjana Lebedinskeacuteho a jinyacutech sovětskyacutech a zahraničniacutech astronoshymů naacutes přivedly k pochopeniacute složityacutech procesů probiacutehajiacuteciacutech v obalech novyacutech hvězd v obdobiacute jejich vyacutebuchů Jde patrně o explosi hvězdy naacutesledkem nitrojadernyacutech procesů v určityacutech vrstvaacutech hvězdy

V posledniacutech patnaacutecti letech jsme byli svědky častyacutech opakovanyacutech vyacutebuchů nov Takoveacute hvězdy dostaly naacutezev cyklickeacute noveacute hvězdy Jejich

109

zkoumaacuteniacute daacutevaacute všechny důvody předpoklaacutedat že typickeacute novy jsou takeacute cyklickeacute ale vyacutebuchy jsou navzaacutejem odděleny od sebe tisiacuteciletiacutell1i Uacutekazy pozorovaneacute u cyklickyacutech novyacutech hvězd se jen maacutelo lišiacute od uacutekazU pozorovanyacutech u typickyacutech nOv

Několik desiacutetek hvězd připomiacutenaacute novy zvlaacuteštnostmi svyacutech spekter a ~měnou jasnosti Takoveacute hvězdy bylo rozhodnuto nazyacutevat novaacutem podobneacute hvězdy Jsou velmi rozmaniteacute svyacutem charakterem ale mezi ně bylo zařazeno teacutež neurokolik zvlaacuteště početnyacutech a charakteristickyacutech podshytypů Mezi nimi předevšiacutem ie třeba připomenout proměnneacute hvězdy typu U Geminorum Jsou charakteristickeacute naacutehlyacutemi vyacutebuchy připomiacutenajiacuteciacutemi novy Ale amplituda těchto vyacutebuchů neniacute velikaacute (od dvou do pěti hvězdshynyacutech třiacuted) a intervaly mezi vyacutebuchy představujiacute cykly s dobou od deseti _ dQ několika set dniacute Parenago společně se autorem tohoto člaacutenku stushydovali tyto hvězdy spolu s cyklickyacutemi novami dokaacutezali jejich trpasličiacute podstaťu a objevili dobře patrnou zaacutekonitost mezi amplitudou vyacutebuchu a deacutelkou intervalu mezi vyacutebuchy (P P Parenago B V Kukarkin Pěreměnnyje Zvjozdy 4 249 1934) Spektra těchto hvězd se velmi těžko studujiacute proto že tyto objekty jsou velmi slabeacute Nejjasnějšiacute předshystaviteleacute tohoto typu za normaacutelniacute jasnosti v minimu sotva dosahujiacute 12 hvězdneacute velikosti Nicmeacuteně nejmohutnějšiacutemi přiacutestroji byla v posledshyniacutech letech studovaacutena spektra mnohyacutech hvězd typu U Geminorum Jeshyjich spektra se hodně lišiacute od spekter typickyacutech nov ale ukazujiacute emisniacute paacutesy ktereacute mluviacute ve prospěch existence procesů připomiacutenajiacuteciacutech exshyplosi obalu Kromě hvězd typu U Geminorum je třeba uveacutest hvězdy typu Z Andromedae Tyto hvězdy majiacute dosti značneacute vyacutebuchy (5 amplishytudami do čtyř hvězdnyacutech třiacuted) po nichž naacutesledujiacute menšiacute cyklickeacute vyacutekyvy až do noveacuteho mocneacuteho vyacutebuchu Spektra těchto hvězd majiacute mnoho společneacuteho se spektry nov Často je společně se spektrem vzplashynuvšiacute hvězdy jež je podobneacute spektru nov pozorovaacuteno spektrum rudeacuteho neviditelneacuteho souputniacuteka Kon~čně je třeba uveacutest ieště hvězdy typu R Coronae Borealis ktereacute na rozdiacutel od nov teacuteměř staacutele jsou v maximu a naacutehle v uacuteplně nepravidelnyacutech časovyacutech intervalech slaacutebnou o několik hvězdnyacutech třiacuted Studium jejich spekter opravňuje předpoklaacutedat že jde o explose velkeacuteho množstviacute uhliacuteku v atmosfeacuteraacutech těchto hvězd jehož pohlceniacutem jsou vyvolaacutevaacuteny pozorovatelneacute poklesy jasnosti Kromě uveshydenyacutech nejtypičtějšiacutech představitelů novaacutem podobnyacutech hvězd je ještě mnoho zvlaacuteštniacutech hvězd rovněž k nim počiacutetanyacutech

Je třeba miacutet na zřeteli že uvedeneacute schema klasifikace proměnnyacutech hvězd ani zdaleka ne)bsahuje všechny znaacutemeacute přiacutepady hvězdneacute proměnshynosti V posledniacutech desetiletiacutech bylo na přiacuteklad objeveno mnoho hvězd s proměnnyacutemi spektry U některyacutech z těchto hvězd byly objeveny soushyběžneacute nevelkeacute změny 1asnosti Je možneacute že některeacute z hvězd s proměnshynyacutemi spektry jsou bliacutezkeacute převratnyacutem proměnnyacutem hvězdaacutem nehledě ovšem na nepatrnost procesů na nich probiacutehajiacuteciacutech (PokraoovaacuteJniacute)

Přeložil Zdeněk Sekaminn

1fO

ZPRAacuteVY POKYNY MĚSČN SEKCE A

Odpověď dr R Šimonovi (K člaacutenku Vznikba kruhovaacute pohořiacute na Měsiacuteci dopady meteoritů

uveřejněneacutemu v ŘiacuteJi hvěZf11 1954)

Velnli mě těšiacute že na straacutenkaacutech našeho časopisu se počiacutenaacute diskutoV1at o vzniku měsiacutečniacutech kraacuteterfi ktereacutemužto probleacutemu bylo až dosud v našiacute literatuře věnoshyvaacuteno poměrně velmi maacutelo miacuteista Pochybuji však předem (nazvěte si to třeba syacutečkovaacuterum) že dalšiacute pok1račovaacuteniacute v teacuteto diskusi naacutes může v současneacute době přiveacutest k nějakeacutemu konkretniacutemu řešeniacute protože SB tu jednaacute vlastně o celyacute komplex zatiacutem nerozřešenyacutech otaacutezek nejenom geologickyacutech ale předevšiacutem kosshymogonickyacutech Dalšiacute seriosně podlCJženeacute naacutemitky vůči meteorickeacute domněnoe jsou však přirclzeně staacutele vIacutetaacuteny I

Kolega dr R Šimon jak se mně zdaacute by znal raacuted moje vlastniacute stanoviska v teacuteto věci Možnaacute že z meacute citovaneacute knihy (Měsic Praha lS53) vzniaacute n e shyspraacutevnyacute dojem jako bych byl zavilyacutem meteoritikem a pDvažoval tuto domněnku nejenom za jednu ze vskutku l1ejleacutepe propracovanyacutech domněnek o vzniku měshysiacutečniacutech k raacuteJteru ale za jedinou možnou a spraacutevnou hypothesu v teacuteJto otaacutezce Pravda maacutem k meteoriiUckeacuted)mněnce velmi bliacutezko nechci však před nikyacutem zastiacuterat jak ostatně vyplyacutevaacute i z obsahu meacute knihy jejiacute souGa~neacute nedostatky Formulcrval bych (velmi stručně) sveacute vlastniacute stancrvisko v teacuteto ltzaacutelež1tosti asi takto

otaacutezku vznbku měsiacutečniacutech kraacuteteru považuji jaksi oficiaacutelně naIacuteaacutele za otevřeshynyacute probleacutem soukromě se však domniacutevaacutem že Měs1c mohl stejně tak jako něshykteraacute jinaacute menšiacute tělesa slunečniacute soustavy vzniknout původně jako k o n g 10shyme raacutet řaacutedově mnohem menšiacutech tě les a že měsiacutečniacute kraacutetery naacutem ve sveacute většině představuji dodnes zachovaleacute stopy nikoliv po časově nedaacutevneacutem bombardovaacuteni měsiacutečnLho povrchu malyacutemi tě1esy řaacutedu dnešnich meteoru a meteoshyritů nyacutebrž tělesy j i fl eacute hod r u hu Takeacute okolnosti za jakyacutech se tmo -bomshybardovaacuteniacute Měsiacutece daacutelo byly pravděpodobně jineacute nežli se obvykle soudiacute Domniacuteshyvaacutem se že pozemskeacute meteoritoveacute kraacutetery bychom mohli považovat do jisteacute miacutery jen za jakousi vzdaacutelenou Dbdobu va-neacute většiny měsičniacutech kraacuteteru a přijiacutemat neshyjenom zamožneacute ale za pravděpodobneacute že mezi oběma těmito druhy uacutetvaru existujiacute roltzdiacutely nejenom k van t it a t i vn Ale o tom podrobněji až někdy jindy Jinak ještě na sebe mohu prozradit to že se celkem staVIacutelm na SJtanovisko Chabakovovo a spolu s niacutem soudiacutem že dalšiacute pr)dlužovaacutemiacute disltuse vulkanistů a meteoritikfi po stareacutem způsobu je neplodneacute že oba způsoby vzniku měsiacutečniacutech kraacuteteru jsou rraacutelně možneacute a že nyniacute je předevšim třeba dalšiacutech pečlivyacutech studiiacute detailniacute stavby měsiacutečniacutech kraacuteteru (dodejme k tomu ještě že i detailniacute stavby pozemskyacutech meteoritovyacutech kraacuteJteru) Při všiacute meacute uacutectě k naacutezorům 1lolegy dr Šimona se mi však nezdaacute že by bylo možno už dnes tvrdit že meteoritiekaacute domněgtnk3 ztratiacute po kritiokeacutem a objektivniacutem rozboru jednoJlo dne sveacute opodstatshyněni a stane se jednou z mnohyacutech překonanyacutech hypothes na ktereacute je historie astronomickeacute vědy tak bohataacute

K jednotlivyacutem bodům obžaloby proti meteoretiokeacute hypothese podaneacute dr Šishymonem bych si dovolil přičinit teto

1 Koncentrac e valovyacutech rovin směrem k měsiacutečniacutem poacutelům o niacutež mluviacute koleg3 Šimo(t1 je jednak vyacutesledkem toho že Ityto uacutetvary jsou směrem k zaacutepadniacutemu a vyacutechodniacutemu okraji Měsiacutece čaacutestečně zahlaJzeny pDldějšiacutemi změnami ktereacute se na Měsiacuteci odeh1raacutely jednak je to sugesrtivniacute dojem působenyacute perspektivniacutem skrGSshyleniacutem při okraji měsiacutečniacute koule Kraacutetery sediacute doslova jeden těsně vedle druheacuteho a někde se přiacutem) zasahujiacute a prostupuji n e jenompoDliacutež jižniacuteho poacutelu Měsiacutece ale i v jeho severniacute polaacuterniacute a subpolaacuterniacute oblasti (Goldschmidt-Anaxagoras Anali-

J J 1

o METEORICKEacuteM ROJI QUADRANTID

L SEHNAL

Quadrantidy jsou velmi zajiacutemavyacutem avšak maacutelo znaacutemyacutem rojem Jeshyjich jmeacuteno je odvozeno od polohy miacutesta z něhož zdaacutenlivě na obloze vyletujiacute t j od polohy jejich radiantu Ten se naleacutezaacute v severniacute čaacutesti souhvězdiacute Boota pobliacuteže souhvězdiacute Draka Zde je na staršiacutech atlasech oblohy zaznamenaacuteno souhvězdiacute Quadrans Muralis (zedniacute kvadrant) Na novějšiacutech mapaacutech toto souhvězdiacute nenalezneme naacutezev meteorickeacuteho roje Quadrantid se však dodnes zachoval

Quadrantidy můžeme za přiacuteznivyacutech podmiacutenek spatřit každoročně ve dnech 2 až 3 ledna Doba jejich činnosti je omezena pouze na jednu nebo dvě noci na poměrně kraacutetkou dobu dosahuje působeniacute roje maxima a pak se činnost roje rychle zmenšuje to jest tloušťka roje při setkaacuteniacute se Zemiacute malaacute

Činnost roje dosti koliacutesaacute průměrnyacute hodinovyacute počet viděnyacutech meteorů je 45 Z let v nichž byl zaznamenaacuten většiacute počet meteorů bylo usuzovaacuteno na periodickeacute opakovaacuteniacute zvyacutešeneacute činnosti roje na př perioda 13 let (D Kirkwood) 146 let (J C Fischer) z radarovyacutech pozorovaacuteniacute byla určena perioda - 24 let V posledniacute době J G Porter uvažuje možnost že Quadrantidy jsou složeny ze dvou proudů a periodaacutech 24 a 294 let a dochaacuteziacute k vyacutesledneacute periodě celeacuteho roje 13 let To by znamenalo že draacuteha Země je protiacutenaacutena dvěma shluky meteorů při jejichž společneacutem setkaacuteniacute se Zemiacute nastaacutevaacute zvyacutešenaacute činnost roje Spiacuteše se však zdaacute že tyto periody Quadrantid jsou určeny maacutelo spolehlivě a že pro tento roj nemůžeme naleacutezt žaacutedneacute obdobiacute v němž by se činnost roje periodicky měnila

Elementy draacutehy roje byly určovaacuteny z různyacutech pozorovanyacutech stop meteorů Tyto vypočteneacute elementy drah se však velmi maacutelo lišiacute různiacute autoři uvaacutedějiacute draacutehy Quadrantid od vysloveně kraacutetkoperiodickyacutech až po draacutehy parabolickeacute Ale většina vypočtenyacutech drah teacutež těch ktereacute byly určeny ze spolehlivyacutech pozorovaciacutech method (fotograficky) udaacutevaacute kraacutetkoperiodickeacute draacutehy roje ktereacute se však i zde velmi lišiacute

Vypočteneacute elementy se shodujiacute dobře pouze ve stanoveniacute deacutelky uzlu kteraacute je určena polohou Země při setkaacuteniacute s rojem

SklQll draacutehy vzhledem k ekliptice neniacute již tak jednoznačně určen avšak je jisteacute že je značně velikyacute Ve vypočtenyacutech elementech můžeme naleacutezt hodnoty sklonu i = 69deg5 71deg3 74deg 81deg5 Tiacutemto velkyacutem sklonem se Quadrantidy odlišujiacute od t zv ekliptikaacutelniacutech rojů (Geminid ScorpioshySagittariid Taurid ap) jejichž rovina draacutehy je sk10něna k ekliptice pod malyacutem uacutehlem

Quadrantidy nedaacutevajiacute přesně určenyacute bodovyacute radiant zjišťujeme li nich velkyacute rozptyl radiantů nebo celou radiačniacute plochu kteraacute neniacute přesně ohraničena Přiacutečiny tohoto zjevu nejsou dosud dostatečně proshy

105

zkoumaacuteny Neniacute vyloučeno že tento roj představuje směs proudů s růzshynyacutemi drahami jejichž charakteristickyacutemi vlastnostmi jsou ostreacute mashyximum činnosti roje a velkyacute rozptyl radiantů

Autor člaacutenku zkDumal poruchy kteryacutemi působiacute v dlouheacutem časoveacutem intervalu Jupiter na draacutehu roje Vybral si k tomu uacutečelu fotografickyacute 2jištěnou draacutehu kteraacute se přibližuje značně k draacuteze Jupitera a zjistil tyto změny elementů draacutehy roje za 100 let

Zajiacutemavaacute je změna deacutelky uzlu což znamenaacute že datum maxima činshynosti roje se prakticky neměniacute To bylo ověřeno na vykonanyacutech pozoshyrovaacuteniacutech Quadrantid Naproti tomu je změna sklonu draacutehy velkaacute to by mohlo byacutet ve vztahu k již zmiacuteněneacutemu rozptylu radiantů Původ rojovyacutech meteorů přičiacutetaacuteme kometaacutem proto se ke každeacutemu

roji snažiacuteme naleacutezt mateřskou kometu od niacutež bychom mohli vznik roje odvodit Pro Quadrantidy zatiacutem všechny takoveacute pokusy byly bezvyacutesledshyneacute na př souvislost roje s kometou Tuttle I (1939 X) se ukaacutezala byacutet chybnaacute

Z těchto všech poznatků ktereacute zde byly o Quadrantidaacutech uvedeny je zřejmeacute že tento roj neniacute ještě dostatečně prozkoumaacuten Přispiacutevaacute k tomu listě i nevhodnaacute doba činnosti roje kdy většinou nepřiacutezniveacute počasIacute odshyrazuje od pozorovaacuteniacute a takeacute to že činnost roje je omezena pouze na jednu dvě noce Avšak praacutevě pro nedostatečnou znalost roje může byacutet pozoroshyvaacuteniacute jeho činnosti vděčnyacutem objektem i pro astronoma amateacutera neboť vyacutesledky ziacuteskaneacute pozorovaacuteniacutem nejviacutece přispějiacute k jeho hlubšiacutemu a důshykladneacutemu poznaacuteniacute

PROM~NNEacute HVEZDY

B V KUKARKIN

( POkračovlIacuterniacute)

KLasifikace prDrf1ěnnyacutech hvězd

Dvacaacutetaacute a třicaacutetaacute leacuteta našeho stoletiacute jsou charakteristickaacute vzrůstashyjiacuteciacutem počtem zkoumaacuteniacute jednotlivyacutech proměnnyacutech hvězd do šiacuteře i do hloubky takže dřiacutevějšiacute schemata klasifikace se ukaacutezala byacutet přiacuteliš neshydokonalyacutemi a neZpůsobilyacutemi obsaacutehnout některeacute nově objeveneacute detaily a zvlaacuteštnosti Zkoumaacuteniacute spektraacutelniacutech a jinyacutech speciaacutelniacutech charakteristik proměnnyacutech hvězd takeacute poukaacutezalo na nutnost dalšiacute typisace Během posledniacutech dvaceti let bylo předloženo mnoho nejrůznějšiacutech schema~ klasifikace Mnoziacute z autorů těchto schemat se hnali často za takovyacutemi

lOG

detaily že vytvaacuteřeli typy proměnnyacutech hvězd ktereacute měly jen jednoho představitele

NejlogičtějšIm schematem klasifikace proměnnyacutech hvězd je to scheshyma na jehož zaacutekladě je položena zaacutesada přiacutečinnosti Ze všech předložeshynyacutech schemat klasifikace je naacutem nejpřijatelnějšiacute schema podaneacute PayneshyGaposchkinovou a Gaposchkinem (C H Payne-Gaposchkin a S Gashyposchkin Variable Stars Cambridge 1938) To rozděluje proměnneacute hvězdy na tři zaacutekladniacute skupiny

A Optickeacute proměnneacute hvězdy B Proměnneacute hvězdy velkeacute posloupnosti C Převratneacute proměnneacute hvězdy

Přiacutečiny způsobujiacuteciacute proměnnost hvězd prvniacute skupiny patřiacute jak vyshyplyacutevaacute již z naacutezvu skupiny k optickeacutemu efektu souvisiacuteciacuteho bud se vzaacuteshyjemnyacutem zatměniacutem složek těsnyacutech dvojhvězd nebo se zakryacutevaacuteniacutem hvězshydy temnou mlhovinou s proměnnou optickou tloušťkou

Druhaacute skupina objektů představuje proměnneacute hvězdy měniacuteciacute svou jasnost vlivem pulsaciacute nebo analogickyacutech fysikaacutelniacutech procesů v jejich vnějšiacutech vrstvaacutech hlavně v atmosfeacuteraacutech Všechny proměnneacute hvězdy druheacute skupiny ukazujiacute na diagramu perioda - spektrum nepřetržitou posloupnost

U třetiacute skupiny proměnnyacutech hvězd nastaacutevaacute změna jasnosti vlivem zjevů explosivniacuteho charakteru souvisiacuteciacutech s uvolňovaacuteniacutem nitroatomoveacute energie Tyto zjevy majiacute charakter katastrof (převratů) zachvacujiacute vnějšiacute vrstvy hvězdy a v některyacutech vzaacutecnějšiacutech přiacutepadech uacuteplně celou hvězdu

Každaacute z těchto velkyacutech skupin proměnnyacutech hvězd může byacutet rozděshylena na několik nejpodstatnějšiacutech typů z nichž každyacute může byacutet opět rozdělen na podtypy My se zde omeziacuteme na nejvšeobecnějšiacute klasifikaci pokud to stačiacute pro porozuměniacute celeacuteho dalšiacuteho textu

A Optickeacute proměnneacute hvězdy se mohou rozdělit na dva velkeacute zaacutesadně rozdiacutelneacute typy - zaacutekrytoveacute proměnneacute a proměnneacute sdruženeacute s mlhovinou Celaacute tato skupina hvězd je ve skutečnosti neproměnnaacute neboť si zdaacutenshylivaacute koliacutesaacuteniacute jasu vysvětlujeme nahodilou polohou draacutehy v prostoru Ale protože jsou objevovaacuteny spolu se skutečnyacutemi proměnnyacutemi hvězshydami jsou spojovaacuteny s nimi společnyacutem naacutezvosloviacutem a katalogy Neniacute pochyb že časem zaacutekrytoveacute proměnneacute budou odděleny ve zvlaacuteštniacute skushyDinu objektů Nebudeme zde probiacuterat uacutespěchy v oblasti studia zaacutekrytoshyvyacutech proměnnyacutech neboť tato oblast se tak rozrostla za posledniacute desetishyletiacute že vyžaduje samostatneacuteho přehledu My se omeziacuteme jen nejvšeobecshynějšiacute klasifikaci

Zaacutekrytoveacute proměnneacute hvězdy mohou byacutet podrobeny dalšiacute přesnějšiacute klasifikaci se dvou hledisek jednak s formaacutelniacuteho na zaacutekladě studia tvaru jejich koliacutesavyacutech změn jasnosti a jednak na zaacutekladě analysy fysishykaacutelniacutech vla-stnostiacute složek Prvniacute zaacutesada vedla k rychle vzniknuvšiacute všeshy

101

obecně rozšiacuteřeneacute klasifikaci děliacuteciacute zaacutekrytoveacute proměnneacute na hvězdy typu Algola f3 Lyrae a W Ursae Maioris Velkeacuteho rozšiacuteřeniacute dosaacutehla podobnaacute formaacutelniacute klasifikace sfeacuterickeacute hvězdy na kruhovyacutech a eliptickyacutech drashyhaacutech a elipsoidaacutelniacute hvězdy na kruhovyacutech a eliptickyacutech drahaacutech S drushyheacuteho hlediska nebylo do dneška předloženo důkladně odůvodněneacute scheshyma klasifikace Poznamenaacutevaacuteme jen uacutespěšnou Kratovu klasifikaci (V A Krat Izv Eng obs No 19 1937) rozdělujiacuteciacute zaacutekrytoveacute proměnneacute na šest typů na zaacutekladě zaacutevislosti na fysikaacutelniacutech charakteristikaacutech sl-oshyžek Dalšiacute rozšiacuteřeniacute našich vědomostiacute o zaacutekrytovyacutech proměnnyacutech a studium jejieacuteh vzaacutejemneacute souvislosti s jinyacutemi hmotnyacutemi uacutetvary ve vesshymiacuteru dovoluje sestavit schema klasifikace ještě rozumovějšiacute a majiacuteciacute vyacutevojovyacute směr K tomu vedou všechny důvody neboť je naacutem znaacutemo viacutec než dva tisiacutece zaacutekrytovyacutech proměnnyacutech z nichž několik set bylo podrobeno přesnyacutem fotometrickyacutem a spektraacutelniacutem zkoumaacuteniacutem Proměnneacute hvězdy sdruženeacute s mlhovinou jsou teacuteměř neprozkoumaacuteny

Největšiacute počet představitelů proměnnyacutech hvězd tohoto typu je soustřeshyděn ve velkeacute mlhovině v Orionu v ktereacute se jich daacute napočiacutetat kolem sta Několik hvězd tohoto typu je v jinyacutech temnyacutech mlhovinaacutech Dosud neniacute jasnaacute otaacutezka jsou-li možneacute přiacutepady uacuteplneacuteho zaacutekrytu bez vlivu absorbushyjiacuteciacuteho prostřediacute na fysikaacutelniacute procesy ve vnějšiacutech vrstvaacutech samotnyacutech hvězd ktereacute jsou v temnyacutech mlhovinaacutech Pozorovaacuteniacute dosaženaacute v poshysledniacute době s jistotou ukazujiacute že mnoheacute hvězdy ktereacute byly dosud poshyvažovaacuteny za hvězdy mlhovinou zakryacutevaneacute jsou přiacutemo v samotneacute mlhoshyvině Tyto hvězdy jsou charakteristickeacute řadou složityacutech fysikaacutelniacutech proshycesů vznikajiacuteciacutech na jejich povrchu naacutesledkem vzaacutejemneacuteho působeniacute s absorbujiacuteciacutem prostřediacutem mezihvězdneacuteho prachu O žaacutedneacute přesneacute klashysifikaci hvězd tohoto typu pro zatiacutem nemůže byacutet ani řeči Posud se ukashyzuje že prostřediacute mezihvězdneacuteho prachu v němž jsou tyto hvězdy vyshyvolaacutevaacute velmi různorodeacute a složiteacute procesy explosivniacuteho charakteru v jeshyjich vnějšiacutech obalech a je velmi pravděpodobneacute že tento typ proměnshynyacutech hvězd bude časem zařazen k převratnyacutem proměnnyacutem hvězdaacutem

B Proměnneacute hvězdy velkeacute poskYdpnosti(( jak je již vyacuteše poznameshynaacuteno majiacute společnou zaacutevislost perioda - spektrum Čiacutem je perioda delšiacute tiacutem je nižšiacute průměrnaacute efektivniacute teplota proměnnyacutech hvězd velkeacute posloupnosti Uvedenyacute člaacutenek je převaacutežně věnovaacuten těmto proměnnyacutem hvězdaacutem V přiacutetomneacute době lz~ proměnneacute hvězdy teacuteto skupiny rozdělit na tyto zaacutekladny typy

1 Polopravidelneacute a nepravidelneacute proměnneacute 2 Proměnneacute typu Mira CetL 3 Proměnneacute typu RV Tauri 4 Dlouhoperiodickeacute cefeidy 5 Kraacutetkoperiodickeacute cefeidy

Nebultleme zde podrobněji popisovat zvlaacuteštnosti každeacuteho z uvedenyacutech typů protože v dalšiacutem textu bude každeacutemu z nich věnovaacuten zvlaacuteštniacute

108

paragraf Při popisu uacutespěchů ve studiu proměnnyacutech hvězd každeacuteho z uvedenyacutech typů se budeme snažit podat jejich uacuteplnou charakteristiku

C Převratneacute proměnneacute hvězdy můžeme rozdělit na tyto zaacutekladniacute typy

1 Supernovy - 2 Typickeacute novy - 3 Cyklickeacute novy - 4 Novaacutem podobneacute proměnneacute hvězdy

I když proměnnost převratnyacutecb proměnnyacutech hveurozd je vyvolaacutevaacutena uacuteplně jinyacutemi přiacutečinami než proměnnost hvězd velkeacute posloupnosti a ačkoliv v posledniacutech deseti až patnaacutecti letech v oblasti studia převratshynyacutech proměnnyacutech hvězd a vyacutevoje jejich theoriiacute bylo udělaacuteno zvlaacutešť mnoho považujeme za vhodneacute věnovat jim zvlaacuteštniacute podrobnyacute člaacutenek při čemž se prozatiacutem omeziacuteme jen na detailniacute popis zaacutekladniacutech typů

Supernovy se začaly intensivně studoJat až do poloviny třicaacutetyacutech let našeho stoletiacute Předtiacutem byly objevovaacuteny jen naacutehodně v bližšiacutech hvězdshynyacutech soustavaacutech Naacutesledkem soustavneacuteho hledaacuteniacute organisovaneacuteho na Mt Palomaru jejich pOčet velmi rychle vzrostl z patnaacutecti na padesaacutet Supernovy jsou charakteristickeacute tiacutem že jejich zaacuteřeniacute je v maximu značně velikeacute Toto zaacuteřeniacute se daacute porovnat se z~řenIacutem miliard všech ostatniacutech hvězd určiteacute hvězdneacute soustavy Amplitudy jasnosti supernov pravděpodobně přesahujiacute 20 hvězdnyacutech třiacuted Zwicky ukaacutezal že pr~middot měrně jeden objev supernovy v určiteacute hvězdneacute soustavě odpoviacutedaacute jedshynomu vyacutebuchu za 400 let (F Zwicky AstrDphysical Journal 96 28 1942) Kulikovskij ukaacutezal že ve spiraacutelniacutech mlhovinaacutech pozdniacuteho typu supernovy vybuchuji mnohem častěji inež ve spiraacutelniacutech mlhovinaacutech raneacuteho typu a v eliptickyacutech mlhovinaacutech (P G Kulikovskij Astroshynomičeskij žurnal 21 211 1944) Na počaacutetku čtyřicaacutetyacutech let byla dokaacutezaacutena totožnost znaacutemeacute Krabiacute mlhoviny v souhvězdiacute Byacuteka se supershynoVlU kteraacute vybuchla v roce 1054 a kteraacute byla popsaacutena v řadě staryacutech letopisů a kronik Takovyacutem způsobem můžeme podrobně zkoumat fysishykaacutelniacute vlastnosti zbytků superoDvy Přiacutečina vyacutebuchů supernov ležiacute v hlushybokeacute přestavbě celeacute hvězdy a v uvolněniacute ohromneacuteho množstviacute nitroatoshymoveacute energie

Typickeacute novy dosti často vybuchujiacuteciacute v našiacute Galaxii a sousedniacutech spiraacutelniacutech mlhovinaacutech již daacutevno poutaly pozornost astronomů V přiacuteshytomneacute době v našiacute Galaxii je teacuteměř pravidelně objevovaacuteno 13-14 nov každyacutech deset let Protože je naacutem dostupna jen malaacute čaacutest celeacute Galaxie můžeme usuzovat že každoročně v niacute vybuchuje viacutece než sto nov Celaacute řada jasnyacutech nov ktereacute vybuchly v posledniacutech 25 letech umožnila deshytailně studovat jejich spektra Vyacutezkumy Voroncova-Veljaminova Amshybarcumjana Lebedinskeacuteho a jinyacutech sovětskyacutech a zahraničniacutech astronoshymů naacutes přivedly k pochopeniacute složityacutech procesů probiacutehajiacuteciacutech v obalech novyacutech hvězd v obdobiacute jejich vyacutebuchů Jde patrně o explosi hvězdy naacutesledkem nitrojadernyacutech procesů v určityacutech vrstvaacutech hvězdy

V posledniacutech patnaacutecti letech jsme byli svědky častyacutech opakovanyacutech vyacutebuchů nov Takoveacute hvězdy dostaly naacutezev cyklickeacute noveacute hvězdy Jejich

109

zkoumaacuteniacute daacutevaacute všechny důvody předpoklaacutedat že typickeacute novy jsou takeacute cyklickeacute ale vyacutebuchy jsou navzaacutejem odděleny od sebe tisiacuteciletiacutell1i Uacutekazy pozorovaneacute u cyklickyacutech novyacutech hvězd se jen maacutelo lišiacute od uacutekazU pozorovanyacutech u typickyacutech nOv

Několik desiacutetek hvězd připomiacutenaacute novy zvlaacuteštnostmi svyacutech spekter a ~měnou jasnosti Takoveacute hvězdy bylo rozhodnuto nazyacutevat novaacutem podobneacute hvězdy Jsou velmi rozmaniteacute svyacutem charakterem ale mezi ně bylo zařazeno teacutež neurokolik zvlaacuteště početnyacutech a charakteristickyacutech podshytypů Mezi nimi předevšiacutem ie třeba připomenout proměnneacute hvězdy typu U Geminorum Jsou charakteristickeacute naacutehlyacutemi vyacutebuchy připomiacutenajiacuteciacutemi novy Ale amplituda těchto vyacutebuchů neniacute velikaacute (od dvou do pěti hvězdshynyacutech třiacuted) a intervaly mezi vyacutebuchy představujiacute cykly s dobou od deseti _ dQ několika set dniacute Parenago společně se autorem tohoto člaacutenku stushydovali tyto hvězdy spolu s cyklickyacutemi novami dokaacutezali jejich trpasličiacute podstaťu a objevili dobře patrnou zaacutekonitost mezi amplitudou vyacutebuchu a deacutelkou intervalu mezi vyacutebuchy (P P Parenago B V Kukarkin Pěreměnnyje Zvjozdy 4 249 1934) Spektra těchto hvězd se velmi těžko studujiacute proto že tyto objekty jsou velmi slabeacute Nejjasnějšiacute předshystaviteleacute tohoto typu za normaacutelniacute jasnosti v minimu sotva dosahujiacute 12 hvězdneacute velikosti Nicmeacuteně nejmohutnějšiacutemi přiacutestroji byla v posledshyniacutech letech studovaacutena spektra mnohyacutech hvězd typu U Geminorum Jeshyjich spektra se hodně lišiacute od spekter typickyacutech nov ale ukazujiacute emisniacute paacutesy ktereacute mluviacute ve prospěch existence procesů připomiacutenajiacuteciacutech exshyplosi obalu Kromě hvězd typu U Geminorum je třeba uveacutest hvězdy typu Z Andromedae Tyto hvězdy majiacute dosti značneacute vyacutebuchy (5 amplishytudami do čtyř hvězdnyacutech třiacuted) po nichž naacutesledujiacute menšiacute cyklickeacute vyacutekyvy až do noveacuteho mocneacuteho vyacutebuchu Spektra těchto hvězd majiacute mnoho společneacuteho se spektry nov Často je společně se spektrem vzplashynuvšiacute hvězdy jež je podobneacute spektru nov pozorovaacuteno spektrum rudeacuteho neviditelneacuteho souputniacuteka Kon~čně je třeba uveacutest ieště hvězdy typu R Coronae Borealis ktereacute na rozdiacutel od nov teacuteměř staacutele jsou v maximu a naacutehle v uacuteplně nepravidelnyacutech časovyacutech intervalech slaacutebnou o několik hvězdnyacutech třiacuted Studium jejich spekter opravňuje předpoklaacutedat že jde o explose velkeacuteho množstviacute uhliacuteku v atmosfeacuteraacutech těchto hvězd jehož pohlceniacutem jsou vyvolaacutevaacuteny pozorovatelneacute poklesy jasnosti Kromě uveshydenyacutech nejtypičtějšiacutech představitelů novaacutem podobnyacutech hvězd je ještě mnoho zvlaacuteštniacutech hvězd rovněž k nim počiacutetanyacutech

Je třeba miacutet na zřeteli že uvedeneacute schema klasifikace proměnnyacutech hvězd ani zdaleka ne)bsahuje všechny znaacutemeacute přiacutepady hvězdneacute proměnshynosti V posledniacutech desetiletiacutech bylo na přiacuteklad objeveno mnoho hvězd s proměnnyacutemi spektry U některyacutech z těchto hvězd byly objeveny soushyběžneacute nevelkeacute změny 1asnosti Je možneacute že některeacute z hvězd s proměnshynyacutemi spektry jsou bliacutezkeacute převratnyacutem proměnnyacutem hvězdaacutem nehledě ovšem na nepatrnost procesů na nich probiacutehajiacuteciacutech (PokraoovaacuteJniacute)

Přeložil Zdeněk Sekaminn

1fO

ZPRAacuteVY POKYNY MĚSČN SEKCE A

Odpověď dr R Šimonovi (K člaacutenku Vznikba kruhovaacute pohořiacute na Měsiacuteci dopady meteoritů

uveřejněneacutemu v ŘiacuteJi hvěZf11 1954)

Velnli mě těšiacute že na straacutenkaacutech našeho časopisu se počiacutenaacute diskutoV1at o vzniku měsiacutečniacutech kraacuteterfi ktereacutemužto probleacutemu bylo až dosud v našiacute literatuře věnoshyvaacuteno poměrně velmi maacutelo miacuteista Pochybuji však předem (nazvěte si to třeba syacutečkovaacuterum) že dalšiacute pok1račovaacuteniacute v teacuteto diskusi naacutes může v současneacute době přiveacutest k nějakeacutemu konkretniacutemu řešeniacute protože SB tu jednaacute vlastně o celyacute komplex zatiacutem nerozřešenyacutech otaacutezek nejenom geologickyacutech ale předevšiacutem kosshymogonickyacutech Dalšiacute seriosně podlCJženeacute naacutemitky vůči meteorickeacute domněnoe jsou však přirclzeně staacutele vIacutetaacuteny I

Kolega dr R Šimon jak se mně zdaacute by znal raacuted moje vlastniacute stanoviska v teacuteto věci Možnaacute že z meacute citovaneacute knihy (Měsic Praha lS53) vzniaacute n e shyspraacutevnyacute dojem jako bych byl zavilyacutem meteoritikem a pDvažoval tuto domněnku nejenom za jednu ze vskutku l1ejleacutepe propracovanyacutech domněnek o vzniku měshysiacutečniacutech k raacuteJteru ale za jedinou možnou a spraacutevnou hypothesu v teacuteJto otaacutezce Pravda maacutem k meteoriiUckeacuted)mněnce velmi bliacutezko nechci však před nikyacutem zastiacuterat jak ostatně vyplyacutevaacute i z obsahu meacute knihy jejiacute souGa~neacute nedostatky Formulcrval bych (velmi stručně) sveacute vlastniacute stancrvisko v teacuteto ltzaacutelež1tosti asi takto

otaacutezku vznbku měsiacutečniacutech kraacuteteru považuji jaksi oficiaacutelně naIacuteaacutele za otevřeshynyacute probleacutem soukromě se však domniacutevaacutem že Měs1c mohl stejně tak jako něshykteraacute jinaacute menšiacute tělesa slunečniacute soustavy vzniknout původně jako k o n g 10shyme raacutet řaacutedově mnohem menšiacutech tě les a že měsiacutečniacute kraacutetery naacutem ve sveacute většině představuji dodnes zachovaleacute stopy nikoliv po časově nedaacutevneacutem bombardovaacuteni měsiacutečnLho povrchu malyacutemi tě1esy řaacutedu dnešnich meteoru a meteoshyritů nyacutebrž tělesy j i fl eacute hod r u hu Takeacute okolnosti za jakyacutech se tmo -bomshybardovaacuteniacute Měsiacutece daacutelo byly pravděpodobně jineacute nežli se obvykle soudiacute Domniacuteshyvaacutem se že pozemskeacute meteoritoveacute kraacutetery bychom mohli považovat do jisteacute miacutery jen za jakousi vzdaacutelenou Dbdobu va-neacute většiny měsičniacutech kraacuteteru a přijiacutemat neshyjenom zamožneacute ale za pravděpodobneacute že mezi oběma těmito druhy uacutetvaru existujiacute roltzdiacutely nejenom k van t it a t i vn Ale o tom podrobněji až někdy jindy Jinak ještě na sebe mohu prozradit to že se celkem staVIacutelm na SJtanovisko Chabakovovo a spolu s niacutem soudiacutem že dalšiacute pr)dlužovaacutemiacute disltuse vulkanistů a meteoritikfi po stareacutem způsobu je neplodneacute že oba způsoby vzniku měsiacutečniacutech kraacuteteru jsou rraacutelně možneacute a že nyniacute je předevšim třeba dalšiacutech pečlivyacutech studiiacute detailniacute stavby měsiacutečniacutech kraacuteteru (dodejme k tomu ještě že i detailniacute stavby pozemskyacutech meteoritovyacutech kraacuteJteru) Při všiacute meacute uacutectě k naacutezorům 1lolegy dr Šimona se mi však nezdaacute že by bylo možno už dnes tvrdit že meteoritiekaacute domněgtnk3 ztratiacute po kritiokeacutem a objektivniacutem rozboru jednoJlo dne sveacute opodstatshyněni a stane se jednou z mnohyacutech překonanyacutech hypothes na ktereacute je historie astronomickeacute vědy tak bohataacute

K jednotlivyacutem bodům obžaloby proti meteoretiokeacute hypothese podaneacute dr Šishymonem bych si dovolil přičinit teto

1 Koncentrac e valovyacutech rovin směrem k měsiacutečniacutem poacutelům o niacutež mluviacute koleg3 Šimo(t1 je jednak vyacutesledkem toho že Ityto uacutetvary jsou směrem k zaacutepadniacutemu a vyacutechodniacutemu okraji Měsiacutece čaacutestečně zahlaJzeny pDldějšiacutemi změnami ktereacute se na Měsiacuteci odeh1raacutely jednak je to sugesrtivniacute dojem působenyacute perspektivniacutem skrGSshyleniacutem při okraji měsiacutečniacute koule Kraacutetery sediacute doslova jeden těsně vedle druheacuteho a někde se přiacutem) zasahujiacute a prostupuji n e jenompoDliacutež jižniacuteho poacutelu Měsiacutece ale i v jeho severniacute polaacuterniacute a subpolaacuterniacute oblasti (Goldschmidt-Anaxagoras Anali-

J J 1

zkoumaacuteny Neniacute vyloučeno že tento roj představuje směs proudů s růzshynyacutemi drahami jejichž charakteristickyacutemi vlastnostmi jsou ostreacute mashyximum činnosti roje a velkyacute rozptyl radiantů

Autor člaacutenku zkDumal poruchy kteryacutemi působiacute v dlouheacutem časoveacutem intervalu Jupiter na draacutehu roje Vybral si k tomu uacutečelu fotografickyacute 2jištěnou draacutehu kteraacute se přibližuje značně k draacuteze Jupitera a zjistil tyto změny elementů draacutehy roje za 100 let

Zajiacutemavaacute je změna deacutelky uzlu což znamenaacute že datum maxima činshynosti roje se prakticky neměniacute To bylo ověřeno na vykonanyacutech pozoshyrovaacuteniacutech Quadrantid Naproti tomu je změna sklonu draacutehy velkaacute to by mohlo byacutet ve vztahu k již zmiacuteněneacutemu rozptylu radiantů Původ rojovyacutech meteorů přičiacutetaacuteme kometaacutem proto se ke každeacutemu

roji snažiacuteme naleacutezt mateřskou kometu od niacutež bychom mohli vznik roje odvodit Pro Quadrantidy zatiacutem všechny takoveacute pokusy byly bezvyacutesledshyneacute na př souvislost roje s kometou Tuttle I (1939 X) se ukaacutezala byacutet chybnaacute

Z těchto všech poznatků ktereacute zde byly o Quadrantidaacutech uvedeny je zřejmeacute že tento roj neniacute ještě dostatečně prozkoumaacuten Přispiacutevaacute k tomu listě i nevhodnaacute doba činnosti roje kdy většinou nepřiacutezniveacute počasIacute odshyrazuje od pozorovaacuteniacute a takeacute to že činnost roje je omezena pouze na jednu dvě noce Avšak praacutevě pro nedostatečnou znalost roje může byacutet pozoroshyvaacuteniacute jeho činnosti vděčnyacutem objektem i pro astronoma amateacutera neboť vyacutesledky ziacuteskaneacute pozorovaacuteniacutem nejviacutece přispějiacute k jeho hlubšiacutemu a důshykladneacutemu poznaacuteniacute

PROM~NNEacute HVEZDY

B V KUKARKIN

( POkračovlIacuterniacute)

KLasifikace prDrf1ěnnyacutech hvězd

Dvacaacutetaacute a třicaacutetaacute leacuteta našeho stoletiacute jsou charakteristickaacute vzrůstashyjiacuteciacutem počtem zkoumaacuteniacute jednotlivyacutech proměnnyacutech hvězd do šiacuteře i do hloubky takže dřiacutevějšiacute schemata klasifikace se ukaacutezala byacutet přiacuteliš neshydokonalyacutemi a neZpůsobilyacutemi obsaacutehnout některeacute nově objeveneacute detaily a zvlaacuteštnosti Zkoumaacuteniacute spektraacutelniacutech a jinyacutech speciaacutelniacutech charakteristik proměnnyacutech hvězd takeacute poukaacutezalo na nutnost dalšiacute typisace Během posledniacutech dvaceti let bylo předloženo mnoho nejrůznějšiacutech schema~ klasifikace Mnoziacute z autorů těchto schemat se hnali často za takovyacutemi

lOG

detaily že vytvaacuteřeli typy proměnnyacutech hvězd ktereacute měly jen jednoho představitele

NejlogičtějšIm schematem klasifikace proměnnyacutech hvězd je to scheshyma na jehož zaacutekladě je položena zaacutesada přiacutečinnosti Ze všech předložeshynyacutech schemat klasifikace je naacutem nejpřijatelnějšiacute schema podaneacute PayneshyGaposchkinovou a Gaposchkinem (C H Payne-Gaposchkin a S Gashyposchkin Variable Stars Cambridge 1938) To rozděluje proměnneacute hvězdy na tři zaacutekladniacute skupiny

A Optickeacute proměnneacute hvězdy B Proměnneacute hvězdy velkeacute posloupnosti C Převratneacute proměnneacute hvězdy

Přiacutečiny způsobujiacuteciacute proměnnost hvězd prvniacute skupiny patřiacute jak vyshyplyacutevaacute již z naacutezvu skupiny k optickeacutemu efektu souvisiacuteciacuteho bud se vzaacuteshyjemnyacutem zatměniacutem složek těsnyacutech dvojhvězd nebo se zakryacutevaacuteniacutem hvězshydy temnou mlhovinou s proměnnou optickou tloušťkou

Druhaacute skupina objektů představuje proměnneacute hvězdy měniacuteciacute svou jasnost vlivem pulsaciacute nebo analogickyacutech fysikaacutelniacutech procesů v jejich vnějšiacutech vrstvaacutech hlavně v atmosfeacuteraacutech Všechny proměnneacute hvězdy druheacute skupiny ukazujiacute na diagramu perioda - spektrum nepřetržitou posloupnost

U třetiacute skupiny proměnnyacutech hvězd nastaacutevaacute změna jasnosti vlivem zjevů explosivniacuteho charakteru souvisiacuteciacutech s uvolňovaacuteniacutem nitroatomoveacute energie Tyto zjevy majiacute charakter katastrof (převratů) zachvacujiacute vnějšiacute vrstvy hvězdy a v některyacutech vzaacutecnějšiacutech přiacutepadech uacuteplně celou hvězdu

Každaacute z těchto velkyacutech skupin proměnnyacutech hvězd může byacutet rozděshylena na několik nejpodstatnějšiacutech typů z nichž každyacute může byacutet opět rozdělen na podtypy My se zde omeziacuteme na nejvšeobecnějšiacute klasifikaci pokud to stačiacute pro porozuměniacute celeacuteho dalšiacuteho textu

A Optickeacute proměnneacute hvězdy se mohou rozdělit na dva velkeacute zaacutesadně rozdiacutelneacute typy - zaacutekrytoveacute proměnneacute a proměnneacute sdruženeacute s mlhovinou Celaacute tato skupina hvězd je ve skutečnosti neproměnnaacute neboť si zdaacutenshylivaacute koliacutesaacuteniacute jasu vysvětlujeme nahodilou polohou draacutehy v prostoru Ale protože jsou objevovaacuteny spolu se skutečnyacutemi proměnnyacutemi hvězshydami jsou spojovaacuteny s nimi společnyacutem naacutezvosloviacutem a katalogy Neniacute pochyb že časem zaacutekrytoveacute proměnneacute budou odděleny ve zvlaacuteštniacute skushyDinu objektů Nebudeme zde probiacuterat uacutespěchy v oblasti studia zaacutekrytoshyvyacutech proměnnyacutech neboť tato oblast se tak rozrostla za posledniacute desetishyletiacute že vyžaduje samostatneacuteho přehledu My se omeziacuteme jen nejvšeobecshynějšiacute klasifikaci

Zaacutekrytoveacute proměnneacute hvězdy mohou byacutet podrobeny dalšiacute přesnějšiacute klasifikaci se dvou hledisek jednak s formaacutelniacuteho na zaacutekladě studia tvaru jejich koliacutesavyacutech změn jasnosti a jednak na zaacutekladě analysy fysishykaacutelniacutech vla-stnostiacute složek Prvniacute zaacutesada vedla k rychle vzniknuvšiacute všeshy

101

obecně rozšiacuteřeneacute klasifikaci děliacuteciacute zaacutekrytoveacute proměnneacute na hvězdy typu Algola f3 Lyrae a W Ursae Maioris Velkeacuteho rozšiacuteřeniacute dosaacutehla podobnaacute formaacutelniacute klasifikace sfeacuterickeacute hvězdy na kruhovyacutech a eliptickyacutech drashyhaacutech a elipsoidaacutelniacute hvězdy na kruhovyacutech a eliptickyacutech drahaacutech S drushyheacuteho hlediska nebylo do dneška předloženo důkladně odůvodněneacute scheshyma klasifikace Poznamenaacutevaacuteme jen uacutespěšnou Kratovu klasifikaci (V A Krat Izv Eng obs No 19 1937) rozdělujiacuteciacute zaacutekrytoveacute proměnneacute na šest typů na zaacutekladě zaacutevislosti na fysikaacutelniacutech charakteristikaacutech sl-oshyžek Dalšiacute rozšiacuteřeniacute našich vědomostiacute o zaacutekrytovyacutech proměnnyacutech a studium jejieacuteh vzaacutejemneacute souvislosti s jinyacutemi hmotnyacutemi uacutetvary ve vesshymiacuteru dovoluje sestavit schema klasifikace ještě rozumovějšiacute a majiacuteciacute vyacutevojovyacute směr K tomu vedou všechny důvody neboť je naacutem znaacutemo viacutec než dva tisiacutece zaacutekrytovyacutech proměnnyacutech z nichž několik set bylo podrobeno přesnyacutem fotometrickyacutem a spektraacutelniacutem zkoumaacuteniacutem Proměnneacute hvězdy sdruženeacute s mlhovinou jsou teacuteměř neprozkoumaacuteny

Největšiacute počet představitelů proměnnyacutech hvězd tohoto typu je soustřeshyděn ve velkeacute mlhovině v Orionu v ktereacute se jich daacute napočiacutetat kolem sta Několik hvězd tohoto typu je v jinyacutech temnyacutech mlhovinaacutech Dosud neniacute jasnaacute otaacutezka jsou-li možneacute přiacutepady uacuteplneacuteho zaacutekrytu bez vlivu absorbushyjiacuteciacuteho prostřediacute na fysikaacutelniacute procesy ve vnějšiacutech vrstvaacutech samotnyacutech hvězd ktereacute jsou v temnyacutech mlhovinaacutech Pozorovaacuteniacute dosaženaacute v poshysledniacute době s jistotou ukazujiacute že mnoheacute hvězdy ktereacute byly dosud poshyvažovaacuteny za hvězdy mlhovinou zakryacutevaneacute jsou přiacutemo v samotneacute mlhoshyvině Tyto hvězdy jsou charakteristickeacute řadou složityacutech fysikaacutelniacutech proshycesů vznikajiacuteciacutech na jejich povrchu naacutesledkem vzaacutejemneacuteho působeniacute s absorbujiacuteciacutem prostřediacutem mezihvězdneacuteho prachu O žaacutedneacute přesneacute klashysifikaci hvězd tohoto typu pro zatiacutem nemůže byacutet ani řeči Posud se ukashyzuje že prostřediacute mezihvězdneacuteho prachu v němž jsou tyto hvězdy vyshyvolaacutevaacute velmi různorodeacute a složiteacute procesy explosivniacuteho charakteru v jeshyjich vnějšiacutech obalech a je velmi pravděpodobneacute že tento typ proměnshynyacutech hvězd bude časem zařazen k převratnyacutem proměnnyacutem hvězdaacutem

B Proměnneacute hvězdy velkeacute poskYdpnosti(( jak je již vyacuteše poznameshynaacuteno majiacute společnou zaacutevislost perioda - spektrum Čiacutem je perioda delšiacute tiacutem je nižšiacute průměrnaacute efektivniacute teplota proměnnyacutech hvězd velkeacute posloupnosti Uvedenyacute člaacutenek je převaacutežně věnovaacuten těmto proměnnyacutem hvězdaacutem V přiacutetomneacute době lz~ proměnneacute hvězdy teacuteto skupiny rozdělit na tyto zaacutekladny typy

1 Polopravidelneacute a nepravidelneacute proměnneacute 2 Proměnneacute typu Mira CetL 3 Proměnneacute typu RV Tauri 4 Dlouhoperiodickeacute cefeidy 5 Kraacutetkoperiodickeacute cefeidy

Nebultleme zde podrobněji popisovat zvlaacuteštnosti každeacuteho z uvedenyacutech typů protože v dalšiacutem textu bude každeacutemu z nich věnovaacuten zvlaacuteštniacute

108

paragraf Při popisu uacutespěchů ve studiu proměnnyacutech hvězd každeacuteho z uvedenyacutech typů se budeme snažit podat jejich uacuteplnou charakteristiku

C Převratneacute proměnneacute hvězdy můžeme rozdělit na tyto zaacutekladniacute typy

1 Supernovy - 2 Typickeacute novy - 3 Cyklickeacute novy - 4 Novaacutem podobneacute proměnneacute hvězdy

I když proměnnost převratnyacutecb proměnnyacutech hveurozd je vyvolaacutevaacutena uacuteplně jinyacutemi přiacutečinami než proměnnost hvězd velkeacute posloupnosti a ačkoliv v posledniacutech deseti až patnaacutecti letech v oblasti studia převratshynyacutech proměnnyacutech hvězd a vyacutevoje jejich theoriiacute bylo udělaacuteno zvlaacutešť mnoho považujeme za vhodneacute věnovat jim zvlaacuteštniacute podrobnyacute člaacutenek při čemž se prozatiacutem omeziacuteme jen na detailniacute popis zaacutekladniacutech typů

Supernovy se začaly intensivně studoJat až do poloviny třicaacutetyacutech let našeho stoletiacute Předtiacutem byly objevovaacuteny jen naacutehodně v bližšiacutech hvězdshynyacutech soustavaacutech Naacutesledkem soustavneacuteho hledaacuteniacute organisovaneacuteho na Mt Palomaru jejich pOčet velmi rychle vzrostl z patnaacutecti na padesaacutet Supernovy jsou charakteristickeacute tiacutem že jejich zaacuteřeniacute je v maximu značně velikeacute Toto zaacuteřeniacute se daacute porovnat se z~řenIacutem miliard všech ostatniacutech hvězd určiteacute hvězdneacute soustavy Amplitudy jasnosti supernov pravděpodobně přesahujiacute 20 hvězdnyacutech třiacuted Zwicky ukaacutezal že pr~middot měrně jeden objev supernovy v určiteacute hvězdneacute soustavě odpoviacutedaacute jedshynomu vyacutebuchu za 400 let (F Zwicky AstrDphysical Journal 96 28 1942) Kulikovskij ukaacutezal že ve spiraacutelniacutech mlhovinaacutech pozdniacuteho typu supernovy vybuchuji mnohem častěji inež ve spiraacutelniacutech mlhovinaacutech raneacuteho typu a v eliptickyacutech mlhovinaacutech (P G Kulikovskij Astroshynomičeskij žurnal 21 211 1944) Na počaacutetku čtyřicaacutetyacutech let byla dokaacutezaacutena totožnost znaacutemeacute Krabiacute mlhoviny v souhvězdiacute Byacuteka se supershynoVlU kteraacute vybuchla v roce 1054 a kteraacute byla popsaacutena v řadě staryacutech letopisů a kronik Takovyacutem způsobem můžeme podrobně zkoumat fysishykaacutelniacute vlastnosti zbytků superoDvy Přiacutečina vyacutebuchů supernov ležiacute v hlushybokeacute přestavbě celeacute hvězdy a v uvolněniacute ohromneacuteho množstviacute nitroatoshymoveacute energie

Typickeacute novy dosti často vybuchujiacuteciacute v našiacute Galaxii a sousedniacutech spiraacutelniacutech mlhovinaacutech již daacutevno poutaly pozornost astronomů V přiacuteshytomneacute době v našiacute Galaxii je teacuteměř pravidelně objevovaacuteno 13-14 nov každyacutech deset let Protože je naacutem dostupna jen malaacute čaacutest celeacute Galaxie můžeme usuzovat že každoročně v niacute vybuchuje viacutece než sto nov Celaacute řada jasnyacutech nov ktereacute vybuchly v posledniacutech 25 letech umožnila deshytailně studovat jejich spektra Vyacutezkumy Voroncova-Veljaminova Amshybarcumjana Lebedinskeacuteho a jinyacutech sovětskyacutech a zahraničniacutech astronoshymů naacutes přivedly k pochopeniacute složityacutech procesů probiacutehajiacuteciacutech v obalech novyacutech hvězd v obdobiacute jejich vyacutebuchů Jde patrně o explosi hvězdy naacutesledkem nitrojadernyacutech procesů v určityacutech vrstvaacutech hvězdy

V posledniacutech patnaacutecti letech jsme byli svědky častyacutech opakovanyacutech vyacutebuchů nov Takoveacute hvězdy dostaly naacutezev cyklickeacute noveacute hvězdy Jejich

109

zkoumaacuteniacute daacutevaacute všechny důvody předpoklaacutedat že typickeacute novy jsou takeacute cyklickeacute ale vyacutebuchy jsou navzaacutejem odděleny od sebe tisiacuteciletiacutell1i Uacutekazy pozorovaneacute u cyklickyacutech novyacutech hvězd se jen maacutelo lišiacute od uacutekazU pozorovanyacutech u typickyacutech nOv

Několik desiacutetek hvězd připomiacutenaacute novy zvlaacuteštnostmi svyacutech spekter a ~měnou jasnosti Takoveacute hvězdy bylo rozhodnuto nazyacutevat novaacutem podobneacute hvězdy Jsou velmi rozmaniteacute svyacutem charakterem ale mezi ně bylo zařazeno teacutež neurokolik zvlaacuteště početnyacutech a charakteristickyacutech podshytypů Mezi nimi předevšiacutem ie třeba připomenout proměnneacute hvězdy typu U Geminorum Jsou charakteristickeacute naacutehlyacutemi vyacutebuchy připomiacutenajiacuteciacutemi novy Ale amplituda těchto vyacutebuchů neniacute velikaacute (od dvou do pěti hvězdshynyacutech třiacuted) a intervaly mezi vyacutebuchy představujiacute cykly s dobou od deseti _ dQ několika set dniacute Parenago společně se autorem tohoto člaacutenku stushydovali tyto hvězdy spolu s cyklickyacutemi novami dokaacutezali jejich trpasličiacute podstaťu a objevili dobře patrnou zaacutekonitost mezi amplitudou vyacutebuchu a deacutelkou intervalu mezi vyacutebuchy (P P Parenago B V Kukarkin Pěreměnnyje Zvjozdy 4 249 1934) Spektra těchto hvězd se velmi těžko studujiacute proto že tyto objekty jsou velmi slabeacute Nejjasnějšiacute předshystaviteleacute tohoto typu za normaacutelniacute jasnosti v minimu sotva dosahujiacute 12 hvězdneacute velikosti Nicmeacuteně nejmohutnějšiacutemi přiacutestroji byla v posledshyniacutech letech studovaacutena spektra mnohyacutech hvězd typu U Geminorum Jeshyjich spektra se hodně lišiacute od spekter typickyacutech nov ale ukazujiacute emisniacute paacutesy ktereacute mluviacute ve prospěch existence procesů připomiacutenajiacuteciacutech exshyplosi obalu Kromě hvězd typu U Geminorum je třeba uveacutest hvězdy typu Z Andromedae Tyto hvězdy majiacute dosti značneacute vyacutebuchy (5 amplishytudami do čtyř hvězdnyacutech třiacuted) po nichž naacutesledujiacute menšiacute cyklickeacute vyacutekyvy až do noveacuteho mocneacuteho vyacutebuchu Spektra těchto hvězd majiacute mnoho společneacuteho se spektry nov Často je společně se spektrem vzplashynuvšiacute hvězdy jež je podobneacute spektru nov pozorovaacuteno spektrum rudeacuteho neviditelneacuteho souputniacuteka Kon~čně je třeba uveacutest ieště hvězdy typu R Coronae Borealis ktereacute na rozdiacutel od nov teacuteměř staacutele jsou v maximu a naacutehle v uacuteplně nepravidelnyacutech časovyacutech intervalech slaacutebnou o několik hvězdnyacutech třiacuted Studium jejich spekter opravňuje předpoklaacutedat že jde o explose velkeacuteho množstviacute uhliacuteku v atmosfeacuteraacutech těchto hvězd jehož pohlceniacutem jsou vyvolaacutevaacuteny pozorovatelneacute poklesy jasnosti Kromě uveshydenyacutech nejtypičtějšiacutech představitelů novaacutem podobnyacutech hvězd je ještě mnoho zvlaacuteštniacutech hvězd rovněž k nim počiacutetanyacutech

Je třeba miacutet na zřeteli že uvedeneacute schema klasifikace proměnnyacutech hvězd ani zdaleka ne)bsahuje všechny znaacutemeacute přiacutepady hvězdneacute proměnshynosti V posledniacutech desetiletiacutech bylo na přiacuteklad objeveno mnoho hvězd s proměnnyacutemi spektry U některyacutech z těchto hvězd byly objeveny soushyběžneacute nevelkeacute změny 1asnosti Je možneacute že některeacute z hvězd s proměnshynyacutemi spektry jsou bliacutezkeacute převratnyacutem proměnnyacutem hvězdaacutem nehledě ovšem na nepatrnost procesů na nich probiacutehajiacuteciacutech (PokraoovaacuteJniacute)

Přeložil Zdeněk Sekaminn

1fO

ZPRAacuteVY POKYNY MĚSČN SEKCE A

Odpověď dr R Šimonovi (K člaacutenku Vznikba kruhovaacute pohořiacute na Měsiacuteci dopady meteoritů

uveřejněneacutemu v ŘiacuteJi hvěZf11 1954)

Velnli mě těšiacute že na straacutenkaacutech našeho časopisu se počiacutenaacute diskutoV1at o vzniku měsiacutečniacutech kraacuteterfi ktereacutemužto probleacutemu bylo až dosud v našiacute literatuře věnoshyvaacuteno poměrně velmi maacutelo miacuteista Pochybuji však předem (nazvěte si to třeba syacutečkovaacuterum) že dalšiacute pok1račovaacuteniacute v teacuteto diskusi naacutes může v současneacute době přiveacutest k nějakeacutemu konkretniacutemu řešeniacute protože SB tu jednaacute vlastně o celyacute komplex zatiacutem nerozřešenyacutech otaacutezek nejenom geologickyacutech ale předevšiacutem kosshymogonickyacutech Dalšiacute seriosně podlCJženeacute naacutemitky vůči meteorickeacute domněnoe jsou však přirclzeně staacutele vIacutetaacuteny I

Kolega dr R Šimon jak se mně zdaacute by znal raacuted moje vlastniacute stanoviska v teacuteto věci Možnaacute že z meacute citovaneacute knihy (Měsic Praha lS53) vzniaacute n e shyspraacutevnyacute dojem jako bych byl zavilyacutem meteoritikem a pDvažoval tuto domněnku nejenom za jednu ze vskutku l1ejleacutepe propracovanyacutech domněnek o vzniku měshysiacutečniacutech k raacuteJteru ale za jedinou možnou a spraacutevnou hypothesu v teacuteJto otaacutezce Pravda maacutem k meteoriiUckeacuted)mněnce velmi bliacutezko nechci však před nikyacutem zastiacuterat jak ostatně vyplyacutevaacute i z obsahu meacute knihy jejiacute souGa~neacute nedostatky Formulcrval bych (velmi stručně) sveacute vlastniacute stancrvisko v teacuteto ltzaacutelež1tosti asi takto

otaacutezku vznbku měsiacutečniacutech kraacuteteru považuji jaksi oficiaacutelně naIacuteaacutele za otevřeshynyacute probleacutem soukromě se však domniacutevaacutem že Měs1c mohl stejně tak jako něshykteraacute jinaacute menšiacute tělesa slunečniacute soustavy vzniknout původně jako k o n g 10shyme raacutet řaacutedově mnohem menšiacutech tě les a že měsiacutečniacute kraacutetery naacutem ve sveacute většině představuji dodnes zachovaleacute stopy nikoliv po časově nedaacutevneacutem bombardovaacuteni měsiacutečnLho povrchu malyacutemi tě1esy řaacutedu dnešnich meteoru a meteoshyritů nyacutebrž tělesy j i fl eacute hod r u hu Takeacute okolnosti za jakyacutech se tmo -bomshybardovaacuteniacute Měsiacutece daacutelo byly pravděpodobně jineacute nežli se obvykle soudiacute Domniacuteshyvaacutem se že pozemskeacute meteoritoveacute kraacutetery bychom mohli považovat do jisteacute miacutery jen za jakousi vzdaacutelenou Dbdobu va-neacute většiny měsičniacutech kraacuteteru a přijiacutemat neshyjenom zamožneacute ale za pravděpodobneacute že mezi oběma těmito druhy uacutetvaru existujiacute roltzdiacutely nejenom k van t it a t i vn Ale o tom podrobněji až někdy jindy Jinak ještě na sebe mohu prozradit to že se celkem staVIacutelm na SJtanovisko Chabakovovo a spolu s niacutem soudiacutem že dalšiacute pr)dlužovaacutemiacute disltuse vulkanistů a meteoritikfi po stareacutem způsobu je neplodneacute že oba způsoby vzniku měsiacutečniacutech kraacuteteru jsou rraacutelně možneacute a že nyniacute je předevšim třeba dalšiacutech pečlivyacutech studiiacute detailniacute stavby měsiacutečniacutech kraacuteteru (dodejme k tomu ještě že i detailniacute stavby pozemskyacutech meteoritovyacutech kraacuteJteru) Při všiacute meacute uacutectě k naacutezorům 1lolegy dr Šimona se mi však nezdaacute že by bylo možno už dnes tvrdit že meteoritiekaacute domněgtnk3 ztratiacute po kritiokeacutem a objektivniacutem rozboru jednoJlo dne sveacute opodstatshyněni a stane se jednou z mnohyacutech překonanyacutech hypothes na ktereacute je historie astronomickeacute vědy tak bohataacute

K jednotlivyacutem bodům obžaloby proti meteoretiokeacute hypothese podaneacute dr Šishymonem bych si dovolil přičinit teto

1 Koncentrac e valovyacutech rovin směrem k měsiacutečniacutem poacutelům o niacutež mluviacute koleg3 Šimo(t1 je jednak vyacutesledkem toho že Ityto uacutetvary jsou směrem k zaacutepadniacutemu a vyacutechodniacutemu okraji Měsiacutece čaacutestečně zahlaJzeny pDldějšiacutemi změnami ktereacute se na Měsiacuteci odeh1raacutely jednak je to sugesrtivniacute dojem působenyacute perspektivniacutem skrGSshyleniacutem při okraji měsiacutečniacute koule Kraacutetery sediacute doslova jeden těsně vedle druheacuteho a někde se přiacutem) zasahujiacute a prostupuji n e jenompoDliacutež jižniacuteho poacutelu Měsiacutece ale i v jeho severniacute polaacuterniacute a subpolaacuterniacute oblasti (Goldschmidt-Anaxagoras Anali-

J J 1

detaily že vytvaacuteřeli typy proměnnyacutech hvězd ktereacute měly jen jednoho představitele

NejlogičtějšIm schematem klasifikace proměnnyacutech hvězd je to scheshyma na jehož zaacutekladě je položena zaacutesada přiacutečinnosti Ze všech předložeshynyacutech schemat klasifikace je naacutem nejpřijatelnějšiacute schema podaneacute PayneshyGaposchkinovou a Gaposchkinem (C H Payne-Gaposchkin a S Gashyposchkin Variable Stars Cambridge 1938) To rozděluje proměnneacute hvězdy na tři zaacutekladniacute skupiny

A Optickeacute proměnneacute hvězdy B Proměnneacute hvězdy velkeacute posloupnosti C Převratneacute proměnneacute hvězdy

Přiacutečiny způsobujiacuteciacute proměnnost hvězd prvniacute skupiny patřiacute jak vyshyplyacutevaacute již z naacutezvu skupiny k optickeacutemu efektu souvisiacuteciacuteho bud se vzaacuteshyjemnyacutem zatměniacutem složek těsnyacutech dvojhvězd nebo se zakryacutevaacuteniacutem hvězshydy temnou mlhovinou s proměnnou optickou tloušťkou

Druhaacute skupina objektů představuje proměnneacute hvězdy měniacuteciacute svou jasnost vlivem pulsaciacute nebo analogickyacutech fysikaacutelniacutech procesů v jejich vnějšiacutech vrstvaacutech hlavně v atmosfeacuteraacutech Všechny proměnneacute hvězdy druheacute skupiny ukazujiacute na diagramu perioda - spektrum nepřetržitou posloupnost

U třetiacute skupiny proměnnyacutech hvězd nastaacutevaacute změna jasnosti vlivem zjevů explosivniacuteho charakteru souvisiacuteciacutech s uvolňovaacuteniacutem nitroatomoveacute energie Tyto zjevy majiacute charakter katastrof (převratů) zachvacujiacute vnějšiacute vrstvy hvězdy a v některyacutech vzaacutecnějšiacutech přiacutepadech uacuteplně celou hvězdu

Každaacute z těchto velkyacutech skupin proměnnyacutech hvězd může byacutet rozděshylena na několik nejpodstatnějšiacutech typů z nichž každyacute může byacutet opět rozdělen na podtypy My se zde omeziacuteme na nejvšeobecnějšiacute klasifikaci pokud to stačiacute pro porozuměniacute celeacuteho dalšiacuteho textu

A Optickeacute proměnneacute hvězdy se mohou rozdělit na dva velkeacute zaacutesadně rozdiacutelneacute typy - zaacutekrytoveacute proměnneacute a proměnneacute sdruženeacute s mlhovinou Celaacute tato skupina hvězd je ve skutečnosti neproměnnaacute neboť si zdaacutenshylivaacute koliacutesaacuteniacute jasu vysvětlujeme nahodilou polohou draacutehy v prostoru Ale protože jsou objevovaacuteny spolu se skutečnyacutemi proměnnyacutemi hvězshydami jsou spojovaacuteny s nimi společnyacutem naacutezvosloviacutem a katalogy Neniacute pochyb že časem zaacutekrytoveacute proměnneacute budou odděleny ve zvlaacuteštniacute skushyDinu objektů Nebudeme zde probiacuterat uacutespěchy v oblasti studia zaacutekrytoshyvyacutech proměnnyacutech neboť tato oblast se tak rozrostla za posledniacute desetishyletiacute že vyžaduje samostatneacuteho přehledu My se omeziacuteme jen nejvšeobecshynějšiacute klasifikaci

Zaacutekrytoveacute proměnneacute hvězdy mohou byacutet podrobeny dalšiacute přesnějšiacute klasifikaci se dvou hledisek jednak s formaacutelniacuteho na zaacutekladě studia tvaru jejich koliacutesavyacutech změn jasnosti a jednak na zaacutekladě analysy fysishykaacutelniacutech vla-stnostiacute složek Prvniacute zaacutesada vedla k rychle vzniknuvšiacute všeshy

101

obecně rozšiacuteřeneacute klasifikaci děliacuteciacute zaacutekrytoveacute proměnneacute na hvězdy typu Algola f3 Lyrae a W Ursae Maioris Velkeacuteho rozšiacuteřeniacute dosaacutehla podobnaacute formaacutelniacute klasifikace sfeacuterickeacute hvězdy na kruhovyacutech a eliptickyacutech drashyhaacutech a elipsoidaacutelniacute hvězdy na kruhovyacutech a eliptickyacutech drahaacutech S drushyheacuteho hlediska nebylo do dneška předloženo důkladně odůvodněneacute scheshyma klasifikace Poznamenaacutevaacuteme jen uacutespěšnou Kratovu klasifikaci (V A Krat Izv Eng obs No 19 1937) rozdělujiacuteciacute zaacutekrytoveacute proměnneacute na šest typů na zaacutekladě zaacutevislosti na fysikaacutelniacutech charakteristikaacutech sl-oshyžek Dalšiacute rozšiacuteřeniacute našich vědomostiacute o zaacutekrytovyacutech proměnnyacutech a studium jejieacuteh vzaacutejemneacute souvislosti s jinyacutemi hmotnyacutemi uacutetvary ve vesshymiacuteru dovoluje sestavit schema klasifikace ještě rozumovějšiacute a majiacuteciacute vyacutevojovyacute směr K tomu vedou všechny důvody neboť je naacutem znaacutemo viacutec než dva tisiacutece zaacutekrytovyacutech proměnnyacutech z nichž několik set bylo podrobeno přesnyacutem fotometrickyacutem a spektraacutelniacutem zkoumaacuteniacutem Proměnneacute hvězdy sdruženeacute s mlhovinou jsou teacuteměř neprozkoumaacuteny

Největšiacute počet představitelů proměnnyacutech hvězd tohoto typu je soustřeshyděn ve velkeacute mlhovině v Orionu v ktereacute se jich daacute napočiacutetat kolem sta Několik hvězd tohoto typu je v jinyacutech temnyacutech mlhovinaacutech Dosud neniacute jasnaacute otaacutezka jsou-li možneacute přiacutepady uacuteplneacuteho zaacutekrytu bez vlivu absorbushyjiacuteciacuteho prostřediacute na fysikaacutelniacute procesy ve vnějšiacutech vrstvaacutech samotnyacutech hvězd ktereacute jsou v temnyacutech mlhovinaacutech Pozorovaacuteniacute dosaženaacute v poshysledniacute době s jistotou ukazujiacute že mnoheacute hvězdy ktereacute byly dosud poshyvažovaacuteny za hvězdy mlhovinou zakryacutevaneacute jsou přiacutemo v samotneacute mlhoshyvině Tyto hvězdy jsou charakteristickeacute řadou složityacutech fysikaacutelniacutech proshycesů vznikajiacuteciacutech na jejich povrchu naacutesledkem vzaacutejemneacuteho působeniacute s absorbujiacuteciacutem prostřediacutem mezihvězdneacuteho prachu O žaacutedneacute přesneacute klashysifikaci hvězd tohoto typu pro zatiacutem nemůže byacutet ani řeči Posud se ukashyzuje že prostřediacute mezihvězdneacuteho prachu v němž jsou tyto hvězdy vyshyvolaacutevaacute velmi různorodeacute a složiteacute procesy explosivniacuteho charakteru v jeshyjich vnějšiacutech obalech a je velmi pravděpodobneacute že tento typ proměnshynyacutech hvězd bude časem zařazen k převratnyacutem proměnnyacutem hvězdaacutem

B Proměnneacute hvězdy velkeacute poskYdpnosti(( jak je již vyacuteše poznameshynaacuteno majiacute společnou zaacutevislost perioda - spektrum Čiacutem je perioda delšiacute tiacutem je nižšiacute průměrnaacute efektivniacute teplota proměnnyacutech hvězd velkeacute posloupnosti Uvedenyacute člaacutenek je převaacutežně věnovaacuten těmto proměnnyacutem hvězdaacutem V přiacutetomneacute době lz~ proměnneacute hvězdy teacuteto skupiny rozdělit na tyto zaacutekladny typy

1 Polopravidelneacute a nepravidelneacute proměnneacute 2 Proměnneacute typu Mira CetL 3 Proměnneacute typu RV Tauri 4 Dlouhoperiodickeacute cefeidy 5 Kraacutetkoperiodickeacute cefeidy

Nebultleme zde podrobněji popisovat zvlaacuteštnosti každeacuteho z uvedenyacutech typů protože v dalšiacutem textu bude každeacutemu z nich věnovaacuten zvlaacuteštniacute

108

paragraf Při popisu uacutespěchů ve studiu proměnnyacutech hvězd každeacuteho z uvedenyacutech typů se budeme snažit podat jejich uacuteplnou charakteristiku

C Převratneacute proměnneacute hvězdy můžeme rozdělit na tyto zaacutekladniacute typy

1 Supernovy - 2 Typickeacute novy - 3 Cyklickeacute novy - 4 Novaacutem podobneacute proměnneacute hvězdy

I když proměnnost převratnyacutecb proměnnyacutech hveurozd je vyvolaacutevaacutena uacuteplně jinyacutemi přiacutečinami než proměnnost hvězd velkeacute posloupnosti a ačkoliv v posledniacutech deseti až patnaacutecti letech v oblasti studia převratshynyacutech proměnnyacutech hvězd a vyacutevoje jejich theoriiacute bylo udělaacuteno zvlaacutešť mnoho považujeme za vhodneacute věnovat jim zvlaacuteštniacute podrobnyacute člaacutenek při čemž se prozatiacutem omeziacuteme jen na detailniacute popis zaacutekladniacutech typů

Supernovy se začaly intensivně studoJat až do poloviny třicaacutetyacutech let našeho stoletiacute Předtiacutem byly objevovaacuteny jen naacutehodně v bližšiacutech hvězdshynyacutech soustavaacutech Naacutesledkem soustavneacuteho hledaacuteniacute organisovaneacuteho na Mt Palomaru jejich pOčet velmi rychle vzrostl z patnaacutecti na padesaacutet Supernovy jsou charakteristickeacute tiacutem že jejich zaacuteřeniacute je v maximu značně velikeacute Toto zaacuteřeniacute se daacute porovnat se z~řenIacutem miliard všech ostatniacutech hvězd určiteacute hvězdneacute soustavy Amplitudy jasnosti supernov pravděpodobně přesahujiacute 20 hvězdnyacutech třiacuted Zwicky ukaacutezal že pr~middot měrně jeden objev supernovy v určiteacute hvězdneacute soustavě odpoviacutedaacute jedshynomu vyacutebuchu za 400 let (F Zwicky AstrDphysical Journal 96 28 1942) Kulikovskij ukaacutezal že ve spiraacutelniacutech mlhovinaacutech pozdniacuteho typu supernovy vybuchuji mnohem častěji inež ve spiraacutelniacutech mlhovinaacutech raneacuteho typu a v eliptickyacutech mlhovinaacutech (P G Kulikovskij Astroshynomičeskij žurnal 21 211 1944) Na počaacutetku čtyřicaacutetyacutech let byla dokaacutezaacutena totožnost znaacutemeacute Krabiacute mlhoviny v souhvězdiacute Byacuteka se supershynoVlU kteraacute vybuchla v roce 1054 a kteraacute byla popsaacutena v řadě staryacutech letopisů a kronik Takovyacutem způsobem můžeme podrobně zkoumat fysishykaacutelniacute vlastnosti zbytků superoDvy Přiacutečina vyacutebuchů supernov ležiacute v hlushybokeacute přestavbě celeacute hvězdy a v uvolněniacute ohromneacuteho množstviacute nitroatoshymoveacute energie

Typickeacute novy dosti často vybuchujiacuteciacute v našiacute Galaxii a sousedniacutech spiraacutelniacutech mlhovinaacutech již daacutevno poutaly pozornost astronomů V přiacuteshytomneacute době v našiacute Galaxii je teacuteměř pravidelně objevovaacuteno 13-14 nov každyacutech deset let Protože je naacutem dostupna jen malaacute čaacutest celeacute Galaxie můžeme usuzovat že každoročně v niacute vybuchuje viacutece než sto nov Celaacute řada jasnyacutech nov ktereacute vybuchly v posledniacutech 25 letech umožnila deshytailně studovat jejich spektra Vyacutezkumy Voroncova-Veljaminova Amshybarcumjana Lebedinskeacuteho a jinyacutech sovětskyacutech a zahraničniacutech astronoshymů naacutes přivedly k pochopeniacute složityacutech procesů probiacutehajiacuteciacutech v obalech novyacutech hvězd v obdobiacute jejich vyacutebuchů Jde patrně o explosi hvězdy naacutesledkem nitrojadernyacutech procesů v určityacutech vrstvaacutech hvězdy

V posledniacutech patnaacutecti letech jsme byli svědky častyacutech opakovanyacutech vyacutebuchů nov Takoveacute hvězdy dostaly naacutezev cyklickeacute noveacute hvězdy Jejich

109

zkoumaacuteniacute daacutevaacute všechny důvody předpoklaacutedat že typickeacute novy jsou takeacute cyklickeacute ale vyacutebuchy jsou navzaacutejem odděleny od sebe tisiacuteciletiacutell1i Uacutekazy pozorovaneacute u cyklickyacutech novyacutech hvězd se jen maacutelo lišiacute od uacutekazU pozorovanyacutech u typickyacutech nOv

Několik desiacutetek hvězd připomiacutenaacute novy zvlaacuteštnostmi svyacutech spekter a ~měnou jasnosti Takoveacute hvězdy bylo rozhodnuto nazyacutevat novaacutem podobneacute hvězdy Jsou velmi rozmaniteacute svyacutem charakterem ale mezi ně bylo zařazeno teacutež neurokolik zvlaacuteště početnyacutech a charakteristickyacutech podshytypů Mezi nimi předevšiacutem ie třeba připomenout proměnneacute hvězdy typu U Geminorum Jsou charakteristickeacute naacutehlyacutemi vyacutebuchy připomiacutenajiacuteciacutemi novy Ale amplituda těchto vyacutebuchů neniacute velikaacute (od dvou do pěti hvězdshynyacutech třiacuted) a intervaly mezi vyacutebuchy představujiacute cykly s dobou od deseti _ dQ několika set dniacute Parenago společně se autorem tohoto člaacutenku stushydovali tyto hvězdy spolu s cyklickyacutemi novami dokaacutezali jejich trpasličiacute podstaťu a objevili dobře patrnou zaacutekonitost mezi amplitudou vyacutebuchu a deacutelkou intervalu mezi vyacutebuchy (P P Parenago B V Kukarkin Pěreměnnyje Zvjozdy 4 249 1934) Spektra těchto hvězd se velmi těžko studujiacute proto že tyto objekty jsou velmi slabeacute Nejjasnějšiacute předshystaviteleacute tohoto typu za normaacutelniacute jasnosti v minimu sotva dosahujiacute 12 hvězdneacute velikosti Nicmeacuteně nejmohutnějšiacutemi přiacutestroji byla v posledshyniacutech letech studovaacutena spektra mnohyacutech hvězd typu U Geminorum Jeshyjich spektra se hodně lišiacute od spekter typickyacutech nov ale ukazujiacute emisniacute paacutesy ktereacute mluviacute ve prospěch existence procesů připomiacutenajiacuteciacutech exshyplosi obalu Kromě hvězd typu U Geminorum je třeba uveacutest hvězdy typu Z Andromedae Tyto hvězdy majiacute dosti značneacute vyacutebuchy (5 amplishytudami do čtyř hvězdnyacutech třiacuted) po nichž naacutesledujiacute menšiacute cyklickeacute vyacutekyvy až do noveacuteho mocneacuteho vyacutebuchu Spektra těchto hvězd majiacute mnoho společneacuteho se spektry nov Často je společně se spektrem vzplashynuvšiacute hvězdy jež je podobneacute spektru nov pozorovaacuteno spektrum rudeacuteho neviditelneacuteho souputniacuteka Kon~čně je třeba uveacutest ieště hvězdy typu R Coronae Borealis ktereacute na rozdiacutel od nov teacuteměř staacutele jsou v maximu a naacutehle v uacuteplně nepravidelnyacutech časovyacutech intervalech slaacutebnou o několik hvězdnyacutech třiacuted Studium jejich spekter opravňuje předpoklaacutedat že jde o explose velkeacuteho množstviacute uhliacuteku v atmosfeacuteraacutech těchto hvězd jehož pohlceniacutem jsou vyvolaacutevaacuteny pozorovatelneacute poklesy jasnosti Kromě uveshydenyacutech nejtypičtějšiacutech představitelů novaacutem podobnyacutech hvězd je ještě mnoho zvlaacuteštniacutech hvězd rovněž k nim počiacutetanyacutech

Je třeba miacutet na zřeteli že uvedeneacute schema klasifikace proměnnyacutech hvězd ani zdaleka ne)bsahuje všechny znaacutemeacute přiacutepady hvězdneacute proměnshynosti V posledniacutech desetiletiacutech bylo na přiacuteklad objeveno mnoho hvězd s proměnnyacutemi spektry U některyacutech z těchto hvězd byly objeveny soushyběžneacute nevelkeacute změny 1asnosti Je možneacute že některeacute z hvězd s proměnshynyacutemi spektry jsou bliacutezkeacute převratnyacutem proměnnyacutem hvězdaacutem nehledě ovšem na nepatrnost procesů na nich probiacutehajiacuteciacutech (PokraoovaacuteJniacute)

Přeložil Zdeněk Sekaminn

1fO

ZPRAacuteVY POKYNY MĚSČN SEKCE A

Odpověď dr R Šimonovi (K člaacutenku Vznikba kruhovaacute pohořiacute na Měsiacuteci dopady meteoritů

uveřejněneacutemu v ŘiacuteJi hvěZf11 1954)

Velnli mě těšiacute že na straacutenkaacutech našeho časopisu se počiacutenaacute diskutoV1at o vzniku měsiacutečniacutech kraacuteterfi ktereacutemužto probleacutemu bylo až dosud v našiacute literatuře věnoshyvaacuteno poměrně velmi maacutelo miacuteista Pochybuji však předem (nazvěte si to třeba syacutečkovaacuterum) že dalšiacute pok1račovaacuteniacute v teacuteto diskusi naacutes může v současneacute době přiveacutest k nějakeacutemu konkretniacutemu řešeniacute protože SB tu jednaacute vlastně o celyacute komplex zatiacutem nerozřešenyacutech otaacutezek nejenom geologickyacutech ale předevšiacutem kosshymogonickyacutech Dalšiacute seriosně podlCJženeacute naacutemitky vůči meteorickeacute domněnoe jsou však přirclzeně staacutele vIacutetaacuteny I

Kolega dr R Šimon jak se mně zdaacute by znal raacuted moje vlastniacute stanoviska v teacuteto věci Možnaacute že z meacute citovaneacute knihy (Měsic Praha lS53) vzniaacute n e shyspraacutevnyacute dojem jako bych byl zavilyacutem meteoritikem a pDvažoval tuto domněnku nejenom za jednu ze vskutku l1ejleacutepe propracovanyacutech domněnek o vzniku měshysiacutečniacutech k raacuteJteru ale za jedinou možnou a spraacutevnou hypothesu v teacuteJto otaacutezce Pravda maacutem k meteoriiUckeacuted)mněnce velmi bliacutezko nechci však před nikyacutem zastiacuterat jak ostatně vyplyacutevaacute i z obsahu meacute knihy jejiacute souGa~neacute nedostatky Formulcrval bych (velmi stručně) sveacute vlastniacute stancrvisko v teacuteto ltzaacutelež1tosti asi takto

otaacutezku vznbku měsiacutečniacutech kraacuteteru považuji jaksi oficiaacutelně naIacuteaacutele za otevřeshynyacute probleacutem soukromě se však domniacutevaacutem že Měs1c mohl stejně tak jako něshykteraacute jinaacute menšiacute tělesa slunečniacute soustavy vzniknout původně jako k o n g 10shyme raacutet řaacutedově mnohem menšiacutech tě les a že měsiacutečniacute kraacutetery naacutem ve sveacute většině představuji dodnes zachovaleacute stopy nikoliv po časově nedaacutevneacutem bombardovaacuteni měsiacutečnLho povrchu malyacutemi tě1esy řaacutedu dnešnich meteoru a meteoshyritů nyacutebrž tělesy j i fl eacute hod r u hu Takeacute okolnosti za jakyacutech se tmo -bomshybardovaacuteniacute Měsiacutece daacutelo byly pravděpodobně jineacute nežli se obvykle soudiacute Domniacuteshyvaacutem se že pozemskeacute meteoritoveacute kraacutetery bychom mohli považovat do jisteacute miacutery jen za jakousi vzdaacutelenou Dbdobu va-neacute většiny měsičniacutech kraacuteteru a přijiacutemat neshyjenom zamožneacute ale za pravděpodobneacute že mezi oběma těmito druhy uacutetvaru existujiacute roltzdiacutely nejenom k van t it a t i vn Ale o tom podrobněji až někdy jindy Jinak ještě na sebe mohu prozradit to že se celkem staVIacutelm na SJtanovisko Chabakovovo a spolu s niacutem soudiacutem že dalšiacute pr)dlužovaacutemiacute disltuse vulkanistů a meteoritikfi po stareacutem způsobu je neplodneacute že oba způsoby vzniku měsiacutečniacutech kraacuteteru jsou rraacutelně možneacute a že nyniacute je předevšim třeba dalšiacutech pečlivyacutech studiiacute detailniacute stavby měsiacutečniacutech kraacuteteru (dodejme k tomu ještě že i detailniacute stavby pozemskyacutech meteoritovyacutech kraacuteJteru) Při všiacute meacute uacutectě k naacutezorům 1lolegy dr Šimona se mi však nezdaacute že by bylo možno už dnes tvrdit že meteoritiekaacute domněgtnk3 ztratiacute po kritiokeacutem a objektivniacutem rozboru jednoJlo dne sveacute opodstatshyněni a stane se jednou z mnohyacutech překonanyacutech hypothes na ktereacute je historie astronomickeacute vědy tak bohataacute

K jednotlivyacutem bodům obžaloby proti meteoretiokeacute hypothese podaneacute dr Šishymonem bych si dovolil přičinit teto

1 Koncentrac e valovyacutech rovin směrem k měsiacutečniacutem poacutelům o niacutež mluviacute koleg3 Šimo(t1 je jednak vyacutesledkem toho že Ityto uacutetvary jsou směrem k zaacutepadniacutemu a vyacutechodniacutemu okraji Měsiacutece čaacutestečně zahlaJzeny pDldějšiacutemi změnami ktereacute se na Měsiacuteci odeh1raacutely jednak je to sugesrtivniacute dojem působenyacute perspektivniacutem skrGSshyleniacutem při okraji měsiacutečniacute koule Kraacutetery sediacute doslova jeden těsně vedle druheacuteho a někde se přiacutem) zasahujiacute a prostupuji n e jenompoDliacutež jižniacuteho poacutelu Měsiacutece ale i v jeho severniacute polaacuterniacute a subpolaacuterniacute oblasti (Goldschmidt-Anaxagoras Anali-

J J 1

obecně rozšiacuteřeneacute klasifikaci děliacuteciacute zaacutekrytoveacute proměnneacute na hvězdy typu Algola f3 Lyrae a W Ursae Maioris Velkeacuteho rozšiacuteřeniacute dosaacutehla podobnaacute formaacutelniacute klasifikace sfeacuterickeacute hvězdy na kruhovyacutech a eliptickyacutech drashyhaacutech a elipsoidaacutelniacute hvězdy na kruhovyacutech a eliptickyacutech drahaacutech S drushyheacuteho hlediska nebylo do dneška předloženo důkladně odůvodněneacute scheshyma klasifikace Poznamenaacutevaacuteme jen uacutespěšnou Kratovu klasifikaci (V A Krat Izv Eng obs No 19 1937) rozdělujiacuteciacute zaacutekrytoveacute proměnneacute na šest typů na zaacutekladě zaacutevislosti na fysikaacutelniacutech charakteristikaacutech sl-oshyžek Dalšiacute rozšiacuteřeniacute našich vědomostiacute o zaacutekrytovyacutech proměnnyacutech a studium jejieacuteh vzaacutejemneacute souvislosti s jinyacutemi hmotnyacutemi uacutetvary ve vesshymiacuteru dovoluje sestavit schema klasifikace ještě rozumovějšiacute a majiacuteciacute vyacutevojovyacute směr K tomu vedou všechny důvody neboť je naacutem znaacutemo viacutec než dva tisiacutece zaacutekrytovyacutech proměnnyacutech z nichž několik set bylo podrobeno přesnyacutem fotometrickyacutem a spektraacutelniacutem zkoumaacuteniacutem Proměnneacute hvězdy sdruženeacute s mlhovinou jsou teacuteměř neprozkoumaacuteny

Největšiacute počet představitelů proměnnyacutech hvězd tohoto typu je soustřeshyděn ve velkeacute mlhovině v Orionu v ktereacute se jich daacute napočiacutetat kolem sta Několik hvězd tohoto typu je v jinyacutech temnyacutech mlhovinaacutech Dosud neniacute jasnaacute otaacutezka jsou-li možneacute přiacutepady uacuteplneacuteho zaacutekrytu bez vlivu absorbushyjiacuteciacuteho prostřediacute na fysikaacutelniacute procesy ve vnějšiacutech vrstvaacutech samotnyacutech hvězd ktereacute jsou v temnyacutech mlhovinaacutech Pozorovaacuteniacute dosaženaacute v poshysledniacute době s jistotou ukazujiacute že mnoheacute hvězdy ktereacute byly dosud poshyvažovaacuteny za hvězdy mlhovinou zakryacutevaneacute jsou přiacutemo v samotneacute mlhoshyvině Tyto hvězdy jsou charakteristickeacute řadou složityacutech fysikaacutelniacutech proshycesů vznikajiacuteciacutech na jejich povrchu naacutesledkem vzaacutejemneacuteho působeniacute s absorbujiacuteciacutem prostřediacutem mezihvězdneacuteho prachu O žaacutedneacute přesneacute klashysifikaci hvězd tohoto typu pro zatiacutem nemůže byacutet ani řeči Posud se ukashyzuje že prostřediacute mezihvězdneacuteho prachu v němž jsou tyto hvězdy vyshyvolaacutevaacute velmi různorodeacute a složiteacute procesy explosivniacuteho charakteru v jeshyjich vnějšiacutech obalech a je velmi pravděpodobneacute že tento typ proměnshynyacutech hvězd bude časem zařazen k převratnyacutem proměnnyacutem hvězdaacutem

B Proměnneacute hvězdy velkeacute poskYdpnosti(( jak je již vyacuteše poznameshynaacuteno majiacute společnou zaacutevislost perioda - spektrum Čiacutem je perioda delšiacute tiacutem je nižšiacute průměrnaacute efektivniacute teplota proměnnyacutech hvězd velkeacute posloupnosti Uvedenyacute člaacutenek je převaacutežně věnovaacuten těmto proměnnyacutem hvězdaacutem V přiacutetomneacute době lz~ proměnneacute hvězdy teacuteto skupiny rozdělit na tyto zaacutekladny typy

1 Polopravidelneacute a nepravidelneacute proměnneacute 2 Proměnneacute typu Mira CetL 3 Proměnneacute typu RV Tauri 4 Dlouhoperiodickeacute cefeidy 5 Kraacutetkoperiodickeacute cefeidy

Nebultleme zde podrobněji popisovat zvlaacuteštnosti každeacuteho z uvedenyacutech typů protože v dalšiacutem textu bude každeacutemu z nich věnovaacuten zvlaacuteštniacute

108

paragraf Při popisu uacutespěchů ve studiu proměnnyacutech hvězd každeacuteho z uvedenyacutech typů se budeme snažit podat jejich uacuteplnou charakteristiku

C Převratneacute proměnneacute hvězdy můžeme rozdělit na tyto zaacutekladniacute typy

1 Supernovy - 2 Typickeacute novy - 3 Cyklickeacute novy - 4 Novaacutem podobneacute proměnneacute hvězdy

I když proměnnost převratnyacutecb proměnnyacutech hveurozd je vyvolaacutevaacutena uacuteplně jinyacutemi přiacutečinami než proměnnost hvězd velkeacute posloupnosti a ačkoliv v posledniacutech deseti až patnaacutecti letech v oblasti studia převratshynyacutech proměnnyacutech hvězd a vyacutevoje jejich theoriiacute bylo udělaacuteno zvlaacutešť mnoho považujeme za vhodneacute věnovat jim zvlaacuteštniacute podrobnyacute člaacutenek při čemž se prozatiacutem omeziacuteme jen na detailniacute popis zaacutekladniacutech typů

Supernovy se začaly intensivně studoJat až do poloviny třicaacutetyacutech let našeho stoletiacute Předtiacutem byly objevovaacuteny jen naacutehodně v bližšiacutech hvězdshynyacutech soustavaacutech Naacutesledkem soustavneacuteho hledaacuteniacute organisovaneacuteho na Mt Palomaru jejich pOčet velmi rychle vzrostl z patnaacutecti na padesaacutet Supernovy jsou charakteristickeacute tiacutem že jejich zaacuteřeniacute je v maximu značně velikeacute Toto zaacuteřeniacute se daacute porovnat se z~řenIacutem miliard všech ostatniacutech hvězd určiteacute hvězdneacute soustavy Amplitudy jasnosti supernov pravděpodobně přesahujiacute 20 hvězdnyacutech třiacuted Zwicky ukaacutezal že pr~middot měrně jeden objev supernovy v určiteacute hvězdneacute soustavě odpoviacutedaacute jedshynomu vyacutebuchu za 400 let (F Zwicky AstrDphysical Journal 96 28 1942) Kulikovskij ukaacutezal že ve spiraacutelniacutech mlhovinaacutech pozdniacuteho typu supernovy vybuchuji mnohem častěji inež ve spiraacutelniacutech mlhovinaacutech raneacuteho typu a v eliptickyacutech mlhovinaacutech (P G Kulikovskij Astroshynomičeskij žurnal 21 211 1944) Na počaacutetku čtyřicaacutetyacutech let byla dokaacutezaacutena totožnost znaacutemeacute Krabiacute mlhoviny v souhvězdiacute Byacuteka se supershynoVlU kteraacute vybuchla v roce 1054 a kteraacute byla popsaacutena v řadě staryacutech letopisů a kronik Takovyacutem způsobem můžeme podrobně zkoumat fysishykaacutelniacute vlastnosti zbytků superoDvy Přiacutečina vyacutebuchů supernov ležiacute v hlushybokeacute přestavbě celeacute hvězdy a v uvolněniacute ohromneacuteho množstviacute nitroatoshymoveacute energie

Typickeacute novy dosti často vybuchujiacuteciacute v našiacute Galaxii a sousedniacutech spiraacutelniacutech mlhovinaacutech již daacutevno poutaly pozornost astronomů V přiacuteshytomneacute době v našiacute Galaxii je teacuteměř pravidelně objevovaacuteno 13-14 nov každyacutech deset let Protože je naacutem dostupna jen malaacute čaacutest celeacute Galaxie můžeme usuzovat že každoročně v niacute vybuchuje viacutece než sto nov Celaacute řada jasnyacutech nov ktereacute vybuchly v posledniacutech 25 letech umožnila deshytailně studovat jejich spektra Vyacutezkumy Voroncova-Veljaminova Amshybarcumjana Lebedinskeacuteho a jinyacutech sovětskyacutech a zahraničniacutech astronoshymů naacutes přivedly k pochopeniacute složityacutech procesů probiacutehajiacuteciacutech v obalech novyacutech hvězd v obdobiacute jejich vyacutebuchů Jde patrně o explosi hvězdy naacutesledkem nitrojadernyacutech procesů v určityacutech vrstvaacutech hvězdy

V posledniacutech patnaacutecti letech jsme byli svědky častyacutech opakovanyacutech vyacutebuchů nov Takoveacute hvězdy dostaly naacutezev cyklickeacute noveacute hvězdy Jejich

109

zkoumaacuteniacute daacutevaacute všechny důvody předpoklaacutedat že typickeacute novy jsou takeacute cyklickeacute ale vyacutebuchy jsou navzaacutejem odděleny od sebe tisiacuteciletiacutell1i Uacutekazy pozorovaneacute u cyklickyacutech novyacutech hvězd se jen maacutelo lišiacute od uacutekazU pozorovanyacutech u typickyacutech nOv

Několik desiacutetek hvězd připomiacutenaacute novy zvlaacuteštnostmi svyacutech spekter a ~měnou jasnosti Takoveacute hvězdy bylo rozhodnuto nazyacutevat novaacutem podobneacute hvězdy Jsou velmi rozmaniteacute svyacutem charakterem ale mezi ně bylo zařazeno teacutež neurokolik zvlaacuteště početnyacutech a charakteristickyacutech podshytypů Mezi nimi předevšiacutem ie třeba připomenout proměnneacute hvězdy typu U Geminorum Jsou charakteristickeacute naacutehlyacutemi vyacutebuchy připomiacutenajiacuteciacutemi novy Ale amplituda těchto vyacutebuchů neniacute velikaacute (od dvou do pěti hvězdshynyacutech třiacuted) a intervaly mezi vyacutebuchy představujiacute cykly s dobou od deseti _ dQ několika set dniacute Parenago společně se autorem tohoto člaacutenku stushydovali tyto hvězdy spolu s cyklickyacutemi novami dokaacutezali jejich trpasličiacute podstaťu a objevili dobře patrnou zaacutekonitost mezi amplitudou vyacutebuchu a deacutelkou intervalu mezi vyacutebuchy (P P Parenago B V Kukarkin Pěreměnnyje Zvjozdy 4 249 1934) Spektra těchto hvězd se velmi těžko studujiacute proto že tyto objekty jsou velmi slabeacute Nejjasnějšiacute předshystaviteleacute tohoto typu za normaacutelniacute jasnosti v minimu sotva dosahujiacute 12 hvězdneacute velikosti Nicmeacuteně nejmohutnějšiacutemi přiacutestroji byla v posledshyniacutech letech studovaacutena spektra mnohyacutech hvězd typu U Geminorum Jeshyjich spektra se hodně lišiacute od spekter typickyacutech nov ale ukazujiacute emisniacute paacutesy ktereacute mluviacute ve prospěch existence procesů připomiacutenajiacuteciacutech exshyplosi obalu Kromě hvězd typu U Geminorum je třeba uveacutest hvězdy typu Z Andromedae Tyto hvězdy majiacute dosti značneacute vyacutebuchy (5 amplishytudami do čtyř hvězdnyacutech třiacuted) po nichž naacutesledujiacute menšiacute cyklickeacute vyacutekyvy až do noveacuteho mocneacuteho vyacutebuchu Spektra těchto hvězd majiacute mnoho společneacuteho se spektry nov Často je společně se spektrem vzplashynuvšiacute hvězdy jež je podobneacute spektru nov pozorovaacuteno spektrum rudeacuteho neviditelneacuteho souputniacuteka Kon~čně je třeba uveacutest ieště hvězdy typu R Coronae Borealis ktereacute na rozdiacutel od nov teacuteměř staacutele jsou v maximu a naacutehle v uacuteplně nepravidelnyacutech časovyacutech intervalech slaacutebnou o několik hvězdnyacutech třiacuted Studium jejich spekter opravňuje předpoklaacutedat že jde o explose velkeacuteho množstviacute uhliacuteku v atmosfeacuteraacutech těchto hvězd jehož pohlceniacutem jsou vyvolaacutevaacuteny pozorovatelneacute poklesy jasnosti Kromě uveshydenyacutech nejtypičtějšiacutech představitelů novaacutem podobnyacutech hvězd je ještě mnoho zvlaacuteštniacutech hvězd rovněž k nim počiacutetanyacutech

Je třeba miacutet na zřeteli že uvedeneacute schema klasifikace proměnnyacutech hvězd ani zdaleka ne)bsahuje všechny znaacutemeacute přiacutepady hvězdneacute proměnshynosti V posledniacutech desetiletiacutech bylo na přiacuteklad objeveno mnoho hvězd s proměnnyacutemi spektry U některyacutech z těchto hvězd byly objeveny soushyběžneacute nevelkeacute změny 1asnosti Je možneacute že některeacute z hvězd s proměnshynyacutemi spektry jsou bliacutezkeacute převratnyacutem proměnnyacutem hvězdaacutem nehledě ovšem na nepatrnost procesů na nich probiacutehajiacuteciacutech (PokraoovaacuteJniacute)

Přeložil Zdeněk Sekaminn

1fO

ZPRAacuteVY POKYNY MĚSČN SEKCE A

Odpověď dr R Šimonovi (K člaacutenku Vznikba kruhovaacute pohořiacute na Měsiacuteci dopady meteoritů

uveřejněneacutemu v ŘiacuteJi hvěZf11 1954)

Velnli mě těšiacute že na straacutenkaacutech našeho časopisu se počiacutenaacute diskutoV1at o vzniku měsiacutečniacutech kraacuteterfi ktereacutemužto probleacutemu bylo až dosud v našiacute literatuře věnoshyvaacuteno poměrně velmi maacutelo miacuteista Pochybuji však předem (nazvěte si to třeba syacutečkovaacuterum) že dalšiacute pok1račovaacuteniacute v teacuteto diskusi naacutes může v současneacute době přiveacutest k nějakeacutemu konkretniacutemu řešeniacute protože SB tu jednaacute vlastně o celyacute komplex zatiacutem nerozřešenyacutech otaacutezek nejenom geologickyacutech ale předevšiacutem kosshymogonickyacutech Dalšiacute seriosně podlCJženeacute naacutemitky vůči meteorickeacute domněnoe jsou však přirclzeně staacutele vIacutetaacuteny I

Kolega dr R Šimon jak se mně zdaacute by znal raacuted moje vlastniacute stanoviska v teacuteto věci Možnaacute že z meacute citovaneacute knihy (Měsic Praha lS53) vzniaacute n e shyspraacutevnyacute dojem jako bych byl zavilyacutem meteoritikem a pDvažoval tuto domněnku nejenom za jednu ze vskutku l1ejleacutepe propracovanyacutech domněnek o vzniku měshysiacutečniacutech k raacuteJteru ale za jedinou možnou a spraacutevnou hypothesu v teacuteJto otaacutezce Pravda maacutem k meteoriiUckeacuted)mněnce velmi bliacutezko nechci však před nikyacutem zastiacuterat jak ostatně vyplyacutevaacute i z obsahu meacute knihy jejiacute souGa~neacute nedostatky Formulcrval bych (velmi stručně) sveacute vlastniacute stancrvisko v teacuteto ltzaacutelež1tosti asi takto

otaacutezku vznbku měsiacutečniacutech kraacuteteru považuji jaksi oficiaacutelně naIacuteaacutele za otevřeshynyacute probleacutem soukromě se však domniacutevaacutem že Měs1c mohl stejně tak jako něshykteraacute jinaacute menšiacute tělesa slunečniacute soustavy vzniknout původně jako k o n g 10shyme raacutet řaacutedově mnohem menšiacutech tě les a že měsiacutečniacute kraacutetery naacutem ve sveacute většině představuji dodnes zachovaleacute stopy nikoliv po časově nedaacutevneacutem bombardovaacuteni měsiacutečnLho povrchu malyacutemi tě1esy řaacutedu dnešnich meteoru a meteoshyritů nyacutebrž tělesy j i fl eacute hod r u hu Takeacute okolnosti za jakyacutech se tmo -bomshybardovaacuteniacute Měsiacutece daacutelo byly pravděpodobně jineacute nežli se obvykle soudiacute Domniacuteshyvaacutem se že pozemskeacute meteoritoveacute kraacutetery bychom mohli považovat do jisteacute miacutery jen za jakousi vzdaacutelenou Dbdobu va-neacute většiny měsičniacutech kraacuteteru a přijiacutemat neshyjenom zamožneacute ale za pravděpodobneacute že mezi oběma těmito druhy uacutetvaru existujiacute roltzdiacutely nejenom k van t it a t i vn Ale o tom podrobněji až někdy jindy Jinak ještě na sebe mohu prozradit to že se celkem staVIacutelm na SJtanovisko Chabakovovo a spolu s niacutem soudiacutem že dalšiacute pr)dlužovaacutemiacute disltuse vulkanistů a meteoritikfi po stareacutem způsobu je neplodneacute že oba způsoby vzniku měsiacutečniacutech kraacuteteru jsou rraacutelně možneacute a že nyniacute je předevšim třeba dalšiacutech pečlivyacutech studiiacute detailniacute stavby měsiacutečniacutech kraacuteteru (dodejme k tomu ještě že i detailniacute stavby pozemskyacutech meteoritovyacutech kraacuteJteru) Při všiacute meacute uacutectě k naacutezorům 1lolegy dr Šimona se mi však nezdaacute že by bylo možno už dnes tvrdit že meteoritiekaacute domněgtnk3 ztratiacute po kritiokeacutem a objektivniacutem rozboru jednoJlo dne sveacute opodstatshyněni a stane se jednou z mnohyacutech překonanyacutech hypothes na ktereacute je historie astronomickeacute vědy tak bohataacute

K jednotlivyacutem bodům obžaloby proti meteoretiokeacute hypothese podaneacute dr Šishymonem bych si dovolil přičinit teto

1 Koncentrac e valovyacutech rovin směrem k měsiacutečniacutem poacutelům o niacutež mluviacute koleg3 Šimo(t1 je jednak vyacutesledkem toho že Ityto uacutetvary jsou směrem k zaacutepadniacutemu a vyacutechodniacutemu okraji Měsiacutece čaacutestečně zahlaJzeny pDldějšiacutemi změnami ktereacute se na Měsiacuteci odeh1raacutely jednak je to sugesrtivniacute dojem působenyacute perspektivniacutem skrGSshyleniacutem při okraji měsiacutečniacute koule Kraacutetery sediacute doslova jeden těsně vedle druheacuteho a někde se přiacutem) zasahujiacute a prostupuji n e jenompoDliacutež jižniacuteho poacutelu Měsiacutece ale i v jeho severniacute polaacuterniacute a subpolaacuterniacute oblasti (Goldschmidt-Anaxagoras Anali-

J J 1

paragraf Při popisu uacutespěchů ve studiu proměnnyacutech hvězd každeacuteho z uvedenyacutech typů se budeme snažit podat jejich uacuteplnou charakteristiku

C Převratneacute proměnneacute hvězdy můžeme rozdělit na tyto zaacutekladniacute typy

1 Supernovy - 2 Typickeacute novy - 3 Cyklickeacute novy - 4 Novaacutem podobneacute proměnneacute hvězdy

I když proměnnost převratnyacutecb proměnnyacutech hveurozd je vyvolaacutevaacutena uacuteplně jinyacutemi přiacutečinami než proměnnost hvězd velkeacute posloupnosti a ačkoliv v posledniacutech deseti až patnaacutecti letech v oblasti studia převratshynyacutech proměnnyacutech hvězd a vyacutevoje jejich theoriiacute bylo udělaacuteno zvlaacutešť mnoho považujeme za vhodneacute věnovat jim zvlaacuteštniacute podrobnyacute člaacutenek při čemž se prozatiacutem omeziacuteme jen na detailniacute popis zaacutekladniacutech typů

Supernovy se začaly intensivně studoJat až do poloviny třicaacutetyacutech let našeho stoletiacute Předtiacutem byly objevovaacuteny jen naacutehodně v bližšiacutech hvězdshynyacutech soustavaacutech Naacutesledkem soustavneacuteho hledaacuteniacute organisovaneacuteho na Mt Palomaru jejich pOčet velmi rychle vzrostl z patnaacutecti na padesaacutet Supernovy jsou charakteristickeacute tiacutem že jejich zaacuteřeniacute je v maximu značně velikeacute Toto zaacuteřeniacute se daacute porovnat se z~řenIacutem miliard všech ostatniacutech hvězd určiteacute hvězdneacute soustavy Amplitudy jasnosti supernov pravděpodobně přesahujiacute 20 hvězdnyacutech třiacuted Zwicky ukaacutezal že pr~middot měrně jeden objev supernovy v určiteacute hvězdneacute soustavě odpoviacutedaacute jedshynomu vyacutebuchu za 400 let (F Zwicky AstrDphysical Journal 96 28 1942) Kulikovskij ukaacutezal že ve spiraacutelniacutech mlhovinaacutech pozdniacuteho typu supernovy vybuchuji mnohem častěji inež ve spiraacutelniacutech mlhovinaacutech raneacuteho typu a v eliptickyacutech mlhovinaacutech (P G Kulikovskij Astroshynomičeskij žurnal 21 211 1944) Na počaacutetku čtyřicaacutetyacutech let byla dokaacutezaacutena totožnost znaacutemeacute Krabiacute mlhoviny v souhvězdiacute Byacuteka se supershynoVlU kteraacute vybuchla v roce 1054 a kteraacute byla popsaacutena v řadě staryacutech letopisů a kronik Takovyacutem způsobem můžeme podrobně zkoumat fysishykaacutelniacute vlastnosti zbytků superoDvy Přiacutečina vyacutebuchů supernov ležiacute v hlushybokeacute přestavbě celeacute hvězdy a v uvolněniacute ohromneacuteho množstviacute nitroatoshymoveacute energie

Typickeacute novy dosti často vybuchujiacuteciacute v našiacute Galaxii a sousedniacutech spiraacutelniacutech mlhovinaacutech již daacutevno poutaly pozornost astronomů V přiacuteshytomneacute době v našiacute Galaxii je teacuteměř pravidelně objevovaacuteno 13-14 nov každyacutech deset let Protože je naacutem dostupna jen malaacute čaacutest celeacute Galaxie můžeme usuzovat že každoročně v niacute vybuchuje viacutece než sto nov Celaacute řada jasnyacutech nov ktereacute vybuchly v posledniacutech 25 letech umožnila deshytailně studovat jejich spektra Vyacutezkumy Voroncova-Veljaminova Amshybarcumjana Lebedinskeacuteho a jinyacutech sovětskyacutech a zahraničniacutech astronoshymů naacutes přivedly k pochopeniacute složityacutech procesů probiacutehajiacuteciacutech v obalech novyacutech hvězd v obdobiacute jejich vyacutebuchů Jde patrně o explosi hvězdy naacutesledkem nitrojadernyacutech procesů v určityacutech vrstvaacutech hvězdy

V posledniacutech patnaacutecti letech jsme byli svědky častyacutech opakovanyacutech vyacutebuchů nov Takoveacute hvězdy dostaly naacutezev cyklickeacute noveacute hvězdy Jejich

109

zkoumaacuteniacute daacutevaacute všechny důvody předpoklaacutedat že typickeacute novy jsou takeacute cyklickeacute ale vyacutebuchy jsou navzaacutejem odděleny od sebe tisiacuteciletiacutell1i Uacutekazy pozorovaneacute u cyklickyacutech novyacutech hvězd se jen maacutelo lišiacute od uacutekazU pozorovanyacutech u typickyacutech nOv

Několik desiacutetek hvězd připomiacutenaacute novy zvlaacuteštnostmi svyacutech spekter a ~měnou jasnosti Takoveacute hvězdy bylo rozhodnuto nazyacutevat novaacutem podobneacute hvězdy Jsou velmi rozmaniteacute svyacutem charakterem ale mezi ně bylo zařazeno teacutež neurokolik zvlaacuteště početnyacutech a charakteristickyacutech podshytypů Mezi nimi předevšiacutem ie třeba připomenout proměnneacute hvězdy typu U Geminorum Jsou charakteristickeacute naacutehlyacutemi vyacutebuchy připomiacutenajiacuteciacutemi novy Ale amplituda těchto vyacutebuchů neniacute velikaacute (od dvou do pěti hvězdshynyacutech třiacuted) a intervaly mezi vyacutebuchy představujiacute cykly s dobou od deseti _ dQ několika set dniacute Parenago společně se autorem tohoto člaacutenku stushydovali tyto hvězdy spolu s cyklickyacutemi novami dokaacutezali jejich trpasličiacute podstaťu a objevili dobře patrnou zaacutekonitost mezi amplitudou vyacutebuchu a deacutelkou intervalu mezi vyacutebuchy (P P Parenago B V Kukarkin Pěreměnnyje Zvjozdy 4 249 1934) Spektra těchto hvězd se velmi těžko studujiacute proto že tyto objekty jsou velmi slabeacute Nejjasnějšiacute předshystaviteleacute tohoto typu za normaacutelniacute jasnosti v minimu sotva dosahujiacute 12 hvězdneacute velikosti Nicmeacuteně nejmohutnějšiacutemi přiacutestroji byla v posledshyniacutech letech studovaacutena spektra mnohyacutech hvězd typu U Geminorum Jeshyjich spektra se hodně lišiacute od spekter typickyacutech nov ale ukazujiacute emisniacute paacutesy ktereacute mluviacute ve prospěch existence procesů připomiacutenajiacuteciacutech exshyplosi obalu Kromě hvězd typu U Geminorum je třeba uveacutest hvězdy typu Z Andromedae Tyto hvězdy majiacute dosti značneacute vyacutebuchy (5 amplishytudami do čtyř hvězdnyacutech třiacuted) po nichž naacutesledujiacute menšiacute cyklickeacute vyacutekyvy až do noveacuteho mocneacuteho vyacutebuchu Spektra těchto hvězd majiacute mnoho společneacuteho se spektry nov Často je společně se spektrem vzplashynuvšiacute hvězdy jež je podobneacute spektru nov pozorovaacuteno spektrum rudeacuteho neviditelneacuteho souputniacuteka Kon~čně je třeba uveacutest ieště hvězdy typu R Coronae Borealis ktereacute na rozdiacutel od nov teacuteměř staacutele jsou v maximu a naacutehle v uacuteplně nepravidelnyacutech časovyacutech intervalech slaacutebnou o několik hvězdnyacutech třiacuted Studium jejich spekter opravňuje předpoklaacutedat že jde o explose velkeacuteho množstviacute uhliacuteku v atmosfeacuteraacutech těchto hvězd jehož pohlceniacutem jsou vyvolaacutevaacuteny pozorovatelneacute poklesy jasnosti Kromě uveshydenyacutech nejtypičtějšiacutech představitelů novaacutem podobnyacutech hvězd je ještě mnoho zvlaacuteštniacutech hvězd rovněž k nim počiacutetanyacutech

Je třeba miacutet na zřeteli že uvedeneacute schema klasifikace proměnnyacutech hvězd ani zdaleka ne)bsahuje všechny znaacutemeacute přiacutepady hvězdneacute proměnshynosti V posledniacutech desetiletiacutech bylo na přiacuteklad objeveno mnoho hvězd s proměnnyacutemi spektry U některyacutech z těchto hvězd byly objeveny soushyběžneacute nevelkeacute změny 1asnosti Je možneacute že některeacute z hvězd s proměnshynyacutemi spektry jsou bliacutezkeacute převratnyacutem proměnnyacutem hvězdaacutem nehledě ovšem na nepatrnost procesů na nich probiacutehajiacuteciacutech (PokraoovaacuteJniacute)

Přeložil Zdeněk Sekaminn

1fO

ZPRAacuteVY POKYNY MĚSČN SEKCE A

Odpověď dr R Šimonovi (K člaacutenku Vznikba kruhovaacute pohořiacute na Měsiacuteci dopady meteoritů

uveřejněneacutemu v ŘiacuteJi hvěZf11 1954)

Velnli mě těšiacute že na straacutenkaacutech našeho časopisu se počiacutenaacute diskutoV1at o vzniku měsiacutečniacutech kraacuteterfi ktereacutemužto probleacutemu bylo až dosud v našiacute literatuře věnoshyvaacuteno poměrně velmi maacutelo miacuteista Pochybuji však předem (nazvěte si to třeba syacutečkovaacuterum) že dalšiacute pok1račovaacuteniacute v teacuteto diskusi naacutes může v současneacute době přiveacutest k nějakeacutemu konkretniacutemu řešeniacute protože SB tu jednaacute vlastně o celyacute komplex zatiacutem nerozřešenyacutech otaacutezek nejenom geologickyacutech ale předevšiacutem kosshymogonickyacutech Dalšiacute seriosně podlCJženeacute naacutemitky vůči meteorickeacute domněnoe jsou však přirclzeně staacutele vIacutetaacuteny I

Kolega dr R Šimon jak se mně zdaacute by znal raacuted moje vlastniacute stanoviska v teacuteto věci Možnaacute že z meacute citovaneacute knihy (Měsic Praha lS53) vzniaacute n e shyspraacutevnyacute dojem jako bych byl zavilyacutem meteoritikem a pDvažoval tuto domněnku nejenom za jednu ze vskutku l1ejleacutepe propracovanyacutech domněnek o vzniku měshysiacutečniacutech k raacuteJteru ale za jedinou možnou a spraacutevnou hypothesu v teacuteJto otaacutezce Pravda maacutem k meteoriiUckeacuted)mněnce velmi bliacutezko nechci však před nikyacutem zastiacuterat jak ostatně vyplyacutevaacute i z obsahu meacute knihy jejiacute souGa~neacute nedostatky Formulcrval bych (velmi stručně) sveacute vlastniacute stancrvisko v teacuteto ltzaacutelež1tosti asi takto

otaacutezku vznbku měsiacutečniacutech kraacuteteru považuji jaksi oficiaacutelně naIacuteaacutele za otevřeshynyacute probleacutem soukromě se však domniacutevaacutem že Měs1c mohl stejně tak jako něshykteraacute jinaacute menšiacute tělesa slunečniacute soustavy vzniknout původně jako k o n g 10shyme raacutet řaacutedově mnohem menšiacutech tě les a že měsiacutečniacute kraacutetery naacutem ve sveacute většině představuji dodnes zachovaleacute stopy nikoliv po časově nedaacutevneacutem bombardovaacuteni měsiacutečnLho povrchu malyacutemi tě1esy řaacutedu dnešnich meteoru a meteoshyritů nyacutebrž tělesy j i fl eacute hod r u hu Takeacute okolnosti za jakyacutech se tmo -bomshybardovaacuteniacute Měsiacutece daacutelo byly pravděpodobně jineacute nežli se obvykle soudiacute Domniacuteshyvaacutem se že pozemskeacute meteoritoveacute kraacutetery bychom mohli považovat do jisteacute miacutery jen za jakousi vzdaacutelenou Dbdobu va-neacute většiny měsičniacutech kraacuteteru a přijiacutemat neshyjenom zamožneacute ale za pravděpodobneacute že mezi oběma těmito druhy uacutetvaru existujiacute roltzdiacutely nejenom k van t it a t i vn Ale o tom podrobněji až někdy jindy Jinak ještě na sebe mohu prozradit to že se celkem staVIacutelm na SJtanovisko Chabakovovo a spolu s niacutem soudiacutem že dalšiacute pr)dlužovaacutemiacute disltuse vulkanistů a meteoritikfi po stareacutem způsobu je neplodneacute že oba způsoby vzniku měsiacutečniacutech kraacuteteru jsou rraacutelně možneacute a že nyniacute je předevšim třeba dalšiacutech pečlivyacutech studiiacute detailniacute stavby měsiacutečniacutech kraacuteteru (dodejme k tomu ještě že i detailniacute stavby pozemskyacutech meteoritovyacutech kraacuteJteru) Při všiacute meacute uacutectě k naacutezorům 1lolegy dr Šimona se mi však nezdaacute že by bylo možno už dnes tvrdit že meteoritiekaacute domněgtnk3 ztratiacute po kritiokeacutem a objektivniacutem rozboru jednoJlo dne sveacute opodstatshyněni a stane se jednou z mnohyacutech překonanyacutech hypothes na ktereacute je historie astronomickeacute vědy tak bohataacute

K jednotlivyacutem bodům obžaloby proti meteoretiokeacute hypothese podaneacute dr Šishymonem bych si dovolil přičinit teto

1 Koncentrac e valovyacutech rovin směrem k měsiacutečniacutem poacutelům o niacutež mluviacute koleg3 Šimo(t1 je jednak vyacutesledkem toho že Ityto uacutetvary jsou směrem k zaacutepadniacutemu a vyacutechodniacutemu okraji Měsiacutece čaacutestečně zahlaJzeny pDldějšiacutemi změnami ktereacute se na Měsiacuteci odeh1raacutely jednak je to sugesrtivniacute dojem působenyacute perspektivniacutem skrGSshyleniacutem při okraji měsiacutečniacute koule Kraacutetery sediacute doslova jeden těsně vedle druheacuteho a někde se přiacutem) zasahujiacute a prostupuji n e jenompoDliacutež jižniacuteho poacutelu Měsiacutece ale i v jeho severniacute polaacuterniacute a subpolaacuterniacute oblasti (Goldschmidt-Anaxagoras Anali-

J J 1

zkoumaacuteniacute daacutevaacute všechny důvody předpoklaacutedat že typickeacute novy jsou takeacute cyklickeacute ale vyacutebuchy jsou navzaacutejem odděleny od sebe tisiacuteciletiacutell1i Uacutekazy pozorovaneacute u cyklickyacutech novyacutech hvězd se jen maacutelo lišiacute od uacutekazU pozorovanyacutech u typickyacutech nOv

Několik desiacutetek hvězd připomiacutenaacute novy zvlaacuteštnostmi svyacutech spekter a ~měnou jasnosti Takoveacute hvězdy bylo rozhodnuto nazyacutevat novaacutem podobneacute hvězdy Jsou velmi rozmaniteacute svyacutem charakterem ale mezi ně bylo zařazeno teacutež neurokolik zvlaacuteště početnyacutech a charakteristickyacutech podshytypů Mezi nimi předevšiacutem ie třeba připomenout proměnneacute hvězdy typu U Geminorum Jsou charakteristickeacute naacutehlyacutemi vyacutebuchy připomiacutenajiacuteciacutemi novy Ale amplituda těchto vyacutebuchů neniacute velikaacute (od dvou do pěti hvězdshynyacutech třiacuted) a intervaly mezi vyacutebuchy představujiacute cykly s dobou od deseti _ dQ několika set dniacute Parenago společně se autorem tohoto člaacutenku stushydovali tyto hvězdy spolu s cyklickyacutemi novami dokaacutezali jejich trpasličiacute podstaťu a objevili dobře patrnou zaacutekonitost mezi amplitudou vyacutebuchu a deacutelkou intervalu mezi vyacutebuchy (P P Parenago B V Kukarkin Pěreměnnyje Zvjozdy 4 249 1934) Spektra těchto hvězd se velmi těžko studujiacute proto že tyto objekty jsou velmi slabeacute Nejjasnějšiacute předshystaviteleacute tohoto typu za normaacutelniacute jasnosti v minimu sotva dosahujiacute 12 hvězdneacute velikosti Nicmeacuteně nejmohutnějšiacutemi přiacutestroji byla v posledshyniacutech letech studovaacutena spektra mnohyacutech hvězd typu U Geminorum Jeshyjich spektra se hodně lišiacute od spekter typickyacutech nov ale ukazujiacute emisniacute paacutesy ktereacute mluviacute ve prospěch existence procesů připomiacutenajiacuteciacutech exshyplosi obalu Kromě hvězd typu U Geminorum je třeba uveacutest hvězdy typu Z Andromedae Tyto hvězdy majiacute dosti značneacute vyacutebuchy (5 amplishytudami do čtyř hvězdnyacutech třiacuted) po nichž naacutesledujiacute menšiacute cyklickeacute vyacutekyvy až do noveacuteho mocneacuteho vyacutebuchu Spektra těchto hvězd majiacute mnoho společneacuteho se spektry nov Často je společně se spektrem vzplashynuvšiacute hvězdy jež je podobneacute spektru nov pozorovaacuteno spektrum rudeacuteho neviditelneacuteho souputniacuteka Kon~čně je třeba uveacutest ieště hvězdy typu R Coronae Borealis ktereacute na rozdiacutel od nov teacuteměř staacutele jsou v maximu a naacutehle v uacuteplně nepravidelnyacutech časovyacutech intervalech slaacutebnou o několik hvězdnyacutech třiacuted Studium jejich spekter opravňuje předpoklaacutedat že jde o explose velkeacuteho množstviacute uhliacuteku v atmosfeacuteraacutech těchto hvězd jehož pohlceniacutem jsou vyvolaacutevaacuteny pozorovatelneacute poklesy jasnosti Kromě uveshydenyacutech nejtypičtějšiacutech představitelů novaacutem podobnyacutech hvězd je ještě mnoho zvlaacuteštniacutech hvězd rovněž k nim počiacutetanyacutech

Je třeba miacutet na zřeteli že uvedeneacute schema klasifikace proměnnyacutech hvězd ani zdaleka ne)bsahuje všechny znaacutemeacute přiacutepady hvězdneacute proměnshynosti V posledniacutech desetiletiacutech bylo na přiacuteklad objeveno mnoho hvězd s proměnnyacutemi spektry U některyacutech z těchto hvězd byly objeveny soushyběžneacute nevelkeacute změny 1asnosti Je možneacute že některeacute z hvězd s proměnshynyacutemi spektry jsou bliacutezkeacute převratnyacutem proměnnyacutem hvězdaacutem nehledě ovšem na nepatrnost procesů na nich probiacutehajiacuteciacutech (PokraoovaacuteJniacute)

Přeložil Zdeněk Sekaminn

1fO

ZPRAacuteVY POKYNY MĚSČN SEKCE A

Odpověď dr R Šimonovi (K člaacutenku Vznikba kruhovaacute pohořiacute na Měsiacuteci dopady meteoritů

uveřejněneacutemu v ŘiacuteJi hvěZf11 1954)

Velnli mě těšiacute že na straacutenkaacutech našeho časopisu se počiacutenaacute diskutoV1at o vzniku měsiacutečniacutech kraacuteterfi ktereacutemužto probleacutemu bylo až dosud v našiacute literatuře věnoshyvaacuteno poměrně velmi maacutelo miacuteista Pochybuji však předem (nazvěte si to třeba syacutečkovaacuterum) že dalšiacute pok1račovaacuteniacute v teacuteto diskusi naacutes může v současneacute době přiveacutest k nějakeacutemu konkretniacutemu řešeniacute protože SB tu jednaacute vlastně o celyacute komplex zatiacutem nerozřešenyacutech otaacutezek nejenom geologickyacutech ale předevšiacutem kosshymogonickyacutech Dalšiacute seriosně podlCJženeacute naacutemitky vůči meteorickeacute domněnoe jsou však přirclzeně staacutele vIacutetaacuteny I

Kolega dr R Šimon jak se mně zdaacute by znal raacuted moje vlastniacute stanoviska v teacuteto věci Možnaacute že z meacute citovaneacute knihy (Měsic Praha lS53) vzniaacute n e shyspraacutevnyacute dojem jako bych byl zavilyacutem meteoritikem a pDvažoval tuto domněnku nejenom za jednu ze vskutku l1ejleacutepe propracovanyacutech domněnek o vzniku měshysiacutečniacutech k raacuteJteru ale za jedinou možnou a spraacutevnou hypothesu v teacuteJto otaacutezce Pravda maacutem k meteoriiUckeacuted)mněnce velmi bliacutezko nechci však před nikyacutem zastiacuterat jak ostatně vyplyacutevaacute i z obsahu meacute knihy jejiacute souGa~neacute nedostatky Formulcrval bych (velmi stručně) sveacute vlastniacute stancrvisko v teacuteto ltzaacutelež1tosti asi takto

otaacutezku vznbku měsiacutečniacutech kraacuteteru považuji jaksi oficiaacutelně naIacuteaacutele za otevřeshynyacute probleacutem soukromě se však domniacutevaacutem že Měs1c mohl stejně tak jako něshykteraacute jinaacute menšiacute tělesa slunečniacute soustavy vzniknout původně jako k o n g 10shyme raacutet řaacutedově mnohem menšiacutech tě les a že měsiacutečniacute kraacutetery naacutem ve sveacute většině představuji dodnes zachovaleacute stopy nikoliv po časově nedaacutevneacutem bombardovaacuteni měsiacutečnLho povrchu malyacutemi tě1esy řaacutedu dnešnich meteoru a meteoshyritů nyacutebrž tělesy j i fl eacute hod r u hu Takeacute okolnosti za jakyacutech se tmo -bomshybardovaacuteniacute Měsiacutece daacutelo byly pravděpodobně jineacute nežli se obvykle soudiacute Domniacuteshyvaacutem se že pozemskeacute meteoritoveacute kraacutetery bychom mohli považovat do jisteacute miacutery jen za jakousi vzdaacutelenou Dbdobu va-neacute většiny měsičniacutech kraacuteteru a přijiacutemat neshyjenom zamožneacute ale za pravděpodobneacute že mezi oběma těmito druhy uacutetvaru existujiacute roltzdiacutely nejenom k van t it a t i vn Ale o tom podrobněji až někdy jindy Jinak ještě na sebe mohu prozradit to že se celkem staVIacutelm na SJtanovisko Chabakovovo a spolu s niacutem soudiacutem že dalšiacute pr)dlužovaacutemiacute disltuse vulkanistů a meteoritikfi po stareacutem způsobu je neplodneacute že oba způsoby vzniku měsiacutečniacutech kraacuteteru jsou rraacutelně možneacute a že nyniacute je předevšim třeba dalšiacutech pečlivyacutech studiiacute detailniacute stavby měsiacutečniacutech kraacuteteru (dodejme k tomu ještě že i detailniacute stavby pozemskyacutech meteoritovyacutech kraacuteJteru) Při všiacute meacute uacutectě k naacutezorům 1lolegy dr Šimona se mi však nezdaacute že by bylo možno už dnes tvrdit že meteoritiekaacute domněgtnk3 ztratiacute po kritiokeacutem a objektivniacutem rozboru jednoJlo dne sveacute opodstatshyněni a stane se jednou z mnohyacutech překonanyacutech hypothes na ktereacute je historie astronomickeacute vědy tak bohataacute

K jednotlivyacutem bodům obžaloby proti meteoretiokeacute hypothese podaneacute dr Šishymonem bych si dovolil přičinit teto

1 Koncentrac e valovyacutech rovin směrem k měsiacutečniacutem poacutelům o niacutež mluviacute koleg3 Šimo(t1 je jednak vyacutesledkem toho že Ityto uacutetvary jsou směrem k zaacutepadniacutemu a vyacutechodniacutemu okraji Měsiacutece čaacutestečně zahlaJzeny pDldějšiacutemi změnami ktereacute se na Měsiacuteci odeh1raacutely jednak je to sugesrtivniacute dojem působenyacute perspektivniacutem skrGSshyleniacutem při okraji měsiacutečniacute koule Kraacutetery sediacute doslova jeden těsně vedle druheacuteho a někde se přiacutem) zasahujiacute a prostupuji n e jenompoDliacutež jižniacuteho poacutelu Měsiacutece ale i v jeho severniacute polaacuterniacute a subpolaacuterniacute oblasti (Goldschmidt-Anaxagoras Anali-

J J 1

ZPRAacuteVY POKYNY MĚSČN SEKCE A

Odpověď dr R Šimonovi (K člaacutenku Vznikba kruhovaacute pohořiacute na Měsiacuteci dopady meteoritů

uveřejněneacutemu v ŘiacuteJi hvěZf11 1954)

Velnli mě těšiacute že na straacutenkaacutech našeho časopisu se počiacutenaacute diskutoV1at o vzniku měsiacutečniacutech kraacuteterfi ktereacutemužto probleacutemu bylo až dosud v našiacute literatuře věnoshyvaacuteno poměrně velmi maacutelo miacuteista Pochybuji však předem (nazvěte si to třeba syacutečkovaacuterum) že dalšiacute pok1račovaacuteniacute v teacuteto diskusi naacutes může v současneacute době přiveacutest k nějakeacutemu konkretniacutemu řešeniacute protože SB tu jednaacute vlastně o celyacute komplex zatiacutem nerozřešenyacutech otaacutezek nejenom geologickyacutech ale předevšiacutem kosshymogonickyacutech Dalšiacute seriosně podlCJženeacute naacutemitky vůči meteorickeacute domněnoe jsou však přirclzeně staacutele vIacutetaacuteny I

Kolega dr R Šimon jak se mně zdaacute by znal raacuted moje vlastniacute stanoviska v teacuteto věci Možnaacute že z meacute citovaneacute knihy (Měsic Praha lS53) vzniaacute n e shyspraacutevnyacute dojem jako bych byl zavilyacutem meteoritikem a pDvažoval tuto domněnku nejenom za jednu ze vskutku l1ejleacutepe propracovanyacutech domněnek o vzniku měshysiacutečniacutech k raacuteJteru ale za jedinou možnou a spraacutevnou hypothesu v teacuteJto otaacutezce Pravda maacutem k meteoriiUckeacuted)mněnce velmi bliacutezko nechci však před nikyacutem zastiacuterat jak ostatně vyplyacutevaacute i z obsahu meacute knihy jejiacute souGa~neacute nedostatky Formulcrval bych (velmi stručně) sveacute vlastniacute stancrvisko v teacuteto ltzaacutelež1tosti asi takto

otaacutezku vznbku měsiacutečniacutech kraacuteteru považuji jaksi oficiaacutelně naIacuteaacutele za otevřeshynyacute probleacutem soukromě se však domniacutevaacutem že Měs1c mohl stejně tak jako něshykteraacute jinaacute menšiacute tělesa slunečniacute soustavy vzniknout původně jako k o n g 10shyme raacutet řaacutedově mnohem menšiacutech tě les a že měsiacutečniacute kraacutetery naacutem ve sveacute většině představuji dodnes zachovaleacute stopy nikoliv po časově nedaacutevneacutem bombardovaacuteni měsiacutečnLho povrchu malyacutemi tě1esy řaacutedu dnešnich meteoru a meteoshyritů nyacutebrž tělesy j i fl eacute hod r u hu Takeacute okolnosti za jakyacutech se tmo -bomshybardovaacuteniacute Měsiacutece daacutelo byly pravděpodobně jineacute nežli se obvykle soudiacute Domniacuteshyvaacutem se že pozemskeacute meteoritoveacute kraacutetery bychom mohli považovat do jisteacute miacutery jen za jakousi vzdaacutelenou Dbdobu va-neacute většiny měsičniacutech kraacuteteru a přijiacutemat neshyjenom zamožneacute ale za pravděpodobneacute že mezi oběma těmito druhy uacutetvaru existujiacute roltzdiacutely nejenom k van t it a t i vn Ale o tom podrobněji až někdy jindy Jinak ještě na sebe mohu prozradit to že se celkem staVIacutelm na SJtanovisko Chabakovovo a spolu s niacutem soudiacutem že dalšiacute pr)dlužovaacutemiacute disltuse vulkanistů a meteoritikfi po stareacutem způsobu je neplodneacute že oba způsoby vzniku měsiacutečniacutech kraacuteteru jsou rraacutelně možneacute a že nyniacute je předevšim třeba dalšiacutech pečlivyacutech studiiacute detailniacute stavby měsiacutečniacutech kraacuteteru (dodejme k tomu ještě že i detailniacute stavby pozemskyacutech meteoritovyacutech kraacuteJteru) Při všiacute meacute uacutectě k naacutezorům 1lolegy dr Šimona se mi však nezdaacute že by bylo možno už dnes tvrdit že meteoritiekaacute domněgtnk3 ztratiacute po kritiokeacutem a objektivniacutem rozboru jednoJlo dne sveacute opodstatshyněni a stane se jednou z mnohyacutech překonanyacutech hypothes na ktereacute je historie astronomickeacute vědy tak bohataacute

K jednotlivyacutem bodům obžaloby proti meteoretiokeacute hypothese podaneacute dr Šishymonem bych si dovolil přičinit teto

1 Koncentrac e valovyacutech rovin směrem k měsiacutečniacutem poacutelům o niacutež mluviacute koleg3 Šimo(t1 je jednak vyacutesledkem toho že Ityto uacutetvary jsou směrem k zaacutepadniacutemu a vyacutechodniacutemu okraji Měsiacutece čaacutestečně zahlaJzeny pDldějšiacutemi změnami ktereacute se na Měsiacuteci odeh1raacutely jednak je to sugesrtivniacute dojem působenyacute perspektivniacutem skrGSshyleniacutem při okraji měsiacutečniacute koule Kraacutetery sediacute doslova jeden těsně vedle druheacuteho a někde se přiacutem) zasahujiacute a prostupuji n e jenompoDliacutež jižniacuteho poacutelu Měsiacutece ale i v jeho severniacute polaacuterniacute a subpolaacuterniacute oblasti (Goldschmidt-Anaxagoras Anali-

J J 1

raquoWnder-Carpenter Metcm-Euctemon W C Bond-Barrow a četneacute j) Ovšem že v severniacute polaacutelniacute konoacuteině Měsiacutece Je tento zjev mnohem meacuteně naacutejpadnyacute protože rozloha stareacute zachovaleacute měsiacutečniacute krajiny pokryteacute neporušenyacutemi valovyacutemi rovishynami je tu daleko menšiacute

Pokud se tyacuteče=iňovaneacuteho uacutezemiacute mezi Mare 1mbrium Mare Serenitatis a Mare Frigoris a daacutele uvaacuteděnyacutech oblastiacute mezi pohořiacutemi Haemus a Apenminami a mezi Mare ImbrilLm a Sinus Roris běžiacute tu jedmak o uacutezemni celky pozdějšiacutemi tektonickyacutemi a pravděpodobně i jinyacutemi pochody značně pozměněneacute o čemž svědčiacute nejleacutepe četneacute valoveacute roviny porušeneacute dmes již tak že na měsiacuteoniacutech mapaacutech nejsou ani zvlaacutešť označeny (na př některeacute stareacute valoveacute roviny v okoliacute Lacus Mortis) j1ednak to jsou rozlohou celkem nevehkeacute krabaMny bez znatelnyacutech valoshyvyacutech rovin ktereacute se mi však nezdajiacute byacutet přiacuteliš přesvědčujiacuteciacutem důkazem toho (praacutevě Pro svou nepatrnou rozlohu) že valoveacute roviny se určityacutem miacutesttlm na Měsiacuteci naacutemiddotpadně vyhyacutebajiacute Ostatně naacutezor že by předpoklaacutedaneacute rzaacuteS3hy Měshysiacutece nějakyacutemi kosmickyacutemi hmotami v minulosti musely byacutet v každeacutem m~stě měsiacutečniacuteho povrchu přibližně stejně četneacute nemaacute podle meacuteho vlastniacuteho soudu žaacutedneacuteho opodstatněniacute -ledaže by šlo o skultečně dlouhodobeacute a celkem nepřetržiteacute bombardovaacuteniacute měsičniacuteho povrchu čaacutesticemi přibližně stejneacute hmoty a velikosti _

2 Dr iimon maacute pravdu v tom že zřetelneacute dobňe zachovaleacute valoveacute roviny na Měsiacuteci se vzaacutejemně [prostupujiacute poměrně maacutelo Při bližšIacuteJl1 zkoumaacuteniacute teacuteto věci se však můžeme snadno přesvědčit o tom že čiacutem jdeme daacutele do minulosti t j zkoumaacuteme-li postupně starŠiacute valoveacute roviny (dnes již viacutece meacuteně zahLazeneacute) počet vzaacutejemně se prostupujiacuteciacutech uacutetvarů tohoto druhu naacutepadně vzrůstaacute Odvodit mateshymaticky pravděJ)odohno~t proliacutenaacuteniacute velkyacutech kraacuteterů za předpokl3du že vznikly čistě naacutehodnyacutem dopadem meteorittl jak navrhuje dr iimon by bylo ovšem velmi zajiacutemaveacute vyacutesledek by však byl pravděpodobně do značneacute miacutery ovlivmiddotněn tiacutem že bychom při tomto vyacutepočtu brali v uacutevahu jen II r čit eacute pro cen to rel ashyt i vně m I ad š iacute c h z aacutes ah ů protože stopy iacutePO srbaršiacutech zaacutesaziacutech byly na Měsiacuteci většinou už (Zcela smazaacuteny Stojiacute takeacute za =iacutemiddotnku že značnaacute čaacutest měsiacutečshy

niacutech luaacuteterů se proJiacutenaacute způsobem jakyacute je u pozem-skyacutech vulkaniacuteckyacutech kraacuteJtern (alespoň podle soudohyacutech naacutezorů vulkanologte) zcela vyloučen

3 Pmbleacutem čistě kosmogonickyacute k němuž by snad měli většiacute praacutevo co řiacuteci jinIacuteshyZmiňovanyacute Baldwinův vyacutepočet a jeho naacutezor že vznik veHkyacutech kraacuteterů na Měsiacuteci je theoreticky vzato možnyacute i v lmdouanu považuji osobně za velmi proltblemashytickyacute

4 Naacutemi~ku dr i~ona tSkajiacuteciacute lSe byacutevaleacuteho středoveacuteho vrcholku Barringerova kraacuteteru (Crater Mownta~n) pobJiacutež znaacutemeacuteho Ďaacuteblova kaňonu (Camyo Diablo) ve vyacutech Arizoně pov8žuji za velmi ~P-raacutevnou Kritisovanyacute naacutezor o erosivniacutem vyshyh1azeniacute centraacutelniacuteho vrcholku toho kraacuteteru jsem přejal z literatury aniž jsem měl zatiacutem možnost nějakyacutem způsobem si jej daacutele ověř1t Je možneacute že běžiacute buď

o omyl využityacute snad potom čilyacutemi meteoritiky za argument ve prospěch jejich naacutezorru jeuro však takeacute možneacute že se tu jednaacute o skutečneacute zjištěniacute a že a) staacuteři

Meteorov1teacuteho kraacuteJteru je většiacute nežli se až dosud předpoklaacutedaacute b) tato krajina nebyla ještě v geologicky nedaacutevneacute době pouštiacute a dno krMeru bylo na př po jistyacutemiddot čas vyplněno vodou V každeacutem přiacutepadě bude radno si tuto skutečnost dle staacutevashyjiciacutech možnostiacute znovu middotověřit cQž sliJbuji v nejkratšiacute mOžneacute době učin1t a pod8t o tom p8třičmou zpraacutevu Ještě bych k tomu dodal že některeacute ze znaacutemyacutech australshyskyacutech meteoritovyacutech kraacutetero pobliacutež Henbtlry jsou dnes ačkoliv běžiacute o klimashyticky V1elmi podobnou krajInu a kraacutetery rovněž celkem nedaacutevno vznikleacute teacuteměř zcela rozrušeny

5 Domniacutevaacutem se že naacuteJZor dr iimona o tom že pozemskeacute meteoritoveacute kraacutetery a kraacutetery měsiacutečniacute se od sebe zaacutesadně lišiacute tvarem sveacuteho dna neniacute spraacutevnyacute Je pravda že někltereacute měsiacutečniacute kraacutetery (valoveacute roviny) majiacute dna v profilu značněmiddot rovnějšiacute nežli znaacutemeacute meteoritoveacute kraacutetery a že dna některyacutech z nich jsou dokonce vlivem zakřiveniacute měsiacutečniacuteho povrchu miacuterně vydutaacute to všaJk pl3tiacute pouze o vel ishykyacute chm ě s iacute čniacute ch kraacute t e rec h Středně velikeacute měsiacutečniacute kraacutetery nemluvě

112

o menšiacutech kraacuteterech nebo dokonce O kraacuteiterovyacutech jannkaacutech majiacute dna n8iprosto stejneacuteho tvaru jakO četneacute meteOritoveacute kraacuteitery pozemskeacute Běžiacute tu tedy jak vidno o znak zřejmě zaacutevislyacute jakO celaacute řada jinyacutech na absolutniacutem průměru dOtyčneacutehO kraacuteteru a můžeme jej (stejně jakO jineacute kraacuteteroveacute charaJkrteristi-ky definovaneacute na př Bbertem) zařadit mezi znaacutemky mluviacuteciacute ve prospěch ex p IQ S i vn iacute h o p fl vod umě s iacute Čll iacute c h kraacute t e r ů

6 Vysvětlit na zaacutekladě meteor~ti0keacute hypothesy vznik mnohOnaacutesuacutebnyacutech valoshyvyacutech teras běžně se vyskytujiacuteciacutech u krUihovyacutech měsiacutečnich pohořiacute (UVaacuteděneacute přiacuteshyklady Copernicus Theophilus ArZiachel) neniacute věciacute tak těžkou jak by se na prvniacute pohled mohlo zdaacutet vezmeme-li na pomoc vulkanickeacute siacutely jak to učinil

na př H Quiring (bliŽŠiacute viz o tom v meacutem Měsiacuteci na str 214 nebo v původniacute Quilringově praacuteci Gedanken liber A1ter Zusammenseltzung und Entsitehung des Mondes v Zeitschr d Deutschen Geol Gesellschaft 1946) Tyto uacutetvary vznikly vesměs mnohem později nežli valOveacute roviny totiž v dOlbě kdy měsiacutečniacute těleso už bylo do jisteacute miacutery vnitřně st3bHisovaacuteno a kdy v nevelikeacute hlourbce pod měsiacutečniacutem povrchem už se pravděpodobně vytvaacuteřela patřičnaacute magnetiolcaacute ložiska takže QuLringovO vysvětleniacute se mně nezdaacute byacutet nepřijatelneacute PoGm] se tyacuteče Otaacutezky kde se V1Zalo tO ohromneacute množstviacute obřiacutech meteoritů a kam se tYto hmoty Zltratily nemohu ji ani jaacute řešit i když se domniacutevaacutem (jak znovu opakuji) že tu běželo nikoli-v o meteority či meteory v dnešniacutem slova smyslu nyacutebrž O původniacute stavebniacute marteriaacuteil z něhož vznikly všechny maleacute planety (raacutezu na př Merkura Venuše a Země) Bylo by dobře kdyby se k tomuto proshybleacutemu vyslovil nějakyacute kosmogonik (pochybuji však že i jeho odpověď by byla za současneacutehO stavu vědy nějaJk zvlaacutešť určitaacute) O tOm že naacuteš Měsiacutec nemusel byacutet odjakživa pruvodcem Země vysv1Jtaacute jednak z praacutece Th Widorna (Eine BeZiiehung zwischen Radius und Masse und uber den Aufbau der iacutenneren Plashynelen Sitzungelllberichite der AkaJd d Wiss Wien 1949) jednak z pojednaacuteni uveřejněnyacutech B ThUringem (ůber die Planeten vOm Kommensurabntiitstypus 1 1 Astr Nachr 1930 - Die UbratiOnsperiode der Trojaner Astlr Nachr 1931) stran oněch přiacutepadů hodmyacutech fantasie Julia Vernea jak tuacute nazyacutevaacute dr Šimon (ALpskeacute uacutedoliacute dv)jice Messir-Pickering) souhlasim s niacutem že Niningerův Lwnar Tumnel je patrně spiacuteše než vědeckyacutem vyacutekladem pokusem o sensačniacute vysvětleniacute Ostatně tatO kuriosniacute domněnka byla už přeltlmětem kritiky i jinde a jak se zdaacute Niningerovi se ji už patrně nepodařiacute uhaacutejit

Dr Šimon se na mě jistě nebude zlObit polOžIacutellU-li mu nyniacute i jaacute několik otaacutezek 1 Jak vysvětlit četneacute shody mezi měsiacutečniacutemi kraacutetery meteoritovyacutemi kraacutetery

na Zemi a uměle vzniklyacutemi explosivniacutemi kraacutetery (dno kraacuteteru ležiacuteciacute pod uacuteroVl1iacute okoliacute Schroterovo a Ebert)VO pravidlo přiacutesnaacute kontinuita valů a jejich malaacute relashytivniacute vyacuteška ap)

2 Jak vysvětlit vznik [)aprskovyacutech soustav na Měsiacuteci a některeacute jejich zvlaacuteštshynositi (na př přiacutemou zaacutevislost rozměru paprskoveacute aureoly llla pruměru měsiacutelčshyniacuteho kraacuteteru)

3 Jak si on představuje vznik měsiacutečniacutech kraacuteteril Jsem přesvědčen o tom že dr Smiddotjmon mně hladce Matice OdpXJviacute saacutem přesto

všaJk bych s igt řaacutel ltliby mu pomOhli i jiniacute () věc zainteresovaniacute čtenaacuteři Řiacuteše hvězd starost o ukončeniacute teacuteto diskuse mysliacutem že mftžeme ponechat redaktorovi dr H SloUJkovi kter yacute maacute jiSitě nejLepšiacute přehled o tom kolik kg papiacuteru můie do měshysiacutečnLch kraacuteiterů investov8Jt Josef Sadil

Slečna Rfižena Studničkovaacute věnovala Imihovně společnosti obrazoveacute diacutelo Abbe Moreux Le ciel et lunivers Za dal děkujeme

K uctěniacute pamaacutetky zesnuleacuteho člena ČAS p ředitele V V Mašmiddotka věnoval misto květinoveacuteho daru Fr Jakl z Noveacuteho Plesu u Jaroměře Kčs 50- Srdečně děshykujeme

113

ZPRAvy A POKYNY OPTICKEacute SEKCE

ASTRONOMICKEacute ZRCADLO III

Dalšiacute praciacute bude ohl1aIlěniacute (facetovaacuteniacute) obou kotoučuacute ktereacute je neZbytneacute chceshyme-li se uchraacuteniti ustavičneacuteho poškrrabaacuteniacute broušenyacutech ploch j emnyacutemi uacutelomky skla jež se odšUpuji z ostryacutech hran Sraženiacute hran provedeme nejprve hrubšiacutem brouskem až teacuteměř na žaacutedanou šiacuteřku pak fiacetu jemně obrušujeme buď brOl1Sshyk em jemnyacutem nebo leacutepe kouskem plocheacuteho železa na nějž nanaacutešiacuteme kaši z vody a jemneacuteho brusiva Je nezbytnou podmiacutenkou zDaru dalši opraacutece aby byly facely dosti širokeacute a velmi jemně zbroušeneacute Praacutece bude snazšiacute maacuteme-li možnost kotouč upnouti a otaacutečeti jiacutem pomociacute převodu nebo na nějakeacutem vřetenu

Pro naši optiokou praacuteci se nejlaacutepe hodiacute mlstnost beZlPrašnaacute kde teplota lPřiacuteliš nekoliacutesaacute a middotkteraacute je maacutelo navštěvovaacutena Viacuteme že amateacuter asi nebude miacuteti mnoh o na vybranou ale bude se snažiti aby se těmto podmiacutenkaacutem co nejviacutece přiJbliacuteŽil Jako podklad naacutem nejleacutepe posloužiacute nějakyacute pevnyacute stuacutel jehož nejleacutepe přiacutestupnyacuteshyroh si vYbereme pro lipnutiacute Diacutela Mftže však byacuteti i těžkaacute bedna a kIasickyacutem je sud naplněnyacute piacuteskem cihlami nebo i vodou aby byl těžkyacute a ruepřeklaacutepěl se To je ovšem pro většinu domaacuteciacutech pracovnikuacute nemožneacute a proto se spokojiacuteme se stolem jehož roh budeme obchaacutezeti v puacutekruhu a opět se vraceti

Pracujeme-li u stolu připevniacuteme si podložniacute prkeacuteniacuteko svěradly na jeho roh a to pevně aby se neviklalo a neujiacuteždělo Pamatujme siže při leštěniacute je siacutela na pohyb zrcadla vynaloženaacute dosti značnaacute a podklad tedy musiacute byacuteti velmi pevnyacute Jeden z kotoučů položiacuteme mezi olpěrneacute špaliacutečky a upiacutenaciacute laťkou upneme ovšem bez velkeacuteho tlaku Na hornl plochu kotouče nalijeme trochu vody a ~řiložiacuteme

na něj kotouč druhyacute Alby se předešlo nedomzuměniacute brusivo zaJtiacutem nenasy-peme A nyniacute si musiacuteme osvojiti zaacuteklad optickeacute praacutece trojityacute pohyb při broušeniacute

Mysleme si obvod kotol1če rozdělen na dvanaacutect diacutell jako čiacuteselniacutek homiddotdin Bude tedy proti naacutem poloměr XII-VI Vrchniacute kotouč uchopiacuteme Dběma rukama jimiž naň budeme při rpraacuteci vyvozovati potřebnyacute tlak a posouvaacuteme jej směrem k myšshyleneacute čiacuteslici XII asi o 2 cm Zastaviacuteme a jdeme os kotoučem za neustaacuteleacuteho tlaku zpět až jeho zadniacute hrana přejede zadniacute hranu spodniacuteho kotouče opět o dva cm Tiacutem jsme middotvykonali jeden tah o celkoveacute deacutelce 2 + 2 = 4 cm Kdy-bychom takto pokračovali s brusivem dosti dlouhou dabu shledali bychom že se naacutem středniacute čaacutest horniacuteho kotouče prohlubuje kdežto 1l spodniacuteho se staacutevaacute vypuklo1l Povstala by naacutem ovšem plocha přibližně vaacutegtlcovaacute a 10 by byla velikaacute chyba Agtbychom se temu vyvarovali pootočiacuteme po každeacutem tahu horniacutem kotoučem o malyacute uacutehel na př doleva Toto pootočeniacute provaacutediacuteme během tahu nikoliv při zastaveniacute na konci nebo na začaacutetku Muslme si je řaacutedně nacvičiti aby se dělo samočinně takřka bez našeho vědomiacute

Ale ani to by naacutem nestačilo k dociacuteleniacute dvou kulovyacutech ploch Spodniacute kotouč by se naacutem ohrušoVl3l opět jen jednostranně middota společnaacute plocha by byla nepravidelnaacute Proto přidaacuteme ještě třetiacute ipohyb tiacutem že middotbudemepři praacuteci obchaacutezeti kol pracovniacuteho miacutesta Vždy asi po 5 až 10 taziacutech pokročiacuteme stranou middotkol rohu stolu a hrousiacuteme po jineacutem průměru na př XI-V pak X-IV IX-III atd A když dojdeme na drushyhou stranu tak že daacutele postupovat nemůžeme Vracmese stejně zpět A přishybližně po puacutelhodinoveacute praacuteci uvolniacuteme upiacutenaciacute laťku držiacuteciacute spodniacute kotouč a tiacutemto pootočiacuteme na př o pll kruhu abychom zavedli dalšiacute proměnnyacute činitel J e to praacutevě souhra velkeacuteho počtu drobnyacutech nepravidelnostiacute kteraacute naacutem pomůže zhotoshyviti plochu značně pravidelnou Tahy provaacutediacuteme zvolna rychlostiacute asi jeden tah za vteřinu ne rychlej i I to maacute sveacute duacutevody ktereacute si časem olzřejmiacuteme Duacuteležityacutem činitelem pro postup praacute ce a tvar vyacutesledneacute plochy je i deacutelka t8Jhl Jak jsme si již řekli hOlniacute kotouč se zvolna prohlubuje Spodniacute se staacutevaacute vypuklyacutem Rychlost tohoto prohlubovaacuteniacute zaacutevisiacute silně na deacutelce tahů Je zvykem vyjadřovati ~uto deacutelku jako zlomek pruacuteměru kotouče Řiacutekaacuteme tedy tahy třetinoveacute (I) jestliže je uacutehrnnaacute

114

o menšiacutech kraacuteterech nebo dokonce O kraacuteiterovyacutech jannkaacutech majiacute dna n8iprosto stejneacuteho tvaru jakO četneacute meteOritoveacute kraacuteitery pozemskeacute Běžiacute tu tedy jak vidno o znak zřejmě zaacutevislyacute jakO celaacute řada jinyacutech na absolutniacutem průměru dOtyčneacutehO kraacuteteru a můžeme jej (stejně jakO jineacute kraacuteteroveacute charaJkrteristi-ky definovaneacute na př Bbertem) zařadit mezi znaacutemky mluviacuteciacute ve prospěch ex p IQ S i vn iacute h o p fl vod umě s iacute Čll iacute c h kraacute t e r ů

6 Vysvětlit na zaacutekladě meteor~ti0keacute hypothesy vznik mnohOnaacutesuacutebnyacutech valoshyvyacutech teras běžně se vyskytujiacuteciacutech u krUihovyacutech měsiacutečnich pohořiacute (UVaacuteděneacute přiacuteshyklady Copernicus Theophilus ArZiachel) neniacute věciacute tak těžkou jak by se na prvniacute pohled mohlo zdaacutet vezmeme-li na pomoc vulkanickeacute siacutely jak to učinil

na př H Quiring (bliŽŠiacute viz o tom v meacutem Měsiacuteci na str 214 nebo v původniacute Quilringově praacuteci Gedanken liber A1ter Zusammenseltzung und Entsitehung des Mondes v Zeitschr d Deutschen Geol Gesellschaft 1946) Tyto uacutetvary vznikly vesměs mnohem později nežli valOveacute roviny totiž v dOlbě kdy měsiacutečniacute těleso už bylo do jisteacute miacutery vnitřně st3bHisovaacuteno a kdy v nevelikeacute hlourbce pod měsiacutečniacutem povrchem už se pravděpodobně vytvaacuteřela patřičnaacute magnetiolcaacute ložiska takže QuLringovO vysvětleniacute se mně nezdaacute byacutet nepřijatelneacute PoGm] se tyacuteče Otaacutezky kde se V1Zalo tO ohromneacute množstviacute obřiacutech meteoritů a kam se tYto hmoty Zltratily nemohu ji ani jaacute řešit i když se domniacutevaacutem (jak znovu opakuji) že tu běželo nikoli-v o meteority či meteory v dnešniacutem slova smyslu nyacutebrž O původniacute stavebniacute marteriaacuteil z něhož vznikly všechny maleacute planety (raacutezu na př Merkura Venuše a Země) Bylo by dobře kdyby se k tomuto proshybleacutemu vyslovil nějakyacute kosmogonik (pochybuji však že i jeho odpověď by byla za současneacutehO stavu vědy nějaJk zvlaacutešť určitaacute) O tOm že naacuteš Měsiacutec nemusel byacutet odjakživa pruvodcem Země vysv1Jtaacute jednak z praacutece Th Widorna (Eine BeZiiehung zwischen Radius und Masse und uber den Aufbau der iacutenneren Plashynelen Sitzungelllberichite der AkaJd d Wiss Wien 1949) jednak z pojednaacuteni uveřejněnyacutech B ThUringem (ůber die Planeten vOm Kommensurabntiitstypus 1 1 Astr Nachr 1930 - Die UbratiOnsperiode der Trojaner Astlr Nachr 1931) stran oněch přiacutepadů hodmyacutech fantasie Julia Vernea jak tuacute nazyacutevaacute dr Šimon (ALpskeacute uacutedoliacute dv)jice Messir-Pickering) souhlasim s niacutem že Niningerův Lwnar Tumnel je patrně spiacuteše než vědeckyacutem vyacutekladem pokusem o sensačniacute vysvětleniacute Ostatně tatO kuriosniacute domněnka byla už přeltlmětem kritiky i jinde a jak se zdaacute Niningerovi se ji už patrně nepodařiacute uhaacutejit

Dr Šimon se na mě jistě nebude zlObit polOžIacutellU-li mu nyniacute i jaacute několik otaacutezek 1 Jak vysvětlit četneacute shody mezi měsiacutečniacutemi kraacutetery meteoritovyacutemi kraacutetery

na Zemi a uměle vzniklyacutemi explosivniacutemi kraacutetery (dno kraacuteteru ležiacuteciacute pod uacuteroVl1iacute okoliacute Schroterovo a Ebert)VO pravidlo přiacutesnaacute kontinuita valů a jejich malaacute relashytivniacute vyacuteška ap)

2 Jak vysvětlit vznik [)aprskovyacutech soustav na Měsiacuteci a některeacute jejich zvlaacuteštshynositi (na př přiacutemou zaacutevislost rozměru paprskoveacute aureoly llla pruměru měsiacutelčshyniacuteho kraacuteteru)

3 Jak si on představuje vznik měsiacutečniacutech kraacuteteril Jsem přesvědčen o tom že dr Smiddotjmon mně hladce Matice OdpXJviacute saacutem přesto

všaJk bych s igt řaacutel ltliby mu pomOhli i jiniacute () věc zainteresovaniacute čtenaacuteři Řiacuteše hvězd starost o ukončeniacute teacuteto diskuse mysliacutem že mftžeme ponechat redaktorovi dr H SloUJkovi kter yacute maacute jiSitě nejLepšiacute přehled o tom kolik kg papiacuteru můie do měshysiacutečnLch kraacuteiterů investov8Jt Josef Sadil

Slečna Rfižena Studničkovaacute věnovala Imihovně společnosti obrazoveacute diacutelo Abbe Moreux Le ciel et lunivers Za dal děkujeme

K uctěniacute pamaacutetky zesnuleacuteho člena ČAS p ředitele V V Mašmiddotka věnoval misto květinoveacuteho daru Fr Jakl z Noveacuteho Plesu u Jaroměře Kčs 50- Srdečně děshykujeme

113

ZPRAvy A POKYNY OPTICKEacute SEKCE

ASTRONOMICKEacute ZRCADLO III

Dalšiacute praciacute bude ohl1aIlěniacute (facetovaacuteniacute) obou kotoučuacute ktereacute je neZbytneacute chceshyme-li se uchraacuteniti ustavičneacuteho poškrrabaacuteniacute broušenyacutech ploch j emnyacutemi uacutelomky skla jež se odšUpuji z ostryacutech hran Sraženiacute hran provedeme nejprve hrubšiacutem brouskem až teacuteměř na žaacutedanou šiacuteřku pak fiacetu jemně obrušujeme buď brOl1Sshyk em jemnyacutem nebo leacutepe kouskem plocheacuteho železa na nějž nanaacutešiacuteme kaši z vody a jemneacuteho brusiva Je nezbytnou podmiacutenkou zDaru dalši opraacutece aby byly facely dosti širokeacute a velmi jemně zbroušeneacute Praacutece bude snazšiacute maacuteme-li možnost kotouč upnouti a otaacutečeti jiacutem pomociacute převodu nebo na nějakeacutem vřetenu

Pro naši optiokou praacuteci se nejlaacutepe hodiacute mlstnost beZlPrašnaacute kde teplota lPřiacuteliš nekoliacutesaacute a middotkteraacute je maacutelo navštěvovaacutena Viacuteme že amateacuter asi nebude miacuteti mnoh o na vybranou ale bude se snažiti aby se těmto podmiacutenkaacutem co nejviacutece přiJbliacuteŽil Jako podklad naacutem nejleacutepe posloužiacute nějakyacute pevnyacute stuacutel jehož nejleacutepe přiacutestupnyacuteshyroh si vYbereme pro lipnutiacute Diacutela Mftže však byacuteti i těžkaacute bedna a kIasickyacutem je sud naplněnyacute piacuteskem cihlami nebo i vodou aby byl těžkyacute a ruepřeklaacutepěl se To je ovšem pro většinu domaacuteciacutech pracovnikuacute nemožneacute a proto se spokojiacuteme se stolem jehož roh budeme obchaacutezeti v puacutekruhu a opět se vraceti

Pracujeme-li u stolu připevniacuteme si podložniacute prkeacuteniacuteko svěradly na jeho roh a to pevně aby se neviklalo a neujiacuteždělo Pamatujme siže při leštěniacute je siacutela na pohyb zrcadla vynaloženaacute dosti značnaacute a podklad tedy musiacute byacuteti velmi pevnyacute Jeden z kotoučů položiacuteme mezi olpěrneacute špaliacutečky a upiacutenaciacute laťkou upneme ovšem bez velkeacuteho tlaku Na hornl plochu kotouče nalijeme trochu vody a ~řiložiacuteme

na něj kotouč druhyacute Alby se předešlo nedomzuměniacute brusivo zaJtiacutem nenasy-peme A nyniacute si musiacuteme osvojiti zaacuteklad optickeacute praacutece trojityacute pohyb při broušeniacute

Mysleme si obvod kotol1če rozdělen na dvanaacutect diacutell jako čiacuteselniacutek homiddotdin Bude tedy proti naacutem poloměr XII-VI Vrchniacute kotouč uchopiacuteme Dběma rukama jimiž naň budeme při rpraacuteci vyvozovati potřebnyacute tlak a posouvaacuteme jej směrem k myšshyleneacute čiacuteslici XII asi o 2 cm Zastaviacuteme a jdeme os kotoučem za neustaacuteleacuteho tlaku zpět až jeho zadniacute hrana přejede zadniacute hranu spodniacuteho kotouče opět o dva cm Tiacutem jsme middotvykonali jeden tah o celkoveacute deacutelce 2 + 2 = 4 cm Kdy-bychom takto pokračovali s brusivem dosti dlouhou dabu shledali bychom že se naacutem středniacute čaacutest horniacuteho kotouče prohlubuje kdežto 1l spodniacuteho se staacutevaacute vypuklo1l Povstala by naacutem ovšem plocha přibližně vaacutegtlcovaacute a 10 by byla velikaacute chyba Agtbychom se temu vyvarovali pootočiacuteme po každeacutem tahu horniacutem kotoučem o malyacute uacutehel na př doleva Toto pootočeniacute provaacutediacuteme během tahu nikoliv při zastaveniacute na konci nebo na začaacutetku Muslme si je řaacutedně nacvičiti aby se dělo samočinně takřka bez našeho vědomiacute

Ale ani to by naacutem nestačilo k dociacuteleniacute dvou kulovyacutech ploch Spodniacute kotouč by se naacutem ohrušoVl3l opět jen jednostranně middota společnaacute plocha by byla nepravidelnaacute Proto přidaacuteme ještě třetiacute ipohyb tiacutem že middotbudemepři praacuteci obchaacutezeti kol pracovniacuteho miacutesta Vždy asi po 5 až 10 taziacutech pokročiacuteme stranou middotkol rohu stolu a hrousiacuteme po jineacutem průměru na př XI-V pak X-IV IX-III atd A když dojdeme na drushyhou stranu tak že daacutele postupovat nemůžeme Vracmese stejně zpět A přishybližně po puacutelhodinoveacute praacuteci uvolniacuteme upiacutenaciacute laťku držiacuteciacute spodniacute kotouč a tiacutemto pootočiacuteme na př o pll kruhu abychom zavedli dalšiacute proměnnyacute činitel J e to praacutevě souhra velkeacuteho počtu drobnyacutech nepravidelnostiacute kteraacute naacutem pomůže zhotoshyviti plochu značně pravidelnou Tahy provaacutediacuteme zvolna rychlostiacute asi jeden tah za vteřinu ne rychlej i I to maacute sveacute duacutevody ktereacute si časem olzřejmiacuteme Duacuteležityacutem činitelem pro postup praacute ce a tvar vyacutesledneacute plochy je i deacutelka t8Jhl Jak jsme si již řekli hOlniacute kotouč se zvolna prohlubuje Spodniacute se staacutevaacute vypuklyacutem Rychlost tohoto prohlubovaacuteniacute zaacutevisiacute silně na deacutelce tahů Je zvykem vyjadřovati ~uto deacutelku jako zlomek pruacuteměru kotouče Řiacutekaacuteme tedy tahy třetinoveacute (I) jestliže je uacutehrnnaacute

114

ZPRAvy A POKYNY OPTICKEacute SEKCE

ASTRONOMICKEacute ZRCADLO III

Dalšiacute praciacute bude ohl1aIlěniacute (facetovaacuteniacute) obou kotoučuacute ktereacute je neZbytneacute chceshyme-li se uchraacuteniti ustavičneacuteho poškrrabaacuteniacute broušenyacutech ploch j emnyacutemi uacutelomky skla jež se odšUpuji z ostryacutech hran Sraženiacute hran provedeme nejprve hrubšiacutem brouskem až teacuteměř na žaacutedanou šiacuteřku pak fiacetu jemně obrušujeme buď brOl1Sshyk em jemnyacutem nebo leacutepe kouskem plocheacuteho železa na nějž nanaacutešiacuteme kaši z vody a jemneacuteho brusiva Je nezbytnou podmiacutenkou zDaru dalši opraacutece aby byly facely dosti širokeacute a velmi jemně zbroušeneacute Praacutece bude snazšiacute maacuteme-li možnost kotouč upnouti a otaacutečeti jiacutem pomociacute převodu nebo na nějakeacutem vřetenu

Pro naši optiokou praacuteci se nejlaacutepe hodiacute mlstnost beZlPrašnaacute kde teplota lPřiacuteliš nekoliacutesaacute a middotkteraacute je maacutelo navštěvovaacutena Viacuteme že amateacuter asi nebude miacuteti mnoh o na vybranou ale bude se snažiti aby se těmto podmiacutenkaacutem co nejviacutece přiJbliacuteŽil Jako podklad naacutem nejleacutepe posloužiacute nějakyacute pevnyacute stuacutel jehož nejleacutepe přiacutestupnyacuteshyroh si vYbereme pro lipnutiacute Diacutela Mftže však byacuteti i těžkaacute bedna a kIasickyacutem je sud naplněnyacute piacuteskem cihlami nebo i vodou aby byl těžkyacute a ruepřeklaacutepěl se To je ovšem pro většinu domaacuteciacutech pracovnikuacute nemožneacute a proto se spokojiacuteme se stolem jehož roh budeme obchaacutezeti v puacutekruhu a opět se vraceti

Pracujeme-li u stolu připevniacuteme si podložniacute prkeacuteniacuteko svěradly na jeho roh a to pevně aby se neviklalo a neujiacuteždělo Pamatujme siže při leštěniacute je siacutela na pohyb zrcadla vynaloženaacute dosti značnaacute a podklad tedy musiacute byacuteti velmi pevnyacute Jeden z kotoučů položiacuteme mezi olpěrneacute špaliacutečky a upiacutenaciacute laťkou upneme ovšem bez velkeacuteho tlaku Na hornl plochu kotouče nalijeme trochu vody a ~řiložiacuteme

na něj kotouč druhyacute Alby se předešlo nedomzuměniacute brusivo zaJtiacutem nenasy-peme A nyniacute si musiacuteme osvojiti zaacuteklad optickeacute praacutece trojityacute pohyb při broušeniacute

Mysleme si obvod kotol1če rozdělen na dvanaacutect diacutell jako čiacuteselniacutek homiddotdin Bude tedy proti naacutem poloměr XII-VI Vrchniacute kotouč uchopiacuteme Dběma rukama jimiž naň budeme při rpraacuteci vyvozovati potřebnyacute tlak a posouvaacuteme jej směrem k myšshyleneacute čiacuteslici XII asi o 2 cm Zastaviacuteme a jdeme os kotoučem za neustaacuteleacuteho tlaku zpět až jeho zadniacute hrana přejede zadniacute hranu spodniacuteho kotouče opět o dva cm Tiacutem jsme middotvykonali jeden tah o celkoveacute deacutelce 2 + 2 = 4 cm Kdy-bychom takto pokračovali s brusivem dosti dlouhou dabu shledali bychom že se naacutem středniacute čaacutest horniacuteho kotouče prohlubuje kdežto 1l spodniacuteho se staacutevaacute vypuklo1l Povstala by naacutem ovšem plocha přibližně vaacutegtlcovaacute a 10 by byla velikaacute chyba Agtbychom se temu vyvarovali pootočiacuteme po každeacutem tahu horniacutem kotoučem o malyacute uacutehel na př doleva Toto pootočeniacute provaacutediacuteme během tahu nikoliv při zastaveniacute na konci nebo na začaacutetku Muslme si je řaacutedně nacvičiti aby se dělo samočinně takřka bez našeho vědomiacute

Ale ani to by naacutem nestačilo k dociacuteleniacute dvou kulovyacutech ploch Spodniacute kotouč by se naacutem ohrušoVl3l opět jen jednostranně middota společnaacute plocha by byla nepravidelnaacute Proto přidaacuteme ještě třetiacute ipohyb tiacutem že middotbudemepři praacuteci obchaacutezeti kol pracovniacuteho miacutesta Vždy asi po 5 až 10 taziacutech pokročiacuteme stranou middotkol rohu stolu a hrousiacuteme po jineacutem průměru na př XI-V pak X-IV IX-III atd A když dojdeme na drushyhou stranu tak že daacutele postupovat nemůžeme Vracmese stejně zpět A přishybližně po puacutelhodinoveacute praacuteci uvolniacuteme upiacutenaciacute laťku držiacuteciacute spodniacute kotouč a tiacutemto pootočiacuteme na př o pll kruhu abychom zavedli dalšiacute proměnnyacute činitel J e to praacutevě souhra velkeacuteho počtu drobnyacutech nepravidelnostiacute kteraacute naacutem pomůže zhotoshyviti plochu značně pravidelnou Tahy provaacutediacuteme zvolna rychlostiacute asi jeden tah za vteřinu ne rychlej i I to maacute sveacute duacutevody ktereacute si časem olzřejmiacuteme Duacuteležityacutem činitelem pro postup praacute ce a tvar vyacutesledneacute plochy je i deacutelka t8Jhl Jak jsme si již řekli hOlniacute kotouč se zvolna prohlubuje Spodniacute se staacutevaacute vypuklyacutem Rychlost tohoto prohlubovaacuteniacute zaacutevisiacute silně na deacutelce tahů Je zvykem vyjadřovati ~uto deacutelku jako zlomek pruacuteměru kotouče Řiacutekaacuteme tedy tahy třetinoveacute (I) jestliže je uacutehrnnaacute

114

deacutelka rovna třetině průměru kotouť e v našem přiacutepadě tedy 4 cm Ale pozor Dva cm přijdou na přesah po jedneacute straně dva na druhou stranu nikoliv tedy na každou strranu 4 cm Při taziacutech čtvrtinovyacutech (4) přmiddotebiacutehaacute kotouč na každeacute straně 15 cm (dohromady 3 cm = J při taziacutech pů10vyacutech (Vz) přebiacutehaacute na každeacute straně o 3 cm Tahy 11 značiacute že střed horniacuteho kotouče dojde praacutevě nad hranu spodniacuteho a vraciacute se aby i na druheacute straně přiše l nad okraj Těchto tahů však použiacutevaacuteme jen zřiacutedka neboť se snadno přejede a může se odštiacutepnouti hrana

Takto jsme si na navlhčenyacutech kotoučiacutech jimž nyniacute mfižeme řiacutekati zrcadlo a miska nacviči1i ~ravid elnost pohybfi a ověřili různeacute deacutelky tahfi ktereacute budeme vždy velmi peČlivě dodržovati Jsme nyniacute př~praveni k vlastniacute praacuteci vNhniacute ploshychu misky a spodniacute plochu zrcJdla opět řaacutedně navlhčiacuteme a na misku rovnoměrně (nikoliv na hromaacutedku) rozsypeme asi pfi-l kaacutevoveacute lžičky našeho nejhrubšiacuteho brushysiva tedy č 80 Zrcadlo navlhčenou plochou položiacuteme na misku a pohybujeme jiacutem od sebe a k sobě nacvičenyacutem zpfisobem vyvozujiacutece rukama dosti značnyacute tlak Deacutel-ku tahfi v tomto počaacutetečniacutem stadiu voliacuteme dostimiddot velkou asi viacuteme že to znamenaacute že zrcadlo na Gbou stranaacutech přebihaacute o 45 cm Dovoliacuteme si teacutež na zrcldlo faacutedně přitlačiti Ohavně to skřiacutepe a hlučiacute což znamenaacute že brusivo řeže T ento hluk bohužel brzy ustane na znameniacute že je ousidlo rozdrceno a přestalo řezati Přisypeme tedy opět stejneacute mno~stviacute jako prve a navlhčiacuteme Pokračushyjeme v broušeniacute dodržujiacuteoe přiacutesně nM trojiacute pohYib a deacutelku tahfi Když se middotnaacutem jiacuteŽ na broušenyacutech plochaacutech nahromadilo mnoho rOZibroušeneacute kaše prostě ji splaacutechneme vodou neboť přiacuteliš mnoho blaacuteta brzdiacute dobrou praacuteci brllSiva Po něshyjakeacutem čase si obě plochy prohleacutedneme Zjistiacuteme že je značně poškrabaacuten střed 7rcadla a kraje jsou gtteacuteměř čisteacute

U misky je tomu opačně Proč tomu tak je lze snadno vysvětliti Středoveacute

partie zrcadla a okrajoveacute partIacutele misky nepřijdou při našich taziacutech nikdy na vzduch proto jsou broušeny staacutele kdežto partie ostatniacute jsou obrušovaacuteny tim meacuteně čiacutem jsou u zrcadla od středu u misky od okraje vzdaacutelenějšiacute K tomu přistupuje j eště jeden důležityacute uacutečinek Tlak kteryacute pažemi na zrcadlo vyvozujeme se během tahu soustřeďuje na plochu staacutele menšiacute tiacutem roste tlak na jednotku zatiacuteženeacute plochy to jest nejviacutece jsou opět broušeny středoveacute čaacutesti zrcadla a okraje misky Z těchto poznatků mfižeme odvoditi dfiležiteacute vodiacutetko pro praacuteci při taziacutech dlouhyacutech se obrušovaacuteniacute soustřeďuje na střed zrcadla a okraje misky Čiacutem kratšiacute tahy tiacutem se obrušovaacuteniacute rozprostiacuteraacute na většiacute plochu takže při taziacutech velmi kraacutetkyacutech by se naacutem celeacute povrchy zrcadla i misky obrušovaly teacuteměř rovnoshyměrně A ještě něco při zcela dlouhyacutech taziacutech je uacutečinek soustředěnějšiacute a kdybyshychom v nich pokračovali staacutele měli bychom uprostřed zrcadla doliacutek plocha by byla tedy nepravidelnaacute Proto jich použiacutevaacuteme jen na začaacutetku hrubeacuteho brouamp3niacute kdy naacutem jde o rychlyacute postup do žaacutedaneacute hloubky Později musiacuteme nepravidelnost plochy opraviti užitiacutem tahů staacutele kratšiacutech chceme-li ziacuteskati plochy co možnO kuloveacute Nejrovnoměrněji pak pfisobiacute tahy až kteryacutech budeme při praacuteci nejviacutece použiacutevati

Vykonaacutevaacuteme tedy tahy asi otaacutečiacuteme zrcadlem pravidelně obchaacuteziacuteme misku a dosti často vyměňujeme brusivo Je-li naacutem liacuteto materiaacutelu kteryacute ~2 naacutem hroshymadiacute kolem misky seškrabeme je občas a daacuteme do naacutedoby s vodou Vodou řaacutedně zamiacutechaacuteme a špiacutenu ihned vylejeme Na dně zůstanou nejhrubšiacute zrnka kteryacutech můžeme znova použiacuteti

Tak po 2 hcdinaacutech brOušeniacute je prohloubeniacute zrcadla patrneacute na prvni pohled Abychom je nepřehnali musiacuteme poloměr tvořiacuteci se kuloveacute plochy občas změřiti Chceme ruby naše zrcadlo mělo ohniskovou vzdaacutelenost 1000 mm a protože poloshymr ldivosti je Jejiacutem dvojnaacutesobkem je v našem přiacutepadě R = 2F = 2000 mm

Najdeme si v bliacutezkosti sveacuteho pracoviště miacutesto kde mfižeme zrcadlo bezpečně postavit na hranu asi ve vyacutešce oka Zajistiacuteme je aby nespadlo Od jeho čelniacute (broušeneacute) plochy si spustiacuteme kolmici na podlahu (na př zatiženou nitiacute) a křiacutedou toto miacutesto označiacuteme Od teacuteto značky naneseme směnm od zrcldla 2 metry a opět označiacuteme D aacute le potřebujeme přenosnyacute světelnyacute zdroj (sviacutečka nebo kapesniacute svishy

115

tilna) Předniacute (broušenou) plochu uacutecadla navlhčiacuteme vodou postaviacuteme rychle na připraveneacute miacutesto a držiacutece světlo při praveacutem spaacutenku snažiacuteme se okem zashychytiti jeho obraz vytvořenyacute mokrou plochou zrcadla Jakmile jsme jej zachytili ustupujeme od zrcadla a světlem zvolna pohybujeme směrem od spinku a zpět

Obraz zdroje v zrcadliacuteciacute ploše se bude pohybovati souhlasnyacutem směrem potud pokud budeme zrcadlu bliacuteže než je jeho střed křivosti Čiacutem jsme tomuto středu bliacuteže tiacutem ltbude obraz světelneacuteho zdroje většiacute a jeho pohyby rychlejšiacute až při poloze zdroje v sameacutem středu křivosti naacutem rovnoměrně zasviacutetiacute celaacute plocha zrcadla Jakmile se však dostaneme za střed křivosti uvidiacuteme obraz zdroje přeshyvraacutecenyacute a jeho pohyb bude opačnyacute než směr Pohybu zdroje kteryacute vykonaacutevaacuteme rukou A v tom je praktickeacute vodiacutetko pro určeniacute středu křivosti pokud se obraz pohybuje stejnyacutem směrem jako zdroj jsme blizko při pohybu opačneacutem daleko v sameacutem středu křivosti je plocha teacuteměř rovnoměrně osvětlena Tento zpflsob vypadaacute nesnadně ale po trošce cviku daacutevaacute naprosto postačujiacuteciacute vyacutesledky a zbashyvuje naacutes nutnosti vyacuteroby šablon nebo použitiacute sfeacuterometru ktereacute jsou pro amateacutera zpravidla nedostupneacute Plochu zrcadla budeme muset často navlhčovat ale jakshymile přijdeme věci na kloub probiacutehaacute měřeniacute rychle a určeniacute středu křivostiacute je dostatečně přesneacute Jeden amateacuter zdokonaliacute tento postup tiacutem že při nalezeniacute středu křivosti nakloniacute hlavu a koutkem uacutest vypustiacute slinu ta mu na podlaze naznačiacute přesně hledaneacute miacutesto Je to neestetickeacute ale velmi užitečneacute Čiacutem bude naše plocha hladšiacute t j jemněji vybroušena tiacutem deacutele podržiacute vlhkyacute povlak takže určeniacute středu bude staacuteLe snažšiacute a přesnějšiacute

Každeacute broušeniacute popsanyacutem zpflsobem zrcadlo prOhlubuje a tedy zkracuje poloměr lltřivosti Nesmiacuteme tedy brousiti hrubyacutem brusivem tak dlouho až se dostan~me ke značce 2000 mm Na druheacute straně si však musiacuteme uvědomiti že jemnějšiacute brusiva ubiacuterajiacute meacuteně pracujiacute pomaleji a kdybychom přestali brousiti hrubšiacutem brusivem přiacuteliš brzy praacutece by se naacutem protahovala Rozumnyacutem kompromisem bude přestaneme-li brousiti brusivem č 80 jakmile jsme dosaacutehli poloměru asi 2800 mm Zbyacutevajiacuteciacutech 800 mm ponechaacuteme pro praacuteci dalšiacute Stane-li se naacutem v proshyběhu dalši praacutece že stanovenyacute poloměr překročiacuteme t j dostaneme se bliacuteže než je třeba nebudeme zoufati Zaměniacuteme prostě zrcadlo a misku t j zrcadlo poloshyžiacuteme dutou stranou vzhflru na podložniacute prkeacutenko a brousiacuteme miskou tiacutem se naacutem obrušujiacute kraje zrcadla ktereacute se tak staacutevaacute ploššiacutem Tohoto zpflsobu praacutece poshyužijeme později za uacutečelem poněkud jinyacutem je však třeba pamatovati na dflležitou věc musiacuteme kolem zrcadla obchaacutezeti rychlejiacute t j na jednom poloměru nečiniacuteme viacutece Luhfl než asi 2 nikoliv 5 až 10 jako činiacuteme je-li vespod miska Mohli bychom zrcadlo nenapravitelně deformovati tiacutem že by bylo na některeacutem poloměru mělčiacute než na jineacutem stalo by se astigmatiacuteckyacutem a neschopnyacutem vytvořiti spraacutevnyacute obraz

Pilnyacutem broušeniacutem brusivem č 80 jsme se konečně přibliacutežili prohloubeniacute ktereacute odpoviacutedaacute poloměru 2800 mm a mflžeme přejiacuteti k brusivu jemnějšiacutemu

Co musiacuteme nejprve proveacutesti Podložniacute destičku sejmeme odšroubujeme přiacuteshydržneacute špaliacutečky a vše čistě omyjeme otřeme do sucha a za sucha čistyacutem hadrem pečlivě očistiacuteme tak aby na nich nebylo ani stopy po předešleacutem brusivu Stejně nalOžiacuteme se zrcadlem a miskou očistiacuteme ovšem i pracovniacute stfll Tato opatrnost je nesmiacuterně dflležitaacute neboť jinak se neubraacuteniacuteme poškraacutebaacuteniacute plochy hrubšiacutem brusivem než jakyacutem praacutevě pracujeme Prohleacutedneme dobře facety zrcadla a misky nejeviacute-li snahu tvořiti ostreacute hrany V takoveacutem přiacutepadě je včas kouskem skla nebo železa a kašiacute z vody a jemneacuteho brusiva odstraniacuteme Je velmi dobrou pomflckou pokryjeme-li povrch podlOžniacute destičky vrstvou čisteacuteho papiacuteru takže přiacutedržneacute špaliacutečky ležiacute na něm Papiacuter pak při každeacute změně brusiva zahodiacuteme a nahradiacuteme novyacutem Když jsme tento generaacutelniacute uacuteklid provedli prohleacutedneme plochu zrcadla i miacutesky lupou Budou podraacutepaacuteny Lupou teacutež prohleacutedneme plochu zrcadlJ zezadu t j skrze sklo při čemž je držiacuteme tak aby světlo na předniacute (broušenou) plochu dopadalo šikmo

(Pokračovaacuteniacute)

11f)

II

I

ZATI

1EN

I SL

UN

CE

JQ VI19~

FAZ~

VID

ITE

LNE

V

PR

AZE

I

IK

ON

EC

NE

JV

fAZ

E

ZAC

ATE

K

SE

C

15h 1

0i

1h

J57

13h 5

517m

1J

h15

T

12

4ff

VE

L

OU

0

83

O~

Lad

Černyacute

UacuteP

LN

Eacute ZATMĚNiacute S

LU

NC

E D

NE

30

ČERVNA

19

54

v Československeacute r

epu

bli

ce v

idit

eln

eacute ja

ko

čaacutestečneacute

(dia

grr

um

př~ravil p

od

le

svyacute

ch vyacutepočtfi

s L

Černyacute)

Časoveacute uacute

daje

pro

měk

teraacute m

iacutesta

rep

ub

lik

y

muacutes

to

začaacutetek zatměniacute

střed

a ve

l1lk

ost

k

on

ec zatměni

Plzeň

12

h 3

8l

m SEČ

13

h 5

6m

SEČ

08

2

15

h 0

88

m SEČ

Brn

o

12

4

38

1

4

01

1

08

4

15

1

28

O

stra

va

12

45

2

14

0

21

0

87

1

5

13

3

-J

Bra

tisl

ava

1

2

461

1

4

03

3

08

2

15

1

5

tilna) Předniacute (broušenou) plochu uacutecadla navlhčiacuteme vodou postaviacuteme rychle na připraveneacute miacutesto a držiacutece světlo při praveacutem spaacutenku snažiacuteme se okem zashychytiti jeho obraz vytvořenyacute mokrou plochou zrcadla Jakmile jsme jej zachytili ustupujeme od zrcadla a světlem zvolna pohybujeme směrem od spinku a zpět

Obraz zdroje v zrcadliacuteciacute ploše se bude pohybovati souhlasnyacutem směrem potud pokud budeme zrcadlu bliacuteže než je jeho střed křivosti Čiacutem jsme tomuto středu bliacuteže tiacutem ltbude obraz světelneacuteho zdroje většiacute a jeho pohyby rychlejšiacute až při poloze zdroje v sameacutem středu křivosti naacutem rovnoměrně zasviacutetiacute celaacute plocha zrcadla Jakmile se však dostaneme za střed křivosti uvidiacuteme obraz zdroje přeshyvraacutecenyacute a jeho pohyb bude opačnyacute než směr Pohybu zdroje kteryacute vykonaacutevaacuteme rukou A v tom je praktickeacute vodiacutetko pro určeniacute středu křivosti pokud se obraz pohybuje stejnyacutem směrem jako zdroj jsme blizko při pohybu opačneacutem daleko v sameacutem středu křivosti je plocha teacuteměř rovnoměrně osvětlena Tento zpflsob vypadaacute nesnadně ale po trošce cviku daacutevaacute naprosto postačujiacuteciacute vyacutesledky a zbashyvuje naacutes nutnosti vyacuteroby šablon nebo použitiacute sfeacuterometru ktereacute jsou pro amateacutera zpravidla nedostupneacute Plochu zrcadla budeme muset často navlhčovat ale jakshymile přijdeme věci na kloub probiacutehaacute měřeniacute rychle a určeniacute středu křivostiacute je dostatečně přesneacute Jeden amateacuter zdokonaliacute tento postup tiacutem že při nalezeniacute středu křivosti nakloniacute hlavu a koutkem uacutest vypustiacute slinu ta mu na podlaze naznačiacute přesně hledaneacute miacutesto Je to neestetickeacute ale velmi užitečneacute Čiacutem bude naše plocha hladšiacute t j jemněji vybroušena tiacutem deacutele podržiacute vlhkyacute povlak takže určeniacute středu bude staacuteLe snažšiacute a přesnějšiacute

Každeacute broušeniacute popsanyacutem zpflsobem zrcadlo prOhlubuje a tedy zkracuje poloměr lltřivosti Nesmiacuteme tedy brousiti hrubyacutem brusivem tak dlouho až se dostan~me ke značce 2000 mm Na druheacute straně si však musiacuteme uvědomiti že jemnějšiacute brusiva ubiacuterajiacute meacuteně pracujiacute pomaleji a kdybychom přestali brousiti hrubšiacutem brusivem přiacuteliš brzy praacutece by se naacutem protahovala Rozumnyacutem kompromisem bude přestaneme-li brousiti brusivem č 80 jakmile jsme dosaacutehli poloměru asi 2800 mm Zbyacutevajiacuteciacutech 800 mm ponechaacuteme pro praacuteci dalšiacute Stane-li se naacutem v proshyběhu dalši praacutece že stanovenyacute poloměr překročiacuteme t j dostaneme se bliacuteže než je třeba nebudeme zoufati Zaměniacuteme prostě zrcadlo a misku t j zrcadlo poloshyžiacuteme dutou stranou vzhflru na podložniacute prkeacutenko a brousiacuteme miskou tiacutem se naacutem obrušujiacute kraje zrcadla ktereacute se tak staacutevaacute ploššiacutem Tohoto zpflsobu praacutece poshyužijeme později za uacutečelem poněkud jinyacutem je však třeba pamatovati na dflležitou věc musiacuteme kolem zrcadla obchaacutezeti rychlejiacute t j na jednom poloměru nečiniacuteme viacutece Luhfl než asi 2 nikoliv 5 až 10 jako činiacuteme je-li vespod miska Mohli bychom zrcadlo nenapravitelně deformovati tiacutem že by bylo na některeacutem poloměru mělčiacute než na jineacutem stalo by se astigmatiacuteckyacutem a neschopnyacutem vytvořiti spraacutevnyacute obraz

Pilnyacutem broušeniacutem brusivem č 80 jsme se konečně přibliacutežili prohloubeniacute ktereacute odpoviacutedaacute poloměru 2800 mm a mflžeme přejiacuteti k brusivu jemnějšiacutemu

Co musiacuteme nejprve proveacutesti Podložniacute destičku sejmeme odšroubujeme přiacuteshydržneacute špaliacutečky a vše čistě omyjeme otřeme do sucha a za sucha čistyacutem hadrem pečlivě očistiacuteme tak aby na nich nebylo ani stopy po předešleacutem brusivu Stejně nalOžiacuteme se zrcadlem a miskou očistiacuteme ovšem i pracovniacute stfll Tato opatrnost je nesmiacuterně dflležitaacute neboť jinak se neubraacuteniacuteme poškraacutebaacuteniacute plochy hrubšiacutem brusivem než jakyacutem praacutevě pracujeme Prohleacutedneme dobře facety zrcadla a misky nejeviacute-li snahu tvořiti ostreacute hrany V takoveacutem přiacutepadě je včas kouskem skla nebo železa a kašiacute z vody a jemneacuteho brusiva odstraniacuteme Je velmi dobrou pomflckou pokryjeme-li povrch podlOžniacute destičky vrstvou čisteacuteho papiacuteru takže přiacutedržneacute špaliacutečky ležiacute na něm Papiacuter pak při každeacute změně brusiva zahodiacuteme a nahradiacuteme novyacutem Když jsme tento generaacutelniacute uacuteklid provedli prohleacutedneme plochu zrcadla i miacutesky lupou Budou podraacutepaacuteny Lupou teacutež prohleacutedneme plochu zrcadlJ zezadu t j skrze sklo při čemž je držiacuteme tak aby světlo na předniacute (broušenou) plochu dopadalo šikmo

(Pokračovaacuteniacute)

11f)

II

I

ZATI

1EN

I SL

UN

CE

JQ VI19~

FAZ~

VID

ITE

LNE

V

PR

AZE

I

IK

ON

EC

NE

JV

fAZ

E

ZAC

ATE

K

SE

C

15h 1

0i

1h

J57

13h 5

517m

1J

h15

T

12

4ff

VE

L

OU

0

83

O~

Lad

Černyacute

UacuteP

LN

Eacute ZATMĚNiacute S

LU

NC

E D

NE

30

ČERVNA

19

54

v Československeacute r

epu

bli

ce v

idit

eln

eacute ja

ko

čaacutestečneacute

(dia

grr

um

př~ravil p

od

le

svyacute

ch vyacutepočtfi

s L

Černyacute)

Časoveacute uacute

daje

pro

měk

teraacute m

iacutesta

rep

ub

lik

y

muacutes

to

začaacutetek zatměniacute

střed

a ve

l1lk

ost

k

on

ec zatměni

Plzeň

12

h 3

8l

m SEČ

13

h 5

6m

SEČ

08

2

15

h 0

88

m SEČ

Brn

o

12

4

38

1

4

01

1

08

4

15

1

28

O

stra

va

12

45

2

14

0

21

0

87

1

5

13

3

-J

Bra

tisl

ava

1

2

461

1

4

03

3

08

2

15

1

5

II

I

ZATI

1EN

I SL

UN

CE

JQ VI19~

FAZ~

VID

ITE

LNE

V

PR

AZE

I

IK

ON

EC

NE

JV

fAZ

E

ZAC

ATE

K

SE

C

15h 1

0i

1h

J57

13h 5

517m

1J

h15

T

12

4ff

VE

L

OU

0

83

O~

Lad

Černyacute

UacuteP

LN

Eacute ZATMĚNiacute S

LU

NC

E D

NE

30

ČERVNA

19

54

v Československeacute r

epu

bli

ce v

idit

eln

eacute ja

ko

čaacutestečneacute

(dia

grr

um

př~ravil p

od

le

svyacute

ch vyacutepočtfi

s L

Černyacute)

Časoveacute uacute

daje

pro

měk

teraacute m

iacutesta

rep

ub

lik

y

muacutes

to

začaacutetek zatměniacute

střed

a ve

l1lk

ost

k

on

ec zatměni

Plzeň

12

h 3

8l

m SEČ

13

h 5

6m

SEČ

08

2

15

h 0

88

m SEČ

Brn

o

12

4

38

1

4

01

1

08

4

15

1

28

O

stra

va

12

45

2

14

0

21

0

87

1

5

13

3

-J

Bra

tisl

ava

1

2

461

1

4

03

3

08

2

15

1

5

ZPRAacuteVY A POKYNY PLANETAacuteRNf SEKCE-

POKYNY A NAacuteMĚTY K POZOROVAacuteNIacute PLANETYMARSE V OPOSICI 1954 podle člena A N U S S R N T Barabaševa předsedy planetaacuterniacute i)mise

a prof V V Šaronova

1 Vzhledem k niacutezkeacute deklinaci planety Marse (- 28deg) v době oposice doporushyčuje se jeho pozorovaacuteniacute pouze observatořiacutem jejichž zeměpisnaacute šiacuteřka neniacute většiacute než 50deg Zvlaacutešť žaacutedouciacute jsou pozorovaacuteniacute z miacutest jižněji položenyacutech

2 Fotografovaacuteniacute Marse se doporučuje přiacutestroji jejichž ohniskovaacute daacutelka je nejmeacuteně deset metrfi Žaacutedouciacute jsou sniacutemky v rfiznyacutech spektraacutelniacutech oborech zeshyjmeacutena v ultrafialoveacute čaacutesti ve fotovisuaacutelniacute v červeneacute a infračerveneacute čaacutesti spektra

3 Fotografujeme hlavně v době vrchniacute kulminace planety a to podle možnosti každeacute noci Snažme se zhotovit sniacutemky nejen v době oposice ale i před niacute a po niacute při rfiznyacutech faacutezovyacutech uacutehlech

4 Žaacutedouciacute jsou sniacutemky v ultrafialoveacute a modreacute čaacutesti spektra za uacutečelem sledoshyvaacuteniacute možnyacutech změn v ovzdušiacute ktereacute se mohou projevit na rychle po sobě jdoushyciacutech sniacutemcich

5 Každyacute negativ nutno opatřit vhodnou fotometrickou škaacutelou pro proměřeniacute ziacuteskanyacutech obrazů Vzhledem k niacutezkeacute poloze planety nebude možno proveacutest obshyvyklou absolutniacute standartisaci sniacutemků

6 Observatoře ktereacute jsou vybaveny pouze kraacutetkofokaacutelniacutemi astrokomorami zhotoviacute sniacutemky pro fotometrickaacute a kolorimetrickaacute měřeniacute integraacutelniacuteho světla planety Doporučuje se metoda mimofokaacutelniacute fotometrie Uacutekoly pozorovaacuteniacute a) Ziacuteskaacuteni novyacutech hodnot geometrickeacuteho albeda planety v rfiznyacutech spektraacutelniacutech oborech b) Novaacute určeniacute barvy planety ve srovnaacuteniacute se slunečniacutem světlem c) Noveacute určeniacute faacutezoveacuteho koeficientu

7 Při použitiacute objektivniacuteho prisma nebo kraacutetkofokaacutelniacuteho štěrbinoveacuteho spektroshy grafu doporučuje se integraacutelniacute spektrofotometrie spektra Marse srovnaacuteniacutem

s hvězdami neb ještě leacutepe přiacutemo se slunečniacutem světlem 8 Při použitiacute dlouhofokaacutelniacutech dalekoh1edů se štěrbinovyacutem spektrografem se

doporučuje pokusit se o spektrofotometrii různyacutech čaacutestiacute kotouče ve srovnaacuteniacute se spektrem Slunce nebo hvězd

9 Krajně žaacutedouciacute jsou polarisačniacute pozorovaacuteniacute jak integraacutelniacuteho světla planety tak i jednotlivyacutech čaacutestiacute jeho kotouče jako jsou moře pouště polaacuterniacute čepičky atd

10 V přiacutepadě možnosti je žaacutedouciacute organisovat krom fotografovaacuteniacute takeacute visuaacutelniacute pozorovaacuteni

OPOSICE PLANETY MARSE

24 června nachaacuteziacute se Mars v oposici se Sluncem Je viditelnyacute celou noc a jistě bude poutat zaacutejem všech pozorovatelů i když podmiacutenky k jeho pozorovaacuteniacute neshyjsou nijak přiacuteznive Je totiž v souhvězdiacute Střelce a nachaacuteziacute se niacutezko nad obzorem Pro jižně položeneacute observatoře bude v přiacutezniveacute poloze k pozorovaacuteniacute Od začaacutetku června až do konce zaacuteřiacute je Mars jižně - 26deg (dekl) o po celyacute červenec až do poloviny srpna je jižně - 28deg V teacuteto době bude naacutem Mars ukazovat severniacute i jižniacute polokouli stejně dobře Od 5 III až do 26 IX zůstaacutevaacute šiacuteřka středu Marsova kotouče v meziacutech plusmn 5deg Takeacute jeho vzdaacutelenost od Země bude tentokraacutete menšiacute než ve všech dřiacutevějšiacutech oposiciacutech od roku 1941

Pro pozorovatele uvaacutediacuteme některeacute důležiteacute uacutedaje Datum Rektascence Deklinace Vyacutechod Průch pol Zaacutepad Hv vel Průměr

Červen 10 18h296m -26deg37 21h39m 1h18m 4h57m -19 201 Červen 20 18 183 -2722 20 55 O 28 4 01 -22 213 Červen 30 18 045 -2758 20 01 23 29 2 57 -23 219 Červenec 10 17 517 -2817 19 11 22 37 2 03 -21 217 Červenec 20 17 430 -2822 18 25 21 50 1 15 -20 208 Červenec 30 17 400 -2818 17 43 21 08 O 33 -17 196

118

ZPRAvy NA~CH KRoutKŮ A HVĚZDAREN ANToNiacuteN GAZDA dlouholetyacute člen odbočky ve Valašskeacutem Meziřičiacute neuacutenavnyacute

pracovniacutek v jejich sekciacutech a při budovaacuteniacute Valašskeacute lidoveacute hvězdaacuterny dožiacutevaacute se 11 června v plneacutem zdraviacute 75 rokfi Upřiacutemně blahopiiacuteejem

ZPRAVA LIDovE HVĚZDAacuteRNY V BRNĚ

Lidovaacute hvězdaacuterna v Brně zřiacutezenaacute jako kulturniacute osvětoveacute zařizeniacute ONv v Brně podle statutu pro Lidoveacute hvězdaacuterny vydaneacuteho ministerstvem kultury zahaacutejila počaacutetkem ledna 1954 činnost V prvniacutech lednovyacutech dnech byly dokončovaacuteny ještě některeacute řemeslneacute praacutece provedeny podlahy a (rbklady okolo stěn a dokončeny uacutepravy pohonneacuteho zařiacutezeniacute otaacutečeniacute kopuliacute Takeacute bylo nutno proveacutest některeacute ko_ rektury seřiacutezeniacute refraktoru o prfiměru 21 cm a ohniskoveacute daacutelce 245 cm kteryacute sloužiacute potřebaacutem Lidoveacute hvězdaacuterny a je umiacutestěn v jižniacute pozorovatelně Hvězdaacuterna organisuje pravidelně exkurse školniacuteho Žactva a pracujiacuteciacutech ze

zaacutevodfi Pro mimořaacutedně nepfizniveacute povětrnostniacute podmiacutenky v lednu a uacutenoru byl v těchto měsiacuteciacutech počet pozorovaciacutech večerfi neuacuteměrně malyacute (13) V měsiacuteci

březnu byla hvězdaacuterna otevřena po 18 večerfi Celkovaacute naacutevštěva v prvniacutem čtvrtshyletl dosaacutehla asi 900 osob Většiacute počet exkursiacute musel byacutet pro nepřiacutezniveacute počasiacute odřeknut Tři večery byly věnovaacuteny hledaacuteniacute komety Pajdušaacutekoveacute a komety PonsshyBrooksovy Pro chybneacute efemeridy nebyla kometa Pajdušaacutekoveacute nalezena 23 ledshyna dostavilo se k hvězdaacuterně na Kraviacute horu k pozorovaacuteniacute komety 400 naacutevštěvniacutekfi Lidovaacute hvězdaacuterna byla teacutež přihlaacutešena k pozorovaacuteniacute zatměniacute Měsiacutece 19 ledna amp k provedeniacute uacutekolu stanoveno 5 pozorovatelskyacutech dvojic ktereacute měly připraveno 5 dalekohledfi a byly vybaveny stopkami Pro nepřiacutezniveacute počasiacute nebylo možno pozorovaacuteniacute proveacutest

Pro vyacutechovu demonstraacutet-orfl a pozorovatelfi uspořaacutedala middotLidovaacute hvězdaacuterna kurs astronomie kteryacute od 12 uacutenora obsaacutehl již 14 přednaacuteškovyacutech večerfi a pozorovaacuteniacute na hvězdaacuterně Do kursu přihlaacutesilo se 116 osob prflměrnaacute naacutevštěva byla v uacutenoru 97 v březnu 73 osoby Ze zaacutejmu o prllběh přednaacutešek a z uacuterovně diskuse lze soushydit že se kurs setkaacutevaacute s uacutespěchem že middotbude ziacuteskaacuten většiacute počet pozorovatelfi a demonstraacutetorfi 70 čl enfi kursu přihlaacutesilo se již do pracovniacutech sekciacute Lidoveacute hvězdaacuterny

Lidovaacute hvězdaacuterna uspořaacutedala spolu s Komenskeacuteho osvětovou besedou cyklus 4přednaacutešek Vesmir ve světě novyacutech poznatkfi v němž přednaacutešeli Dr obfirka Studium Slunce zaacutekladem poznaacuteniacute hvězd Dr Perek Vyacutezkllm proměnnyacutech hvězd cesta poznaacuteniacute hvězdnyacutech soustav Dr Lang Rozloženiacute a pohyby hvězd Dr B Onderlička Mezihvězdnaacute hmota a vyacutevoj hvězd Spolu se Společnostiacute pro šiacuteřeniacute politickyacutech a vědeckyacutech znalostiacute pořaacutedala Lidovaacute hvězdaacuterna dne 16 uacutenora předshynaacutešku Dr L Pajdušaacutekoveacute o kometaacutech a jak je hledaacuteme a dne 19 ibřezna besedu o pokrociacutech v radioveacute astronomii a radaru na ktereacute piiacuteednaacutešeli Dr J Budějickyacute z Ondřejova Zdeněk Kviacutez a Dr 0 Obfirka

Takeacute pracovniacute sekce zahaacutejily již svoji činnost Meteorickaacute sekce provedla instruktaacutež svyacutech členfi o pozorovaacuteniacute meteorickyacutech rojfi s ekce pro pozorovaacuteniacute proměnnyacutech hvězd seznaacutemila členy s technikou pozorovaacuteniacute počtaacuteřskaacute sekoe vyshypočiacutetala efemeridy pro polohy komety Pajdušaacutekoveacute (1953h) do konce měsiacutece middotbřezna

Pozorovaciacute večery na hvězdaacuterně ziacuteskaacutevajiacute si rychle oblibu mezi našiacute mlaacutedeži a pracujiacuteciacutemi Dva demonstraacutetoři pravidelně seznamujiacute naacutevštěvniacuteky se zajiacutemashyvyacutemi objekty na obloze při čemž použiacutevajiacute refraktoru o průměru 21 Cm a dalekoshyhledu Binar-Somet Naacutevštěvniacuteci hvězdaacuterny jsou teacutež seznamovaacuteni s 60 cm reflekshytorem jeho pohonnyacutem a fotometrickyacutem zařiacutezeniacutem Věřiacuteme že upřiacutemnyacute zaacutejem veřejnosti o hlubšiacute astronomickeacute znalosti a přiacuteznivyacute

poměr a podpora lidoveacute spraacutevy umožni plnyacute rozvoj činnostiacute Lidoveacute hvězdaacuterny v Brně Ob

11~

NOVt KNIHY A PUBLIKACE

RNDr Jam Piacutecha Gravimetrie - 164 stran 60 obraacutezků 9 tabulek 3 přiacutelohy cena vaacutez 23 Kčs SNTL Praha 1954

Naše geofysikaacutelniacute literatura je dosud poměrně maacutelo početnaacute Chybiacute speciaacutelniacute monografie o některyacutech diacutelčiacutech oborech geofysiky i ucelenyacute přehled tohoto vědshyniacuteho oboru Piacutechova kniha zaplňuje mezeru v jednom z diacutelčiacutech oborů geofysiky shyv gravimetrii Piacutecha je vedouciacutem gravimetrickeacuteho odděleniacute Geofysikaacutelniacuteho uacutestavu ČSAV a jako dobryacute theoretik a zkušenyacute praktik měl všechny předpoklady aby napsal opravdu dobrou knihu Mfižeme takeacute řiacuteci že se mu to podařilo Gravishymetrie (nauka o zemskeacutem tiacutehoveacutem poli) se jako samostatnyacute vědniacute obor začala vyviacutejet teprve na sklonku minuleacuteho stoletiacute Vlastniacute naacutezev gravimetrie zdomaacutecněl ve vědě teprve ve 20 stol Piacutecha ve sveacute knize objasňuje nejprve pojem gravishymetrie a stručně vytyčuje jejiacute uacutekoly Zdařileacute jsou daacutele partie o tiacutehoveacutem poli zemshyskeacutem a o theorii isostatickeacute -rovnovaacutehy v bernskeacute kfiře V rozsaacutehleacute kapitole o tiacute shyhovyacutech měřeniacutech dochaacutezejiacute plneacuteho uplatněniacute velkeacute Piacutechovy zkušenosti z četnyacutech měřeniacute vykonanyacutech na rtlznyacutech oblastech našeho staacutetu pomociacute gravimetrfi torsniacutech vah a kyvadel V teacuteto kapitole si takeacute autor knihy podrobněji všiacutemaacute sledovaacuteni slapů kfiry zemskeacute t j gravitačniacutech uacutečinků Slunce a Měsiacutece na zemshyskou kfiru Methody zpracovaacutevaacuteniacute vyacutesledkfi tiacutehovyacutech měřeniacute jsou oborem do jehož vyacutevoje zasaacutehl Dr Piacutecha již několikraacutet tvtlrčiacutem způsobem proto takeacute je tato kapitola velmi hodnotnaacute V dalšiacutem objasňuje Piacutecha vztahy mezi gravimetriiacute geodesiiacute a geologiiacute Vyzdvihuje naacuterodotlOspodaacuteřskyacute vyacuteznam gravimetrie při vyshyhledaacutevaacuteniacute a průzkumu ložisek užitkovyacutech nerostfi V zaacutevěru knihy seznaacutemiacute se čtenaacuteř s vyacutevojem gravimetrickyacutech praciacute v ČSR a s aktuaacutelniacutemi uacutekoly našiacute gravishymetrie Celaacute kniacutežka je psaacutena jasně srozumitelně a spraacutevně Maacute proto velkyacute vyacuteznam nejen pro posluchače geofysiky na vysokyacutech školaacutech nyacutebrž takeacute pro širšiacute veřejnost Dr Jam B01Jlika

ZPRAvy NAŠICH POZOROVATELŮ

POZOROVAacuteNIacute ZAacuteKRYTŮ HV11ZD MliSCEM NA LIDOVEacute HvlZDARNln PRAHA-PETttiacuteN ZA Mlistc LEDEN 1954

Pozorovateleacute Havelka (Hv) KloužeI(KI) Špirek (Šp) Přiacutestrojle V A - Velkyacute astrogref 0obj 180 mm f = 3420 mm

=M - Merrov refraktor 0 obj 160 mm f 1600 m H - Zeissův hledač komet 0 obj 200 mm f = 1360 mm

Zaacutekryty

1954 1 14 NZC552 30 D d 16h 49m 5281 H137x VA Hv 1 14 NZC560 38 D d 17h 13m 4886 H137x VA Hv 2 14 NZC 560 38 D d 17h 13m 4889 H56x M Šp 3 14 NZC 560 38 D d 17h 13m 49s1 H 46x H Kl 4 14 NZC 561 52 D d 17h 23m 5059 H172x VA Hv 5

Note

1 Pozorovaacuteno pomoci stopek Lemania Mlha cirostraty 2 Pozorovaacuteno pomociacute stopek Lemania Slrubaacute mlha 3 Pozorovaacuteno pomociacute stopek Doxa Slabaacute mlha 4 Pozorovaacuteno pomociacute stopek Hanhart Slabaacute mlha 5 Pozorovaacuteno pomoci stopek Lemanla Hvězda špatně viditelnaacute mlha elry

ČMovaacute 8ekce Čs MtTonomiacuteckeacute společno8ti 25 uacutenora 1954

120

~~_ 11 ~r=

Vl

oll 0

J

I

I I

I I I

I I

_-shyQ

----shy

~

(

~

Pohyby a parohy pZamet Marse Jupitera a Saturna v roce 1954

PREDAacuteM AMAT s trojnohyacutem vysuacutevaciacutem stativom okulaacuter 40X 100 X shyzaacute novnyacute Kčs 1000- Juacutelius Toacuteth naacutem banrkov 21 Rožnaa

PRODAM CELODURALOW REFLEliacuteTOR průměr objektivu 160 mm f 1300 mm vyacuteroba Ing Rolčiacutek se dvěma okulary stativ parallakt montaacutež maximaacutelniacute zvětšeniacute 230kraacutet cena 1800 Kčs P Novaacutek Kostelec n Labem 656

Vydaacutevaacute ministerstvo kultury ve spolupraacuteci s Československou astronomickou společnost[ v nakladatelstviacute Orbis naacuterodni podnik Praha 12 Stalinova 46 -Tiskne Orbis tiskařskeacute zaacutevody naacuterodn1 podnik zaacutevod č 1 Praha 12 Stalishynova 46 - uacutečet St spoř Praha č 731559 - Novinoveacute vyacuteplatneacute povoleno č j

159366IHa37 - D-04654

NOVt KNIHY A PUBLIKACE

RNDr Jam Piacutecha Gravimetrie - 164 stran 60 obraacutezků 9 tabulek 3 přiacutelohy cena vaacutez 23 Kčs SNTL Praha 1954

Naše geofysikaacutelniacute literatura je dosud poměrně maacutelo početnaacute Chybiacute speciaacutelniacute monografie o některyacutech diacutelčiacutech oborech geofysiky i ucelenyacute přehled tohoto vědshyniacuteho oboru Piacutechova kniha zaplňuje mezeru v jednom z diacutelčiacutech oborů geofysiky shyv gravimetrii Piacutecha je vedouciacutem gravimetrickeacuteho odděleniacute Geofysikaacutelniacuteho uacutestavu ČSAV a jako dobryacute theoretik a zkušenyacute praktik měl všechny předpoklady aby napsal opravdu dobrou knihu Mfižeme takeacute řiacuteci že se mu to podařilo Gravishymetrie (nauka o zemskeacutem tiacutehoveacutem poli) se jako samostatnyacute vědniacute obor začala vyviacutejet teprve na sklonku minuleacuteho stoletiacute Vlastniacute naacutezev gravimetrie zdomaacutecněl ve vědě teprve ve 20 stol Piacutecha ve sveacute knize objasňuje nejprve pojem gravishymetrie a stručně vytyčuje jejiacute uacutekoly Zdařileacute jsou daacutele partie o tiacutehoveacutem poli zemshyskeacutem a o theorii isostatickeacute -rovnovaacutehy v bernskeacute kfiře V rozsaacutehleacute kapitole o tiacute shyhovyacutech měřeniacutech dochaacutezejiacute plneacuteho uplatněniacute velkeacute Piacutechovy zkušenosti z četnyacutech měřeniacute vykonanyacutech na rtlznyacutech oblastech našeho staacutetu pomociacute gravimetrfi torsniacutech vah a kyvadel V teacuteto kapitole si takeacute autor knihy podrobněji všiacutemaacute sledovaacuteni slapů kfiry zemskeacute t j gravitačniacutech uacutečinků Slunce a Měsiacutece na zemshyskou kfiru Methody zpracovaacutevaacuteniacute vyacutesledkfi tiacutehovyacutech měřeniacute jsou oborem do jehož vyacutevoje zasaacutehl Dr Piacutecha již několikraacutet tvtlrčiacutem způsobem proto takeacute je tato kapitola velmi hodnotnaacute V dalšiacutem objasňuje Piacutecha vztahy mezi gravimetriiacute geodesiiacute a geologiiacute Vyzdvihuje naacuterodotlOspodaacuteřskyacute vyacuteznam gravimetrie při vyshyhledaacutevaacuteniacute a průzkumu ložisek užitkovyacutech nerostfi V zaacutevěru knihy seznaacutemiacute se čtenaacuteř s vyacutevojem gravimetrickyacutech praciacute v ČSR a s aktuaacutelniacutemi uacutekoly našiacute gravishymetrie Celaacute kniacutežka je psaacutena jasně srozumitelně a spraacutevně Maacute proto velkyacute vyacuteznam nejen pro posluchače geofysiky na vysokyacutech školaacutech nyacutebrž takeacute pro širšiacute veřejnost Dr Jam B01Jlika

ZPRAvy NAŠICH POZOROVATELŮ

POZOROVAacuteNIacute ZAacuteKRYTŮ HV11ZD MliSCEM NA LIDOVEacute HvlZDARNln PRAHA-PETttiacuteN ZA Mlistc LEDEN 1954

Pozorovateleacute Havelka (Hv) KloužeI(KI) Špirek (Šp) Přiacutestrojle V A - Velkyacute astrogref 0obj 180 mm f = 3420 mm

=M - Merrov refraktor 0 obj 160 mm f 1600 m H - Zeissův hledač komet 0 obj 200 mm f = 1360 mm

Zaacutekryty

1954 1 14 NZC552 30 D d 16h 49m 5281 H137x VA Hv 1 14 NZC560 38 D d 17h 13m 4886 H137x VA Hv 2 14 NZC 560 38 D d 17h 13m 4889 H56x M Šp 3 14 NZC 560 38 D d 17h 13m 49s1 H 46x H Kl 4 14 NZC 561 52 D d 17h 23m 5059 H172x VA Hv 5

Note

1 Pozorovaacuteno pomoci stopek Lemania Mlha cirostraty 2 Pozorovaacuteno pomociacute stopek Lemania Slrubaacute mlha 3 Pozorovaacuteno pomociacute stopek Doxa Slabaacute mlha 4 Pozorovaacuteno pomociacute stopek Hanhart Slabaacute mlha 5 Pozorovaacuteno pomoci stopek Lemanla Hvězda špatně viditelnaacute mlha elry

ČMovaacute 8ekce Čs MtTonomiacuteckeacute společno8ti 25 uacutenora 1954

120

~~_ 11 ~r=

Vl

oll 0

J

I

I I

I I I

I I

_-shyQ

----shy

~

(

~

Pohyby a parohy pZamet Marse Jupitera a Saturna v roce 1954

PREDAacuteM AMAT s trojnohyacutem vysuacutevaciacutem stativom okulaacuter 40X 100 X shyzaacute novnyacute Kčs 1000- Juacutelius Toacuteth naacutem banrkov 21 Rožnaa

PRODAM CELODURALOW REFLEliacuteTOR průměr objektivu 160 mm f 1300 mm vyacuteroba Ing Rolčiacutek se dvěma okulary stativ parallakt montaacutež maximaacutelniacute zvětšeniacute 230kraacutet cena 1800 Kčs P Novaacutek Kostelec n Labem 656

Vydaacutevaacute ministerstvo kultury ve spolupraacuteci s Československou astronomickou společnost[ v nakladatelstviacute Orbis naacuterodni podnik Praha 12 Stalinova 46 -Tiskne Orbis tiskařskeacute zaacutevody naacuterodn1 podnik zaacutevod č 1 Praha 12 Stalishynova 46 - uacutečet St spoř Praha č 731559 - Novinoveacute vyacuteplatneacute povoleno č j

159366IHa37 - D-04654

~~_ 11 ~r=

Vl

oll 0

J

I

I I

I I I

I I

_-shyQ

----shy

~

(

~

Pohyby a parohy pZamet Marse Jupitera a Saturna v roce 1954

PREDAacuteM AMAT s trojnohyacutem vysuacutevaciacutem stativom okulaacuter 40X 100 X shyzaacute novnyacute Kčs 1000- Juacutelius Toacuteth naacutem banrkov 21 Rožnaa

PRODAM CELODURALOW REFLEliacuteTOR průměr objektivu 160 mm f 1300 mm vyacuteroba Ing Rolčiacutek se dvěma okulary stativ parallakt montaacutež maximaacutelniacute zvětšeniacute 230kraacutet cena 1800 Kčs P Novaacutek Kostelec n Labem 656

Vydaacutevaacute ministerstvo kultury ve spolupraacuteci s Československou astronomickou společnost[ v nakladatelstviacute Orbis naacuterodni podnik Praha 12 Stalinova 46 -Tiskne Orbis tiskařskeacute zaacutevody naacuterodn1 podnik zaacutevod č 1 Praha 12 Stalishynova 46 - uacutečet St spoř Praha č 731559 - Novinoveacute vyacuteplatneacute povoleno č j

159366IHa37 - D-04654