8-91954

~ gt~-

R XXXV C8-9 VYSLO v zARl 1954

VedoucJ redaktor M MOHR

Riacutedi redakčniacute kruh L LANDOVA-STYshyCHOVA Dr M KOPECKyacute Dr V RUML

Dr H SLOUKA Dr B STERNBERK

Pfiacutespěvky do časopisu zasiacutelej te na reshydakcl Praha IV-Petřiacuten Lidovaacute hvězshy

daacuterna (tel čiacuteslo 463-05) nebo přiacutemo čleshynům redakčniacuteho kruhu

Na prvniacute straně obaacutelky V Kijevě kde bylo vidět uacutephteacute zashy

tměni Slwnce kinooperateacuteři ho fotoshygrafovali speciaacutelniacutemi dlouhofokaacutelniacutemi objektivy (Foto N Kozlovskij Če1shyven 1954)

Obraz 1ut čtvrteacute straně obaacutelky na hoř e Fotografie slunečn koshy

rony ziacuteskanaacute čs vyacutepravou za slunečshyniacutem zatměniacutem do Polska (k člaacutenku v minuleacutem Čiacutesle)

d o I e Přiacutestroje čs vyacutepravy za zashytměniacutem Slunce v Polsku Na pallakshytickeacutem stole j e upevnooa Schmidtova komora teleobjektiv dvě širouacutehleacute koshymory a malyacute kontrolniacute dalekohled (foto A Paroubek)

RlSE HVEZD vychaacuteziacute desetkraacutet rocne mimo červenec middota srpen Dotazy objedshynaacutevky a reklamace tyacutekajiacutec se časopisu vyřizuje každyacute poštovniacute uacuteřad i doručoshyvatel ROZŠiřuje Poštovniacute novinovaacute služba (PNS) Redakčniacute uzaacutevěrka čiacutesla 1 kažshydeacuteho měsiacutece Hukopisy se nevracejiacute za odbornou spraacutevnost přiacuteSlpěvku odpovfdaacute autor Ke všem piacutesemnyacutem dotazům přishy

ožte znaacutemku na odpověď

Clenskyacute přiacutespěvek CAS 24 Kčs (s časopisem)

Cena jednotliveacuteho vyacutetisku Kčs 240 celoročnf pfedplatneacute Kčs 24shy

Uacutečet St 8poř Praha Č 731 559

OBSAH

Co noveacuteho v astronomii - O Kaacutedner Určeni zeměpisnyacutech souřadnic hvězdaacuterny - Dr O Obfirka Radiovaacute astronomie zkoumaacute soustavu Mleacutečneacute draacuteshyhy - Dr Hubert Slouka O nutshynosti světoveacuteho kalendaacuteře shyB V Kukarkin Proměnneacute hvězdy V - Dr M Kopeckyacute O končiacuteciacutem llleteacutem cyklu slumiddot nečniacutech skvrn - Zpraacutevy nashyšich pozorovatelů - Zpraacutevy a pokyny sekciacute - Noveacute knihy a publikace - Zpraacutevy našich

kroužků a hvězdaacuteren

COJJEPKAHHE

HOBOCTII aCTpoHoMllII - O KaJJshy

Hep Orrpe1l8Jl8Hll8 r8orpaťfIIleCKII1i

KuopllHar - JJ-p O OOacuteYPRa Pashy

UlloacrpoHOMIIH 13yQaer CJlOiacuteR8shy

Hlle MJl8QHOro uyrII - JJ-p fyshy

6epT CJlOYKa H8)6xoUIMOCTb

BCe~IIpHOro KaJleRUapH - E B RyKapKllH II e peM8HHbTe 3Bě3llbI V -JJ-p M RorreU[(IJt OrnOCllT8Jlbshy

HO aaK6HlIlBaIOlI(e rO(H OUllHHeuuashy

TIIrOU-lltIHoro UIKJla COJlHeQHblX

[JHTeR C006meHIIH HamII

Ha6JlloUar8Jlell - C006meHIIH II

yKaaaHIH KOMIICCllf - HOBble

KHHrn Fl lIy6ITHKaUFlH

CONTENTS

Astronomical News - O Kaacutedshyner The Determination of Geoshygraphical Coordinates of an Observatory - Dr O Obůrka Radioastronomical Investigashytion of the Structure of our Galaxy - Dr H Slouka The Necessity of the World Calenshydar - B V Kukarkin Vashyriable Stars V - Dr M Koshypeckyacute About the Ending ll-year Solar Cycle - News from our Observers - Reports from our Section - New Books and Publications - Reports

irom Dur Observatories

CO NOVEacuteHO v astronomii a vědaacutech přiacutebuznyacutech

Novaacute kometa Vozaacuterovaacute (1954 f) byla objevena 28 Vll Margitou -Vozaacuterovou na observatoři na Skalnateacutem Plese V den objevu byly jejiacute souřadnice

1954 SČ A R1954 DeCI1954 Mag červenec 2890278 6h 56m + 65deg 62 9m

denniacute pohyb +lm + 25

Při objevu se jevila kometa jako difusllIacute ohjekt s jaacutedrem a s chvosshytem menšiacutem 1deg Kometa byla naleiena v souhvězdiacute Žirafy a POhyboshyvala se směrem k souhvězdiacute Maleacuteho Medvěda

Periodickaacute kometa Faye (1954 e) byla znovu objevena van Biesshybroeckem na Yerkesově observatoři dne 25 července jako objekt hvězdneacuteho vzhledu o těchto souřadniciacutech

1954 Sč A R 1954 Declq954 Mag červenec 2528535 21h 27m 47SO + 1deg 3315 17m

Periodickaacute kometa Schwassmann-Wachmannova 2 (1954 g) byla znovu nalezena Jeffersem a Roemerovou na Lickově observatoři 28 července jako difusniacute objekt s jaacutedrem o těchto souřadniciacutech

1954 SČ A R 1954 DecI 1954 Mag červenec 2845451 4h 48m 5256 + 19deg 2824 17m

Pravděpodobně novaacute hvězda v Ophiuchu byla objevena na Warner amp Swasey observatoři 2 července na infračerveneacute spektraacutelniacute desce j3Jko emisniacute objekt se spektrem podobnyacutem spektru novy Scutum 1949 ~edm dnů po maximu Nova kterou objevil Victor Blanca maacute tyto souřadnice

A R 1875 DecI1875 Mag 17h 20m 8 - 27deg 39 9m

Nova Scorpii Guillermo Haro a Lauro Herraro objevili v noci z 4 na 5 července novou hvězdu v souhvězdiacute Štiacutera o těchto souřadniciacutech

A R1875 DecI1B75 Mag 17h 50m 5 - 36deg 15 7m5

Při zkoumaacuteniacute staršiacutech sniacutemků se ukaacutezalo že nova nebyla zjištěna na sniacutemku teacuteže oblasti nebe kteryacute zhotovil Dr Haro v noci z 1-2 VII

Použijte prosiacuteme pHloženou složenku k uacutehradě daru k rozšiacuteřeniacute našeho časoshypisu Řiacuteše hvězd Přečtěte znovu letaacuteček v mimůeacutem čiacutesle Dělmjeme vaacutem

181

Novaacute komenta B aa d e (1954 h) byla objevena 31 července na Pashylomarskeacute observatoři Dr Baadem v souhvězdiacute Draka Jejiacute souřadnice v den objevu byly tyto

1954 SČ A R 954 Dec11954 Mag Červenec 31 14h 47m 4 66deg 38 15m

Denniacute pohyb komenty -55s -6 Jevila se jako difusnIacute objekt s centraacutelniacute kondensaciacute a s chvostem menšiacutem než 1deg

Kometa Vo z aacute r o v aacute (1954 f) byla powTovaacutena v červenci a v srpnu na observatoři na Skalnateacutem Plese rovněž v srpnu byla fotoshygrafovaacutena Dr L Waterfieldem v Ascotu Na sniacutemku ze dne 1-2 srpna zhotoveneacutem na Skalnateacutem Plese ukazuje kometa uacutezkyacute přiacutemočaryacute chvost o deacutelce asi 10 směřujiacuteciacute k Slunci s nepatrnyacutem slabyacutem prodloushyženiacutem v opačneacutem směru

Systematickeacute hledaacuteniacute druheacuteho měsiacutece našiacute Země podnikaacute objeitel planety Pluta Claude Tom b o u g h speciaacutelniacutem osmi palcovyacutem fotoshygrafickyacutem teleskopem Někteřiacute hvězdaacuteři se domniacutevajiacute že takovyacute druhyacute měsiacutec Země může existovat ve vzdaacutelenosti nejmeacuteně 16000 km a měl by nepatrnyacute průměr asi 30 m (metrů) Již před půl stoletiacutem se pokoušel W H Pickering o nalezeniacute druheacuteho měsiacutece Země avšak bezv~sIEdně

Novyacute fotonovyacute počitač jako fotoelektriCkyacute fotometr byl uveden v činnost u Haleova reflektoru a umožňuje rozšiacuteřeniacute fotoelektrickyacutech měřeniacute jasnostiacute objektů middotaž do 23m za určityacutech okolnos~iacute i ještě poshyněkud slabšiacutech

Fotoelelctrickaacute měřeniacute jasnosti planety Urana konal v letech 1950 až 1952 H L Giclas fotobuňkou lP21 ve spojeniacute s Lowellovyacutem reflekshytorem o průměru 105em a zjistil oproti staršiacutem měřeniacutem Stebbinsoshyvyacutem z roku 1927 a některyacutech jinyacutech pozorovatelůže skutečneacute změny jasnosti Urana během uvedenyacutech~třiacute let nebyly většiacute než OOlm Vyshykonanaacute měřeniacute byla porovnaacutena se souběžně měřenou solaacuterniacute konstanshytou a s magnetickyacutemi měřeniacutemi slunečniacutech skvrn avšak v žaacutedneacutem přiacutepadě nebyly zjištěny nějakeacute korelačniacute vztahy

Fotoelektrickaacute fotometrie planetek PalZasJ Vesta Ceres a Victorict konanaacute reflektorem o průměru 90 cm na Goethe-Linkově Observatoři měla za uacutekol 2ijistit kraacutetkoperiodickeacute variace jasnostiacute vznikleacute kombishynaciacute rotace nepravidelneacuteho tvaru a povrchovyacutech skvrn Tak na př Pallas sledovanaacute řadu nociacute velmi pečlivě až po šest hodin nepřetržitě neukaacutezala většiacute změnu než 003m během osmi hodin Bylo možno zjistit naacuteznak periody 004m v době 49 dne Vesta ukaacutezala maxima a mishynima dvou různyacutech tvarů o periodě 0445230 dne a maacute pravděpodobně eliptickyacute tvar 6 povrchovyacutemi skvrnami Ceres a Victoria neukazovaly žaacutedneacute změny f

182

URČENiacute ZEMEPISNYacuteCH SOUŘADNIC HVEZDAacuteRNY

OTAKAR E KAacuteDNER

Roste naacutem staacutele viacutec a viacutece hvězdaacuteren přibyacutevaacute vaacutežnyacutech amateacuterskyacutech pDzorovatelů Roste ale současně i jejich potřeba solidniacutech zaacutekladů pro jejiacutech uacutespěšnou činnost jednou z nich je znalost zeměpisnyacutech souřadnic hvězdaacuterny nebo pbzorovatelny (t j zeměpisnaacute deacutelka od greenwichshyskeacuteho poledniacuteku a zeměpisnaacute šiacuteřka) a přiacutepadně astronomickeacuteho azimutu k některeacutemu vyacuteznačneacutemu bodu v okoliacute aby bylo možno kdykoli vytyčit přesnyacute směr na sever

A tu jsme u prvniacutech potiacutežiacute jak tyto souřadnice ziacuteskat Chceme proto našim amateacuterům jako odpověď na četneacute dotazy napsat několik inforshymaciacute z praxe aby mohli ziacuteskat spolehliveacute hodnoty a nebyli zklamaacuteni chybnyacutemi vyacutesledky nebo mylnyacutemi informacemi

Předevšiacutem jakeacute zeměpisneacute souřadnice rozeznaacutevaacuteme Je to otaacutezka na prvniacute pohled snad nelogickaacute ale maacute svoje opodstatněniacute Je totiž důleshyžiteacute k jakeacutemu zemskeacutemu tělesu zeměpisneacute souřadnice vztahujeme Jak je znaacutemo je naše Země rotačniacutem tělesem nepravidelneacuteho průběhu ktereacute se nazyacutevaacute gooid a velmi se bliacutežiacute rotačniacutemu elipsoidu (třiacuteoseacutemu) kteryacute obvykle nazyacutevaacuteme středniacutem zemskyacutem elipsoidem Avšak průběh geoidu je v různyacutech čaacutestech země nestejnyacute a proto každyacute staacutet kteryacute budoval svoje mapoveacute diacutelo si stanovil naacutehradniacute vztažnyacute (referenčniacute) rotačniacute elipsoid kteryacute se na jeho uacutezemiacute co nejleacutepe přimykal geoidu českosloshyvensko zdědilo při sveacutem vzniku referenčniacute elipsoid Besselův kteryacute už tehdy v roce 1918 byl zjevně zastaralyacute teprve loňskeacuteho roku jsme přeshyšli na nejmodernějšiacute elipsoid na světě na elipsoid Krarovskeacute1w

Rozeznaacute vaacuteme tedy zeměpisneacute souřadnice vztaženeacute na současnyacute povrch qeoidu a pak zeměpisneacute souřadnice vztahujiacuteciacute se k naacutehradniacutemu rotačshyniacutemu elipsoidu PrVniacute z nich ktereacute měřiacuteme methodami přesneacute geodeshytickeacute astronomie nazyacutevaacuteme astfOrlOmickeacute druheacute ktereacute jsou odvozeny obvykle z plošneacute triangulace uacutezemiacute jmenujeme geodetickeacute Rozdiacutel mezi těmito dvěmatypy zeměpisnyacutech souřadnic je znaacutemaacute tiacutežnicovaacute odchylka kteraacute zhruba představuje rozdiacutel kolmice ke geoidu a k naacutehradniacutemu elipsoidu Tiacutežnicovaacute odchylka může někdy zejmeacutena v horskyacutech oblasshytech dosahovat značnyacutech hodnot ale na našem uacutezemiacute je převaacutežně jen několik obloukovyacutech vteřin a je pro amateacuterskeacute praacutece prakticky zaneshydbatelnaacute

Měřeniacute astronomickyacutech zeměpisnyacutech souřadnic methodami geodeshytickeacute astronomie pravděpodobně nepřipadne pro amateacutera v uacutevahu pro nedostatek vhodnyacutech prostředku Methody topografickeacute anebo polniacute astronomie ktereacute jsou meacuteně přesneacute než prvniacute ale nevyžadujiacute teacuteměř speciaacutelniacuteho zařiacutezeniacute však nevedou k dostatečně přesnyacutem vyacutesledkům a vyžadujiacute mimo to dosti zdlouhavyacutech vyacutepočtu Přesnost zeměpIacutesneacute šiacuteřky nebo deacutelky měřenaacute normaacutelniacutem vteřinovyacutem zeměměřičskyacutem theoshy

iS3

dolitem je v průměru při velkeacutem počtu pozorovaacuteniacute a zkušeneacutem měřiči asi jen HY až 15 a uvaacutežiacuteme-li že 1 v zeměpisneacute deacutelce je 20 metrů na povrchu zemskeacutem a 1 v šiacuteřce dokonce 31 m je to přesnost dostačushyjiacuteciacute pro některeacute přiacutepady ale vcelku nevyhovujiacuteciacute a neuacuteměrnaacute vynaloshyženeacute praacuteci Tyto methody a dosaženeacute vyacutesledky jsou velmi cenneacute na př pro vědeckeacute expedice ktereacute se pohybujiacute v neznaacutemyacutech uacutezemiacutech bez map ale jsou nehospodaacuterneacute v našiacute republice kteraacute maacute dobreacute a uacuteplneacute mapoveacute podklady jichž lze dobře pro tyto uacutečely využiacutet Přejdeme proto na geodetickeacute zeměpisneacute souřadnice s vědomiacutem že zanedbaacutevaacuteme tiacutežnicoshyvou odchylku

Protože skoro každyacute umiacute ve speciaacutelniacute mapě čiacutest a umiacutestit tam svoje stanoviště nebude těžkeacute praviacutetkem promiacutetnout rovnoběžky s raacutemem mapy a na okrajoveacutem děleniacute odměřit (odsunout) opatrně zeměpisnou polohu pracujeme-li pečlivě dostaneme polohu pohodlně na vteřiny ač tuto přesnost musiacuteme považovat jen za vnitřniacute protože na někteshyryacutech miacutestech tereacuten v mapě neniacute v souhlase se souřadnicemi na raacutemu Některeacute speciaacutelniacute mapy majiacute zeměpisneacute deacutelky vztaženeacute ještě jen k poshyledniacuteku Ferro k přechodu na Greenwich je třeba vzhledem k chybneacutemu posunu raacutemu těchto map odečiacutest 17deg4000 Tento postup je většinou zcela vyhovujiacuteciacute v praxi a pochybovačům připomiacutenaacuteme že jej použiacuteshyvaacuteme vyacutelučně při vyacutepočtu azimutu jak o tom uvedeme daacutele

Mohou nastat přiacutepady kdy odsunutiacute souřadnic ze speciaacutelniacute mapy nebude z nějakeacuteho důvodu vyhovovat Pak saacutehneme k přesnějšiacutem zeměshyměřičskyacutem prostředkům Snadnaacute uacuteloha je v miacutestech kde byla vyhotoshyvena katastraacutelniacute mapa novyacutem měřeniacutem (je to Velkaacute Praha a většina měst i jineacute obce) t j v měřiacutetku 12000 nebo 11000 (někde 12500) Tyto dokonaleacute mapoveacute podkhidy umožniacute dobrou loka1isaci miacutesta pozoroshyvaacuteniacute (s přesnostiacute 05 m) a přesneacute určeniacute zeměpisnyacutech souřadnic reměshypisnaacute deacutelka je vztažena vesměs na Ferro převod tu je s pomociacute hodnoty - 17deg3946 Stejně dobře naacutem posloužiacute i praacutevě dokončovanaacute staacutetniacute mapa 15000 (odvozenaacute) a i mapy jinyacutech měřiacutetek pokud jsou vyhotoshyveny a majiacute raacutem v zeměpisnyacutech souřadniciacutech

Nedostačuje-li ani tato methoda (na př pro nedostatek vhodnyacutech mashypovyacutech podkladů) zaměřiacute se některou jednoduchou methodou pravoshyuacutehleacute souřadnice stanoviště (na př protiacutenaacuteniacutem zpět nebo vpřed) tyto rovinneacute souřadnice se transformaciacute přeměniacute na geodetickeacute souřadnice zeměpisneacute Měřickaacute i vyacutepočetniacute praacutece vyžaduje školeneacuteho odborniacutekashyzeměměřiče a proto je třeba o ni požaacutedat některyacute ze zeměměřičskyacutech uacutestavů takeacute vzhledem k nutnosti uacuteředniacuteho opatřeniacute důvěrnyacutech geodeshytickyacutech podkladů Každeacute středisko tomuto uacutečelu raacutedo vyhoviacute v raacutemci pracovniacutech možnostiacute a autor poskytne zaacutejemcům dalšiacute podrobnějšiacute inshyformace ktereacute by překročily raacutemec tohoto člaacutenku Zbyacutevaacute ještě zmiacutenit se o určeniacute azimutu spojnice stanoviště a někteshy

reacuteho vyacuteznačneacuteho předmětu v okoliacute (na př věže kostela a pod) Astroshynomickyacute azimut teacuteto strany je uacutehel kteryacute tato strana sviacuteraacute se zeměpisshy

184

nyacutem jihem (t j smě~em Ji jižniacutemu poacutelu) někdy se azimut počiacutetaacute i od severu Odměřeniacutem tohoto uacutehlu theodolitem můžeme kdykoli znovu VYtyčit směr na jih (nebo sever) což je důležiteacute pro rektifikaci přiacuteshystrojů a jineacute uacutelohy

Normaacutelniacutem theodolitem je možno astronomickyacute azimut změřit velmi přesně (stř chyba v průměru -t- 10) poměrně jednoduchyacutemi methoshydami topografickeacute astronomie z nichž nejjednoduššiacute je s pomociacute Poshylaacuterky v největšiacute digresi ale i ve dne můžeme určit azimut pozorovaacuteniacutem Slunce Method je hodně a velmi rozmanityacutech avšak jejich popis se vymykaacute raacutemci těchto povšechnyacutech informaciacute Zaacutejemcům raacutedi poskytshyneme bližšiacute podrobnosti

Jinyacute způsob určeniacute azimutu je opět prostřednictviacutem pravouacutehlyacutech rovinnyacutech souřadnic stanoviště a odměrneacuteho bodu (t j věže kostela trig bodu vodaacuterny a pod) Poměr rozdiacutelů souřadnic tťiacutechto bodů daacutevaacute

ihned geodetickyacute směrniacutek (tga = ~Y ) COž je uacutehel v našiacute čs soustavěuX

od jihu zvoleneacute projekce tento kartografickyacute jih nesouhlasiacute s jihem zeměpisnyacutem a proto ani geodetickyacute směrniacutek neniacute azimutem astronoshymickyacutem teprve vyacutepočtem t zv kartografickeacute poledniacutekoveacute sbiacutehaoosti kteraacute u naacutes činiacute až 9deg a připojeniacutem stočeniacute siacutetě (10) dostaneme astroshynomickyacute azimut Vyacutepočet je jednoduchyacute musiacute ale byacutet svěřen odborniacuteshykovi což však nečiniacute potiacutežiacute Takto ziacuteskanyacute směr poledniacuteku vyznačiacuteme pak na našiacute hvězdaacuterně trvale vhodnyacutem způsobem Shrňme tedy potřebujete-li si určit zeměpisneacute souřadnice hvězdaacuterny

nebo pozorovatelny snažte se je nejprve odsunout ze speciaacutelniacute nebo jineacute vhodneacute mapy (staacutetniacute mapa 1 5000 novaacute katastraacutelniacute mapa) Velshykou peacuteči je třeba věnovat identifikaci stanoviště na mapě Mapoveacute podshyklady tohoto druhu jsou taj n eacute proto se obraťte s uvedeniacutem uacutečelu na nejbližšiacute zeměměřičskou skupinu nebo Oblastniacute uacutestav geodesie a kartografie kde vaacutem raacutedi pomohou a souřadnice event sami zjistiacute V krajniacutem přiacutepadě neniacute-li uvedenyacute postup možnyacute se zeměpisneacute souřadshynice určiacute transformaciacute ze souřadnic pravouacutehlyacutech

Astronomickyacute azimut libovolneacute strany se nejsnaacuteze určiacute pozorovaacuteniacutem Polaacuterky v digresi kdy se po dosti dlouhou dobu jejiacute azimut vůbec neshyměniacute (je stacionaacuterniacute) jinak pozorovaacuteniacutem jineacute hvězdy nebo Slunce V přiacutepadech že jsou znaacutemy pravouacutehleacute rovinneacute souřadnice stanoviště určiacute se azimut s pomociacute geodetickeacuteho směrniacuteku a meridiaacutenoveacute konvershygence

Ve všech přiacutepadech je autor tohoto informativniacuteho člaacutenku všem tazashytelům připraven pomoci radou i event zaměřeniacutem protože určeniacute zeměshypisneacute polohy a orientace pozorovatelny je zaacutekladniacute a odpovědnyacute uacutekol kteryacute se n~mIacute poacutedceňovat nebo odbyacutevat

G

185

RADIOVAacute ASTRO NO MI E zkoumaacute soustavu Mleacutečneacute draacutehy

Dr OTO OBŮRKA

Nejkraacutesnějšiacutem a zaacutekladniacutem rysem vědy je ustavičneacute uacutesiliacute o poznaacuteniacute přiacuterodniacutech zaacutekonitwtiacute o poznaacuteniacute podstaty a složeniacute světa - o poznaacuteniacute vědeckeacute pravdy

Cesty a metody praacutece kteryacutemi se věda dobiacuteraacute poznaacuteniacute nebo poznashynou pravdu ověřuje jsou často velmi různeacute Zvlaacuteště astronomie kteraacute objekty sveacuteho zkoumaacuteniacute nemůže vyšetřovat na laboratorniacutem stole užiacutevaacute všech poznatků moderniacute vědy a různyacutech metod aby vyacutesledky baacutedaacuteniacute ověřovala a doplňovala různyacutemi způsoby

Do nedaacutevna využiacutevala astronomie k svyacutem vyacutezkumům jen světelneacuteho zaacuteřeniacute ať již ve viditelneacute ultrafialoveacute nebo infračerveneacute čaacutesti spektra a ziacuteskala tak nesmiacuterneacute vědomosti Před nemnoha lety bylo však zjišshytěno že lze zachytit z různyacutech oblastiacute vesmiacuterneacuteho prostoru takeacute zaacuteřeniacute o deacutelkaacutech rozhlasovyacutech vln

Zatiacutem co světelneacute zaacuteřeniacute z hvězdnyacutech těles pronikajiacuteciacutech našiacute atmoshysfeacuterou maacute vlnoveacute deacutelky od třiacute deseti tisiacutecin do jedneacute tisiacuteciny milimetru pohybuje se vlnovaacute deacutelka zachyceneacuteho radioveacuteho zaacuteřeniacute přichaacutezejiacuteshyciacuteho od kosmickyacutech zdrojů od jednoho centimetru do asi dvaceti metrů Hvězdnaacute tělesa vysiacutelajiacute nepochybně zaacuteřeniacute takeacute jinyacutech vlnoshyvyacutech deacutelek avšak zemskaacute atmosfeacutera je pro ně nepropustnaacute Jen jakyacutemisi dvěma okeacutenky umožňuje průchod zaacuteřeniacute vyacuteše uvedenyacutech frekvenciacute

Roku 1931 zjistil radiofysik Janskyacute při vyšetřovaacuteni poruch rozhlashysoveacuteho přiacutejmu na ultrakraacutetkyacutech vlnaacutech šum a bzučeniacute nebo poruchy ktereacute nemohly byacutet působenyacute pozemskyacutem zdrojem a byly připisovaacuteny Slunci Byl zachycen takeacute šum jehož původ bylo možno hledat jen ve věsmiacuterneacutem prostoru v Mleacutečneacute draacuteze a to předevšiacutem v oblastech ve směru k souhvězdiacute Střelce a Labuti

V několika letech rozvinul se po celeacutem světě čilyacute vyacutezkum tohoto zaacuteřeniacute kteryacute již v kraacutetkeacute době přinesl pozoruhodneacute vyacutesledky Dnes studuje radiovaacute astronomie pomociacute velkyacutech radiovyacutech teleskopů a zvlaacuteštniacuteho technickeacuteho vybaveniacute meteorickeacute roje a to i za denniacuteho světla ba i při zamračeneacute obloze zkoumaacute zaacuteřeniacute přichaacutezejiacuteciacute od Slunce a jinyacutech zdrojů a doplňuje dokonce vyacuteznamně naše vědomosti a předshystavy o rozděleniacute hmoty a o pohybovyacutech poměrech v soustavě Mleacutečneacute draacutehy O některyacutech novějšiacutech objevech v tomto oboru chceme zde pojednat

Již delšiacute dobu usiluje astronomie o vytvořeniacute spraacutevneacuteho obrazu o složeniacute a dynamice našiacute Galaxie Na zaacutekladě obsaacutehleacuteho pozorovaciacuteho materiaacutelu shromaacutežděneacuteho během dlouhyacutech desiacuteti letiacute na světovyacutech hvězdaacuternaacutech bylo pomociacute statistickyacutech metod studovaacuteno prostoroveacute

f86

rozděleniacute a pohyboveacute poměry různyacutech hvězdnyacutech typů zvlaacuteště pak proměnnyacutech hvězd Vyacutesledky ke kteryacutem došli v posledniacutech letech sovětštiacute astronomoveacute předevšiacutem Kukarin ukazujiacute že různeacute hvězdneacute typy lišiciacute se fysikaacutelniacutemi vlastnostmi vytvaacuteřejiacute v soustavě Mleacutečneacute draacutehy jakeacutesi podsysteacutemy ktereacute se lišiacute rozděleniacutem svyacutech členů v prosshytoru jejich staacuteřiacutem i podmiacutenkami vzniku a vyacutevoje Soustava Mleacutečneacute draacutehy jeviacute se tedy jako složityacute systeacutem podřazenyacutech hvězdnyacutech soustav a skupin Na rozdiacutel od podsysteacutemů kulovyacutech tvarů jejichž členoveacute jsou hvězdy podle svyacutech charakteristik staršiacute obsahujiacute tak zvaneacute plocheacute podsysteacutemy kromě mnoha hvězd o nichž se domniacutevaacuteme že jsou značně mladeacute ještě rozsaacutehlaacute oblaka difusniacute mezihvězdneacute hmoty a plynu shy

Řiacutedce rozptyacuteleneacute hmotneacute čaacutestice o rozměrech odpoviacutedajiacuteciacutech řaacutedově vlnoveacute deacutelce světla působiacute jako mlha kteraacute nedovoluje pronikaacuteniacute světelnyacutech paprsků takže v rovině Mleacutečneacute draacutehy ve směru k jejiacutemu středu můžeme viděti pouze v okruhu asi 7000 světelnyacutech roků Mnoshyheacute hvězdy jsou v teacuteto vzdaacutelenosti tak zatemněny že jen několik maacutelo procent jejich zaacuteřeniacute pronikaacute mlhou jineacute nejsou viditelny vůbec Jaacutedro soustavy Mleacutečneacute draacutehy ktereacute je takeacute těžištěm a středem rotace celeacute soustavy je zhruba čtyřikraacutete daacutele a nemůže byacutet vůbec viděno obvyklyacutemi astronomickyacutemi prostředky Proto se snažila astronomie určit polohu středu Galaxie obsaacutehlyacutemi pracemi statistickyacutemi studushyjiacuteciacutemi rozděleniacute a polohy hvězd zvlaacuteště hvězd ranyacutech vyacutevojovyacutech typů a hvězd proměnnyacutech Při zkoumaacuteniacute struktury Mleacutečneacute draacutehy se v posledniacute době znamenitě

uplatňuje radiovaacute astronomie Radioveacute vlny pronikajiacute totiž nejen mraky našiacute pozemskeacute atmosfeacutery ale i rozsaacutehlyacutemi kosmickyacutemi oblaky Galaxie To umožňuje pozorovaacuteniacute ve dne i v noci za slunečniacuteho svitu i při zamračeneacute obloze nebo za deště Takoveacute vyacutehody radioveacute astroshynomie jsou zvlaacutešť důležiteacute pro observatoře v oblastech s nestaacutelyacutem počasiacutem a malyacutem počtem jasnyacutech dnů tedy s klimatem jakeacute je u naacutes a ve velkeacute čaacutesti Evropy

Ještě důležitějšiacute je druhaacute vlastnost radioveacuteho zaacuteřeniacute schopnost pronikat rozsaacutehlyacutemi oblaky rozptyacuteleneacute hmoty v Galaxii jež umožňuje aby byly ziacuteskaacutevaacuteny informace o stavu a rozloženiacute hmoty v oblastech ktereacute jsou pro optickeacute dalekohledy nedohledneacute

Teacuteto otaacutezce byla věnovaacutena soustředěnaacute praacutece některyacutech observatořiacute a při rozsaacutehleacutem průzkumu bylo vyšetřovaacuteno zaacuteřeniacute v různyacutech paacutesmech o vlnovyacutech deacutelkaacutech od jednoho do patnaacutecti metrů a vypracovaacuteno něshykolik zevrubnyacutech přehledů o rozděleniacute intensity zaacuteřeniacute v různyacutech směrech oblohy pro různeacute vlnoveacute deacutelky Všechny přehledy ukazujiacute že nejintesivnějšiacute zaacuteřeniacute přichaacuteziacute z galaktickeacute roviny a poměrně slabeacute zaacuteřeniacute z jinyacutech směrů Zaacuteřeniacute v rovině Mleacutečneacute draacutehy jeviacute nerovnoshyměrneacute rozděleniacute s velmi ostryacutem m~imem bliacutezko galaktickeacute deacutelky 327deg což je směr ke středu Mleacutečneacute draacutehy stanovenyacute jiacutež dřiacuteve opticshy

187

kou astronomiiacute Tiacutem se ověřujiacute staršiacute vyacutesledky optickeacute astronomie neboť lze skutečně předpoklaacutedat že při velkeacute koncentraci hmoty censhytraacutelniacute čaacutesti Galaxie a zvlaacuteště při velkeacutem počtu mladyacutech hvězd je tam i mnoho objektů vysiacutelajiacuteciacutech zaacuteřeniacute všech vlnovyacutech deacutelek

Velmi zaacutevažnaacute je otaacutezka jakyacutemi zdroji je radioveacute zaacuteřeniacute vysiacutelaacuteno Z dosavadniacutech studiiacute byl vytvořen naacutezor že je vysiacutelaacuteno jednak tak zvanyacutemi radiohvězdamiacute nebo teacutež diskretniacutemi nebo bodovyacutemi zdroji jak se jim nyniacute řiacutekaacute a rozsaacutehlyacutemi oblaky mezihvězdneacuteho plynu Jsou tu však ještě některeacute nejasnosti a je důležityacutem uacutekolem radioveacute astroshynomie a nukleaacuterniacute fysiky aby podmiacutenky vzniku zaacuteřeniacute vysvětlily a dosavadniacute poznatky doplnily

Radioveacute zaacuteřeniacute maacute spojiteacute emisniacute spektrum v němž dlouho nebyla nalezena žaacutednaacute zřetelnaacute čaacutera takže bylo sice možno studovat intensitu zaacuteřeniacute v různyacutech vlnovyacutech paacutesmech nebylo však možno zkoumat přiacuteshypadnyacute posuv spektra kteryacute v optickeacutem oboru přinaacutešiacute informace neshysmiacuterneacute ceny o hvězdnyacutech pohybech Teprve v roce 1951 byla přece jen objevena ve spektru radioveacuteho zaacuteřeniacute emisniacute čaacutera ionisovaneacuteho vodiacuteku o vlnoveacute deacutelce 211045 cm (frekvence 14204056 Me sec) jejiacutež studium umožňuje vyšetřovaacuteniacute galaktickeacute struktury i rotace soustavy Mleacutečneacute draacutehy

V radioveacute technice je snadneacute vybrat určitou frekvenci a kalibrovat ji vzhledem Ir absolutniacutem laboratorniacutem měrnyacutem jednotkaacutem takže rozbor spektra v oboru radiovyacutech vln je daleko meacuteně zatiacutežen systemashytickyacutemi chybami a empirickyacutemi korekcemi než spektroskopie ve fotoshygrafickeacutem uacuteboru Značnaacute čaacutest dosavadniacuteho vyacutezkumu struktury Galaxie byla v optickeacute

astronomii založena na studiu hvězdnyacutech pohybů určovanyacutech z rashydiaacutelniacutech rychlostiacute Tato metoda pro niž je podstatneacute měřeniacute Doppleshyrova posuvu spektraacutelniacutech čar daacutevala znameniteacute vyacutesledky Jak jsme již uvedli byla však omezena pro optickyacute obor jen na naše nejbližšiacute sousedstviacute

Po objeveniacute emisniacute čaacutery 21 cm bylo možneacute studovat pohyboveacute poshyměry a rozděleniacute hmoty v Mleacutečneacute draacuteze pomociacute radioastronomickeacuteho vyacutezkumu kteryacute pronikaacute i do vzdaacutelenyacutech čaacutestiacute Galaxie Bylo provedeno mnoho pozorovaacuteniacute za uacutečelem zjištěniacute radiaacutelniacuteho pohybu mezihvězdshyneacuteho vodiacuteku a na mnoha sniacutemciacutech byl skutečně objeven posuv uvedeneacute spektraacutelniacutemiddot čaacutery 21 cm a byly z něho určeny noveacute podrobnosti o pohyshybech v Galaxii Po provedeniacute redukce spektrogramů a odečteniacute vlivu pohybu Země kolem Slunce a Slunce vzhledem k ostatniacutem hvězdaacutem bylo možno vysvětlit většinu nalezenyacutech spektraacutelniacutech posuvů z Galakshytickeacute rotace Soustava Mleacutečneacute draacutehy otaacutečiacute se směrem vyacutechod - jihshyzaacutepad (odleva doprava) a lze předpoklaacutedat že jejiacute jednotliveacute subshysysteacutemy otaacutečejiacute se jako celky V galaktickeacute rovině je pak rozděleniacute rychlostiacute rotace určeno soustředěnyacutemi paacutesy při čemž čaacutesti nejbliacuteže položeneacute ke galaktickeacutemu středu majiacute největšiacute uacutehlovou rychlost čaacutesti

188

od středu vzdaacutelenějšiacute postupně menšiacute uacutehloveacute rychlosti Tyto vyacutesledky jsou ve shodě s dosavadniacutemi daty určenyacutemi optickou astronomiiacute s poshymociacute statistickyacutech metod

Vzdaacutelenost Slunce od středu soustavy Mleacutečneacute draacutehy vychaacuteziacute z radioshyastronomickyacutech měřeniacute na 26 000 světelnyacutech roků a jeho rychlost pohybu 216 km za vteřinu Posuv spektraacutelniacutech čar svědčiacute o radiaacutelniacutech rychlostech až 50 km za vteřinu bud směrem k Slunci nebo obraacuteceně Spektra ziacuteskanaacute z některyacutech směrů galaktickeacute roviny jeviacute rozděleniacute čaacutery 21 cm na dvě tři nebo i viacutece složek z nichž každaacute je vysiacutelaacutena jinyacutem mrakem mezihvězdneacute hmoty ktereacute jsou umiacutestěny v prostoru v teacutemž směru avšak různě daleko a majiacute různeacute rotačniacute rychlosti a takeacute různeacute rychlosti radiaacutelniacute

Rozděleniacute čar a jejich intensita svědčiacute takeacute o množstviacute a stavu hmoty kteraacute zaacuteřeniacute vysiacutelaacute Byla tak potvrzena existence spiraacutelniacutech ramen Mleacutečneacute draacutehy kteraacute pozoroval v poměrně nevelkeacutem okoliacute Slunce Morgan při vyšetřovaacuteniacute plynnyacutech mlhovin a hvězd spektraacutelniacutech typů O a B Zatiacutem co Morgan zjistil dvě ramena byla určena metoshydami radioveacute astronomie vně Slunce tři ramena Mleacutečneacute draacutehy Byly ziacuteskaacuteny noveacute uacutedaje o tvaru ramen jejich poloze v prostoru i o pohyshybovyacutech poměrech v různyacutech čaacutestech soustavy Bylo zjištěno na přiacuteshyklad že hustota hmoty mezi spiraacutelniacutemi rameny je desetkraacutete menšiacute než hustota hmoty v ramenech Bylo takeacute objeacuteveno že jedno rameno je asi 10 nad galaktickou rovinou v niacutež ležiacute ostatniacute ramena Zůstaacutevaacute však ještě nedořešena otaacutezka zdali jsou spiraacutelniacute ramena Galaxie vlečena nebo zda se Galaxie rozviacutejiacute Byla zkoumaacutena rotace dvou desiacutetek nejbližšiacutech spiraacutelniacutech mlhovin ale ani tak nebylo dosud dosashyženo jednoznačneacuteho vyacutesledku Věřiacuteme však že neniacute daleka doba kdy i v tomto ohledu bude jasno

Tak se splnilo nepředviacutedanou cestou daacutevneacute přaacuteniacute astronomů aby mohli pozorovat spiraacutelniacute ramena našiacute Galaxie a byla rozřešena zaacuteshysadniacute otaacutezka o směru rotace a podobě Mleacutečneacute draacutehy

Protože je soustava Mleacutečneacute draacutehy jenom jedniacutem z mnopa mmonů podobnyacutech hvězdnyacutech systeacutemů zkoumali pracovniacuteci radfoveacute astroshynomie zda jsou takeacute ostatniacute vesmiacuterneacute soustavy zdroji radioveacuteijo zaacuteshyřeniacute Velkyacutemi radiovyacutemi teleskopy z nichž dosud největšiacutem jeparashybolickeacute zrcadlo o průměru 67 metrů bylo skutečně radioveacute zaacuteřeniacute od nejbližšiacutech spiraacutelniacutech mlhovin zachyceno Byly dokonce ziacuteskaacuteny cenneacute podrobnosti o rozděleniacute intensity radioveacuteho zaacuteřeniacute velkeacute spiraacutelniacute mlhoshyviny v Andromedě Vyacutesledky vyacutezkumu bliacutezkyacutech galaxiiacute ukazujiacute že intensita radioveacuteho zaacuteřeniacute odpoviacutedaacute přibližně zaacuteřeniacute našiacute soustavy Mleacutečneacute draacutehy

Nepochybujeme že jsme teprve na počaacutetku vyacuteznamnyacutech objevů ktereacute doplniacute naše poznatky o stavu a rozloženiacute mezihvězdneacuteho vodiacuteku o hvězdnyacutech tělesech našiacute soustavě Mleacutečneacute draacutehy i o jinyacutech galaxiiacutech

189

o N UTN OSTI sVEToveacuteH o K ALE N DAacuteŘE

Dr HUB E RT S LO U KA

Nejstaršiacute a nejYyacuteznamnějšiacute vymoženostiacute astronomie je zavedeniacute kashylendaacuteře Jeho vznik ležiacute v dobaacutech tak nesmiacuterně vzdaacutelenyacutech že nelze stanovit ani tisiacuteciletiacute kdy se- pračlověk po prveacute pokusil do plynuleacuteho toku udaacutelostiacute sveacuteho života vneacutest jakyacutesi pořaacutedek a pravidelnost Je naacutem však jasneacute že měřeniacute a rozděleniacute doby ve dni ročniacute obdobiacute měshysiacutece a roky je nesrovnatelně staršiacute než zavedeniacute hodin minut a vteřin Zatiacutem co hodiny jako měřiče času byly vynalezeny někdy v třinaacutecteacutem stoletiacute kdy začaly sloužit vědeckyacutem uacutečelům byl kalendaacuteř již na vysoshykeacutem stupni dokonalosti jako vyacutesledek mnohotisiacutecileteacuteho snaženiacute a zdokonalovaacuteniacute člověkem Zatiacutem však co hodiny a měřeniacute času dosaacutehlo v nynějšiacute době neobvykleacute přesnosti a dokonalosti nemůžeme toteacutež řiacuteci o kalendaacuteři kteryacute neuspokojuje ani hvězdaacuteře ani potřeby běžneacuteho života a obsahuje mnoho nepravidelnostiacute a nesrovnalostiacute Je proto zavedeniacute dokonaleacuteho kalendaacuteře nutnyacutem požadavkem moderniacute doby kteraacute přibliacutežila a spojila naacuterOdy takovyacutem způsobem jako nikdy dřiacuteve

Tentokraacutete vychaacuteziacute naacutetlak na uskutečněniacute kalendaacuteřoveacute reformy z pokrokoveacute Indie kde kalendaacuteřoveacute poměry jsou až dosud velmi neshydokonaleacute a chaotickeacute I dnes se ještě použiacutevaacute v Indii až na čtrnaacutect různyacutech kalendaacuteřů a oficiaacutelniacute almanach kteryacute vydaacutevaacute každoročně indickaacute vlaacuteda obsahuje čtyři nejrozšiacuteřenějšiacute a nejviacutece užiacutevaneacute kalenshydaacuteře mezi nimi takeacute naacuteš Řehořskyacute a Mohamedaacutenskyacute Tato obsažnaacute publikace maacute asi 3273 stran a přepočiacutetaacutevaacuteniacute různyacutech kalendaacuteřniacutech uacutedajů zabere mnoho času a nesmiacuterně ztěžuje jak oficiaacutelniacute vlaacutedniacute tak i soukromou činnost Pro dalšiacute rozvoj Indie je proto nesmiacuterně užitečnyacute zaacutekrok kteryacute nedaacutevno učinil znaacutemyacute vynikajiacuteciacute fysik indickyacute profesor Meg Nad Haha Jako předseda komise pro refonnu kalendaacuteře v Indii učinil tento naacutevrh

Je třeba vybudovat indickyacute Grennwich kde budou konaacuteny všechny nutneacute počtaacuteřskeacute praacutece pro vydaacutevaacuteniacute indickyacutech efemerid nautickyacutech a leteckyacutech ročenek a kde kalendaacuteř se bude opiacuterat o slunečniacute kalendaacuteř pro celou Indii Je třeba opustit lunaacuterniacute kalendaacuteře použiacutevaneacute v civilshyniacutem životě a deacutelku roku stanovit na 3652422 dne Rovněž je nezbytně nutneacute počiacutetat dny od půlnoci do půlnoci a nynějšiacute nepravidelneacute měsiacutece nahradit měsiacuteci jak jsou zavedeny v noveacutem Světoveacutem kalendaacuteři

Jakeacute vyacutehody maacute tento novyacute Světovyacute kalendaacuteř oproti dosud použiacutevashyneacutemu Řehořovu Jsou takoveacuteho raacutezu že se za něj staviacute dnes celyacute astronomickyacute svět a všechny pokrokoveacute staacutety ktereacute nevyacutehody dosud použiacutevaneacuteho kalendaacuteře staacutele viacutece a viacutece pociťujiacute

Novyacute Světovyacute kalendaacuteř je stejně solaacuterniacute jako kalendaacuteř nynějšiacute to znamenaacute že jeho rozděleniacute v dni a měsiacutece se opiacuteraacute o stejnoměrneacute rozděleniacute doby oběhu Země kolem Slunce a bere ohled na pravidelneacute

190

---- - - - -

střiacutedaacuteniacute ročniacutech obdobiacute Obsahuje rovněž dvanaacutect měsiacuteců a 52 tyacutednů po sedmi dnech Posledniacute den v roce třistapětašedesaacutetyacute te vsunut mezi dva tyacutedny takže je mimo tyacuteden a je označen jako Světovyacute den s datem 31 prosince nebo W prosinec Měl by byacutet slaven jako Světovyacute svaacutetek a znamenal by takeacute uceleneacute zakončeniacute časoveacuteho obdobiacute jednoho roku

SVĚTOVYacute KALENDAacuteŘ

LEDEN NPUacuteSCPS

l 1234567 ~ 8 9 10 11 12 13 14 E 15 16 17 18 19 20 21 t) 22 23 24 25 26 27 28 ~ 29 30 31

DUBEN NPUacuteSCPS

l 1234567 ~ 8 9 10 11 12 13 14 E 15 16 17 18 19 20 21 t) 22 23 24 25 26 27 28 N 29 30 31

ČERVENEC NPUacuteSCPS

123456711 8 9 10 11 12 13 14 ~ 15 16 17 18 19 20 21 t) 22232425262728 ~ 29 30 31

Ř iacute JEN NPUacuteSCPS

1234567 2 8 9 1011 12 13 14 ~ 15 16 17 18 19 20 21 t) 22 23 24 25 26 27 28 29 30 31

UacuteNOR NPUacuteSCPS

1234 5 6 7 8 9 10 II 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30

KVĚTEN

NPUacuteSCPS

1234 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30

SRPEN NPUacuteSCPS

1234 5 6 7 8 9 10 II 12 13 14 15 16 17 18

BŘEZEN

NPUacuteSČPS

12 3 4 5 6 7 8 9 10 II 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30

ČERVEN

NPUacuteSCPS

12 3 4 5 6 7 8 9 10 II 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30 W

NP

zAŘ UacuteSCPS

I

3 4 10 11

12 5 6 7 8 9 12 13 14 15 16

I

1920212223242517181920212223 26 27 28 29 30

I L I S TOP A D NPUacuteSCPS

1234 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30

24 25 26 27 28 29 30

PRO S lNE C NPUacuteSCPS

12 3 4 5 6 7 8 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30 W

Světovyacute den (Světovyacute svaacutetek) W neb 31 prosine~ (365 den) naacutesledue po 3D prosinci každeacuteho roku I W - den přestupneacuteho roku (Světovyacute svaacutetek) nebo 31 ČerVen naacutesledue 30 června každeacuteho přestupshy

neacuteho roku

191

I

9

V přestupnyacute rok kdy ziacuteskaacutevaacuteme jeden den nebyl by tento vsunut na konec uacutenora jak obvykle nyacutebrž mezi- 30 června a 1 července Byl by označen jako 31 červen nebo jako VV červen rovněž jako Světovyacute den Opakoval by se vždy po čtyřech letech tak jako dosud

Velkou vyacutehodou Světoveacuteho kalendaacuteře by byla stejnost roků každeacute datum by připadalo vždy na stejnyacute den v roce 1 ledna by vždy přishypadlo na neděli 1 uacutenora vždy na středu 1 března vždy na paacutetek 1 dubna vždy na neděli atd Nebylo by třeba tisknout každyacute rok novyacute kalendaacuteř vyrytyacute do kamene neb do kovu stal by se jak potřebnou tak i ozdobnoo součaacutestiacute veřejnyacutech budova miacutestnostiacute (Viz str 191)

Nejvhodnějšiacute den pro zavedeniacute noveacuteho kalendaacuteře byl by 1 leden 1956 kteryacute připadaacute na neděli anebo až 1 ledna 1951 kdy rovněž je

bull neděle Lze očekaacutevat že spojeniacutem všech pokrokovyacutech sil k tomuto zdokonaleniacute našeho kalendaacuteře co nejdřiacuteve dojde

PROM~NNEacute HV~ZDY

B V KUKARKIN

(v pokračovaacutemiacute)

Proměnneacute hvězdy typu Mim Ceti

Proměnneacute hvězdy typu Mira Ceti se nazyacutevajiacute ty proměnneacute hvězdy velkeacute posloupnosti jejichž periody jsou v rozmeziacute od 50 do 650 dniacute amplitudy změny jasnosti ve visuaacutelniacutech a fotografickyacutech paprsciacutech jsou vyššiacute než 25 m (průměrně 47 m) a ve spektrech v době maxima jsou vidět intensivru jasneacute čaacutery vodiacuteku a jinyacutech prvků Všechny proshyměnneacute hvězdy tohoto typu majiacute niacutezkeacute teploty velkaacute většina jich (90 ) patřiacute ke spektraacutelniacute třiacutedě Me a mnohem menšiacute čaacutest (přibližně po 5 ) spektraacutelniacutem třiacutedaacutem Se Ne

Mnohaletaacute zkoumaacuteniacute spekter těchto hvězd kteraacute se konala v SSSR akademikem G A Šajnem a v USA P Merrillem vedla k objeveniacute mnoshyhyacutech a různyacutech fysikaacutelntch zvlaacuteštnostiacute hvězd tohoto typu Kromě toho tyto hvězdy vzhledem k velkyacutem amplitudaacutem a snadnosti pozorovaacuteniacute 400 proměnnyacutech hvězd typu Mira Cetiacute za celou dobu jejich pozorovaacuteniacute byly vždycky obliacutebenyacutemi objekty pro visuaacutelniacute určeniacute jasnosti a v době posledniacutech desiacutetek let mnoho set jich přišlo na program amateacuterskyacutech společnostiacute pozorovatelů proměnnyacutech hvězd a neustaacutele se pozorujiacute Velkeacute amplitudy těchto hvězd způsobujiacute snadnost objevu Lze tvrditi že znaacuteme prakticky všechny proměnneacute hvězdy tohoto typu jasnějšiacute než 10 m v maximu Všechny tyto přiacutezniveacute okolnosti vedly k t0Jnu že proměnneacute hvězdy typu Mira Cetiacute mohou byacutet v přiacutetomneacute době poshyvažovaacuteny po mnoha straacutenkaacutech za nejleacutepe prozkoumaneacute objekty z proshy

192

měnnyacutech hvězd všech typu V přiacutetomneacute době je znaacutemo viacutece než 3000 proměnnyacutech hvězd typu Mira Ceti

Deacutelka periody proměnneacute hvězdy představuje iednu z nejzaacutekladnějshyšiacutech a v dnešniacute době lehce určitelnyacutech charateristik proměnnostiacute Proshyměnneacute hvězdy typu Mira Ceti z nichž se mnoheacute nepřetržitě pDzorujiacute kolem 100 let a některeacute jednotliveacute hvězdy již několik stoletiacute předstashyvujiacute vděčnyacute materiaacutel pro zkoumaacuteniacute otaacutezky o změně deacutelky periody s dobou Objeveniacute sekulaacuterpiacutech změn periody proměnnyacutech hvězd mělo by velmi důležityacute vyacuteznam kdyby bylo možno dokaacutezat vyacutevojovyacute vyacuteshyznam těchto změn Velkaacute většina proměnnyacutech hvězd typu Mira Ceti opravdu jsou charakteristickeacute skutečnyacutemi koliacutesaacuteniacutemi period Ale ještě roku 1929 Eddington a Plakidis (A Eddington S Plakidis M N 90 65 1929) poukaacutezali a v roce 1934 Sterne ještě přesvědčivěji dokaacutezal (T Sterne Harv Circ 386 a 387 1934) že tato skutečnaacute koliacutesaacuteniacute představujiacute naacutesledek samotneacute podstaty periodickyacutech procesů a v žaacutedshyneacutem přiacutepadě nemajiacute vyacutevojovyacute charakter V roce 1938 bylo uveřejněno zkoumaacuteniacute Sterneho a Campbella (T Sterne L Campbell Harvard Annals 105 1938) Autoři sebrali všechny uacutedaje o periodaacutech teacuteměř 400 proměnnyacutech hvězd typu Miacutera Ceti za celou dobu jejich pDwrovaacuteniacute a přiložili k těmto nahodilyacutem statistibkyacutem vyacuteběrům souhlasneacute kriteshyrium Pirsonovo (t zv kriterium x2 ) kteryacute rozdělil materiaacutel podle času a podle deacutelky periody Pro velikou většinu hvězd pravděpodobshynost většiacutech než pozorovanyacutech nahodilyacutech rozdiacutelů v deacutelce periody se ukaacutezala byacuteti bliacutezkaacute jednotce Jinyacutemi slovy theoretickou představu pozorovaneacuteho rmiddotozloženiacute za pomoci zaacutekona přirozeneacuteho rozloženiacute lze poklaacutedat za dobrou a nelze předpoklaacutedat žaacutedneacute změny v deacutelce periody ktereacute by měly vyacutevojovyacute charakter (jEtn dvě hvězdy R Hydrae aR Aquishylae ukaacutezaly skutečneacute změny periody ktereacute pravděpodobně nemohou byacutet vysvětleny nahodilostiacute vyacuteběru) Nemůže tedy byacutet ani řeči o objeshyvovaacuteniacute vyacutevojovyacutech proměn period proměnnyacutech hvězd typu Mira Cetiacute Avšak čas je našiacutem spolehlivyacutem spojencem ve věci poznaacuteniacute vněišiacuteho světa a opakovaacuteniacute baacutedaacuteniacute podobnyacutech praacuteci Sterneho a Campbella za několik desiacutetek let může veacutesti k objevům vyacutevojovyacutech tendenciacute ve změshyně period proměnnyacutech hvězd

Již před šedesaacuteti lety bylo objevenože ve spektrech proměnnyacutech hvězd typu Mira Ceti se pozorujiacute emisniacute čaacutery vodiacuteku a jinyacutech prvků Je však znaacutemo že proměnneacute hvězdy typu Mira Ceti isou hvězdami s nejnižšiacutemi teplotami (1600deg K až 3300deg K) jejichž spektra jsou chashyrakteristickaacute molekulaacuterniacutemi paacutesy (kysličniacutek titanu kysličniacutek zirkonu uhliacutek kyan uhlovodiacuteky atd) PřiacutetOIlli1ost absorpčniacutech molekulaacuterniacutech paacutesů a emisniacutech čar vodiacuteku a ionisovaneacuteho železa v teacutemže spektru vyžadujiacuteciacutech pro svou excitaci vysokeacuteho stupně energie se na prvniacute pohled zdaacute byacutet neslučitelnaacute Je zcela přirozeneacute že probleacutemu studia podstaty emisniacutech spekter proměnnyacutech hvězd typu Mira Ceti se věnoshyvalo a věnuje mnoho pozornosti Zvlaacutešť zaJiacutemavaacute isou všestrannaacute a

193

I

důslednaacute studia akademika Šajna (G A Šajn Izv AN SSSR 9 61 1945) provedenaacute během posledniacutech deseti let Omeziacuteme se zde stručshynyacutem vyacutekladem jeho studiiacute protože mnohopočetnaacute a různorodaacute studia jinyacutech autorů hlavně Merrilla v USA neřešiacute probleacutemy tak důkladně a široce

Mimo zaacutehadnost sameacute existence emisniacutech čar vysokeacuteho excitačniacuteho potenciaacutelu ve spektrech proměnnyacutech typu Mira Ceti nemeacuteně zaacutehadshynyacutemi se ukaacutezaly byacutet podivneacute nepravidelnosti v proměnnyacutech intensishytaacutech těchto čar Tyto nepravidelnosti (na přiacuteklad v Balmerově serii vodiacuteku čaacutera Ht je značně intensivnějšiacute než HlO a čaacutera Ho nejčastěji neniacute vůbec viditelnaacute) se nachaacutezejiacute v protikladu s theoriiacute a nikdy se nepozorujiacute u hvězd s vysokou teplotou a emisniacutemi spektry Akademik Šajn přesvědčivě ukaacutezal že prakticky všechny pozorovaneacute velmi poshyčetneacute nepravidelnosti mohou byacutet vysvětleny hypoteacutesou fysikaacutelniacuteho zakryacutevaacuteniacute některeacute emisniacute čaacutery zmenšujiacute svou intensitu a měniacute profil když se na cestě paprsku ven z hvězdy setkaacutevajiacute atomy nebo molekuly schopneacute absorbovat jim odpoviacutedajiacuteciacute kmitočet kdežto jineacute emisniacute čaacutery se vyzařujiacute bez překaacutežky Totiž kolem doby maxima když zvlaacutešť jasně se projevujiacute některeacute nepravidelnosti v atmosfeacuteře proměnnyacutech hvězd typu Mira Ceti neniacute efektivniacute stav hmoty způsobujiacuteciacute emisniacute spektrum vyššiacute než efektivniacute stav hmoty způsmiddotobujiacuteciacute absorpčniacute spektrum Nic podobneacuteho se nepozoruje u hvězd s vysokou teplotou u nichž emisniacute hmota se naleacutezaacute ve vrchniacutech vrstvaacutech atmosfeacutery a někdy i tvořiacute odděshylenyacute obal

Šajn ukazuje na velmi zaacutesadniacute zvlaacuteštnost powrovanyacutech nepravidelshynostiacute v emisniacutech čaraacutech nepravidelnosti se zmenšujiacute s deacutelkou doby od maxima (se zvětšeniacutem faacuteze) a často bliacutezko u minima uacuteplně miziacute Přiacuteshyčina zmenšeniacute nepravidelnostiacute s faacuteziacute tkviacute v tom že efektivniacute stav hmoty způsobujiacuteciacute emisniacute spektrum se staacutele zvyšuje zatiacutem co efekt fysikaacutelniacuteho zakryacutevaacuteniacute se přirozeně zmenšuje Tato hmota maacute vzeshystupnyacute pohyb v atmosfeacuteře ponenaacutehlu dosahuje velmi vysokyacutech jejiacutech vrstev a snad ji uacuteplně opouštiacute Hypoteacutesa vzestupneacuteho pohybu hmoty se potvrzuje už daacutevno znaacutemyacutem faktem že rychlost paprsku z emisniacutech čar je vždy matematicky menšiacute než rychlost paprsků z čar absorpčshyniacutech to znamenaacute že vrstva vytvaacuteřejiacuteciacute emisniacute čaacutery maacute vzhledem k vrstvě vytvaacuteřejiacuteciacute spektrum absorpčniacute pohyb vnějšiacute Rychlost toshyhoto vzestupneacuteho pohybu je pro různeacute hvězdy v meziacutech od 20 do 30 kmsec

Nehledě na to že nemůžeme zpozorovat moment kdy nastane vyacuteron hmoty způsobujiacuteciacute emisniacute spektrum z hlubokyacutech vrstev do atmosfeacutery a přesně zaznamenat moment kdy tato hmota v průběhu vzestupneacuteho pohybu opouštiacute atmosfeacuteru můžeme zjistit hodnotu vyacutešky atmosfeacutery aspoň podle trvaacuteniacute viditelnosti vyzařovanyacutech čar a poměrneacute rychlosti vyzařujiacuteciacute vrstvy Vyacuteška atmosfeacutery dosahuje hodnoty 1013 cm to je hodnoty poloměru veleobra Hvězdy typu Miacutera Ceti tedy majiacute značně

194

roztažitelnou a zředěnou atmosfeacuteru Přiacutetomnost vysokyacutech atmosfeacuter je nutnou podmiacutenkou pro uskutečněniacute fluorescence kteraacute představuje jedinyacute mechanismus schopnyacute vysvětlit existenci emisniacutech čar Avšak tato podmiacutenka nestačiacute Je nutnaacute ještě silnaacute ultrafialovaacute radiace tak neočekaacutevanaacute u chladnyacutech hvězd typu Miacutera CetL

Šajn ukaacutezal že použiacutevajiacutece pro vysvětleniacute nepravidelnostiacute v intenshysitaacutech čar emisniacuteho spektra efekt fysikaacutelniho zakryacutevaacuteniacute a přihliacutežejiacutece k tomuto efektu dostaacutevaacuteme pro proměnneacute hvězdy typu Mira Ceti norshymaacutelniacute emisniacute spektrum shodneacute s emisniacutem spektrem horkyacutech hvězd (Be) a teacutež novyacutech hvězd v počaacutetečniacute periodě objeveniacute emisniacutech čar Tedy u všech třiacute uvedenyacutech typů nehledě na ostreacute rozdiacutely v absorpčshyniacutech spektrech neniacute velkyacutech rozdiacutelů v emisniacutech spektrech a jsou všeshychny důvody k předpokladu jejich společneacuteho původu Emisniacute spekshytrum těchto hvězd s efektivniacute teplotou řaacutedově 2500deg K Absorpčniacute spekshytra hvězd typu Mira Ceti při stejneacute teplotě před i po maximu isou prakticky stejnaacute zatiacutem co emisniacute spektra jsou značně rozdiacutelnaacute Tvoshyřeniacute emisniacutech čar vodiacuteku a ionisovaneacuteho železa pozorovanaacute šiacuteře vodiacuteshykovyacutech emisniacutech čar u hvězd typu Mira Ceti a intensita vysokyacutech čleshynů Balmerovy serie nevyhnutelně vede kzaacutevěru že intesita vzbuzujiacuteciacute radiace musiacute miacutet nesrovnatelně většiacute vyacuteznam odpoviacutedajiacuteciacute thermoshydynamickeacute rovnovaacuteze při teplotě 2500deg K

Ze všeho toho vyplyacutevaacute že přiacutečinou vyacuteskytu emisniacuteho spektra u hvězd typu Mira Ceti může byacutet jenom mohutnaacute ultrafialovaacute radiace jejiacutež vyacuteznam ie v mnoha směrech většiacute než vyacuteznam odpoviacutedajiacuteciacute černeacutemu zaacuteřeniacute hvězdy při teplotě 2500deg K Přiacutetomnost takoveacute radiacuteace zaacuteroveň s existenciacute roztažitelneacute atmosfeacutery je dostatečnou podmiacutenkou pro tvoshyřeniacute emisniacutech čar podle schematu (pokračavampniacute)

A + hy-gtA + e-gtA + h(Y1 + 12 + ) Přeložil Zdeněk Sekanina

o KONČiacuteciacuteM 11 LET Eacute M C Y K L U SL U NE čNiacuteCH S K V R N

Dr MILOSLAV KOPECKYacute

Astronomickyacute uacutestav ČsAV Ondřejov

V současneacute době jsme v obdobiacute minima slunečniacute činnosti mezi 18 a 19 cyklem slunečmiacute činnosti podle curyšskeacuteho čiacuteslovaacuteniacute (cyklus slunečniacute činii-Osti čiacuteslo l podle tohoto čiacuteslovaacuteniacute začal r 1755) MŮžeme si tedy již něco bližšiacuteho řiacuteci o middotkonshyčiacuteciacutem 18 cyklu slunečnich skvrn jehož průběh neniacute bez zajiacutemavostiacute ve srovnaacuteniacute s předchoziacutemi cykly

Minimum vyrOvnanyacutech měsiacutečniacutech průměrů relativniacutech čiacutesel ktereacute předchaacutezelo tomuto cyklu nastalo v uacutenoru T 1944 Po něm nastal poměrně prudkyacute vZlestup slunečniacute činnosti a již za necelyacutech 31h roku v polovině r 1947 dosaacutehla slunečniacute činnost maxima Maximum vyrovnanyacuteCh měsiacutečniacutech pri1měrů relativniacutech čiacutesel nastalo v kvěbnu 1947 a dosaacutehlo abnormaacutelně vysokeacute hodnoty 1518 jednotek relashy

195

ti vniacuteho čiSJa Po tomta maximu nenastal však pakles relativniacutech čiacutesel nyacutebrž vyravnaneacute měsiacutečniacute prftměry se udržavaly staacutele na vysakeacute hadnatě Až do srpna 1949 tedy pa viacutece jak dva raky neklesly pod 130 jednotek relativniacuteho Ciacutesla Ba naopak v řiacutejnu 1948 nastalo jejich vedlejši maximum ktereacute dosaacutehLo 1485 jedshynotek a bylo tedy poUZI o 33 jednotky relativniacuteho čiacutesla nimiddotžšiacute než hIavniacute maxi~ mum v r 1947 Až teprve po něm nastal znovu pozvolnyacute a piacutek již celkem norshymaacutelniacutepokles relaHvniacutech čiacutesel (Viz obr 1)

Tento -to j 18 cyklus slunečniacutech skvrn je již zajiacutemavyacute svyacutem abnormaacutelně vysokyacutem a dlouhotrvajiacuteciacutem maximem Je druhyacutem nejvyššiacutem cyklem slunečniacutech skvrn z dosud znaacutemyacutech cyklft V U1ibulce I jsou pro pozomiddotrovaacuteniacute uvedeny některeacute uacutedaje o 4 dosud nejvyššiacutech cyklech slunečniacutech skvrn Z tabulky vidiacuteme že kraacutetshykost doby vzestupu TM t j doby mezi minimem a maximem u 18 cyklu nenl nikterak vyacutejimečnaacute vzhledem k vyacutešce maxima neboť čiacutem maacute cyklus vyš~ mashyximum tiacutem maacute kraUliacute vzestupnou dobu

Tabulka J

3 17784 1585 29 16 4 17881 1412 34 12 8 18372 1469 33 13

18 19475 1518 33 32

Skutečně abnormaacutelně dlouheacute je však trvaacutenl vysokeacuteho relaAivniho čiacutesla Z tashybulky I vidiacuteme že doba T po niacutež byly vyrovnaneacute měsiacutečniacute prftměry relativniacutech čiacutesel vyššiacute než 130 jednotek je u 18 cyklu dTlakraacutet delšiacute než u dosud nejvyššiacuteho cyklu s maximem v r 17784 Toto jakož i existence podružneacuteho maxima v roce 1948 pouze o 33 jednotky nižšiacuteho než hlavni maximum v r 1947 vedlo k uacutevahaacutem zda maximum cyklu skutečně nastalo v r 1947 a zda nenastalo až v r 1948 Zkoumaacuteme-Ii však miacutesto relativniacuteho čiacutesla počet všech vzniklyacutech skupin skvrn za jeqnotku času zjistiacuteme jak ukaacuteZal autor člaacutenku že průběh počtu vzniklyacutech skupin za jednotku času maacute velmi ostreacute a vysokeacute maximum v r 1947 a vedlejšiacute maximum v r 1948 maacute poměrně slabě vyjaacutedřeno a mnohem nižšiacute než maximum v r 1947 (viz obr 2) Z toho vyplyacutevaacute že maximum 18 cyklu slunečniacutech skvrn Skutečně nastalo v polovině r 1947

Podle t zv Turnerova pravidJa střiacutedajiacute se cykly s lysokyacutem a niacutezkyacutem maxishymem a to tak že cykly sudeacute majl vždy nižšiacute maximum než oba ISOUsooniacute cykly IWheacute potlle curyšskeacuteho čiacuteslovaacuteniacute

18 cyklus jako cyklus sudyacute tvořiacute však vyacutejimku z Turnerova praviacutedla neboť je vyššiacute než předchoziacute 17 cyklus kteryacute v maximu dosaacutehl 1192 jednotekrelativshyniacuteho čiacutesla Vezmeme-li pak v uacutevahu zaacutevislost vyacutešky maxima licheacuteho na vyacutešce maxima předchoziacuteho sudeacuteho cyklu nalezenou autorem pak nastaacutevajiacuteci 19 cyklus slunečniacutech skvrn by musel v maximu dosaacutehnout 20B jednotek relativlUacuteho čiacutesla což je značně nepravděpodobneacute Tato okolnost že toUž současnyacute 18 cyklus slushynečniacutech skvrn tvořiacute vyacutejimku z Turnerova pravidla je opět jednou ze zajiacutemavosti tOhoto cyklu neboť za posledniacutech 100 let kdy jsou smiddotkutečně spolehlivaacute pozoroshyvaacuteni slunečniacutech skvrn nebylo Turnerovo pravidlo porušeno

Podrobnějšiacute studium teacuteto otaacutezky však ukazuje že porušelUacute Turnerovmiddota pravidla o střiacutedaacuteniacute vysokyacutech a niacutezkyacutech cyklft je nejspiacuteše zpftsobeno nevhodnostiacute dosud užiacutevanyacutech charakteristik slunečniacute činnosti Tak na př Kleczek ukaacutezal že 17 cyklus slunečniacute činnosti byl mnohem bohatšiacute na chromosfeacuterickeacute erupce než 18 cyklus což je ve shodě s Turnerovyacutem pravidlem Stejně tak i prftměrnaacute životniacute doba skupin skvrn je v 17 cyklu skvrn delšiacute než v 18 cyklu jak ukaacutezal autor což znamenaacute že 17 cyklus měl prftměrně mohutnějšiacute skupiny skvrn než cyklus 18 Lze tedy spiacuteše předpoklaacutedat že ve skutečnosti 18 cyklus slunečniacute činnosti Turnerovo pravidlo neporušuje a Že jeho porušeniacute vyplyacutevajiacutec ze studia prftběhů relativniacutech čiacutesel je jen zdaacutenliveacute

Jak nezaacutevisle na sobě ukaacutezali Kleczek a autor bylo vysokeacute relativniacute čiacuteslo 18

196

100

cyklu slunečniacutech skvrn zpl1sobeno velkyacutem množstviacutem drobnyacutech skupin skvrn Jak patrno na obr 2 vzniklo v roce 1947 sice velkeacute množstviacute skupin skvrn Jejich průměrnaacute životniacute doba byla však velmi kraacutetkaacute to znamenaacute že to byly včtšinou velmi maleacute skupiny skvrn Ke stejneacutemu vyacutesledku došel Kleczek studiem zastoupeniacute různyacutech typů skupin skvrn v 17 a 18 cyklu Zatiacutem co ranyacutech typfi skupin skvrn A B CaD bylo v 18 cyklu mnohem viacutece než v cyklu 17 typu F representujiacutecich nejmohutnějšiacute stadium skupin skvrn bylo v 17 i 18 cyklu prakticky stejně a typů H bylo v 18 cyklu dokonce meacuteně než v cyklu 17 Tyto podrobnost i nemůže však relativniacute čiacuteslo v žaacutedneacutem přiacutepadě vyjaacutedřit Opět z toho vidiacuteme že relativniacute čiacuteslo neniacute vhodnou charakteristikou slunečniacutech skvrn pro vyacutezkum jejich periodicity

Vidiacuteme tedy že končiacuteciacute 18 cyklus slunečniacute činnosti maacute řadu zajiacutemavostiacute ve sveacutem průběhu a bude si jistě ještě zasluhovat podrobnějšiacuteho studia

tOL

8 ~O

6

100

50so

gtsI9rS f9S0 f9S0

Obr 1 Obr 2

Obr 1 Průběh vyrovnatnyacutech měsiacutečniacutech průměrů relativniacuteho- čiacutesla v 18 cyklu slunečniacute čimnosti - Obr 2 Průběh počtu vzoniklyacutech -lkupin skvrn na celeacutem Slunci (horniacute křivka) a jejich průměrneacute životniacute doby To (dolni křivka) v 18

cyklu 8~unečniacute činnosti

197

PŘEDBĚNA ZPRAacuteVA O GEOMAGNETICKl AKTIVITĚ PŘI CASTECNlM ZATMĚNI SLUNCE 30 CERVNA 1954

PODLE MĚŘENI NA OBSERVATOŘI PRŮHONICE U PRAHY

Některeacute probleacutemy souvisiacuteciacute se studiem změn vnějšiacute čaacutestigeomagnetickeacuteho pole v zaacutevislosti na slunečniacute činnosti mohou byacutet vhodně řešeny detailniacutem rozshyborem geomagnetickeacute aktivity během zatměniacute Slunce

Kolektiv pracovniacutekti geomagnetickeacuteho odděleniacute GUacute CSAV věnoval proto zvyacuteshyšenou pozornost sledovaacuteniacute geomagnetickeacute aktivity při zatměniacute 30 června t r a podrobně vyhodnocuje vyacutesledky Předběžneacute vyacutesledky zde stručně uvedeneacute byly ziacuteskaacuteny proměřenim magnetoshy

glamfi staničniacutech variometrfi a hodnoty zprac ovaacuteny podle absolutniacutech měřeniacute provedenyacutech K Bodlaacutekem a B Pec1inovskyacutem Absolutniacute měřeniacute byla konaacutena teacutež během zatměniacute kromě toho V Cernyacutea M Schoř provedli při zatměniacute řadu relativnich měřeniacute H a Z Schmidtovyacutemi polniacutemi vahami

Z magnetogramti prfihonickeacute observatoře byly vybraacuteny magneticky klidneacute dny před a po zatměniacute (vyloučen byl den zatměniacute aby přiacutepadnaacute porucha ptisobenaacute zatměniacutem neovlivnila vyacutesledky) ktereacute poskytly materiaacutel pro odvozeniacute křivky normaacutelniacuteho prfiběhu geomagnetickyacutech elementti charakterisujiacutecl celkovou tenshydenci magnetickeacuteho pole Pořadnice normaacutelniacute křivky byly vzaty jako norshymaacutelniacute hodnoty pro den zatměni

Obdobiacute zatměniacute se vyznačuje celkovyacutem zvětšenlm hodnot elementti vzhledem k normaacutelniacute křivce Počaacutetek tohoto zvětšeniacute hodnot elementti připadaacute na 10 hod SEC tedy viacutece než dvě a ptil hodiny před začaacutetek zatměniacute a konči kraacutetce po 15 hodině tedy v době konce čaacute~ečneacuteho zatměniacute staUsticky byla určena pravděshy

podobnost jak dalece se muacuteže mezi 10-15 hod SEC vyskytnout naacutehodnaacute magshynetickaacute porucha (se zvětšeniacutem hodnot elementti) v den zatměni na zaacutekladě

30 VI 1954 PRŮHONICE

---L I I =--====--==--__s~~=Iacuteshysč SlOl II 13 It 15-------1 --=== _ f--L~middot middotmiddot middotmiddot~--_~~_ H ------------------~-shy

1 I

===-L~-~J-z

---===J 19B

hodnot vyčiacuteslenyacutech maacutegnetogramo čtrnaacutect dnO před a po zatměniacute počiacutetajiacutec v to den zatměniacute Z vyacutepočtů vychaacuteziacute pro tyto naacutehodneacute poruchy (Pf) g~omagnetickeacuteho pole pravděpodobnosti pro

D H (Pf) 23 9

Vyskytla-li se tedy během zatměniacute odchylka od normaacutelniacuteho proběhu je malaacute pravděpodobnost že byla celaacute zpflsobena naacutehodnou magnetickou poruchou a nashyopak je velkaacute pravděpodobnost že byla tato odchylka způsobena zatměniacutem většiacute čaacutestiacute Jejiacute velikost v by byla doplňkem do 100 vzhledem k (Pf) a činiacute tedy pro D 77 a pro H 91

Statisticky byla teacutež určena velikost naacutehodneacute poruchy pro D a H Odečterum takto ziacuteskanyacutech hodnot omiddotd hodnot určenyacutech PN) pomchu jež se vyskytla během zatměniacute vychaacuteziacute rozdily pro

D H 04 plusmn 01 9y plusmn 2y

což mohou byacutet změny zpflsobeneacute zatměniacutem Slunce Na kopii magnetogramu (obr 1) z obdobiacute zatměni je normaacutelniacute křivka tečmiddotkoshy

vaacutena Začaacutetek střed a konec zatměniacute jsou označeny šipkami s iacutendexy 1 2 3 H D Z jSOU křivky variaciacute BD BH Bz přiacuteslušneacute base TH Tz teploty Při konci z8ltměniacute je patrnyacute zajiacutemavyacute rychlejšiacute pokles elementů D a H Je jedmou většiacute odohylkou od celkoveacuteho průběhu poruchy v obdobiacute zatměniacute P05ile zjištěniacute pozoshyrovatelů Lidoveacute hvězuaacuterny v Praze na Petřiacuteně se ve směru posledniacuteho kontaktu vyskytla eruptiVTIiacute protuberance

LiteratUTa l Lelio Gama Magnetic effects ohserved at Vassouras Brazil during the solar Eclipse of May 20 1947 Z časopisu Terrestrial Magnetism ana Atmospheric Electricity prosinec 1948

2 Jan Bouška Zemskyacute magnetismus - Praha 1949 3 Vladimiacuter Černyacute Zemskyacute magnetismus (zaacuteJkladru pojmy a poznatky) - rUše

hvězd 51954 Praha-Vokovice 20 VII 1954 Vl-adimiacuter Černyacute

NOVEacute OBJEVY A VYacuteZKUMY o VZNIKAacuteNiacute HVĚZD V ŘETiacuteZCiacuteCH

Praacutece V A Ambarcumjana a jeho spolUlpracovnlkfi o vzniacuteku hvězd ve hvězdshynyacutech associaciacutech po prveacute dokaacutezaly že hvězdy nevznikly najednou v jedinyacute okashymžik nyacutebrž že vzrukajiacute neustaacutele i v dnešniacute době Tyto praacutece teacutež ukaacutezaly že hvězdy nevznikajiacute ojediněle nyacutebrž v celyacutech skupiacutenaacutech Nebylo však dosua objeshyveno jakyacutem způsobem hvězdy vznikajiacute bylo pouze možno předpoklaacutedat že vznikajiacute z mezihvězdnyacutech mračen prachu a plynu Spraacutevnost tohoto předpokladu byla dokaacutezaacutena až objevy V G Fesenkova a D A Rožkovskeacuteho

Tito autoři ziacuteskali Maksutovou komorou na observatoři Alma-Ata řadu sniacutemků řasovyacutech mlhovin v Labuti (NGC 6960 6992-6995) jakož i řady jinyacutech mlhovin v nichž se vyskytujiacute alespoň je)notlivaacute mlohovinnaacute vlaacutekna Tyto sniacutemky byly ziacuteskaacuteny jak v biacuteleacutem světle tak i v červeneacutem žluteacute a modreacute čaacutesti spektra Na těchto sniacutemciacutech je patrno seskupeniacute hvězd nachaacutezejiacuteciacutech se v mlhovině a na jejiacutem~ okraji ve hvězdneacute řetizky o 3 až 15 hvězdaacutech při čemž pod hvězdnyacutem ňetiacutezkem rozumiacuteme hvězdy stejneacute velikosti ležiacuteciacute ve stejnyacutech veaacutejemnyacutech vzdaacuteshylenostech na přiacutemce nebo khvce Takoveacuteto řetiacutezky jsou často obklopeny vlaacuteknem mlhoviny nebo jsou pokračovaacuteniacutem některeacuteho mlhovinneacuteho vlaacutekna a často kromě hvězd obsahujiacute i pouheacute zhuštěniacuteny m~hovinneacuteho vlaacutekna ktereacute stojiacute v těch miacutesshytech kde by měly byacutet hvězdy Na podklaaě ~odrobneacuteho rozboru ZIacuteskaneacuteho materiaacutelu a na podkladě některyacutech

199

_ r-shy

R XXXV C8-9 VYSLO v zARl 1954

VedoucJ redaktor M MOHR

Riacutedi redakčniacute kruh L LANDOVA-STYshyCHOVA Dr M KOPECKyacute Dr V RUML

Dr H SLOUKA Dr B STERNBERK

Pfiacutespěvky do časopisu zasiacutelej te na reshydakcl Praha IV-Petřiacuten Lidovaacute hvězshy

daacuterna (tel čiacuteslo 463-05) nebo přiacutemo čleshynům redakčniacuteho kruhu

Na prvniacute straně obaacutelky V Kijevě kde bylo vidět uacutephteacute zashy

tměni Slwnce kinooperateacuteři ho fotoshygrafovali speciaacutelniacutemi dlouhofokaacutelniacutemi objektivy (Foto N Kozlovskij Če1shyven 1954)

Obraz 1ut čtvrteacute straně obaacutelky na hoř e Fotografie slunečn koshy

rony ziacuteskanaacute čs vyacutepravou za slunečshyniacutem zatměniacutem do Polska (k člaacutenku v minuleacutem Čiacutesle)

d o I e Přiacutestroje čs vyacutepravy za zashytměniacutem Slunce v Polsku Na pallakshytickeacutem stole j e upevnooa Schmidtova komora teleobjektiv dvě širouacutehleacute koshymory a malyacute kontrolniacute dalekohled (foto A Paroubek)

RlSE HVEZD vychaacuteziacute desetkraacutet rocne mimo červenec middota srpen Dotazy objedshynaacutevky a reklamace tyacutekajiacutec se časopisu vyřizuje každyacute poštovniacute uacuteřad i doručoshyvatel ROZŠiřuje Poštovniacute novinovaacute služba (PNS) Redakčniacute uzaacutevěrka čiacutesla 1 kažshydeacuteho měsiacutece Hukopisy se nevracejiacute za odbornou spraacutevnost přiacuteSlpěvku odpovfdaacute autor Ke všem piacutesemnyacutem dotazům přishy

ožte znaacutemku na odpověď

Clenskyacute přiacutespěvek CAS 24 Kčs (s časopisem)

Cena jednotliveacuteho vyacutetisku Kčs 240 celoročnf pfedplatneacute Kčs 24shy

Uacutečet St 8poř Praha Č 731 559

OBSAH

Co noveacuteho v astronomii - O Kaacutedner Určeni zeměpisnyacutech souřadnic hvězdaacuterny - Dr O Obfirka Radiovaacute astronomie zkoumaacute soustavu Mleacutečneacute draacuteshyhy - Dr Hubert Slouka O nutshynosti světoveacuteho kalendaacuteře shyB V Kukarkin Proměnneacute hvězdy V - Dr M Kopeckyacute O končiacuteciacutem llleteacutem cyklu slumiddot nečniacutech skvrn - Zpraacutevy nashyšich pozorovatelů - Zpraacutevy a pokyny sekciacute - Noveacute knihy a publikace - Zpraacutevy našich

kroužků a hvězdaacuteren

COJJEPKAHHE

HOBOCTII aCTpoHoMllII - O KaJJshy

Hep Orrpe1l8Jl8Hll8 r8orpaťfIIleCKII1i

KuopllHar - JJ-p O OOacuteYPRa Pashy

UlloacrpoHOMIIH 13yQaer CJlOiacuteR8shy

Hlle MJl8QHOro uyrII - JJ-p fyshy

6epT CJlOYKa H8)6xoUIMOCTb

BCe~IIpHOro KaJleRUapH - E B RyKapKllH II e peM8HHbTe 3Bě3llbI V -JJ-p M RorreU[(IJt OrnOCllT8Jlbshy

HO aaK6HlIlBaIOlI(e rO(H OUllHHeuuashy

TIIrOU-lltIHoro UIKJla COJlHeQHblX

[JHTeR C006meHIIH HamII

Ha6JlloUar8Jlell - C006meHIIH II

yKaaaHIH KOMIICCllf - HOBble

KHHrn Fl lIy6ITHKaUFlH

CONTENTS

Astronomical News - O Kaacutedshyner The Determination of Geoshygraphical Coordinates of an Observatory - Dr O Obůrka Radioastronomical Investigashytion of the Structure of our Galaxy - Dr H Slouka The Necessity of the World Calenshydar - B V Kukarkin Vashyriable Stars V - Dr M Koshypeckyacute About the Ending ll-year Solar Cycle - News from our Observers - Reports from our Section - New Books and Publications - Reports

irom Dur Observatories

CO NOVEacuteHO v astronomii a vědaacutech přiacutebuznyacutech

Novaacute kometa Vozaacuterovaacute (1954 f) byla objevena 28 Vll Margitou -Vozaacuterovou na observatoři na Skalnateacutem Plese V den objevu byly jejiacute souřadnice

1954 SČ A R1954 DeCI1954 Mag červenec 2890278 6h 56m + 65deg 62 9m

denniacute pohyb +lm + 25

Při objevu se jevila kometa jako difusllIacute ohjekt s jaacutedrem a s chvosshytem menšiacutem 1deg Kometa byla naleiena v souhvězdiacute Žirafy a POhyboshyvala se směrem k souhvězdiacute Maleacuteho Medvěda

Periodickaacute kometa Faye (1954 e) byla znovu objevena van Biesshybroeckem na Yerkesově observatoři dne 25 července jako objekt hvězdneacuteho vzhledu o těchto souřadniciacutech

1954 Sč A R 1954 Declq954 Mag červenec 2528535 21h 27m 47SO + 1deg 3315 17m

Periodickaacute kometa Schwassmann-Wachmannova 2 (1954 g) byla znovu nalezena Jeffersem a Roemerovou na Lickově observatoři 28 července jako difusniacute objekt s jaacutedrem o těchto souřadniciacutech

1954 SČ A R 1954 DecI 1954 Mag červenec 2845451 4h 48m 5256 + 19deg 2824 17m

Pravděpodobně novaacute hvězda v Ophiuchu byla objevena na Warner amp Swasey observatoři 2 července na infračerveneacute spektraacutelniacute desce j3Jko emisniacute objekt se spektrem podobnyacutem spektru novy Scutum 1949 ~edm dnů po maximu Nova kterou objevil Victor Blanca maacute tyto souřadnice

A R 1875 DecI1875 Mag 17h 20m 8 - 27deg 39 9m

Nova Scorpii Guillermo Haro a Lauro Herraro objevili v noci z 4 na 5 července novou hvězdu v souhvězdiacute Štiacutera o těchto souřadniciacutech

A R1875 DecI1B75 Mag 17h 50m 5 - 36deg 15 7m5

Při zkoumaacuteniacute staršiacutech sniacutemků se ukaacutezalo že nova nebyla zjištěna na sniacutemku teacuteže oblasti nebe kteryacute zhotovil Dr Haro v noci z 1-2 VII

Použijte prosiacuteme pHloženou složenku k uacutehradě daru k rozšiacuteřeniacute našeho časoshypisu Řiacuteše hvězd Přečtěte znovu letaacuteček v mimůeacutem čiacutesle Dělmjeme vaacutem

181

Novaacute komenta B aa d e (1954 h) byla objevena 31 července na Pashylomarskeacute observatoři Dr Baadem v souhvězdiacute Draka Jejiacute souřadnice v den objevu byly tyto

1954 SČ A R 954 Dec11954 Mag Červenec 31 14h 47m 4 66deg 38 15m

Denniacute pohyb komenty -55s -6 Jevila se jako difusnIacute objekt s centraacutelniacute kondensaciacute a s chvostem menšiacutem než 1deg

Kometa Vo z aacute r o v aacute (1954 f) byla powTovaacutena v červenci a v srpnu na observatoři na Skalnateacutem Plese rovněž v srpnu byla fotoshygrafovaacutena Dr L Waterfieldem v Ascotu Na sniacutemku ze dne 1-2 srpna zhotoveneacutem na Skalnateacutem Plese ukazuje kometa uacutezkyacute přiacutemočaryacute chvost o deacutelce asi 10 směřujiacuteciacute k Slunci s nepatrnyacutem slabyacutem prodloushyženiacutem v opačneacutem směru

Systematickeacute hledaacuteniacute druheacuteho měsiacutece našiacute Země podnikaacute objeitel planety Pluta Claude Tom b o u g h speciaacutelniacutem osmi palcovyacutem fotoshygrafickyacutem teleskopem Někteřiacute hvězdaacuteři se domniacutevajiacute že takovyacute druhyacute měsiacutec Země může existovat ve vzdaacutelenosti nejmeacuteně 16000 km a měl by nepatrnyacute průměr asi 30 m (metrů) Již před půl stoletiacutem se pokoušel W H Pickering o nalezeniacute druheacuteho měsiacutece Země avšak bezv~sIEdně

Novyacute fotonovyacute počitač jako fotoelektriCkyacute fotometr byl uveden v činnost u Haleova reflektoru a umožňuje rozšiacuteřeniacute fotoelektrickyacutech měřeniacute jasnostiacute objektů middotaž do 23m za určityacutech okolnos~iacute i ještě poshyněkud slabšiacutech

Fotoelelctrickaacute měřeniacute jasnosti planety Urana konal v letech 1950 až 1952 H L Giclas fotobuňkou lP21 ve spojeniacute s Lowellovyacutem reflekshytorem o průměru 105em a zjistil oproti staršiacutem měřeniacutem Stebbinsoshyvyacutem z roku 1927 a některyacutech jinyacutech pozorovatelůže skutečneacute změny jasnosti Urana během uvedenyacutech~třiacute let nebyly většiacute než OOlm Vyshykonanaacute měřeniacute byla porovnaacutena se souběžně měřenou solaacuterniacute konstanshytou a s magnetickyacutemi měřeniacutemi slunečniacutech skvrn avšak v žaacutedneacutem přiacutepadě nebyly zjištěny nějakeacute korelačniacute vztahy

Fotoelektrickaacute fotometrie planetek PalZasJ Vesta Ceres a Victorict konanaacute reflektorem o průměru 90 cm na Goethe-Linkově Observatoři měla za uacutekol 2ijistit kraacutetkoperiodickeacute variace jasnostiacute vznikleacute kombishynaciacute rotace nepravidelneacuteho tvaru a povrchovyacutech skvrn Tak na př Pallas sledovanaacute řadu nociacute velmi pečlivě až po šest hodin nepřetržitě neukaacutezala většiacute změnu než 003m během osmi hodin Bylo možno zjistit naacuteznak periody 004m v době 49 dne Vesta ukaacutezala maxima a mishynima dvou různyacutech tvarů o periodě 0445230 dne a maacute pravděpodobně eliptickyacute tvar 6 povrchovyacutemi skvrnami Ceres a Victoria neukazovaly žaacutedneacute změny f

182

URČENiacute ZEMEPISNYacuteCH SOUŘADNIC HVEZDAacuteRNY

OTAKAR E KAacuteDNER

Roste naacutem staacutele viacutec a viacutece hvězdaacuteren přibyacutevaacute vaacutežnyacutech amateacuterskyacutech pDzorovatelů Roste ale současně i jejich potřeba solidniacutech zaacutekladů pro jejiacutech uacutespěšnou činnost jednou z nich je znalost zeměpisnyacutech souřadnic hvězdaacuterny nebo pbzorovatelny (t j zeměpisnaacute deacutelka od greenwichshyskeacuteho poledniacuteku a zeměpisnaacute šiacuteřka) a přiacutepadně astronomickeacuteho azimutu k některeacutemu vyacuteznačneacutemu bodu v okoliacute aby bylo možno kdykoli vytyčit přesnyacute směr na sever

A tu jsme u prvniacutech potiacutežiacute jak tyto souřadnice ziacuteskat Chceme proto našim amateacuterům jako odpověď na četneacute dotazy napsat několik inforshymaciacute z praxe aby mohli ziacuteskat spolehliveacute hodnoty a nebyli zklamaacuteni chybnyacutemi vyacutesledky nebo mylnyacutemi informacemi

Předevšiacutem jakeacute zeměpisneacute souřadnice rozeznaacutevaacuteme Je to otaacutezka na prvniacute pohled snad nelogickaacute ale maacute svoje opodstatněniacute Je totiž důleshyžiteacute k jakeacutemu zemskeacutemu tělesu zeměpisneacute souřadnice vztahujeme Jak je znaacutemo je naše Země rotačniacutem tělesem nepravidelneacuteho průběhu ktereacute se nazyacutevaacute gooid a velmi se bliacutežiacute rotačniacutemu elipsoidu (třiacuteoseacutemu) kteryacute obvykle nazyacutevaacuteme středniacutem zemskyacutem elipsoidem Avšak průběh geoidu je v různyacutech čaacutestech země nestejnyacute a proto každyacute staacutet kteryacute budoval svoje mapoveacute diacutelo si stanovil naacutehradniacute vztažnyacute (referenčniacute) rotačniacute elipsoid kteryacute se na jeho uacutezemiacute co nejleacutepe přimykal geoidu českosloshyvensko zdědilo při sveacutem vzniku referenčniacute elipsoid Besselův kteryacute už tehdy v roce 1918 byl zjevně zastaralyacute teprve loňskeacuteho roku jsme přeshyšli na nejmodernějšiacute elipsoid na světě na elipsoid Krarovskeacute1w

Rozeznaacute vaacuteme tedy zeměpisneacute souřadnice vztaženeacute na současnyacute povrch qeoidu a pak zeměpisneacute souřadnice vztahujiacuteciacute se k naacutehradniacutemu rotačshyniacutemu elipsoidu PrVniacute z nich ktereacute měřiacuteme methodami přesneacute geodeshytickeacute astronomie nazyacutevaacuteme astfOrlOmickeacute druheacute ktereacute jsou odvozeny obvykle z plošneacute triangulace uacutezemiacute jmenujeme geodetickeacute Rozdiacutel mezi těmito dvěmatypy zeměpisnyacutech souřadnic je znaacutemaacute tiacutežnicovaacute odchylka kteraacute zhruba představuje rozdiacutel kolmice ke geoidu a k naacutehradniacutemu elipsoidu Tiacutežnicovaacute odchylka může někdy zejmeacutena v horskyacutech oblasshytech dosahovat značnyacutech hodnot ale na našem uacutezemiacute je převaacutežně jen několik obloukovyacutech vteřin a je pro amateacuterskeacute praacutece prakticky zaneshydbatelnaacute

Měřeniacute astronomickyacutech zeměpisnyacutech souřadnic methodami geodeshytickeacute astronomie pravděpodobně nepřipadne pro amateacutera v uacutevahu pro nedostatek vhodnyacutech prostředku Methody topografickeacute anebo polniacute astronomie ktereacute jsou meacuteně přesneacute než prvniacute ale nevyžadujiacute teacuteměř speciaacutelniacuteho zařiacutezeniacute však nevedou k dostatečně přesnyacutem vyacutesledkům a vyžadujiacute mimo to dosti zdlouhavyacutech vyacutepočtu Přesnost zeměpIacutesneacute šiacuteřky nebo deacutelky měřenaacute normaacutelniacutem vteřinovyacutem zeměměřičskyacutem theoshy

iS3

dolitem je v průměru při velkeacutem počtu pozorovaacuteniacute a zkušeneacutem měřiči asi jen HY až 15 a uvaacutežiacuteme-li že 1 v zeměpisneacute deacutelce je 20 metrů na povrchu zemskeacutem a 1 v šiacuteřce dokonce 31 m je to přesnost dostačushyjiacuteciacute pro některeacute přiacutepady ale vcelku nevyhovujiacuteciacute a neuacuteměrnaacute vynaloshyženeacute praacuteci Tyto methody a dosaženeacute vyacutesledky jsou velmi cenneacute na př pro vědeckeacute expedice ktereacute se pohybujiacute v neznaacutemyacutech uacutezemiacutech bez map ale jsou nehospodaacuterneacute v našiacute republice kteraacute maacute dobreacute a uacuteplneacute mapoveacute podklady jichž lze dobře pro tyto uacutečely využiacutet Přejdeme proto na geodetickeacute zeměpisneacute souřadnice s vědomiacutem že zanedbaacutevaacuteme tiacutežnicoshyvou odchylku

Protože skoro každyacute umiacute ve speciaacutelniacute mapě čiacutest a umiacutestit tam svoje stanoviště nebude těžkeacute praviacutetkem promiacutetnout rovnoběžky s raacutemem mapy a na okrajoveacutem děleniacute odměřit (odsunout) opatrně zeměpisnou polohu pracujeme-li pečlivě dostaneme polohu pohodlně na vteřiny ač tuto přesnost musiacuteme považovat jen za vnitřniacute protože na někteshyryacutech miacutestech tereacuten v mapě neniacute v souhlase se souřadnicemi na raacutemu Některeacute speciaacutelniacute mapy majiacute zeměpisneacute deacutelky vztaženeacute ještě jen k poshyledniacuteku Ferro k přechodu na Greenwich je třeba vzhledem k chybneacutemu posunu raacutemu těchto map odečiacutest 17deg4000 Tento postup je většinou zcela vyhovujiacuteciacute v praxi a pochybovačům připomiacutenaacuteme že jej použiacuteshyvaacuteme vyacutelučně při vyacutepočtu azimutu jak o tom uvedeme daacutele

Mohou nastat přiacutepady kdy odsunutiacute souřadnic ze speciaacutelniacute mapy nebude z nějakeacuteho důvodu vyhovovat Pak saacutehneme k přesnějšiacutem zeměshyměřičskyacutem prostředkům Snadnaacute uacuteloha je v miacutestech kde byla vyhotoshyvena katastraacutelniacute mapa novyacutem měřeniacutem (je to Velkaacute Praha a většina měst i jineacute obce) t j v měřiacutetku 12000 nebo 11000 (někde 12500) Tyto dokonaleacute mapoveacute podkhidy umožniacute dobrou loka1isaci miacutesta pozoroshyvaacuteniacute (s přesnostiacute 05 m) a přesneacute určeniacute zeměpisnyacutech souřadnic reměshypisnaacute deacutelka je vztažena vesměs na Ferro převod tu je s pomociacute hodnoty - 17deg3946 Stejně dobře naacutem posloužiacute i praacutevě dokončovanaacute staacutetniacute mapa 15000 (odvozenaacute) a i mapy jinyacutech měřiacutetek pokud jsou vyhotoshyveny a majiacute raacutem v zeměpisnyacutech souřadniciacutech

Nedostačuje-li ani tato methoda (na př pro nedostatek vhodnyacutech mashypovyacutech podkladů) zaměřiacute se některou jednoduchou methodou pravoshyuacutehleacute souřadnice stanoviště (na př protiacutenaacuteniacutem zpět nebo vpřed) tyto rovinneacute souřadnice se transformaciacute přeměniacute na geodetickeacute souřadnice zeměpisneacute Měřickaacute i vyacutepočetniacute praacutece vyžaduje školeneacuteho odborniacutekashyzeměměřiče a proto je třeba o ni požaacutedat některyacute ze zeměměřičskyacutech uacutestavů takeacute vzhledem k nutnosti uacuteředniacuteho opatřeniacute důvěrnyacutech geodeshytickyacutech podkladů Každeacute středisko tomuto uacutečelu raacutedo vyhoviacute v raacutemci pracovniacutech možnostiacute a autor poskytne zaacutejemcům dalšiacute podrobnějšiacute inshyformace ktereacute by překročily raacutemec tohoto člaacutenku Zbyacutevaacute ještě zmiacutenit se o určeniacute azimutu spojnice stanoviště a někteshy

reacuteho vyacuteznačneacuteho předmětu v okoliacute (na př věže kostela a pod) Astroshynomickyacute azimut teacuteto strany je uacutehel kteryacute tato strana sviacuteraacute se zeměpisshy

184

nyacutem jihem (t j smě~em Ji jižniacutemu poacutelu) někdy se azimut počiacutetaacute i od severu Odměřeniacutem tohoto uacutehlu theodolitem můžeme kdykoli znovu VYtyčit směr na jih (nebo sever) což je důležiteacute pro rektifikaci přiacuteshystrojů a jineacute uacutelohy

Normaacutelniacutem theodolitem je možno astronomickyacute azimut změřit velmi přesně (stř chyba v průměru -t- 10) poměrně jednoduchyacutemi methoshydami topografickeacute astronomie z nichž nejjednoduššiacute je s pomociacute Poshylaacuterky v největšiacute digresi ale i ve dne můžeme určit azimut pozorovaacuteniacutem Slunce Method je hodně a velmi rozmanityacutech avšak jejich popis se vymykaacute raacutemci těchto povšechnyacutech informaciacute Zaacutejemcům raacutedi poskytshyneme bližšiacute podrobnosti

Jinyacute způsob určeniacute azimutu je opět prostřednictviacutem pravouacutehlyacutech rovinnyacutech souřadnic stanoviště a odměrneacuteho bodu (t j věže kostela trig bodu vodaacuterny a pod) Poměr rozdiacutelů souřadnic tťiacutechto bodů daacutevaacute

ihned geodetickyacute směrniacutek (tga = ~Y ) COž je uacutehel v našiacute čs soustavěuX

od jihu zvoleneacute projekce tento kartografickyacute jih nesouhlasiacute s jihem zeměpisnyacutem a proto ani geodetickyacute směrniacutek neniacute azimutem astronoshymickyacutem teprve vyacutepočtem t zv kartografickeacute poledniacutekoveacute sbiacutehaoosti kteraacute u naacutes činiacute až 9deg a připojeniacutem stočeniacute siacutetě (10) dostaneme astroshynomickyacute azimut Vyacutepočet je jednoduchyacute musiacute ale byacutet svěřen odborniacuteshykovi což však nečiniacute potiacutežiacute Takto ziacuteskanyacute směr poledniacuteku vyznačiacuteme pak na našiacute hvězdaacuterně trvale vhodnyacutem způsobem Shrňme tedy potřebujete-li si určit zeměpisneacute souřadnice hvězdaacuterny

nebo pozorovatelny snažte se je nejprve odsunout ze speciaacutelniacute nebo jineacute vhodneacute mapy (staacutetniacute mapa 1 5000 novaacute katastraacutelniacute mapa) Velshykou peacuteči je třeba věnovat identifikaci stanoviště na mapě Mapoveacute podshyklady tohoto druhu jsou taj n eacute proto se obraťte s uvedeniacutem uacutečelu na nejbližšiacute zeměměřičskou skupinu nebo Oblastniacute uacutestav geodesie a kartografie kde vaacutem raacutedi pomohou a souřadnice event sami zjistiacute V krajniacutem přiacutepadě neniacute-li uvedenyacute postup možnyacute se zeměpisneacute souřadshynice určiacute transformaciacute ze souřadnic pravouacutehlyacutech

Astronomickyacute azimut libovolneacute strany se nejsnaacuteze určiacute pozorovaacuteniacutem Polaacuterky v digresi kdy se po dosti dlouhou dobu jejiacute azimut vůbec neshyměniacute (je stacionaacuterniacute) jinak pozorovaacuteniacutem jineacute hvězdy nebo Slunce V přiacutepadech že jsou znaacutemy pravouacutehleacute rovinneacute souřadnice stanoviště určiacute se azimut s pomociacute geodetickeacuteho směrniacuteku a meridiaacutenoveacute konvershygence

Ve všech přiacutepadech je autor tohoto informativniacuteho člaacutenku všem tazashytelům připraven pomoci radou i event zaměřeniacutem protože určeniacute zeměshypisneacute polohy a orientace pozorovatelny je zaacutekladniacute a odpovědnyacute uacutekol kteryacute se n~mIacute poacutedceňovat nebo odbyacutevat

G

185

RADIOVAacute ASTRO NO MI E zkoumaacute soustavu Mleacutečneacute draacutehy

Dr OTO OBŮRKA

Nejkraacutesnějšiacutem a zaacutekladniacutem rysem vědy je ustavičneacute uacutesiliacute o poznaacuteniacute přiacuterodniacutech zaacutekonitwtiacute o poznaacuteniacute podstaty a složeniacute světa - o poznaacuteniacute vědeckeacute pravdy

Cesty a metody praacutece kteryacutemi se věda dobiacuteraacute poznaacuteniacute nebo poznashynou pravdu ověřuje jsou často velmi různeacute Zvlaacuteště astronomie kteraacute objekty sveacuteho zkoumaacuteniacute nemůže vyšetřovat na laboratorniacutem stole užiacutevaacute všech poznatků moderniacute vědy a různyacutech metod aby vyacutesledky baacutedaacuteniacute ověřovala a doplňovala různyacutemi způsoby

Do nedaacutevna využiacutevala astronomie k svyacutem vyacutezkumům jen světelneacuteho zaacuteřeniacute ať již ve viditelneacute ultrafialoveacute nebo infračerveneacute čaacutesti spektra a ziacuteskala tak nesmiacuterneacute vědomosti Před nemnoha lety bylo však zjišshytěno že lze zachytit z různyacutech oblastiacute vesmiacuterneacuteho prostoru takeacute zaacuteřeniacute o deacutelkaacutech rozhlasovyacutech vln

Zatiacutem co světelneacute zaacuteřeniacute z hvězdnyacutech těles pronikajiacuteciacutech našiacute atmoshysfeacuterou maacute vlnoveacute deacutelky od třiacute deseti tisiacutecin do jedneacute tisiacuteciny milimetru pohybuje se vlnovaacute deacutelka zachyceneacuteho radioveacuteho zaacuteřeniacute přichaacutezejiacuteshyciacuteho od kosmickyacutech zdrojů od jednoho centimetru do asi dvaceti metrů Hvězdnaacute tělesa vysiacutelajiacute nepochybně zaacuteřeniacute takeacute jinyacutech vlnoshyvyacutech deacutelek avšak zemskaacute atmosfeacutera je pro ně nepropustnaacute Jen jakyacutemisi dvěma okeacutenky umožňuje průchod zaacuteřeniacute vyacuteše uvedenyacutech frekvenciacute

Roku 1931 zjistil radiofysik Janskyacute při vyšetřovaacuteni poruch rozhlashysoveacuteho přiacutejmu na ultrakraacutetkyacutech vlnaacutech šum a bzučeniacute nebo poruchy ktereacute nemohly byacutet působenyacute pozemskyacutem zdrojem a byly připisovaacuteny Slunci Byl zachycen takeacute šum jehož původ bylo možno hledat jen ve věsmiacuterneacutem prostoru v Mleacutečneacute draacuteze a to předevšiacutem v oblastech ve směru k souhvězdiacute Střelce a Labuti

V několika letech rozvinul se po celeacutem světě čilyacute vyacutezkum tohoto zaacuteřeniacute kteryacute již v kraacutetkeacute době přinesl pozoruhodneacute vyacutesledky Dnes studuje radiovaacute astronomie pomociacute velkyacutech radiovyacutech teleskopů a zvlaacuteštniacuteho technickeacuteho vybaveniacute meteorickeacute roje a to i za denniacuteho světla ba i při zamračeneacute obloze zkoumaacute zaacuteřeniacute přichaacutezejiacuteciacute od Slunce a jinyacutech zdrojů a doplňuje dokonce vyacuteznamně naše vědomosti a předshystavy o rozděleniacute hmoty a o pohybovyacutech poměrech v soustavě Mleacutečneacute draacutehy O některyacutech novějšiacutech objevech v tomto oboru chceme zde pojednat

Již delšiacute dobu usiluje astronomie o vytvořeniacute spraacutevneacuteho obrazu o složeniacute a dynamice našiacute Galaxie Na zaacutekladě obsaacutehleacuteho pozorovaciacuteho materiaacutelu shromaacutežděneacuteho během dlouhyacutech desiacuteti letiacute na světovyacutech hvězdaacuternaacutech bylo pomociacute statistickyacutech metod studovaacuteno prostoroveacute

f86

rozděleniacute a pohyboveacute poměry různyacutech hvězdnyacutech typů zvlaacuteště pak proměnnyacutech hvězd Vyacutesledky ke kteryacutem došli v posledniacutech letech sovětštiacute astronomoveacute předevšiacutem Kukarin ukazujiacute že různeacute hvězdneacute typy lišiciacute se fysikaacutelniacutemi vlastnostmi vytvaacuteřejiacute v soustavě Mleacutečneacute draacutehy jakeacutesi podsysteacutemy ktereacute se lišiacute rozděleniacutem svyacutech členů v prosshytoru jejich staacuteřiacutem i podmiacutenkami vzniku a vyacutevoje Soustava Mleacutečneacute draacutehy jeviacute se tedy jako složityacute systeacutem podřazenyacutech hvězdnyacutech soustav a skupin Na rozdiacutel od podsysteacutemů kulovyacutech tvarů jejichž členoveacute jsou hvězdy podle svyacutech charakteristik staršiacute obsahujiacute tak zvaneacute plocheacute podsysteacutemy kromě mnoha hvězd o nichž se domniacutevaacuteme že jsou značně mladeacute ještě rozsaacutehlaacute oblaka difusniacute mezihvězdneacute hmoty a plynu shy

Řiacutedce rozptyacuteleneacute hmotneacute čaacutestice o rozměrech odpoviacutedajiacuteciacutech řaacutedově vlnoveacute deacutelce světla působiacute jako mlha kteraacute nedovoluje pronikaacuteniacute světelnyacutech paprsků takže v rovině Mleacutečneacute draacutehy ve směru k jejiacutemu středu můžeme viděti pouze v okruhu asi 7000 světelnyacutech roků Mnoshyheacute hvězdy jsou v teacuteto vzdaacutelenosti tak zatemněny že jen několik maacutelo procent jejich zaacuteřeniacute pronikaacute mlhou jineacute nejsou viditelny vůbec Jaacutedro soustavy Mleacutečneacute draacutehy ktereacute je takeacute těžištěm a středem rotace celeacute soustavy je zhruba čtyřikraacutete daacutele a nemůže byacutet vůbec viděno obvyklyacutemi astronomickyacutemi prostředky Proto se snažila astronomie určit polohu středu Galaxie obsaacutehlyacutemi pracemi statistickyacutemi studushyjiacuteciacutemi rozděleniacute a polohy hvězd zvlaacuteště hvězd ranyacutech vyacutevojovyacutech typů a hvězd proměnnyacutech Při zkoumaacuteniacute struktury Mleacutečneacute draacutehy se v posledniacute době znamenitě

uplatňuje radiovaacute astronomie Radioveacute vlny pronikajiacute totiž nejen mraky našiacute pozemskeacute atmosfeacutery ale i rozsaacutehlyacutemi kosmickyacutemi oblaky Galaxie To umožňuje pozorovaacuteniacute ve dne i v noci za slunečniacuteho svitu i při zamračeneacute obloze nebo za deště Takoveacute vyacutehody radioveacute astroshynomie jsou zvlaacutešť důležiteacute pro observatoře v oblastech s nestaacutelyacutem počasiacutem a malyacutem počtem jasnyacutech dnů tedy s klimatem jakeacute je u naacutes a ve velkeacute čaacutesti Evropy

Ještě důležitějšiacute je druhaacute vlastnost radioveacuteho zaacuteřeniacute schopnost pronikat rozsaacutehlyacutemi oblaky rozptyacuteleneacute hmoty v Galaxii jež umožňuje aby byly ziacuteskaacutevaacuteny informace o stavu a rozloženiacute hmoty v oblastech ktereacute jsou pro optickeacute dalekohledy nedohledneacute

Teacuteto otaacutezce byla věnovaacutena soustředěnaacute praacutece některyacutech observatořiacute a při rozsaacutehleacutem průzkumu bylo vyšetřovaacuteno zaacuteřeniacute v různyacutech paacutesmech o vlnovyacutech deacutelkaacutech od jednoho do patnaacutecti metrů a vypracovaacuteno něshykolik zevrubnyacutech přehledů o rozděleniacute intensity zaacuteřeniacute v různyacutech směrech oblohy pro různeacute vlnoveacute deacutelky Všechny přehledy ukazujiacute že nejintesivnějšiacute zaacuteřeniacute přichaacuteziacute z galaktickeacute roviny a poměrně slabeacute zaacuteřeniacute z jinyacutech směrů Zaacuteřeniacute v rovině Mleacutečneacute draacutehy jeviacute nerovnoshyměrneacute rozděleniacute s velmi ostryacutem m~imem bliacutezko galaktickeacute deacutelky 327deg což je směr ke středu Mleacutečneacute draacutehy stanovenyacute jiacutež dřiacuteve opticshy

187

kou astronomiiacute Tiacutem se ověřujiacute staršiacute vyacutesledky optickeacute astronomie neboť lze skutečně předpoklaacutedat že při velkeacute koncentraci hmoty censhytraacutelniacute čaacutesti Galaxie a zvlaacuteště při velkeacutem počtu mladyacutech hvězd je tam i mnoho objektů vysiacutelajiacuteciacutech zaacuteřeniacute všech vlnovyacutech deacutelek

Velmi zaacutevažnaacute je otaacutezka jakyacutemi zdroji je radioveacute zaacuteřeniacute vysiacutelaacuteno Z dosavadniacutech studiiacute byl vytvořen naacutezor že je vysiacutelaacuteno jednak tak zvanyacutemi radiohvězdamiacute nebo teacutež diskretniacutemi nebo bodovyacutemi zdroji jak se jim nyniacute řiacutekaacute a rozsaacutehlyacutemi oblaky mezihvězdneacuteho plynu Jsou tu však ještě některeacute nejasnosti a je důležityacutem uacutekolem radioveacute astroshynomie a nukleaacuterniacute fysiky aby podmiacutenky vzniku zaacuteřeniacute vysvětlily a dosavadniacute poznatky doplnily

Radioveacute zaacuteřeniacute maacute spojiteacute emisniacute spektrum v němž dlouho nebyla nalezena žaacutednaacute zřetelnaacute čaacutera takže bylo sice možno studovat intensitu zaacuteřeniacute v různyacutech vlnovyacutech paacutesmech nebylo však možno zkoumat přiacuteshypadnyacute posuv spektra kteryacute v optickeacutem oboru přinaacutešiacute informace neshysmiacuterneacute ceny o hvězdnyacutech pohybech Teprve v roce 1951 byla přece jen objevena ve spektru radioveacuteho zaacuteřeniacute emisniacute čaacutera ionisovaneacuteho vodiacuteku o vlnoveacute deacutelce 211045 cm (frekvence 14204056 Me sec) jejiacutež studium umožňuje vyšetřovaacuteniacute galaktickeacute struktury i rotace soustavy Mleacutečneacute draacutehy

V radioveacute technice je snadneacute vybrat určitou frekvenci a kalibrovat ji vzhledem Ir absolutniacutem laboratorniacutem měrnyacutem jednotkaacutem takže rozbor spektra v oboru radiovyacutech vln je daleko meacuteně zatiacutežen systemashytickyacutemi chybami a empirickyacutemi korekcemi než spektroskopie ve fotoshygrafickeacutem uacuteboru Značnaacute čaacutest dosavadniacuteho vyacutezkumu struktury Galaxie byla v optickeacute

astronomii založena na studiu hvězdnyacutech pohybů určovanyacutech z rashydiaacutelniacutech rychlostiacute Tato metoda pro niž je podstatneacute měřeniacute Doppleshyrova posuvu spektraacutelniacutech čar daacutevala znameniteacute vyacutesledky Jak jsme již uvedli byla však omezena pro optickyacute obor jen na naše nejbližšiacute sousedstviacute

Po objeveniacute emisniacute čaacutery 21 cm bylo možneacute studovat pohyboveacute poshyměry a rozděleniacute hmoty v Mleacutečneacute draacuteze pomociacute radioastronomickeacuteho vyacutezkumu kteryacute pronikaacute i do vzdaacutelenyacutech čaacutestiacute Galaxie Bylo provedeno mnoho pozorovaacuteniacute za uacutečelem zjištěniacute radiaacutelniacuteho pohybu mezihvězdshyneacuteho vodiacuteku a na mnoha sniacutemciacutech byl skutečně objeven posuv uvedeneacute spektraacutelniacutemiddot čaacutery 21 cm a byly z něho určeny noveacute podrobnosti o pohyshybech v Galaxii Po provedeniacute redukce spektrogramů a odečteniacute vlivu pohybu Země kolem Slunce a Slunce vzhledem k ostatniacutem hvězdaacutem bylo možno vysvětlit většinu nalezenyacutech spektraacutelniacutech posuvů z Galakshytickeacute rotace Soustava Mleacutečneacute draacutehy otaacutečiacute se směrem vyacutechod - jihshyzaacutepad (odleva doprava) a lze předpoklaacutedat že jejiacute jednotliveacute subshysysteacutemy otaacutečejiacute se jako celky V galaktickeacute rovině je pak rozděleniacute rychlostiacute rotace určeno soustředěnyacutemi paacutesy při čemž čaacutesti nejbliacuteže položeneacute ke galaktickeacutemu středu majiacute největšiacute uacutehlovou rychlost čaacutesti

188

od středu vzdaacutelenějšiacute postupně menšiacute uacutehloveacute rychlosti Tyto vyacutesledky jsou ve shodě s dosavadniacutemi daty určenyacutemi optickou astronomiiacute s poshymociacute statistickyacutech metod

Vzdaacutelenost Slunce od středu soustavy Mleacutečneacute draacutehy vychaacuteziacute z radioshyastronomickyacutech měřeniacute na 26 000 světelnyacutech roků a jeho rychlost pohybu 216 km za vteřinu Posuv spektraacutelniacutech čar svědčiacute o radiaacutelniacutech rychlostech až 50 km za vteřinu bud směrem k Slunci nebo obraacuteceně Spektra ziacuteskanaacute z některyacutech směrů galaktickeacute roviny jeviacute rozděleniacute čaacutery 21 cm na dvě tři nebo i viacutece složek z nichž každaacute je vysiacutelaacutena jinyacutem mrakem mezihvězdneacute hmoty ktereacute jsou umiacutestěny v prostoru v teacutemž směru avšak různě daleko a majiacute různeacute rotačniacute rychlosti a takeacute různeacute rychlosti radiaacutelniacute

Rozděleniacute čar a jejich intensita svědčiacute takeacute o množstviacute a stavu hmoty kteraacute zaacuteřeniacute vysiacutelaacute Byla tak potvrzena existence spiraacutelniacutech ramen Mleacutečneacute draacutehy kteraacute pozoroval v poměrně nevelkeacutem okoliacute Slunce Morgan při vyšetřovaacuteniacute plynnyacutech mlhovin a hvězd spektraacutelniacutech typů O a B Zatiacutem co Morgan zjistil dvě ramena byla určena metoshydami radioveacute astronomie vně Slunce tři ramena Mleacutečneacute draacutehy Byly ziacuteskaacuteny noveacute uacutedaje o tvaru ramen jejich poloze v prostoru i o pohyshybovyacutech poměrech v různyacutech čaacutestech soustavy Bylo zjištěno na přiacuteshyklad že hustota hmoty mezi spiraacutelniacutemi rameny je desetkraacutete menšiacute než hustota hmoty v ramenech Bylo takeacute objeacuteveno že jedno rameno je asi 10 nad galaktickou rovinou v niacutež ležiacute ostatniacute ramena Zůstaacutevaacute však ještě nedořešena otaacutezka zdali jsou spiraacutelniacute ramena Galaxie vlečena nebo zda se Galaxie rozviacutejiacute Byla zkoumaacutena rotace dvou desiacutetek nejbližšiacutech spiraacutelniacutech mlhovin ale ani tak nebylo dosud dosashyženo jednoznačneacuteho vyacutesledku Věřiacuteme však že neniacute daleka doba kdy i v tomto ohledu bude jasno

Tak se splnilo nepředviacutedanou cestou daacutevneacute přaacuteniacute astronomů aby mohli pozorovat spiraacutelniacute ramena našiacute Galaxie a byla rozřešena zaacuteshysadniacute otaacutezka o směru rotace a podobě Mleacutečneacute draacutehy

Protože je soustava Mleacutečneacute draacutehy jenom jedniacutem z mnopa mmonů podobnyacutech hvězdnyacutech systeacutemů zkoumali pracovniacuteci radfoveacute astroshynomie zda jsou takeacute ostatniacute vesmiacuterneacute soustavy zdroji radioveacuteijo zaacuteshyřeniacute Velkyacutemi radiovyacutemi teleskopy z nichž dosud největšiacutem jeparashybolickeacute zrcadlo o průměru 67 metrů bylo skutečně radioveacute zaacuteřeniacute od nejbližšiacutech spiraacutelniacutech mlhovin zachyceno Byly dokonce ziacuteskaacuteny cenneacute podrobnosti o rozděleniacute intensity radioveacuteho zaacuteřeniacute velkeacute spiraacutelniacute mlhoshyviny v Andromedě Vyacutesledky vyacutezkumu bliacutezkyacutech galaxiiacute ukazujiacute že intensita radioveacuteho zaacuteřeniacute odpoviacutedaacute přibližně zaacuteřeniacute našiacute soustavy Mleacutečneacute draacutehy

Nepochybujeme že jsme teprve na počaacutetku vyacuteznamnyacutech objevů ktereacute doplniacute naše poznatky o stavu a rozloženiacute mezihvězdneacuteho vodiacuteku o hvězdnyacutech tělesech našiacute soustavě Mleacutečneacute draacutehy i o jinyacutech galaxiiacutech

189

o N UTN OSTI sVEToveacuteH o K ALE N DAacuteŘE

Dr HUB E RT S LO U KA

Nejstaršiacute a nejYyacuteznamnějšiacute vymoženostiacute astronomie je zavedeniacute kashylendaacuteře Jeho vznik ležiacute v dobaacutech tak nesmiacuterně vzdaacutelenyacutech že nelze stanovit ani tisiacuteciletiacute kdy se- pračlověk po prveacute pokusil do plynuleacuteho toku udaacutelostiacute sveacuteho života vneacutest jakyacutesi pořaacutedek a pravidelnost Je naacutem však jasneacute že měřeniacute a rozděleniacute doby ve dni ročniacute obdobiacute měshysiacutece a roky je nesrovnatelně staršiacute než zavedeniacute hodin minut a vteřin Zatiacutem co hodiny jako měřiče času byly vynalezeny někdy v třinaacutecteacutem stoletiacute kdy začaly sloužit vědeckyacutem uacutečelům byl kalendaacuteř již na vysoshykeacutem stupni dokonalosti jako vyacutesledek mnohotisiacutecileteacuteho snaženiacute a zdokonalovaacuteniacute člověkem Zatiacutem však co hodiny a měřeniacute času dosaacutehlo v nynějšiacute době neobvykleacute přesnosti a dokonalosti nemůžeme toteacutež řiacuteci o kalendaacuteři kteryacute neuspokojuje ani hvězdaacuteře ani potřeby běžneacuteho života a obsahuje mnoho nepravidelnostiacute a nesrovnalostiacute Je proto zavedeniacute dokonaleacuteho kalendaacuteře nutnyacutem požadavkem moderniacute doby kteraacute přibliacutežila a spojila naacuterOdy takovyacutem způsobem jako nikdy dřiacuteve

Tentokraacutete vychaacuteziacute naacutetlak na uskutečněniacute kalendaacuteřoveacute reformy z pokrokoveacute Indie kde kalendaacuteřoveacute poměry jsou až dosud velmi neshydokonaleacute a chaotickeacute I dnes se ještě použiacutevaacute v Indii až na čtrnaacutect různyacutech kalendaacuteřů a oficiaacutelniacute almanach kteryacute vydaacutevaacute každoročně indickaacute vlaacuteda obsahuje čtyři nejrozšiacuteřenějšiacute a nejviacutece užiacutevaneacute kalenshydaacuteře mezi nimi takeacute naacuteš Řehořskyacute a Mohamedaacutenskyacute Tato obsažnaacute publikace maacute asi 3273 stran a přepočiacutetaacutevaacuteniacute různyacutech kalendaacuteřniacutech uacutedajů zabere mnoho času a nesmiacuterně ztěžuje jak oficiaacutelniacute vlaacutedniacute tak i soukromou činnost Pro dalšiacute rozvoj Indie je proto nesmiacuterně užitečnyacute zaacutekrok kteryacute nedaacutevno učinil znaacutemyacute vynikajiacuteciacute fysik indickyacute profesor Meg Nad Haha Jako předseda komise pro refonnu kalendaacuteře v Indii učinil tento naacutevrh

Je třeba vybudovat indickyacute Grennwich kde budou konaacuteny všechny nutneacute počtaacuteřskeacute praacutece pro vydaacutevaacuteniacute indickyacutech efemerid nautickyacutech a leteckyacutech ročenek a kde kalendaacuteř se bude opiacuterat o slunečniacute kalendaacuteř pro celou Indii Je třeba opustit lunaacuterniacute kalendaacuteře použiacutevaneacute v civilshyniacutem životě a deacutelku roku stanovit na 3652422 dne Rovněž je nezbytně nutneacute počiacutetat dny od půlnoci do půlnoci a nynějšiacute nepravidelneacute měsiacutece nahradit měsiacuteci jak jsou zavedeny v noveacutem Světoveacutem kalendaacuteři

Jakeacute vyacutehody maacute tento novyacute Světovyacute kalendaacuteř oproti dosud použiacutevashyneacutemu Řehořovu Jsou takoveacuteho raacutezu že se za něj staviacute dnes celyacute astronomickyacute svět a všechny pokrokoveacute staacutety ktereacute nevyacutehody dosud použiacutevaneacuteho kalendaacuteře staacutele viacutece a viacutece pociťujiacute

Novyacute Světovyacute kalendaacuteř je stejně solaacuterniacute jako kalendaacuteř nynějšiacute to znamenaacute že jeho rozděleniacute v dni a měsiacutece se opiacuteraacute o stejnoměrneacute rozděleniacute doby oběhu Země kolem Slunce a bere ohled na pravidelneacute

190

---- - - - -

střiacutedaacuteniacute ročniacutech obdobiacute Obsahuje rovněž dvanaacutect měsiacuteců a 52 tyacutednů po sedmi dnech Posledniacute den v roce třistapětašedesaacutetyacute te vsunut mezi dva tyacutedny takže je mimo tyacuteden a je označen jako Světovyacute den s datem 31 prosince nebo W prosinec Měl by byacutet slaven jako Světovyacute svaacutetek a znamenal by takeacute uceleneacute zakončeniacute časoveacuteho obdobiacute jednoho roku

SVĚTOVYacute KALENDAacuteŘ

LEDEN NPUacuteSCPS

l 1234567 ~ 8 9 10 11 12 13 14 E 15 16 17 18 19 20 21 t) 22 23 24 25 26 27 28 ~ 29 30 31

DUBEN NPUacuteSCPS

l 1234567 ~ 8 9 10 11 12 13 14 E 15 16 17 18 19 20 21 t) 22 23 24 25 26 27 28 N 29 30 31

ČERVENEC NPUacuteSCPS

123456711 8 9 10 11 12 13 14 ~ 15 16 17 18 19 20 21 t) 22232425262728 ~ 29 30 31

Ř iacute JEN NPUacuteSCPS

1234567 2 8 9 1011 12 13 14 ~ 15 16 17 18 19 20 21 t) 22 23 24 25 26 27 28 29 30 31

UacuteNOR NPUacuteSCPS

1234 5 6 7 8 9 10 II 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30

KVĚTEN

NPUacuteSCPS

1234 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30

SRPEN NPUacuteSCPS

1234 5 6 7 8 9 10 II 12 13 14 15 16 17 18

BŘEZEN

NPUacuteSČPS

12 3 4 5 6 7 8 9 10 II 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30

ČERVEN

NPUacuteSCPS

12 3 4 5 6 7 8 9 10 II 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30 W

NP

zAŘ UacuteSCPS

I

3 4 10 11

12 5 6 7 8 9 12 13 14 15 16

I

1920212223242517181920212223 26 27 28 29 30

I L I S TOP A D NPUacuteSCPS

1234 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30

24 25 26 27 28 29 30

PRO S lNE C NPUacuteSCPS

12 3 4 5 6 7 8 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30 W

Světovyacute den (Světovyacute svaacutetek) W neb 31 prosine~ (365 den) naacutesledue po 3D prosinci každeacuteho roku I W - den přestupneacuteho roku (Světovyacute svaacutetek) nebo 31 ČerVen naacutesledue 30 června každeacuteho přestupshy

neacuteho roku

191

I

9

V přestupnyacute rok kdy ziacuteskaacutevaacuteme jeden den nebyl by tento vsunut na konec uacutenora jak obvykle nyacutebrž mezi- 30 června a 1 července Byl by označen jako 31 červen nebo jako VV červen rovněž jako Světovyacute den Opakoval by se vždy po čtyřech letech tak jako dosud

Velkou vyacutehodou Světoveacuteho kalendaacuteře by byla stejnost roků každeacute datum by připadalo vždy na stejnyacute den v roce 1 ledna by vždy přishypadlo na neděli 1 uacutenora vždy na středu 1 března vždy na paacutetek 1 dubna vždy na neděli atd Nebylo by třeba tisknout každyacute rok novyacute kalendaacuteř vyrytyacute do kamene neb do kovu stal by se jak potřebnou tak i ozdobnoo součaacutestiacute veřejnyacutech budova miacutestnostiacute (Viz str 191)

Nejvhodnějšiacute den pro zavedeniacute noveacuteho kalendaacuteře byl by 1 leden 1956 kteryacute připadaacute na neděli anebo až 1 ledna 1951 kdy rovněž je

bull neděle Lze očekaacutevat že spojeniacutem všech pokrokovyacutech sil k tomuto zdokonaleniacute našeho kalendaacuteře co nejdřiacuteve dojde

PROM~NNEacute HV~ZDY

B V KUKARKIN

(v pokračovaacutemiacute)

Proměnneacute hvězdy typu Mim Ceti

Proměnneacute hvězdy typu Mira Ceti se nazyacutevajiacute ty proměnneacute hvězdy velkeacute posloupnosti jejichž periody jsou v rozmeziacute od 50 do 650 dniacute amplitudy změny jasnosti ve visuaacutelniacutech a fotografickyacutech paprsciacutech jsou vyššiacute než 25 m (průměrně 47 m) a ve spektrech v době maxima jsou vidět intensivru jasneacute čaacutery vodiacuteku a jinyacutech prvků Všechny proshyměnneacute hvězdy tohoto typu majiacute niacutezkeacute teploty velkaacute většina jich (90 ) patřiacute ke spektraacutelniacute třiacutedě Me a mnohem menšiacute čaacutest (přibližně po 5 ) spektraacutelniacutem třiacutedaacutem Se Ne

Mnohaletaacute zkoumaacuteniacute spekter těchto hvězd kteraacute se konala v SSSR akademikem G A Šajnem a v USA P Merrillem vedla k objeveniacute mnoshyhyacutech a různyacutech fysikaacutelntch zvlaacuteštnostiacute hvězd tohoto typu Kromě toho tyto hvězdy vzhledem k velkyacutem amplitudaacutem a snadnosti pozorovaacuteniacute 400 proměnnyacutech hvězd typu Mira Cetiacute za celou dobu jejich pozorovaacuteniacute byly vždycky obliacutebenyacutemi objekty pro visuaacutelniacute určeniacute jasnosti a v době posledniacutech desiacutetek let mnoho set jich přišlo na program amateacuterskyacutech společnostiacute pozorovatelů proměnnyacutech hvězd a neustaacutele se pozorujiacute Velkeacute amplitudy těchto hvězd způsobujiacute snadnost objevu Lze tvrditi že znaacuteme prakticky všechny proměnneacute hvězdy tohoto typu jasnějšiacute než 10 m v maximu Všechny tyto přiacutezniveacute okolnosti vedly k t0Jnu že proměnneacute hvězdy typu Mira Cetiacute mohou byacutet v přiacutetomneacute době poshyvažovaacuteny po mnoha straacutenkaacutech za nejleacutepe prozkoumaneacute objekty z proshy

192

měnnyacutech hvězd všech typu V přiacutetomneacute době je znaacutemo viacutece než 3000 proměnnyacutech hvězd typu Mira Ceti

Deacutelka periody proměnneacute hvězdy představuje iednu z nejzaacutekladnějshyšiacutech a v dnešniacute době lehce určitelnyacutech charateristik proměnnostiacute Proshyměnneacute hvězdy typu Mira Ceti z nichž se mnoheacute nepřetržitě pDzorujiacute kolem 100 let a některeacute jednotliveacute hvězdy již několik stoletiacute předstashyvujiacute vděčnyacute materiaacutel pro zkoumaacuteniacute otaacutezky o změně deacutelky periody s dobou Objeveniacute sekulaacuterpiacutech změn periody proměnnyacutech hvězd mělo by velmi důležityacute vyacuteznam kdyby bylo možno dokaacutezat vyacutevojovyacute vyacuteshyznam těchto změn Velkaacute většina proměnnyacutech hvězd typu Mira Ceti opravdu jsou charakteristickeacute skutečnyacutemi koliacutesaacuteniacutemi period Ale ještě roku 1929 Eddington a Plakidis (A Eddington S Plakidis M N 90 65 1929) poukaacutezali a v roce 1934 Sterne ještě přesvědčivěji dokaacutezal (T Sterne Harv Circ 386 a 387 1934) že tato skutečnaacute koliacutesaacuteniacute představujiacute naacutesledek samotneacute podstaty periodickyacutech procesů a v žaacutedshyneacutem přiacutepadě nemajiacute vyacutevojovyacute charakter V roce 1938 bylo uveřejněno zkoumaacuteniacute Sterneho a Campbella (T Sterne L Campbell Harvard Annals 105 1938) Autoři sebrali všechny uacutedaje o periodaacutech teacuteměř 400 proměnnyacutech hvězd typu Miacutera Ceti za celou dobu jejich pDwrovaacuteniacute a přiložili k těmto nahodilyacutem statistibkyacutem vyacuteběrům souhlasneacute kriteshyrium Pirsonovo (t zv kriterium x2 ) kteryacute rozdělil materiaacutel podle času a podle deacutelky periody Pro velikou většinu hvězd pravděpodobshynost většiacutech než pozorovanyacutech nahodilyacutech rozdiacutelů v deacutelce periody se ukaacutezala byacuteti bliacutezkaacute jednotce Jinyacutemi slovy theoretickou představu pozorovaneacuteho rmiddotozloženiacute za pomoci zaacutekona přirozeneacuteho rozloženiacute lze poklaacutedat za dobrou a nelze předpoklaacutedat žaacutedneacute změny v deacutelce periody ktereacute by měly vyacutevojovyacute charakter (jEtn dvě hvězdy R Hydrae aR Aquishylae ukaacutezaly skutečneacute změny periody ktereacute pravděpodobně nemohou byacutet vysvětleny nahodilostiacute vyacuteběru) Nemůže tedy byacutet ani řeči o objeshyvovaacuteniacute vyacutevojovyacutech proměn period proměnnyacutech hvězd typu Mira Cetiacute Avšak čas je našiacutem spolehlivyacutem spojencem ve věci poznaacuteniacute vněišiacuteho světa a opakovaacuteniacute baacutedaacuteniacute podobnyacutech praacuteci Sterneho a Campbella za několik desiacutetek let může veacutesti k objevům vyacutevojovyacutech tendenciacute ve změshyně period proměnnyacutech hvězd

Již před šedesaacuteti lety bylo objevenože ve spektrech proměnnyacutech hvězd typu Mira Ceti se pozorujiacute emisniacute čaacutery vodiacuteku a jinyacutech prvků Je však znaacutemo že proměnneacute hvězdy typu Mira Ceti isou hvězdami s nejnižšiacutemi teplotami (1600deg K až 3300deg K) jejichž spektra jsou chashyrakteristickaacute molekulaacuterniacutemi paacutesy (kysličniacutek titanu kysličniacutek zirkonu uhliacutek kyan uhlovodiacuteky atd) PřiacutetOIlli1ost absorpčniacutech molekulaacuterniacutech paacutesů a emisniacutech čar vodiacuteku a ionisovaneacuteho železa v teacutemže spektru vyžadujiacuteciacutech pro svou excitaci vysokeacuteho stupně energie se na prvniacute pohled zdaacute byacutet neslučitelnaacute Je zcela přirozeneacute že probleacutemu studia podstaty emisniacutech spekter proměnnyacutech hvězd typu Mira Ceti se věnoshyvalo a věnuje mnoho pozornosti Zvlaacutešť zaJiacutemavaacute isou všestrannaacute a

193

I

důslednaacute studia akademika Šajna (G A Šajn Izv AN SSSR 9 61 1945) provedenaacute během posledniacutech deseti let Omeziacuteme se zde stručshynyacutem vyacutekladem jeho studiiacute protože mnohopočetnaacute a různorodaacute studia jinyacutech autorů hlavně Merrilla v USA neřešiacute probleacutemy tak důkladně a široce

Mimo zaacutehadnost sameacute existence emisniacutech čar vysokeacuteho excitačniacuteho potenciaacutelu ve spektrech proměnnyacutech typu Mira Ceti nemeacuteně zaacutehadshynyacutemi se ukaacutezaly byacutet podivneacute nepravidelnosti v proměnnyacutech intensishytaacutech těchto čar Tyto nepravidelnosti (na přiacuteklad v Balmerově serii vodiacuteku čaacutera Ht je značně intensivnějšiacute než HlO a čaacutera Ho nejčastěji neniacute vůbec viditelnaacute) se nachaacutezejiacute v protikladu s theoriiacute a nikdy se nepozorujiacute u hvězd s vysokou teplotou a emisniacutemi spektry Akademik Šajn přesvědčivě ukaacutezal že prakticky všechny pozorovaneacute velmi poshyčetneacute nepravidelnosti mohou byacutet vysvětleny hypoteacutesou fysikaacutelniacuteho zakryacutevaacuteniacute některeacute emisniacute čaacutery zmenšujiacute svou intensitu a měniacute profil když se na cestě paprsku ven z hvězdy setkaacutevajiacute atomy nebo molekuly schopneacute absorbovat jim odpoviacutedajiacuteciacute kmitočet kdežto jineacute emisniacute čaacutery se vyzařujiacute bez překaacutežky Totiž kolem doby maxima když zvlaacutešť jasně se projevujiacute některeacute nepravidelnosti v atmosfeacuteře proměnnyacutech hvězd typu Mira Ceti neniacute efektivniacute stav hmoty způsobujiacuteciacute emisniacute spektrum vyššiacute než efektivniacute stav hmoty způsmiddotobujiacuteciacute absorpčniacute spektrum Nic podobneacuteho se nepozoruje u hvězd s vysokou teplotou u nichž emisniacute hmota se naleacutezaacute ve vrchniacutech vrstvaacutech atmosfeacutery a někdy i tvořiacute odděshylenyacute obal

Šajn ukazuje na velmi zaacutesadniacute zvlaacuteštnost powrovanyacutech nepravidelshynostiacute v emisniacutech čaraacutech nepravidelnosti se zmenšujiacute s deacutelkou doby od maxima (se zvětšeniacutem faacuteze) a často bliacutezko u minima uacuteplně miziacute Přiacuteshyčina zmenšeniacute nepravidelnostiacute s faacuteziacute tkviacute v tom že efektivniacute stav hmoty způsobujiacuteciacute emisniacute spektrum se staacutele zvyšuje zatiacutem co efekt fysikaacutelniacuteho zakryacutevaacuteniacute se přirozeně zmenšuje Tato hmota maacute vzeshystupnyacute pohyb v atmosfeacuteře ponenaacutehlu dosahuje velmi vysokyacutech jejiacutech vrstev a snad ji uacuteplně opouštiacute Hypoteacutesa vzestupneacuteho pohybu hmoty se potvrzuje už daacutevno znaacutemyacutem faktem že rychlost paprsku z emisniacutech čar je vždy matematicky menšiacute než rychlost paprsků z čar absorpčshyniacutech to znamenaacute že vrstva vytvaacuteřejiacuteciacute emisniacute čaacutery maacute vzhledem k vrstvě vytvaacuteřejiacuteciacute spektrum absorpčniacute pohyb vnějšiacute Rychlost toshyhoto vzestupneacuteho pohybu je pro různeacute hvězdy v meziacutech od 20 do 30 kmsec

Nehledě na to že nemůžeme zpozorovat moment kdy nastane vyacuteron hmoty způsobujiacuteciacute emisniacute spektrum z hlubokyacutech vrstev do atmosfeacutery a přesně zaznamenat moment kdy tato hmota v průběhu vzestupneacuteho pohybu opouštiacute atmosfeacuteru můžeme zjistit hodnotu vyacutešky atmosfeacutery aspoň podle trvaacuteniacute viditelnosti vyzařovanyacutech čar a poměrneacute rychlosti vyzařujiacuteciacute vrstvy Vyacuteška atmosfeacutery dosahuje hodnoty 1013 cm to je hodnoty poloměru veleobra Hvězdy typu Miacutera Ceti tedy majiacute značně

194

roztažitelnou a zředěnou atmosfeacuteru Přiacutetomnost vysokyacutech atmosfeacuter je nutnou podmiacutenkou pro uskutečněniacute fluorescence kteraacute představuje jedinyacute mechanismus schopnyacute vysvětlit existenci emisniacutech čar Avšak tato podmiacutenka nestačiacute Je nutnaacute ještě silnaacute ultrafialovaacute radiace tak neočekaacutevanaacute u chladnyacutech hvězd typu Miacutera CetL

Šajn ukaacutezal že použiacutevajiacutece pro vysvětleniacute nepravidelnostiacute v intenshysitaacutech čar emisniacuteho spektra efekt fysikaacutelniho zakryacutevaacuteniacute a přihliacutežejiacutece k tomuto efektu dostaacutevaacuteme pro proměnneacute hvězdy typu Mira Ceti norshymaacutelniacute emisniacute spektrum shodneacute s emisniacutem spektrem horkyacutech hvězd (Be) a teacutež novyacutech hvězd v počaacutetečniacute periodě objeveniacute emisniacutech čar Tedy u všech třiacute uvedenyacutech typů nehledě na ostreacute rozdiacutely v absorpčshyniacutech spektrech neniacute velkyacutech rozdiacutelů v emisniacutech spektrech a jsou všeshychny důvody k předpokladu jejich společneacuteho původu Emisniacute spekshytrum těchto hvězd s efektivniacute teplotou řaacutedově 2500deg K Absorpčniacute spekshytra hvězd typu Mira Ceti při stejneacute teplotě před i po maximu isou prakticky stejnaacute zatiacutem co emisniacute spektra jsou značně rozdiacutelnaacute Tvoshyřeniacute emisniacutech čar vodiacuteku a ionisovaneacuteho železa pozorovanaacute šiacuteře vodiacuteshykovyacutech emisniacutech čar u hvězd typu Mira Ceti a intensita vysokyacutech čleshynů Balmerovy serie nevyhnutelně vede kzaacutevěru že intesita vzbuzujiacuteciacute radiace musiacute miacutet nesrovnatelně většiacute vyacuteznam odpoviacutedajiacuteciacute thermoshydynamickeacute rovnovaacuteze při teplotě 2500deg K

Ze všeho toho vyplyacutevaacute že přiacutečinou vyacuteskytu emisniacuteho spektra u hvězd typu Mira Ceti může byacutet jenom mohutnaacute ultrafialovaacute radiace jejiacutež vyacuteznam ie v mnoha směrech většiacute než vyacuteznam odpoviacutedajiacuteciacute černeacutemu zaacuteřeniacute hvězdy při teplotě 2500deg K Přiacutetomnost takoveacute radiacuteace zaacuteroveň s existenciacute roztažitelneacute atmosfeacutery je dostatečnou podmiacutenkou pro tvoshyřeniacute emisniacutech čar podle schematu (pokračavampniacute)

A + hy-gtA + e-gtA + h(Y1 + 12 + ) Přeložil Zdeněk Sekanina

o KONČiacuteciacuteM 11 LET Eacute M C Y K L U SL U NE čNiacuteCH S K V R N

Dr MILOSLAV KOPECKYacute

Astronomickyacute uacutestav ČsAV Ondřejov

V současneacute době jsme v obdobiacute minima slunečniacute činnosti mezi 18 a 19 cyklem slunečmiacute činnosti podle curyšskeacuteho čiacuteslovaacuteniacute (cyklus slunečniacute činii-Osti čiacuteslo l podle tohoto čiacuteslovaacuteniacute začal r 1755) MŮžeme si tedy již něco bližšiacuteho řiacuteci o middotkonshyčiacuteciacutem 18 cyklu slunečnich skvrn jehož průběh neniacute bez zajiacutemavostiacute ve srovnaacuteniacute s předchoziacutemi cykly

Minimum vyrOvnanyacutech měsiacutečniacutech průměrů relativniacutech čiacutesel ktereacute předchaacutezelo tomuto cyklu nastalo v uacutenoru T 1944 Po něm nastal poměrně prudkyacute vZlestup slunečniacute činnosti a již za necelyacutech 31h roku v polovině r 1947 dosaacutehla slunečniacute činnost maxima Maximum vyrovnanyacuteCh měsiacutečniacutech pri1měrů relativniacutech čiacutesel nastalo v kvěbnu 1947 a dosaacutehlo abnormaacutelně vysokeacute hodnoty 1518 jednotek relashy

195

ti vniacuteho čiSJa Po tomta maximu nenastal však pakles relativniacutech čiacutesel nyacutebrž vyravnaneacute měsiacutečniacute prftměry se udržavaly staacutele na vysakeacute hadnatě Až do srpna 1949 tedy pa viacutece jak dva raky neklesly pod 130 jednotek relativniacuteho Ciacutesla Ba naopak v řiacutejnu 1948 nastalo jejich vedlejši maximum ktereacute dosaacutehLo 1485 jedshynotek a bylo tedy poUZI o 33 jednotky relativniacuteho čiacutesla nimiddotžšiacute než hIavniacute maxi~ mum v r 1947 Až teprve po něm nastal znovu pozvolnyacute a piacutek již celkem norshymaacutelniacutepokles relaHvniacutech čiacutesel (Viz obr 1)

Tento -to j 18 cyklus slunečniacutech skvrn je již zajiacutemavyacute svyacutem abnormaacutelně vysokyacutem a dlouhotrvajiacuteciacutem maximem Je druhyacutem nejvyššiacutem cyklem slunečniacutech skvrn z dosud znaacutemyacutech cyklft V U1ibulce I jsou pro pozomiddotrovaacuteniacute uvedeny některeacute uacutedaje o 4 dosud nejvyššiacutech cyklech slunečniacutech skvrn Z tabulky vidiacuteme že kraacutetshykost doby vzestupu TM t j doby mezi minimem a maximem u 18 cyklu nenl nikterak vyacutejimečnaacute vzhledem k vyacutešce maxima neboť čiacutem maacute cyklus vyš~ mashyximum tiacutem maacute kraUliacute vzestupnou dobu

Tabulka J

3 17784 1585 29 16 4 17881 1412 34 12 8 18372 1469 33 13

18 19475 1518 33 32

Skutečně abnormaacutelně dlouheacute je však trvaacutenl vysokeacuteho relaAivniho čiacutesla Z tashybulky I vidiacuteme že doba T po niacutež byly vyrovnaneacute měsiacutečniacute prftměry relativniacutech čiacutesel vyššiacute než 130 jednotek je u 18 cyklu dTlakraacutet delšiacute než u dosud nejvyššiacuteho cyklu s maximem v r 17784 Toto jakož i existence podružneacuteho maxima v roce 1948 pouze o 33 jednotky nižšiacuteho než hlavni maximum v r 1947 vedlo k uacutevahaacutem zda maximum cyklu skutečně nastalo v r 1947 a zda nenastalo až v r 1948 Zkoumaacuteme-Ii však miacutesto relativniacuteho čiacutesla počet všech vzniklyacutech skupin skvrn za jeqnotku času zjistiacuteme jak ukaacuteZal autor člaacutenku že průběh počtu vzniklyacutech skupin za jednotku času maacute velmi ostreacute a vysokeacute maximum v r 1947 a vedlejšiacute maximum v r 1948 maacute poměrně slabě vyjaacutedřeno a mnohem nižšiacute než maximum v r 1947 (viz obr 2) Z toho vyplyacutevaacute že maximum 18 cyklu slunečniacutech skvrn Skutečně nastalo v polovině r 1947

Podle t zv Turnerova pravidJa střiacutedajiacute se cykly s lysokyacutem a niacutezkyacutem maxishymem a to tak že cykly sudeacute majl vždy nižšiacute maximum než oba ISOUsooniacute cykly IWheacute potlle curyšskeacuteho čiacuteslovaacuteniacute

18 cyklus jako cyklus sudyacute tvořiacute však vyacutejimku z Turnerova praviacutedla neboť je vyššiacute než předchoziacute 17 cyklus kteryacute v maximu dosaacutehl 1192 jednotekrelativshyniacuteho čiacutesla Vezmeme-li pak v uacutevahu zaacutevislost vyacutešky maxima licheacuteho na vyacutešce maxima předchoziacuteho sudeacuteho cyklu nalezenou autorem pak nastaacutevajiacuteci 19 cyklus slunečniacutech skvrn by musel v maximu dosaacutehnout 20B jednotek relativlUacuteho čiacutesla což je značně nepravděpodobneacute Tato okolnost že toUž současnyacute 18 cyklus slushynečniacutech skvrn tvořiacute vyacutejimku z Turnerova pravidla je opět jednou ze zajiacutemavosti tOhoto cyklu neboť za posledniacutech 100 let kdy jsou smiddotkutečně spolehlivaacute pozoroshyvaacuteni slunečniacutech skvrn nebylo Turnerovo pravidlo porušeno

Podrobnějšiacute studium teacuteto otaacutezky však ukazuje že porušelUacute Turnerovmiddota pravidla o střiacutedaacuteniacute vysokyacutech a niacutezkyacutech cyklft je nejspiacuteše zpftsobeno nevhodnostiacute dosud užiacutevanyacutech charakteristik slunečniacute činnosti Tak na př Kleczek ukaacutezal že 17 cyklus slunečniacute činnosti byl mnohem bohatšiacute na chromosfeacuterickeacute erupce než 18 cyklus což je ve shodě s Turnerovyacutem pravidlem Stejně tak i prftměrnaacute životniacute doba skupin skvrn je v 17 cyklu skvrn delšiacute než v 18 cyklu jak ukaacutezal autor což znamenaacute že 17 cyklus měl prftměrně mohutnějšiacute skupiny skvrn než cyklus 18 Lze tedy spiacuteše předpoklaacutedat že ve skutečnosti 18 cyklus slunečniacute činnosti Turnerovo pravidlo neporušuje a Že jeho porušeniacute vyplyacutevajiacutec ze studia prftběhů relativniacutech čiacutesel je jen zdaacutenliveacute

Jak nezaacutevisle na sobě ukaacutezali Kleczek a autor bylo vysokeacute relativniacute čiacuteslo 18

196

100

cyklu slunečniacutech skvrn zpl1sobeno velkyacutem množstviacutem drobnyacutech skupin skvrn Jak patrno na obr 2 vzniklo v roce 1947 sice velkeacute množstviacute skupin skvrn Jejich průměrnaacute životniacute doba byla však velmi kraacutetkaacute to znamenaacute že to byly včtšinou velmi maleacute skupiny skvrn Ke stejneacutemu vyacutesledku došel Kleczek studiem zastoupeniacute různyacutech typů skupin skvrn v 17 a 18 cyklu Zatiacutem co ranyacutech typfi skupin skvrn A B CaD bylo v 18 cyklu mnohem viacutece než v cyklu 17 typu F representujiacutecich nejmohutnějšiacute stadium skupin skvrn bylo v 17 i 18 cyklu prakticky stejně a typů H bylo v 18 cyklu dokonce meacuteně než v cyklu 17 Tyto podrobnost i nemůže však relativniacute čiacuteslo v žaacutedneacutem přiacutepadě vyjaacutedřit Opět z toho vidiacuteme že relativniacute čiacuteslo neniacute vhodnou charakteristikou slunečniacutech skvrn pro vyacutezkum jejich periodicity

Vidiacuteme tedy že končiacuteciacute 18 cyklus slunečniacute činnosti maacute řadu zajiacutemavostiacute ve sveacutem průběhu a bude si jistě ještě zasluhovat podrobnějšiacuteho studia

tOL

8 ~O

6

100

50so

gtsI9rS f9S0 f9S0

Obr 1 Obr 2

Obr 1 Průběh vyrovnatnyacutech měsiacutečniacutech průměrů relativniacuteho- čiacutesla v 18 cyklu slunečniacute čimnosti - Obr 2 Průběh počtu vzoniklyacutech -lkupin skvrn na celeacutem Slunci (horniacute křivka) a jejich průměrneacute životniacute doby To (dolni křivka) v 18

cyklu 8~unečniacute činnosti

197

PŘEDBĚNA ZPRAacuteVA O GEOMAGNETICKl AKTIVITĚ PŘI CASTECNlM ZATMĚNI SLUNCE 30 CERVNA 1954

PODLE MĚŘENI NA OBSERVATOŘI PRŮHONICE U PRAHY

Některeacute probleacutemy souvisiacuteciacute se studiem změn vnějšiacute čaacutestigeomagnetickeacuteho pole v zaacutevislosti na slunečniacute činnosti mohou byacutet vhodně řešeny detailniacutem rozshyborem geomagnetickeacute aktivity během zatměniacute Slunce

Kolektiv pracovniacutekti geomagnetickeacuteho odděleniacute GUacute CSAV věnoval proto zvyacuteshyšenou pozornost sledovaacuteniacute geomagnetickeacute aktivity při zatměniacute 30 června t r a podrobně vyhodnocuje vyacutesledky Předběžneacute vyacutesledky zde stručně uvedeneacute byly ziacuteskaacuteny proměřenim magnetoshy

glamfi staničniacutech variometrfi a hodnoty zprac ovaacuteny podle absolutniacutech měřeniacute provedenyacutech K Bodlaacutekem a B Pec1inovskyacutem Absolutniacute měřeniacute byla konaacutena teacutež během zatměniacute kromě toho V Cernyacutea M Schoř provedli při zatměniacute řadu relativnich měřeniacute H a Z Schmidtovyacutemi polniacutemi vahami

Z magnetogramti prfihonickeacute observatoře byly vybraacuteny magneticky klidneacute dny před a po zatměniacute (vyloučen byl den zatměniacute aby přiacutepadnaacute porucha ptisobenaacute zatměniacutem neovlivnila vyacutesledky) ktereacute poskytly materiaacutel pro odvozeniacute křivky normaacutelniacuteho prfiběhu geomagnetickyacutech elementti charakterisujiacutecl celkovou tenshydenci magnetickeacuteho pole Pořadnice normaacutelniacute křivky byly vzaty jako norshymaacutelniacute hodnoty pro den zatměni

Obdobiacute zatměniacute se vyznačuje celkovyacutem zvětšenlm hodnot elementti vzhledem k normaacutelniacute křivce Počaacutetek tohoto zvětšeniacute hodnot elementti připadaacute na 10 hod SEC tedy viacutece než dvě a ptil hodiny před začaacutetek zatměniacute a konči kraacutetce po 15 hodině tedy v době konce čaacute~ečneacuteho zatměniacute staUsticky byla určena pravděshy

podobnost jak dalece se muacuteže mezi 10-15 hod SEC vyskytnout naacutehodnaacute magshynetickaacute porucha (se zvětšeniacutem hodnot elementti) v den zatměni na zaacutekladě

30 VI 1954 PRŮHONICE

---L I I =--====--==--__s~~=Iacuteshysč SlOl II 13 It 15-------1 --=== _ f--L~middot middotmiddot middotmiddot~--_~~_ H ------------------~-shy

1 I

===-L~-~J-z

---===J 19B

hodnot vyčiacuteslenyacutech maacutegnetogramo čtrnaacutect dnO před a po zatměniacute počiacutetajiacutec v to den zatměniacute Z vyacutepočtů vychaacuteziacute pro tyto naacutehodneacute poruchy (Pf) g~omagnetickeacuteho pole pravděpodobnosti pro

D H (Pf) 23 9

Vyskytla-li se tedy během zatměniacute odchylka od normaacutelniacuteho proběhu je malaacute pravděpodobnost že byla celaacute zpflsobena naacutehodnou magnetickou poruchou a nashyopak je velkaacute pravděpodobnost že byla tato odchylka způsobena zatměniacutem většiacute čaacutestiacute Jejiacute velikost v by byla doplňkem do 100 vzhledem k (Pf) a činiacute tedy pro D 77 a pro H 91

Statisticky byla teacutež určena velikost naacutehodneacute poruchy pro D a H Odečterum takto ziacuteskanyacutech hodnot omiddotd hodnot určenyacutech PN) pomchu jež se vyskytla během zatměniacute vychaacuteziacute rozdily pro

D H 04 plusmn 01 9y plusmn 2y

což mohou byacutet změny zpflsobeneacute zatměniacutem Slunce Na kopii magnetogramu (obr 1) z obdobiacute zatměni je normaacutelniacute křivka tečmiddotkoshy

vaacutena Začaacutetek střed a konec zatměniacute jsou označeny šipkami s iacutendexy 1 2 3 H D Z jSOU křivky variaciacute BD BH Bz přiacuteslušneacute base TH Tz teploty Při konci z8ltměniacute je patrnyacute zajiacutemavyacute rychlejšiacute pokles elementů D a H Je jedmou většiacute odohylkou od celkoveacuteho průběhu poruchy v obdobiacute zatměniacute P05ile zjištěniacute pozoshyrovatelů Lidoveacute hvězuaacuterny v Praze na Petřiacuteně se ve směru posledniacuteho kontaktu vyskytla eruptiVTIiacute protuberance

LiteratUTa l Lelio Gama Magnetic effects ohserved at Vassouras Brazil during the solar Eclipse of May 20 1947 Z časopisu Terrestrial Magnetism ana Atmospheric Electricity prosinec 1948

2 Jan Bouška Zemskyacute magnetismus - Praha 1949 3 Vladimiacuter Černyacute Zemskyacute magnetismus (zaacuteJkladru pojmy a poznatky) - rUše

hvězd 51954 Praha-Vokovice 20 VII 1954 Vl-adimiacuter Černyacute

NOVEacute OBJEVY A VYacuteZKUMY o VZNIKAacuteNiacute HVĚZD V ŘETiacuteZCiacuteCH

Praacutece V A Ambarcumjana a jeho spolUlpracovnlkfi o vzniacuteku hvězd ve hvězdshynyacutech associaciacutech po prveacute dokaacutezaly že hvězdy nevznikly najednou v jedinyacute okashymžik nyacutebrž že vzrukajiacute neustaacutele i v dnešniacute době Tyto praacutece teacutež ukaacutezaly že hvězdy nevznikajiacute ojediněle nyacutebrž v celyacutech skupiacutenaacutech Nebylo však dosua objeshyveno jakyacutem způsobem hvězdy vznikajiacute bylo pouze možno předpoklaacutedat že vznikajiacute z mezihvězdnyacutech mračen prachu a plynu Spraacutevnost tohoto předpokladu byla dokaacutezaacutena až objevy V G Fesenkova a D A Rožkovskeacuteho

Tito autoři ziacuteskali Maksutovou komorou na observatoři Alma-Ata řadu sniacutemků řasovyacutech mlhovin v Labuti (NGC 6960 6992-6995) jakož i řady jinyacutech mlhovin v nichž se vyskytujiacute alespoň je)notlivaacute mlohovinnaacute vlaacutekna Tyto sniacutemky byly ziacuteskaacuteny jak v biacuteleacutem světle tak i v červeneacutem žluteacute a modreacute čaacutesti spektra Na těchto sniacutemciacutech je patrno seskupeniacute hvězd nachaacutezejiacuteciacutech se v mlhovině a na jejiacutem~ okraji ve hvězdneacute řetizky o 3 až 15 hvězdaacutech při čemž pod hvězdnyacutem ňetiacutezkem rozumiacuteme hvězdy stejneacute velikosti ležiacuteciacute ve stejnyacutech veaacutejemnyacutech vzdaacuteshylenostech na přiacutemce nebo khvce Takoveacuteto řetiacutezky jsou často obklopeny vlaacuteknem mlhoviny nebo jsou pokračovaacuteniacutem některeacuteho mlhovinneacuteho vlaacutekna a často kromě hvězd obsahujiacute i pouheacute zhuštěniacuteny m~hovinneacuteho vlaacutekna ktereacute stojiacute v těch miacutesshytech kde by měly byacutet hvězdy Na podklaaě ~odrobneacuteho rozboru ZIacuteskaneacuteho materiaacutelu a na podkladě některyacutech

199

_ r-shy

CO NOVEacuteHO v astronomii a vědaacutech přiacutebuznyacutech

Novaacute kometa Vozaacuterovaacute (1954 f) byla objevena 28 Vll Margitou -Vozaacuterovou na observatoři na Skalnateacutem Plese V den objevu byly jejiacute souřadnice

1954 SČ A R1954 DeCI1954 Mag červenec 2890278 6h 56m + 65deg 62 9m

denniacute pohyb +lm + 25

Při objevu se jevila kometa jako difusllIacute ohjekt s jaacutedrem a s chvosshytem menšiacutem 1deg Kometa byla naleiena v souhvězdiacute Žirafy a POhyboshyvala se směrem k souhvězdiacute Maleacuteho Medvěda

Periodickaacute kometa Faye (1954 e) byla znovu objevena van Biesshybroeckem na Yerkesově observatoři dne 25 července jako objekt hvězdneacuteho vzhledu o těchto souřadniciacutech

1954 Sč A R 1954 Declq954 Mag červenec 2528535 21h 27m 47SO + 1deg 3315 17m

Periodickaacute kometa Schwassmann-Wachmannova 2 (1954 g) byla znovu nalezena Jeffersem a Roemerovou na Lickově observatoři 28 července jako difusniacute objekt s jaacutedrem o těchto souřadniciacutech

1954 SČ A R 1954 DecI 1954 Mag červenec 2845451 4h 48m 5256 + 19deg 2824 17m

Pravděpodobně novaacute hvězda v Ophiuchu byla objevena na Warner amp Swasey observatoři 2 července na infračerveneacute spektraacutelniacute desce j3Jko emisniacute objekt se spektrem podobnyacutem spektru novy Scutum 1949 ~edm dnů po maximu Nova kterou objevil Victor Blanca maacute tyto souřadnice

A R 1875 DecI1875 Mag 17h 20m 8 - 27deg 39 9m

Nova Scorpii Guillermo Haro a Lauro Herraro objevili v noci z 4 na 5 července novou hvězdu v souhvězdiacute Štiacutera o těchto souřadniciacutech

A R1875 DecI1B75 Mag 17h 50m 5 - 36deg 15 7m5

Při zkoumaacuteniacute staršiacutech sniacutemků se ukaacutezalo že nova nebyla zjištěna na sniacutemku teacuteže oblasti nebe kteryacute zhotovil Dr Haro v noci z 1-2 VII

Použijte prosiacuteme pHloženou složenku k uacutehradě daru k rozšiacuteřeniacute našeho časoshypisu Řiacuteše hvězd Přečtěte znovu letaacuteček v mimůeacutem čiacutesle Dělmjeme vaacutem

181

Novaacute komenta B aa d e (1954 h) byla objevena 31 července na Pashylomarskeacute observatoři Dr Baadem v souhvězdiacute Draka Jejiacute souřadnice v den objevu byly tyto

1954 SČ A R 954 Dec11954 Mag Červenec 31 14h 47m 4 66deg 38 15m

Denniacute pohyb komenty -55s -6 Jevila se jako difusnIacute objekt s centraacutelniacute kondensaciacute a s chvostem menšiacutem než 1deg

Kometa Vo z aacute r o v aacute (1954 f) byla powTovaacutena v červenci a v srpnu na observatoři na Skalnateacutem Plese rovněž v srpnu byla fotoshygrafovaacutena Dr L Waterfieldem v Ascotu Na sniacutemku ze dne 1-2 srpna zhotoveneacutem na Skalnateacutem Plese ukazuje kometa uacutezkyacute přiacutemočaryacute chvost o deacutelce asi 10 směřujiacuteciacute k Slunci s nepatrnyacutem slabyacutem prodloushyženiacutem v opačneacutem směru

Systematickeacute hledaacuteniacute druheacuteho měsiacutece našiacute Země podnikaacute objeitel planety Pluta Claude Tom b o u g h speciaacutelniacutem osmi palcovyacutem fotoshygrafickyacutem teleskopem Někteřiacute hvězdaacuteři se domniacutevajiacute že takovyacute druhyacute měsiacutec Země může existovat ve vzdaacutelenosti nejmeacuteně 16000 km a měl by nepatrnyacute průměr asi 30 m (metrů) Již před půl stoletiacutem se pokoušel W H Pickering o nalezeniacute druheacuteho měsiacutece Země avšak bezv~sIEdně

Novyacute fotonovyacute počitač jako fotoelektriCkyacute fotometr byl uveden v činnost u Haleova reflektoru a umožňuje rozšiacuteřeniacute fotoelektrickyacutech měřeniacute jasnostiacute objektů middotaž do 23m za určityacutech okolnos~iacute i ještě poshyněkud slabšiacutech

Fotoelelctrickaacute měřeniacute jasnosti planety Urana konal v letech 1950 až 1952 H L Giclas fotobuňkou lP21 ve spojeniacute s Lowellovyacutem reflekshytorem o průměru 105em a zjistil oproti staršiacutem měřeniacutem Stebbinsoshyvyacutem z roku 1927 a některyacutech jinyacutech pozorovatelůže skutečneacute změny jasnosti Urana během uvedenyacutech~třiacute let nebyly většiacute než OOlm Vyshykonanaacute měřeniacute byla porovnaacutena se souběžně měřenou solaacuterniacute konstanshytou a s magnetickyacutemi měřeniacutemi slunečniacutech skvrn avšak v žaacutedneacutem přiacutepadě nebyly zjištěny nějakeacute korelačniacute vztahy

Fotoelektrickaacute fotometrie planetek PalZasJ Vesta Ceres a Victorict konanaacute reflektorem o průměru 90 cm na Goethe-Linkově Observatoři měla za uacutekol 2ijistit kraacutetkoperiodickeacute variace jasnostiacute vznikleacute kombishynaciacute rotace nepravidelneacuteho tvaru a povrchovyacutech skvrn Tak na př Pallas sledovanaacute řadu nociacute velmi pečlivě až po šest hodin nepřetržitě neukaacutezala většiacute změnu než 003m během osmi hodin Bylo možno zjistit naacuteznak periody 004m v době 49 dne Vesta ukaacutezala maxima a mishynima dvou různyacutech tvarů o periodě 0445230 dne a maacute pravděpodobně eliptickyacute tvar 6 povrchovyacutemi skvrnami Ceres a Victoria neukazovaly žaacutedneacute změny f

182

URČENiacute ZEMEPISNYacuteCH SOUŘADNIC HVEZDAacuteRNY

OTAKAR E KAacuteDNER

Roste naacutem staacutele viacutec a viacutece hvězdaacuteren přibyacutevaacute vaacutežnyacutech amateacuterskyacutech pDzorovatelů Roste ale současně i jejich potřeba solidniacutech zaacutekladů pro jejiacutech uacutespěšnou činnost jednou z nich je znalost zeměpisnyacutech souřadnic hvězdaacuterny nebo pbzorovatelny (t j zeměpisnaacute deacutelka od greenwichshyskeacuteho poledniacuteku a zeměpisnaacute šiacuteřka) a přiacutepadně astronomickeacuteho azimutu k některeacutemu vyacuteznačneacutemu bodu v okoliacute aby bylo možno kdykoli vytyčit přesnyacute směr na sever

A tu jsme u prvniacutech potiacutežiacute jak tyto souřadnice ziacuteskat Chceme proto našim amateacuterům jako odpověď na četneacute dotazy napsat několik inforshymaciacute z praxe aby mohli ziacuteskat spolehliveacute hodnoty a nebyli zklamaacuteni chybnyacutemi vyacutesledky nebo mylnyacutemi informacemi

Předevšiacutem jakeacute zeměpisneacute souřadnice rozeznaacutevaacuteme Je to otaacutezka na prvniacute pohled snad nelogickaacute ale maacute svoje opodstatněniacute Je totiž důleshyžiteacute k jakeacutemu zemskeacutemu tělesu zeměpisneacute souřadnice vztahujeme Jak je znaacutemo je naše Země rotačniacutem tělesem nepravidelneacuteho průběhu ktereacute se nazyacutevaacute gooid a velmi se bliacutežiacute rotačniacutemu elipsoidu (třiacuteoseacutemu) kteryacute obvykle nazyacutevaacuteme středniacutem zemskyacutem elipsoidem Avšak průběh geoidu je v různyacutech čaacutestech země nestejnyacute a proto každyacute staacutet kteryacute budoval svoje mapoveacute diacutelo si stanovil naacutehradniacute vztažnyacute (referenčniacute) rotačniacute elipsoid kteryacute se na jeho uacutezemiacute co nejleacutepe přimykal geoidu českosloshyvensko zdědilo při sveacutem vzniku referenčniacute elipsoid Besselův kteryacute už tehdy v roce 1918 byl zjevně zastaralyacute teprve loňskeacuteho roku jsme přeshyšli na nejmodernějšiacute elipsoid na světě na elipsoid Krarovskeacute1w

Rozeznaacute vaacuteme tedy zeměpisneacute souřadnice vztaženeacute na současnyacute povrch qeoidu a pak zeměpisneacute souřadnice vztahujiacuteciacute se k naacutehradniacutemu rotačshyniacutemu elipsoidu PrVniacute z nich ktereacute měřiacuteme methodami přesneacute geodeshytickeacute astronomie nazyacutevaacuteme astfOrlOmickeacute druheacute ktereacute jsou odvozeny obvykle z plošneacute triangulace uacutezemiacute jmenujeme geodetickeacute Rozdiacutel mezi těmito dvěmatypy zeměpisnyacutech souřadnic je znaacutemaacute tiacutežnicovaacute odchylka kteraacute zhruba představuje rozdiacutel kolmice ke geoidu a k naacutehradniacutemu elipsoidu Tiacutežnicovaacute odchylka může někdy zejmeacutena v horskyacutech oblasshytech dosahovat značnyacutech hodnot ale na našem uacutezemiacute je převaacutežně jen několik obloukovyacutech vteřin a je pro amateacuterskeacute praacutece prakticky zaneshydbatelnaacute

Měřeniacute astronomickyacutech zeměpisnyacutech souřadnic methodami geodeshytickeacute astronomie pravděpodobně nepřipadne pro amateacutera v uacutevahu pro nedostatek vhodnyacutech prostředku Methody topografickeacute anebo polniacute astronomie ktereacute jsou meacuteně přesneacute než prvniacute ale nevyžadujiacute teacuteměř speciaacutelniacuteho zařiacutezeniacute však nevedou k dostatečně přesnyacutem vyacutesledkům a vyžadujiacute mimo to dosti zdlouhavyacutech vyacutepočtu Přesnost zeměpIacutesneacute šiacuteřky nebo deacutelky měřenaacute normaacutelniacutem vteřinovyacutem zeměměřičskyacutem theoshy

iS3

dolitem je v průměru při velkeacutem počtu pozorovaacuteniacute a zkušeneacutem měřiči asi jen HY až 15 a uvaacutežiacuteme-li že 1 v zeměpisneacute deacutelce je 20 metrů na povrchu zemskeacutem a 1 v šiacuteřce dokonce 31 m je to přesnost dostačushyjiacuteciacute pro některeacute přiacutepady ale vcelku nevyhovujiacuteciacute a neuacuteměrnaacute vynaloshyženeacute praacuteci Tyto methody a dosaženeacute vyacutesledky jsou velmi cenneacute na př pro vědeckeacute expedice ktereacute se pohybujiacute v neznaacutemyacutech uacutezemiacutech bez map ale jsou nehospodaacuterneacute v našiacute republice kteraacute maacute dobreacute a uacuteplneacute mapoveacute podklady jichž lze dobře pro tyto uacutečely využiacutet Přejdeme proto na geodetickeacute zeměpisneacute souřadnice s vědomiacutem že zanedbaacutevaacuteme tiacutežnicoshyvou odchylku

Protože skoro každyacute umiacute ve speciaacutelniacute mapě čiacutest a umiacutestit tam svoje stanoviště nebude těžkeacute praviacutetkem promiacutetnout rovnoběžky s raacutemem mapy a na okrajoveacutem děleniacute odměřit (odsunout) opatrně zeměpisnou polohu pracujeme-li pečlivě dostaneme polohu pohodlně na vteřiny ač tuto přesnost musiacuteme považovat jen za vnitřniacute protože na někteshyryacutech miacutestech tereacuten v mapě neniacute v souhlase se souřadnicemi na raacutemu Některeacute speciaacutelniacute mapy majiacute zeměpisneacute deacutelky vztaženeacute ještě jen k poshyledniacuteku Ferro k přechodu na Greenwich je třeba vzhledem k chybneacutemu posunu raacutemu těchto map odečiacutest 17deg4000 Tento postup je většinou zcela vyhovujiacuteciacute v praxi a pochybovačům připomiacutenaacuteme že jej použiacuteshyvaacuteme vyacutelučně při vyacutepočtu azimutu jak o tom uvedeme daacutele

Mohou nastat přiacutepady kdy odsunutiacute souřadnic ze speciaacutelniacute mapy nebude z nějakeacuteho důvodu vyhovovat Pak saacutehneme k přesnějšiacutem zeměshyměřičskyacutem prostředkům Snadnaacute uacuteloha je v miacutestech kde byla vyhotoshyvena katastraacutelniacute mapa novyacutem měřeniacutem (je to Velkaacute Praha a většina měst i jineacute obce) t j v měřiacutetku 12000 nebo 11000 (někde 12500) Tyto dokonaleacute mapoveacute podkhidy umožniacute dobrou loka1isaci miacutesta pozoroshyvaacuteniacute (s přesnostiacute 05 m) a přesneacute určeniacute zeměpisnyacutech souřadnic reměshypisnaacute deacutelka je vztažena vesměs na Ferro převod tu je s pomociacute hodnoty - 17deg3946 Stejně dobře naacutem posloužiacute i praacutevě dokončovanaacute staacutetniacute mapa 15000 (odvozenaacute) a i mapy jinyacutech měřiacutetek pokud jsou vyhotoshyveny a majiacute raacutem v zeměpisnyacutech souřadniciacutech

Nedostačuje-li ani tato methoda (na př pro nedostatek vhodnyacutech mashypovyacutech podkladů) zaměřiacute se některou jednoduchou methodou pravoshyuacutehleacute souřadnice stanoviště (na př protiacutenaacuteniacutem zpět nebo vpřed) tyto rovinneacute souřadnice se transformaciacute přeměniacute na geodetickeacute souřadnice zeměpisneacute Měřickaacute i vyacutepočetniacute praacutece vyžaduje školeneacuteho odborniacutekashyzeměměřiče a proto je třeba o ni požaacutedat některyacute ze zeměměřičskyacutech uacutestavů takeacute vzhledem k nutnosti uacuteředniacuteho opatřeniacute důvěrnyacutech geodeshytickyacutech podkladů Každeacute středisko tomuto uacutečelu raacutedo vyhoviacute v raacutemci pracovniacutech možnostiacute a autor poskytne zaacutejemcům dalšiacute podrobnějšiacute inshyformace ktereacute by překročily raacutemec tohoto člaacutenku Zbyacutevaacute ještě zmiacutenit se o určeniacute azimutu spojnice stanoviště a někteshy

reacuteho vyacuteznačneacuteho předmětu v okoliacute (na př věže kostela a pod) Astroshynomickyacute azimut teacuteto strany je uacutehel kteryacute tato strana sviacuteraacute se zeměpisshy

184

nyacutem jihem (t j smě~em Ji jižniacutemu poacutelu) někdy se azimut počiacutetaacute i od severu Odměřeniacutem tohoto uacutehlu theodolitem můžeme kdykoli znovu VYtyčit směr na jih (nebo sever) což je důležiteacute pro rektifikaci přiacuteshystrojů a jineacute uacutelohy

Normaacutelniacutem theodolitem je možno astronomickyacute azimut změřit velmi přesně (stř chyba v průměru -t- 10) poměrně jednoduchyacutemi methoshydami topografickeacute astronomie z nichž nejjednoduššiacute je s pomociacute Poshylaacuterky v největšiacute digresi ale i ve dne můžeme určit azimut pozorovaacuteniacutem Slunce Method je hodně a velmi rozmanityacutech avšak jejich popis se vymykaacute raacutemci těchto povšechnyacutech informaciacute Zaacutejemcům raacutedi poskytshyneme bližšiacute podrobnosti

Jinyacute způsob určeniacute azimutu je opět prostřednictviacutem pravouacutehlyacutech rovinnyacutech souřadnic stanoviště a odměrneacuteho bodu (t j věže kostela trig bodu vodaacuterny a pod) Poměr rozdiacutelů souřadnic tťiacutechto bodů daacutevaacute

ihned geodetickyacute směrniacutek (tga = ~Y ) COž je uacutehel v našiacute čs soustavěuX

od jihu zvoleneacute projekce tento kartografickyacute jih nesouhlasiacute s jihem zeměpisnyacutem a proto ani geodetickyacute směrniacutek neniacute azimutem astronoshymickyacutem teprve vyacutepočtem t zv kartografickeacute poledniacutekoveacute sbiacutehaoosti kteraacute u naacutes činiacute až 9deg a připojeniacutem stočeniacute siacutetě (10) dostaneme astroshynomickyacute azimut Vyacutepočet je jednoduchyacute musiacute ale byacutet svěřen odborniacuteshykovi což však nečiniacute potiacutežiacute Takto ziacuteskanyacute směr poledniacuteku vyznačiacuteme pak na našiacute hvězdaacuterně trvale vhodnyacutem způsobem Shrňme tedy potřebujete-li si určit zeměpisneacute souřadnice hvězdaacuterny

nebo pozorovatelny snažte se je nejprve odsunout ze speciaacutelniacute nebo jineacute vhodneacute mapy (staacutetniacute mapa 1 5000 novaacute katastraacutelniacute mapa) Velshykou peacuteči je třeba věnovat identifikaci stanoviště na mapě Mapoveacute podshyklady tohoto druhu jsou taj n eacute proto se obraťte s uvedeniacutem uacutečelu na nejbližšiacute zeměměřičskou skupinu nebo Oblastniacute uacutestav geodesie a kartografie kde vaacutem raacutedi pomohou a souřadnice event sami zjistiacute V krajniacutem přiacutepadě neniacute-li uvedenyacute postup možnyacute se zeměpisneacute souřadshynice určiacute transformaciacute ze souřadnic pravouacutehlyacutech

Astronomickyacute azimut libovolneacute strany se nejsnaacuteze určiacute pozorovaacuteniacutem Polaacuterky v digresi kdy se po dosti dlouhou dobu jejiacute azimut vůbec neshyměniacute (je stacionaacuterniacute) jinak pozorovaacuteniacutem jineacute hvězdy nebo Slunce V přiacutepadech že jsou znaacutemy pravouacutehleacute rovinneacute souřadnice stanoviště určiacute se azimut s pomociacute geodetickeacuteho směrniacuteku a meridiaacutenoveacute konvershygence

Ve všech přiacutepadech je autor tohoto informativniacuteho člaacutenku všem tazashytelům připraven pomoci radou i event zaměřeniacutem protože určeniacute zeměshypisneacute polohy a orientace pozorovatelny je zaacutekladniacute a odpovědnyacute uacutekol kteryacute se n~mIacute poacutedceňovat nebo odbyacutevat

G

185

RADIOVAacute ASTRO NO MI E zkoumaacute soustavu Mleacutečneacute draacutehy

Dr OTO OBŮRKA

Nejkraacutesnějšiacutem a zaacutekladniacutem rysem vědy je ustavičneacute uacutesiliacute o poznaacuteniacute přiacuterodniacutech zaacutekonitwtiacute o poznaacuteniacute podstaty a složeniacute světa - o poznaacuteniacute vědeckeacute pravdy

Cesty a metody praacutece kteryacutemi se věda dobiacuteraacute poznaacuteniacute nebo poznashynou pravdu ověřuje jsou často velmi různeacute Zvlaacuteště astronomie kteraacute objekty sveacuteho zkoumaacuteniacute nemůže vyšetřovat na laboratorniacutem stole užiacutevaacute všech poznatků moderniacute vědy a různyacutech metod aby vyacutesledky baacutedaacuteniacute ověřovala a doplňovala různyacutemi způsoby

Do nedaacutevna využiacutevala astronomie k svyacutem vyacutezkumům jen světelneacuteho zaacuteřeniacute ať již ve viditelneacute ultrafialoveacute nebo infračerveneacute čaacutesti spektra a ziacuteskala tak nesmiacuterneacute vědomosti Před nemnoha lety bylo však zjišshytěno že lze zachytit z různyacutech oblastiacute vesmiacuterneacuteho prostoru takeacute zaacuteřeniacute o deacutelkaacutech rozhlasovyacutech vln

Zatiacutem co světelneacute zaacuteřeniacute z hvězdnyacutech těles pronikajiacuteciacutech našiacute atmoshysfeacuterou maacute vlnoveacute deacutelky od třiacute deseti tisiacutecin do jedneacute tisiacuteciny milimetru pohybuje se vlnovaacute deacutelka zachyceneacuteho radioveacuteho zaacuteřeniacute přichaacutezejiacuteshyciacuteho od kosmickyacutech zdrojů od jednoho centimetru do asi dvaceti metrů Hvězdnaacute tělesa vysiacutelajiacute nepochybně zaacuteřeniacute takeacute jinyacutech vlnoshyvyacutech deacutelek avšak zemskaacute atmosfeacutera je pro ně nepropustnaacute Jen jakyacutemisi dvěma okeacutenky umožňuje průchod zaacuteřeniacute vyacuteše uvedenyacutech frekvenciacute

Roku 1931 zjistil radiofysik Janskyacute při vyšetřovaacuteni poruch rozhlashysoveacuteho přiacutejmu na ultrakraacutetkyacutech vlnaacutech šum a bzučeniacute nebo poruchy ktereacute nemohly byacutet působenyacute pozemskyacutem zdrojem a byly připisovaacuteny Slunci Byl zachycen takeacute šum jehož původ bylo možno hledat jen ve věsmiacuterneacutem prostoru v Mleacutečneacute draacuteze a to předevšiacutem v oblastech ve směru k souhvězdiacute Střelce a Labuti

V několika letech rozvinul se po celeacutem světě čilyacute vyacutezkum tohoto zaacuteřeniacute kteryacute již v kraacutetkeacute době přinesl pozoruhodneacute vyacutesledky Dnes studuje radiovaacute astronomie pomociacute velkyacutech radiovyacutech teleskopů a zvlaacuteštniacuteho technickeacuteho vybaveniacute meteorickeacute roje a to i za denniacuteho světla ba i při zamračeneacute obloze zkoumaacute zaacuteřeniacute přichaacutezejiacuteciacute od Slunce a jinyacutech zdrojů a doplňuje dokonce vyacuteznamně naše vědomosti a předshystavy o rozděleniacute hmoty a o pohybovyacutech poměrech v soustavě Mleacutečneacute draacutehy O některyacutech novějšiacutech objevech v tomto oboru chceme zde pojednat

Již delšiacute dobu usiluje astronomie o vytvořeniacute spraacutevneacuteho obrazu o složeniacute a dynamice našiacute Galaxie Na zaacutekladě obsaacutehleacuteho pozorovaciacuteho materiaacutelu shromaacutežděneacuteho během dlouhyacutech desiacuteti letiacute na světovyacutech hvězdaacuternaacutech bylo pomociacute statistickyacutech metod studovaacuteno prostoroveacute

f86

rozděleniacute a pohyboveacute poměry různyacutech hvězdnyacutech typů zvlaacuteště pak proměnnyacutech hvězd Vyacutesledky ke kteryacutem došli v posledniacutech letech sovětštiacute astronomoveacute předevšiacutem Kukarin ukazujiacute že různeacute hvězdneacute typy lišiciacute se fysikaacutelniacutemi vlastnostmi vytvaacuteřejiacute v soustavě Mleacutečneacute draacutehy jakeacutesi podsysteacutemy ktereacute se lišiacute rozděleniacutem svyacutech členů v prosshytoru jejich staacuteřiacutem i podmiacutenkami vzniku a vyacutevoje Soustava Mleacutečneacute draacutehy jeviacute se tedy jako složityacute systeacutem podřazenyacutech hvězdnyacutech soustav a skupin Na rozdiacutel od podsysteacutemů kulovyacutech tvarů jejichž členoveacute jsou hvězdy podle svyacutech charakteristik staršiacute obsahujiacute tak zvaneacute plocheacute podsysteacutemy kromě mnoha hvězd o nichž se domniacutevaacuteme že jsou značně mladeacute ještě rozsaacutehlaacute oblaka difusniacute mezihvězdneacute hmoty a plynu shy

Řiacutedce rozptyacuteleneacute hmotneacute čaacutestice o rozměrech odpoviacutedajiacuteciacutech řaacutedově vlnoveacute deacutelce světla působiacute jako mlha kteraacute nedovoluje pronikaacuteniacute světelnyacutech paprsků takže v rovině Mleacutečneacute draacutehy ve směru k jejiacutemu středu můžeme viděti pouze v okruhu asi 7000 světelnyacutech roků Mnoshyheacute hvězdy jsou v teacuteto vzdaacutelenosti tak zatemněny že jen několik maacutelo procent jejich zaacuteřeniacute pronikaacute mlhou jineacute nejsou viditelny vůbec Jaacutedro soustavy Mleacutečneacute draacutehy ktereacute je takeacute těžištěm a středem rotace celeacute soustavy je zhruba čtyřikraacutete daacutele a nemůže byacutet vůbec viděno obvyklyacutemi astronomickyacutemi prostředky Proto se snažila astronomie určit polohu středu Galaxie obsaacutehlyacutemi pracemi statistickyacutemi studushyjiacuteciacutemi rozděleniacute a polohy hvězd zvlaacuteště hvězd ranyacutech vyacutevojovyacutech typů a hvězd proměnnyacutech Při zkoumaacuteniacute struktury Mleacutečneacute draacutehy se v posledniacute době znamenitě

uplatňuje radiovaacute astronomie Radioveacute vlny pronikajiacute totiž nejen mraky našiacute pozemskeacute atmosfeacutery ale i rozsaacutehlyacutemi kosmickyacutemi oblaky Galaxie To umožňuje pozorovaacuteniacute ve dne i v noci za slunečniacuteho svitu i při zamračeneacute obloze nebo za deště Takoveacute vyacutehody radioveacute astroshynomie jsou zvlaacutešť důležiteacute pro observatoře v oblastech s nestaacutelyacutem počasiacutem a malyacutem počtem jasnyacutech dnů tedy s klimatem jakeacute je u naacutes a ve velkeacute čaacutesti Evropy

Ještě důležitějšiacute je druhaacute vlastnost radioveacuteho zaacuteřeniacute schopnost pronikat rozsaacutehlyacutemi oblaky rozptyacuteleneacute hmoty v Galaxii jež umožňuje aby byly ziacuteskaacutevaacuteny informace o stavu a rozloženiacute hmoty v oblastech ktereacute jsou pro optickeacute dalekohledy nedohledneacute

Teacuteto otaacutezce byla věnovaacutena soustředěnaacute praacutece některyacutech observatořiacute a při rozsaacutehleacutem průzkumu bylo vyšetřovaacuteno zaacuteřeniacute v různyacutech paacutesmech o vlnovyacutech deacutelkaacutech od jednoho do patnaacutecti metrů a vypracovaacuteno něshykolik zevrubnyacutech přehledů o rozděleniacute intensity zaacuteřeniacute v různyacutech směrech oblohy pro různeacute vlnoveacute deacutelky Všechny přehledy ukazujiacute že nejintesivnějšiacute zaacuteřeniacute přichaacuteziacute z galaktickeacute roviny a poměrně slabeacute zaacuteřeniacute z jinyacutech směrů Zaacuteřeniacute v rovině Mleacutečneacute draacutehy jeviacute nerovnoshyměrneacute rozděleniacute s velmi ostryacutem m~imem bliacutezko galaktickeacute deacutelky 327deg což je směr ke středu Mleacutečneacute draacutehy stanovenyacute jiacutež dřiacuteve opticshy

187

kou astronomiiacute Tiacutem se ověřujiacute staršiacute vyacutesledky optickeacute astronomie neboť lze skutečně předpoklaacutedat že při velkeacute koncentraci hmoty censhytraacutelniacute čaacutesti Galaxie a zvlaacuteště při velkeacutem počtu mladyacutech hvězd je tam i mnoho objektů vysiacutelajiacuteciacutech zaacuteřeniacute všech vlnovyacutech deacutelek

Velmi zaacutevažnaacute je otaacutezka jakyacutemi zdroji je radioveacute zaacuteřeniacute vysiacutelaacuteno Z dosavadniacutech studiiacute byl vytvořen naacutezor že je vysiacutelaacuteno jednak tak zvanyacutemi radiohvězdamiacute nebo teacutež diskretniacutemi nebo bodovyacutemi zdroji jak se jim nyniacute řiacutekaacute a rozsaacutehlyacutemi oblaky mezihvězdneacuteho plynu Jsou tu však ještě některeacute nejasnosti a je důležityacutem uacutekolem radioveacute astroshynomie a nukleaacuterniacute fysiky aby podmiacutenky vzniku zaacuteřeniacute vysvětlily a dosavadniacute poznatky doplnily

Radioveacute zaacuteřeniacute maacute spojiteacute emisniacute spektrum v němž dlouho nebyla nalezena žaacutednaacute zřetelnaacute čaacutera takže bylo sice možno studovat intensitu zaacuteřeniacute v různyacutech vlnovyacutech paacutesmech nebylo však možno zkoumat přiacuteshypadnyacute posuv spektra kteryacute v optickeacutem oboru přinaacutešiacute informace neshysmiacuterneacute ceny o hvězdnyacutech pohybech Teprve v roce 1951 byla přece jen objevena ve spektru radioveacuteho zaacuteřeniacute emisniacute čaacutera ionisovaneacuteho vodiacuteku o vlnoveacute deacutelce 211045 cm (frekvence 14204056 Me sec) jejiacutež studium umožňuje vyšetřovaacuteniacute galaktickeacute struktury i rotace soustavy Mleacutečneacute draacutehy

V radioveacute technice je snadneacute vybrat určitou frekvenci a kalibrovat ji vzhledem Ir absolutniacutem laboratorniacutem měrnyacutem jednotkaacutem takže rozbor spektra v oboru radiovyacutech vln je daleko meacuteně zatiacutežen systemashytickyacutemi chybami a empirickyacutemi korekcemi než spektroskopie ve fotoshygrafickeacutem uacuteboru Značnaacute čaacutest dosavadniacuteho vyacutezkumu struktury Galaxie byla v optickeacute

astronomii založena na studiu hvězdnyacutech pohybů určovanyacutech z rashydiaacutelniacutech rychlostiacute Tato metoda pro niž je podstatneacute měřeniacute Doppleshyrova posuvu spektraacutelniacutech čar daacutevala znameniteacute vyacutesledky Jak jsme již uvedli byla však omezena pro optickyacute obor jen na naše nejbližšiacute sousedstviacute

Po objeveniacute emisniacute čaacutery 21 cm bylo možneacute studovat pohyboveacute poshyměry a rozděleniacute hmoty v Mleacutečneacute draacuteze pomociacute radioastronomickeacuteho vyacutezkumu kteryacute pronikaacute i do vzdaacutelenyacutech čaacutestiacute Galaxie Bylo provedeno mnoho pozorovaacuteniacute za uacutečelem zjištěniacute radiaacutelniacuteho pohybu mezihvězdshyneacuteho vodiacuteku a na mnoha sniacutemciacutech byl skutečně objeven posuv uvedeneacute spektraacutelniacutemiddot čaacutery 21 cm a byly z něho určeny noveacute podrobnosti o pohyshybech v Galaxii Po provedeniacute redukce spektrogramů a odečteniacute vlivu pohybu Země kolem Slunce a Slunce vzhledem k ostatniacutem hvězdaacutem bylo možno vysvětlit většinu nalezenyacutech spektraacutelniacutech posuvů z Galakshytickeacute rotace Soustava Mleacutečneacute draacutehy otaacutečiacute se směrem vyacutechod - jihshyzaacutepad (odleva doprava) a lze předpoklaacutedat že jejiacute jednotliveacute subshysysteacutemy otaacutečejiacute se jako celky V galaktickeacute rovině je pak rozděleniacute rychlostiacute rotace určeno soustředěnyacutemi paacutesy při čemž čaacutesti nejbliacuteže položeneacute ke galaktickeacutemu středu majiacute největšiacute uacutehlovou rychlost čaacutesti

188

od středu vzdaacutelenějšiacute postupně menšiacute uacutehloveacute rychlosti Tyto vyacutesledky jsou ve shodě s dosavadniacutemi daty určenyacutemi optickou astronomiiacute s poshymociacute statistickyacutech metod

Vzdaacutelenost Slunce od středu soustavy Mleacutečneacute draacutehy vychaacuteziacute z radioshyastronomickyacutech měřeniacute na 26 000 světelnyacutech roků a jeho rychlost pohybu 216 km za vteřinu Posuv spektraacutelniacutech čar svědčiacute o radiaacutelniacutech rychlostech až 50 km za vteřinu bud směrem k Slunci nebo obraacuteceně Spektra ziacuteskanaacute z některyacutech směrů galaktickeacute roviny jeviacute rozděleniacute čaacutery 21 cm na dvě tři nebo i viacutece složek z nichž každaacute je vysiacutelaacutena jinyacutem mrakem mezihvězdneacute hmoty ktereacute jsou umiacutestěny v prostoru v teacutemž směru avšak různě daleko a majiacute různeacute rotačniacute rychlosti a takeacute různeacute rychlosti radiaacutelniacute

Rozděleniacute čar a jejich intensita svědčiacute takeacute o množstviacute a stavu hmoty kteraacute zaacuteřeniacute vysiacutelaacute Byla tak potvrzena existence spiraacutelniacutech ramen Mleacutečneacute draacutehy kteraacute pozoroval v poměrně nevelkeacutem okoliacute Slunce Morgan při vyšetřovaacuteniacute plynnyacutech mlhovin a hvězd spektraacutelniacutech typů O a B Zatiacutem co Morgan zjistil dvě ramena byla určena metoshydami radioveacute astronomie vně Slunce tři ramena Mleacutečneacute draacutehy Byly ziacuteskaacuteny noveacute uacutedaje o tvaru ramen jejich poloze v prostoru i o pohyshybovyacutech poměrech v různyacutech čaacutestech soustavy Bylo zjištěno na přiacuteshyklad že hustota hmoty mezi spiraacutelniacutemi rameny je desetkraacutete menšiacute než hustota hmoty v ramenech Bylo takeacute objeacuteveno že jedno rameno je asi 10 nad galaktickou rovinou v niacutež ležiacute ostatniacute ramena Zůstaacutevaacute však ještě nedořešena otaacutezka zdali jsou spiraacutelniacute ramena Galaxie vlečena nebo zda se Galaxie rozviacutejiacute Byla zkoumaacutena rotace dvou desiacutetek nejbližšiacutech spiraacutelniacutech mlhovin ale ani tak nebylo dosud dosashyženo jednoznačneacuteho vyacutesledku Věřiacuteme však že neniacute daleka doba kdy i v tomto ohledu bude jasno

Tak se splnilo nepředviacutedanou cestou daacutevneacute přaacuteniacute astronomů aby mohli pozorovat spiraacutelniacute ramena našiacute Galaxie a byla rozřešena zaacuteshysadniacute otaacutezka o směru rotace a podobě Mleacutečneacute draacutehy

Protože je soustava Mleacutečneacute draacutehy jenom jedniacutem z mnopa mmonů podobnyacutech hvězdnyacutech systeacutemů zkoumali pracovniacuteci radfoveacute astroshynomie zda jsou takeacute ostatniacute vesmiacuterneacute soustavy zdroji radioveacuteijo zaacuteshyřeniacute Velkyacutemi radiovyacutemi teleskopy z nichž dosud největšiacutem jeparashybolickeacute zrcadlo o průměru 67 metrů bylo skutečně radioveacute zaacuteřeniacute od nejbližšiacutech spiraacutelniacutech mlhovin zachyceno Byly dokonce ziacuteskaacuteny cenneacute podrobnosti o rozděleniacute intensity radioveacuteho zaacuteřeniacute velkeacute spiraacutelniacute mlhoshyviny v Andromedě Vyacutesledky vyacutezkumu bliacutezkyacutech galaxiiacute ukazujiacute že intensita radioveacuteho zaacuteřeniacute odpoviacutedaacute přibližně zaacuteřeniacute našiacute soustavy Mleacutečneacute draacutehy

Nepochybujeme že jsme teprve na počaacutetku vyacuteznamnyacutech objevů ktereacute doplniacute naše poznatky o stavu a rozloženiacute mezihvězdneacuteho vodiacuteku o hvězdnyacutech tělesech našiacute soustavě Mleacutečneacute draacutehy i o jinyacutech galaxiiacutech

189

o N UTN OSTI sVEToveacuteH o K ALE N DAacuteŘE

Dr HUB E RT S LO U KA

Nejstaršiacute a nejYyacuteznamnějšiacute vymoženostiacute astronomie je zavedeniacute kashylendaacuteře Jeho vznik ležiacute v dobaacutech tak nesmiacuterně vzdaacutelenyacutech že nelze stanovit ani tisiacuteciletiacute kdy se- pračlověk po prveacute pokusil do plynuleacuteho toku udaacutelostiacute sveacuteho života vneacutest jakyacutesi pořaacutedek a pravidelnost Je naacutem však jasneacute že měřeniacute a rozděleniacute doby ve dni ročniacute obdobiacute měshysiacutece a roky je nesrovnatelně staršiacute než zavedeniacute hodin minut a vteřin Zatiacutem co hodiny jako měřiče času byly vynalezeny někdy v třinaacutecteacutem stoletiacute kdy začaly sloužit vědeckyacutem uacutečelům byl kalendaacuteř již na vysoshykeacutem stupni dokonalosti jako vyacutesledek mnohotisiacutecileteacuteho snaženiacute a zdokonalovaacuteniacute člověkem Zatiacutem však co hodiny a měřeniacute času dosaacutehlo v nynějšiacute době neobvykleacute přesnosti a dokonalosti nemůžeme toteacutež řiacuteci o kalendaacuteři kteryacute neuspokojuje ani hvězdaacuteře ani potřeby běžneacuteho života a obsahuje mnoho nepravidelnostiacute a nesrovnalostiacute Je proto zavedeniacute dokonaleacuteho kalendaacuteře nutnyacutem požadavkem moderniacute doby kteraacute přibliacutežila a spojila naacuterOdy takovyacutem způsobem jako nikdy dřiacuteve

Tentokraacutete vychaacuteziacute naacutetlak na uskutečněniacute kalendaacuteřoveacute reformy z pokrokoveacute Indie kde kalendaacuteřoveacute poměry jsou až dosud velmi neshydokonaleacute a chaotickeacute I dnes se ještě použiacutevaacute v Indii až na čtrnaacutect různyacutech kalendaacuteřů a oficiaacutelniacute almanach kteryacute vydaacutevaacute každoročně indickaacute vlaacuteda obsahuje čtyři nejrozšiacuteřenějšiacute a nejviacutece užiacutevaneacute kalenshydaacuteře mezi nimi takeacute naacuteš Řehořskyacute a Mohamedaacutenskyacute Tato obsažnaacute publikace maacute asi 3273 stran a přepočiacutetaacutevaacuteniacute různyacutech kalendaacuteřniacutech uacutedajů zabere mnoho času a nesmiacuterně ztěžuje jak oficiaacutelniacute vlaacutedniacute tak i soukromou činnost Pro dalšiacute rozvoj Indie je proto nesmiacuterně užitečnyacute zaacutekrok kteryacute nedaacutevno učinil znaacutemyacute vynikajiacuteciacute fysik indickyacute profesor Meg Nad Haha Jako předseda komise pro refonnu kalendaacuteře v Indii učinil tento naacutevrh

Je třeba vybudovat indickyacute Grennwich kde budou konaacuteny všechny nutneacute počtaacuteřskeacute praacutece pro vydaacutevaacuteniacute indickyacutech efemerid nautickyacutech a leteckyacutech ročenek a kde kalendaacuteř se bude opiacuterat o slunečniacute kalendaacuteř pro celou Indii Je třeba opustit lunaacuterniacute kalendaacuteře použiacutevaneacute v civilshyniacutem životě a deacutelku roku stanovit na 3652422 dne Rovněž je nezbytně nutneacute počiacutetat dny od půlnoci do půlnoci a nynějšiacute nepravidelneacute měsiacutece nahradit měsiacuteci jak jsou zavedeny v noveacutem Světoveacutem kalendaacuteři

Jakeacute vyacutehody maacute tento novyacute Světovyacute kalendaacuteř oproti dosud použiacutevashyneacutemu Řehořovu Jsou takoveacuteho raacutezu že se za něj staviacute dnes celyacute astronomickyacute svět a všechny pokrokoveacute staacutety ktereacute nevyacutehody dosud použiacutevaneacuteho kalendaacuteře staacutele viacutece a viacutece pociťujiacute

Novyacute Světovyacute kalendaacuteř je stejně solaacuterniacute jako kalendaacuteř nynějšiacute to znamenaacute že jeho rozděleniacute v dni a měsiacutece se opiacuteraacute o stejnoměrneacute rozděleniacute doby oběhu Země kolem Slunce a bere ohled na pravidelneacute

190

---- - - - -

střiacutedaacuteniacute ročniacutech obdobiacute Obsahuje rovněž dvanaacutect měsiacuteců a 52 tyacutednů po sedmi dnech Posledniacute den v roce třistapětašedesaacutetyacute te vsunut mezi dva tyacutedny takže je mimo tyacuteden a je označen jako Světovyacute den s datem 31 prosince nebo W prosinec Měl by byacutet slaven jako Světovyacute svaacutetek a znamenal by takeacute uceleneacute zakončeniacute časoveacuteho obdobiacute jednoho roku

SVĚTOVYacute KALENDAacuteŘ

LEDEN NPUacuteSCPS

l 1234567 ~ 8 9 10 11 12 13 14 E 15 16 17 18 19 20 21 t) 22 23 24 25 26 27 28 ~ 29 30 31

DUBEN NPUacuteSCPS

l 1234567 ~ 8 9 10 11 12 13 14 E 15 16 17 18 19 20 21 t) 22 23 24 25 26 27 28 N 29 30 31

ČERVENEC NPUacuteSCPS

123456711 8 9 10 11 12 13 14 ~ 15 16 17 18 19 20 21 t) 22232425262728 ~ 29 30 31

Ř iacute JEN NPUacuteSCPS

1234567 2 8 9 1011 12 13 14 ~ 15 16 17 18 19 20 21 t) 22 23 24 25 26 27 28 29 30 31

UacuteNOR NPUacuteSCPS

1234 5 6 7 8 9 10 II 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30

KVĚTEN

NPUacuteSCPS

1234 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30

SRPEN NPUacuteSCPS

1234 5 6 7 8 9 10 II 12 13 14 15 16 17 18

BŘEZEN

NPUacuteSČPS

12 3 4 5 6 7 8 9 10 II 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30

ČERVEN

NPUacuteSCPS

12 3 4 5 6 7 8 9 10 II 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30 W

NP

zAŘ UacuteSCPS

I

3 4 10 11

12 5 6 7 8 9 12 13 14 15 16

I

1920212223242517181920212223 26 27 28 29 30

I L I S TOP A D NPUacuteSCPS

1234 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30

24 25 26 27 28 29 30

PRO S lNE C NPUacuteSCPS

12 3 4 5 6 7 8 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30 W

Světovyacute den (Světovyacute svaacutetek) W neb 31 prosine~ (365 den) naacutesledue po 3D prosinci každeacuteho roku I W - den přestupneacuteho roku (Světovyacute svaacutetek) nebo 31 ČerVen naacutesledue 30 června každeacuteho přestupshy

neacuteho roku

191

I

9

V přestupnyacute rok kdy ziacuteskaacutevaacuteme jeden den nebyl by tento vsunut na konec uacutenora jak obvykle nyacutebrž mezi- 30 června a 1 července Byl by označen jako 31 červen nebo jako VV červen rovněž jako Světovyacute den Opakoval by se vždy po čtyřech letech tak jako dosud

Velkou vyacutehodou Světoveacuteho kalendaacuteře by byla stejnost roků každeacute datum by připadalo vždy na stejnyacute den v roce 1 ledna by vždy přishypadlo na neděli 1 uacutenora vždy na středu 1 března vždy na paacutetek 1 dubna vždy na neděli atd Nebylo by třeba tisknout každyacute rok novyacute kalendaacuteř vyrytyacute do kamene neb do kovu stal by se jak potřebnou tak i ozdobnoo součaacutestiacute veřejnyacutech budova miacutestnostiacute (Viz str 191)

Nejvhodnějšiacute den pro zavedeniacute noveacuteho kalendaacuteře byl by 1 leden 1956 kteryacute připadaacute na neděli anebo až 1 ledna 1951 kdy rovněž je

bull neděle Lze očekaacutevat že spojeniacutem všech pokrokovyacutech sil k tomuto zdokonaleniacute našeho kalendaacuteře co nejdřiacuteve dojde

PROM~NNEacute HV~ZDY

B V KUKARKIN

(v pokračovaacutemiacute)

Proměnneacute hvězdy typu Mim Ceti

Proměnneacute hvězdy typu Mira Ceti se nazyacutevajiacute ty proměnneacute hvězdy velkeacute posloupnosti jejichž periody jsou v rozmeziacute od 50 do 650 dniacute amplitudy změny jasnosti ve visuaacutelniacutech a fotografickyacutech paprsciacutech jsou vyššiacute než 25 m (průměrně 47 m) a ve spektrech v době maxima jsou vidět intensivru jasneacute čaacutery vodiacuteku a jinyacutech prvků Všechny proshyměnneacute hvězdy tohoto typu majiacute niacutezkeacute teploty velkaacute většina jich (90 ) patřiacute ke spektraacutelniacute třiacutedě Me a mnohem menšiacute čaacutest (přibližně po 5 ) spektraacutelniacutem třiacutedaacutem Se Ne

Mnohaletaacute zkoumaacuteniacute spekter těchto hvězd kteraacute se konala v SSSR akademikem G A Šajnem a v USA P Merrillem vedla k objeveniacute mnoshyhyacutech a různyacutech fysikaacutelntch zvlaacuteštnostiacute hvězd tohoto typu Kromě toho tyto hvězdy vzhledem k velkyacutem amplitudaacutem a snadnosti pozorovaacuteniacute 400 proměnnyacutech hvězd typu Mira Cetiacute za celou dobu jejich pozorovaacuteniacute byly vždycky obliacutebenyacutemi objekty pro visuaacutelniacute určeniacute jasnosti a v době posledniacutech desiacutetek let mnoho set jich přišlo na program amateacuterskyacutech společnostiacute pozorovatelů proměnnyacutech hvězd a neustaacutele se pozorujiacute Velkeacute amplitudy těchto hvězd způsobujiacute snadnost objevu Lze tvrditi že znaacuteme prakticky všechny proměnneacute hvězdy tohoto typu jasnějšiacute než 10 m v maximu Všechny tyto přiacutezniveacute okolnosti vedly k t0Jnu že proměnneacute hvězdy typu Mira Cetiacute mohou byacutet v přiacutetomneacute době poshyvažovaacuteny po mnoha straacutenkaacutech za nejleacutepe prozkoumaneacute objekty z proshy

192

měnnyacutech hvězd všech typu V přiacutetomneacute době je znaacutemo viacutece než 3000 proměnnyacutech hvězd typu Mira Ceti

Deacutelka periody proměnneacute hvězdy představuje iednu z nejzaacutekladnějshyšiacutech a v dnešniacute době lehce určitelnyacutech charateristik proměnnostiacute Proshyměnneacute hvězdy typu Mira Ceti z nichž se mnoheacute nepřetržitě pDzorujiacute kolem 100 let a některeacute jednotliveacute hvězdy již několik stoletiacute předstashyvujiacute vděčnyacute materiaacutel pro zkoumaacuteniacute otaacutezky o změně deacutelky periody s dobou Objeveniacute sekulaacuterpiacutech změn periody proměnnyacutech hvězd mělo by velmi důležityacute vyacuteznam kdyby bylo možno dokaacutezat vyacutevojovyacute vyacuteshyznam těchto změn Velkaacute většina proměnnyacutech hvězd typu Mira Ceti opravdu jsou charakteristickeacute skutečnyacutemi koliacutesaacuteniacutemi period Ale ještě roku 1929 Eddington a Plakidis (A Eddington S Plakidis M N 90 65 1929) poukaacutezali a v roce 1934 Sterne ještě přesvědčivěji dokaacutezal (T Sterne Harv Circ 386 a 387 1934) že tato skutečnaacute koliacutesaacuteniacute představujiacute naacutesledek samotneacute podstaty periodickyacutech procesů a v žaacutedshyneacutem přiacutepadě nemajiacute vyacutevojovyacute charakter V roce 1938 bylo uveřejněno zkoumaacuteniacute Sterneho a Campbella (T Sterne L Campbell Harvard Annals 105 1938) Autoři sebrali všechny uacutedaje o periodaacutech teacuteměř 400 proměnnyacutech hvězd typu Miacutera Ceti za celou dobu jejich pDwrovaacuteniacute a přiložili k těmto nahodilyacutem statistibkyacutem vyacuteběrům souhlasneacute kriteshyrium Pirsonovo (t zv kriterium x2 ) kteryacute rozdělil materiaacutel podle času a podle deacutelky periody Pro velikou většinu hvězd pravděpodobshynost většiacutech než pozorovanyacutech nahodilyacutech rozdiacutelů v deacutelce periody se ukaacutezala byacuteti bliacutezkaacute jednotce Jinyacutemi slovy theoretickou představu pozorovaneacuteho rmiddotozloženiacute za pomoci zaacutekona přirozeneacuteho rozloženiacute lze poklaacutedat za dobrou a nelze předpoklaacutedat žaacutedneacute změny v deacutelce periody ktereacute by měly vyacutevojovyacute charakter (jEtn dvě hvězdy R Hydrae aR Aquishylae ukaacutezaly skutečneacute změny periody ktereacute pravděpodobně nemohou byacutet vysvětleny nahodilostiacute vyacuteběru) Nemůže tedy byacutet ani řeči o objeshyvovaacuteniacute vyacutevojovyacutech proměn period proměnnyacutech hvězd typu Mira Cetiacute Avšak čas je našiacutem spolehlivyacutem spojencem ve věci poznaacuteniacute vněišiacuteho světa a opakovaacuteniacute baacutedaacuteniacute podobnyacutech praacuteci Sterneho a Campbella za několik desiacutetek let může veacutesti k objevům vyacutevojovyacutech tendenciacute ve změshyně period proměnnyacutech hvězd

Již před šedesaacuteti lety bylo objevenože ve spektrech proměnnyacutech hvězd typu Mira Ceti se pozorujiacute emisniacute čaacutery vodiacuteku a jinyacutech prvků Je však znaacutemo že proměnneacute hvězdy typu Mira Ceti isou hvězdami s nejnižšiacutemi teplotami (1600deg K až 3300deg K) jejichž spektra jsou chashyrakteristickaacute molekulaacuterniacutemi paacutesy (kysličniacutek titanu kysličniacutek zirkonu uhliacutek kyan uhlovodiacuteky atd) PřiacutetOIlli1ost absorpčniacutech molekulaacuterniacutech paacutesů a emisniacutech čar vodiacuteku a ionisovaneacuteho železa v teacutemže spektru vyžadujiacuteciacutech pro svou excitaci vysokeacuteho stupně energie se na prvniacute pohled zdaacute byacutet neslučitelnaacute Je zcela přirozeneacute že probleacutemu studia podstaty emisniacutech spekter proměnnyacutech hvězd typu Mira Ceti se věnoshyvalo a věnuje mnoho pozornosti Zvlaacutešť zaJiacutemavaacute isou všestrannaacute a

193

I

důslednaacute studia akademika Šajna (G A Šajn Izv AN SSSR 9 61 1945) provedenaacute během posledniacutech deseti let Omeziacuteme se zde stručshynyacutem vyacutekladem jeho studiiacute protože mnohopočetnaacute a různorodaacute studia jinyacutech autorů hlavně Merrilla v USA neřešiacute probleacutemy tak důkladně a široce

Mimo zaacutehadnost sameacute existence emisniacutech čar vysokeacuteho excitačniacuteho potenciaacutelu ve spektrech proměnnyacutech typu Mira Ceti nemeacuteně zaacutehadshynyacutemi se ukaacutezaly byacutet podivneacute nepravidelnosti v proměnnyacutech intensishytaacutech těchto čar Tyto nepravidelnosti (na přiacuteklad v Balmerově serii vodiacuteku čaacutera Ht je značně intensivnějšiacute než HlO a čaacutera Ho nejčastěji neniacute vůbec viditelnaacute) se nachaacutezejiacute v protikladu s theoriiacute a nikdy se nepozorujiacute u hvězd s vysokou teplotou a emisniacutemi spektry Akademik Šajn přesvědčivě ukaacutezal že prakticky všechny pozorovaneacute velmi poshyčetneacute nepravidelnosti mohou byacutet vysvětleny hypoteacutesou fysikaacutelniacuteho zakryacutevaacuteniacute některeacute emisniacute čaacutery zmenšujiacute svou intensitu a měniacute profil když se na cestě paprsku ven z hvězdy setkaacutevajiacute atomy nebo molekuly schopneacute absorbovat jim odpoviacutedajiacuteciacute kmitočet kdežto jineacute emisniacute čaacutery se vyzařujiacute bez překaacutežky Totiž kolem doby maxima když zvlaacutešť jasně se projevujiacute některeacute nepravidelnosti v atmosfeacuteře proměnnyacutech hvězd typu Mira Ceti neniacute efektivniacute stav hmoty způsobujiacuteciacute emisniacute spektrum vyššiacute než efektivniacute stav hmoty způsmiddotobujiacuteciacute absorpčniacute spektrum Nic podobneacuteho se nepozoruje u hvězd s vysokou teplotou u nichž emisniacute hmota se naleacutezaacute ve vrchniacutech vrstvaacutech atmosfeacutery a někdy i tvořiacute odděshylenyacute obal

Šajn ukazuje na velmi zaacutesadniacute zvlaacuteštnost powrovanyacutech nepravidelshynostiacute v emisniacutech čaraacutech nepravidelnosti se zmenšujiacute s deacutelkou doby od maxima (se zvětšeniacutem faacuteze) a často bliacutezko u minima uacuteplně miziacute Přiacuteshyčina zmenšeniacute nepravidelnostiacute s faacuteziacute tkviacute v tom že efektivniacute stav hmoty způsobujiacuteciacute emisniacute spektrum se staacutele zvyšuje zatiacutem co efekt fysikaacutelniacuteho zakryacutevaacuteniacute se přirozeně zmenšuje Tato hmota maacute vzeshystupnyacute pohyb v atmosfeacuteře ponenaacutehlu dosahuje velmi vysokyacutech jejiacutech vrstev a snad ji uacuteplně opouštiacute Hypoteacutesa vzestupneacuteho pohybu hmoty se potvrzuje už daacutevno znaacutemyacutem faktem že rychlost paprsku z emisniacutech čar je vždy matematicky menšiacute než rychlost paprsků z čar absorpčshyniacutech to znamenaacute že vrstva vytvaacuteřejiacuteciacute emisniacute čaacutery maacute vzhledem k vrstvě vytvaacuteřejiacuteciacute spektrum absorpčniacute pohyb vnějšiacute Rychlost toshyhoto vzestupneacuteho pohybu je pro různeacute hvězdy v meziacutech od 20 do 30 kmsec

Nehledě na to že nemůžeme zpozorovat moment kdy nastane vyacuteron hmoty způsobujiacuteciacute emisniacute spektrum z hlubokyacutech vrstev do atmosfeacutery a přesně zaznamenat moment kdy tato hmota v průběhu vzestupneacuteho pohybu opouštiacute atmosfeacuteru můžeme zjistit hodnotu vyacutešky atmosfeacutery aspoň podle trvaacuteniacute viditelnosti vyzařovanyacutech čar a poměrneacute rychlosti vyzařujiacuteciacute vrstvy Vyacuteška atmosfeacutery dosahuje hodnoty 1013 cm to je hodnoty poloměru veleobra Hvězdy typu Miacutera Ceti tedy majiacute značně

194

roztažitelnou a zředěnou atmosfeacuteru Přiacutetomnost vysokyacutech atmosfeacuter je nutnou podmiacutenkou pro uskutečněniacute fluorescence kteraacute představuje jedinyacute mechanismus schopnyacute vysvětlit existenci emisniacutech čar Avšak tato podmiacutenka nestačiacute Je nutnaacute ještě silnaacute ultrafialovaacute radiace tak neočekaacutevanaacute u chladnyacutech hvězd typu Miacutera CetL

Šajn ukaacutezal že použiacutevajiacutece pro vysvětleniacute nepravidelnostiacute v intenshysitaacutech čar emisniacuteho spektra efekt fysikaacutelniho zakryacutevaacuteniacute a přihliacutežejiacutece k tomuto efektu dostaacutevaacuteme pro proměnneacute hvězdy typu Mira Ceti norshymaacutelniacute emisniacute spektrum shodneacute s emisniacutem spektrem horkyacutech hvězd (Be) a teacutež novyacutech hvězd v počaacutetečniacute periodě objeveniacute emisniacutech čar Tedy u všech třiacute uvedenyacutech typů nehledě na ostreacute rozdiacutely v absorpčshyniacutech spektrech neniacute velkyacutech rozdiacutelů v emisniacutech spektrech a jsou všeshychny důvody k předpokladu jejich společneacuteho původu Emisniacute spekshytrum těchto hvězd s efektivniacute teplotou řaacutedově 2500deg K Absorpčniacute spekshytra hvězd typu Mira Ceti při stejneacute teplotě před i po maximu isou prakticky stejnaacute zatiacutem co emisniacute spektra jsou značně rozdiacutelnaacute Tvoshyřeniacute emisniacutech čar vodiacuteku a ionisovaneacuteho železa pozorovanaacute šiacuteře vodiacuteshykovyacutech emisniacutech čar u hvězd typu Mira Ceti a intensita vysokyacutech čleshynů Balmerovy serie nevyhnutelně vede kzaacutevěru že intesita vzbuzujiacuteciacute radiace musiacute miacutet nesrovnatelně většiacute vyacuteznam odpoviacutedajiacuteciacute thermoshydynamickeacute rovnovaacuteze při teplotě 2500deg K

Ze všeho toho vyplyacutevaacute že přiacutečinou vyacuteskytu emisniacuteho spektra u hvězd typu Mira Ceti může byacutet jenom mohutnaacute ultrafialovaacute radiace jejiacutež vyacuteznam ie v mnoha směrech většiacute než vyacuteznam odpoviacutedajiacuteciacute černeacutemu zaacuteřeniacute hvězdy při teplotě 2500deg K Přiacutetomnost takoveacute radiacuteace zaacuteroveň s existenciacute roztažitelneacute atmosfeacutery je dostatečnou podmiacutenkou pro tvoshyřeniacute emisniacutech čar podle schematu (pokračavampniacute)

A + hy-gtA + e-gtA + h(Y1 + 12 + ) Přeložil Zdeněk Sekanina

o KONČiacuteciacuteM 11 LET Eacute M C Y K L U SL U NE čNiacuteCH S K V R N

Dr MILOSLAV KOPECKYacute

Astronomickyacute uacutestav ČsAV Ondřejov

V současneacute době jsme v obdobiacute minima slunečniacute činnosti mezi 18 a 19 cyklem slunečmiacute činnosti podle curyšskeacuteho čiacuteslovaacuteniacute (cyklus slunečniacute činii-Osti čiacuteslo l podle tohoto čiacuteslovaacuteniacute začal r 1755) MŮžeme si tedy již něco bližšiacuteho řiacuteci o middotkonshyčiacuteciacutem 18 cyklu slunečnich skvrn jehož průběh neniacute bez zajiacutemavostiacute ve srovnaacuteniacute s předchoziacutemi cykly

Minimum vyrOvnanyacutech měsiacutečniacutech průměrů relativniacutech čiacutesel ktereacute předchaacutezelo tomuto cyklu nastalo v uacutenoru T 1944 Po něm nastal poměrně prudkyacute vZlestup slunečniacute činnosti a již za necelyacutech 31h roku v polovině r 1947 dosaacutehla slunečniacute činnost maxima Maximum vyrovnanyacuteCh měsiacutečniacutech pri1měrů relativniacutech čiacutesel nastalo v kvěbnu 1947 a dosaacutehlo abnormaacutelně vysokeacute hodnoty 1518 jednotek relashy

195

ti vniacuteho čiSJa Po tomta maximu nenastal však pakles relativniacutech čiacutesel nyacutebrž vyravnaneacute měsiacutečniacute prftměry se udržavaly staacutele na vysakeacute hadnatě Až do srpna 1949 tedy pa viacutece jak dva raky neklesly pod 130 jednotek relativniacuteho Ciacutesla Ba naopak v řiacutejnu 1948 nastalo jejich vedlejši maximum ktereacute dosaacutehLo 1485 jedshynotek a bylo tedy poUZI o 33 jednotky relativniacuteho čiacutesla nimiddotžšiacute než hIavniacute maxi~ mum v r 1947 Až teprve po něm nastal znovu pozvolnyacute a piacutek již celkem norshymaacutelniacutepokles relaHvniacutech čiacutesel (Viz obr 1)

Tento -to j 18 cyklus slunečniacutech skvrn je již zajiacutemavyacute svyacutem abnormaacutelně vysokyacutem a dlouhotrvajiacuteciacutem maximem Je druhyacutem nejvyššiacutem cyklem slunečniacutech skvrn z dosud znaacutemyacutech cyklft V U1ibulce I jsou pro pozomiddotrovaacuteniacute uvedeny některeacute uacutedaje o 4 dosud nejvyššiacutech cyklech slunečniacutech skvrn Z tabulky vidiacuteme že kraacutetshykost doby vzestupu TM t j doby mezi minimem a maximem u 18 cyklu nenl nikterak vyacutejimečnaacute vzhledem k vyacutešce maxima neboť čiacutem maacute cyklus vyš~ mashyximum tiacutem maacute kraUliacute vzestupnou dobu

Tabulka J

3 17784 1585 29 16 4 17881 1412 34 12 8 18372 1469 33 13

18 19475 1518 33 32

Skutečně abnormaacutelně dlouheacute je však trvaacutenl vysokeacuteho relaAivniho čiacutesla Z tashybulky I vidiacuteme že doba T po niacutež byly vyrovnaneacute měsiacutečniacute prftměry relativniacutech čiacutesel vyššiacute než 130 jednotek je u 18 cyklu dTlakraacutet delšiacute než u dosud nejvyššiacuteho cyklu s maximem v r 17784 Toto jakož i existence podružneacuteho maxima v roce 1948 pouze o 33 jednotky nižšiacuteho než hlavni maximum v r 1947 vedlo k uacutevahaacutem zda maximum cyklu skutečně nastalo v r 1947 a zda nenastalo až v r 1948 Zkoumaacuteme-Ii však miacutesto relativniacuteho čiacutesla počet všech vzniklyacutech skupin skvrn za jeqnotku času zjistiacuteme jak ukaacuteZal autor člaacutenku že průběh počtu vzniklyacutech skupin za jednotku času maacute velmi ostreacute a vysokeacute maximum v r 1947 a vedlejšiacute maximum v r 1948 maacute poměrně slabě vyjaacutedřeno a mnohem nižšiacute než maximum v r 1947 (viz obr 2) Z toho vyplyacutevaacute že maximum 18 cyklu slunečniacutech skvrn Skutečně nastalo v polovině r 1947

Podle t zv Turnerova pravidJa střiacutedajiacute se cykly s lysokyacutem a niacutezkyacutem maxishymem a to tak že cykly sudeacute majl vždy nižšiacute maximum než oba ISOUsooniacute cykly IWheacute potlle curyšskeacuteho čiacuteslovaacuteniacute

18 cyklus jako cyklus sudyacute tvořiacute však vyacutejimku z Turnerova praviacutedla neboť je vyššiacute než předchoziacute 17 cyklus kteryacute v maximu dosaacutehl 1192 jednotekrelativshyniacuteho čiacutesla Vezmeme-li pak v uacutevahu zaacutevislost vyacutešky maxima licheacuteho na vyacutešce maxima předchoziacuteho sudeacuteho cyklu nalezenou autorem pak nastaacutevajiacuteci 19 cyklus slunečniacutech skvrn by musel v maximu dosaacutehnout 20B jednotek relativlUacuteho čiacutesla což je značně nepravděpodobneacute Tato okolnost že toUž současnyacute 18 cyklus slushynečniacutech skvrn tvořiacute vyacutejimku z Turnerova pravidla je opět jednou ze zajiacutemavosti tOhoto cyklu neboť za posledniacutech 100 let kdy jsou smiddotkutečně spolehlivaacute pozoroshyvaacuteni slunečniacutech skvrn nebylo Turnerovo pravidlo porušeno

Podrobnějšiacute studium teacuteto otaacutezky však ukazuje že porušelUacute Turnerovmiddota pravidla o střiacutedaacuteniacute vysokyacutech a niacutezkyacutech cyklft je nejspiacuteše zpftsobeno nevhodnostiacute dosud užiacutevanyacutech charakteristik slunečniacute činnosti Tak na př Kleczek ukaacutezal že 17 cyklus slunečniacute činnosti byl mnohem bohatšiacute na chromosfeacuterickeacute erupce než 18 cyklus což je ve shodě s Turnerovyacutem pravidlem Stejně tak i prftměrnaacute životniacute doba skupin skvrn je v 17 cyklu skvrn delšiacute než v 18 cyklu jak ukaacutezal autor což znamenaacute že 17 cyklus měl prftměrně mohutnějšiacute skupiny skvrn než cyklus 18 Lze tedy spiacuteše předpoklaacutedat že ve skutečnosti 18 cyklus slunečniacute činnosti Turnerovo pravidlo neporušuje a Že jeho porušeniacute vyplyacutevajiacutec ze studia prftběhů relativniacutech čiacutesel je jen zdaacutenliveacute

Jak nezaacutevisle na sobě ukaacutezali Kleczek a autor bylo vysokeacute relativniacute čiacuteslo 18

196

100

cyklu slunečniacutech skvrn zpl1sobeno velkyacutem množstviacutem drobnyacutech skupin skvrn Jak patrno na obr 2 vzniklo v roce 1947 sice velkeacute množstviacute skupin skvrn Jejich průměrnaacute životniacute doba byla však velmi kraacutetkaacute to znamenaacute že to byly včtšinou velmi maleacute skupiny skvrn Ke stejneacutemu vyacutesledku došel Kleczek studiem zastoupeniacute různyacutech typů skupin skvrn v 17 a 18 cyklu Zatiacutem co ranyacutech typfi skupin skvrn A B CaD bylo v 18 cyklu mnohem viacutece než v cyklu 17 typu F representujiacutecich nejmohutnějšiacute stadium skupin skvrn bylo v 17 i 18 cyklu prakticky stejně a typů H bylo v 18 cyklu dokonce meacuteně než v cyklu 17 Tyto podrobnost i nemůže však relativniacute čiacuteslo v žaacutedneacutem přiacutepadě vyjaacutedřit Opět z toho vidiacuteme že relativniacute čiacuteslo neniacute vhodnou charakteristikou slunečniacutech skvrn pro vyacutezkum jejich periodicity

Vidiacuteme tedy že končiacuteciacute 18 cyklus slunečniacute činnosti maacute řadu zajiacutemavostiacute ve sveacutem průběhu a bude si jistě ještě zasluhovat podrobnějšiacuteho studia

tOL

8 ~O

6

100

50so

gtsI9rS f9S0 f9S0

Obr 1 Obr 2

Obr 1 Průběh vyrovnatnyacutech měsiacutečniacutech průměrů relativniacuteho- čiacutesla v 18 cyklu slunečniacute čimnosti - Obr 2 Průběh počtu vzoniklyacutech -lkupin skvrn na celeacutem Slunci (horniacute křivka) a jejich průměrneacute životniacute doby To (dolni křivka) v 18

cyklu 8~unečniacute činnosti

197

PŘEDBĚNA ZPRAacuteVA O GEOMAGNETICKl AKTIVITĚ PŘI CASTECNlM ZATMĚNI SLUNCE 30 CERVNA 1954

PODLE MĚŘENI NA OBSERVATOŘI PRŮHONICE U PRAHY

Některeacute probleacutemy souvisiacuteciacute se studiem změn vnějšiacute čaacutestigeomagnetickeacuteho pole v zaacutevislosti na slunečniacute činnosti mohou byacutet vhodně řešeny detailniacutem rozshyborem geomagnetickeacute aktivity během zatměniacute Slunce

Kolektiv pracovniacutekti geomagnetickeacuteho odděleniacute GUacute CSAV věnoval proto zvyacuteshyšenou pozornost sledovaacuteniacute geomagnetickeacute aktivity při zatměniacute 30 června t r a podrobně vyhodnocuje vyacutesledky Předběžneacute vyacutesledky zde stručně uvedeneacute byly ziacuteskaacuteny proměřenim magnetoshy

glamfi staničniacutech variometrfi a hodnoty zprac ovaacuteny podle absolutniacutech měřeniacute provedenyacutech K Bodlaacutekem a B Pec1inovskyacutem Absolutniacute měřeniacute byla konaacutena teacutež během zatměniacute kromě toho V Cernyacutea M Schoř provedli při zatměniacute řadu relativnich měřeniacute H a Z Schmidtovyacutemi polniacutemi vahami

Z magnetogramti prfihonickeacute observatoře byly vybraacuteny magneticky klidneacute dny před a po zatměniacute (vyloučen byl den zatměniacute aby přiacutepadnaacute porucha ptisobenaacute zatměniacutem neovlivnila vyacutesledky) ktereacute poskytly materiaacutel pro odvozeniacute křivky normaacutelniacuteho prfiběhu geomagnetickyacutech elementti charakterisujiacutecl celkovou tenshydenci magnetickeacuteho pole Pořadnice normaacutelniacute křivky byly vzaty jako norshymaacutelniacute hodnoty pro den zatměni

Obdobiacute zatměniacute se vyznačuje celkovyacutem zvětšenlm hodnot elementti vzhledem k normaacutelniacute křivce Počaacutetek tohoto zvětšeniacute hodnot elementti připadaacute na 10 hod SEC tedy viacutece než dvě a ptil hodiny před začaacutetek zatměniacute a konči kraacutetce po 15 hodině tedy v době konce čaacute~ečneacuteho zatměniacute staUsticky byla určena pravděshy

podobnost jak dalece se muacuteže mezi 10-15 hod SEC vyskytnout naacutehodnaacute magshynetickaacute porucha (se zvětšeniacutem hodnot elementti) v den zatměni na zaacutekladě

30 VI 1954 PRŮHONICE

---L I I =--====--==--__s~~=Iacuteshysč SlOl II 13 It 15-------1 --=== _ f--L~middot middotmiddot middotmiddot~--_~~_ H ------------------~-shy

1 I

===-L~-~J-z

---===J 19B

hodnot vyčiacuteslenyacutech maacutegnetogramo čtrnaacutect dnO před a po zatměniacute počiacutetajiacutec v to den zatměniacute Z vyacutepočtů vychaacuteziacute pro tyto naacutehodneacute poruchy (Pf) g~omagnetickeacuteho pole pravděpodobnosti pro

D H (Pf) 23 9

Vyskytla-li se tedy během zatměniacute odchylka od normaacutelniacuteho proběhu je malaacute pravděpodobnost že byla celaacute zpflsobena naacutehodnou magnetickou poruchou a nashyopak je velkaacute pravděpodobnost že byla tato odchylka způsobena zatměniacutem většiacute čaacutestiacute Jejiacute velikost v by byla doplňkem do 100 vzhledem k (Pf) a činiacute tedy pro D 77 a pro H 91

Statisticky byla teacutež určena velikost naacutehodneacute poruchy pro D a H Odečterum takto ziacuteskanyacutech hodnot omiddotd hodnot určenyacutech PN) pomchu jež se vyskytla během zatměniacute vychaacuteziacute rozdily pro

D H 04 plusmn 01 9y plusmn 2y

což mohou byacutet změny zpflsobeneacute zatměniacutem Slunce Na kopii magnetogramu (obr 1) z obdobiacute zatměni je normaacutelniacute křivka tečmiddotkoshy

vaacutena Začaacutetek střed a konec zatměniacute jsou označeny šipkami s iacutendexy 1 2 3 H D Z jSOU křivky variaciacute BD BH Bz přiacuteslušneacute base TH Tz teploty Při konci z8ltměniacute je patrnyacute zajiacutemavyacute rychlejšiacute pokles elementů D a H Je jedmou většiacute odohylkou od celkoveacuteho průběhu poruchy v obdobiacute zatměniacute P05ile zjištěniacute pozoshyrovatelů Lidoveacute hvězuaacuterny v Praze na Petřiacuteně se ve směru posledniacuteho kontaktu vyskytla eruptiVTIiacute protuberance

LiteratUTa l Lelio Gama Magnetic effects ohserved at Vassouras Brazil during the solar Eclipse of May 20 1947 Z časopisu Terrestrial Magnetism ana Atmospheric Electricity prosinec 1948

2 Jan Bouška Zemskyacute magnetismus - Praha 1949 3 Vladimiacuter Černyacute Zemskyacute magnetismus (zaacuteJkladru pojmy a poznatky) - rUše

hvězd 51954 Praha-Vokovice 20 VII 1954 Vl-adimiacuter Černyacute

NOVEacute OBJEVY A VYacuteZKUMY o VZNIKAacuteNiacute HVĚZD V ŘETiacuteZCiacuteCH

Praacutece V A Ambarcumjana a jeho spolUlpracovnlkfi o vzniacuteku hvězd ve hvězdshynyacutech associaciacutech po prveacute dokaacutezaly že hvězdy nevznikly najednou v jedinyacute okashymžik nyacutebrž že vzrukajiacute neustaacutele i v dnešniacute době Tyto praacutece teacutež ukaacutezaly že hvězdy nevznikajiacute ojediněle nyacutebrž v celyacutech skupiacutenaacutech Nebylo však dosua objeshyveno jakyacutem způsobem hvězdy vznikajiacute bylo pouze možno předpoklaacutedat že vznikajiacute z mezihvězdnyacutech mračen prachu a plynu Spraacutevnost tohoto předpokladu byla dokaacutezaacutena až objevy V G Fesenkova a D A Rožkovskeacuteho

Tito autoři ziacuteskali Maksutovou komorou na observatoři Alma-Ata řadu sniacutemků řasovyacutech mlhovin v Labuti (NGC 6960 6992-6995) jakož i řady jinyacutech mlhovin v nichž se vyskytujiacute alespoň je)notlivaacute mlohovinnaacute vlaacutekna Tyto sniacutemky byly ziacuteskaacuteny jak v biacuteleacutem světle tak i v červeneacutem žluteacute a modreacute čaacutesti spektra Na těchto sniacutemciacutech je patrno seskupeniacute hvězd nachaacutezejiacuteciacutech se v mlhovině a na jejiacutem~ okraji ve hvězdneacute řetizky o 3 až 15 hvězdaacutech při čemž pod hvězdnyacutem ňetiacutezkem rozumiacuteme hvězdy stejneacute velikosti ležiacuteciacute ve stejnyacutech veaacutejemnyacutech vzdaacuteshylenostech na přiacutemce nebo khvce Takoveacuteto řetiacutezky jsou často obklopeny vlaacuteknem mlhoviny nebo jsou pokračovaacuteniacutem některeacuteho mlhovinneacuteho vlaacutekna a často kromě hvězd obsahujiacute i pouheacute zhuštěniacuteny m~hovinneacuteho vlaacutekna ktereacute stojiacute v těch miacutesshytech kde by měly byacutet hvězdy Na podklaaě ~odrobneacuteho rozboru ZIacuteskaneacuteho materiaacutelu a na podkladě některyacutech

199

_ r-shy

Novaacute komenta B aa d e (1954 h) byla objevena 31 července na Pashylomarskeacute observatoři Dr Baadem v souhvězdiacute Draka Jejiacute souřadnice v den objevu byly tyto

1954 SČ A R 954 Dec11954 Mag Červenec 31 14h 47m 4 66deg 38 15m

Denniacute pohyb komenty -55s -6 Jevila se jako difusnIacute objekt s centraacutelniacute kondensaciacute a s chvostem menšiacutem než 1deg

Kometa Vo z aacute r o v aacute (1954 f) byla powTovaacutena v červenci a v srpnu na observatoři na Skalnateacutem Plese rovněž v srpnu byla fotoshygrafovaacutena Dr L Waterfieldem v Ascotu Na sniacutemku ze dne 1-2 srpna zhotoveneacutem na Skalnateacutem Plese ukazuje kometa uacutezkyacute přiacutemočaryacute chvost o deacutelce asi 10 směřujiacuteciacute k Slunci s nepatrnyacutem slabyacutem prodloushyženiacutem v opačneacutem směru

Systematickeacute hledaacuteniacute druheacuteho měsiacutece našiacute Země podnikaacute objeitel planety Pluta Claude Tom b o u g h speciaacutelniacutem osmi palcovyacutem fotoshygrafickyacutem teleskopem Někteřiacute hvězdaacuteři se domniacutevajiacute že takovyacute druhyacute měsiacutec Země může existovat ve vzdaacutelenosti nejmeacuteně 16000 km a měl by nepatrnyacute průměr asi 30 m (metrů) Již před půl stoletiacutem se pokoušel W H Pickering o nalezeniacute druheacuteho měsiacutece Země avšak bezv~sIEdně

Novyacute fotonovyacute počitač jako fotoelektriCkyacute fotometr byl uveden v činnost u Haleova reflektoru a umožňuje rozšiacuteřeniacute fotoelektrickyacutech měřeniacute jasnostiacute objektů middotaž do 23m za určityacutech okolnos~iacute i ještě poshyněkud slabšiacutech

Fotoelelctrickaacute měřeniacute jasnosti planety Urana konal v letech 1950 až 1952 H L Giclas fotobuňkou lP21 ve spojeniacute s Lowellovyacutem reflekshytorem o průměru 105em a zjistil oproti staršiacutem měřeniacutem Stebbinsoshyvyacutem z roku 1927 a některyacutech jinyacutech pozorovatelůže skutečneacute změny jasnosti Urana během uvedenyacutech~třiacute let nebyly většiacute než OOlm Vyshykonanaacute měřeniacute byla porovnaacutena se souběžně měřenou solaacuterniacute konstanshytou a s magnetickyacutemi měřeniacutemi slunečniacutech skvrn avšak v žaacutedneacutem přiacutepadě nebyly zjištěny nějakeacute korelačniacute vztahy

Fotoelektrickaacute fotometrie planetek PalZasJ Vesta Ceres a Victorict konanaacute reflektorem o průměru 90 cm na Goethe-Linkově Observatoři měla za uacutekol 2ijistit kraacutetkoperiodickeacute variace jasnostiacute vznikleacute kombishynaciacute rotace nepravidelneacuteho tvaru a povrchovyacutech skvrn Tak na př Pallas sledovanaacute řadu nociacute velmi pečlivě až po šest hodin nepřetržitě neukaacutezala většiacute změnu než 003m během osmi hodin Bylo možno zjistit naacuteznak periody 004m v době 49 dne Vesta ukaacutezala maxima a mishynima dvou různyacutech tvarů o periodě 0445230 dne a maacute pravděpodobně eliptickyacute tvar 6 povrchovyacutemi skvrnami Ceres a Victoria neukazovaly žaacutedneacute změny f

182

URČENiacute ZEMEPISNYacuteCH SOUŘADNIC HVEZDAacuteRNY

OTAKAR E KAacuteDNER

Roste naacutem staacutele viacutec a viacutece hvězdaacuteren přibyacutevaacute vaacutežnyacutech amateacuterskyacutech pDzorovatelů Roste ale současně i jejich potřeba solidniacutech zaacutekladů pro jejiacutech uacutespěšnou činnost jednou z nich je znalost zeměpisnyacutech souřadnic hvězdaacuterny nebo pbzorovatelny (t j zeměpisnaacute deacutelka od greenwichshyskeacuteho poledniacuteku a zeměpisnaacute šiacuteřka) a přiacutepadně astronomickeacuteho azimutu k některeacutemu vyacuteznačneacutemu bodu v okoliacute aby bylo možno kdykoli vytyčit přesnyacute směr na sever

A tu jsme u prvniacutech potiacutežiacute jak tyto souřadnice ziacuteskat Chceme proto našim amateacuterům jako odpověď na četneacute dotazy napsat několik inforshymaciacute z praxe aby mohli ziacuteskat spolehliveacute hodnoty a nebyli zklamaacuteni chybnyacutemi vyacutesledky nebo mylnyacutemi informacemi

Předevšiacutem jakeacute zeměpisneacute souřadnice rozeznaacutevaacuteme Je to otaacutezka na prvniacute pohled snad nelogickaacute ale maacute svoje opodstatněniacute Je totiž důleshyžiteacute k jakeacutemu zemskeacutemu tělesu zeměpisneacute souřadnice vztahujeme Jak je znaacutemo je naše Země rotačniacutem tělesem nepravidelneacuteho průběhu ktereacute se nazyacutevaacute gooid a velmi se bliacutežiacute rotačniacutemu elipsoidu (třiacuteoseacutemu) kteryacute obvykle nazyacutevaacuteme středniacutem zemskyacutem elipsoidem Avšak průběh geoidu je v různyacutech čaacutestech země nestejnyacute a proto každyacute staacutet kteryacute budoval svoje mapoveacute diacutelo si stanovil naacutehradniacute vztažnyacute (referenčniacute) rotačniacute elipsoid kteryacute se na jeho uacutezemiacute co nejleacutepe přimykal geoidu českosloshyvensko zdědilo při sveacutem vzniku referenčniacute elipsoid Besselův kteryacute už tehdy v roce 1918 byl zjevně zastaralyacute teprve loňskeacuteho roku jsme přeshyšli na nejmodernějšiacute elipsoid na světě na elipsoid Krarovskeacute1w

Rozeznaacute vaacuteme tedy zeměpisneacute souřadnice vztaženeacute na současnyacute povrch qeoidu a pak zeměpisneacute souřadnice vztahujiacuteciacute se k naacutehradniacutemu rotačshyniacutemu elipsoidu PrVniacute z nich ktereacute měřiacuteme methodami přesneacute geodeshytickeacute astronomie nazyacutevaacuteme astfOrlOmickeacute druheacute ktereacute jsou odvozeny obvykle z plošneacute triangulace uacutezemiacute jmenujeme geodetickeacute Rozdiacutel mezi těmito dvěmatypy zeměpisnyacutech souřadnic je znaacutemaacute tiacutežnicovaacute odchylka kteraacute zhruba představuje rozdiacutel kolmice ke geoidu a k naacutehradniacutemu elipsoidu Tiacutežnicovaacute odchylka může někdy zejmeacutena v horskyacutech oblasshytech dosahovat značnyacutech hodnot ale na našem uacutezemiacute je převaacutežně jen několik obloukovyacutech vteřin a je pro amateacuterskeacute praacutece prakticky zaneshydbatelnaacute

Měřeniacute astronomickyacutech zeměpisnyacutech souřadnic methodami geodeshytickeacute astronomie pravděpodobně nepřipadne pro amateacutera v uacutevahu pro nedostatek vhodnyacutech prostředku Methody topografickeacute anebo polniacute astronomie ktereacute jsou meacuteně přesneacute než prvniacute ale nevyžadujiacute teacuteměř speciaacutelniacuteho zařiacutezeniacute však nevedou k dostatečně přesnyacutem vyacutesledkům a vyžadujiacute mimo to dosti zdlouhavyacutech vyacutepočtu Přesnost zeměpIacutesneacute šiacuteřky nebo deacutelky měřenaacute normaacutelniacutem vteřinovyacutem zeměměřičskyacutem theoshy

iS3

dolitem je v průměru při velkeacutem počtu pozorovaacuteniacute a zkušeneacutem měřiči asi jen HY až 15 a uvaacutežiacuteme-li že 1 v zeměpisneacute deacutelce je 20 metrů na povrchu zemskeacutem a 1 v šiacuteřce dokonce 31 m je to přesnost dostačushyjiacuteciacute pro některeacute přiacutepady ale vcelku nevyhovujiacuteciacute a neuacuteměrnaacute vynaloshyženeacute praacuteci Tyto methody a dosaženeacute vyacutesledky jsou velmi cenneacute na př pro vědeckeacute expedice ktereacute se pohybujiacute v neznaacutemyacutech uacutezemiacutech bez map ale jsou nehospodaacuterneacute v našiacute republice kteraacute maacute dobreacute a uacuteplneacute mapoveacute podklady jichž lze dobře pro tyto uacutečely využiacutet Přejdeme proto na geodetickeacute zeměpisneacute souřadnice s vědomiacutem že zanedbaacutevaacuteme tiacutežnicoshyvou odchylku

Protože skoro každyacute umiacute ve speciaacutelniacute mapě čiacutest a umiacutestit tam svoje stanoviště nebude těžkeacute praviacutetkem promiacutetnout rovnoběžky s raacutemem mapy a na okrajoveacutem děleniacute odměřit (odsunout) opatrně zeměpisnou polohu pracujeme-li pečlivě dostaneme polohu pohodlně na vteřiny ač tuto přesnost musiacuteme považovat jen za vnitřniacute protože na někteshyryacutech miacutestech tereacuten v mapě neniacute v souhlase se souřadnicemi na raacutemu Některeacute speciaacutelniacute mapy majiacute zeměpisneacute deacutelky vztaženeacute ještě jen k poshyledniacuteku Ferro k přechodu na Greenwich je třeba vzhledem k chybneacutemu posunu raacutemu těchto map odečiacutest 17deg4000 Tento postup je většinou zcela vyhovujiacuteciacute v praxi a pochybovačům připomiacutenaacuteme že jej použiacuteshyvaacuteme vyacutelučně při vyacutepočtu azimutu jak o tom uvedeme daacutele

Mohou nastat přiacutepady kdy odsunutiacute souřadnic ze speciaacutelniacute mapy nebude z nějakeacuteho důvodu vyhovovat Pak saacutehneme k přesnějšiacutem zeměshyměřičskyacutem prostředkům Snadnaacute uacuteloha je v miacutestech kde byla vyhotoshyvena katastraacutelniacute mapa novyacutem měřeniacutem (je to Velkaacute Praha a většina měst i jineacute obce) t j v měřiacutetku 12000 nebo 11000 (někde 12500) Tyto dokonaleacute mapoveacute podkhidy umožniacute dobrou loka1isaci miacutesta pozoroshyvaacuteniacute (s přesnostiacute 05 m) a přesneacute určeniacute zeměpisnyacutech souřadnic reměshypisnaacute deacutelka je vztažena vesměs na Ferro převod tu je s pomociacute hodnoty - 17deg3946 Stejně dobře naacutem posloužiacute i praacutevě dokončovanaacute staacutetniacute mapa 15000 (odvozenaacute) a i mapy jinyacutech měřiacutetek pokud jsou vyhotoshyveny a majiacute raacutem v zeměpisnyacutech souřadniciacutech

Nedostačuje-li ani tato methoda (na př pro nedostatek vhodnyacutech mashypovyacutech podkladů) zaměřiacute se některou jednoduchou methodou pravoshyuacutehleacute souřadnice stanoviště (na př protiacutenaacuteniacutem zpět nebo vpřed) tyto rovinneacute souřadnice se transformaciacute přeměniacute na geodetickeacute souřadnice zeměpisneacute Měřickaacute i vyacutepočetniacute praacutece vyžaduje školeneacuteho odborniacutekashyzeměměřiče a proto je třeba o ni požaacutedat některyacute ze zeměměřičskyacutech uacutestavů takeacute vzhledem k nutnosti uacuteředniacuteho opatřeniacute důvěrnyacutech geodeshytickyacutech podkladů Každeacute středisko tomuto uacutečelu raacutedo vyhoviacute v raacutemci pracovniacutech možnostiacute a autor poskytne zaacutejemcům dalšiacute podrobnějšiacute inshyformace ktereacute by překročily raacutemec tohoto člaacutenku Zbyacutevaacute ještě zmiacutenit se o určeniacute azimutu spojnice stanoviště a někteshy

reacuteho vyacuteznačneacuteho předmětu v okoliacute (na př věže kostela a pod) Astroshynomickyacute azimut teacuteto strany je uacutehel kteryacute tato strana sviacuteraacute se zeměpisshy

184

nyacutem jihem (t j smě~em Ji jižniacutemu poacutelu) někdy se azimut počiacutetaacute i od severu Odměřeniacutem tohoto uacutehlu theodolitem můžeme kdykoli znovu VYtyčit směr na jih (nebo sever) což je důležiteacute pro rektifikaci přiacuteshystrojů a jineacute uacutelohy

Normaacutelniacutem theodolitem je možno astronomickyacute azimut změřit velmi přesně (stř chyba v průměru -t- 10) poměrně jednoduchyacutemi methoshydami topografickeacute astronomie z nichž nejjednoduššiacute je s pomociacute Poshylaacuterky v největšiacute digresi ale i ve dne můžeme určit azimut pozorovaacuteniacutem Slunce Method je hodně a velmi rozmanityacutech avšak jejich popis se vymykaacute raacutemci těchto povšechnyacutech informaciacute Zaacutejemcům raacutedi poskytshyneme bližšiacute podrobnosti

Jinyacute způsob určeniacute azimutu je opět prostřednictviacutem pravouacutehlyacutech rovinnyacutech souřadnic stanoviště a odměrneacuteho bodu (t j věže kostela trig bodu vodaacuterny a pod) Poměr rozdiacutelů souřadnic tťiacutechto bodů daacutevaacute

ihned geodetickyacute směrniacutek (tga = ~Y ) COž je uacutehel v našiacute čs soustavěuX

od jihu zvoleneacute projekce tento kartografickyacute jih nesouhlasiacute s jihem zeměpisnyacutem a proto ani geodetickyacute směrniacutek neniacute azimutem astronoshymickyacutem teprve vyacutepočtem t zv kartografickeacute poledniacutekoveacute sbiacutehaoosti kteraacute u naacutes činiacute až 9deg a připojeniacutem stočeniacute siacutetě (10) dostaneme astroshynomickyacute azimut Vyacutepočet je jednoduchyacute musiacute ale byacutet svěřen odborniacuteshykovi což však nečiniacute potiacutežiacute Takto ziacuteskanyacute směr poledniacuteku vyznačiacuteme pak na našiacute hvězdaacuterně trvale vhodnyacutem způsobem Shrňme tedy potřebujete-li si určit zeměpisneacute souřadnice hvězdaacuterny

nebo pozorovatelny snažte se je nejprve odsunout ze speciaacutelniacute nebo jineacute vhodneacute mapy (staacutetniacute mapa 1 5000 novaacute katastraacutelniacute mapa) Velshykou peacuteči je třeba věnovat identifikaci stanoviště na mapě Mapoveacute podshyklady tohoto druhu jsou taj n eacute proto se obraťte s uvedeniacutem uacutečelu na nejbližšiacute zeměměřičskou skupinu nebo Oblastniacute uacutestav geodesie a kartografie kde vaacutem raacutedi pomohou a souřadnice event sami zjistiacute V krajniacutem přiacutepadě neniacute-li uvedenyacute postup možnyacute se zeměpisneacute souřadshynice určiacute transformaciacute ze souřadnic pravouacutehlyacutech

Astronomickyacute azimut libovolneacute strany se nejsnaacuteze určiacute pozorovaacuteniacutem Polaacuterky v digresi kdy se po dosti dlouhou dobu jejiacute azimut vůbec neshyměniacute (je stacionaacuterniacute) jinak pozorovaacuteniacutem jineacute hvězdy nebo Slunce V přiacutepadech že jsou znaacutemy pravouacutehleacute rovinneacute souřadnice stanoviště určiacute se azimut s pomociacute geodetickeacuteho směrniacuteku a meridiaacutenoveacute konvershygence

Ve všech přiacutepadech je autor tohoto informativniacuteho člaacutenku všem tazashytelům připraven pomoci radou i event zaměřeniacutem protože určeniacute zeměshypisneacute polohy a orientace pozorovatelny je zaacutekladniacute a odpovědnyacute uacutekol kteryacute se n~mIacute poacutedceňovat nebo odbyacutevat

G

185

RADIOVAacute ASTRO NO MI E zkoumaacute soustavu Mleacutečneacute draacutehy

Dr OTO OBŮRKA

Nejkraacutesnějšiacutem a zaacutekladniacutem rysem vědy je ustavičneacute uacutesiliacute o poznaacuteniacute přiacuterodniacutech zaacutekonitwtiacute o poznaacuteniacute podstaty a složeniacute světa - o poznaacuteniacute vědeckeacute pravdy

Cesty a metody praacutece kteryacutemi se věda dobiacuteraacute poznaacuteniacute nebo poznashynou pravdu ověřuje jsou často velmi různeacute Zvlaacuteště astronomie kteraacute objekty sveacuteho zkoumaacuteniacute nemůže vyšetřovat na laboratorniacutem stole užiacutevaacute všech poznatků moderniacute vědy a různyacutech metod aby vyacutesledky baacutedaacuteniacute ověřovala a doplňovala různyacutemi způsoby

Do nedaacutevna využiacutevala astronomie k svyacutem vyacutezkumům jen světelneacuteho zaacuteřeniacute ať již ve viditelneacute ultrafialoveacute nebo infračerveneacute čaacutesti spektra a ziacuteskala tak nesmiacuterneacute vědomosti Před nemnoha lety bylo však zjišshytěno že lze zachytit z různyacutech oblastiacute vesmiacuterneacuteho prostoru takeacute zaacuteřeniacute o deacutelkaacutech rozhlasovyacutech vln

Zatiacutem co světelneacute zaacuteřeniacute z hvězdnyacutech těles pronikajiacuteciacutech našiacute atmoshysfeacuterou maacute vlnoveacute deacutelky od třiacute deseti tisiacutecin do jedneacute tisiacuteciny milimetru pohybuje se vlnovaacute deacutelka zachyceneacuteho radioveacuteho zaacuteřeniacute přichaacutezejiacuteshyciacuteho od kosmickyacutech zdrojů od jednoho centimetru do asi dvaceti metrů Hvězdnaacute tělesa vysiacutelajiacute nepochybně zaacuteřeniacute takeacute jinyacutech vlnoshyvyacutech deacutelek avšak zemskaacute atmosfeacutera je pro ně nepropustnaacute Jen jakyacutemisi dvěma okeacutenky umožňuje průchod zaacuteřeniacute vyacuteše uvedenyacutech frekvenciacute

Roku 1931 zjistil radiofysik Janskyacute při vyšetřovaacuteni poruch rozhlashysoveacuteho přiacutejmu na ultrakraacutetkyacutech vlnaacutech šum a bzučeniacute nebo poruchy ktereacute nemohly byacutet působenyacute pozemskyacutem zdrojem a byly připisovaacuteny Slunci Byl zachycen takeacute šum jehož původ bylo možno hledat jen ve věsmiacuterneacutem prostoru v Mleacutečneacute draacuteze a to předevšiacutem v oblastech ve směru k souhvězdiacute Střelce a Labuti

V několika letech rozvinul se po celeacutem světě čilyacute vyacutezkum tohoto zaacuteřeniacute kteryacute již v kraacutetkeacute době přinesl pozoruhodneacute vyacutesledky Dnes studuje radiovaacute astronomie pomociacute velkyacutech radiovyacutech teleskopů a zvlaacuteštniacuteho technickeacuteho vybaveniacute meteorickeacute roje a to i za denniacuteho světla ba i při zamračeneacute obloze zkoumaacute zaacuteřeniacute přichaacutezejiacuteciacute od Slunce a jinyacutech zdrojů a doplňuje dokonce vyacuteznamně naše vědomosti a předshystavy o rozděleniacute hmoty a o pohybovyacutech poměrech v soustavě Mleacutečneacute draacutehy O některyacutech novějšiacutech objevech v tomto oboru chceme zde pojednat

Již delšiacute dobu usiluje astronomie o vytvořeniacute spraacutevneacuteho obrazu o složeniacute a dynamice našiacute Galaxie Na zaacutekladě obsaacutehleacuteho pozorovaciacuteho materiaacutelu shromaacutežděneacuteho během dlouhyacutech desiacuteti letiacute na světovyacutech hvězdaacuternaacutech bylo pomociacute statistickyacutech metod studovaacuteno prostoroveacute

f86

rozděleniacute a pohyboveacute poměry různyacutech hvězdnyacutech typů zvlaacuteště pak proměnnyacutech hvězd Vyacutesledky ke kteryacutem došli v posledniacutech letech sovětštiacute astronomoveacute předevšiacutem Kukarin ukazujiacute že různeacute hvězdneacute typy lišiciacute se fysikaacutelniacutemi vlastnostmi vytvaacuteřejiacute v soustavě Mleacutečneacute draacutehy jakeacutesi podsysteacutemy ktereacute se lišiacute rozděleniacutem svyacutech členů v prosshytoru jejich staacuteřiacutem i podmiacutenkami vzniku a vyacutevoje Soustava Mleacutečneacute draacutehy jeviacute se tedy jako složityacute systeacutem podřazenyacutech hvězdnyacutech soustav a skupin Na rozdiacutel od podsysteacutemů kulovyacutech tvarů jejichž členoveacute jsou hvězdy podle svyacutech charakteristik staršiacute obsahujiacute tak zvaneacute plocheacute podsysteacutemy kromě mnoha hvězd o nichž se domniacutevaacuteme že jsou značně mladeacute ještě rozsaacutehlaacute oblaka difusniacute mezihvězdneacute hmoty a plynu shy

Řiacutedce rozptyacuteleneacute hmotneacute čaacutestice o rozměrech odpoviacutedajiacuteciacutech řaacutedově vlnoveacute deacutelce světla působiacute jako mlha kteraacute nedovoluje pronikaacuteniacute světelnyacutech paprsků takže v rovině Mleacutečneacute draacutehy ve směru k jejiacutemu středu můžeme viděti pouze v okruhu asi 7000 světelnyacutech roků Mnoshyheacute hvězdy jsou v teacuteto vzdaacutelenosti tak zatemněny že jen několik maacutelo procent jejich zaacuteřeniacute pronikaacute mlhou jineacute nejsou viditelny vůbec Jaacutedro soustavy Mleacutečneacute draacutehy ktereacute je takeacute těžištěm a středem rotace celeacute soustavy je zhruba čtyřikraacutete daacutele a nemůže byacutet vůbec viděno obvyklyacutemi astronomickyacutemi prostředky Proto se snažila astronomie určit polohu středu Galaxie obsaacutehlyacutemi pracemi statistickyacutemi studushyjiacuteciacutemi rozděleniacute a polohy hvězd zvlaacuteště hvězd ranyacutech vyacutevojovyacutech typů a hvězd proměnnyacutech Při zkoumaacuteniacute struktury Mleacutečneacute draacutehy se v posledniacute době znamenitě

uplatňuje radiovaacute astronomie Radioveacute vlny pronikajiacute totiž nejen mraky našiacute pozemskeacute atmosfeacutery ale i rozsaacutehlyacutemi kosmickyacutemi oblaky Galaxie To umožňuje pozorovaacuteniacute ve dne i v noci za slunečniacuteho svitu i při zamračeneacute obloze nebo za deště Takoveacute vyacutehody radioveacute astroshynomie jsou zvlaacutešť důležiteacute pro observatoře v oblastech s nestaacutelyacutem počasiacutem a malyacutem počtem jasnyacutech dnů tedy s klimatem jakeacute je u naacutes a ve velkeacute čaacutesti Evropy

Ještě důležitějšiacute je druhaacute vlastnost radioveacuteho zaacuteřeniacute schopnost pronikat rozsaacutehlyacutemi oblaky rozptyacuteleneacute hmoty v Galaxii jež umožňuje aby byly ziacuteskaacutevaacuteny informace o stavu a rozloženiacute hmoty v oblastech ktereacute jsou pro optickeacute dalekohledy nedohledneacute

Teacuteto otaacutezce byla věnovaacutena soustředěnaacute praacutece některyacutech observatořiacute a při rozsaacutehleacutem průzkumu bylo vyšetřovaacuteno zaacuteřeniacute v různyacutech paacutesmech o vlnovyacutech deacutelkaacutech od jednoho do patnaacutecti metrů a vypracovaacuteno něshykolik zevrubnyacutech přehledů o rozděleniacute intensity zaacuteřeniacute v různyacutech směrech oblohy pro různeacute vlnoveacute deacutelky Všechny přehledy ukazujiacute že nejintesivnějšiacute zaacuteřeniacute přichaacuteziacute z galaktickeacute roviny a poměrně slabeacute zaacuteřeniacute z jinyacutech směrů Zaacuteřeniacute v rovině Mleacutečneacute draacutehy jeviacute nerovnoshyměrneacute rozděleniacute s velmi ostryacutem m~imem bliacutezko galaktickeacute deacutelky 327deg což je směr ke středu Mleacutečneacute draacutehy stanovenyacute jiacutež dřiacuteve opticshy

187

kou astronomiiacute Tiacutem se ověřujiacute staršiacute vyacutesledky optickeacute astronomie neboť lze skutečně předpoklaacutedat že při velkeacute koncentraci hmoty censhytraacutelniacute čaacutesti Galaxie a zvlaacuteště při velkeacutem počtu mladyacutech hvězd je tam i mnoho objektů vysiacutelajiacuteciacutech zaacuteřeniacute všech vlnovyacutech deacutelek

Velmi zaacutevažnaacute je otaacutezka jakyacutemi zdroji je radioveacute zaacuteřeniacute vysiacutelaacuteno Z dosavadniacutech studiiacute byl vytvořen naacutezor že je vysiacutelaacuteno jednak tak zvanyacutemi radiohvězdamiacute nebo teacutež diskretniacutemi nebo bodovyacutemi zdroji jak se jim nyniacute řiacutekaacute a rozsaacutehlyacutemi oblaky mezihvězdneacuteho plynu Jsou tu však ještě některeacute nejasnosti a je důležityacutem uacutekolem radioveacute astroshynomie a nukleaacuterniacute fysiky aby podmiacutenky vzniku zaacuteřeniacute vysvětlily a dosavadniacute poznatky doplnily

Radioveacute zaacuteřeniacute maacute spojiteacute emisniacute spektrum v němž dlouho nebyla nalezena žaacutednaacute zřetelnaacute čaacutera takže bylo sice možno studovat intensitu zaacuteřeniacute v různyacutech vlnovyacutech paacutesmech nebylo však možno zkoumat přiacuteshypadnyacute posuv spektra kteryacute v optickeacutem oboru přinaacutešiacute informace neshysmiacuterneacute ceny o hvězdnyacutech pohybech Teprve v roce 1951 byla přece jen objevena ve spektru radioveacuteho zaacuteřeniacute emisniacute čaacutera ionisovaneacuteho vodiacuteku o vlnoveacute deacutelce 211045 cm (frekvence 14204056 Me sec) jejiacutež studium umožňuje vyšetřovaacuteniacute galaktickeacute struktury i rotace soustavy Mleacutečneacute draacutehy

V radioveacute technice je snadneacute vybrat určitou frekvenci a kalibrovat ji vzhledem Ir absolutniacutem laboratorniacutem měrnyacutem jednotkaacutem takže rozbor spektra v oboru radiovyacutech vln je daleko meacuteně zatiacutežen systemashytickyacutemi chybami a empirickyacutemi korekcemi než spektroskopie ve fotoshygrafickeacutem uacuteboru Značnaacute čaacutest dosavadniacuteho vyacutezkumu struktury Galaxie byla v optickeacute

astronomii založena na studiu hvězdnyacutech pohybů určovanyacutech z rashydiaacutelniacutech rychlostiacute Tato metoda pro niž je podstatneacute měřeniacute Doppleshyrova posuvu spektraacutelniacutech čar daacutevala znameniteacute vyacutesledky Jak jsme již uvedli byla však omezena pro optickyacute obor jen na naše nejbližšiacute sousedstviacute

Po objeveniacute emisniacute čaacutery 21 cm bylo možneacute studovat pohyboveacute poshyměry a rozděleniacute hmoty v Mleacutečneacute draacuteze pomociacute radioastronomickeacuteho vyacutezkumu kteryacute pronikaacute i do vzdaacutelenyacutech čaacutestiacute Galaxie Bylo provedeno mnoho pozorovaacuteniacute za uacutečelem zjištěniacute radiaacutelniacuteho pohybu mezihvězdshyneacuteho vodiacuteku a na mnoha sniacutemciacutech byl skutečně objeven posuv uvedeneacute spektraacutelniacutemiddot čaacutery 21 cm a byly z něho určeny noveacute podrobnosti o pohyshybech v Galaxii Po provedeniacute redukce spektrogramů a odečteniacute vlivu pohybu Země kolem Slunce a Slunce vzhledem k ostatniacutem hvězdaacutem bylo možno vysvětlit většinu nalezenyacutech spektraacutelniacutech posuvů z Galakshytickeacute rotace Soustava Mleacutečneacute draacutehy otaacutečiacute se směrem vyacutechod - jihshyzaacutepad (odleva doprava) a lze předpoklaacutedat že jejiacute jednotliveacute subshysysteacutemy otaacutečejiacute se jako celky V galaktickeacute rovině je pak rozděleniacute rychlostiacute rotace určeno soustředěnyacutemi paacutesy při čemž čaacutesti nejbliacuteže položeneacute ke galaktickeacutemu středu majiacute největšiacute uacutehlovou rychlost čaacutesti

188

od středu vzdaacutelenějšiacute postupně menšiacute uacutehloveacute rychlosti Tyto vyacutesledky jsou ve shodě s dosavadniacutemi daty určenyacutemi optickou astronomiiacute s poshymociacute statistickyacutech metod

Vzdaacutelenost Slunce od středu soustavy Mleacutečneacute draacutehy vychaacuteziacute z radioshyastronomickyacutech měřeniacute na 26 000 světelnyacutech roků a jeho rychlost pohybu 216 km za vteřinu Posuv spektraacutelniacutech čar svědčiacute o radiaacutelniacutech rychlostech až 50 km za vteřinu bud směrem k Slunci nebo obraacuteceně Spektra ziacuteskanaacute z některyacutech směrů galaktickeacute roviny jeviacute rozděleniacute čaacutery 21 cm na dvě tři nebo i viacutece složek z nichž každaacute je vysiacutelaacutena jinyacutem mrakem mezihvězdneacute hmoty ktereacute jsou umiacutestěny v prostoru v teacutemž směru avšak různě daleko a majiacute různeacute rotačniacute rychlosti a takeacute různeacute rychlosti radiaacutelniacute

Rozděleniacute čar a jejich intensita svědčiacute takeacute o množstviacute a stavu hmoty kteraacute zaacuteřeniacute vysiacutelaacute Byla tak potvrzena existence spiraacutelniacutech ramen Mleacutečneacute draacutehy kteraacute pozoroval v poměrně nevelkeacutem okoliacute Slunce Morgan při vyšetřovaacuteniacute plynnyacutech mlhovin a hvězd spektraacutelniacutech typů O a B Zatiacutem co Morgan zjistil dvě ramena byla určena metoshydami radioveacute astronomie vně Slunce tři ramena Mleacutečneacute draacutehy Byly ziacuteskaacuteny noveacute uacutedaje o tvaru ramen jejich poloze v prostoru i o pohyshybovyacutech poměrech v různyacutech čaacutestech soustavy Bylo zjištěno na přiacuteshyklad že hustota hmoty mezi spiraacutelniacutemi rameny je desetkraacutete menšiacute než hustota hmoty v ramenech Bylo takeacute objeacuteveno že jedno rameno je asi 10 nad galaktickou rovinou v niacutež ležiacute ostatniacute ramena Zůstaacutevaacute však ještě nedořešena otaacutezka zdali jsou spiraacutelniacute ramena Galaxie vlečena nebo zda se Galaxie rozviacutejiacute Byla zkoumaacutena rotace dvou desiacutetek nejbližšiacutech spiraacutelniacutech mlhovin ale ani tak nebylo dosud dosashyženo jednoznačneacuteho vyacutesledku Věřiacuteme však že neniacute daleka doba kdy i v tomto ohledu bude jasno

Tak se splnilo nepředviacutedanou cestou daacutevneacute přaacuteniacute astronomů aby mohli pozorovat spiraacutelniacute ramena našiacute Galaxie a byla rozřešena zaacuteshysadniacute otaacutezka o směru rotace a podobě Mleacutečneacute draacutehy

Protože je soustava Mleacutečneacute draacutehy jenom jedniacutem z mnopa mmonů podobnyacutech hvězdnyacutech systeacutemů zkoumali pracovniacuteci radfoveacute astroshynomie zda jsou takeacute ostatniacute vesmiacuterneacute soustavy zdroji radioveacuteijo zaacuteshyřeniacute Velkyacutemi radiovyacutemi teleskopy z nichž dosud největšiacutem jeparashybolickeacute zrcadlo o průměru 67 metrů bylo skutečně radioveacute zaacuteřeniacute od nejbližšiacutech spiraacutelniacutech mlhovin zachyceno Byly dokonce ziacuteskaacuteny cenneacute podrobnosti o rozděleniacute intensity radioveacuteho zaacuteřeniacute velkeacute spiraacutelniacute mlhoshyviny v Andromedě Vyacutesledky vyacutezkumu bliacutezkyacutech galaxiiacute ukazujiacute že intensita radioveacuteho zaacuteřeniacute odpoviacutedaacute přibližně zaacuteřeniacute našiacute soustavy Mleacutečneacute draacutehy

Nepochybujeme že jsme teprve na počaacutetku vyacuteznamnyacutech objevů ktereacute doplniacute naše poznatky o stavu a rozloženiacute mezihvězdneacuteho vodiacuteku o hvězdnyacutech tělesech našiacute soustavě Mleacutečneacute draacutehy i o jinyacutech galaxiiacutech

189

o N UTN OSTI sVEToveacuteH o K ALE N DAacuteŘE

Dr HUB E RT S LO U KA

Nejstaršiacute a nejYyacuteznamnějšiacute vymoženostiacute astronomie je zavedeniacute kashylendaacuteře Jeho vznik ležiacute v dobaacutech tak nesmiacuterně vzdaacutelenyacutech že nelze stanovit ani tisiacuteciletiacute kdy se- pračlověk po prveacute pokusil do plynuleacuteho toku udaacutelostiacute sveacuteho života vneacutest jakyacutesi pořaacutedek a pravidelnost Je naacutem však jasneacute že měřeniacute a rozděleniacute doby ve dni ročniacute obdobiacute měshysiacutece a roky je nesrovnatelně staršiacute než zavedeniacute hodin minut a vteřin Zatiacutem co hodiny jako měřiče času byly vynalezeny někdy v třinaacutecteacutem stoletiacute kdy začaly sloužit vědeckyacutem uacutečelům byl kalendaacuteř již na vysoshykeacutem stupni dokonalosti jako vyacutesledek mnohotisiacutecileteacuteho snaženiacute a zdokonalovaacuteniacute člověkem Zatiacutem však co hodiny a měřeniacute času dosaacutehlo v nynějšiacute době neobvykleacute přesnosti a dokonalosti nemůžeme toteacutež řiacuteci o kalendaacuteři kteryacute neuspokojuje ani hvězdaacuteře ani potřeby běžneacuteho života a obsahuje mnoho nepravidelnostiacute a nesrovnalostiacute Je proto zavedeniacute dokonaleacuteho kalendaacuteře nutnyacutem požadavkem moderniacute doby kteraacute přibliacutežila a spojila naacuterOdy takovyacutem způsobem jako nikdy dřiacuteve

Tentokraacutete vychaacuteziacute naacutetlak na uskutečněniacute kalendaacuteřoveacute reformy z pokrokoveacute Indie kde kalendaacuteřoveacute poměry jsou až dosud velmi neshydokonaleacute a chaotickeacute I dnes se ještě použiacutevaacute v Indii až na čtrnaacutect různyacutech kalendaacuteřů a oficiaacutelniacute almanach kteryacute vydaacutevaacute každoročně indickaacute vlaacuteda obsahuje čtyři nejrozšiacuteřenějšiacute a nejviacutece užiacutevaneacute kalenshydaacuteře mezi nimi takeacute naacuteš Řehořskyacute a Mohamedaacutenskyacute Tato obsažnaacute publikace maacute asi 3273 stran a přepočiacutetaacutevaacuteniacute různyacutech kalendaacuteřniacutech uacutedajů zabere mnoho času a nesmiacuterně ztěžuje jak oficiaacutelniacute vlaacutedniacute tak i soukromou činnost Pro dalšiacute rozvoj Indie je proto nesmiacuterně užitečnyacute zaacutekrok kteryacute nedaacutevno učinil znaacutemyacute vynikajiacuteciacute fysik indickyacute profesor Meg Nad Haha Jako předseda komise pro refonnu kalendaacuteře v Indii učinil tento naacutevrh

Je třeba vybudovat indickyacute Grennwich kde budou konaacuteny všechny nutneacute počtaacuteřskeacute praacutece pro vydaacutevaacuteniacute indickyacutech efemerid nautickyacutech a leteckyacutech ročenek a kde kalendaacuteř se bude opiacuterat o slunečniacute kalendaacuteř pro celou Indii Je třeba opustit lunaacuterniacute kalendaacuteře použiacutevaneacute v civilshyniacutem životě a deacutelku roku stanovit na 3652422 dne Rovněž je nezbytně nutneacute počiacutetat dny od půlnoci do půlnoci a nynějšiacute nepravidelneacute měsiacutece nahradit měsiacuteci jak jsou zavedeny v noveacutem Světoveacutem kalendaacuteři

Jakeacute vyacutehody maacute tento novyacute Světovyacute kalendaacuteř oproti dosud použiacutevashyneacutemu Řehořovu Jsou takoveacuteho raacutezu že se za něj staviacute dnes celyacute astronomickyacute svět a všechny pokrokoveacute staacutety ktereacute nevyacutehody dosud použiacutevaneacuteho kalendaacuteře staacutele viacutece a viacutece pociťujiacute

Novyacute Světovyacute kalendaacuteř je stejně solaacuterniacute jako kalendaacuteř nynějšiacute to znamenaacute že jeho rozděleniacute v dni a měsiacutece se opiacuteraacute o stejnoměrneacute rozděleniacute doby oběhu Země kolem Slunce a bere ohled na pravidelneacute

190

---- - - - -

střiacutedaacuteniacute ročniacutech obdobiacute Obsahuje rovněž dvanaacutect měsiacuteců a 52 tyacutednů po sedmi dnech Posledniacute den v roce třistapětašedesaacutetyacute te vsunut mezi dva tyacutedny takže je mimo tyacuteden a je označen jako Světovyacute den s datem 31 prosince nebo W prosinec Měl by byacutet slaven jako Světovyacute svaacutetek a znamenal by takeacute uceleneacute zakončeniacute časoveacuteho obdobiacute jednoho roku

SVĚTOVYacute KALENDAacuteŘ

LEDEN NPUacuteSCPS

l 1234567 ~ 8 9 10 11 12 13 14 E 15 16 17 18 19 20 21 t) 22 23 24 25 26 27 28 ~ 29 30 31

DUBEN NPUacuteSCPS

l 1234567 ~ 8 9 10 11 12 13 14 E 15 16 17 18 19 20 21 t) 22 23 24 25 26 27 28 N 29 30 31

ČERVENEC NPUacuteSCPS

123456711 8 9 10 11 12 13 14 ~ 15 16 17 18 19 20 21 t) 22232425262728 ~ 29 30 31

Ř iacute JEN NPUacuteSCPS

1234567 2 8 9 1011 12 13 14 ~ 15 16 17 18 19 20 21 t) 22 23 24 25 26 27 28 29 30 31

UacuteNOR NPUacuteSCPS

1234 5 6 7 8 9 10 II 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30

KVĚTEN

NPUacuteSCPS

1234 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30

SRPEN NPUacuteSCPS

1234 5 6 7 8 9 10 II 12 13 14 15 16 17 18

BŘEZEN

NPUacuteSČPS

12 3 4 5 6 7 8 9 10 II 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30

ČERVEN

NPUacuteSCPS

12 3 4 5 6 7 8 9 10 II 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30 W

NP

zAŘ UacuteSCPS

I

3 4 10 11

12 5 6 7 8 9 12 13 14 15 16

I

1920212223242517181920212223 26 27 28 29 30

I L I S TOP A D NPUacuteSCPS

1234 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30

24 25 26 27 28 29 30

PRO S lNE C NPUacuteSCPS

12 3 4 5 6 7 8 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30 W

Světovyacute den (Světovyacute svaacutetek) W neb 31 prosine~ (365 den) naacutesledue po 3D prosinci každeacuteho roku I W - den přestupneacuteho roku (Světovyacute svaacutetek) nebo 31 ČerVen naacutesledue 30 června každeacuteho přestupshy

neacuteho roku

191

I

9

V přestupnyacute rok kdy ziacuteskaacutevaacuteme jeden den nebyl by tento vsunut na konec uacutenora jak obvykle nyacutebrž mezi- 30 června a 1 července Byl by označen jako 31 červen nebo jako VV červen rovněž jako Světovyacute den Opakoval by se vždy po čtyřech letech tak jako dosud

Velkou vyacutehodou Světoveacuteho kalendaacuteře by byla stejnost roků každeacute datum by připadalo vždy na stejnyacute den v roce 1 ledna by vždy přishypadlo na neděli 1 uacutenora vždy na středu 1 března vždy na paacutetek 1 dubna vždy na neděli atd Nebylo by třeba tisknout každyacute rok novyacute kalendaacuteř vyrytyacute do kamene neb do kovu stal by se jak potřebnou tak i ozdobnoo součaacutestiacute veřejnyacutech budova miacutestnostiacute (Viz str 191)

Nejvhodnějšiacute den pro zavedeniacute noveacuteho kalendaacuteře byl by 1 leden 1956 kteryacute připadaacute na neděli anebo až 1 ledna 1951 kdy rovněž je

bull neděle Lze očekaacutevat že spojeniacutem všech pokrokovyacutech sil k tomuto zdokonaleniacute našeho kalendaacuteře co nejdřiacuteve dojde

PROM~NNEacute HV~ZDY

B V KUKARKIN

(v pokračovaacutemiacute)

Proměnneacute hvězdy typu Mim Ceti

Proměnneacute hvězdy typu Mira Ceti se nazyacutevajiacute ty proměnneacute hvězdy velkeacute posloupnosti jejichž periody jsou v rozmeziacute od 50 do 650 dniacute amplitudy změny jasnosti ve visuaacutelniacutech a fotografickyacutech paprsciacutech jsou vyššiacute než 25 m (průměrně 47 m) a ve spektrech v době maxima jsou vidět intensivru jasneacute čaacutery vodiacuteku a jinyacutech prvků Všechny proshyměnneacute hvězdy tohoto typu majiacute niacutezkeacute teploty velkaacute většina jich (90 ) patřiacute ke spektraacutelniacute třiacutedě Me a mnohem menšiacute čaacutest (přibližně po 5 ) spektraacutelniacutem třiacutedaacutem Se Ne

Mnohaletaacute zkoumaacuteniacute spekter těchto hvězd kteraacute se konala v SSSR akademikem G A Šajnem a v USA P Merrillem vedla k objeveniacute mnoshyhyacutech a různyacutech fysikaacutelntch zvlaacuteštnostiacute hvězd tohoto typu Kromě toho tyto hvězdy vzhledem k velkyacutem amplitudaacutem a snadnosti pozorovaacuteniacute 400 proměnnyacutech hvězd typu Mira Cetiacute za celou dobu jejich pozorovaacuteniacute byly vždycky obliacutebenyacutemi objekty pro visuaacutelniacute určeniacute jasnosti a v době posledniacutech desiacutetek let mnoho set jich přišlo na program amateacuterskyacutech společnostiacute pozorovatelů proměnnyacutech hvězd a neustaacutele se pozorujiacute Velkeacute amplitudy těchto hvězd způsobujiacute snadnost objevu Lze tvrditi že znaacuteme prakticky všechny proměnneacute hvězdy tohoto typu jasnějšiacute než 10 m v maximu Všechny tyto přiacutezniveacute okolnosti vedly k t0Jnu že proměnneacute hvězdy typu Mira Cetiacute mohou byacutet v přiacutetomneacute době poshyvažovaacuteny po mnoha straacutenkaacutech za nejleacutepe prozkoumaneacute objekty z proshy

192

měnnyacutech hvězd všech typu V přiacutetomneacute době je znaacutemo viacutece než 3000 proměnnyacutech hvězd typu Mira Ceti

Deacutelka periody proměnneacute hvězdy představuje iednu z nejzaacutekladnějshyšiacutech a v dnešniacute době lehce určitelnyacutech charateristik proměnnostiacute Proshyměnneacute hvězdy typu Mira Ceti z nichž se mnoheacute nepřetržitě pDzorujiacute kolem 100 let a některeacute jednotliveacute hvězdy již několik stoletiacute předstashyvujiacute vděčnyacute materiaacutel pro zkoumaacuteniacute otaacutezky o změně deacutelky periody s dobou Objeveniacute sekulaacuterpiacutech změn periody proměnnyacutech hvězd mělo by velmi důležityacute vyacuteznam kdyby bylo možno dokaacutezat vyacutevojovyacute vyacuteshyznam těchto změn Velkaacute většina proměnnyacutech hvězd typu Mira Ceti opravdu jsou charakteristickeacute skutečnyacutemi koliacutesaacuteniacutemi period Ale ještě roku 1929 Eddington a Plakidis (A Eddington S Plakidis M N 90 65 1929) poukaacutezali a v roce 1934 Sterne ještě přesvědčivěji dokaacutezal (T Sterne Harv Circ 386 a 387 1934) že tato skutečnaacute koliacutesaacuteniacute představujiacute naacutesledek samotneacute podstaty periodickyacutech procesů a v žaacutedshyneacutem přiacutepadě nemajiacute vyacutevojovyacute charakter V roce 1938 bylo uveřejněno zkoumaacuteniacute Sterneho a Campbella (T Sterne L Campbell Harvard Annals 105 1938) Autoři sebrali všechny uacutedaje o periodaacutech teacuteměř 400 proměnnyacutech hvězd typu Miacutera Ceti za celou dobu jejich pDwrovaacuteniacute a přiložili k těmto nahodilyacutem statistibkyacutem vyacuteběrům souhlasneacute kriteshyrium Pirsonovo (t zv kriterium x2 ) kteryacute rozdělil materiaacutel podle času a podle deacutelky periody Pro velikou většinu hvězd pravděpodobshynost většiacutech než pozorovanyacutech nahodilyacutech rozdiacutelů v deacutelce periody se ukaacutezala byacuteti bliacutezkaacute jednotce Jinyacutemi slovy theoretickou představu pozorovaneacuteho rmiddotozloženiacute za pomoci zaacutekona přirozeneacuteho rozloženiacute lze poklaacutedat za dobrou a nelze předpoklaacutedat žaacutedneacute změny v deacutelce periody ktereacute by měly vyacutevojovyacute charakter (jEtn dvě hvězdy R Hydrae aR Aquishylae ukaacutezaly skutečneacute změny periody ktereacute pravděpodobně nemohou byacutet vysvětleny nahodilostiacute vyacuteběru) Nemůže tedy byacutet ani řeči o objeshyvovaacuteniacute vyacutevojovyacutech proměn period proměnnyacutech hvězd typu Mira Cetiacute Avšak čas je našiacutem spolehlivyacutem spojencem ve věci poznaacuteniacute vněišiacuteho světa a opakovaacuteniacute baacutedaacuteniacute podobnyacutech praacuteci Sterneho a Campbella za několik desiacutetek let může veacutesti k objevům vyacutevojovyacutech tendenciacute ve změshyně period proměnnyacutech hvězd

Již před šedesaacuteti lety bylo objevenože ve spektrech proměnnyacutech hvězd typu Mira Ceti se pozorujiacute emisniacute čaacutery vodiacuteku a jinyacutech prvků Je však znaacutemo že proměnneacute hvězdy typu Mira Ceti isou hvězdami s nejnižšiacutemi teplotami (1600deg K až 3300deg K) jejichž spektra jsou chashyrakteristickaacute molekulaacuterniacutemi paacutesy (kysličniacutek titanu kysličniacutek zirkonu uhliacutek kyan uhlovodiacuteky atd) PřiacutetOIlli1ost absorpčniacutech molekulaacuterniacutech paacutesů a emisniacutech čar vodiacuteku a ionisovaneacuteho železa v teacutemže spektru vyžadujiacuteciacutech pro svou excitaci vysokeacuteho stupně energie se na prvniacute pohled zdaacute byacutet neslučitelnaacute Je zcela přirozeneacute že probleacutemu studia podstaty emisniacutech spekter proměnnyacutech hvězd typu Mira Ceti se věnoshyvalo a věnuje mnoho pozornosti Zvlaacutešť zaJiacutemavaacute isou všestrannaacute a

193

I

důslednaacute studia akademika Šajna (G A Šajn Izv AN SSSR 9 61 1945) provedenaacute během posledniacutech deseti let Omeziacuteme se zde stručshynyacutem vyacutekladem jeho studiiacute protože mnohopočetnaacute a různorodaacute studia jinyacutech autorů hlavně Merrilla v USA neřešiacute probleacutemy tak důkladně a široce

Mimo zaacutehadnost sameacute existence emisniacutech čar vysokeacuteho excitačniacuteho potenciaacutelu ve spektrech proměnnyacutech typu Mira Ceti nemeacuteně zaacutehadshynyacutemi se ukaacutezaly byacutet podivneacute nepravidelnosti v proměnnyacutech intensishytaacutech těchto čar Tyto nepravidelnosti (na přiacuteklad v Balmerově serii vodiacuteku čaacutera Ht je značně intensivnějšiacute než HlO a čaacutera Ho nejčastěji neniacute vůbec viditelnaacute) se nachaacutezejiacute v protikladu s theoriiacute a nikdy se nepozorujiacute u hvězd s vysokou teplotou a emisniacutemi spektry Akademik Šajn přesvědčivě ukaacutezal že prakticky všechny pozorovaneacute velmi poshyčetneacute nepravidelnosti mohou byacutet vysvětleny hypoteacutesou fysikaacutelniacuteho zakryacutevaacuteniacute některeacute emisniacute čaacutery zmenšujiacute svou intensitu a měniacute profil když se na cestě paprsku ven z hvězdy setkaacutevajiacute atomy nebo molekuly schopneacute absorbovat jim odpoviacutedajiacuteciacute kmitočet kdežto jineacute emisniacute čaacutery se vyzařujiacute bez překaacutežky Totiž kolem doby maxima když zvlaacutešť jasně se projevujiacute některeacute nepravidelnosti v atmosfeacuteře proměnnyacutech hvězd typu Mira Ceti neniacute efektivniacute stav hmoty způsobujiacuteciacute emisniacute spektrum vyššiacute než efektivniacute stav hmoty způsmiddotobujiacuteciacute absorpčniacute spektrum Nic podobneacuteho se nepozoruje u hvězd s vysokou teplotou u nichž emisniacute hmota se naleacutezaacute ve vrchniacutech vrstvaacutech atmosfeacutery a někdy i tvořiacute odděshylenyacute obal

Šajn ukazuje na velmi zaacutesadniacute zvlaacuteštnost powrovanyacutech nepravidelshynostiacute v emisniacutech čaraacutech nepravidelnosti se zmenšujiacute s deacutelkou doby od maxima (se zvětšeniacutem faacuteze) a často bliacutezko u minima uacuteplně miziacute Přiacuteshyčina zmenšeniacute nepravidelnostiacute s faacuteziacute tkviacute v tom že efektivniacute stav hmoty způsobujiacuteciacute emisniacute spektrum se staacutele zvyšuje zatiacutem co efekt fysikaacutelniacuteho zakryacutevaacuteniacute se přirozeně zmenšuje Tato hmota maacute vzeshystupnyacute pohyb v atmosfeacuteře ponenaacutehlu dosahuje velmi vysokyacutech jejiacutech vrstev a snad ji uacuteplně opouštiacute Hypoteacutesa vzestupneacuteho pohybu hmoty se potvrzuje už daacutevno znaacutemyacutem faktem že rychlost paprsku z emisniacutech čar je vždy matematicky menšiacute než rychlost paprsků z čar absorpčshyniacutech to znamenaacute že vrstva vytvaacuteřejiacuteciacute emisniacute čaacutery maacute vzhledem k vrstvě vytvaacuteřejiacuteciacute spektrum absorpčniacute pohyb vnějšiacute Rychlost toshyhoto vzestupneacuteho pohybu je pro různeacute hvězdy v meziacutech od 20 do 30 kmsec

Nehledě na to že nemůžeme zpozorovat moment kdy nastane vyacuteron hmoty způsobujiacuteciacute emisniacute spektrum z hlubokyacutech vrstev do atmosfeacutery a přesně zaznamenat moment kdy tato hmota v průběhu vzestupneacuteho pohybu opouštiacute atmosfeacuteru můžeme zjistit hodnotu vyacutešky atmosfeacutery aspoň podle trvaacuteniacute viditelnosti vyzařovanyacutech čar a poměrneacute rychlosti vyzařujiacuteciacute vrstvy Vyacuteška atmosfeacutery dosahuje hodnoty 1013 cm to je hodnoty poloměru veleobra Hvězdy typu Miacutera Ceti tedy majiacute značně

194

roztažitelnou a zředěnou atmosfeacuteru Přiacutetomnost vysokyacutech atmosfeacuter je nutnou podmiacutenkou pro uskutečněniacute fluorescence kteraacute představuje jedinyacute mechanismus schopnyacute vysvětlit existenci emisniacutech čar Avšak tato podmiacutenka nestačiacute Je nutnaacute ještě silnaacute ultrafialovaacute radiace tak neočekaacutevanaacute u chladnyacutech hvězd typu Miacutera CetL

Šajn ukaacutezal že použiacutevajiacutece pro vysvětleniacute nepravidelnostiacute v intenshysitaacutech čar emisniacuteho spektra efekt fysikaacutelniho zakryacutevaacuteniacute a přihliacutežejiacutece k tomuto efektu dostaacutevaacuteme pro proměnneacute hvězdy typu Mira Ceti norshymaacutelniacute emisniacute spektrum shodneacute s emisniacutem spektrem horkyacutech hvězd (Be) a teacutež novyacutech hvězd v počaacutetečniacute periodě objeveniacute emisniacutech čar Tedy u všech třiacute uvedenyacutech typů nehledě na ostreacute rozdiacutely v absorpčshyniacutech spektrech neniacute velkyacutech rozdiacutelů v emisniacutech spektrech a jsou všeshychny důvody k předpokladu jejich společneacuteho původu Emisniacute spekshytrum těchto hvězd s efektivniacute teplotou řaacutedově 2500deg K Absorpčniacute spekshytra hvězd typu Mira Ceti při stejneacute teplotě před i po maximu isou prakticky stejnaacute zatiacutem co emisniacute spektra jsou značně rozdiacutelnaacute Tvoshyřeniacute emisniacutech čar vodiacuteku a ionisovaneacuteho železa pozorovanaacute šiacuteře vodiacuteshykovyacutech emisniacutech čar u hvězd typu Mira Ceti a intensita vysokyacutech čleshynů Balmerovy serie nevyhnutelně vede kzaacutevěru že intesita vzbuzujiacuteciacute radiace musiacute miacutet nesrovnatelně většiacute vyacuteznam odpoviacutedajiacuteciacute thermoshydynamickeacute rovnovaacuteze při teplotě 2500deg K

Ze všeho toho vyplyacutevaacute že přiacutečinou vyacuteskytu emisniacuteho spektra u hvězd typu Mira Ceti může byacutet jenom mohutnaacute ultrafialovaacute radiace jejiacutež vyacuteznam ie v mnoha směrech většiacute než vyacuteznam odpoviacutedajiacuteciacute černeacutemu zaacuteřeniacute hvězdy při teplotě 2500deg K Přiacutetomnost takoveacute radiacuteace zaacuteroveň s existenciacute roztažitelneacute atmosfeacutery je dostatečnou podmiacutenkou pro tvoshyřeniacute emisniacutech čar podle schematu (pokračavampniacute)

A + hy-gtA + e-gtA + h(Y1 + 12 + ) Přeložil Zdeněk Sekanina

o KONČiacuteciacuteM 11 LET Eacute M C Y K L U SL U NE čNiacuteCH S K V R N

Dr MILOSLAV KOPECKYacute

Astronomickyacute uacutestav ČsAV Ondřejov

V současneacute době jsme v obdobiacute minima slunečniacute činnosti mezi 18 a 19 cyklem slunečmiacute činnosti podle curyšskeacuteho čiacuteslovaacuteniacute (cyklus slunečniacute činii-Osti čiacuteslo l podle tohoto čiacuteslovaacuteniacute začal r 1755) MŮžeme si tedy již něco bližšiacuteho řiacuteci o middotkonshyčiacuteciacutem 18 cyklu slunečnich skvrn jehož průběh neniacute bez zajiacutemavostiacute ve srovnaacuteniacute s předchoziacutemi cykly

Minimum vyrOvnanyacutech měsiacutečniacutech průměrů relativniacutech čiacutesel ktereacute předchaacutezelo tomuto cyklu nastalo v uacutenoru T 1944 Po něm nastal poměrně prudkyacute vZlestup slunečniacute činnosti a již za necelyacutech 31h roku v polovině r 1947 dosaacutehla slunečniacute činnost maxima Maximum vyrovnanyacuteCh měsiacutečniacutech pri1měrů relativniacutech čiacutesel nastalo v kvěbnu 1947 a dosaacutehlo abnormaacutelně vysokeacute hodnoty 1518 jednotek relashy

195

ti vniacuteho čiSJa Po tomta maximu nenastal však pakles relativniacutech čiacutesel nyacutebrž vyravnaneacute měsiacutečniacute prftměry se udržavaly staacutele na vysakeacute hadnatě Až do srpna 1949 tedy pa viacutece jak dva raky neklesly pod 130 jednotek relativniacuteho Ciacutesla Ba naopak v řiacutejnu 1948 nastalo jejich vedlejši maximum ktereacute dosaacutehLo 1485 jedshynotek a bylo tedy poUZI o 33 jednotky relativniacuteho čiacutesla nimiddotžšiacute než hIavniacute maxi~ mum v r 1947 Až teprve po něm nastal znovu pozvolnyacute a piacutek již celkem norshymaacutelniacutepokles relaHvniacutech čiacutesel (Viz obr 1)

Tento -to j 18 cyklus slunečniacutech skvrn je již zajiacutemavyacute svyacutem abnormaacutelně vysokyacutem a dlouhotrvajiacuteciacutem maximem Je druhyacutem nejvyššiacutem cyklem slunečniacutech skvrn z dosud znaacutemyacutech cyklft V U1ibulce I jsou pro pozomiddotrovaacuteniacute uvedeny některeacute uacutedaje o 4 dosud nejvyššiacutech cyklech slunečniacutech skvrn Z tabulky vidiacuteme že kraacutetshykost doby vzestupu TM t j doby mezi minimem a maximem u 18 cyklu nenl nikterak vyacutejimečnaacute vzhledem k vyacutešce maxima neboť čiacutem maacute cyklus vyš~ mashyximum tiacutem maacute kraUliacute vzestupnou dobu

Tabulka J

3 17784 1585 29 16 4 17881 1412 34 12 8 18372 1469 33 13

18 19475 1518 33 32

Skutečně abnormaacutelně dlouheacute je však trvaacutenl vysokeacuteho relaAivniho čiacutesla Z tashybulky I vidiacuteme že doba T po niacutež byly vyrovnaneacute měsiacutečniacute prftměry relativniacutech čiacutesel vyššiacute než 130 jednotek je u 18 cyklu dTlakraacutet delšiacute než u dosud nejvyššiacuteho cyklu s maximem v r 17784 Toto jakož i existence podružneacuteho maxima v roce 1948 pouze o 33 jednotky nižšiacuteho než hlavni maximum v r 1947 vedlo k uacutevahaacutem zda maximum cyklu skutečně nastalo v r 1947 a zda nenastalo až v r 1948 Zkoumaacuteme-Ii však miacutesto relativniacuteho čiacutesla počet všech vzniklyacutech skupin skvrn za jeqnotku času zjistiacuteme jak ukaacuteZal autor člaacutenku že průběh počtu vzniklyacutech skupin za jednotku času maacute velmi ostreacute a vysokeacute maximum v r 1947 a vedlejšiacute maximum v r 1948 maacute poměrně slabě vyjaacutedřeno a mnohem nižšiacute než maximum v r 1947 (viz obr 2) Z toho vyplyacutevaacute že maximum 18 cyklu slunečniacutech skvrn Skutečně nastalo v polovině r 1947

Podle t zv Turnerova pravidJa střiacutedajiacute se cykly s lysokyacutem a niacutezkyacutem maxishymem a to tak že cykly sudeacute majl vždy nižšiacute maximum než oba ISOUsooniacute cykly IWheacute potlle curyšskeacuteho čiacuteslovaacuteniacute

18 cyklus jako cyklus sudyacute tvořiacute však vyacutejimku z Turnerova praviacutedla neboť je vyššiacute než předchoziacute 17 cyklus kteryacute v maximu dosaacutehl 1192 jednotekrelativshyniacuteho čiacutesla Vezmeme-li pak v uacutevahu zaacutevislost vyacutešky maxima licheacuteho na vyacutešce maxima předchoziacuteho sudeacuteho cyklu nalezenou autorem pak nastaacutevajiacuteci 19 cyklus slunečniacutech skvrn by musel v maximu dosaacutehnout 20B jednotek relativlUacuteho čiacutesla což je značně nepravděpodobneacute Tato okolnost že toUž současnyacute 18 cyklus slushynečniacutech skvrn tvořiacute vyacutejimku z Turnerova pravidla je opět jednou ze zajiacutemavosti tOhoto cyklu neboť za posledniacutech 100 let kdy jsou smiddotkutečně spolehlivaacute pozoroshyvaacuteni slunečniacutech skvrn nebylo Turnerovo pravidlo porušeno

Podrobnějšiacute studium teacuteto otaacutezky však ukazuje že porušelUacute Turnerovmiddota pravidla o střiacutedaacuteniacute vysokyacutech a niacutezkyacutech cyklft je nejspiacuteše zpftsobeno nevhodnostiacute dosud užiacutevanyacutech charakteristik slunečniacute činnosti Tak na př Kleczek ukaacutezal že 17 cyklus slunečniacute činnosti byl mnohem bohatšiacute na chromosfeacuterickeacute erupce než 18 cyklus což je ve shodě s Turnerovyacutem pravidlem Stejně tak i prftměrnaacute životniacute doba skupin skvrn je v 17 cyklu skvrn delšiacute než v 18 cyklu jak ukaacutezal autor což znamenaacute že 17 cyklus měl prftměrně mohutnějšiacute skupiny skvrn než cyklus 18 Lze tedy spiacuteše předpoklaacutedat že ve skutečnosti 18 cyklus slunečniacute činnosti Turnerovo pravidlo neporušuje a Že jeho porušeniacute vyplyacutevajiacutec ze studia prftběhů relativniacutech čiacutesel je jen zdaacutenliveacute

Jak nezaacutevisle na sobě ukaacutezali Kleczek a autor bylo vysokeacute relativniacute čiacuteslo 18

196

100

cyklu slunečniacutech skvrn zpl1sobeno velkyacutem množstviacutem drobnyacutech skupin skvrn Jak patrno na obr 2 vzniklo v roce 1947 sice velkeacute množstviacute skupin skvrn Jejich průměrnaacute životniacute doba byla však velmi kraacutetkaacute to znamenaacute že to byly včtšinou velmi maleacute skupiny skvrn Ke stejneacutemu vyacutesledku došel Kleczek studiem zastoupeniacute různyacutech typů skupin skvrn v 17 a 18 cyklu Zatiacutem co ranyacutech typfi skupin skvrn A B CaD bylo v 18 cyklu mnohem viacutece než v cyklu 17 typu F representujiacutecich nejmohutnějšiacute stadium skupin skvrn bylo v 17 i 18 cyklu prakticky stejně a typů H bylo v 18 cyklu dokonce meacuteně než v cyklu 17 Tyto podrobnost i nemůže však relativniacute čiacuteslo v žaacutedneacutem přiacutepadě vyjaacutedřit Opět z toho vidiacuteme že relativniacute čiacuteslo neniacute vhodnou charakteristikou slunečniacutech skvrn pro vyacutezkum jejich periodicity

Vidiacuteme tedy že končiacuteciacute 18 cyklus slunečniacute činnosti maacute řadu zajiacutemavostiacute ve sveacutem průběhu a bude si jistě ještě zasluhovat podrobnějšiacuteho studia

tOL

8 ~O

6

100

50so

gtsI9rS f9S0 f9S0

Obr 1 Obr 2

Obr 1 Průběh vyrovnatnyacutech měsiacutečniacutech průměrů relativniacuteho- čiacutesla v 18 cyklu slunečniacute čimnosti - Obr 2 Průběh počtu vzoniklyacutech -lkupin skvrn na celeacutem Slunci (horniacute křivka) a jejich průměrneacute životniacute doby To (dolni křivka) v 18

cyklu 8~unečniacute činnosti

197

PŘEDBĚNA ZPRAacuteVA O GEOMAGNETICKl AKTIVITĚ PŘI CASTECNlM ZATMĚNI SLUNCE 30 CERVNA 1954

PODLE MĚŘENI NA OBSERVATOŘI PRŮHONICE U PRAHY

Některeacute probleacutemy souvisiacuteciacute se studiem změn vnějšiacute čaacutestigeomagnetickeacuteho pole v zaacutevislosti na slunečniacute činnosti mohou byacutet vhodně řešeny detailniacutem rozshyborem geomagnetickeacute aktivity během zatměniacute Slunce

Kolektiv pracovniacutekti geomagnetickeacuteho odděleniacute GUacute CSAV věnoval proto zvyacuteshyšenou pozornost sledovaacuteniacute geomagnetickeacute aktivity při zatměniacute 30 června t r a podrobně vyhodnocuje vyacutesledky Předběžneacute vyacutesledky zde stručně uvedeneacute byly ziacuteskaacuteny proměřenim magnetoshy

glamfi staničniacutech variometrfi a hodnoty zprac ovaacuteny podle absolutniacutech měřeniacute provedenyacutech K Bodlaacutekem a B Pec1inovskyacutem Absolutniacute měřeniacute byla konaacutena teacutež během zatměniacute kromě toho V Cernyacutea M Schoř provedli při zatměniacute řadu relativnich měřeniacute H a Z Schmidtovyacutemi polniacutemi vahami

Z magnetogramti prfihonickeacute observatoře byly vybraacuteny magneticky klidneacute dny před a po zatměniacute (vyloučen byl den zatměniacute aby přiacutepadnaacute porucha ptisobenaacute zatměniacutem neovlivnila vyacutesledky) ktereacute poskytly materiaacutel pro odvozeniacute křivky normaacutelniacuteho prfiběhu geomagnetickyacutech elementti charakterisujiacutecl celkovou tenshydenci magnetickeacuteho pole Pořadnice normaacutelniacute křivky byly vzaty jako norshymaacutelniacute hodnoty pro den zatměni

Obdobiacute zatměniacute se vyznačuje celkovyacutem zvětšenlm hodnot elementti vzhledem k normaacutelniacute křivce Počaacutetek tohoto zvětšeniacute hodnot elementti připadaacute na 10 hod SEC tedy viacutece než dvě a ptil hodiny před začaacutetek zatměniacute a konči kraacutetce po 15 hodině tedy v době konce čaacute~ečneacuteho zatměniacute staUsticky byla určena pravděshy

podobnost jak dalece se muacuteže mezi 10-15 hod SEC vyskytnout naacutehodnaacute magshynetickaacute porucha (se zvětšeniacutem hodnot elementti) v den zatměni na zaacutekladě

30 VI 1954 PRŮHONICE

---L I I =--====--==--__s~~=Iacuteshysč SlOl II 13 It 15-------1 --=== _ f--L~middot middotmiddot middotmiddot~--_~~_ H ------------------~-shy

1 I

===-L~-~J-z

---===J 19B

hodnot vyčiacuteslenyacutech maacutegnetogramo čtrnaacutect dnO před a po zatměniacute počiacutetajiacutec v to den zatměniacute Z vyacutepočtů vychaacuteziacute pro tyto naacutehodneacute poruchy (Pf) g~omagnetickeacuteho pole pravděpodobnosti pro

D H (Pf) 23 9

Vyskytla-li se tedy během zatměniacute odchylka od normaacutelniacuteho proběhu je malaacute pravděpodobnost že byla celaacute zpflsobena naacutehodnou magnetickou poruchou a nashyopak je velkaacute pravděpodobnost že byla tato odchylka způsobena zatměniacutem většiacute čaacutestiacute Jejiacute velikost v by byla doplňkem do 100 vzhledem k (Pf) a činiacute tedy pro D 77 a pro H 91

Statisticky byla teacutež určena velikost naacutehodneacute poruchy pro D a H Odečterum takto ziacuteskanyacutech hodnot omiddotd hodnot určenyacutech PN) pomchu jež se vyskytla během zatměniacute vychaacuteziacute rozdily pro

D H 04 plusmn 01 9y plusmn 2y

což mohou byacutet změny zpflsobeneacute zatměniacutem Slunce Na kopii magnetogramu (obr 1) z obdobiacute zatměni je normaacutelniacute křivka tečmiddotkoshy

vaacutena Začaacutetek střed a konec zatměniacute jsou označeny šipkami s iacutendexy 1 2 3 H D Z jSOU křivky variaciacute BD BH Bz přiacuteslušneacute base TH Tz teploty Při konci z8ltměniacute je patrnyacute zajiacutemavyacute rychlejšiacute pokles elementů D a H Je jedmou většiacute odohylkou od celkoveacuteho průběhu poruchy v obdobiacute zatměniacute P05ile zjištěniacute pozoshyrovatelů Lidoveacute hvězuaacuterny v Praze na Petřiacuteně se ve směru posledniacuteho kontaktu vyskytla eruptiVTIiacute protuberance

LiteratUTa l Lelio Gama Magnetic effects ohserved at Vassouras Brazil during the solar Eclipse of May 20 1947 Z časopisu Terrestrial Magnetism ana Atmospheric Electricity prosinec 1948

2 Jan Bouška Zemskyacute magnetismus - Praha 1949 3 Vladimiacuter Černyacute Zemskyacute magnetismus (zaacuteJkladru pojmy a poznatky) - rUše

hvězd 51954 Praha-Vokovice 20 VII 1954 Vl-adimiacuter Černyacute

NOVEacute OBJEVY A VYacuteZKUMY o VZNIKAacuteNiacute HVĚZD V ŘETiacuteZCiacuteCH

Praacutece V A Ambarcumjana a jeho spolUlpracovnlkfi o vzniacuteku hvězd ve hvězdshynyacutech associaciacutech po prveacute dokaacutezaly že hvězdy nevznikly najednou v jedinyacute okashymžik nyacutebrž že vzrukajiacute neustaacutele i v dnešniacute době Tyto praacutece teacutež ukaacutezaly že hvězdy nevznikajiacute ojediněle nyacutebrž v celyacutech skupiacutenaacutech Nebylo však dosua objeshyveno jakyacutem způsobem hvězdy vznikajiacute bylo pouze možno předpoklaacutedat že vznikajiacute z mezihvězdnyacutech mračen prachu a plynu Spraacutevnost tohoto předpokladu byla dokaacutezaacutena až objevy V G Fesenkova a D A Rožkovskeacuteho

Tito autoři ziacuteskali Maksutovou komorou na observatoři Alma-Ata řadu sniacutemků řasovyacutech mlhovin v Labuti (NGC 6960 6992-6995) jakož i řady jinyacutech mlhovin v nichž se vyskytujiacute alespoň je)notlivaacute mlohovinnaacute vlaacutekna Tyto sniacutemky byly ziacuteskaacuteny jak v biacuteleacutem světle tak i v červeneacutem žluteacute a modreacute čaacutesti spektra Na těchto sniacutemciacutech je patrno seskupeniacute hvězd nachaacutezejiacuteciacutech se v mlhovině a na jejiacutem~ okraji ve hvězdneacute řetizky o 3 až 15 hvězdaacutech při čemž pod hvězdnyacutem ňetiacutezkem rozumiacuteme hvězdy stejneacute velikosti ležiacuteciacute ve stejnyacutech veaacutejemnyacutech vzdaacuteshylenostech na přiacutemce nebo khvce Takoveacuteto řetiacutezky jsou často obklopeny vlaacuteknem mlhoviny nebo jsou pokračovaacuteniacutem některeacuteho mlhovinneacuteho vlaacutekna a často kromě hvězd obsahujiacute i pouheacute zhuštěniacuteny m~hovinneacuteho vlaacutekna ktereacute stojiacute v těch miacutesshytech kde by měly byacutet hvězdy Na podklaaě ~odrobneacuteho rozboru ZIacuteskaneacuteho materiaacutelu a na podkladě některyacutech

199

_ r-shy

URČENiacute ZEMEPISNYacuteCH SOUŘADNIC HVEZDAacuteRNY

OTAKAR E KAacuteDNER

Roste naacutem staacutele viacutec a viacutece hvězdaacuteren přibyacutevaacute vaacutežnyacutech amateacuterskyacutech pDzorovatelů Roste ale současně i jejich potřeba solidniacutech zaacutekladů pro jejiacutech uacutespěšnou činnost jednou z nich je znalost zeměpisnyacutech souřadnic hvězdaacuterny nebo pbzorovatelny (t j zeměpisnaacute deacutelka od greenwichshyskeacuteho poledniacuteku a zeměpisnaacute šiacuteřka) a přiacutepadně astronomickeacuteho azimutu k některeacutemu vyacuteznačneacutemu bodu v okoliacute aby bylo možno kdykoli vytyčit přesnyacute směr na sever

A tu jsme u prvniacutech potiacutežiacute jak tyto souřadnice ziacuteskat Chceme proto našim amateacuterům jako odpověď na četneacute dotazy napsat několik inforshymaciacute z praxe aby mohli ziacuteskat spolehliveacute hodnoty a nebyli zklamaacuteni chybnyacutemi vyacutesledky nebo mylnyacutemi informacemi

Předevšiacutem jakeacute zeměpisneacute souřadnice rozeznaacutevaacuteme Je to otaacutezka na prvniacute pohled snad nelogickaacute ale maacute svoje opodstatněniacute Je totiž důleshyžiteacute k jakeacutemu zemskeacutemu tělesu zeměpisneacute souřadnice vztahujeme Jak je znaacutemo je naše Země rotačniacutem tělesem nepravidelneacuteho průběhu ktereacute se nazyacutevaacute gooid a velmi se bliacutežiacute rotačniacutemu elipsoidu (třiacuteoseacutemu) kteryacute obvykle nazyacutevaacuteme středniacutem zemskyacutem elipsoidem Avšak průběh geoidu je v různyacutech čaacutestech země nestejnyacute a proto každyacute staacutet kteryacute budoval svoje mapoveacute diacutelo si stanovil naacutehradniacute vztažnyacute (referenčniacute) rotačniacute elipsoid kteryacute se na jeho uacutezemiacute co nejleacutepe přimykal geoidu českosloshyvensko zdědilo při sveacutem vzniku referenčniacute elipsoid Besselův kteryacute už tehdy v roce 1918 byl zjevně zastaralyacute teprve loňskeacuteho roku jsme přeshyšli na nejmodernějšiacute elipsoid na světě na elipsoid Krarovskeacute1w

Rozeznaacute vaacuteme tedy zeměpisneacute souřadnice vztaženeacute na současnyacute povrch qeoidu a pak zeměpisneacute souřadnice vztahujiacuteciacute se k naacutehradniacutemu rotačshyniacutemu elipsoidu PrVniacute z nich ktereacute měřiacuteme methodami přesneacute geodeshytickeacute astronomie nazyacutevaacuteme astfOrlOmickeacute druheacute ktereacute jsou odvozeny obvykle z plošneacute triangulace uacutezemiacute jmenujeme geodetickeacute Rozdiacutel mezi těmito dvěmatypy zeměpisnyacutech souřadnic je znaacutemaacute tiacutežnicovaacute odchylka kteraacute zhruba představuje rozdiacutel kolmice ke geoidu a k naacutehradniacutemu elipsoidu Tiacutežnicovaacute odchylka může někdy zejmeacutena v horskyacutech oblasshytech dosahovat značnyacutech hodnot ale na našem uacutezemiacute je převaacutežně jen několik obloukovyacutech vteřin a je pro amateacuterskeacute praacutece prakticky zaneshydbatelnaacute

Měřeniacute astronomickyacutech zeměpisnyacutech souřadnic methodami geodeshytickeacute astronomie pravděpodobně nepřipadne pro amateacutera v uacutevahu pro nedostatek vhodnyacutech prostředku Methody topografickeacute anebo polniacute astronomie ktereacute jsou meacuteně přesneacute než prvniacute ale nevyžadujiacute teacuteměř speciaacutelniacuteho zařiacutezeniacute však nevedou k dostatečně přesnyacutem vyacutesledkům a vyžadujiacute mimo to dosti zdlouhavyacutech vyacutepočtu Přesnost zeměpIacutesneacute šiacuteřky nebo deacutelky měřenaacute normaacutelniacutem vteřinovyacutem zeměměřičskyacutem theoshy

iS3

dolitem je v průměru při velkeacutem počtu pozorovaacuteniacute a zkušeneacutem měřiči asi jen HY až 15 a uvaacutežiacuteme-li že 1 v zeměpisneacute deacutelce je 20 metrů na povrchu zemskeacutem a 1 v šiacuteřce dokonce 31 m je to přesnost dostačushyjiacuteciacute pro některeacute přiacutepady ale vcelku nevyhovujiacuteciacute a neuacuteměrnaacute vynaloshyženeacute praacuteci Tyto methody a dosaženeacute vyacutesledky jsou velmi cenneacute na př pro vědeckeacute expedice ktereacute se pohybujiacute v neznaacutemyacutech uacutezemiacutech bez map ale jsou nehospodaacuterneacute v našiacute republice kteraacute maacute dobreacute a uacuteplneacute mapoveacute podklady jichž lze dobře pro tyto uacutečely využiacutet Přejdeme proto na geodetickeacute zeměpisneacute souřadnice s vědomiacutem že zanedbaacutevaacuteme tiacutežnicoshyvou odchylku

Protože skoro každyacute umiacute ve speciaacutelniacute mapě čiacutest a umiacutestit tam svoje stanoviště nebude těžkeacute praviacutetkem promiacutetnout rovnoběžky s raacutemem mapy a na okrajoveacutem děleniacute odměřit (odsunout) opatrně zeměpisnou polohu pracujeme-li pečlivě dostaneme polohu pohodlně na vteřiny ač tuto přesnost musiacuteme považovat jen za vnitřniacute protože na někteshyryacutech miacutestech tereacuten v mapě neniacute v souhlase se souřadnicemi na raacutemu Některeacute speciaacutelniacute mapy majiacute zeměpisneacute deacutelky vztaženeacute ještě jen k poshyledniacuteku Ferro k přechodu na Greenwich je třeba vzhledem k chybneacutemu posunu raacutemu těchto map odečiacutest 17deg4000 Tento postup je většinou zcela vyhovujiacuteciacute v praxi a pochybovačům připomiacutenaacuteme že jej použiacuteshyvaacuteme vyacutelučně při vyacutepočtu azimutu jak o tom uvedeme daacutele

Mohou nastat přiacutepady kdy odsunutiacute souřadnic ze speciaacutelniacute mapy nebude z nějakeacuteho důvodu vyhovovat Pak saacutehneme k přesnějšiacutem zeměshyměřičskyacutem prostředkům Snadnaacute uacuteloha je v miacutestech kde byla vyhotoshyvena katastraacutelniacute mapa novyacutem měřeniacutem (je to Velkaacute Praha a většina měst i jineacute obce) t j v měřiacutetku 12000 nebo 11000 (někde 12500) Tyto dokonaleacute mapoveacute podkhidy umožniacute dobrou loka1isaci miacutesta pozoroshyvaacuteniacute (s přesnostiacute 05 m) a přesneacute určeniacute zeměpisnyacutech souřadnic reměshypisnaacute deacutelka je vztažena vesměs na Ferro převod tu je s pomociacute hodnoty - 17deg3946 Stejně dobře naacutem posloužiacute i praacutevě dokončovanaacute staacutetniacute mapa 15000 (odvozenaacute) a i mapy jinyacutech měřiacutetek pokud jsou vyhotoshyveny a majiacute raacutem v zeměpisnyacutech souřadniciacutech

Nedostačuje-li ani tato methoda (na př pro nedostatek vhodnyacutech mashypovyacutech podkladů) zaměřiacute se některou jednoduchou methodou pravoshyuacutehleacute souřadnice stanoviště (na př protiacutenaacuteniacutem zpět nebo vpřed) tyto rovinneacute souřadnice se transformaciacute přeměniacute na geodetickeacute souřadnice zeměpisneacute Měřickaacute i vyacutepočetniacute praacutece vyžaduje školeneacuteho odborniacutekashyzeměměřiče a proto je třeba o ni požaacutedat některyacute ze zeměměřičskyacutech uacutestavů takeacute vzhledem k nutnosti uacuteředniacuteho opatřeniacute důvěrnyacutech geodeshytickyacutech podkladů Každeacute středisko tomuto uacutečelu raacutedo vyhoviacute v raacutemci pracovniacutech možnostiacute a autor poskytne zaacutejemcům dalšiacute podrobnějšiacute inshyformace ktereacute by překročily raacutemec tohoto člaacutenku Zbyacutevaacute ještě zmiacutenit se o určeniacute azimutu spojnice stanoviště a někteshy

reacuteho vyacuteznačneacuteho předmětu v okoliacute (na př věže kostela a pod) Astroshynomickyacute azimut teacuteto strany je uacutehel kteryacute tato strana sviacuteraacute se zeměpisshy

184

nyacutem jihem (t j smě~em Ji jižniacutemu poacutelu) někdy se azimut počiacutetaacute i od severu Odměřeniacutem tohoto uacutehlu theodolitem můžeme kdykoli znovu VYtyčit směr na jih (nebo sever) což je důležiteacute pro rektifikaci přiacuteshystrojů a jineacute uacutelohy

Normaacutelniacutem theodolitem je možno astronomickyacute azimut změřit velmi přesně (stř chyba v průměru -t- 10) poměrně jednoduchyacutemi methoshydami topografickeacute astronomie z nichž nejjednoduššiacute je s pomociacute Poshylaacuterky v největšiacute digresi ale i ve dne můžeme určit azimut pozorovaacuteniacutem Slunce Method je hodně a velmi rozmanityacutech avšak jejich popis se vymykaacute raacutemci těchto povšechnyacutech informaciacute Zaacutejemcům raacutedi poskytshyneme bližšiacute podrobnosti

Jinyacute způsob určeniacute azimutu je opět prostřednictviacutem pravouacutehlyacutech rovinnyacutech souřadnic stanoviště a odměrneacuteho bodu (t j věže kostela trig bodu vodaacuterny a pod) Poměr rozdiacutelů souřadnic tťiacutechto bodů daacutevaacute

ihned geodetickyacute směrniacutek (tga = ~Y ) COž je uacutehel v našiacute čs soustavěuX

od jihu zvoleneacute projekce tento kartografickyacute jih nesouhlasiacute s jihem zeměpisnyacutem a proto ani geodetickyacute směrniacutek neniacute azimutem astronoshymickyacutem teprve vyacutepočtem t zv kartografickeacute poledniacutekoveacute sbiacutehaoosti kteraacute u naacutes činiacute až 9deg a připojeniacutem stočeniacute siacutetě (10) dostaneme astroshynomickyacute azimut Vyacutepočet je jednoduchyacute musiacute ale byacutet svěřen odborniacuteshykovi což však nečiniacute potiacutežiacute Takto ziacuteskanyacute směr poledniacuteku vyznačiacuteme pak na našiacute hvězdaacuterně trvale vhodnyacutem způsobem Shrňme tedy potřebujete-li si určit zeměpisneacute souřadnice hvězdaacuterny

nebo pozorovatelny snažte se je nejprve odsunout ze speciaacutelniacute nebo jineacute vhodneacute mapy (staacutetniacute mapa 1 5000 novaacute katastraacutelniacute mapa) Velshykou peacuteči je třeba věnovat identifikaci stanoviště na mapě Mapoveacute podshyklady tohoto druhu jsou taj n eacute proto se obraťte s uvedeniacutem uacutečelu na nejbližšiacute zeměměřičskou skupinu nebo Oblastniacute uacutestav geodesie a kartografie kde vaacutem raacutedi pomohou a souřadnice event sami zjistiacute V krajniacutem přiacutepadě neniacute-li uvedenyacute postup možnyacute se zeměpisneacute souřadshynice určiacute transformaciacute ze souřadnic pravouacutehlyacutech

Astronomickyacute azimut libovolneacute strany se nejsnaacuteze určiacute pozorovaacuteniacutem Polaacuterky v digresi kdy se po dosti dlouhou dobu jejiacute azimut vůbec neshyměniacute (je stacionaacuterniacute) jinak pozorovaacuteniacutem jineacute hvězdy nebo Slunce V přiacutepadech že jsou znaacutemy pravouacutehleacute rovinneacute souřadnice stanoviště určiacute se azimut s pomociacute geodetickeacuteho směrniacuteku a meridiaacutenoveacute konvershygence

Ve všech přiacutepadech je autor tohoto informativniacuteho člaacutenku všem tazashytelům připraven pomoci radou i event zaměřeniacutem protože určeniacute zeměshypisneacute polohy a orientace pozorovatelny je zaacutekladniacute a odpovědnyacute uacutekol kteryacute se n~mIacute poacutedceňovat nebo odbyacutevat

G

185

RADIOVAacute ASTRO NO MI E zkoumaacute soustavu Mleacutečneacute draacutehy

Dr OTO OBŮRKA

Nejkraacutesnějšiacutem a zaacutekladniacutem rysem vědy je ustavičneacute uacutesiliacute o poznaacuteniacute přiacuterodniacutech zaacutekonitwtiacute o poznaacuteniacute podstaty a složeniacute světa - o poznaacuteniacute vědeckeacute pravdy

Cesty a metody praacutece kteryacutemi se věda dobiacuteraacute poznaacuteniacute nebo poznashynou pravdu ověřuje jsou často velmi různeacute Zvlaacuteště astronomie kteraacute objekty sveacuteho zkoumaacuteniacute nemůže vyšetřovat na laboratorniacutem stole užiacutevaacute všech poznatků moderniacute vědy a různyacutech metod aby vyacutesledky baacutedaacuteniacute ověřovala a doplňovala různyacutemi způsoby

Do nedaacutevna využiacutevala astronomie k svyacutem vyacutezkumům jen světelneacuteho zaacuteřeniacute ať již ve viditelneacute ultrafialoveacute nebo infračerveneacute čaacutesti spektra a ziacuteskala tak nesmiacuterneacute vědomosti Před nemnoha lety bylo však zjišshytěno že lze zachytit z různyacutech oblastiacute vesmiacuterneacuteho prostoru takeacute zaacuteřeniacute o deacutelkaacutech rozhlasovyacutech vln

Zatiacutem co světelneacute zaacuteřeniacute z hvězdnyacutech těles pronikajiacuteciacutech našiacute atmoshysfeacuterou maacute vlnoveacute deacutelky od třiacute deseti tisiacutecin do jedneacute tisiacuteciny milimetru pohybuje se vlnovaacute deacutelka zachyceneacuteho radioveacuteho zaacuteřeniacute přichaacutezejiacuteshyciacuteho od kosmickyacutech zdrojů od jednoho centimetru do asi dvaceti metrů Hvězdnaacute tělesa vysiacutelajiacute nepochybně zaacuteřeniacute takeacute jinyacutech vlnoshyvyacutech deacutelek avšak zemskaacute atmosfeacutera je pro ně nepropustnaacute Jen jakyacutemisi dvěma okeacutenky umožňuje průchod zaacuteřeniacute vyacuteše uvedenyacutech frekvenciacute

Roku 1931 zjistil radiofysik Janskyacute při vyšetřovaacuteni poruch rozhlashysoveacuteho přiacutejmu na ultrakraacutetkyacutech vlnaacutech šum a bzučeniacute nebo poruchy ktereacute nemohly byacutet působenyacute pozemskyacutem zdrojem a byly připisovaacuteny Slunci Byl zachycen takeacute šum jehož původ bylo možno hledat jen ve věsmiacuterneacutem prostoru v Mleacutečneacute draacuteze a to předevšiacutem v oblastech ve směru k souhvězdiacute Střelce a Labuti

V několika letech rozvinul se po celeacutem světě čilyacute vyacutezkum tohoto zaacuteřeniacute kteryacute již v kraacutetkeacute době přinesl pozoruhodneacute vyacutesledky Dnes studuje radiovaacute astronomie pomociacute velkyacutech radiovyacutech teleskopů a zvlaacuteštniacuteho technickeacuteho vybaveniacute meteorickeacute roje a to i za denniacuteho světla ba i při zamračeneacute obloze zkoumaacute zaacuteřeniacute přichaacutezejiacuteciacute od Slunce a jinyacutech zdrojů a doplňuje dokonce vyacuteznamně naše vědomosti a předshystavy o rozděleniacute hmoty a o pohybovyacutech poměrech v soustavě Mleacutečneacute draacutehy O některyacutech novějšiacutech objevech v tomto oboru chceme zde pojednat

Již delšiacute dobu usiluje astronomie o vytvořeniacute spraacutevneacuteho obrazu o složeniacute a dynamice našiacute Galaxie Na zaacutekladě obsaacutehleacuteho pozorovaciacuteho materiaacutelu shromaacutežděneacuteho během dlouhyacutech desiacuteti letiacute na světovyacutech hvězdaacuternaacutech bylo pomociacute statistickyacutech metod studovaacuteno prostoroveacute

f86

rozděleniacute a pohyboveacute poměry různyacutech hvězdnyacutech typů zvlaacuteště pak proměnnyacutech hvězd Vyacutesledky ke kteryacutem došli v posledniacutech letech sovětštiacute astronomoveacute předevšiacutem Kukarin ukazujiacute že různeacute hvězdneacute typy lišiciacute se fysikaacutelniacutemi vlastnostmi vytvaacuteřejiacute v soustavě Mleacutečneacute draacutehy jakeacutesi podsysteacutemy ktereacute se lišiacute rozděleniacutem svyacutech členů v prosshytoru jejich staacuteřiacutem i podmiacutenkami vzniku a vyacutevoje Soustava Mleacutečneacute draacutehy jeviacute se tedy jako složityacute systeacutem podřazenyacutech hvězdnyacutech soustav a skupin Na rozdiacutel od podsysteacutemů kulovyacutech tvarů jejichž členoveacute jsou hvězdy podle svyacutech charakteristik staršiacute obsahujiacute tak zvaneacute plocheacute podsysteacutemy kromě mnoha hvězd o nichž se domniacutevaacuteme že jsou značně mladeacute ještě rozsaacutehlaacute oblaka difusniacute mezihvězdneacute hmoty a plynu shy

Řiacutedce rozptyacuteleneacute hmotneacute čaacutestice o rozměrech odpoviacutedajiacuteciacutech řaacutedově vlnoveacute deacutelce světla působiacute jako mlha kteraacute nedovoluje pronikaacuteniacute světelnyacutech paprsků takže v rovině Mleacutečneacute draacutehy ve směru k jejiacutemu středu můžeme viděti pouze v okruhu asi 7000 světelnyacutech roků Mnoshyheacute hvězdy jsou v teacuteto vzdaacutelenosti tak zatemněny že jen několik maacutelo procent jejich zaacuteřeniacute pronikaacute mlhou jineacute nejsou viditelny vůbec Jaacutedro soustavy Mleacutečneacute draacutehy ktereacute je takeacute těžištěm a středem rotace celeacute soustavy je zhruba čtyřikraacutete daacutele a nemůže byacutet vůbec viděno obvyklyacutemi astronomickyacutemi prostředky Proto se snažila astronomie určit polohu středu Galaxie obsaacutehlyacutemi pracemi statistickyacutemi studushyjiacuteciacutemi rozděleniacute a polohy hvězd zvlaacuteště hvězd ranyacutech vyacutevojovyacutech typů a hvězd proměnnyacutech Při zkoumaacuteniacute struktury Mleacutečneacute draacutehy se v posledniacute době znamenitě

uplatňuje radiovaacute astronomie Radioveacute vlny pronikajiacute totiž nejen mraky našiacute pozemskeacute atmosfeacutery ale i rozsaacutehlyacutemi kosmickyacutemi oblaky Galaxie To umožňuje pozorovaacuteniacute ve dne i v noci za slunečniacuteho svitu i při zamračeneacute obloze nebo za deště Takoveacute vyacutehody radioveacute astroshynomie jsou zvlaacutešť důležiteacute pro observatoře v oblastech s nestaacutelyacutem počasiacutem a malyacutem počtem jasnyacutech dnů tedy s klimatem jakeacute je u naacutes a ve velkeacute čaacutesti Evropy

Ještě důležitějšiacute je druhaacute vlastnost radioveacuteho zaacuteřeniacute schopnost pronikat rozsaacutehlyacutemi oblaky rozptyacuteleneacute hmoty v Galaxii jež umožňuje aby byly ziacuteskaacutevaacuteny informace o stavu a rozloženiacute hmoty v oblastech ktereacute jsou pro optickeacute dalekohledy nedohledneacute

Teacuteto otaacutezce byla věnovaacutena soustředěnaacute praacutece některyacutech observatořiacute a při rozsaacutehleacutem průzkumu bylo vyšetřovaacuteno zaacuteřeniacute v různyacutech paacutesmech o vlnovyacutech deacutelkaacutech od jednoho do patnaacutecti metrů a vypracovaacuteno něshykolik zevrubnyacutech přehledů o rozděleniacute intensity zaacuteřeniacute v různyacutech směrech oblohy pro různeacute vlnoveacute deacutelky Všechny přehledy ukazujiacute že nejintesivnějšiacute zaacuteřeniacute přichaacuteziacute z galaktickeacute roviny a poměrně slabeacute zaacuteřeniacute z jinyacutech směrů Zaacuteřeniacute v rovině Mleacutečneacute draacutehy jeviacute nerovnoshyměrneacute rozděleniacute s velmi ostryacutem m~imem bliacutezko galaktickeacute deacutelky 327deg což je směr ke středu Mleacutečneacute draacutehy stanovenyacute jiacutež dřiacuteve opticshy

187

kou astronomiiacute Tiacutem se ověřujiacute staršiacute vyacutesledky optickeacute astronomie neboť lze skutečně předpoklaacutedat že při velkeacute koncentraci hmoty censhytraacutelniacute čaacutesti Galaxie a zvlaacuteště při velkeacutem počtu mladyacutech hvězd je tam i mnoho objektů vysiacutelajiacuteciacutech zaacuteřeniacute všech vlnovyacutech deacutelek

Velmi zaacutevažnaacute je otaacutezka jakyacutemi zdroji je radioveacute zaacuteřeniacute vysiacutelaacuteno Z dosavadniacutech studiiacute byl vytvořen naacutezor že je vysiacutelaacuteno jednak tak zvanyacutemi radiohvězdamiacute nebo teacutež diskretniacutemi nebo bodovyacutemi zdroji jak se jim nyniacute řiacutekaacute a rozsaacutehlyacutemi oblaky mezihvězdneacuteho plynu Jsou tu však ještě některeacute nejasnosti a je důležityacutem uacutekolem radioveacute astroshynomie a nukleaacuterniacute fysiky aby podmiacutenky vzniku zaacuteřeniacute vysvětlily a dosavadniacute poznatky doplnily

Radioveacute zaacuteřeniacute maacute spojiteacute emisniacute spektrum v němž dlouho nebyla nalezena žaacutednaacute zřetelnaacute čaacutera takže bylo sice možno studovat intensitu zaacuteřeniacute v různyacutech vlnovyacutech paacutesmech nebylo však možno zkoumat přiacuteshypadnyacute posuv spektra kteryacute v optickeacutem oboru přinaacutešiacute informace neshysmiacuterneacute ceny o hvězdnyacutech pohybech Teprve v roce 1951 byla přece jen objevena ve spektru radioveacuteho zaacuteřeniacute emisniacute čaacutera ionisovaneacuteho vodiacuteku o vlnoveacute deacutelce 211045 cm (frekvence 14204056 Me sec) jejiacutež studium umožňuje vyšetřovaacuteniacute galaktickeacute struktury i rotace soustavy Mleacutečneacute draacutehy

V radioveacute technice je snadneacute vybrat určitou frekvenci a kalibrovat ji vzhledem Ir absolutniacutem laboratorniacutem měrnyacutem jednotkaacutem takže rozbor spektra v oboru radiovyacutech vln je daleko meacuteně zatiacutežen systemashytickyacutemi chybami a empirickyacutemi korekcemi než spektroskopie ve fotoshygrafickeacutem uacuteboru Značnaacute čaacutest dosavadniacuteho vyacutezkumu struktury Galaxie byla v optickeacute

astronomii založena na studiu hvězdnyacutech pohybů určovanyacutech z rashydiaacutelniacutech rychlostiacute Tato metoda pro niž je podstatneacute měřeniacute Doppleshyrova posuvu spektraacutelniacutech čar daacutevala znameniteacute vyacutesledky Jak jsme již uvedli byla však omezena pro optickyacute obor jen na naše nejbližšiacute sousedstviacute

Po objeveniacute emisniacute čaacutery 21 cm bylo možneacute studovat pohyboveacute poshyměry a rozděleniacute hmoty v Mleacutečneacute draacuteze pomociacute radioastronomickeacuteho vyacutezkumu kteryacute pronikaacute i do vzdaacutelenyacutech čaacutestiacute Galaxie Bylo provedeno mnoho pozorovaacuteniacute za uacutečelem zjištěniacute radiaacutelniacuteho pohybu mezihvězdshyneacuteho vodiacuteku a na mnoha sniacutemciacutech byl skutečně objeven posuv uvedeneacute spektraacutelniacutemiddot čaacutery 21 cm a byly z něho určeny noveacute podrobnosti o pohyshybech v Galaxii Po provedeniacute redukce spektrogramů a odečteniacute vlivu pohybu Země kolem Slunce a Slunce vzhledem k ostatniacutem hvězdaacutem bylo možno vysvětlit většinu nalezenyacutech spektraacutelniacutech posuvů z Galakshytickeacute rotace Soustava Mleacutečneacute draacutehy otaacutečiacute se směrem vyacutechod - jihshyzaacutepad (odleva doprava) a lze předpoklaacutedat že jejiacute jednotliveacute subshysysteacutemy otaacutečejiacute se jako celky V galaktickeacute rovině je pak rozděleniacute rychlostiacute rotace určeno soustředěnyacutemi paacutesy při čemž čaacutesti nejbliacuteže položeneacute ke galaktickeacutemu středu majiacute největšiacute uacutehlovou rychlost čaacutesti

188

od středu vzdaacutelenějšiacute postupně menšiacute uacutehloveacute rychlosti Tyto vyacutesledky jsou ve shodě s dosavadniacutemi daty určenyacutemi optickou astronomiiacute s poshymociacute statistickyacutech metod

Vzdaacutelenost Slunce od středu soustavy Mleacutečneacute draacutehy vychaacuteziacute z radioshyastronomickyacutech měřeniacute na 26 000 světelnyacutech roků a jeho rychlost pohybu 216 km za vteřinu Posuv spektraacutelniacutech čar svědčiacute o radiaacutelniacutech rychlostech až 50 km za vteřinu bud směrem k Slunci nebo obraacuteceně Spektra ziacuteskanaacute z některyacutech směrů galaktickeacute roviny jeviacute rozděleniacute čaacutery 21 cm na dvě tři nebo i viacutece složek z nichž každaacute je vysiacutelaacutena jinyacutem mrakem mezihvězdneacute hmoty ktereacute jsou umiacutestěny v prostoru v teacutemž směru avšak různě daleko a majiacute různeacute rotačniacute rychlosti a takeacute různeacute rychlosti radiaacutelniacute

Rozděleniacute čar a jejich intensita svědčiacute takeacute o množstviacute a stavu hmoty kteraacute zaacuteřeniacute vysiacutelaacute Byla tak potvrzena existence spiraacutelniacutech ramen Mleacutečneacute draacutehy kteraacute pozoroval v poměrně nevelkeacutem okoliacute Slunce Morgan při vyšetřovaacuteniacute plynnyacutech mlhovin a hvězd spektraacutelniacutech typů O a B Zatiacutem co Morgan zjistil dvě ramena byla určena metoshydami radioveacute astronomie vně Slunce tři ramena Mleacutečneacute draacutehy Byly ziacuteskaacuteny noveacute uacutedaje o tvaru ramen jejich poloze v prostoru i o pohyshybovyacutech poměrech v různyacutech čaacutestech soustavy Bylo zjištěno na přiacuteshyklad že hustota hmoty mezi spiraacutelniacutemi rameny je desetkraacutete menšiacute než hustota hmoty v ramenech Bylo takeacute objeacuteveno že jedno rameno je asi 10 nad galaktickou rovinou v niacutež ležiacute ostatniacute ramena Zůstaacutevaacute však ještě nedořešena otaacutezka zdali jsou spiraacutelniacute ramena Galaxie vlečena nebo zda se Galaxie rozviacutejiacute Byla zkoumaacutena rotace dvou desiacutetek nejbližšiacutech spiraacutelniacutech mlhovin ale ani tak nebylo dosud dosashyženo jednoznačneacuteho vyacutesledku Věřiacuteme však že neniacute daleka doba kdy i v tomto ohledu bude jasno

Tak se splnilo nepředviacutedanou cestou daacutevneacute přaacuteniacute astronomů aby mohli pozorovat spiraacutelniacute ramena našiacute Galaxie a byla rozřešena zaacuteshysadniacute otaacutezka o směru rotace a podobě Mleacutečneacute draacutehy

Protože je soustava Mleacutečneacute draacutehy jenom jedniacutem z mnopa mmonů podobnyacutech hvězdnyacutech systeacutemů zkoumali pracovniacuteci radfoveacute astroshynomie zda jsou takeacute ostatniacute vesmiacuterneacute soustavy zdroji radioveacuteijo zaacuteshyřeniacute Velkyacutemi radiovyacutemi teleskopy z nichž dosud největšiacutem jeparashybolickeacute zrcadlo o průměru 67 metrů bylo skutečně radioveacute zaacuteřeniacute od nejbližšiacutech spiraacutelniacutech mlhovin zachyceno Byly dokonce ziacuteskaacuteny cenneacute podrobnosti o rozděleniacute intensity radioveacuteho zaacuteřeniacute velkeacute spiraacutelniacute mlhoshyviny v Andromedě Vyacutesledky vyacutezkumu bliacutezkyacutech galaxiiacute ukazujiacute že intensita radioveacuteho zaacuteřeniacute odpoviacutedaacute přibližně zaacuteřeniacute našiacute soustavy Mleacutečneacute draacutehy

Nepochybujeme že jsme teprve na počaacutetku vyacuteznamnyacutech objevů ktereacute doplniacute naše poznatky o stavu a rozloženiacute mezihvězdneacuteho vodiacuteku o hvězdnyacutech tělesech našiacute soustavě Mleacutečneacute draacutehy i o jinyacutech galaxiiacutech

189

o N UTN OSTI sVEToveacuteH o K ALE N DAacuteŘE

Dr HUB E RT S LO U KA

Nejstaršiacute a nejYyacuteznamnějšiacute vymoženostiacute astronomie je zavedeniacute kashylendaacuteře Jeho vznik ležiacute v dobaacutech tak nesmiacuterně vzdaacutelenyacutech že nelze stanovit ani tisiacuteciletiacute kdy se- pračlověk po prveacute pokusil do plynuleacuteho toku udaacutelostiacute sveacuteho života vneacutest jakyacutesi pořaacutedek a pravidelnost Je naacutem však jasneacute že měřeniacute a rozděleniacute doby ve dni ročniacute obdobiacute měshysiacutece a roky je nesrovnatelně staršiacute než zavedeniacute hodin minut a vteřin Zatiacutem co hodiny jako měřiče času byly vynalezeny někdy v třinaacutecteacutem stoletiacute kdy začaly sloužit vědeckyacutem uacutečelům byl kalendaacuteř již na vysoshykeacutem stupni dokonalosti jako vyacutesledek mnohotisiacutecileteacuteho snaženiacute a zdokonalovaacuteniacute člověkem Zatiacutem však co hodiny a měřeniacute času dosaacutehlo v nynějšiacute době neobvykleacute přesnosti a dokonalosti nemůžeme toteacutež řiacuteci o kalendaacuteři kteryacute neuspokojuje ani hvězdaacuteře ani potřeby běžneacuteho života a obsahuje mnoho nepravidelnostiacute a nesrovnalostiacute Je proto zavedeniacute dokonaleacuteho kalendaacuteře nutnyacutem požadavkem moderniacute doby kteraacute přibliacutežila a spojila naacuterOdy takovyacutem způsobem jako nikdy dřiacuteve

Tentokraacutete vychaacuteziacute naacutetlak na uskutečněniacute kalendaacuteřoveacute reformy z pokrokoveacute Indie kde kalendaacuteřoveacute poměry jsou až dosud velmi neshydokonaleacute a chaotickeacute I dnes se ještě použiacutevaacute v Indii až na čtrnaacutect různyacutech kalendaacuteřů a oficiaacutelniacute almanach kteryacute vydaacutevaacute každoročně indickaacute vlaacuteda obsahuje čtyři nejrozšiacuteřenějšiacute a nejviacutece užiacutevaneacute kalenshydaacuteře mezi nimi takeacute naacuteš Řehořskyacute a Mohamedaacutenskyacute Tato obsažnaacute publikace maacute asi 3273 stran a přepočiacutetaacutevaacuteniacute různyacutech kalendaacuteřniacutech uacutedajů zabere mnoho času a nesmiacuterně ztěžuje jak oficiaacutelniacute vlaacutedniacute tak i soukromou činnost Pro dalšiacute rozvoj Indie je proto nesmiacuterně užitečnyacute zaacutekrok kteryacute nedaacutevno učinil znaacutemyacute vynikajiacuteciacute fysik indickyacute profesor Meg Nad Haha Jako předseda komise pro refonnu kalendaacuteře v Indii učinil tento naacutevrh

Je třeba vybudovat indickyacute Grennwich kde budou konaacuteny všechny nutneacute počtaacuteřskeacute praacutece pro vydaacutevaacuteniacute indickyacutech efemerid nautickyacutech a leteckyacutech ročenek a kde kalendaacuteř se bude opiacuterat o slunečniacute kalendaacuteř pro celou Indii Je třeba opustit lunaacuterniacute kalendaacuteře použiacutevaneacute v civilshyniacutem životě a deacutelku roku stanovit na 3652422 dne Rovněž je nezbytně nutneacute počiacutetat dny od půlnoci do půlnoci a nynějšiacute nepravidelneacute měsiacutece nahradit měsiacuteci jak jsou zavedeny v noveacutem Světoveacutem kalendaacuteři

Jakeacute vyacutehody maacute tento novyacute Světovyacute kalendaacuteř oproti dosud použiacutevashyneacutemu Řehořovu Jsou takoveacuteho raacutezu že se za něj staviacute dnes celyacute astronomickyacute svět a všechny pokrokoveacute staacutety ktereacute nevyacutehody dosud použiacutevaneacuteho kalendaacuteře staacutele viacutece a viacutece pociťujiacute

Novyacute Světovyacute kalendaacuteř je stejně solaacuterniacute jako kalendaacuteř nynějšiacute to znamenaacute že jeho rozděleniacute v dni a měsiacutece se opiacuteraacute o stejnoměrneacute rozděleniacute doby oběhu Země kolem Slunce a bere ohled na pravidelneacute

190

---- - - - -

střiacutedaacuteniacute ročniacutech obdobiacute Obsahuje rovněž dvanaacutect měsiacuteců a 52 tyacutednů po sedmi dnech Posledniacute den v roce třistapětašedesaacutetyacute te vsunut mezi dva tyacutedny takže je mimo tyacuteden a je označen jako Světovyacute den s datem 31 prosince nebo W prosinec Měl by byacutet slaven jako Světovyacute svaacutetek a znamenal by takeacute uceleneacute zakončeniacute časoveacuteho obdobiacute jednoho roku

SVĚTOVYacute KALENDAacuteŘ

LEDEN NPUacuteSCPS

l 1234567 ~ 8 9 10 11 12 13 14 E 15 16 17 18 19 20 21 t) 22 23 24 25 26 27 28 ~ 29 30 31

DUBEN NPUacuteSCPS

l 1234567 ~ 8 9 10 11 12 13 14 E 15 16 17 18 19 20 21 t) 22 23 24 25 26 27 28 N 29 30 31

ČERVENEC NPUacuteSCPS

123456711 8 9 10 11 12 13 14 ~ 15 16 17 18 19 20 21 t) 22232425262728 ~ 29 30 31

Ř iacute JEN NPUacuteSCPS

1234567 2 8 9 1011 12 13 14 ~ 15 16 17 18 19 20 21 t) 22 23 24 25 26 27 28 29 30 31

UacuteNOR NPUacuteSCPS

1234 5 6 7 8 9 10 II 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30

KVĚTEN

NPUacuteSCPS

1234 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30

SRPEN NPUacuteSCPS

1234 5 6 7 8 9 10 II 12 13 14 15 16 17 18

BŘEZEN

NPUacuteSČPS

12 3 4 5 6 7 8 9 10 II 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30

ČERVEN

NPUacuteSCPS

12 3 4 5 6 7 8 9 10 II 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30 W

NP

zAŘ UacuteSCPS

I

3 4 10 11

12 5 6 7 8 9 12 13 14 15 16

I

1920212223242517181920212223 26 27 28 29 30

I L I S TOP A D NPUacuteSCPS

1234 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30

24 25 26 27 28 29 30

PRO S lNE C NPUacuteSCPS

12 3 4 5 6 7 8 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30 W

Světovyacute den (Světovyacute svaacutetek) W neb 31 prosine~ (365 den) naacutesledue po 3D prosinci každeacuteho roku I W - den přestupneacuteho roku (Světovyacute svaacutetek) nebo 31 ČerVen naacutesledue 30 června každeacuteho přestupshy

neacuteho roku

191

I

9

V přestupnyacute rok kdy ziacuteskaacutevaacuteme jeden den nebyl by tento vsunut na konec uacutenora jak obvykle nyacutebrž mezi- 30 června a 1 července Byl by označen jako 31 červen nebo jako VV červen rovněž jako Světovyacute den Opakoval by se vždy po čtyřech letech tak jako dosud

Velkou vyacutehodou Světoveacuteho kalendaacuteře by byla stejnost roků každeacute datum by připadalo vždy na stejnyacute den v roce 1 ledna by vždy přishypadlo na neděli 1 uacutenora vždy na středu 1 března vždy na paacutetek 1 dubna vždy na neděli atd Nebylo by třeba tisknout každyacute rok novyacute kalendaacuteř vyrytyacute do kamene neb do kovu stal by se jak potřebnou tak i ozdobnoo součaacutestiacute veřejnyacutech budova miacutestnostiacute (Viz str 191)

Nejvhodnějšiacute den pro zavedeniacute noveacuteho kalendaacuteře byl by 1 leden 1956 kteryacute připadaacute na neděli anebo až 1 ledna 1951 kdy rovněž je

bull neděle Lze očekaacutevat že spojeniacutem všech pokrokovyacutech sil k tomuto zdokonaleniacute našeho kalendaacuteře co nejdřiacuteve dojde

PROM~NNEacute HV~ZDY

B V KUKARKIN

(v pokračovaacutemiacute)

Proměnneacute hvězdy typu Mim Ceti

Proměnneacute hvězdy typu Mira Ceti se nazyacutevajiacute ty proměnneacute hvězdy velkeacute posloupnosti jejichž periody jsou v rozmeziacute od 50 do 650 dniacute amplitudy změny jasnosti ve visuaacutelniacutech a fotografickyacutech paprsciacutech jsou vyššiacute než 25 m (průměrně 47 m) a ve spektrech v době maxima jsou vidět intensivru jasneacute čaacutery vodiacuteku a jinyacutech prvků Všechny proshyměnneacute hvězdy tohoto typu majiacute niacutezkeacute teploty velkaacute většina jich (90 ) patřiacute ke spektraacutelniacute třiacutedě Me a mnohem menšiacute čaacutest (přibližně po 5 ) spektraacutelniacutem třiacutedaacutem Se Ne

Mnohaletaacute zkoumaacuteniacute spekter těchto hvězd kteraacute se konala v SSSR akademikem G A Šajnem a v USA P Merrillem vedla k objeveniacute mnoshyhyacutech a různyacutech fysikaacutelntch zvlaacuteštnostiacute hvězd tohoto typu Kromě toho tyto hvězdy vzhledem k velkyacutem amplitudaacutem a snadnosti pozorovaacuteniacute 400 proměnnyacutech hvězd typu Mira Cetiacute za celou dobu jejich pozorovaacuteniacute byly vždycky obliacutebenyacutemi objekty pro visuaacutelniacute určeniacute jasnosti a v době posledniacutech desiacutetek let mnoho set jich přišlo na program amateacuterskyacutech společnostiacute pozorovatelů proměnnyacutech hvězd a neustaacutele se pozorujiacute Velkeacute amplitudy těchto hvězd způsobujiacute snadnost objevu Lze tvrditi že znaacuteme prakticky všechny proměnneacute hvězdy tohoto typu jasnějšiacute než 10 m v maximu Všechny tyto přiacutezniveacute okolnosti vedly k t0Jnu že proměnneacute hvězdy typu Mira Cetiacute mohou byacutet v přiacutetomneacute době poshyvažovaacuteny po mnoha straacutenkaacutech za nejleacutepe prozkoumaneacute objekty z proshy

192

měnnyacutech hvězd všech typu V přiacutetomneacute době je znaacutemo viacutece než 3000 proměnnyacutech hvězd typu Mira Ceti

Deacutelka periody proměnneacute hvězdy představuje iednu z nejzaacutekladnějshyšiacutech a v dnešniacute době lehce určitelnyacutech charateristik proměnnostiacute Proshyměnneacute hvězdy typu Mira Ceti z nichž se mnoheacute nepřetržitě pDzorujiacute kolem 100 let a některeacute jednotliveacute hvězdy již několik stoletiacute předstashyvujiacute vděčnyacute materiaacutel pro zkoumaacuteniacute otaacutezky o změně deacutelky periody s dobou Objeveniacute sekulaacuterpiacutech změn periody proměnnyacutech hvězd mělo by velmi důležityacute vyacuteznam kdyby bylo možno dokaacutezat vyacutevojovyacute vyacuteshyznam těchto změn Velkaacute většina proměnnyacutech hvězd typu Mira Ceti opravdu jsou charakteristickeacute skutečnyacutemi koliacutesaacuteniacutemi period Ale ještě roku 1929 Eddington a Plakidis (A Eddington S Plakidis M N 90 65 1929) poukaacutezali a v roce 1934 Sterne ještě přesvědčivěji dokaacutezal (T Sterne Harv Circ 386 a 387 1934) že tato skutečnaacute koliacutesaacuteniacute představujiacute naacutesledek samotneacute podstaty periodickyacutech procesů a v žaacutedshyneacutem přiacutepadě nemajiacute vyacutevojovyacute charakter V roce 1938 bylo uveřejněno zkoumaacuteniacute Sterneho a Campbella (T Sterne L Campbell Harvard Annals 105 1938) Autoři sebrali všechny uacutedaje o periodaacutech teacuteměř 400 proměnnyacutech hvězd typu Miacutera Ceti za celou dobu jejich pDwrovaacuteniacute a přiložili k těmto nahodilyacutem statistibkyacutem vyacuteběrům souhlasneacute kriteshyrium Pirsonovo (t zv kriterium x2 ) kteryacute rozdělil materiaacutel podle času a podle deacutelky periody Pro velikou většinu hvězd pravděpodobshynost většiacutech než pozorovanyacutech nahodilyacutech rozdiacutelů v deacutelce periody se ukaacutezala byacuteti bliacutezkaacute jednotce Jinyacutemi slovy theoretickou představu pozorovaneacuteho rmiddotozloženiacute za pomoci zaacutekona přirozeneacuteho rozloženiacute lze poklaacutedat za dobrou a nelze předpoklaacutedat žaacutedneacute změny v deacutelce periody ktereacute by měly vyacutevojovyacute charakter (jEtn dvě hvězdy R Hydrae aR Aquishylae ukaacutezaly skutečneacute změny periody ktereacute pravděpodobně nemohou byacutet vysvětleny nahodilostiacute vyacuteběru) Nemůže tedy byacutet ani řeči o objeshyvovaacuteniacute vyacutevojovyacutech proměn period proměnnyacutech hvězd typu Mira Cetiacute Avšak čas je našiacutem spolehlivyacutem spojencem ve věci poznaacuteniacute vněišiacuteho světa a opakovaacuteniacute baacutedaacuteniacute podobnyacutech praacuteci Sterneho a Campbella za několik desiacutetek let může veacutesti k objevům vyacutevojovyacutech tendenciacute ve změshyně period proměnnyacutech hvězd

Již před šedesaacuteti lety bylo objevenože ve spektrech proměnnyacutech hvězd typu Mira Ceti se pozorujiacute emisniacute čaacutery vodiacuteku a jinyacutech prvků Je však znaacutemo že proměnneacute hvězdy typu Mira Ceti isou hvězdami s nejnižšiacutemi teplotami (1600deg K až 3300deg K) jejichž spektra jsou chashyrakteristickaacute molekulaacuterniacutemi paacutesy (kysličniacutek titanu kysličniacutek zirkonu uhliacutek kyan uhlovodiacuteky atd) PřiacutetOIlli1ost absorpčniacutech molekulaacuterniacutech paacutesů a emisniacutech čar vodiacuteku a ionisovaneacuteho železa v teacutemže spektru vyžadujiacuteciacutech pro svou excitaci vysokeacuteho stupně energie se na prvniacute pohled zdaacute byacutet neslučitelnaacute Je zcela přirozeneacute že probleacutemu studia podstaty emisniacutech spekter proměnnyacutech hvězd typu Mira Ceti se věnoshyvalo a věnuje mnoho pozornosti Zvlaacutešť zaJiacutemavaacute isou všestrannaacute a

193

I

důslednaacute studia akademika Šajna (G A Šajn Izv AN SSSR 9 61 1945) provedenaacute během posledniacutech deseti let Omeziacuteme se zde stručshynyacutem vyacutekladem jeho studiiacute protože mnohopočetnaacute a různorodaacute studia jinyacutech autorů hlavně Merrilla v USA neřešiacute probleacutemy tak důkladně a široce

Mimo zaacutehadnost sameacute existence emisniacutech čar vysokeacuteho excitačniacuteho potenciaacutelu ve spektrech proměnnyacutech typu Mira Ceti nemeacuteně zaacutehadshynyacutemi se ukaacutezaly byacutet podivneacute nepravidelnosti v proměnnyacutech intensishytaacutech těchto čar Tyto nepravidelnosti (na přiacuteklad v Balmerově serii vodiacuteku čaacutera Ht je značně intensivnějšiacute než HlO a čaacutera Ho nejčastěji neniacute vůbec viditelnaacute) se nachaacutezejiacute v protikladu s theoriiacute a nikdy se nepozorujiacute u hvězd s vysokou teplotou a emisniacutemi spektry Akademik Šajn přesvědčivě ukaacutezal že prakticky všechny pozorovaneacute velmi poshyčetneacute nepravidelnosti mohou byacutet vysvětleny hypoteacutesou fysikaacutelniacuteho zakryacutevaacuteniacute některeacute emisniacute čaacutery zmenšujiacute svou intensitu a měniacute profil když se na cestě paprsku ven z hvězdy setkaacutevajiacute atomy nebo molekuly schopneacute absorbovat jim odpoviacutedajiacuteciacute kmitočet kdežto jineacute emisniacute čaacutery se vyzařujiacute bez překaacutežky Totiž kolem doby maxima když zvlaacutešť jasně se projevujiacute některeacute nepravidelnosti v atmosfeacuteře proměnnyacutech hvězd typu Mira Ceti neniacute efektivniacute stav hmoty způsobujiacuteciacute emisniacute spektrum vyššiacute než efektivniacute stav hmoty způsmiddotobujiacuteciacute absorpčniacute spektrum Nic podobneacuteho se nepozoruje u hvězd s vysokou teplotou u nichž emisniacute hmota se naleacutezaacute ve vrchniacutech vrstvaacutech atmosfeacutery a někdy i tvořiacute odděshylenyacute obal

Šajn ukazuje na velmi zaacutesadniacute zvlaacuteštnost powrovanyacutech nepravidelshynostiacute v emisniacutech čaraacutech nepravidelnosti se zmenšujiacute s deacutelkou doby od maxima (se zvětšeniacutem faacuteze) a často bliacutezko u minima uacuteplně miziacute Přiacuteshyčina zmenšeniacute nepravidelnostiacute s faacuteziacute tkviacute v tom že efektivniacute stav hmoty způsobujiacuteciacute emisniacute spektrum se staacutele zvyšuje zatiacutem co efekt fysikaacutelniacuteho zakryacutevaacuteniacute se přirozeně zmenšuje Tato hmota maacute vzeshystupnyacute pohyb v atmosfeacuteře ponenaacutehlu dosahuje velmi vysokyacutech jejiacutech vrstev a snad ji uacuteplně opouštiacute Hypoteacutesa vzestupneacuteho pohybu hmoty se potvrzuje už daacutevno znaacutemyacutem faktem že rychlost paprsku z emisniacutech čar je vždy matematicky menšiacute než rychlost paprsků z čar absorpčshyniacutech to znamenaacute že vrstva vytvaacuteřejiacuteciacute emisniacute čaacutery maacute vzhledem k vrstvě vytvaacuteřejiacuteciacute spektrum absorpčniacute pohyb vnějšiacute Rychlost toshyhoto vzestupneacuteho pohybu je pro různeacute hvězdy v meziacutech od 20 do 30 kmsec

Nehledě na to že nemůžeme zpozorovat moment kdy nastane vyacuteron hmoty způsobujiacuteciacute emisniacute spektrum z hlubokyacutech vrstev do atmosfeacutery a přesně zaznamenat moment kdy tato hmota v průběhu vzestupneacuteho pohybu opouštiacute atmosfeacuteru můžeme zjistit hodnotu vyacutešky atmosfeacutery aspoň podle trvaacuteniacute viditelnosti vyzařovanyacutech čar a poměrneacute rychlosti vyzařujiacuteciacute vrstvy Vyacuteška atmosfeacutery dosahuje hodnoty 1013 cm to je hodnoty poloměru veleobra Hvězdy typu Miacutera Ceti tedy majiacute značně

194

roztažitelnou a zředěnou atmosfeacuteru Přiacutetomnost vysokyacutech atmosfeacuter je nutnou podmiacutenkou pro uskutečněniacute fluorescence kteraacute představuje jedinyacute mechanismus schopnyacute vysvětlit existenci emisniacutech čar Avšak tato podmiacutenka nestačiacute Je nutnaacute ještě silnaacute ultrafialovaacute radiace tak neočekaacutevanaacute u chladnyacutech hvězd typu Miacutera CetL

Šajn ukaacutezal že použiacutevajiacutece pro vysvětleniacute nepravidelnostiacute v intenshysitaacutech čar emisniacuteho spektra efekt fysikaacutelniho zakryacutevaacuteniacute a přihliacutežejiacutece k tomuto efektu dostaacutevaacuteme pro proměnneacute hvězdy typu Mira Ceti norshymaacutelniacute emisniacute spektrum shodneacute s emisniacutem spektrem horkyacutech hvězd (Be) a teacutež novyacutech hvězd v počaacutetečniacute periodě objeveniacute emisniacutech čar Tedy u všech třiacute uvedenyacutech typů nehledě na ostreacute rozdiacutely v absorpčshyniacutech spektrech neniacute velkyacutech rozdiacutelů v emisniacutech spektrech a jsou všeshychny důvody k předpokladu jejich společneacuteho původu Emisniacute spekshytrum těchto hvězd s efektivniacute teplotou řaacutedově 2500deg K Absorpčniacute spekshytra hvězd typu Mira Ceti při stejneacute teplotě před i po maximu isou prakticky stejnaacute zatiacutem co emisniacute spektra jsou značně rozdiacutelnaacute Tvoshyřeniacute emisniacutech čar vodiacuteku a ionisovaneacuteho železa pozorovanaacute šiacuteře vodiacuteshykovyacutech emisniacutech čar u hvězd typu Mira Ceti a intensita vysokyacutech čleshynů Balmerovy serie nevyhnutelně vede kzaacutevěru že intesita vzbuzujiacuteciacute radiace musiacute miacutet nesrovnatelně většiacute vyacuteznam odpoviacutedajiacuteciacute thermoshydynamickeacute rovnovaacuteze při teplotě 2500deg K

Ze všeho toho vyplyacutevaacute že přiacutečinou vyacuteskytu emisniacuteho spektra u hvězd typu Mira Ceti může byacutet jenom mohutnaacute ultrafialovaacute radiace jejiacutež vyacuteznam ie v mnoha směrech většiacute než vyacuteznam odpoviacutedajiacuteciacute černeacutemu zaacuteřeniacute hvězdy při teplotě 2500deg K Přiacutetomnost takoveacute radiacuteace zaacuteroveň s existenciacute roztažitelneacute atmosfeacutery je dostatečnou podmiacutenkou pro tvoshyřeniacute emisniacutech čar podle schematu (pokračavampniacute)

A + hy-gtA + e-gtA + h(Y1 + 12 + ) Přeložil Zdeněk Sekanina

o KONČiacuteciacuteM 11 LET Eacute M C Y K L U SL U NE čNiacuteCH S K V R N

Dr MILOSLAV KOPECKYacute

Astronomickyacute uacutestav ČsAV Ondřejov

V současneacute době jsme v obdobiacute minima slunečniacute činnosti mezi 18 a 19 cyklem slunečmiacute činnosti podle curyšskeacuteho čiacuteslovaacuteniacute (cyklus slunečniacute činii-Osti čiacuteslo l podle tohoto čiacuteslovaacuteniacute začal r 1755) MŮžeme si tedy již něco bližšiacuteho řiacuteci o middotkonshyčiacuteciacutem 18 cyklu slunečnich skvrn jehož průběh neniacute bez zajiacutemavostiacute ve srovnaacuteniacute s předchoziacutemi cykly

Minimum vyrOvnanyacutech měsiacutečniacutech průměrů relativniacutech čiacutesel ktereacute předchaacutezelo tomuto cyklu nastalo v uacutenoru T 1944 Po něm nastal poměrně prudkyacute vZlestup slunečniacute činnosti a již za necelyacutech 31h roku v polovině r 1947 dosaacutehla slunečniacute činnost maxima Maximum vyrovnanyacuteCh měsiacutečniacutech pri1měrů relativniacutech čiacutesel nastalo v kvěbnu 1947 a dosaacutehlo abnormaacutelně vysokeacute hodnoty 1518 jednotek relashy

195

ti vniacuteho čiSJa Po tomta maximu nenastal však pakles relativniacutech čiacutesel nyacutebrž vyravnaneacute měsiacutečniacute prftměry se udržavaly staacutele na vysakeacute hadnatě Až do srpna 1949 tedy pa viacutece jak dva raky neklesly pod 130 jednotek relativniacuteho Ciacutesla Ba naopak v řiacutejnu 1948 nastalo jejich vedlejši maximum ktereacute dosaacutehLo 1485 jedshynotek a bylo tedy poUZI o 33 jednotky relativniacuteho čiacutesla nimiddotžšiacute než hIavniacute maxi~ mum v r 1947 Až teprve po něm nastal znovu pozvolnyacute a piacutek již celkem norshymaacutelniacutepokles relaHvniacutech čiacutesel (Viz obr 1)

Tento -to j 18 cyklus slunečniacutech skvrn je již zajiacutemavyacute svyacutem abnormaacutelně vysokyacutem a dlouhotrvajiacuteciacutem maximem Je druhyacutem nejvyššiacutem cyklem slunečniacutech skvrn z dosud znaacutemyacutech cyklft V U1ibulce I jsou pro pozomiddotrovaacuteniacute uvedeny některeacute uacutedaje o 4 dosud nejvyššiacutech cyklech slunečniacutech skvrn Z tabulky vidiacuteme že kraacutetshykost doby vzestupu TM t j doby mezi minimem a maximem u 18 cyklu nenl nikterak vyacutejimečnaacute vzhledem k vyacutešce maxima neboť čiacutem maacute cyklus vyš~ mashyximum tiacutem maacute kraUliacute vzestupnou dobu

Tabulka J

3 17784 1585 29 16 4 17881 1412 34 12 8 18372 1469 33 13

18 19475 1518 33 32

Skutečně abnormaacutelně dlouheacute je však trvaacutenl vysokeacuteho relaAivniho čiacutesla Z tashybulky I vidiacuteme že doba T po niacutež byly vyrovnaneacute měsiacutečniacute prftměry relativniacutech čiacutesel vyššiacute než 130 jednotek je u 18 cyklu dTlakraacutet delšiacute než u dosud nejvyššiacuteho cyklu s maximem v r 17784 Toto jakož i existence podružneacuteho maxima v roce 1948 pouze o 33 jednotky nižšiacuteho než hlavni maximum v r 1947 vedlo k uacutevahaacutem zda maximum cyklu skutečně nastalo v r 1947 a zda nenastalo až v r 1948 Zkoumaacuteme-Ii však miacutesto relativniacuteho čiacutesla počet všech vzniklyacutech skupin skvrn za jeqnotku času zjistiacuteme jak ukaacuteZal autor člaacutenku že průběh počtu vzniklyacutech skupin za jednotku času maacute velmi ostreacute a vysokeacute maximum v r 1947 a vedlejšiacute maximum v r 1948 maacute poměrně slabě vyjaacutedřeno a mnohem nižšiacute než maximum v r 1947 (viz obr 2) Z toho vyplyacutevaacute že maximum 18 cyklu slunečniacutech skvrn Skutečně nastalo v polovině r 1947

Podle t zv Turnerova pravidJa střiacutedajiacute se cykly s lysokyacutem a niacutezkyacutem maxishymem a to tak že cykly sudeacute majl vždy nižšiacute maximum než oba ISOUsooniacute cykly IWheacute potlle curyšskeacuteho čiacuteslovaacuteniacute

18 cyklus jako cyklus sudyacute tvořiacute však vyacutejimku z Turnerova praviacutedla neboť je vyššiacute než předchoziacute 17 cyklus kteryacute v maximu dosaacutehl 1192 jednotekrelativshyniacuteho čiacutesla Vezmeme-li pak v uacutevahu zaacutevislost vyacutešky maxima licheacuteho na vyacutešce maxima předchoziacuteho sudeacuteho cyklu nalezenou autorem pak nastaacutevajiacuteci 19 cyklus slunečniacutech skvrn by musel v maximu dosaacutehnout 20B jednotek relativlUacuteho čiacutesla což je značně nepravděpodobneacute Tato okolnost že toUž současnyacute 18 cyklus slushynečniacutech skvrn tvořiacute vyacutejimku z Turnerova pravidla je opět jednou ze zajiacutemavosti tOhoto cyklu neboť za posledniacutech 100 let kdy jsou smiddotkutečně spolehlivaacute pozoroshyvaacuteni slunečniacutech skvrn nebylo Turnerovo pravidlo porušeno

Podrobnějšiacute studium teacuteto otaacutezky však ukazuje že porušelUacute Turnerovmiddota pravidla o střiacutedaacuteniacute vysokyacutech a niacutezkyacutech cyklft je nejspiacuteše zpftsobeno nevhodnostiacute dosud užiacutevanyacutech charakteristik slunečniacute činnosti Tak na př Kleczek ukaacutezal že 17 cyklus slunečniacute činnosti byl mnohem bohatšiacute na chromosfeacuterickeacute erupce než 18 cyklus což je ve shodě s Turnerovyacutem pravidlem Stejně tak i prftměrnaacute životniacute doba skupin skvrn je v 17 cyklu skvrn delšiacute než v 18 cyklu jak ukaacutezal autor což znamenaacute že 17 cyklus měl prftměrně mohutnějšiacute skupiny skvrn než cyklus 18 Lze tedy spiacuteše předpoklaacutedat že ve skutečnosti 18 cyklus slunečniacute činnosti Turnerovo pravidlo neporušuje a Že jeho porušeniacute vyplyacutevajiacutec ze studia prftběhů relativniacutech čiacutesel je jen zdaacutenliveacute

Jak nezaacutevisle na sobě ukaacutezali Kleczek a autor bylo vysokeacute relativniacute čiacuteslo 18

196

100

cyklu slunečniacutech skvrn zpl1sobeno velkyacutem množstviacutem drobnyacutech skupin skvrn Jak patrno na obr 2 vzniklo v roce 1947 sice velkeacute množstviacute skupin skvrn Jejich průměrnaacute životniacute doba byla však velmi kraacutetkaacute to znamenaacute že to byly včtšinou velmi maleacute skupiny skvrn Ke stejneacutemu vyacutesledku došel Kleczek studiem zastoupeniacute různyacutech typů skupin skvrn v 17 a 18 cyklu Zatiacutem co ranyacutech typfi skupin skvrn A B CaD bylo v 18 cyklu mnohem viacutece než v cyklu 17 typu F representujiacutecich nejmohutnějšiacute stadium skupin skvrn bylo v 17 i 18 cyklu prakticky stejně a typů H bylo v 18 cyklu dokonce meacuteně než v cyklu 17 Tyto podrobnost i nemůže však relativniacute čiacuteslo v žaacutedneacutem přiacutepadě vyjaacutedřit Opět z toho vidiacuteme že relativniacute čiacuteslo neniacute vhodnou charakteristikou slunečniacutech skvrn pro vyacutezkum jejich periodicity

Vidiacuteme tedy že končiacuteciacute 18 cyklus slunečniacute činnosti maacute řadu zajiacutemavostiacute ve sveacutem průběhu a bude si jistě ještě zasluhovat podrobnějšiacuteho studia

tOL

8 ~O

6

100

50so

gtsI9rS f9S0 f9S0

Obr 1 Obr 2

Obr 1 Průběh vyrovnatnyacutech měsiacutečniacutech průměrů relativniacuteho- čiacutesla v 18 cyklu slunečniacute čimnosti - Obr 2 Průběh počtu vzoniklyacutech -lkupin skvrn na celeacutem Slunci (horniacute křivka) a jejich průměrneacute životniacute doby To (dolni křivka) v 18

cyklu 8~unečniacute činnosti

197

PŘEDBĚNA ZPRAacuteVA O GEOMAGNETICKl AKTIVITĚ PŘI CASTECNlM ZATMĚNI SLUNCE 30 CERVNA 1954

PODLE MĚŘENI NA OBSERVATOŘI PRŮHONICE U PRAHY

Některeacute probleacutemy souvisiacuteciacute se studiem změn vnějšiacute čaacutestigeomagnetickeacuteho pole v zaacutevislosti na slunečniacute činnosti mohou byacutet vhodně řešeny detailniacutem rozshyborem geomagnetickeacute aktivity během zatměniacute Slunce

Kolektiv pracovniacutekti geomagnetickeacuteho odděleniacute GUacute CSAV věnoval proto zvyacuteshyšenou pozornost sledovaacuteniacute geomagnetickeacute aktivity při zatměniacute 30 června t r a podrobně vyhodnocuje vyacutesledky Předběžneacute vyacutesledky zde stručně uvedeneacute byly ziacuteskaacuteny proměřenim magnetoshy

glamfi staničniacutech variometrfi a hodnoty zprac ovaacuteny podle absolutniacutech měřeniacute provedenyacutech K Bodlaacutekem a B Pec1inovskyacutem Absolutniacute měřeniacute byla konaacutena teacutež během zatměniacute kromě toho V Cernyacutea M Schoř provedli při zatměniacute řadu relativnich měřeniacute H a Z Schmidtovyacutemi polniacutemi vahami

Z magnetogramti prfihonickeacute observatoře byly vybraacuteny magneticky klidneacute dny před a po zatměniacute (vyloučen byl den zatměniacute aby přiacutepadnaacute porucha ptisobenaacute zatměniacutem neovlivnila vyacutesledky) ktereacute poskytly materiaacutel pro odvozeniacute křivky normaacutelniacuteho prfiběhu geomagnetickyacutech elementti charakterisujiacutecl celkovou tenshydenci magnetickeacuteho pole Pořadnice normaacutelniacute křivky byly vzaty jako norshymaacutelniacute hodnoty pro den zatměni

Obdobiacute zatměniacute se vyznačuje celkovyacutem zvětšenlm hodnot elementti vzhledem k normaacutelniacute křivce Počaacutetek tohoto zvětšeniacute hodnot elementti připadaacute na 10 hod SEC tedy viacutece než dvě a ptil hodiny před začaacutetek zatměniacute a konči kraacutetce po 15 hodině tedy v době konce čaacute~ečneacuteho zatměniacute staUsticky byla určena pravděshy

podobnost jak dalece se muacuteže mezi 10-15 hod SEC vyskytnout naacutehodnaacute magshynetickaacute porucha (se zvětšeniacutem hodnot elementti) v den zatměni na zaacutekladě

30 VI 1954 PRŮHONICE

---L I I =--====--==--__s~~=Iacuteshysč SlOl II 13 It 15-------1 --=== _ f--L~middot middotmiddot middotmiddot~--_~~_ H ------------------~-shy

1 I

===-L~-~J-z

---===J 19B

hodnot vyčiacuteslenyacutech maacutegnetogramo čtrnaacutect dnO před a po zatměniacute počiacutetajiacutec v to den zatměniacute Z vyacutepočtů vychaacuteziacute pro tyto naacutehodneacute poruchy (Pf) g~omagnetickeacuteho pole pravděpodobnosti pro

D H (Pf) 23 9

Vyskytla-li se tedy během zatměniacute odchylka od normaacutelniacuteho proběhu je malaacute pravděpodobnost že byla celaacute zpflsobena naacutehodnou magnetickou poruchou a nashyopak je velkaacute pravděpodobnost že byla tato odchylka způsobena zatměniacutem většiacute čaacutestiacute Jejiacute velikost v by byla doplňkem do 100 vzhledem k (Pf) a činiacute tedy pro D 77 a pro H 91

Statisticky byla teacutež určena velikost naacutehodneacute poruchy pro D a H Odečterum takto ziacuteskanyacutech hodnot omiddotd hodnot určenyacutech PN) pomchu jež se vyskytla během zatměniacute vychaacuteziacute rozdily pro

D H 04 plusmn 01 9y plusmn 2y

což mohou byacutet změny zpflsobeneacute zatměniacutem Slunce Na kopii magnetogramu (obr 1) z obdobiacute zatměni je normaacutelniacute křivka tečmiddotkoshy

vaacutena Začaacutetek střed a konec zatměniacute jsou označeny šipkami s iacutendexy 1 2 3 H D Z jSOU křivky variaciacute BD BH Bz přiacuteslušneacute base TH Tz teploty Při konci z8ltměniacute je patrnyacute zajiacutemavyacute rychlejšiacute pokles elementů D a H Je jedmou většiacute odohylkou od celkoveacuteho průběhu poruchy v obdobiacute zatměniacute P05ile zjištěniacute pozoshyrovatelů Lidoveacute hvězuaacuterny v Praze na Petřiacuteně se ve směru posledniacuteho kontaktu vyskytla eruptiVTIiacute protuberance

LiteratUTa l Lelio Gama Magnetic effects ohserved at Vassouras Brazil during the solar Eclipse of May 20 1947 Z časopisu Terrestrial Magnetism ana Atmospheric Electricity prosinec 1948

2 Jan Bouška Zemskyacute magnetismus - Praha 1949 3 Vladimiacuter Černyacute Zemskyacute magnetismus (zaacuteJkladru pojmy a poznatky) - rUše

hvězd 51954 Praha-Vokovice 20 VII 1954 Vl-adimiacuter Černyacute

NOVEacute OBJEVY A VYacuteZKUMY o VZNIKAacuteNiacute HVĚZD V ŘETiacuteZCiacuteCH

Praacutece V A Ambarcumjana a jeho spolUlpracovnlkfi o vzniacuteku hvězd ve hvězdshynyacutech associaciacutech po prveacute dokaacutezaly že hvězdy nevznikly najednou v jedinyacute okashymžik nyacutebrž že vzrukajiacute neustaacutele i v dnešniacute době Tyto praacutece teacutež ukaacutezaly že hvězdy nevznikajiacute ojediněle nyacutebrž v celyacutech skupiacutenaacutech Nebylo však dosua objeshyveno jakyacutem způsobem hvězdy vznikajiacute bylo pouze možno předpoklaacutedat že vznikajiacute z mezihvězdnyacutech mračen prachu a plynu Spraacutevnost tohoto předpokladu byla dokaacutezaacutena až objevy V G Fesenkova a D A Rožkovskeacuteho

Tito autoři ziacuteskali Maksutovou komorou na observatoři Alma-Ata řadu sniacutemků řasovyacutech mlhovin v Labuti (NGC 6960 6992-6995) jakož i řady jinyacutech mlhovin v nichž se vyskytujiacute alespoň je)notlivaacute mlohovinnaacute vlaacutekna Tyto sniacutemky byly ziacuteskaacuteny jak v biacuteleacutem světle tak i v červeneacutem žluteacute a modreacute čaacutesti spektra Na těchto sniacutemciacutech je patrno seskupeniacute hvězd nachaacutezejiacuteciacutech se v mlhovině a na jejiacutem~ okraji ve hvězdneacute řetizky o 3 až 15 hvězdaacutech při čemž pod hvězdnyacutem ňetiacutezkem rozumiacuteme hvězdy stejneacute velikosti ležiacuteciacute ve stejnyacutech veaacutejemnyacutech vzdaacuteshylenostech na přiacutemce nebo khvce Takoveacuteto řetiacutezky jsou často obklopeny vlaacuteknem mlhoviny nebo jsou pokračovaacuteniacutem některeacuteho mlhovinneacuteho vlaacutekna a často kromě hvězd obsahujiacute i pouheacute zhuštěniacuteny m~hovinneacuteho vlaacutekna ktereacute stojiacute v těch miacutesshytech kde by měly byacutet hvězdy Na podklaaě ~odrobneacuteho rozboru ZIacuteskaneacuteho materiaacutelu a na podkladě některyacutech

199

_ r-shy

dolitem je v průměru při velkeacutem počtu pozorovaacuteniacute a zkušeneacutem měřiči asi jen HY až 15 a uvaacutežiacuteme-li že 1 v zeměpisneacute deacutelce je 20 metrů na povrchu zemskeacutem a 1 v šiacuteřce dokonce 31 m je to přesnost dostačushyjiacuteciacute pro některeacute přiacutepady ale vcelku nevyhovujiacuteciacute a neuacuteměrnaacute vynaloshyženeacute praacuteci Tyto methody a dosaženeacute vyacutesledky jsou velmi cenneacute na př pro vědeckeacute expedice ktereacute se pohybujiacute v neznaacutemyacutech uacutezemiacutech bez map ale jsou nehospodaacuterneacute v našiacute republice kteraacute maacute dobreacute a uacuteplneacute mapoveacute podklady jichž lze dobře pro tyto uacutečely využiacutet Přejdeme proto na geodetickeacute zeměpisneacute souřadnice s vědomiacutem že zanedbaacutevaacuteme tiacutežnicoshyvou odchylku

Protože skoro každyacute umiacute ve speciaacutelniacute mapě čiacutest a umiacutestit tam svoje stanoviště nebude těžkeacute praviacutetkem promiacutetnout rovnoběžky s raacutemem mapy a na okrajoveacutem děleniacute odměřit (odsunout) opatrně zeměpisnou polohu pracujeme-li pečlivě dostaneme polohu pohodlně na vteřiny ač tuto přesnost musiacuteme považovat jen za vnitřniacute protože na někteshyryacutech miacutestech tereacuten v mapě neniacute v souhlase se souřadnicemi na raacutemu Některeacute speciaacutelniacute mapy majiacute zeměpisneacute deacutelky vztaženeacute ještě jen k poshyledniacuteku Ferro k přechodu na Greenwich je třeba vzhledem k chybneacutemu posunu raacutemu těchto map odečiacutest 17deg4000 Tento postup je většinou zcela vyhovujiacuteciacute v praxi a pochybovačům připomiacutenaacuteme že jej použiacuteshyvaacuteme vyacutelučně při vyacutepočtu azimutu jak o tom uvedeme daacutele

Mohou nastat přiacutepady kdy odsunutiacute souřadnic ze speciaacutelniacute mapy nebude z nějakeacuteho důvodu vyhovovat Pak saacutehneme k přesnějšiacutem zeměshyměřičskyacutem prostředkům Snadnaacute uacuteloha je v miacutestech kde byla vyhotoshyvena katastraacutelniacute mapa novyacutem měřeniacutem (je to Velkaacute Praha a většina měst i jineacute obce) t j v měřiacutetku 12000 nebo 11000 (někde 12500) Tyto dokonaleacute mapoveacute podkhidy umožniacute dobrou loka1isaci miacutesta pozoroshyvaacuteniacute (s přesnostiacute 05 m) a přesneacute určeniacute zeměpisnyacutech souřadnic reměshypisnaacute deacutelka je vztažena vesměs na Ferro převod tu je s pomociacute hodnoty - 17deg3946 Stejně dobře naacutem posloužiacute i praacutevě dokončovanaacute staacutetniacute mapa 15000 (odvozenaacute) a i mapy jinyacutech měřiacutetek pokud jsou vyhotoshyveny a majiacute raacutem v zeměpisnyacutech souřadniciacutech

Nedostačuje-li ani tato methoda (na př pro nedostatek vhodnyacutech mashypovyacutech podkladů) zaměřiacute se některou jednoduchou methodou pravoshyuacutehleacute souřadnice stanoviště (na př protiacutenaacuteniacutem zpět nebo vpřed) tyto rovinneacute souřadnice se transformaciacute přeměniacute na geodetickeacute souřadnice zeměpisneacute Měřickaacute i vyacutepočetniacute praacutece vyžaduje školeneacuteho odborniacutekashyzeměměřiče a proto je třeba o ni požaacutedat některyacute ze zeměměřičskyacutech uacutestavů takeacute vzhledem k nutnosti uacuteředniacuteho opatřeniacute důvěrnyacutech geodeshytickyacutech podkladů Každeacute středisko tomuto uacutečelu raacutedo vyhoviacute v raacutemci pracovniacutech možnostiacute a autor poskytne zaacutejemcům dalšiacute podrobnějšiacute inshyformace ktereacute by překročily raacutemec tohoto člaacutenku Zbyacutevaacute ještě zmiacutenit se o určeniacute azimutu spojnice stanoviště a někteshy

reacuteho vyacuteznačneacuteho předmětu v okoliacute (na př věže kostela a pod) Astroshynomickyacute azimut teacuteto strany je uacutehel kteryacute tato strana sviacuteraacute se zeměpisshy

184

nyacutem jihem (t j smě~em Ji jižniacutemu poacutelu) někdy se azimut počiacutetaacute i od severu Odměřeniacutem tohoto uacutehlu theodolitem můžeme kdykoli znovu VYtyčit směr na jih (nebo sever) což je důležiteacute pro rektifikaci přiacuteshystrojů a jineacute uacutelohy

Normaacutelniacutem theodolitem je možno astronomickyacute azimut změřit velmi přesně (stř chyba v průměru -t- 10) poměrně jednoduchyacutemi methoshydami topografickeacute astronomie z nichž nejjednoduššiacute je s pomociacute Poshylaacuterky v největšiacute digresi ale i ve dne můžeme určit azimut pozorovaacuteniacutem Slunce Method je hodně a velmi rozmanityacutech avšak jejich popis se vymykaacute raacutemci těchto povšechnyacutech informaciacute Zaacutejemcům raacutedi poskytshyneme bližšiacute podrobnosti

Jinyacute způsob určeniacute azimutu je opět prostřednictviacutem pravouacutehlyacutech rovinnyacutech souřadnic stanoviště a odměrneacuteho bodu (t j věže kostela trig bodu vodaacuterny a pod) Poměr rozdiacutelů souřadnic tťiacutechto bodů daacutevaacute

ihned geodetickyacute směrniacutek (tga = ~Y ) COž je uacutehel v našiacute čs soustavěuX

od jihu zvoleneacute projekce tento kartografickyacute jih nesouhlasiacute s jihem zeměpisnyacutem a proto ani geodetickyacute směrniacutek neniacute azimutem astronoshymickyacutem teprve vyacutepočtem t zv kartografickeacute poledniacutekoveacute sbiacutehaoosti kteraacute u naacutes činiacute až 9deg a připojeniacutem stočeniacute siacutetě (10) dostaneme astroshynomickyacute azimut Vyacutepočet je jednoduchyacute musiacute ale byacutet svěřen odborniacuteshykovi což však nečiniacute potiacutežiacute Takto ziacuteskanyacute směr poledniacuteku vyznačiacuteme pak na našiacute hvězdaacuterně trvale vhodnyacutem způsobem Shrňme tedy potřebujete-li si určit zeměpisneacute souřadnice hvězdaacuterny

nebo pozorovatelny snažte se je nejprve odsunout ze speciaacutelniacute nebo jineacute vhodneacute mapy (staacutetniacute mapa 1 5000 novaacute katastraacutelniacute mapa) Velshykou peacuteči je třeba věnovat identifikaci stanoviště na mapě Mapoveacute podshyklady tohoto druhu jsou taj n eacute proto se obraťte s uvedeniacutem uacutečelu na nejbližšiacute zeměměřičskou skupinu nebo Oblastniacute uacutestav geodesie a kartografie kde vaacutem raacutedi pomohou a souřadnice event sami zjistiacute V krajniacutem přiacutepadě neniacute-li uvedenyacute postup možnyacute se zeměpisneacute souřadshynice určiacute transformaciacute ze souřadnic pravouacutehlyacutech

Astronomickyacute azimut libovolneacute strany se nejsnaacuteze určiacute pozorovaacuteniacutem Polaacuterky v digresi kdy se po dosti dlouhou dobu jejiacute azimut vůbec neshyměniacute (je stacionaacuterniacute) jinak pozorovaacuteniacutem jineacute hvězdy nebo Slunce V přiacutepadech že jsou znaacutemy pravouacutehleacute rovinneacute souřadnice stanoviště určiacute se azimut s pomociacute geodetickeacuteho směrniacuteku a meridiaacutenoveacute konvershygence

Ve všech přiacutepadech je autor tohoto informativniacuteho člaacutenku všem tazashytelům připraven pomoci radou i event zaměřeniacutem protože určeniacute zeměshypisneacute polohy a orientace pozorovatelny je zaacutekladniacute a odpovědnyacute uacutekol kteryacute se n~mIacute poacutedceňovat nebo odbyacutevat

G

185

RADIOVAacute ASTRO NO MI E zkoumaacute soustavu Mleacutečneacute draacutehy

Dr OTO OBŮRKA

Nejkraacutesnějšiacutem a zaacutekladniacutem rysem vědy je ustavičneacute uacutesiliacute o poznaacuteniacute přiacuterodniacutech zaacutekonitwtiacute o poznaacuteniacute podstaty a složeniacute světa - o poznaacuteniacute vědeckeacute pravdy

Cesty a metody praacutece kteryacutemi se věda dobiacuteraacute poznaacuteniacute nebo poznashynou pravdu ověřuje jsou často velmi různeacute Zvlaacuteště astronomie kteraacute objekty sveacuteho zkoumaacuteniacute nemůže vyšetřovat na laboratorniacutem stole užiacutevaacute všech poznatků moderniacute vědy a různyacutech metod aby vyacutesledky baacutedaacuteniacute ověřovala a doplňovala různyacutemi způsoby

Do nedaacutevna využiacutevala astronomie k svyacutem vyacutezkumům jen světelneacuteho zaacuteřeniacute ať již ve viditelneacute ultrafialoveacute nebo infračerveneacute čaacutesti spektra a ziacuteskala tak nesmiacuterneacute vědomosti Před nemnoha lety bylo však zjišshytěno že lze zachytit z různyacutech oblastiacute vesmiacuterneacuteho prostoru takeacute zaacuteřeniacute o deacutelkaacutech rozhlasovyacutech vln

Zatiacutem co světelneacute zaacuteřeniacute z hvězdnyacutech těles pronikajiacuteciacutech našiacute atmoshysfeacuterou maacute vlnoveacute deacutelky od třiacute deseti tisiacutecin do jedneacute tisiacuteciny milimetru pohybuje se vlnovaacute deacutelka zachyceneacuteho radioveacuteho zaacuteřeniacute přichaacutezejiacuteshyciacuteho od kosmickyacutech zdrojů od jednoho centimetru do asi dvaceti metrů Hvězdnaacute tělesa vysiacutelajiacute nepochybně zaacuteřeniacute takeacute jinyacutech vlnoshyvyacutech deacutelek avšak zemskaacute atmosfeacutera je pro ně nepropustnaacute Jen jakyacutemisi dvěma okeacutenky umožňuje průchod zaacuteřeniacute vyacuteše uvedenyacutech frekvenciacute

Roku 1931 zjistil radiofysik Janskyacute při vyšetřovaacuteni poruch rozhlashysoveacuteho přiacutejmu na ultrakraacutetkyacutech vlnaacutech šum a bzučeniacute nebo poruchy ktereacute nemohly byacutet působenyacute pozemskyacutem zdrojem a byly připisovaacuteny Slunci Byl zachycen takeacute šum jehož původ bylo možno hledat jen ve věsmiacuterneacutem prostoru v Mleacutečneacute draacuteze a to předevšiacutem v oblastech ve směru k souhvězdiacute Střelce a Labuti

V několika letech rozvinul se po celeacutem světě čilyacute vyacutezkum tohoto zaacuteřeniacute kteryacute již v kraacutetkeacute době přinesl pozoruhodneacute vyacutesledky Dnes studuje radiovaacute astronomie pomociacute velkyacutech radiovyacutech teleskopů a zvlaacuteštniacuteho technickeacuteho vybaveniacute meteorickeacute roje a to i za denniacuteho světla ba i při zamračeneacute obloze zkoumaacute zaacuteřeniacute přichaacutezejiacuteciacute od Slunce a jinyacutech zdrojů a doplňuje dokonce vyacuteznamně naše vědomosti a předshystavy o rozděleniacute hmoty a o pohybovyacutech poměrech v soustavě Mleacutečneacute draacutehy O některyacutech novějšiacutech objevech v tomto oboru chceme zde pojednat

Již delšiacute dobu usiluje astronomie o vytvořeniacute spraacutevneacuteho obrazu o složeniacute a dynamice našiacute Galaxie Na zaacutekladě obsaacutehleacuteho pozorovaciacuteho materiaacutelu shromaacutežděneacuteho během dlouhyacutech desiacuteti letiacute na světovyacutech hvězdaacuternaacutech bylo pomociacute statistickyacutech metod studovaacuteno prostoroveacute

f86

rozděleniacute a pohyboveacute poměry různyacutech hvězdnyacutech typů zvlaacuteště pak proměnnyacutech hvězd Vyacutesledky ke kteryacutem došli v posledniacutech letech sovětštiacute astronomoveacute předevšiacutem Kukarin ukazujiacute že různeacute hvězdneacute typy lišiciacute se fysikaacutelniacutemi vlastnostmi vytvaacuteřejiacute v soustavě Mleacutečneacute draacutehy jakeacutesi podsysteacutemy ktereacute se lišiacute rozděleniacutem svyacutech členů v prosshytoru jejich staacuteřiacutem i podmiacutenkami vzniku a vyacutevoje Soustava Mleacutečneacute draacutehy jeviacute se tedy jako složityacute systeacutem podřazenyacutech hvězdnyacutech soustav a skupin Na rozdiacutel od podsysteacutemů kulovyacutech tvarů jejichž členoveacute jsou hvězdy podle svyacutech charakteristik staršiacute obsahujiacute tak zvaneacute plocheacute podsysteacutemy kromě mnoha hvězd o nichž se domniacutevaacuteme že jsou značně mladeacute ještě rozsaacutehlaacute oblaka difusniacute mezihvězdneacute hmoty a plynu shy

Řiacutedce rozptyacuteleneacute hmotneacute čaacutestice o rozměrech odpoviacutedajiacuteciacutech řaacutedově vlnoveacute deacutelce světla působiacute jako mlha kteraacute nedovoluje pronikaacuteniacute světelnyacutech paprsků takže v rovině Mleacutečneacute draacutehy ve směru k jejiacutemu středu můžeme viděti pouze v okruhu asi 7000 světelnyacutech roků Mnoshyheacute hvězdy jsou v teacuteto vzdaacutelenosti tak zatemněny že jen několik maacutelo procent jejich zaacuteřeniacute pronikaacute mlhou jineacute nejsou viditelny vůbec Jaacutedro soustavy Mleacutečneacute draacutehy ktereacute je takeacute těžištěm a středem rotace celeacute soustavy je zhruba čtyřikraacutete daacutele a nemůže byacutet vůbec viděno obvyklyacutemi astronomickyacutemi prostředky Proto se snažila astronomie určit polohu středu Galaxie obsaacutehlyacutemi pracemi statistickyacutemi studushyjiacuteciacutemi rozděleniacute a polohy hvězd zvlaacuteště hvězd ranyacutech vyacutevojovyacutech typů a hvězd proměnnyacutech Při zkoumaacuteniacute struktury Mleacutečneacute draacutehy se v posledniacute době znamenitě

uplatňuje radiovaacute astronomie Radioveacute vlny pronikajiacute totiž nejen mraky našiacute pozemskeacute atmosfeacutery ale i rozsaacutehlyacutemi kosmickyacutemi oblaky Galaxie To umožňuje pozorovaacuteniacute ve dne i v noci za slunečniacuteho svitu i při zamračeneacute obloze nebo za deště Takoveacute vyacutehody radioveacute astroshynomie jsou zvlaacutešť důležiteacute pro observatoře v oblastech s nestaacutelyacutem počasiacutem a malyacutem počtem jasnyacutech dnů tedy s klimatem jakeacute je u naacutes a ve velkeacute čaacutesti Evropy

Ještě důležitějšiacute je druhaacute vlastnost radioveacuteho zaacuteřeniacute schopnost pronikat rozsaacutehlyacutemi oblaky rozptyacuteleneacute hmoty v Galaxii jež umožňuje aby byly ziacuteskaacutevaacuteny informace o stavu a rozloženiacute hmoty v oblastech ktereacute jsou pro optickeacute dalekohledy nedohledneacute

Teacuteto otaacutezce byla věnovaacutena soustředěnaacute praacutece některyacutech observatořiacute a při rozsaacutehleacutem průzkumu bylo vyšetřovaacuteno zaacuteřeniacute v různyacutech paacutesmech o vlnovyacutech deacutelkaacutech od jednoho do patnaacutecti metrů a vypracovaacuteno něshykolik zevrubnyacutech přehledů o rozděleniacute intensity zaacuteřeniacute v různyacutech směrech oblohy pro různeacute vlnoveacute deacutelky Všechny přehledy ukazujiacute že nejintesivnějšiacute zaacuteřeniacute přichaacuteziacute z galaktickeacute roviny a poměrně slabeacute zaacuteřeniacute z jinyacutech směrů Zaacuteřeniacute v rovině Mleacutečneacute draacutehy jeviacute nerovnoshyměrneacute rozděleniacute s velmi ostryacutem m~imem bliacutezko galaktickeacute deacutelky 327deg což je směr ke středu Mleacutečneacute draacutehy stanovenyacute jiacutež dřiacuteve opticshy

187

kou astronomiiacute Tiacutem se ověřujiacute staršiacute vyacutesledky optickeacute astronomie neboť lze skutečně předpoklaacutedat že při velkeacute koncentraci hmoty censhytraacutelniacute čaacutesti Galaxie a zvlaacuteště při velkeacutem počtu mladyacutech hvězd je tam i mnoho objektů vysiacutelajiacuteciacutech zaacuteřeniacute všech vlnovyacutech deacutelek

Velmi zaacutevažnaacute je otaacutezka jakyacutemi zdroji je radioveacute zaacuteřeniacute vysiacutelaacuteno Z dosavadniacutech studiiacute byl vytvořen naacutezor že je vysiacutelaacuteno jednak tak zvanyacutemi radiohvězdamiacute nebo teacutež diskretniacutemi nebo bodovyacutemi zdroji jak se jim nyniacute řiacutekaacute a rozsaacutehlyacutemi oblaky mezihvězdneacuteho plynu Jsou tu však ještě některeacute nejasnosti a je důležityacutem uacutekolem radioveacute astroshynomie a nukleaacuterniacute fysiky aby podmiacutenky vzniku zaacuteřeniacute vysvětlily a dosavadniacute poznatky doplnily

Radioveacute zaacuteřeniacute maacute spojiteacute emisniacute spektrum v němž dlouho nebyla nalezena žaacutednaacute zřetelnaacute čaacutera takže bylo sice možno studovat intensitu zaacuteřeniacute v různyacutech vlnovyacutech paacutesmech nebylo však možno zkoumat přiacuteshypadnyacute posuv spektra kteryacute v optickeacutem oboru přinaacutešiacute informace neshysmiacuterneacute ceny o hvězdnyacutech pohybech Teprve v roce 1951 byla přece jen objevena ve spektru radioveacuteho zaacuteřeniacute emisniacute čaacutera ionisovaneacuteho vodiacuteku o vlnoveacute deacutelce 211045 cm (frekvence 14204056 Me sec) jejiacutež studium umožňuje vyšetřovaacuteniacute galaktickeacute struktury i rotace soustavy Mleacutečneacute draacutehy

V radioveacute technice je snadneacute vybrat určitou frekvenci a kalibrovat ji vzhledem Ir absolutniacutem laboratorniacutem měrnyacutem jednotkaacutem takže rozbor spektra v oboru radiovyacutech vln je daleko meacuteně zatiacutežen systemashytickyacutemi chybami a empirickyacutemi korekcemi než spektroskopie ve fotoshygrafickeacutem uacuteboru Značnaacute čaacutest dosavadniacuteho vyacutezkumu struktury Galaxie byla v optickeacute

astronomii založena na studiu hvězdnyacutech pohybů určovanyacutech z rashydiaacutelniacutech rychlostiacute Tato metoda pro niž je podstatneacute měřeniacute Doppleshyrova posuvu spektraacutelniacutech čar daacutevala znameniteacute vyacutesledky Jak jsme již uvedli byla však omezena pro optickyacute obor jen na naše nejbližšiacute sousedstviacute

Po objeveniacute emisniacute čaacutery 21 cm bylo možneacute studovat pohyboveacute poshyměry a rozděleniacute hmoty v Mleacutečneacute draacuteze pomociacute radioastronomickeacuteho vyacutezkumu kteryacute pronikaacute i do vzdaacutelenyacutech čaacutestiacute Galaxie Bylo provedeno mnoho pozorovaacuteniacute za uacutečelem zjištěniacute radiaacutelniacuteho pohybu mezihvězdshyneacuteho vodiacuteku a na mnoha sniacutemciacutech byl skutečně objeven posuv uvedeneacute spektraacutelniacutemiddot čaacutery 21 cm a byly z něho určeny noveacute podrobnosti o pohyshybech v Galaxii Po provedeniacute redukce spektrogramů a odečteniacute vlivu pohybu Země kolem Slunce a Slunce vzhledem k ostatniacutem hvězdaacutem bylo možno vysvětlit většinu nalezenyacutech spektraacutelniacutech posuvů z Galakshytickeacute rotace Soustava Mleacutečneacute draacutehy otaacutečiacute se směrem vyacutechod - jihshyzaacutepad (odleva doprava) a lze předpoklaacutedat že jejiacute jednotliveacute subshysysteacutemy otaacutečejiacute se jako celky V galaktickeacute rovině je pak rozděleniacute rychlostiacute rotace určeno soustředěnyacutemi paacutesy při čemž čaacutesti nejbliacuteže položeneacute ke galaktickeacutemu středu majiacute největšiacute uacutehlovou rychlost čaacutesti

188

od středu vzdaacutelenějšiacute postupně menšiacute uacutehloveacute rychlosti Tyto vyacutesledky jsou ve shodě s dosavadniacutemi daty určenyacutemi optickou astronomiiacute s poshymociacute statistickyacutech metod

Vzdaacutelenost Slunce od středu soustavy Mleacutečneacute draacutehy vychaacuteziacute z radioshyastronomickyacutech měřeniacute na 26 000 světelnyacutech roků a jeho rychlost pohybu 216 km za vteřinu Posuv spektraacutelniacutech čar svědčiacute o radiaacutelniacutech rychlostech až 50 km za vteřinu bud směrem k Slunci nebo obraacuteceně Spektra ziacuteskanaacute z některyacutech směrů galaktickeacute roviny jeviacute rozděleniacute čaacutery 21 cm na dvě tři nebo i viacutece složek z nichž každaacute je vysiacutelaacutena jinyacutem mrakem mezihvězdneacute hmoty ktereacute jsou umiacutestěny v prostoru v teacutemž směru avšak různě daleko a majiacute různeacute rotačniacute rychlosti a takeacute různeacute rychlosti radiaacutelniacute

Rozděleniacute čar a jejich intensita svědčiacute takeacute o množstviacute a stavu hmoty kteraacute zaacuteřeniacute vysiacutelaacute Byla tak potvrzena existence spiraacutelniacutech ramen Mleacutečneacute draacutehy kteraacute pozoroval v poměrně nevelkeacutem okoliacute Slunce Morgan při vyšetřovaacuteniacute plynnyacutech mlhovin a hvězd spektraacutelniacutech typů O a B Zatiacutem co Morgan zjistil dvě ramena byla určena metoshydami radioveacute astronomie vně Slunce tři ramena Mleacutečneacute draacutehy Byly ziacuteskaacuteny noveacute uacutedaje o tvaru ramen jejich poloze v prostoru i o pohyshybovyacutech poměrech v různyacutech čaacutestech soustavy Bylo zjištěno na přiacuteshyklad že hustota hmoty mezi spiraacutelniacutemi rameny je desetkraacutete menšiacute než hustota hmoty v ramenech Bylo takeacute objeacuteveno že jedno rameno je asi 10 nad galaktickou rovinou v niacutež ležiacute ostatniacute ramena Zůstaacutevaacute však ještě nedořešena otaacutezka zdali jsou spiraacutelniacute ramena Galaxie vlečena nebo zda se Galaxie rozviacutejiacute Byla zkoumaacutena rotace dvou desiacutetek nejbližšiacutech spiraacutelniacutech mlhovin ale ani tak nebylo dosud dosashyženo jednoznačneacuteho vyacutesledku Věřiacuteme však že neniacute daleka doba kdy i v tomto ohledu bude jasno

Tak se splnilo nepředviacutedanou cestou daacutevneacute přaacuteniacute astronomů aby mohli pozorovat spiraacutelniacute ramena našiacute Galaxie a byla rozřešena zaacuteshysadniacute otaacutezka o směru rotace a podobě Mleacutečneacute draacutehy

Protože je soustava Mleacutečneacute draacutehy jenom jedniacutem z mnopa mmonů podobnyacutech hvězdnyacutech systeacutemů zkoumali pracovniacuteci radfoveacute astroshynomie zda jsou takeacute ostatniacute vesmiacuterneacute soustavy zdroji radioveacuteijo zaacuteshyřeniacute Velkyacutemi radiovyacutemi teleskopy z nichž dosud největšiacutem jeparashybolickeacute zrcadlo o průměru 67 metrů bylo skutečně radioveacute zaacuteřeniacute od nejbližšiacutech spiraacutelniacutech mlhovin zachyceno Byly dokonce ziacuteskaacuteny cenneacute podrobnosti o rozděleniacute intensity radioveacuteho zaacuteřeniacute velkeacute spiraacutelniacute mlhoshyviny v Andromedě Vyacutesledky vyacutezkumu bliacutezkyacutech galaxiiacute ukazujiacute že intensita radioveacuteho zaacuteřeniacute odpoviacutedaacute přibližně zaacuteřeniacute našiacute soustavy Mleacutečneacute draacutehy

Nepochybujeme že jsme teprve na počaacutetku vyacuteznamnyacutech objevů ktereacute doplniacute naše poznatky o stavu a rozloženiacute mezihvězdneacuteho vodiacuteku o hvězdnyacutech tělesech našiacute soustavě Mleacutečneacute draacutehy i o jinyacutech galaxiiacutech

189

o N UTN OSTI sVEToveacuteH o K ALE N DAacuteŘE

Dr HUB E RT S LO U KA

Nejstaršiacute a nejYyacuteznamnějšiacute vymoženostiacute astronomie je zavedeniacute kashylendaacuteře Jeho vznik ležiacute v dobaacutech tak nesmiacuterně vzdaacutelenyacutech že nelze stanovit ani tisiacuteciletiacute kdy se- pračlověk po prveacute pokusil do plynuleacuteho toku udaacutelostiacute sveacuteho života vneacutest jakyacutesi pořaacutedek a pravidelnost Je naacutem však jasneacute že měřeniacute a rozděleniacute doby ve dni ročniacute obdobiacute měshysiacutece a roky je nesrovnatelně staršiacute než zavedeniacute hodin minut a vteřin Zatiacutem co hodiny jako měřiče času byly vynalezeny někdy v třinaacutecteacutem stoletiacute kdy začaly sloužit vědeckyacutem uacutečelům byl kalendaacuteř již na vysoshykeacutem stupni dokonalosti jako vyacutesledek mnohotisiacutecileteacuteho snaženiacute a zdokonalovaacuteniacute člověkem Zatiacutem však co hodiny a měřeniacute času dosaacutehlo v nynějšiacute době neobvykleacute přesnosti a dokonalosti nemůžeme toteacutež řiacuteci o kalendaacuteři kteryacute neuspokojuje ani hvězdaacuteře ani potřeby běžneacuteho života a obsahuje mnoho nepravidelnostiacute a nesrovnalostiacute Je proto zavedeniacute dokonaleacuteho kalendaacuteře nutnyacutem požadavkem moderniacute doby kteraacute přibliacutežila a spojila naacuterOdy takovyacutem způsobem jako nikdy dřiacuteve

Tentokraacutete vychaacuteziacute naacutetlak na uskutečněniacute kalendaacuteřoveacute reformy z pokrokoveacute Indie kde kalendaacuteřoveacute poměry jsou až dosud velmi neshydokonaleacute a chaotickeacute I dnes se ještě použiacutevaacute v Indii až na čtrnaacutect různyacutech kalendaacuteřů a oficiaacutelniacute almanach kteryacute vydaacutevaacute každoročně indickaacute vlaacuteda obsahuje čtyři nejrozšiacuteřenějšiacute a nejviacutece užiacutevaneacute kalenshydaacuteře mezi nimi takeacute naacuteš Řehořskyacute a Mohamedaacutenskyacute Tato obsažnaacute publikace maacute asi 3273 stran a přepočiacutetaacutevaacuteniacute různyacutech kalendaacuteřniacutech uacutedajů zabere mnoho času a nesmiacuterně ztěžuje jak oficiaacutelniacute vlaacutedniacute tak i soukromou činnost Pro dalšiacute rozvoj Indie je proto nesmiacuterně užitečnyacute zaacutekrok kteryacute nedaacutevno učinil znaacutemyacute vynikajiacuteciacute fysik indickyacute profesor Meg Nad Haha Jako předseda komise pro refonnu kalendaacuteře v Indii učinil tento naacutevrh

Je třeba vybudovat indickyacute Grennwich kde budou konaacuteny všechny nutneacute počtaacuteřskeacute praacutece pro vydaacutevaacuteniacute indickyacutech efemerid nautickyacutech a leteckyacutech ročenek a kde kalendaacuteř se bude opiacuterat o slunečniacute kalendaacuteř pro celou Indii Je třeba opustit lunaacuterniacute kalendaacuteře použiacutevaneacute v civilshyniacutem životě a deacutelku roku stanovit na 3652422 dne Rovněž je nezbytně nutneacute počiacutetat dny od půlnoci do půlnoci a nynějšiacute nepravidelneacute měsiacutece nahradit měsiacuteci jak jsou zavedeny v noveacutem Světoveacutem kalendaacuteři

Jakeacute vyacutehody maacute tento novyacute Světovyacute kalendaacuteř oproti dosud použiacutevashyneacutemu Řehořovu Jsou takoveacuteho raacutezu že se za něj staviacute dnes celyacute astronomickyacute svět a všechny pokrokoveacute staacutety ktereacute nevyacutehody dosud použiacutevaneacuteho kalendaacuteře staacutele viacutece a viacutece pociťujiacute

Novyacute Světovyacute kalendaacuteř je stejně solaacuterniacute jako kalendaacuteř nynějšiacute to znamenaacute že jeho rozděleniacute v dni a měsiacutece se opiacuteraacute o stejnoměrneacute rozděleniacute doby oběhu Země kolem Slunce a bere ohled na pravidelneacute

190

---- - - - -

střiacutedaacuteniacute ročniacutech obdobiacute Obsahuje rovněž dvanaacutect měsiacuteců a 52 tyacutednů po sedmi dnech Posledniacute den v roce třistapětašedesaacutetyacute te vsunut mezi dva tyacutedny takže je mimo tyacuteden a je označen jako Světovyacute den s datem 31 prosince nebo W prosinec Měl by byacutet slaven jako Světovyacute svaacutetek a znamenal by takeacute uceleneacute zakončeniacute časoveacuteho obdobiacute jednoho roku

SVĚTOVYacute KALENDAacuteŘ

LEDEN NPUacuteSCPS

l 1234567 ~ 8 9 10 11 12 13 14 E 15 16 17 18 19 20 21 t) 22 23 24 25 26 27 28 ~ 29 30 31

DUBEN NPUacuteSCPS

l 1234567 ~ 8 9 10 11 12 13 14 E 15 16 17 18 19 20 21 t) 22 23 24 25 26 27 28 N 29 30 31

ČERVENEC NPUacuteSCPS

123456711 8 9 10 11 12 13 14 ~ 15 16 17 18 19 20 21 t) 22232425262728 ~ 29 30 31

Ř iacute JEN NPUacuteSCPS

1234567 2 8 9 1011 12 13 14 ~ 15 16 17 18 19 20 21 t) 22 23 24 25 26 27 28 29 30 31

UacuteNOR NPUacuteSCPS

1234 5 6 7 8 9 10 II 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30

KVĚTEN

NPUacuteSCPS

1234 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30

SRPEN NPUacuteSCPS

1234 5 6 7 8 9 10 II 12 13 14 15 16 17 18

BŘEZEN

NPUacuteSČPS

12 3 4 5 6 7 8 9 10 II 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30

ČERVEN

NPUacuteSCPS

12 3 4 5 6 7 8 9 10 II 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30 W

NP

zAŘ UacuteSCPS

I

3 4 10 11

12 5 6 7 8 9 12 13 14 15 16

I

1920212223242517181920212223 26 27 28 29 30

I L I S TOP A D NPUacuteSCPS

1234 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30

24 25 26 27 28 29 30

PRO S lNE C NPUacuteSCPS

12 3 4 5 6 7 8 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30 W

Světovyacute den (Světovyacute svaacutetek) W neb 31 prosine~ (365 den) naacutesledue po 3D prosinci každeacuteho roku I W - den přestupneacuteho roku (Světovyacute svaacutetek) nebo 31 ČerVen naacutesledue 30 června každeacuteho přestupshy

neacuteho roku

191

I

9

V přestupnyacute rok kdy ziacuteskaacutevaacuteme jeden den nebyl by tento vsunut na konec uacutenora jak obvykle nyacutebrž mezi- 30 června a 1 července Byl by označen jako 31 červen nebo jako VV červen rovněž jako Světovyacute den Opakoval by se vždy po čtyřech letech tak jako dosud

Velkou vyacutehodou Světoveacuteho kalendaacuteře by byla stejnost roků každeacute datum by připadalo vždy na stejnyacute den v roce 1 ledna by vždy přishypadlo na neděli 1 uacutenora vždy na středu 1 března vždy na paacutetek 1 dubna vždy na neděli atd Nebylo by třeba tisknout každyacute rok novyacute kalendaacuteř vyrytyacute do kamene neb do kovu stal by se jak potřebnou tak i ozdobnoo součaacutestiacute veřejnyacutech budova miacutestnostiacute (Viz str 191)

Nejvhodnějšiacute den pro zavedeniacute noveacuteho kalendaacuteře byl by 1 leden 1956 kteryacute připadaacute na neděli anebo až 1 ledna 1951 kdy rovněž je

bull neděle Lze očekaacutevat že spojeniacutem všech pokrokovyacutech sil k tomuto zdokonaleniacute našeho kalendaacuteře co nejdřiacuteve dojde

PROM~NNEacute HV~ZDY

B V KUKARKIN

(v pokračovaacutemiacute)

Proměnneacute hvězdy typu Mim Ceti

Proměnneacute hvězdy typu Mira Ceti se nazyacutevajiacute ty proměnneacute hvězdy velkeacute posloupnosti jejichž periody jsou v rozmeziacute od 50 do 650 dniacute amplitudy změny jasnosti ve visuaacutelniacutech a fotografickyacutech paprsciacutech jsou vyššiacute než 25 m (průměrně 47 m) a ve spektrech v době maxima jsou vidět intensivru jasneacute čaacutery vodiacuteku a jinyacutech prvků Všechny proshyměnneacute hvězdy tohoto typu majiacute niacutezkeacute teploty velkaacute většina jich (90 ) patřiacute ke spektraacutelniacute třiacutedě Me a mnohem menšiacute čaacutest (přibližně po 5 ) spektraacutelniacutem třiacutedaacutem Se Ne

Mnohaletaacute zkoumaacuteniacute spekter těchto hvězd kteraacute se konala v SSSR akademikem G A Šajnem a v USA P Merrillem vedla k objeveniacute mnoshyhyacutech a různyacutech fysikaacutelntch zvlaacuteštnostiacute hvězd tohoto typu Kromě toho tyto hvězdy vzhledem k velkyacutem amplitudaacutem a snadnosti pozorovaacuteniacute 400 proměnnyacutech hvězd typu Mira Cetiacute za celou dobu jejich pozorovaacuteniacute byly vždycky obliacutebenyacutemi objekty pro visuaacutelniacute určeniacute jasnosti a v době posledniacutech desiacutetek let mnoho set jich přišlo na program amateacuterskyacutech společnostiacute pozorovatelů proměnnyacutech hvězd a neustaacutele se pozorujiacute Velkeacute amplitudy těchto hvězd způsobujiacute snadnost objevu Lze tvrditi že znaacuteme prakticky všechny proměnneacute hvězdy tohoto typu jasnějšiacute než 10 m v maximu Všechny tyto přiacutezniveacute okolnosti vedly k t0Jnu že proměnneacute hvězdy typu Mira Cetiacute mohou byacutet v přiacutetomneacute době poshyvažovaacuteny po mnoha straacutenkaacutech za nejleacutepe prozkoumaneacute objekty z proshy

192

měnnyacutech hvězd všech typu V přiacutetomneacute době je znaacutemo viacutece než 3000 proměnnyacutech hvězd typu Mira Ceti

Deacutelka periody proměnneacute hvězdy představuje iednu z nejzaacutekladnějshyšiacutech a v dnešniacute době lehce určitelnyacutech charateristik proměnnostiacute Proshyměnneacute hvězdy typu Mira Ceti z nichž se mnoheacute nepřetržitě pDzorujiacute kolem 100 let a některeacute jednotliveacute hvězdy již několik stoletiacute předstashyvujiacute vděčnyacute materiaacutel pro zkoumaacuteniacute otaacutezky o změně deacutelky periody s dobou Objeveniacute sekulaacuterpiacutech změn periody proměnnyacutech hvězd mělo by velmi důležityacute vyacuteznam kdyby bylo možno dokaacutezat vyacutevojovyacute vyacuteshyznam těchto změn Velkaacute většina proměnnyacutech hvězd typu Mira Ceti opravdu jsou charakteristickeacute skutečnyacutemi koliacutesaacuteniacutemi period Ale ještě roku 1929 Eddington a Plakidis (A Eddington S Plakidis M N 90 65 1929) poukaacutezali a v roce 1934 Sterne ještě přesvědčivěji dokaacutezal (T Sterne Harv Circ 386 a 387 1934) že tato skutečnaacute koliacutesaacuteniacute představujiacute naacutesledek samotneacute podstaty periodickyacutech procesů a v žaacutedshyneacutem přiacutepadě nemajiacute vyacutevojovyacute charakter V roce 1938 bylo uveřejněno zkoumaacuteniacute Sterneho a Campbella (T Sterne L Campbell Harvard Annals 105 1938) Autoři sebrali všechny uacutedaje o periodaacutech teacuteměř 400 proměnnyacutech hvězd typu Miacutera Ceti za celou dobu jejich pDwrovaacuteniacute a přiložili k těmto nahodilyacutem statistibkyacutem vyacuteběrům souhlasneacute kriteshyrium Pirsonovo (t zv kriterium x2 ) kteryacute rozdělil materiaacutel podle času a podle deacutelky periody Pro velikou většinu hvězd pravděpodobshynost většiacutech než pozorovanyacutech nahodilyacutech rozdiacutelů v deacutelce periody se ukaacutezala byacuteti bliacutezkaacute jednotce Jinyacutemi slovy theoretickou představu pozorovaneacuteho rmiddotozloženiacute za pomoci zaacutekona přirozeneacuteho rozloženiacute lze poklaacutedat za dobrou a nelze předpoklaacutedat žaacutedneacute změny v deacutelce periody ktereacute by měly vyacutevojovyacute charakter (jEtn dvě hvězdy R Hydrae aR Aquishylae ukaacutezaly skutečneacute změny periody ktereacute pravděpodobně nemohou byacutet vysvětleny nahodilostiacute vyacuteběru) Nemůže tedy byacutet ani řeči o objeshyvovaacuteniacute vyacutevojovyacutech proměn period proměnnyacutech hvězd typu Mira Cetiacute Avšak čas je našiacutem spolehlivyacutem spojencem ve věci poznaacuteniacute vněišiacuteho světa a opakovaacuteniacute baacutedaacuteniacute podobnyacutech praacuteci Sterneho a Campbella za několik desiacutetek let může veacutesti k objevům vyacutevojovyacutech tendenciacute ve změshyně period proměnnyacutech hvězd

Již před šedesaacuteti lety bylo objevenože ve spektrech proměnnyacutech hvězd typu Mira Ceti se pozorujiacute emisniacute čaacutery vodiacuteku a jinyacutech prvků Je však znaacutemo že proměnneacute hvězdy typu Mira Ceti isou hvězdami s nejnižšiacutemi teplotami (1600deg K až 3300deg K) jejichž spektra jsou chashyrakteristickaacute molekulaacuterniacutemi paacutesy (kysličniacutek titanu kysličniacutek zirkonu uhliacutek kyan uhlovodiacuteky atd) PřiacutetOIlli1ost absorpčniacutech molekulaacuterniacutech paacutesů a emisniacutech čar vodiacuteku a ionisovaneacuteho železa v teacutemže spektru vyžadujiacuteciacutech pro svou excitaci vysokeacuteho stupně energie se na prvniacute pohled zdaacute byacutet neslučitelnaacute Je zcela přirozeneacute že probleacutemu studia podstaty emisniacutech spekter proměnnyacutech hvězd typu Mira Ceti se věnoshyvalo a věnuje mnoho pozornosti Zvlaacutešť zaJiacutemavaacute isou všestrannaacute a

193

I

důslednaacute studia akademika Šajna (G A Šajn Izv AN SSSR 9 61 1945) provedenaacute během posledniacutech deseti let Omeziacuteme se zde stručshynyacutem vyacutekladem jeho studiiacute protože mnohopočetnaacute a různorodaacute studia jinyacutech autorů hlavně Merrilla v USA neřešiacute probleacutemy tak důkladně a široce

Mimo zaacutehadnost sameacute existence emisniacutech čar vysokeacuteho excitačniacuteho potenciaacutelu ve spektrech proměnnyacutech typu Mira Ceti nemeacuteně zaacutehadshynyacutemi se ukaacutezaly byacutet podivneacute nepravidelnosti v proměnnyacutech intensishytaacutech těchto čar Tyto nepravidelnosti (na přiacuteklad v Balmerově serii vodiacuteku čaacutera Ht je značně intensivnějšiacute než HlO a čaacutera Ho nejčastěji neniacute vůbec viditelnaacute) se nachaacutezejiacute v protikladu s theoriiacute a nikdy se nepozorujiacute u hvězd s vysokou teplotou a emisniacutemi spektry Akademik Šajn přesvědčivě ukaacutezal že prakticky všechny pozorovaneacute velmi poshyčetneacute nepravidelnosti mohou byacutet vysvětleny hypoteacutesou fysikaacutelniacuteho zakryacutevaacuteniacute některeacute emisniacute čaacutery zmenšujiacute svou intensitu a měniacute profil když se na cestě paprsku ven z hvězdy setkaacutevajiacute atomy nebo molekuly schopneacute absorbovat jim odpoviacutedajiacuteciacute kmitočet kdežto jineacute emisniacute čaacutery se vyzařujiacute bez překaacutežky Totiž kolem doby maxima když zvlaacutešť jasně se projevujiacute některeacute nepravidelnosti v atmosfeacuteře proměnnyacutech hvězd typu Mira Ceti neniacute efektivniacute stav hmoty způsobujiacuteciacute emisniacute spektrum vyššiacute než efektivniacute stav hmoty způsmiddotobujiacuteciacute absorpčniacute spektrum Nic podobneacuteho se nepozoruje u hvězd s vysokou teplotou u nichž emisniacute hmota se naleacutezaacute ve vrchniacutech vrstvaacutech atmosfeacutery a někdy i tvořiacute odděshylenyacute obal

Šajn ukazuje na velmi zaacutesadniacute zvlaacuteštnost powrovanyacutech nepravidelshynostiacute v emisniacutech čaraacutech nepravidelnosti se zmenšujiacute s deacutelkou doby od maxima (se zvětšeniacutem faacuteze) a často bliacutezko u minima uacuteplně miziacute Přiacuteshyčina zmenšeniacute nepravidelnostiacute s faacuteziacute tkviacute v tom že efektivniacute stav hmoty způsobujiacuteciacute emisniacute spektrum se staacutele zvyšuje zatiacutem co efekt fysikaacutelniacuteho zakryacutevaacuteniacute se přirozeně zmenšuje Tato hmota maacute vzeshystupnyacute pohyb v atmosfeacuteře ponenaacutehlu dosahuje velmi vysokyacutech jejiacutech vrstev a snad ji uacuteplně opouštiacute Hypoteacutesa vzestupneacuteho pohybu hmoty se potvrzuje už daacutevno znaacutemyacutem faktem že rychlost paprsku z emisniacutech čar je vždy matematicky menšiacute než rychlost paprsků z čar absorpčshyniacutech to znamenaacute že vrstva vytvaacuteřejiacuteciacute emisniacute čaacutery maacute vzhledem k vrstvě vytvaacuteřejiacuteciacute spektrum absorpčniacute pohyb vnějšiacute Rychlost toshyhoto vzestupneacuteho pohybu je pro různeacute hvězdy v meziacutech od 20 do 30 kmsec

Nehledě na to že nemůžeme zpozorovat moment kdy nastane vyacuteron hmoty způsobujiacuteciacute emisniacute spektrum z hlubokyacutech vrstev do atmosfeacutery a přesně zaznamenat moment kdy tato hmota v průběhu vzestupneacuteho pohybu opouštiacute atmosfeacuteru můžeme zjistit hodnotu vyacutešky atmosfeacutery aspoň podle trvaacuteniacute viditelnosti vyzařovanyacutech čar a poměrneacute rychlosti vyzařujiacuteciacute vrstvy Vyacuteška atmosfeacutery dosahuje hodnoty 1013 cm to je hodnoty poloměru veleobra Hvězdy typu Miacutera Ceti tedy majiacute značně

194

roztažitelnou a zředěnou atmosfeacuteru Přiacutetomnost vysokyacutech atmosfeacuter je nutnou podmiacutenkou pro uskutečněniacute fluorescence kteraacute představuje jedinyacute mechanismus schopnyacute vysvětlit existenci emisniacutech čar Avšak tato podmiacutenka nestačiacute Je nutnaacute ještě silnaacute ultrafialovaacute radiace tak neočekaacutevanaacute u chladnyacutech hvězd typu Miacutera CetL

Šajn ukaacutezal že použiacutevajiacutece pro vysvětleniacute nepravidelnostiacute v intenshysitaacutech čar emisniacuteho spektra efekt fysikaacutelniho zakryacutevaacuteniacute a přihliacutežejiacutece k tomuto efektu dostaacutevaacuteme pro proměnneacute hvězdy typu Mira Ceti norshymaacutelniacute emisniacute spektrum shodneacute s emisniacutem spektrem horkyacutech hvězd (Be) a teacutež novyacutech hvězd v počaacutetečniacute periodě objeveniacute emisniacutech čar Tedy u všech třiacute uvedenyacutech typů nehledě na ostreacute rozdiacutely v absorpčshyniacutech spektrech neniacute velkyacutech rozdiacutelů v emisniacutech spektrech a jsou všeshychny důvody k předpokladu jejich společneacuteho původu Emisniacute spekshytrum těchto hvězd s efektivniacute teplotou řaacutedově 2500deg K Absorpčniacute spekshytra hvězd typu Mira Ceti při stejneacute teplotě před i po maximu isou prakticky stejnaacute zatiacutem co emisniacute spektra jsou značně rozdiacutelnaacute Tvoshyřeniacute emisniacutech čar vodiacuteku a ionisovaneacuteho železa pozorovanaacute šiacuteře vodiacuteshykovyacutech emisniacutech čar u hvězd typu Mira Ceti a intensita vysokyacutech čleshynů Balmerovy serie nevyhnutelně vede kzaacutevěru že intesita vzbuzujiacuteciacute radiace musiacute miacutet nesrovnatelně většiacute vyacuteznam odpoviacutedajiacuteciacute thermoshydynamickeacute rovnovaacuteze při teplotě 2500deg K

Ze všeho toho vyplyacutevaacute že přiacutečinou vyacuteskytu emisniacuteho spektra u hvězd typu Mira Ceti může byacutet jenom mohutnaacute ultrafialovaacute radiace jejiacutež vyacuteznam ie v mnoha směrech většiacute než vyacuteznam odpoviacutedajiacuteciacute černeacutemu zaacuteřeniacute hvězdy při teplotě 2500deg K Přiacutetomnost takoveacute radiacuteace zaacuteroveň s existenciacute roztažitelneacute atmosfeacutery je dostatečnou podmiacutenkou pro tvoshyřeniacute emisniacutech čar podle schematu (pokračavampniacute)

A + hy-gtA + e-gtA + h(Y1 + 12 + ) Přeložil Zdeněk Sekanina

o KONČiacuteciacuteM 11 LET Eacute M C Y K L U SL U NE čNiacuteCH S K V R N

Dr MILOSLAV KOPECKYacute

Astronomickyacute uacutestav ČsAV Ondřejov

V současneacute době jsme v obdobiacute minima slunečniacute činnosti mezi 18 a 19 cyklem slunečmiacute činnosti podle curyšskeacuteho čiacuteslovaacuteniacute (cyklus slunečniacute činii-Osti čiacuteslo l podle tohoto čiacuteslovaacuteniacute začal r 1755) MŮžeme si tedy již něco bližšiacuteho řiacuteci o middotkonshyčiacuteciacutem 18 cyklu slunečnich skvrn jehož průběh neniacute bez zajiacutemavostiacute ve srovnaacuteniacute s předchoziacutemi cykly

Minimum vyrOvnanyacutech měsiacutečniacutech průměrů relativniacutech čiacutesel ktereacute předchaacutezelo tomuto cyklu nastalo v uacutenoru T 1944 Po něm nastal poměrně prudkyacute vZlestup slunečniacute činnosti a již za necelyacutech 31h roku v polovině r 1947 dosaacutehla slunečniacute činnost maxima Maximum vyrovnanyacuteCh měsiacutečniacutech pri1měrů relativniacutech čiacutesel nastalo v kvěbnu 1947 a dosaacutehlo abnormaacutelně vysokeacute hodnoty 1518 jednotek relashy

195

ti vniacuteho čiSJa Po tomta maximu nenastal však pakles relativniacutech čiacutesel nyacutebrž vyravnaneacute měsiacutečniacute prftměry se udržavaly staacutele na vysakeacute hadnatě Až do srpna 1949 tedy pa viacutece jak dva raky neklesly pod 130 jednotek relativniacuteho Ciacutesla Ba naopak v řiacutejnu 1948 nastalo jejich vedlejši maximum ktereacute dosaacutehLo 1485 jedshynotek a bylo tedy poUZI o 33 jednotky relativniacuteho čiacutesla nimiddotžšiacute než hIavniacute maxi~ mum v r 1947 Až teprve po něm nastal znovu pozvolnyacute a piacutek již celkem norshymaacutelniacutepokles relaHvniacutech čiacutesel (Viz obr 1)

Tento -to j 18 cyklus slunečniacutech skvrn je již zajiacutemavyacute svyacutem abnormaacutelně vysokyacutem a dlouhotrvajiacuteciacutem maximem Je druhyacutem nejvyššiacutem cyklem slunečniacutech skvrn z dosud znaacutemyacutech cyklft V U1ibulce I jsou pro pozomiddotrovaacuteniacute uvedeny některeacute uacutedaje o 4 dosud nejvyššiacutech cyklech slunečniacutech skvrn Z tabulky vidiacuteme že kraacutetshykost doby vzestupu TM t j doby mezi minimem a maximem u 18 cyklu nenl nikterak vyacutejimečnaacute vzhledem k vyacutešce maxima neboť čiacutem maacute cyklus vyš~ mashyximum tiacutem maacute kraUliacute vzestupnou dobu

Tabulka J

3 17784 1585 29 16 4 17881 1412 34 12 8 18372 1469 33 13

18 19475 1518 33 32

Skutečně abnormaacutelně dlouheacute je však trvaacutenl vysokeacuteho relaAivniho čiacutesla Z tashybulky I vidiacuteme že doba T po niacutež byly vyrovnaneacute měsiacutečniacute prftměry relativniacutech čiacutesel vyššiacute než 130 jednotek je u 18 cyklu dTlakraacutet delšiacute než u dosud nejvyššiacuteho cyklu s maximem v r 17784 Toto jakož i existence podružneacuteho maxima v roce 1948 pouze o 33 jednotky nižšiacuteho než hlavni maximum v r 1947 vedlo k uacutevahaacutem zda maximum cyklu skutečně nastalo v r 1947 a zda nenastalo až v r 1948 Zkoumaacuteme-Ii však miacutesto relativniacuteho čiacutesla počet všech vzniklyacutech skupin skvrn za jeqnotku času zjistiacuteme jak ukaacuteZal autor člaacutenku že průběh počtu vzniklyacutech skupin za jednotku času maacute velmi ostreacute a vysokeacute maximum v r 1947 a vedlejšiacute maximum v r 1948 maacute poměrně slabě vyjaacutedřeno a mnohem nižšiacute než maximum v r 1947 (viz obr 2) Z toho vyplyacutevaacute že maximum 18 cyklu slunečniacutech skvrn Skutečně nastalo v polovině r 1947

Podle t zv Turnerova pravidJa střiacutedajiacute se cykly s lysokyacutem a niacutezkyacutem maxishymem a to tak že cykly sudeacute majl vždy nižšiacute maximum než oba ISOUsooniacute cykly IWheacute potlle curyšskeacuteho čiacuteslovaacuteniacute

18 cyklus jako cyklus sudyacute tvořiacute však vyacutejimku z Turnerova praviacutedla neboť je vyššiacute než předchoziacute 17 cyklus kteryacute v maximu dosaacutehl 1192 jednotekrelativshyniacuteho čiacutesla Vezmeme-li pak v uacutevahu zaacutevislost vyacutešky maxima licheacuteho na vyacutešce maxima předchoziacuteho sudeacuteho cyklu nalezenou autorem pak nastaacutevajiacuteci 19 cyklus slunečniacutech skvrn by musel v maximu dosaacutehnout 20B jednotek relativlUacuteho čiacutesla což je značně nepravděpodobneacute Tato okolnost že toUž současnyacute 18 cyklus slushynečniacutech skvrn tvořiacute vyacutejimku z Turnerova pravidla je opět jednou ze zajiacutemavosti tOhoto cyklu neboť za posledniacutech 100 let kdy jsou smiddotkutečně spolehlivaacute pozoroshyvaacuteni slunečniacutech skvrn nebylo Turnerovo pravidlo porušeno

Podrobnějšiacute studium teacuteto otaacutezky však ukazuje že porušelUacute Turnerovmiddota pravidla o střiacutedaacuteniacute vysokyacutech a niacutezkyacutech cyklft je nejspiacuteše zpftsobeno nevhodnostiacute dosud užiacutevanyacutech charakteristik slunečniacute činnosti Tak na př Kleczek ukaacutezal že 17 cyklus slunečniacute činnosti byl mnohem bohatšiacute na chromosfeacuterickeacute erupce než 18 cyklus což je ve shodě s Turnerovyacutem pravidlem Stejně tak i prftměrnaacute životniacute doba skupin skvrn je v 17 cyklu skvrn delšiacute než v 18 cyklu jak ukaacutezal autor což znamenaacute že 17 cyklus měl prftměrně mohutnějšiacute skupiny skvrn než cyklus 18 Lze tedy spiacuteše předpoklaacutedat že ve skutečnosti 18 cyklus slunečniacute činnosti Turnerovo pravidlo neporušuje a Že jeho porušeniacute vyplyacutevajiacutec ze studia prftběhů relativniacutech čiacutesel je jen zdaacutenliveacute

Jak nezaacutevisle na sobě ukaacutezali Kleczek a autor bylo vysokeacute relativniacute čiacuteslo 18

196

100

cyklu slunečniacutech skvrn zpl1sobeno velkyacutem množstviacutem drobnyacutech skupin skvrn Jak patrno na obr 2 vzniklo v roce 1947 sice velkeacute množstviacute skupin skvrn Jejich průměrnaacute životniacute doba byla však velmi kraacutetkaacute to znamenaacute že to byly včtšinou velmi maleacute skupiny skvrn Ke stejneacutemu vyacutesledku došel Kleczek studiem zastoupeniacute různyacutech typů skupin skvrn v 17 a 18 cyklu Zatiacutem co ranyacutech typfi skupin skvrn A B CaD bylo v 18 cyklu mnohem viacutece než v cyklu 17 typu F representujiacutecich nejmohutnějšiacute stadium skupin skvrn bylo v 17 i 18 cyklu prakticky stejně a typů H bylo v 18 cyklu dokonce meacuteně než v cyklu 17 Tyto podrobnost i nemůže však relativniacute čiacuteslo v žaacutedneacutem přiacutepadě vyjaacutedřit Opět z toho vidiacuteme že relativniacute čiacuteslo neniacute vhodnou charakteristikou slunečniacutech skvrn pro vyacutezkum jejich periodicity

Vidiacuteme tedy že končiacuteciacute 18 cyklus slunečniacute činnosti maacute řadu zajiacutemavostiacute ve sveacutem průběhu a bude si jistě ještě zasluhovat podrobnějšiacuteho studia

tOL

8 ~O

6

100

50so

gtsI9rS f9S0 f9S0

Obr 1 Obr 2

Obr 1 Průběh vyrovnatnyacutech měsiacutečniacutech průměrů relativniacuteho- čiacutesla v 18 cyklu slunečniacute čimnosti - Obr 2 Průběh počtu vzoniklyacutech -lkupin skvrn na celeacutem Slunci (horniacute křivka) a jejich průměrneacute životniacute doby To (dolni křivka) v 18

cyklu 8~unečniacute činnosti

197

PŘEDBĚNA ZPRAacuteVA O GEOMAGNETICKl AKTIVITĚ PŘI CASTECNlM ZATMĚNI SLUNCE 30 CERVNA 1954

PODLE MĚŘENI NA OBSERVATOŘI PRŮHONICE U PRAHY

Některeacute probleacutemy souvisiacuteciacute se studiem změn vnějšiacute čaacutestigeomagnetickeacuteho pole v zaacutevislosti na slunečniacute činnosti mohou byacutet vhodně řešeny detailniacutem rozshyborem geomagnetickeacute aktivity během zatměniacute Slunce

Kolektiv pracovniacutekti geomagnetickeacuteho odděleniacute GUacute CSAV věnoval proto zvyacuteshyšenou pozornost sledovaacuteniacute geomagnetickeacute aktivity při zatměniacute 30 června t r a podrobně vyhodnocuje vyacutesledky Předběžneacute vyacutesledky zde stručně uvedeneacute byly ziacuteskaacuteny proměřenim magnetoshy

glamfi staničniacutech variometrfi a hodnoty zprac ovaacuteny podle absolutniacutech měřeniacute provedenyacutech K Bodlaacutekem a B Pec1inovskyacutem Absolutniacute měřeniacute byla konaacutena teacutež během zatměniacute kromě toho V Cernyacutea M Schoř provedli při zatměniacute řadu relativnich měřeniacute H a Z Schmidtovyacutemi polniacutemi vahami

Z magnetogramti prfihonickeacute observatoře byly vybraacuteny magneticky klidneacute dny před a po zatměniacute (vyloučen byl den zatměniacute aby přiacutepadnaacute porucha ptisobenaacute zatměniacutem neovlivnila vyacutesledky) ktereacute poskytly materiaacutel pro odvozeniacute křivky normaacutelniacuteho prfiběhu geomagnetickyacutech elementti charakterisujiacutecl celkovou tenshydenci magnetickeacuteho pole Pořadnice normaacutelniacute křivky byly vzaty jako norshymaacutelniacute hodnoty pro den zatměni

Obdobiacute zatměniacute se vyznačuje celkovyacutem zvětšenlm hodnot elementti vzhledem k normaacutelniacute křivce Počaacutetek tohoto zvětšeniacute hodnot elementti připadaacute na 10 hod SEC tedy viacutece než dvě a ptil hodiny před začaacutetek zatměniacute a konči kraacutetce po 15 hodině tedy v době konce čaacute~ečneacuteho zatměniacute staUsticky byla určena pravděshy

podobnost jak dalece se muacuteže mezi 10-15 hod SEC vyskytnout naacutehodnaacute magshynetickaacute porucha (se zvětšeniacutem hodnot elementti) v den zatměni na zaacutekladě

30 VI 1954 PRŮHONICE

---L I I =--====--==--__s~~=Iacuteshysč SlOl II 13 It 15-------1 --=== _ f--L~middot middotmiddot middotmiddot~--_~~_ H ------------------~-shy

1 I

===-L~-~J-z

---===J 19B

hodnot vyčiacuteslenyacutech maacutegnetogramo čtrnaacutect dnO před a po zatměniacute počiacutetajiacutec v to den zatměniacute Z vyacutepočtů vychaacuteziacute pro tyto naacutehodneacute poruchy (Pf) g~omagnetickeacuteho pole pravděpodobnosti pro

D H (Pf) 23 9

Vyskytla-li se tedy během zatměniacute odchylka od normaacutelniacuteho proběhu je malaacute pravděpodobnost že byla celaacute zpflsobena naacutehodnou magnetickou poruchou a nashyopak je velkaacute pravděpodobnost že byla tato odchylka způsobena zatměniacutem většiacute čaacutestiacute Jejiacute velikost v by byla doplňkem do 100 vzhledem k (Pf) a činiacute tedy pro D 77 a pro H 91

Statisticky byla teacutež určena velikost naacutehodneacute poruchy pro D a H Odečterum takto ziacuteskanyacutech hodnot omiddotd hodnot určenyacutech PN) pomchu jež se vyskytla během zatměniacute vychaacuteziacute rozdily pro

D H 04 plusmn 01 9y plusmn 2y

což mohou byacutet změny zpflsobeneacute zatměniacutem Slunce Na kopii magnetogramu (obr 1) z obdobiacute zatměni je normaacutelniacute křivka tečmiddotkoshy

vaacutena Začaacutetek střed a konec zatměniacute jsou označeny šipkami s iacutendexy 1 2 3 H D Z jSOU křivky variaciacute BD BH Bz přiacuteslušneacute base TH Tz teploty Při konci z8ltměniacute je patrnyacute zajiacutemavyacute rychlejšiacute pokles elementů D a H Je jedmou většiacute odohylkou od celkoveacuteho průběhu poruchy v obdobiacute zatměniacute P05ile zjištěniacute pozoshyrovatelů Lidoveacute hvězuaacuterny v Praze na Petřiacuteně se ve směru posledniacuteho kontaktu vyskytla eruptiVTIiacute protuberance

LiteratUTa l Lelio Gama Magnetic effects ohserved at Vassouras Brazil during the solar Eclipse of May 20 1947 Z časopisu Terrestrial Magnetism ana Atmospheric Electricity prosinec 1948

2 Jan Bouška Zemskyacute magnetismus - Praha 1949 3 Vladimiacuter Černyacute Zemskyacute magnetismus (zaacuteJkladru pojmy a poznatky) - rUše

hvězd 51954 Praha-Vokovice 20 VII 1954 Vl-adimiacuter Černyacute

NOVEacute OBJEVY A VYacuteZKUMY o VZNIKAacuteNiacute HVĚZD V ŘETiacuteZCiacuteCH

Praacutece V A Ambarcumjana a jeho spolUlpracovnlkfi o vzniacuteku hvězd ve hvězdshynyacutech associaciacutech po prveacute dokaacutezaly že hvězdy nevznikly najednou v jedinyacute okashymžik nyacutebrž že vzrukajiacute neustaacutele i v dnešniacute době Tyto praacutece teacutež ukaacutezaly že hvězdy nevznikajiacute ojediněle nyacutebrž v celyacutech skupiacutenaacutech Nebylo však dosua objeshyveno jakyacutem způsobem hvězdy vznikajiacute bylo pouze možno předpoklaacutedat že vznikajiacute z mezihvězdnyacutech mračen prachu a plynu Spraacutevnost tohoto předpokladu byla dokaacutezaacutena až objevy V G Fesenkova a D A Rožkovskeacuteho

Tito autoři ziacuteskali Maksutovou komorou na observatoři Alma-Ata řadu sniacutemků řasovyacutech mlhovin v Labuti (NGC 6960 6992-6995) jakož i řady jinyacutech mlhovin v nichž se vyskytujiacute alespoň je)notlivaacute mlohovinnaacute vlaacutekna Tyto sniacutemky byly ziacuteskaacuteny jak v biacuteleacutem světle tak i v červeneacutem žluteacute a modreacute čaacutesti spektra Na těchto sniacutemciacutech je patrno seskupeniacute hvězd nachaacutezejiacuteciacutech se v mlhovině a na jejiacutem~ okraji ve hvězdneacute řetizky o 3 až 15 hvězdaacutech při čemž pod hvězdnyacutem ňetiacutezkem rozumiacuteme hvězdy stejneacute velikosti ležiacuteciacute ve stejnyacutech veaacutejemnyacutech vzdaacuteshylenostech na přiacutemce nebo khvce Takoveacuteto řetiacutezky jsou často obklopeny vlaacuteknem mlhoviny nebo jsou pokračovaacuteniacutem některeacuteho mlhovinneacuteho vlaacutekna a často kromě hvězd obsahujiacute i pouheacute zhuštěniacuteny m~hovinneacuteho vlaacutekna ktereacute stojiacute v těch miacutesshytech kde by měly byacutet hvězdy Na podklaaě ~odrobneacuteho rozboru ZIacuteskaneacuteho materiaacutelu a na podkladě některyacutech

199

_ r-shy

nyacutem jihem (t j smě~em Ji jižniacutemu poacutelu) někdy se azimut počiacutetaacute i od severu Odměřeniacutem tohoto uacutehlu theodolitem můžeme kdykoli znovu VYtyčit směr na jih (nebo sever) což je důležiteacute pro rektifikaci přiacuteshystrojů a jineacute uacutelohy

Normaacutelniacutem theodolitem je možno astronomickyacute azimut změřit velmi přesně (stř chyba v průměru -t- 10) poměrně jednoduchyacutemi methoshydami topografickeacute astronomie z nichž nejjednoduššiacute je s pomociacute Poshylaacuterky v největšiacute digresi ale i ve dne můžeme určit azimut pozorovaacuteniacutem Slunce Method je hodně a velmi rozmanityacutech avšak jejich popis se vymykaacute raacutemci těchto povšechnyacutech informaciacute Zaacutejemcům raacutedi poskytshyneme bližšiacute podrobnosti

Jinyacute způsob určeniacute azimutu je opět prostřednictviacutem pravouacutehlyacutech rovinnyacutech souřadnic stanoviště a odměrneacuteho bodu (t j věže kostela trig bodu vodaacuterny a pod) Poměr rozdiacutelů souřadnic tťiacutechto bodů daacutevaacute

ihned geodetickyacute směrniacutek (tga = ~Y ) COž je uacutehel v našiacute čs soustavěuX

od jihu zvoleneacute projekce tento kartografickyacute jih nesouhlasiacute s jihem zeměpisnyacutem a proto ani geodetickyacute směrniacutek neniacute azimutem astronoshymickyacutem teprve vyacutepočtem t zv kartografickeacute poledniacutekoveacute sbiacutehaoosti kteraacute u naacutes činiacute až 9deg a připojeniacutem stočeniacute siacutetě (10) dostaneme astroshynomickyacute azimut Vyacutepočet je jednoduchyacute musiacute ale byacutet svěřen odborniacuteshykovi což však nečiniacute potiacutežiacute Takto ziacuteskanyacute směr poledniacuteku vyznačiacuteme pak na našiacute hvězdaacuterně trvale vhodnyacutem způsobem Shrňme tedy potřebujete-li si určit zeměpisneacute souřadnice hvězdaacuterny

nebo pozorovatelny snažte se je nejprve odsunout ze speciaacutelniacute nebo jineacute vhodneacute mapy (staacutetniacute mapa 1 5000 novaacute katastraacutelniacute mapa) Velshykou peacuteči je třeba věnovat identifikaci stanoviště na mapě Mapoveacute podshyklady tohoto druhu jsou taj n eacute proto se obraťte s uvedeniacutem uacutečelu na nejbližšiacute zeměměřičskou skupinu nebo Oblastniacute uacutestav geodesie a kartografie kde vaacutem raacutedi pomohou a souřadnice event sami zjistiacute V krajniacutem přiacutepadě neniacute-li uvedenyacute postup možnyacute se zeměpisneacute souřadshynice určiacute transformaciacute ze souřadnic pravouacutehlyacutech

Astronomickyacute azimut libovolneacute strany se nejsnaacuteze určiacute pozorovaacuteniacutem Polaacuterky v digresi kdy se po dosti dlouhou dobu jejiacute azimut vůbec neshyměniacute (je stacionaacuterniacute) jinak pozorovaacuteniacutem jineacute hvězdy nebo Slunce V přiacutepadech že jsou znaacutemy pravouacutehleacute rovinneacute souřadnice stanoviště určiacute se azimut s pomociacute geodetickeacuteho směrniacuteku a meridiaacutenoveacute konvershygence

Ve všech přiacutepadech je autor tohoto informativniacuteho člaacutenku všem tazashytelům připraven pomoci radou i event zaměřeniacutem protože určeniacute zeměshypisneacute polohy a orientace pozorovatelny je zaacutekladniacute a odpovědnyacute uacutekol kteryacute se n~mIacute poacutedceňovat nebo odbyacutevat

G

185

RADIOVAacute ASTRO NO MI E zkoumaacute soustavu Mleacutečneacute draacutehy

Dr OTO OBŮRKA

Nejkraacutesnějšiacutem a zaacutekladniacutem rysem vědy je ustavičneacute uacutesiliacute o poznaacuteniacute přiacuterodniacutech zaacutekonitwtiacute o poznaacuteniacute podstaty a složeniacute světa - o poznaacuteniacute vědeckeacute pravdy

Cesty a metody praacutece kteryacutemi se věda dobiacuteraacute poznaacuteniacute nebo poznashynou pravdu ověřuje jsou často velmi různeacute Zvlaacuteště astronomie kteraacute objekty sveacuteho zkoumaacuteniacute nemůže vyšetřovat na laboratorniacutem stole užiacutevaacute všech poznatků moderniacute vědy a různyacutech metod aby vyacutesledky baacutedaacuteniacute ověřovala a doplňovala různyacutemi způsoby

Do nedaacutevna využiacutevala astronomie k svyacutem vyacutezkumům jen světelneacuteho zaacuteřeniacute ať již ve viditelneacute ultrafialoveacute nebo infračerveneacute čaacutesti spektra a ziacuteskala tak nesmiacuterneacute vědomosti Před nemnoha lety bylo však zjišshytěno že lze zachytit z různyacutech oblastiacute vesmiacuterneacuteho prostoru takeacute zaacuteřeniacute o deacutelkaacutech rozhlasovyacutech vln

Zatiacutem co světelneacute zaacuteřeniacute z hvězdnyacutech těles pronikajiacuteciacutech našiacute atmoshysfeacuterou maacute vlnoveacute deacutelky od třiacute deseti tisiacutecin do jedneacute tisiacuteciny milimetru pohybuje se vlnovaacute deacutelka zachyceneacuteho radioveacuteho zaacuteřeniacute přichaacutezejiacuteshyciacuteho od kosmickyacutech zdrojů od jednoho centimetru do asi dvaceti metrů Hvězdnaacute tělesa vysiacutelajiacute nepochybně zaacuteřeniacute takeacute jinyacutech vlnoshyvyacutech deacutelek avšak zemskaacute atmosfeacutera je pro ně nepropustnaacute Jen jakyacutemisi dvěma okeacutenky umožňuje průchod zaacuteřeniacute vyacuteše uvedenyacutech frekvenciacute

Roku 1931 zjistil radiofysik Janskyacute při vyšetřovaacuteni poruch rozhlashysoveacuteho přiacutejmu na ultrakraacutetkyacutech vlnaacutech šum a bzučeniacute nebo poruchy ktereacute nemohly byacutet působenyacute pozemskyacutem zdrojem a byly připisovaacuteny Slunci Byl zachycen takeacute šum jehož původ bylo možno hledat jen ve věsmiacuterneacutem prostoru v Mleacutečneacute draacuteze a to předevšiacutem v oblastech ve směru k souhvězdiacute Střelce a Labuti

V několika letech rozvinul se po celeacutem světě čilyacute vyacutezkum tohoto zaacuteřeniacute kteryacute již v kraacutetkeacute době přinesl pozoruhodneacute vyacutesledky Dnes studuje radiovaacute astronomie pomociacute velkyacutech radiovyacutech teleskopů a zvlaacuteštniacuteho technickeacuteho vybaveniacute meteorickeacute roje a to i za denniacuteho světla ba i při zamračeneacute obloze zkoumaacute zaacuteřeniacute přichaacutezejiacuteciacute od Slunce a jinyacutech zdrojů a doplňuje dokonce vyacuteznamně naše vědomosti a předshystavy o rozděleniacute hmoty a o pohybovyacutech poměrech v soustavě Mleacutečneacute draacutehy O některyacutech novějšiacutech objevech v tomto oboru chceme zde pojednat

Již delšiacute dobu usiluje astronomie o vytvořeniacute spraacutevneacuteho obrazu o složeniacute a dynamice našiacute Galaxie Na zaacutekladě obsaacutehleacuteho pozorovaciacuteho materiaacutelu shromaacutežděneacuteho během dlouhyacutech desiacuteti letiacute na světovyacutech hvězdaacuternaacutech bylo pomociacute statistickyacutech metod studovaacuteno prostoroveacute

f86

rozděleniacute a pohyboveacute poměry různyacutech hvězdnyacutech typů zvlaacuteště pak proměnnyacutech hvězd Vyacutesledky ke kteryacutem došli v posledniacutech letech sovětštiacute astronomoveacute předevšiacutem Kukarin ukazujiacute že různeacute hvězdneacute typy lišiciacute se fysikaacutelniacutemi vlastnostmi vytvaacuteřejiacute v soustavě Mleacutečneacute draacutehy jakeacutesi podsysteacutemy ktereacute se lišiacute rozděleniacutem svyacutech členů v prosshytoru jejich staacuteřiacutem i podmiacutenkami vzniku a vyacutevoje Soustava Mleacutečneacute draacutehy jeviacute se tedy jako složityacute systeacutem podřazenyacutech hvězdnyacutech soustav a skupin Na rozdiacutel od podsysteacutemů kulovyacutech tvarů jejichž členoveacute jsou hvězdy podle svyacutech charakteristik staršiacute obsahujiacute tak zvaneacute plocheacute podsysteacutemy kromě mnoha hvězd o nichž se domniacutevaacuteme že jsou značně mladeacute ještě rozsaacutehlaacute oblaka difusniacute mezihvězdneacute hmoty a plynu shy

Řiacutedce rozptyacuteleneacute hmotneacute čaacutestice o rozměrech odpoviacutedajiacuteciacutech řaacutedově vlnoveacute deacutelce světla působiacute jako mlha kteraacute nedovoluje pronikaacuteniacute světelnyacutech paprsků takže v rovině Mleacutečneacute draacutehy ve směru k jejiacutemu středu můžeme viděti pouze v okruhu asi 7000 světelnyacutech roků Mnoshyheacute hvězdy jsou v teacuteto vzdaacutelenosti tak zatemněny že jen několik maacutelo procent jejich zaacuteřeniacute pronikaacute mlhou jineacute nejsou viditelny vůbec Jaacutedro soustavy Mleacutečneacute draacutehy ktereacute je takeacute těžištěm a středem rotace celeacute soustavy je zhruba čtyřikraacutete daacutele a nemůže byacutet vůbec viděno obvyklyacutemi astronomickyacutemi prostředky Proto se snažila astronomie určit polohu středu Galaxie obsaacutehlyacutemi pracemi statistickyacutemi studushyjiacuteciacutemi rozděleniacute a polohy hvězd zvlaacuteště hvězd ranyacutech vyacutevojovyacutech typů a hvězd proměnnyacutech Při zkoumaacuteniacute struktury Mleacutečneacute draacutehy se v posledniacute době znamenitě

uplatňuje radiovaacute astronomie Radioveacute vlny pronikajiacute totiž nejen mraky našiacute pozemskeacute atmosfeacutery ale i rozsaacutehlyacutemi kosmickyacutemi oblaky Galaxie To umožňuje pozorovaacuteniacute ve dne i v noci za slunečniacuteho svitu i při zamračeneacute obloze nebo za deště Takoveacute vyacutehody radioveacute astroshynomie jsou zvlaacutešť důležiteacute pro observatoře v oblastech s nestaacutelyacutem počasiacutem a malyacutem počtem jasnyacutech dnů tedy s klimatem jakeacute je u naacutes a ve velkeacute čaacutesti Evropy

Ještě důležitějšiacute je druhaacute vlastnost radioveacuteho zaacuteřeniacute schopnost pronikat rozsaacutehlyacutemi oblaky rozptyacuteleneacute hmoty v Galaxii jež umožňuje aby byly ziacuteskaacutevaacuteny informace o stavu a rozloženiacute hmoty v oblastech ktereacute jsou pro optickeacute dalekohledy nedohledneacute

Teacuteto otaacutezce byla věnovaacutena soustředěnaacute praacutece některyacutech observatořiacute a při rozsaacutehleacutem průzkumu bylo vyšetřovaacuteno zaacuteřeniacute v různyacutech paacutesmech o vlnovyacutech deacutelkaacutech od jednoho do patnaacutecti metrů a vypracovaacuteno něshykolik zevrubnyacutech přehledů o rozděleniacute intensity zaacuteřeniacute v různyacutech směrech oblohy pro různeacute vlnoveacute deacutelky Všechny přehledy ukazujiacute že nejintesivnějšiacute zaacuteřeniacute přichaacuteziacute z galaktickeacute roviny a poměrně slabeacute zaacuteřeniacute z jinyacutech směrů Zaacuteřeniacute v rovině Mleacutečneacute draacutehy jeviacute nerovnoshyměrneacute rozděleniacute s velmi ostryacutem m~imem bliacutezko galaktickeacute deacutelky 327deg což je směr ke středu Mleacutečneacute draacutehy stanovenyacute jiacutež dřiacuteve opticshy

187

kou astronomiiacute Tiacutem se ověřujiacute staršiacute vyacutesledky optickeacute astronomie neboť lze skutečně předpoklaacutedat že při velkeacute koncentraci hmoty censhytraacutelniacute čaacutesti Galaxie a zvlaacuteště při velkeacutem počtu mladyacutech hvězd je tam i mnoho objektů vysiacutelajiacuteciacutech zaacuteřeniacute všech vlnovyacutech deacutelek

Velmi zaacutevažnaacute je otaacutezka jakyacutemi zdroji je radioveacute zaacuteřeniacute vysiacutelaacuteno Z dosavadniacutech studiiacute byl vytvořen naacutezor že je vysiacutelaacuteno jednak tak zvanyacutemi radiohvězdamiacute nebo teacutež diskretniacutemi nebo bodovyacutemi zdroji jak se jim nyniacute řiacutekaacute a rozsaacutehlyacutemi oblaky mezihvězdneacuteho plynu Jsou tu však ještě některeacute nejasnosti a je důležityacutem uacutekolem radioveacute astroshynomie a nukleaacuterniacute fysiky aby podmiacutenky vzniku zaacuteřeniacute vysvětlily a dosavadniacute poznatky doplnily

Radioveacute zaacuteřeniacute maacute spojiteacute emisniacute spektrum v němž dlouho nebyla nalezena žaacutednaacute zřetelnaacute čaacutera takže bylo sice možno studovat intensitu zaacuteřeniacute v různyacutech vlnovyacutech paacutesmech nebylo však možno zkoumat přiacuteshypadnyacute posuv spektra kteryacute v optickeacutem oboru přinaacutešiacute informace neshysmiacuterneacute ceny o hvězdnyacutech pohybech Teprve v roce 1951 byla přece jen objevena ve spektru radioveacuteho zaacuteřeniacute emisniacute čaacutera ionisovaneacuteho vodiacuteku o vlnoveacute deacutelce 211045 cm (frekvence 14204056 Me sec) jejiacutež studium umožňuje vyšetřovaacuteniacute galaktickeacute struktury i rotace soustavy Mleacutečneacute draacutehy

V radioveacute technice je snadneacute vybrat určitou frekvenci a kalibrovat ji vzhledem Ir absolutniacutem laboratorniacutem měrnyacutem jednotkaacutem takže rozbor spektra v oboru radiovyacutech vln je daleko meacuteně zatiacutežen systemashytickyacutemi chybami a empirickyacutemi korekcemi než spektroskopie ve fotoshygrafickeacutem uacuteboru Značnaacute čaacutest dosavadniacuteho vyacutezkumu struktury Galaxie byla v optickeacute

astronomii založena na studiu hvězdnyacutech pohybů určovanyacutech z rashydiaacutelniacutech rychlostiacute Tato metoda pro niž je podstatneacute měřeniacute Doppleshyrova posuvu spektraacutelniacutech čar daacutevala znameniteacute vyacutesledky Jak jsme již uvedli byla však omezena pro optickyacute obor jen na naše nejbližšiacute sousedstviacute

Po objeveniacute emisniacute čaacutery 21 cm bylo možneacute studovat pohyboveacute poshyměry a rozděleniacute hmoty v Mleacutečneacute draacuteze pomociacute radioastronomickeacuteho vyacutezkumu kteryacute pronikaacute i do vzdaacutelenyacutech čaacutestiacute Galaxie Bylo provedeno mnoho pozorovaacuteniacute za uacutečelem zjištěniacute radiaacutelniacuteho pohybu mezihvězdshyneacuteho vodiacuteku a na mnoha sniacutemciacutech byl skutečně objeven posuv uvedeneacute spektraacutelniacutemiddot čaacutery 21 cm a byly z něho určeny noveacute podrobnosti o pohyshybech v Galaxii Po provedeniacute redukce spektrogramů a odečteniacute vlivu pohybu Země kolem Slunce a Slunce vzhledem k ostatniacutem hvězdaacutem bylo možno vysvětlit většinu nalezenyacutech spektraacutelniacutech posuvů z Galakshytickeacute rotace Soustava Mleacutečneacute draacutehy otaacutečiacute se směrem vyacutechod - jihshyzaacutepad (odleva doprava) a lze předpoklaacutedat že jejiacute jednotliveacute subshysysteacutemy otaacutečejiacute se jako celky V galaktickeacute rovině je pak rozděleniacute rychlostiacute rotace určeno soustředěnyacutemi paacutesy při čemž čaacutesti nejbliacuteže položeneacute ke galaktickeacutemu středu majiacute největšiacute uacutehlovou rychlost čaacutesti

188

od středu vzdaacutelenějšiacute postupně menšiacute uacutehloveacute rychlosti Tyto vyacutesledky jsou ve shodě s dosavadniacutemi daty určenyacutemi optickou astronomiiacute s poshymociacute statistickyacutech metod

Vzdaacutelenost Slunce od středu soustavy Mleacutečneacute draacutehy vychaacuteziacute z radioshyastronomickyacutech měřeniacute na 26 000 světelnyacutech roků a jeho rychlost pohybu 216 km za vteřinu Posuv spektraacutelniacutech čar svědčiacute o radiaacutelniacutech rychlostech až 50 km za vteřinu bud směrem k Slunci nebo obraacuteceně Spektra ziacuteskanaacute z některyacutech směrů galaktickeacute roviny jeviacute rozděleniacute čaacutery 21 cm na dvě tři nebo i viacutece složek z nichž každaacute je vysiacutelaacutena jinyacutem mrakem mezihvězdneacute hmoty ktereacute jsou umiacutestěny v prostoru v teacutemž směru avšak různě daleko a majiacute různeacute rotačniacute rychlosti a takeacute různeacute rychlosti radiaacutelniacute

Rozděleniacute čar a jejich intensita svědčiacute takeacute o množstviacute a stavu hmoty kteraacute zaacuteřeniacute vysiacutelaacute Byla tak potvrzena existence spiraacutelniacutech ramen Mleacutečneacute draacutehy kteraacute pozoroval v poměrně nevelkeacutem okoliacute Slunce Morgan při vyšetřovaacuteniacute plynnyacutech mlhovin a hvězd spektraacutelniacutech typů O a B Zatiacutem co Morgan zjistil dvě ramena byla určena metoshydami radioveacute astronomie vně Slunce tři ramena Mleacutečneacute draacutehy Byly ziacuteskaacuteny noveacute uacutedaje o tvaru ramen jejich poloze v prostoru i o pohyshybovyacutech poměrech v různyacutech čaacutestech soustavy Bylo zjištěno na přiacuteshyklad že hustota hmoty mezi spiraacutelniacutemi rameny je desetkraacutete menšiacute než hustota hmoty v ramenech Bylo takeacute objeacuteveno že jedno rameno je asi 10 nad galaktickou rovinou v niacutež ležiacute ostatniacute ramena Zůstaacutevaacute však ještě nedořešena otaacutezka zdali jsou spiraacutelniacute ramena Galaxie vlečena nebo zda se Galaxie rozviacutejiacute Byla zkoumaacutena rotace dvou desiacutetek nejbližšiacutech spiraacutelniacutech mlhovin ale ani tak nebylo dosud dosashyženo jednoznačneacuteho vyacutesledku Věřiacuteme však že neniacute daleka doba kdy i v tomto ohledu bude jasno

Tak se splnilo nepředviacutedanou cestou daacutevneacute přaacuteniacute astronomů aby mohli pozorovat spiraacutelniacute ramena našiacute Galaxie a byla rozřešena zaacuteshysadniacute otaacutezka o směru rotace a podobě Mleacutečneacute draacutehy

Protože je soustava Mleacutečneacute draacutehy jenom jedniacutem z mnopa mmonů podobnyacutech hvězdnyacutech systeacutemů zkoumali pracovniacuteci radfoveacute astroshynomie zda jsou takeacute ostatniacute vesmiacuterneacute soustavy zdroji radioveacuteijo zaacuteshyřeniacute Velkyacutemi radiovyacutemi teleskopy z nichž dosud největšiacutem jeparashybolickeacute zrcadlo o průměru 67 metrů bylo skutečně radioveacute zaacuteřeniacute od nejbližšiacutech spiraacutelniacutech mlhovin zachyceno Byly dokonce ziacuteskaacuteny cenneacute podrobnosti o rozděleniacute intensity radioveacuteho zaacuteřeniacute velkeacute spiraacutelniacute mlhoshyviny v Andromedě Vyacutesledky vyacutezkumu bliacutezkyacutech galaxiiacute ukazujiacute že intensita radioveacuteho zaacuteřeniacute odpoviacutedaacute přibližně zaacuteřeniacute našiacute soustavy Mleacutečneacute draacutehy

Nepochybujeme že jsme teprve na počaacutetku vyacuteznamnyacutech objevů ktereacute doplniacute naše poznatky o stavu a rozloženiacute mezihvězdneacuteho vodiacuteku o hvězdnyacutech tělesech našiacute soustavě Mleacutečneacute draacutehy i o jinyacutech galaxiiacutech

189

o N UTN OSTI sVEToveacuteH o K ALE N DAacuteŘE

Dr HUB E RT S LO U KA

Nejstaršiacute a nejYyacuteznamnějšiacute vymoženostiacute astronomie je zavedeniacute kashylendaacuteře Jeho vznik ležiacute v dobaacutech tak nesmiacuterně vzdaacutelenyacutech že nelze stanovit ani tisiacuteciletiacute kdy se- pračlověk po prveacute pokusil do plynuleacuteho toku udaacutelostiacute sveacuteho života vneacutest jakyacutesi pořaacutedek a pravidelnost Je naacutem však jasneacute že měřeniacute a rozděleniacute doby ve dni ročniacute obdobiacute měshysiacutece a roky je nesrovnatelně staršiacute než zavedeniacute hodin minut a vteřin Zatiacutem co hodiny jako měřiče času byly vynalezeny někdy v třinaacutecteacutem stoletiacute kdy začaly sloužit vědeckyacutem uacutečelům byl kalendaacuteř již na vysoshykeacutem stupni dokonalosti jako vyacutesledek mnohotisiacutecileteacuteho snaženiacute a zdokonalovaacuteniacute člověkem Zatiacutem však co hodiny a měřeniacute času dosaacutehlo v nynějšiacute době neobvykleacute přesnosti a dokonalosti nemůžeme toteacutež řiacuteci o kalendaacuteři kteryacute neuspokojuje ani hvězdaacuteře ani potřeby běžneacuteho života a obsahuje mnoho nepravidelnostiacute a nesrovnalostiacute Je proto zavedeniacute dokonaleacuteho kalendaacuteře nutnyacutem požadavkem moderniacute doby kteraacute přibliacutežila a spojila naacuterOdy takovyacutem způsobem jako nikdy dřiacuteve

Tentokraacutete vychaacuteziacute naacutetlak na uskutečněniacute kalendaacuteřoveacute reformy z pokrokoveacute Indie kde kalendaacuteřoveacute poměry jsou až dosud velmi neshydokonaleacute a chaotickeacute I dnes se ještě použiacutevaacute v Indii až na čtrnaacutect různyacutech kalendaacuteřů a oficiaacutelniacute almanach kteryacute vydaacutevaacute každoročně indickaacute vlaacuteda obsahuje čtyři nejrozšiacuteřenějšiacute a nejviacutece užiacutevaneacute kalenshydaacuteře mezi nimi takeacute naacuteš Řehořskyacute a Mohamedaacutenskyacute Tato obsažnaacute publikace maacute asi 3273 stran a přepočiacutetaacutevaacuteniacute různyacutech kalendaacuteřniacutech uacutedajů zabere mnoho času a nesmiacuterně ztěžuje jak oficiaacutelniacute vlaacutedniacute tak i soukromou činnost Pro dalšiacute rozvoj Indie je proto nesmiacuterně užitečnyacute zaacutekrok kteryacute nedaacutevno učinil znaacutemyacute vynikajiacuteciacute fysik indickyacute profesor Meg Nad Haha Jako předseda komise pro refonnu kalendaacuteře v Indii učinil tento naacutevrh

Je třeba vybudovat indickyacute Grennwich kde budou konaacuteny všechny nutneacute počtaacuteřskeacute praacutece pro vydaacutevaacuteniacute indickyacutech efemerid nautickyacutech a leteckyacutech ročenek a kde kalendaacuteř se bude opiacuterat o slunečniacute kalendaacuteř pro celou Indii Je třeba opustit lunaacuterniacute kalendaacuteře použiacutevaneacute v civilshyniacutem životě a deacutelku roku stanovit na 3652422 dne Rovněž je nezbytně nutneacute počiacutetat dny od půlnoci do půlnoci a nynějšiacute nepravidelneacute měsiacutece nahradit měsiacuteci jak jsou zavedeny v noveacutem Světoveacutem kalendaacuteři

Jakeacute vyacutehody maacute tento novyacute Světovyacute kalendaacuteř oproti dosud použiacutevashyneacutemu Řehořovu Jsou takoveacuteho raacutezu že se za něj staviacute dnes celyacute astronomickyacute svět a všechny pokrokoveacute staacutety ktereacute nevyacutehody dosud použiacutevaneacuteho kalendaacuteře staacutele viacutece a viacutece pociťujiacute

Novyacute Světovyacute kalendaacuteř je stejně solaacuterniacute jako kalendaacuteř nynějšiacute to znamenaacute že jeho rozděleniacute v dni a měsiacutece se opiacuteraacute o stejnoměrneacute rozděleniacute doby oběhu Země kolem Slunce a bere ohled na pravidelneacute

190

---- - - - -

střiacutedaacuteniacute ročniacutech obdobiacute Obsahuje rovněž dvanaacutect měsiacuteců a 52 tyacutednů po sedmi dnech Posledniacute den v roce třistapětašedesaacutetyacute te vsunut mezi dva tyacutedny takže je mimo tyacuteden a je označen jako Světovyacute den s datem 31 prosince nebo W prosinec Měl by byacutet slaven jako Světovyacute svaacutetek a znamenal by takeacute uceleneacute zakončeniacute časoveacuteho obdobiacute jednoho roku

SVĚTOVYacute KALENDAacuteŘ

LEDEN NPUacuteSCPS

l 1234567 ~ 8 9 10 11 12 13 14 E 15 16 17 18 19 20 21 t) 22 23 24 25 26 27 28 ~ 29 30 31

DUBEN NPUacuteSCPS

l 1234567 ~ 8 9 10 11 12 13 14 E 15 16 17 18 19 20 21 t) 22 23 24 25 26 27 28 N 29 30 31

ČERVENEC NPUacuteSCPS

123456711 8 9 10 11 12 13 14 ~ 15 16 17 18 19 20 21 t) 22232425262728 ~ 29 30 31

Ř iacute JEN NPUacuteSCPS

1234567 2 8 9 1011 12 13 14 ~ 15 16 17 18 19 20 21 t) 22 23 24 25 26 27 28 29 30 31

UacuteNOR NPUacuteSCPS

1234 5 6 7 8 9 10 II 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30

KVĚTEN

NPUacuteSCPS

1234 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30

SRPEN NPUacuteSCPS

1234 5 6 7 8 9 10 II 12 13 14 15 16 17 18

BŘEZEN

NPUacuteSČPS

12 3 4 5 6 7 8 9 10 II 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30

ČERVEN

NPUacuteSCPS

12 3 4 5 6 7 8 9 10 II 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30 W

NP

zAŘ UacuteSCPS

I

3 4 10 11

12 5 6 7 8 9 12 13 14 15 16

I

1920212223242517181920212223 26 27 28 29 30

I L I S TOP A D NPUacuteSCPS

1234 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30

24 25 26 27 28 29 30

PRO S lNE C NPUacuteSCPS

12 3 4 5 6 7 8 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30 W

Světovyacute den (Světovyacute svaacutetek) W neb 31 prosine~ (365 den) naacutesledue po 3D prosinci každeacuteho roku I W - den přestupneacuteho roku (Světovyacute svaacutetek) nebo 31 ČerVen naacutesledue 30 června každeacuteho přestupshy

neacuteho roku

191

I

9

V přestupnyacute rok kdy ziacuteskaacutevaacuteme jeden den nebyl by tento vsunut na konec uacutenora jak obvykle nyacutebrž mezi- 30 června a 1 července Byl by označen jako 31 červen nebo jako VV červen rovněž jako Světovyacute den Opakoval by se vždy po čtyřech letech tak jako dosud

Velkou vyacutehodou Světoveacuteho kalendaacuteře by byla stejnost roků každeacute datum by připadalo vždy na stejnyacute den v roce 1 ledna by vždy přishypadlo na neděli 1 uacutenora vždy na středu 1 března vždy na paacutetek 1 dubna vždy na neděli atd Nebylo by třeba tisknout každyacute rok novyacute kalendaacuteř vyrytyacute do kamene neb do kovu stal by se jak potřebnou tak i ozdobnoo součaacutestiacute veřejnyacutech budova miacutestnostiacute (Viz str 191)

Nejvhodnějšiacute den pro zavedeniacute noveacuteho kalendaacuteře byl by 1 leden 1956 kteryacute připadaacute na neděli anebo až 1 ledna 1951 kdy rovněž je

bull neděle Lze očekaacutevat že spojeniacutem všech pokrokovyacutech sil k tomuto zdokonaleniacute našeho kalendaacuteře co nejdřiacuteve dojde

PROM~NNEacute HV~ZDY

B V KUKARKIN

(v pokračovaacutemiacute)

Proměnneacute hvězdy typu Mim Ceti

Proměnneacute hvězdy typu Mira Ceti se nazyacutevajiacute ty proměnneacute hvězdy velkeacute posloupnosti jejichž periody jsou v rozmeziacute od 50 do 650 dniacute amplitudy změny jasnosti ve visuaacutelniacutech a fotografickyacutech paprsciacutech jsou vyššiacute než 25 m (průměrně 47 m) a ve spektrech v době maxima jsou vidět intensivru jasneacute čaacutery vodiacuteku a jinyacutech prvků Všechny proshyměnneacute hvězdy tohoto typu majiacute niacutezkeacute teploty velkaacute většina jich (90 ) patřiacute ke spektraacutelniacute třiacutedě Me a mnohem menšiacute čaacutest (přibližně po 5 ) spektraacutelniacutem třiacutedaacutem Se Ne

Mnohaletaacute zkoumaacuteniacute spekter těchto hvězd kteraacute se konala v SSSR akademikem G A Šajnem a v USA P Merrillem vedla k objeveniacute mnoshyhyacutech a různyacutech fysikaacutelntch zvlaacuteštnostiacute hvězd tohoto typu Kromě toho tyto hvězdy vzhledem k velkyacutem amplitudaacutem a snadnosti pozorovaacuteniacute 400 proměnnyacutech hvězd typu Mira Cetiacute za celou dobu jejich pozorovaacuteniacute byly vždycky obliacutebenyacutemi objekty pro visuaacutelniacute určeniacute jasnosti a v době posledniacutech desiacutetek let mnoho set jich přišlo na program amateacuterskyacutech společnostiacute pozorovatelů proměnnyacutech hvězd a neustaacutele se pozorujiacute Velkeacute amplitudy těchto hvězd způsobujiacute snadnost objevu Lze tvrditi že znaacuteme prakticky všechny proměnneacute hvězdy tohoto typu jasnějšiacute než 10 m v maximu Všechny tyto přiacutezniveacute okolnosti vedly k t0Jnu že proměnneacute hvězdy typu Mira Cetiacute mohou byacutet v přiacutetomneacute době poshyvažovaacuteny po mnoha straacutenkaacutech za nejleacutepe prozkoumaneacute objekty z proshy

192

měnnyacutech hvězd všech typu V přiacutetomneacute době je znaacutemo viacutece než 3000 proměnnyacutech hvězd typu Mira Ceti

Deacutelka periody proměnneacute hvězdy představuje iednu z nejzaacutekladnějshyšiacutech a v dnešniacute době lehce určitelnyacutech charateristik proměnnostiacute Proshyměnneacute hvězdy typu Mira Ceti z nichž se mnoheacute nepřetržitě pDzorujiacute kolem 100 let a některeacute jednotliveacute hvězdy již několik stoletiacute předstashyvujiacute vděčnyacute materiaacutel pro zkoumaacuteniacute otaacutezky o změně deacutelky periody s dobou Objeveniacute sekulaacuterpiacutech změn periody proměnnyacutech hvězd mělo by velmi důležityacute vyacuteznam kdyby bylo možno dokaacutezat vyacutevojovyacute vyacuteshyznam těchto změn Velkaacute většina proměnnyacutech hvězd typu Mira Ceti opravdu jsou charakteristickeacute skutečnyacutemi koliacutesaacuteniacutemi period Ale ještě roku 1929 Eddington a Plakidis (A Eddington S Plakidis M N 90 65 1929) poukaacutezali a v roce 1934 Sterne ještě přesvědčivěji dokaacutezal (T Sterne Harv Circ 386 a 387 1934) že tato skutečnaacute koliacutesaacuteniacute představujiacute naacutesledek samotneacute podstaty periodickyacutech procesů a v žaacutedshyneacutem přiacutepadě nemajiacute vyacutevojovyacute charakter V roce 1938 bylo uveřejněno zkoumaacuteniacute Sterneho a Campbella (T Sterne L Campbell Harvard Annals 105 1938) Autoři sebrali všechny uacutedaje o periodaacutech teacuteměř 400 proměnnyacutech hvězd typu Miacutera Ceti za celou dobu jejich pDwrovaacuteniacute a přiložili k těmto nahodilyacutem statistibkyacutem vyacuteběrům souhlasneacute kriteshyrium Pirsonovo (t zv kriterium x2 ) kteryacute rozdělil materiaacutel podle času a podle deacutelky periody Pro velikou většinu hvězd pravděpodobshynost většiacutech než pozorovanyacutech nahodilyacutech rozdiacutelů v deacutelce periody se ukaacutezala byacuteti bliacutezkaacute jednotce Jinyacutemi slovy theoretickou představu pozorovaneacuteho rmiddotozloženiacute za pomoci zaacutekona přirozeneacuteho rozloženiacute lze poklaacutedat za dobrou a nelze předpoklaacutedat žaacutedneacute změny v deacutelce periody ktereacute by měly vyacutevojovyacute charakter (jEtn dvě hvězdy R Hydrae aR Aquishylae ukaacutezaly skutečneacute změny periody ktereacute pravděpodobně nemohou byacutet vysvětleny nahodilostiacute vyacuteběru) Nemůže tedy byacutet ani řeči o objeshyvovaacuteniacute vyacutevojovyacutech proměn period proměnnyacutech hvězd typu Mira Cetiacute Avšak čas je našiacutem spolehlivyacutem spojencem ve věci poznaacuteniacute vněišiacuteho světa a opakovaacuteniacute baacutedaacuteniacute podobnyacutech praacuteci Sterneho a Campbella za několik desiacutetek let může veacutesti k objevům vyacutevojovyacutech tendenciacute ve změshyně period proměnnyacutech hvězd

Již před šedesaacuteti lety bylo objevenože ve spektrech proměnnyacutech hvězd typu Mira Ceti se pozorujiacute emisniacute čaacutery vodiacuteku a jinyacutech prvků Je však znaacutemo že proměnneacute hvězdy typu Mira Ceti isou hvězdami s nejnižšiacutemi teplotami (1600deg K až 3300deg K) jejichž spektra jsou chashyrakteristickaacute molekulaacuterniacutemi paacutesy (kysličniacutek titanu kysličniacutek zirkonu uhliacutek kyan uhlovodiacuteky atd) PřiacutetOIlli1ost absorpčniacutech molekulaacuterniacutech paacutesů a emisniacutech čar vodiacuteku a ionisovaneacuteho železa v teacutemže spektru vyžadujiacuteciacutech pro svou excitaci vysokeacuteho stupně energie se na prvniacute pohled zdaacute byacutet neslučitelnaacute Je zcela přirozeneacute že probleacutemu studia podstaty emisniacutech spekter proměnnyacutech hvězd typu Mira Ceti se věnoshyvalo a věnuje mnoho pozornosti Zvlaacutešť zaJiacutemavaacute isou všestrannaacute a

193

I

důslednaacute studia akademika Šajna (G A Šajn Izv AN SSSR 9 61 1945) provedenaacute během posledniacutech deseti let Omeziacuteme se zde stručshynyacutem vyacutekladem jeho studiiacute protože mnohopočetnaacute a různorodaacute studia jinyacutech autorů hlavně Merrilla v USA neřešiacute probleacutemy tak důkladně a široce

Mimo zaacutehadnost sameacute existence emisniacutech čar vysokeacuteho excitačniacuteho potenciaacutelu ve spektrech proměnnyacutech typu Mira Ceti nemeacuteně zaacutehadshynyacutemi se ukaacutezaly byacutet podivneacute nepravidelnosti v proměnnyacutech intensishytaacutech těchto čar Tyto nepravidelnosti (na přiacuteklad v Balmerově serii vodiacuteku čaacutera Ht je značně intensivnějšiacute než HlO a čaacutera Ho nejčastěji neniacute vůbec viditelnaacute) se nachaacutezejiacute v protikladu s theoriiacute a nikdy se nepozorujiacute u hvězd s vysokou teplotou a emisniacutemi spektry Akademik Šajn přesvědčivě ukaacutezal že prakticky všechny pozorovaneacute velmi poshyčetneacute nepravidelnosti mohou byacutet vysvětleny hypoteacutesou fysikaacutelniacuteho zakryacutevaacuteniacute některeacute emisniacute čaacutery zmenšujiacute svou intensitu a měniacute profil když se na cestě paprsku ven z hvězdy setkaacutevajiacute atomy nebo molekuly schopneacute absorbovat jim odpoviacutedajiacuteciacute kmitočet kdežto jineacute emisniacute čaacutery se vyzařujiacute bez překaacutežky Totiž kolem doby maxima když zvlaacutešť jasně se projevujiacute některeacute nepravidelnosti v atmosfeacuteře proměnnyacutech hvězd typu Mira Ceti neniacute efektivniacute stav hmoty způsobujiacuteciacute emisniacute spektrum vyššiacute než efektivniacute stav hmoty způsmiddotobujiacuteciacute absorpčniacute spektrum Nic podobneacuteho se nepozoruje u hvězd s vysokou teplotou u nichž emisniacute hmota se naleacutezaacute ve vrchniacutech vrstvaacutech atmosfeacutery a někdy i tvořiacute odděshylenyacute obal

Šajn ukazuje na velmi zaacutesadniacute zvlaacuteštnost powrovanyacutech nepravidelshynostiacute v emisniacutech čaraacutech nepravidelnosti se zmenšujiacute s deacutelkou doby od maxima (se zvětšeniacutem faacuteze) a často bliacutezko u minima uacuteplně miziacute Přiacuteshyčina zmenšeniacute nepravidelnostiacute s faacuteziacute tkviacute v tom že efektivniacute stav hmoty způsobujiacuteciacute emisniacute spektrum se staacutele zvyšuje zatiacutem co efekt fysikaacutelniacuteho zakryacutevaacuteniacute se přirozeně zmenšuje Tato hmota maacute vzeshystupnyacute pohyb v atmosfeacuteře ponenaacutehlu dosahuje velmi vysokyacutech jejiacutech vrstev a snad ji uacuteplně opouštiacute Hypoteacutesa vzestupneacuteho pohybu hmoty se potvrzuje už daacutevno znaacutemyacutem faktem že rychlost paprsku z emisniacutech čar je vždy matematicky menšiacute než rychlost paprsků z čar absorpčshyniacutech to znamenaacute že vrstva vytvaacuteřejiacuteciacute emisniacute čaacutery maacute vzhledem k vrstvě vytvaacuteřejiacuteciacute spektrum absorpčniacute pohyb vnějšiacute Rychlost toshyhoto vzestupneacuteho pohybu je pro různeacute hvězdy v meziacutech od 20 do 30 kmsec

Nehledě na to že nemůžeme zpozorovat moment kdy nastane vyacuteron hmoty způsobujiacuteciacute emisniacute spektrum z hlubokyacutech vrstev do atmosfeacutery a přesně zaznamenat moment kdy tato hmota v průběhu vzestupneacuteho pohybu opouštiacute atmosfeacuteru můžeme zjistit hodnotu vyacutešky atmosfeacutery aspoň podle trvaacuteniacute viditelnosti vyzařovanyacutech čar a poměrneacute rychlosti vyzařujiacuteciacute vrstvy Vyacuteška atmosfeacutery dosahuje hodnoty 1013 cm to je hodnoty poloměru veleobra Hvězdy typu Miacutera Ceti tedy majiacute značně

194

roztažitelnou a zředěnou atmosfeacuteru Přiacutetomnost vysokyacutech atmosfeacuter je nutnou podmiacutenkou pro uskutečněniacute fluorescence kteraacute představuje jedinyacute mechanismus schopnyacute vysvětlit existenci emisniacutech čar Avšak tato podmiacutenka nestačiacute Je nutnaacute ještě silnaacute ultrafialovaacute radiace tak neočekaacutevanaacute u chladnyacutech hvězd typu Miacutera CetL

Šajn ukaacutezal že použiacutevajiacutece pro vysvětleniacute nepravidelnostiacute v intenshysitaacutech čar emisniacuteho spektra efekt fysikaacutelniho zakryacutevaacuteniacute a přihliacutežejiacutece k tomuto efektu dostaacutevaacuteme pro proměnneacute hvězdy typu Mira Ceti norshymaacutelniacute emisniacute spektrum shodneacute s emisniacutem spektrem horkyacutech hvězd (Be) a teacutež novyacutech hvězd v počaacutetečniacute periodě objeveniacute emisniacutech čar Tedy u všech třiacute uvedenyacutech typů nehledě na ostreacute rozdiacutely v absorpčshyniacutech spektrech neniacute velkyacutech rozdiacutelů v emisniacutech spektrech a jsou všeshychny důvody k předpokladu jejich společneacuteho původu Emisniacute spekshytrum těchto hvězd s efektivniacute teplotou řaacutedově 2500deg K Absorpčniacute spekshytra hvězd typu Mira Ceti při stejneacute teplotě před i po maximu isou prakticky stejnaacute zatiacutem co emisniacute spektra jsou značně rozdiacutelnaacute Tvoshyřeniacute emisniacutech čar vodiacuteku a ionisovaneacuteho železa pozorovanaacute šiacuteře vodiacuteshykovyacutech emisniacutech čar u hvězd typu Mira Ceti a intensita vysokyacutech čleshynů Balmerovy serie nevyhnutelně vede kzaacutevěru že intesita vzbuzujiacuteciacute radiace musiacute miacutet nesrovnatelně většiacute vyacuteznam odpoviacutedajiacuteciacute thermoshydynamickeacute rovnovaacuteze při teplotě 2500deg K

Ze všeho toho vyplyacutevaacute že přiacutečinou vyacuteskytu emisniacuteho spektra u hvězd typu Mira Ceti může byacutet jenom mohutnaacute ultrafialovaacute radiace jejiacutež vyacuteznam ie v mnoha směrech většiacute než vyacuteznam odpoviacutedajiacuteciacute černeacutemu zaacuteřeniacute hvězdy při teplotě 2500deg K Přiacutetomnost takoveacute radiacuteace zaacuteroveň s existenciacute roztažitelneacute atmosfeacutery je dostatečnou podmiacutenkou pro tvoshyřeniacute emisniacutech čar podle schematu (pokračavampniacute)

A + hy-gtA + e-gtA + h(Y1 + 12 + ) Přeložil Zdeněk Sekanina

o KONČiacuteciacuteM 11 LET Eacute M C Y K L U SL U NE čNiacuteCH S K V R N

Dr MILOSLAV KOPECKYacute

Astronomickyacute uacutestav ČsAV Ondřejov

V současneacute době jsme v obdobiacute minima slunečniacute činnosti mezi 18 a 19 cyklem slunečmiacute činnosti podle curyšskeacuteho čiacuteslovaacuteniacute (cyklus slunečniacute činii-Osti čiacuteslo l podle tohoto čiacuteslovaacuteniacute začal r 1755) MŮžeme si tedy již něco bližšiacuteho řiacuteci o middotkonshyčiacuteciacutem 18 cyklu slunečnich skvrn jehož průběh neniacute bez zajiacutemavostiacute ve srovnaacuteniacute s předchoziacutemi cykly

Minimum vyrOvnanyacutech měsiacutečniacutech průměrů relativniacutech čiacutesel ktereacute předchaacutezelo tomuto cyklu nastalo v uacutenoru T 1944 Po něm nastal poměrně prudkyacute vZlestup slunečniacute činnosti a již za necelyacutech 31h roku v polovině r 1947 dosaacutehla slunečniacute činnost maxima Maximum vyrovnanyacuteCh měsiacutečniacutech pri1měrů relativniacutech čiacutesel nastalo v kvěbnu 1947 a dosaacutehlo abnormaacutelně vysokeacute hodnoty 1518 jednotek relashy

195

ti vniacuteho čiSJa Po tomta maximu nenastal však pakles relativniacutech čiacutesel nyacutebrž vyravnaneacute měsiacutečniacute prftměry se udržavaly staacutele na vysakeacute hadnatě Až do srpna 1949 tedy pa viacutece jak dva raky neklesly pod 130 jednotek relativniacuteho Ciacutesla Ba naopak v řiacutejnu 1948 nastalo jejich vedlejši maximum ktereacute dosaacutehLo 1485 jedshynotek a bylo tedy poUZI o 33 jednotky relativniacuteho čiacutesla nimiddotžšiacute než hIavniacute maxi~ mum v r 1947 Až teprve po něm nastal znovu pozvolnyacute a piacutek již celkem norshymaacutelniacutepokles relaHvniacutech čiacutesel (Viz obr 1)

Tento -to j 18 cyklus slunečniacutech skvrn je již zajiacutemavyacute svyacutem abnormaacutelně vysokyacutem a dlouhotrvajiacuteciacutem maximem Je druhyacutem nejvyššiacutem cyklem slunečniacutech skvrn z dosud znaacutemyacutech cyklft V U1ibulce I jsou pro pozomiddotrovaacuteniacute uvedeny některeacute uacutedaje o 4 dosud nejvyššiacutech cyklech slunečniacutech skvrn Z tabulky vidiacuteme že kraacutetshykost doby vzestupu TM t j doby mezi minimem a maximem u 18 cyklu nenl nikterak vyacutejimečnaacute vzhledem k vyacutešce maxima neboť čiacutem maacute cyklus vyš~ mashyximum tiacutem maacute kraUliacute vzestupnou dobu

Tabulka J

3 17784 1585 29 16 4 17881 1412 34 12 8 18372 1469 33 13

18 19475 1518 33 32

Skutečně abnormaacutelně dlouheacute je však trvaacutenl vysokeacuteho relaAivniho čiacutesla Z tashybulky I vidiacuteme že doba T po niacutež byly vyrovnaneacute měsiacutečniacute prftměry relativniacutech čiacutesel vyššiacute než 130 jednotek je u 18 cyklu dTlakraacutet delšiacute než u dosud nejvyššiacuteho cyklu s maximem v r 17784 Toto jakož i existence podružneacuteho maxima v roce 1948 pouze o 33 jednotky nižšiacuteho než hlavni maximum v r 1947 vedlo k uacutevahaacutem zda maximum cyklu skutečně nastalo v r 1947 a zda nenastalo až v r 1948 Zkoumaacuteme-Ii však miacutesto relativniacuteho čiacutesla počet všech vzniklyacutech skupin skvrn za jeqnotku času zjistiacuteme jak ukaacuteZal autor člaacutenku že průběh počtu vzniklyacutech skupin za jednotku času maacute velmi ostreacute a vysokeacute maximum v r 1947 a vedlejšiacute maximum v r 1948 maacute poměrně slabě vyjaacutedřeno a mnohem nižšiacute než maximum v r 1947 (viz obr 2) Z toho vyplyacutevaacute že maximum 18 cyklu slunečniacutech skvrn Skutečně nastalo v polovině r 1947

Podle t zv Turnerova pravidJa střiacutedajiacute se cykly s lysokyacutem a niacutezkyacutem maxishymem a to tak že cykly sudeacute majl vždy nižšiacute maximum než oba ISOUsooniacute cykly IWheacute potlle curyšskeacuteho čiacuteslovaacuteniacute

18 cyklus jako cyklus sudyacute tvořiacute však vyacutejimku z Turnerova praviacutedla neboť je vyššiacute než předchoziacute 17 cyklus kteryacute v maximu dosaacutehl 1192 jednotekrelativshyniacuteho čiacutesla Vezmeme-li pak v uacutevahu zaacutevislost vyacutešky maxima licheacuteho na vyacutešce maxima předchoziacuteho sudeacuteho cyklu nalezenou autorem pak nastaacutevajiacuteci 19 cyklus slunečniacutech skvrn by musel v maximu dosaacutehnout 20B jednotek relativlUacuteho čiacutesla což je značně nepravděpodobneacute Tato okolnost že toUž současnyacute 18 cyklus slushynečniacutech skvrn tvořiacute vyacutejimku z Turnerova pravidla je opět jednou ze zajiacutemavosti tOhoto cyklu neboť za posledniacutech 100 let kdy jsou smiddotkutečně spolehlivaacute pozoroshyvaacuteni slunečniacutech skvrn nebylo Turnerovo pravidlo porušeno

Podrobnějšiacute studium teacuteto otaacutezky však ukazuje že porušelUacute Turnerovmiddota pravidla o střiacutedaacuteniacute vysokyacutech a niacutezkyacutech cyklft je nejspiacuteše zpftsobeno nevhodnostiacute dosud užiacutevanyacutech charakteristik slunečniacute činnosti Tak na př Kleczek ukaacutezal že 17 cyklus slunečniacute činnosti byl mnohem bohatšiacute na chromosfeacuterickeacute erupce než 18 cyklus což je ve shodě s Turnerovyacutem pravidlem Stejně tak i prftměrnaacute životniacute doba skupin skvrn je v 17 cyklu skvrn delšiacute než v 18 cyklu jak ukaacutezal autor což znamenaacute že 17 cyklus měl prftměrně mohutnějšiacute skupiny skvrn než cyklus 18 Lze tedy spiacuteše předpoklaacutedat že ve skutečnosti 18 cyklus slunečniacute činnosti Turnerovo pravidlo neporušuje a Že jeho porušeniacute vyplyacutevajiacutec ze studia prftběhů relativniacutech čiacutesel je jen zdaacutenliveacute

Jak nezaacutevisle na sobě ukaacutezali Kleczek a autor bylo vysokeacute relativniacute čiacuteslo 18

196

100

cyklu slunečniacutech skvrn zpl1sobeno velkyacutem množstviacutem drobnyacutech skupin skvrn Jak patrno na obr 2 vzniklo v roce 1947 sice velkeacute množstviacute skupin skvrn Jejich průměrnaacute životniacute doba byla však velmi kraacutetkaacute to znamenaacute že to byly včtšinou velmi maleacute skupiny skvrn Ke stejneacutemu vyacutesledku došel Kleczek studiem zastoupeniacute různyacutech typů skupin skvrn v 17 a 18 cyklu Zatiacutem co ranyacutech typfi skupin skvrn A B CaD bylo v 18 cyklu mnohem viacutece než v cyklu 17 typu F representujiacutecich nejmohutnějšiacute stadium skupin skvrn bylo v 17 i 18 cyklu prakticky stejně a typů H bylo v 18 cyklu dokonce meacuteně než v cyklu 17 Tyto podrobnost i nemůže však relativniacute čiacuteslo v žaacutedneacutem přiacutepadě vyjaacutedřit Opět z toho vidiacuteme že relativniacute čiacuteslo neniacute vhodnou charakteristikou slunečniacutech skvrn pro vyacutezkum jejich periodicity

Vidiacuteme tedy že končiacuteciacute 18 cyklus slunečniacute činnosti maacute řadu zajiacutemavostiacute ve sveacutem průběhu a bude si jistě ještě zasluhovat podrobnějšiacuteho studia

tOL

8 ~O

6

100

50so

gtsI9rS f9S0 f9S0

Obr 1 Obr 2

Obr 1 Průběh vyrovnatnyacutech měsiacutečniacutech průměrů relativniacuteho- čiacutesla v 18 cyklu slunečniacute čimnosti - Obr 2 Průběh počtu vzoniklyacutech -lkupin skvrn na celeacutem Slunci (horniacute křivka) a jejich průměrneacute životniacute doby To (dolni křivka) v 18

cyklu 8~unečniacute činnosti

197

PŘEDBĚNA ZPRAacuteVA O GEOMAGNETICKl AKTIVITĚ PŘI CASTECNlM ZATMĚNI SLUNCE 30 CERVNA 1954

PODLE MĚŘENI NA OBSERVATOŘI PRŮHONICE U PRAHY

Některeacute probleacutemy souvisiacuteciacute se studiem změn vnějšiacute čaacutestigeomagnetickeacuteho pole v zaacutevislosti na slunečniacute činnosti mohou byacutet vhodně řešeny detailniacutem rozshyborem geomagnetickeacute aktivity během zatměniacute Slunce

Kolektiv pracovniacutekti geomagnetickeacuteho odděleniacute GUacute CSAV věnoval proto zvyacuteshyšenou pozornost sledovaacuteniacute geomagnetickeacute aktivity při zatměniacute 30 června t r a podrobně vyhodnocuje vyacutesledky Předběžneacute vyacutesledky zde stručně uvedeneacute byly ziacuteskaacuteny proměřenim magnetoshy

glamfi staničniacutech variometrfi a hodnoty zprac ovaacuteny podle absolutniacutech měřeniacute provedenyacutech K Bodlaacutekem a B Pec1inovskyacutem Absolutniacute měřeniacute byla konaacutena teacutež během zatměniacute kromě toho V Cernyacutea M Schoř provedli při zatměniacute řadu relativnich měřeniacute H a Z Schmidtovyacutemi polniacutemi vahami

Z magnetogramti prfihonickeacute observatoře byly vybraacuteny magneticky klidneacute dny před a po zatměniacute (vyloučen byl den zatměniacute aby přiacutepadnaacute porucha ptisobenaacute zatměniacutem neovlivnila vyacutesledky) ktereacute poskytly materiaacutel pro odvozeniacute křivky normaacutelniacuteho prfiběhu geomagnetickyacutech elementti charakterisujiacutecl celkovou tenshydenci magnetickeacuteho pole Pořadnice normaacutelniacute křivky byly vzaty jako norshymaacutelniacute hodnoty pro den zatměni

Obdobiacute zatměniacute se vyznačuje celkovyacutem zvětšenlm hodnot elementti vzhledem k normaacutelniacute křivce Počaacutetek tohoto zvětšeniacute hodnot elementti připadaacute na 10 hod SEC tedy viacutece než dvě a ptil hodiny před začaacutetek zatměniacute a konči kraacutetce po 15 hodině tedy v době konce čaacute~ečneacuteho zatměniacute staUsticky byla určena pravděshy

podobnost jak dalece se muacuteže mezi 10-15 hod SEC vyskytnout naacutehodnaacute magshynetickaacute porucha (se zvětšeniacutem hodnot elementti) v den zatměni na zaacutekladě

30 VI 1954 PRŮHONICE

---L I I =--====--==--__s~~=Iacuteshysč SlOl II 13 It 15-------1 --=== _ f--L~middot middotmiddot middotmiddot~--_~~_ H ------------------~-shy

1 I

===-L~-~J-z

---===J 19B

hodnot vyčiacuteslenyacutech maacutegnetogramo čtrnaacutect dnO před a po zatměniacute počiacutetajiacutec v to den zatměniacute Z vyacutepočtů vychaacuteziacute pro tyto naacutehodneacute poruchy (Pf) g~omagnetickeacuteho pole pravděpodobnosti pro

D H (Pf) 23 9

Vyskytla-li se tedy během zatměniacute odchylka od normaacutelniacuteho proběhu je malaacute pravděpodobnost že byla celaacute zpflsobena naacutehodnou magnetickou poruchou a nashyopak je velkaacute pravděpodobnost že byla tato odchylka způsobena zatměniacutem většiacute čaacutestiacute Jejiacute velikost v by byla doplňkem do 100 vzhledem k (Pf) a činiacute tedy pro D 77 a pro H 91

Statisticky byla teacutež určena velikost naacutehodneacute poruchy pro D a H Odečterum takto ziacuteskanyacutech hodnot omiddotd hodnot určenyacutech PN) pomchu jež se vyskytla během zatměniacute vychaacuteziacute rozdily pro

D H 04 plusmn 01 9y plusmn 2y

což mohou byacutet změny zpflsobeneacute zatměniacutem Slunce Na kopii magnetogramu (obr 1) z obdobiacute zatměni je normaacutelniacute křivka tečmiddotkoshy

vaacutena Začaacutetek střed a konec zatměniacute jsou označeny šipkami s iacutendexy 1 2 3 H D Z jSOU křivky variaciacute BD BH Bz přiacuteslušneacute base TH Tz teploty Při konci z8ltměniacute je patrnyacute zajiacutemavyacute rychlejšiacute pokles elementů D a H Je jedmou většiacute odohylkou od celkoveacuteho průběhu poruchy v obdobiacute zatměniacute P05ile zjištěniacute pozoshyrovatelů Lidoveacute hvězuaacuterny v Praze na Petřiacuteně se ve směru posledniacuteho kontaktu vyskytla eruptiVTIiacute protuberance

LiteratUTa l Lelio Gama Magnetic effects ohserved at Vassouras Brazil during the solar Eclipse of May 20 1947 Z časopisu Terrestrial Magnetism ana Atmospheric Electricity prosinec 1948

2 Jan Bouška Zemskyacute magnetismus - Praha 1949 3 Vladimiacuter Černyacute Zemskyacute magnetismus (zaacuteJkladru pojmy a poznatky) - rUše

hvězd 51954 Praha-Vokovice 20 VII 1954 Vl-adimiacuter Černyacute

NOVEacute OBJEVY A VYacuteZKUMY o VZNIKAacuteNiacute HVĚZD V ŘETiacuteZCiacuteCH

Praacutece V A Ambarcumjana a jeho spolUlpracovnlkfi o vzniacuteku hvězd ve hvězdshynyacutech associaciacutech po prveacute dokaacutezaly že hvězdy nevznikly najednou v jedinyacute okashymžik nyacutebrž že vzrukajiacute neustaacutele i v dnešniacute době Tyto praacutece teacutež ukaacutezaly že hvězdy nevznikajiacute ojediněle nyacutebrž v celyacutech skupiacutenaacutech Nebylo však dosua objeshyveno jakyacutem způsobem hvězdy vznikajiacute bylo pouze možno předpoklaacutedat že vznikajiacute z mezihvězdnyacutech mračen prachu a plynu Spraacutevnost tohoto předpokladu byla dokaacutezaacutena až objevy V G Fesenkova a D A Rožkovskeacuteho

Tito autoři ziacuteskali Maksutovou komorou na observatoři Alma-Ata řadu sniacutemků řasovyacutech mlhovin v Labuti (NGC 6960 6992-6995) jakož i řady jinyacutech mlhovin v nichž se vyskytujiacute alespoň je)notlivaacute mlohovinnaacute vlaacutekna Tyto sniacutemky byly ziacuteskaacuteny jak v biacuteleacutem světle tak i v červeneacutem žluteacute a modreacute čaacutesti spektra Na těchto sniacutemciacutech je patrno seskupeniacute hvězd nachaacutezejiacuteciacutech se v mlhovině a na jejiacutem~ okraji ve hvězdneacute řetizky o 3 až 15 hvězdaacutech při čemž pod hvězdnyacutem ňetiacutezkem rozumiacuteme hvězdy stejneacute velikosti ležiacuteciacute ve stejnyacutech veaacutejemnyacutech vzdaacuteshylenostech na přiacutemce nebo khvce Takoveacuteto řetiacutezky jsou často obklopeny vlaacuteknem mlhoviny nebo jsou pokračovaacuteniacutem některeacuteho mlhovinneacuteho vlaacutekna a často kromě hvězd obsahujiacute i pouheacute zhuštěniacuteny m~hovinneacuteho vlaacutekna ktereacute stojiacute v těch miacutesshytech kde by měly byacutet hvězdy Na podklaaě ~odrobneacuteho rozboru ZIacuteskaneacuteho materiaacutelu a na podkladě některyacutech

199

_ r-shy

RADIOVAacute ASTRO NO MI E zkoumaacute soustavu Mleacutečneacute draacutehy

Dr OTO OBŮRKA

Nejkraacutesnějšiacutem a zaacutekladniacutem rysem vědy je ustavičneacute uacutesiliacute o poznaacuteniacute přiacuterodniacutech zaacutekonitwtiacute o poznaacuteniacute podstaty a složeniacute světa - o poznaacuteniacute vědeckeacute pravdy

Cesty a metody praacutece kteryacutemi se věda dobiacuteraacute poznaacuteniacute nebo poznashynou pravdu ověřuje jsou často velmi různeacute Zvlaacuteště astronomie kteraacute objekty sveacuteho zkoumaacuteniacute nemůže vyšetřovat na laboratorniacutem stole užiacutevaacute všech poznatků moderniacute vědy a různyacutech metod aby vyacutesledky baacutedaacuteniacute ověřovala a doplňovala různyacutemi způsoby

Do nedaacutevna využiacutevala astronomie k svyacutem vyacutezkumům jen světelneacuteho zaacuteřeniacute ať již ve viditelneacute ultrafialoveacute nebo infračerveneacute čaacutesti spektra a ziacuteskala tak nesmiacuterneacute vědomosti Před nemnoha lety bylo však zjišshytěno že lze zachytit z různyacutech oblastiacute vesmiacuterneacuteho prostoru takeacute zaacuteřeniacute o deacutelkaacutech rozhlasovyacutech vln

Zatiacutem co světelneacute zaacuteřeniacute z hvězdnyacutech těles pronikajiacuteciacutech našiacute atmoshysfeacuterou maacute vlnoveacute deacutelky od třiacute deseti tisiacutecin do jedneacute tisiacuteciny milimetru pohybuje se vlnovaacute deacutelka zachyceneacuteho radioveacuteho zaacuteřeniacute přichaacutezejiacuteshyciacuteho od kosmickyacutech zdrojů od jednoho centimetru do asi dvaceti metrů Hvězdnaacute tělesa vysiacutelajiacute nepochybně zaacuteřeniacute takeacute jinyacutech vlnoshyvyacutech deacutelek avšak zemskaacute atmosfeacutera je pro ně nepropustnaacute Jen jakyacutemisi dvěma okeacutenky umožňuje průchod zaacuteřeniacute vyacuteše uvedenyacutech frekvenciacute

Roku 1931 zjistil radiofysik Janskyacute při vyšetřovaacuteni poruch rozhlashysoveacuteho přiacutejmu na ultrakraacutetkyacutech vlnaacutech šum a bzučeniacute nebo poruchy ktereacute nemohly byacutet působenyacute pozemskyacutem zdrojem a byly připisovaacuteny Slunci Byl zachycen takeacute šum jehož původ bylo možno hledat jen ve věsmiacuterneacutem prostoru v Mleacutečneacute draacuteze a to předevšiacutem v oblastech ve směru k souhvězdiacute Střelce a Labuti

V několika letech rozvinul se po celeacutem světě čilyacute vyacutezkum tohoto zaacuteřeniacute kteryacute již v kraacutetkeacute době přinesl pozoruhodneacute vyacutesledky Dnes studuje radiovaacute astronomie pomociacute velkyacutech radiovyacutech teleskopů a zvlaacuteštniacuteho technickeacuteho vybaveniacute meteorickeacute roje a to i za denniacuteho světla ba i při zamračeneacute obloze zkoumaacute zaacuteřeniacute přichaacutezejiacuteciacute od Slunce a jinyacutech zdrojů a doplňuje dokonce vyacuteznamně naše vědomosti a předshystavy o rozděleniacute hmoty a o pohybovyacutech poměrech v soustavě Mleacutečneacute draacutehy O některyacutech novějšiacutech objevech v tomto oboru chceme zde pojednat

Již delšiacute dobu usiluje astronomie o vytvořeniacute spraacutevneacuteho obrazu o složeniacute a dynamice našiacute Galaxie Na zaacutekladě obsaacutehleacuteho pozorovaciacuteho materiaacutelu shromaacutežděneacuteho během dlouhyacutech desiacuteti letiacute na světovyacutech hvězdaacuternaacutech bylo pomociacute statistickyacutech metod studovaacuteno prostoroveacute

f86

rozděleniacute a pohyboveacute poměry různyacutech hvězdnyacutech typů zvlaacuteště pak proměnnyacutech hvězd Vyacutesledky ke kteryacutem došli v posledniacutech letech sovětštiacute astronomoveacute předevšiacutem Kukarin ukazujiacute že různeacute hvězdneacute typy lišiciacute se fysikaacutelniacutemi vlastnostmi vytvaacuteřejiacute v soustavě Mleacutečneacute draacutehy jakeacutesi podsysteacutemy ktereacute se lišiacute rozděleniacutem svyacutech členů v prosshytoru jejich staacuteřiacutem i podmiacutenkami vzniku a vyacutevoje Soustava Mleacutečneacute draacutehy jeviacute se tedy jako složityacute systeacutem podřazenyacutech hvězdnyacutech soustav a skupin Na rozdiacutel od podsysteacutemů kulovyacutech tvarů jejichž členoveacute jsou hvězdy podle svyacutech charakteristik staršiacute obsahujiacute tak zvaneacute plocheacute podsysteacutemy kromě mnoha hvězd o nichž se domniacutevaacuteme že jsou značně mladeacute ještě rozsaacutehlaacute oblaka difusniacute mezihvězdneacute hmoty a plynu shy

Řiacutedce rozptyacuteleneacute hmotneacute čaacutestice o rozměrech odpoviacutedajiacuteciacutech řaacutedově vlnoveacute deacutelce světla působiacute jako mlha kteraacute nedovoluje pronikaacuteniacute světelnyacutech paprsků takže v rovině Mleacutečneacute draacutehy ve směru k jejiacutemu středu můžeme viděti pouze v okruhu asi 7000 světelnyacutech roků Mnoshyheacute hvězdy jsou v teacuteto vzdaacutelenosti tak zatemněny že jen několik maacutelo procent jejich zaacuteřeniacute pronikaacute mlhou jineacute nejsou viditelny vůbec Jaacutedro soustavy Mleacutečneacute draacutehy ktereacute je takeacute těžištěm a středem rotace celeacute soustavy je zhruba čtyřikraacutete daacutele a nemůže byacutet vůbec viděno obvyklyacutemi astronomickyacutemi prostředky Proto se snažila astronomie určit polohu středu Galaxie obsaacutehlyacutemi pracemi statistickyacutemi studushyjiacuteciacutemi rozděleniacute a polohy hvězd zvlaacuteště hvězd ranyacutech vyacutevojovyacutech typů a hvězd proměnnyacutech Při zkoumaacuteniacute struktury Mleacutečneacute draacutehy se v posledniacute době znamenitě

uplatňuje radiovaacute astronomie Radioveacute vlny pronikajiacute totiž nejen mraky našiacute pozemskeacute atmosfeacutery ale i rozsaacutehlyacutemi kosmickyacutemi oblaky Galaxie To umožňuje pozorovaacuteniacute ve dne i v noci za slunečniacuteho svitu i při zamračeneacute obloze nebo za deště Takoveacute vyacutehody radioveacute astroshynomie jsou zvlaacutešť důležiteacute pro observatoře v oblastech s nestaacutelyacutem počasiacutem a malyacutem počtem jasnyacutech dnů tedy s klimatem jakeacute je u naacutes a ve velkeacute čaacutesti Evropy

Ještě důležitějšiacute je druhaacute vlastnost radioveacuteho zaacuteřeniacute schopnost pronikat rozsaacutehlyacutemi oblaky rozptyacuteleneacute hmoty v Galaxii jež umožňuje aby byly ziacuteskaacutevaacuteny informace o stavu a rozloženiacute hmoty v oblastech ktereacute jsou pro optickeacute dalekohledy nedohledneacute

Teacuteto otaacutezce byla věnovaacutena soustředěnaacute praacutece některyacutech observatořiacute a při rozsaacutehleacutem průzkumu bylo vyšetřovaacuteno zaacuteřeniacute v různyacutech paacutesmech o vlnovyacutech deacutelkaacutech od jednoho do patnaacutecti metrů a vypracovaacuteno něshykolik zevrubnyacutech přehledů o rozděleniacute intensity zaacuteřeniacute v různyacutech směrech oblohy pro různeacute vlnoveacute deacutelky Všechny přehledy ukazujiacute že nejintesivnějšiacute zaacuteřeniacute přichaacuteziacute z galaktickeacute roviny a poměrně slabeacute zaacuteřeniacute z jinyacutech směrů Zaacuteřeniacute v rovině Mleacutečneacute draacutehy jeviacute nerovnoshyměrneacute rozděleniacute s velmi ostryacutem m~imem bliacutezko galaktickeacute deacutelky 327deg což je směr ke středu Mleacutečneacute draacutehy stanovenyacute jiacutež dřiacuteve opticshy

187

kou astronomiiacute Tiacutem se ověřujiacute staršiacute vyacutesledky optickeacute astronomie neboť lze skutečně předpoklaacutedat že při velkeacute koncentraci hmoty censhytraacutelniacute čaacutesti Galaxie a zvlaacuteště při velkeacutem počtu mladyacutech hvězd je tam i mnoho objektů vysiacutelajiacuteciacutech zaacuteřeniacute všech vlnovyacutech deacutelek

Velmi zaacutevažnaacute je otaacutezka jakyacutemi zdroji je radioveacute zaacuteřeniacute vysiacutelaacuteno Z dosavadniacutech studiiacute byl vytvořen naacutezor že je vysiacutelaacuteno jednak tak zvanyacutemi radiohvězdamiacute nebo teacutež diskretniacutemi nebo bodovyacutemi zdroji jak se jim nyniacute řiacutekaacute a rozsaacutehlyacutemi oblaky mezihvězdneacuteho plynu Jsou tu však ještě některeacute nejasnosti a je důležityacutem uacutekolem radioveacute astroshynomie a nukleaacuterniacute fysiky aby podmiacutenky vzniku zaacuteřeniacute vysvětlily a dosavadniacute poznatky doplnily

Radioveacute zaacuteřeniacute maacute spojiteacute emisniacute spektrum v němž dlouho nebyla nalezena žaacutednaacute zřetelnaacute čaacutera takže bylo sice možno studovat intensitu zaacuteřeniacute v různyacutech vlnovyacutech paacutesmech nebylo však možno zkoumat přiacuteshypadnyacute posuv spektra kteryacute v optickeacutem oboru přinaacutešiacute informace neshysmiacuterneacute ceny o hvězdnyacutech pohybech Teprve v roce 1951 byla přece jen objevena ve spektru radioveacuteho zaacuteřeniacute emisniacute čaacutera ionisovaneacuteho vodiacuteku o vlnoveacute deacutelce 211045 cm (frekvence 14204056 Me sec) jejiacutež studium umožňuje vyšetřovaacuteniacute galaktickeacute struktury i rotace soustavy Mleacutečneacute draacutehy

V radioveacute technice je snadneacute vybrat určitou frekvenci a kalibrovat ji vzhledem Ir absolutniacutem laboratorniacutem měrnyacutem jednotkaacutem takže rozbor spektra v oboru radiovyacutech vln je daleko meacuteně zatiacutežen systemashytickyacutemi chybami a empirickyacutemi korekcemi než spektroskopie ve fotoshygrafickeacutem uacuteboru Značnaacute čaacutest dosavadniacuteho vyacutezkumu struktury Galaxie byla v optickeacute

astronomii založena na studiu hvězdnyacutech pohybů určovanyacutech z rashydiaacutelniacutech rychlostiacute Tato metoda pro niž je podstatneacute měřeniacute Doppleshyrova posuvu spektraacutelniacutech čar daacutevala znameniteacute vyacutesledky Jak jsme již uvedli byla však omezena pro optickyacute obor jen na naše nejbližšiacute sousedstviacute

Po objeveniacute emisniacute čaacutery 21 cm bylo možneacute studovat pohyboveacute poshyměry a rozděleniacute hmoty v Mleacutečneacute draacuteze pomociacute radioastronomickeacuteho vyacutezkumu kteryacute pronikaacute i do vzdaacutelenyacutech čaacutestiacute Galaxie Bylo provedeno mnoho pozorovaacuteniacute za uacutečelem zjištěniacute radiaacutelniacuteho pohybu mezihvězdshyneacuteho vodiacuteku a na mnoha sniacutemciacutech byl skutečně objeven posuv uvedeneacute spektraacutelniacutemiddot čaacutery 21 cm a byly z něho určeny noveacute podrobnosti o pohyshybech v Galaxii Po provedeniacute redukce spektrogramů a odečteniacute vlivu pohybu Země kolem Slunce a Slunce vzhledem k ostatniacutem hvězdaacutem bylo možno vysvětlit většinu nalezenyacutech spektraacutelniacutech posuvů z Galakshytickeacute rotace Soustava Mleacutečneacute draacutehy otaacutečiacute se směrem vyacutechod - jihshyzaacutepad (odleva doprava) a lze předpoklaacutedat že jejiacute jednotliveacute subshysysteacutemy otaacutečejiacute se jako celky V galaktickeacute rovině je pak rozděleniacute rychlostiacute rotace určeno soustředěnyacutemi paacutesy při čemž čaacutesti nejbliacuteže položeneacute ke galaktickeacutemu středu majiacute největšiacute uacutehlovou rychlost čaacutesti

188

od středu vzdaacutelenějšiacute postupně menšiacute uacutehloveacute rychlosti Tyto vyacutesledky jsou ve shodě s dosavadniacutemi daty určenyacutemi optickou astronomiiacute s poshymociacute statistickyacutech metod

Vzdaacutelenost Slunce od středu soustavy Mleacutečneacute draacutehy vychaacuteziacute z radioshyastronomickyacutech měřeniacute na 26 000 světelnyacutech roků a jeho rychlost pohybu 216 km za vteřinu Posuv spektraacutelniacutech čar svědčiacute o radiaacutelniacutech rychlostech až 50 km za vteřinu bud směrem k Slunci nebo obraacuteceně Spektra ziacuteskanaacute z některyacutech směrů galaktickeacute roviny jeviacute rozděleniacute čaacutery 21 cm na dvě tři nebo i viacutece složek z nichž každaacute je vysiacutelaacutena jinyacutem mrakem mezihvězdneacute hmoty ktereacute jsou umiacutestěny v prostoru v teacutemž směru avšak různě daleko a majiacute různeacute rotačniacute rychlosti a takeacute různeacute rychlosti radiaacutelniacute

Rozděleniacute čar a jejich intensita svědčiacute takeacute o množstviacute a stavu hmoty kteraacute zaacuteřeniacute vysiacutelaacute Byla tak potvrzena existence spiraacutelniacutech ramen Mleacutečneacute draacutehy kteraacute pozoroval v poměrně nevelkeacutem okoliacute Slunce Morgan při vyšetřovaacuteniacute plynnyacutech mlhovin a hvězd spektraacutelniacutech typů O a B Zatiacutem co Morgan zjistil dvě ramena byla určena metoshydami radioveacute astronomie vně Slunce tři ramena Mleacutečneacute draacutehy Byly ziacuteskaacuteny noveacute uacutedaje o tvaru ramen jejich poloze v prostoru i o pohyshybovyacutech poměrech v různyacutech čaacutestech soustavy Bylo zjištěno na přiacuteshyklad že hustota hmoty mezi spiraacutelniacutemi rameny je desetkraacutete menšiacute než hustota hmoty v ramenech Bylo takeacute objeacuteveno že jedno rameno je asi 10 nad galaktickou rovinou v niacutež ležiacute ostatniacute ramena Zůstaacutevaacute však ještě nedořešena otaacutezka zdali jsou spiraacutelniacute ramena Galaxie vlečena nebo zda se Galaxie rozviacutejiacute Byla zkoumaacutena rotace dvou desiacutetek nejbližšiacutech spiraacutelniacutech mlhovin ale ani tak nebylo dosud dosashyženo jednoznačneacuteho vyacutesledku Věřiacuteme však že neniacute daleka doba kdy i v tomto ohledu bude jasno

Tak se splnilo nepředviacutedanou cestou daacutevneacute přaacuteniacute astronomů aby mohli pozorovat spiraacutelniacute ramena našiacute Galaxie a byla rozřešena zaacuteshysadniacute otaacutezka o směru rotace a podobě Mleacutečneacute draacutehy

Protože je soustava Mleacutečneacute draacutehy jenom jedniacutem z mnopa mmonů podobnyacutech hvězdnyacutech systeacutemů zkoumali pracovniacuteci radfoveacute astroshynomie zda jsou takeacute ostatniacute vesmiacuterneacute soustavy zdroji radioveacuteijo zaacuteshyřeniacute Velkyacutemi radiovyacutemi teleskopy z nichž dosud největšiacutem jeparashybolickeacute zrcadlo o průměru 67 metrů bylo skutečně radioveacute zaacuteřeniacute od nejbližšiacutech spiraacutelniacutech mlhovin zachyceno Byly dokonce ziacuteskaacuteny cenneacute podrobnosti o rozděleniacute intensity radioveacuteho zaacuteřeniacute velkeacute spiraacutelniacute mlhoshyviny v Andromedě Vyacutesledky vyacutezkumu bliacutezkyacutech galaxiiacute ukazujiacute že intensita radioveacuteho zaacuteřeniacute odpoviacutedaacute přibližně zaacuteřeniacute našiacute soustavy Mleacutečneacute draacutehy

Nepochybujeme že jsme teprve na počaacutetku vyacuteznamnyacutech objevů ktereacute doplniacute naše poznatky o stavu a rozloženiacute mezihvězdneacuteho vodiacuteku o hvězdnyacutech tělesech našiacute soustavě Mleacutečneacute draacutehy i o jinyacutech galaxiiacutech

189

o N UTN OSTI sVEToveacuteH o K ALE N DAacuteŘE

Dr HUB E RT S LO U KA

Nejstaršiacute a nejYyacuteznamnějšiacute vymoženostiacute astronomie je zavedeniacute kashylendaacuteře Jeho vznik ležiacute v dobaacutech tak nesmiacuterně vzdaacutelenyacutech že nelze stanovit ani tisiacuteciletiacute kdy se- pračlověk po prveacute pokusil do plynuleacuteho toku udaacutelostiacute sveacuteho života vneacutest jakyacutesi pořaacutedek a pravidelnost Je naacutem však jasneacute že měřeniacute a rozděleniacute doby ve dni ročniacute obdobiacute měshysiacutece a roky je nesrovnatelně staršiacute než zavedeniacute hodin minut a vteřin Zatiacutem co hodiny jako měřiče času byly vynalezeny někdy v třinaacutecteacutem stoletiacute kdy začaly sloužit vědeckyacutem uacutečelům byl kalendaacuteř již na vysoshykeacutem stupni dokonalosti jako vyacutesledek mnohotisiacutecileteacuteho snaženiacute a zdokonalovaacuteniacute člověkem Zatiacutem však co hodiny a měřeniacute času dosaacutehlo v nynějšiacute době neobvykleacute přesnosti a dokonalosti nemůžeme toteacutež řiacuteci o kalendaacuteři kteryacute neuspokojuje ani hvězdaacuteře ani potřeby běžneacuteho života a obsahuje mnoho nepravidelnostiacute a nesrovnalostiacute Je proto zavedeniacute dokonaleacuteho kalendaacuteře nutnyacutem požadavkem moderniacute doby kteraacute přibliacutežila a spojila naacuterOdy takovyacutem způsobem jako nikdy dřiacuteve

Tentokraacutete vychaacuteziacute naacutetlak na uskutečněniacute kalendaacuteřoveacute reformy z pokrokoveacute Indie kde kalendaacuteřoveacute poměry jsou až dosud velmi neshydokonaleacute a chaotickeacute I dnes se ještě použiacutevaacute v Indii až na čtrnaacutect různyacutech kalendaacuteřů a oficiaacutelniacute almanach kteryacute vydaacutevaacute každoročně indickaacute vlaacuteda obsahuje čtyři nejrozšiacuteřenějšiacute a nejviacutece užiacutevaneacute kalenshydaacuteře mezi nimi takeacute naacuteš Řehořskyacute a Mohamedaacutenskyacute Tato obsažnaacute publikace maacute asi 3273 stran a přepočiacutetaacutevaacuteniacute různyacutech kalendaacuteřniacutech uacutedajů zabere mnoho času a nesmiacuterně ztěžuje jak oficiaacutelniacute vlaacutedniacute tak i soukromou činnost Pro dalšiacute rozvoj Indie je proto nesmiacuterně užitečnyacute zaacutekrok kteryacute nedaacutevno učinil znaacutemyacute vynikajiacuteciacute fysik indickyacute profesor Meg Nad Haha Jako předseda komise pro refonnu kalendaacuteře v Indii učinil tento naacutevrh

Je třeba vybudovat indickyacute Grennwich kde budou konaacuteny všechny nutneacute počtaacuteřskeacute praacutece pro vydaacutevaacuteniacute indickyacutech efemerid nautickyacutech a leteckyacutech ročenek a kde kalendaacuteř se bude opiacuterat o slunečniacute kalendaacuteř pro celou Indii Je třeba opustit lunaacuterniacute kalendaacuteře použiacutevaneacute v civilshyniacutem životě a deacutelku roku stanovit na 3652422 dne Rovněž je nezbytně nutneacute počiacutetat dny od půlnoci do půlnoci a nynějšiacute nepravidelneacute měsiacutece nahradit měsiacuteci jak jsou zavedeny v noveacutem Světoveacutem kalendaacuteři

Jakeacute vyacutehody maacute tento novyacute Světovyacute kalendaacuteř oproti dosud použiacutevashyneacutemu Řehořovu Jsou takoveacuteho raacutezu že se za něj staviacute dnes celyacute astronomickyacute svět a všechny pokrokoveacute staacutety ktereacute nevyacutehody dosud použiacutevaneacuteho kalendaacuteře staacutele viacutece a viacutece pociťujiacute

Novyacute Světovyacute kalendaacuteř je stejně solaacuterniacute jako kalendaacuteř nynějšiacute to znamenaacute že jeho rozděleniacute v dni a měsiacutece se opiacuteraacute o stejnoměrneacute rozděleniacute doby oběhu Země kolem Slunce a bere ohled na pravidelneacute

190

---- - - - -

střiacutedaacuteniacute ročniacutech obdobiacute Obsahuje rovněž dvanaacutect měsiacuteců a 52 tyacutednů po sedmi dnech Posledniacute den v roce třistapětašedesaacutetyacute te vsunut mezi dva tyacutedny takže je mimo tyacuteden a je označen jako Světovyacute den s datem 31 prosince nebo W prosinec Měl by byacutet slaven jako Světovyacute svaacutetek a znamenal by takeacute uceleneacute zakončeniacute časoveacuteho obdobiacute jednoho roku

SVĚTOVYacute KALENDAacuteŘ

LEDEN NPUacuteSCPS

l 1234567 ~ 8 9 10 11 12 13 14 E 15 16 17 18 19 20 21 t) 22 23 24 25 26 27 28 ~ 29 30 31

DUBEN NPUacuteSCPS

l 1234567 ~ 8 9 10 11 12 13 14 E 15 16 17 18 19 20 21 t) 22 23 24 25 26 27 28 N 29 30 31

ČERVENEC NPUacuteSCPS

123456711 8 9 10 11 12 13 14 ~ 15 16 17 18 19 20 21 t) 22232425262728 ~ 29 30 31

Ř iacute JEN NPUacuteSCPS

1234567 2 8 9 1011 12 13 14 ~ 15 16 17 18 19 20 21 t) 22 23 24 25 26 27 28 29 30 31

UacuteNOR NPUacuteSCPS

1234 5 6 7 8 9 10 II 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30

KVĚTEN

NPUacuteSCPS

1234 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30

SRPEN NPUacuteSCPS

1234 5 6 7 8 9 10 II 12 13 14 15 16 17 18

BŘEZEN

NPUacuteSČPS

12 3 4 5 6 7 8 9 10 II 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30

ČERVEN

NPUacuteSCPS

12 3 4 5 6 7 8 9 10 II 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30 W

NP

zAŘ UacuteSCPS

I

3 4 10 11

12 5 6 7 8 9 12 13 14 15 16

I

1920212223242517181920212223 26 27 28 29 30

I L I S TOP A D NPUacuteSCPS

1234 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30

24 25 26 27 28 29 30

PRO S lNE C NPUacuteSCPS

12 3 4 5 6 7 8 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30 W

Světovyacute den (Světovyacute svaacutetek) W neb 31 prosine~ (365 den) naacutesledue po 3D prosinci každeacuteho roku I W - den přestupneacuteho roku (Světovyacute svaacutetek) nebo 31 ČerVen naacutesledue 30 června každeacuteho přestupshy

neacuteho roku

191

I

9

V přestupnyacute rok kdy ziacuteskaacutevaacuteme jeden den nebyl by tento vsunut na konec uacutenora jak obvykle nyacutebrž mezi- 30 června a 1 července Byl by označen jako 31 červen nebo jako VV červen rovněž jako Světovyacute den Opakoval by se vždy po čtyřech letech tak jako dosud

Velkou vyacutehodou Světoveacuteho kalendaacuteře by byla stejnost roků každeacute datum by připadalo vždy na stejnyacute den v roce 1 ledna by vždy přishypadlo na neděli 1 uacutenora vždy na středu 1 března vždy na paacutetek 1 dubna vždy na neděli atd Nebylo by třeba tisknout každyacute rok novyacute kalendaacuteř vyrytyacute do kamene neb do kovu stal by se jak potřebnou tak i ozdobnoo součaacutestiacute veřejnyacutech budova miacutestnostiacute (Viz str 191)

Nejvhodnějšiacute den pro zavedeniacute noveacuteho kalendaacuteře byl by 1 leden 1956 kteryacute připadaacute na neděli anebo až 1 ledna 1951 kdy rovněž je

bull neděle Lze očekaacutevat že spojeniacutem všech pokrokovyacutech sil k tomuto zdokonaleniacute našeho kalendaacuteře co nejdřiacuteve dojde

PROM~NNEacute HV~ZDY

B V KUKARKIN

(v pokračovaacutemiacute)

Proměnneacute hvězdy typu Mim Ceti

Proměnneacute hvězdy typu Mira Ceti se nazyacutevajiacute ty proměnneacute hvězdy velkeacute posloupnosti jejichž periody jsou v rozmeziacute od 50 do 650 dniacute amplitudy změny jasnosti ve visuaacutelniacutech a fotografickyacutech paprsciacutech jsou vyššiacute než 25 m (průměrně 47 m) a ve spektrech v době maxima jsou vidět intensivru jasneacute čaacutery vodiacuteku a jinyacutech prvků Všechny proshyměnneacute hvězdy tohoto typu majiacute niacutezkeacute teploty velkaacute většina jich (90 ) patřiacute ke spektraacutelniacute třiacutedě Me a mnohem menšiacute čaacutest (přibližně po 5 ) spektraacutelniacutem třiacutedaacutem Se Ne

Mnohaletaacute zkoumaacuteniacute spekter těchto hvězd kteraacute se konala v SSSR akademikem G A Šajnem a v USA P Merrillem vedla k objeveniacute mnoshyhyacutech a různyacutech fysikaacutelntch zvlaacuteštnostiacute hvězd tohoto typu Kromě toho tyto hvězdy vzhledem k velkyacutem amplitudaacutem a snadnosti pozorovaacuteniacute 400 proměnnyacutech hvězd typu Mira Cetiacute za celou dobu jejich pozorovaacuteniacute byly vždycky obliacutebenyacutemi objekty pro visuaacutelniacute určeniacute jasnosti a v době posledniacutech desiacutetek let mnoho set jich přišlo na program amateacuterskyacutech společnostiacute pozorovatelů proměnnyacutech hvězd a neustaacutele se pozorujiacute Velkeacute amplitudy těchto hvězd způsobujiacute snadnost objevu Lze tvrditi že znaacuteme prakticky všechny proměnneacute hvězdy tohoto typu jasnějšiacute než 10 m v maximu Všechny tyto přiacutezniveacute okolnosti vedly k t0Jnu že proměnneacute hvězdy typu Mira Cetiacute mohou byacutet v přiacutetomneacute době poshyvažovaacuteny po mnoha straacutenkaacutech za nejleacutepe prozkoumaneacute objekty z proshy

192

měnnyacutech hvězd všech typu V přiacutetomneacute době je znaacutemo viacutece než 3000 proměnnyacutech hvězd typu Mira Ceti

Deacutelka periody proměnneacute hvězdy představuje iednu z nejzaacutekladnějshyšiacutech a v dnešniacute době lehce určitelnyacutech charateristik proměnnostiacute Proshyměnneacute hvězdy typu Mira Ceti z nichž se mnoheacute nepřetržitě pDzorujiacute kolem 100 let a některeacute jednotliveacute hvězdy již několik stoletiacute předstashyvujiacute vděčnyacute materiaacutel pro zkoumaacuteniacute otaacutezky o změně deacutelky periody s dobou Objeveniacute sekulaacuterpiacutech změn periody proměnnyacutech hvězd mělo by velmi důležityacute vyacuteznam kdyby bylo možno dokaacutezat vyacutevojovyacute vyacuteshyznam těchto změn Velkaacute většina proměnnyacutech hvězd typu Mira Ceti opravdu jsou charakteristickeacute skutečnyacutemi koliacutesaacuteniacutemi period Ale ještě roku 1929 Eddington a Plakidis (A Eddington S Plakidis M N 90 65 1929) poukaacutezali a v roce 1934 Sterne ještě přesvědčivěji dokaacutezal (T Sterne Harv Circ 386 a 387 1934) že tato skutečnaacute koliacutesaacuteniacute představujiacute naacutesledek samotneacute podstaty periodickyacutech procesů a v žaacutedshyneacutem přiacutepadě nemajiacute vyacutevojovyacute charakter V roce 1938 bylo uveřejněno zkoumaacuteniacute Sterneho a Campbella (T Sterne L Campbell Harvard Annals 105 1938) Autoři sebrali všechny uacutedaje o periodaacutech teacuteměř 400 proměnnyacutech hvězd typu Miacutera Ceti za celou dobu jejich pDwrovaacuteniacute a přiložili k těmto nahodilyacutem statistibkyacutem vyacuteběrům souhlasneacute kriteshyrium Pirsonovo (t zv kriterium x2 ) kteryacute rozdělil materiaacutel podle času a podle deacutelky periody Pro velikou většinu hvězd pravděpodobshynost většiacutech než pozorovanyacutech nahodilyacutech rozdiacutelů v deacutelce periody se ukaacutezala byacuteti bliacutezkaacute jednotce Jinyacutemi slovy theoretickou představu pozorovaneacuteho rmiddotozloženiacute za pomoci zaacutekona přirozeneacuteho rozloženiacute lze poklaacutedat za dobrou a nelze předpoklaacutedat žaacutedneacute změny v deacutelce periody ktereacute by měly vyacutevojovyacute charakter (jEtn dvě hvězdy R Hydrae aR Aquishylae ukaacutezaly skutečneacute změny periody ktereacute pravděpodobně nemohou byacutet vysvětleny nahodilostiacute vyacuteběru) Nemůže tedy byacutet ani řeči o objeshyvovaacuteniacute vyacutevojovyacutech proměn period proměnnyacutech hvězd typu Mira Cetiacute Avšak čas je našiacutem spolehlivyacutem spojencem ve věci poznaacuteniacute vněišiacuteho světa a opakovaacuteniacute baacutedaacuteniacute podobnyacutech praacuteci Sterneho a Campbella za několik desiacutetek let může veacutesti k objevům vyacutevojovyacutech tendenciacute ve změshyně period proměnnyacutech hvězd

Již před šedesaacuteti lety bylo objevenože ve spektrech proměnnyacutech hvězd typu Mira Ceti se pozorujiacute emisniacute čaacutery vodiacuteku a jinyacutech prvků Je však znaacutemo že proměnneacute hvězdy typu Mira Ceti isou hvězdami s nejnižšiacutemi teplotami (1600deg K až 3300deg K) jejichž spektra jsou chashyrakteristickaacute molekulaacuterniacutemi paacutesy (kysličniacutek titanu kysličniacutek zirkonu uhliacutek kyan uhlovodiacuteky atd) PřiacutetOIlli1ost absorpčniacutech molekulaacuterniacutech paacutesů a emisniacutech čar vodiacuteku a ionisovaneacuteho železa v teacutemže spektru vyžadujiacuteciacutech pro svou excitaci vysokeacuteho stupně energie se na prvniacute pohled zdaacute byacutet neslučitelnaacute Je zcela přirozeneacute že probleacutemu studia podstaty emisniacutech spekter proměnnyacutech hvězd typu Mira Ceti se věnoshyvalo a věnuje mnoho pozornosti Zvlaacutešť zaJiacutemavaacute isou všestrannaacute a

193

I

důslednaacute studia akademika Šajna (G A Šajn Izv AN SSSR 9 61 1945) provedenaacute během posledniacutech deseti let Omeziacuteme se zde stručshynyacutem vyacutekladem jeho studiiacute protože mnohopočetnaacute a různorodaacute studia jinyacutech autorů hlavně Merrilla v USA neřešiacute probleacutemy tak důkladně a široce

Mimo zaacutehadnost sameacute existence emisniacutech čar vysokeacuteho excitačniacuteho potenciaacutelu ve spektrech proměnnyacutech typu Mira Ceti nemeacuteně zaacutehadshynyacutemi se ukaacutezaly byacutet podivneacute nepravidelnosti v proměnnyacutech intensishytaacutech těchto čar Tyto nepravidelnosti (na přiacuteklad v Balmerově serii vodiacuteku čaacutera Ht je značně intensivnějšiacute než HlO a čaacutera Ho nejčastěji neniacute vůbec viditelnaacute) se nachaacutezejiacute v protikladu s theoriiacute a nikdy se nepozorujiacute u hvězd s vysokou teplotou a emisniacutemi spektry Akademik Šajn přesvědčivě ukaacutezal že prakticky všechny pozorovaneacute velmi poshyčetneacute nepravidelnosti mohou byacutet vysvětleny hypoteacutesou fysikaacutelniacuteho zakryacutevaacuteniacute některeacute emisniacute čaacutery zmenšujiacute svou intensitu a měniacute profil když se na cestě paprsku ven z hvězdy setkaacutevajiacute atomy nebo molekuly schopneacute absorbovat jim odpoviacutedajiacuteciacute kmitočet kdežto jineacute emisniacute čaacutery se vyzařujiacute bez překaacutežky Totiž kolem doby maxima když zvlaacutešť jasně se projevujiacute některeacute nepravidelnosti v atmosfeacuteře proměnnyacutech hvězd typu Mira Ceti neniacute efektivniacute stav hmoty způsobujiacuteciacute emisniacute spektrum vyššiacute než efektivniacute stav hmoty způsmiddotobujiacuteciacute absorpčniacute spektrum Nic podobneacuteho se nepozoruje u hvězd s vysokou teplotou u nichž emisniacute hmota se naleacutezaacute ve vrchniacutech vrstvaacutech atmosfeacutery a někdy i tvořiacute odděshylenyacute obal

Šajn ukazuje na velmi zaacutesadniacute zvlaacuteštnost powrovanyacutech nepravidelshynostiacute v emisniacutech čaraacutech nepravidelnosti se zmenšujiacute s deacutelkou doby od maxima (se zvětšeniacutem faacuteze) a často bliacutezko u minima uacuteplně miziacute Přiacuteshyčina zmenšeniacute nepravidelnostiacute s faacuteziacute tkviacute v tom že efektivniacute stav hmoty způsobujiacuteciacute emisniacute spektrum se staacutele zvyšuje zatiacutem co efekt fysikaacutelniacuteho zakryacutevaacuteniacute se přirozeně zmenšuje Tato hmota maacute vzeshystupnyacute pohyb v atmosfeacuteře ponenaacutehlu dosahuje velmi vysokyacutech jejiacutech vrstev a snad ji uacuteplně opouštiacute Hypoteacutesa vzestupneacuteho pohybu hmoty se potvrzuje už daacutevno znaacutemyacutem faktem že rychlost paprsku z emisniacutech čar je vždy matematicky menšiacute než rychlost paprsků z čar absorpčshyniacutech to znamenaacute že vrstva vytvaacuteřejiacuteciacute emisniacute čaacutery maacute vzhledem k vrstvě vytvaacuteřejiacuteciacute spektrum absorpčniacute pohyb vnějšiacute Rychlost toshyhoto vzestupneacuteho pohybu je pro různeacute hvězdy v meziacutech od 20 do 30 kmsec

Nehledě na to že nemůžeme zpozorovat moment kdy nastane vyacuteron hmoty způsobujiacuteciacute emisniacute spektrum z hlubokyacutech vrstev do atmosfeacutery a přesně zaznamenat moment kdy tato hmota v průběhu vzestupneacuteho pohybu opouštiacute atmosfeacuteru můžeme zjistit hodnotu vyacutešky atmosfeacutery aspoň podle trvaacuteniacute viditelnosti vyzařovanyacutech čar a poměrneacute rychlosti vyzařujiacuteciacute vrstvy Vyacuteška atmosfeacutery dosahuje hodnoty 1013 cm to je hodnoty poloměru veleobra Hvězdy typu Miacutera Ceti tedy majiacute značně

194

roztažitelnou a zředěnou atmosfeacuteru Přiacutetomnost vysokyacutech atmosfeacuter je nutnou podmiacutenkou pro uskutečněniacute fluorescence kteraacute představuje jedinyacute mechanismus schopnyacute vysvětlit existenci emisniacutech čar Avšak tato podmiacutenka nestačiacute Je nutnaacute ještě silnaacute ultrafialovaacute radiace tak neočekaacutevanaacute u chladnyacutech hvězd typu Miacutera CetL

Šajn ukaacutezal že použiacutevajiacutece pro vysvětleniacute nepravidelnostiacute v intenshysitaacutech čar emisniacuteho spektra efekt fysikaacutelniho zakryacutevaacuteniacute a přihliacutežejiacutece k tomuto efektu dostaacutevaacuteme pro proměnneacute hvězdy typu Mira Ceti norshymaacutelniacute emisniacute spektrum shodneacute s emisniacutem spektrem horkyacutech hvězd (Be) a teacutež novyacutech hvězd v počaacutetečniacute periodě objeveniacute emisniacutech čar Tedy u všech třiacute uvedenyacutech typů nehledě na ostreacute rozdiacutely v absorpčshyniacutech spektrech neniacute velkyacutech rozdiacutelů v emisniacutech spektrech a jsou všeshychny důvody k předpokladu jejich společneacuteho původu Emisniacute spekshytrum těchto hvězd s efektivniacute teplotou řaacutedově 2500deg K Absorpčniacute spekshytra hvězd typu Mira Ceti při stejneacute teplotě před i po maximu isou prakticky stejnaacute zatiacutem co emisniacute spektra jsou značně rozdiacutelnaacute Tvoshyřeniacute emisniacutech čar vodiacuteku a ionisovaneacuteho železa pozorovanaacute šiacuteře vodiacuteshykovyacutech emisniacutech čar u hvězd typu Mira Ceti a intensita vysokyacutech čleshynů Balmerovy serie nevyhnutelně vede kzaacutevěru že intesita vzbuzujiacuteciacute radiace musiacute miacutet nesrovnatelně většiacute vyacuteznam odpoviacutedajiacuteciacute thermoshydynamickeacute rovnovaacuteze při teplotě 2500deg K

Ze všeho toho vyplyacutevaacute že přiacutečinou vyacuteskytu emisniacuteho spektra u hvězd typu Mira Ceti může byacutet jenom mohutnaacute ultrafialovaacute radiace jejiacutež vyacuteznam ie v mnoha směrech většiacute než vyacuteznam odpoviacutedajiacuteciacute černeacutemu zaacuteřeniacute hvězdy při teplotě 2500deg K Přiacutetomnost takoveacute radiacuteace zaacuteroveň s existenciacute roztažitelneacute atmosfeacutery je dostatečnou podmiacutenkou pro tvoshyřeniacute emisniacutech čar podle schematu (pokračavampniacute)

A + hy-gtA + e-gtA + h(Y1 + 12 + ) Přeložil Zdeněk Sekanina

o KONČiacuteciacuteM 11 LET Eacute M C Y K L U SL U NE čNiacuteCH S K V R N

Dr MILOSLAV KOPECKYacute

Astronomickyacute uacutestav ČsAV Ondřejov

V současneacute době jsme v obdobiacute minima slunečniacute činnosti mezi 18 a 19 cyklem slunečmiacute činnosti podle curyšskeacuteho čiacuteslovaacuteniacute (cyklus slunečniacute činii-Osti čiacuteslo l podle tohoto čiacuteslovaacuteniacute začal r 1755) MŮžeme si tedy již něco bližšiacuteho řiacuteci o middotkonshyčiacuteciacutem 18 cyklu slunečnich skvrn jehož průběh neniacute bez zajiacutemavostiacute ve srovnaacuteniacute s předchoziacutemi cykly

Minimum vyrOvnanyacutech měsiacutečniacutech průměrů relativniacutech čiacutesel ktereacute předchaacutezelo tomuto cyklu nastalo v uacutenoru T 1944 Po něm nastal poměrně prudkyacute vZlestup slunečniacute činnosti a již za necelyacutech 31h roku v polovině r 1947 dosaacutehla slunečniacute činnost maxima Maximum vyrovnanyacuteCh měsiacutečniacutech pri1měrů relativniacutech čiacutesel nastalo v kvěbnu 1947 a dosaacutehlo abnormaacutelně vysokeacute hodnoty 1518 jednotek relashy

195

ti vniacuteho čiSJa Po tomta maximu nenastal však pakles relativniacutech čiacutesel nyacutebrž vyravnaneacute měsiacutečniacute prftměry se udržavaly staacutele na vysakeacute hadnatě Až do srpna 1949 tedy pa viacutece jak dva raky neklesly pod 130 jednotek relativniacuteho Ciacutesla Ba naopak v řiacutejnu 1948 nastalo jejich vedlejši maximum ktereacute dosaacutehLo 1485 jedshynotek a bylo tedy poUZI o 33 jednotky relativniacuteho čiacutesla nimiddotžšiacute než hIavniacute maxi~ mum v r 1947 Až teprve po něm nastal znovu pozvolnyacute a piacutek již celkem norshymaacutelniacutepokles relaHvniacutech čiacutesel (Viz obr 1)

Tento -to j 18 cyklus slunečniacutech skvrn je již zajiacutemavyacute svyacutem abnormaacutelně vysokyacutem a dlouhotrvajiacuteciacutem maximem Je druhyacutem nejvyššiacutem cyklem slunečniacutech skvrn z dosud znaacutemyacutech cyklft V U1ibulce I jsou pro pozomiddotrovaacuteniacute uvedeny některeacute uacutedaje o 4 dosud nejvyššiacutech cyklech slunečniacutech skvrn Z tabulky vidiacuteme že kraacutetshykost doby vzestupu TM t j doby mezi minimem a maximem u 18 cyklu nenl nikterak vyacutejimečnaacute vzhledem k vyacutešce maxima neboť čiacutem maacute cyklus vyš~ mashyximum tiacutem maacute kraUliacute vzestupnou dobu

Tabulka J

3 17784 1585 29 16 4 17881 1412 34 12 8 18372 1469 33 13

18 19475 1518 33 32

Skutečně abnormaacutelně dlouheacute je však trvaacutenl vysokeacuteho relaAivniho čiacutesla Z tashybulky I vidiacuteme že doba T po niacutež byly vyrovnaneacute měsiacutečniacute prftměry relativniacutech čiacutesel vyššiacute než 130 jednotek je u 18 cyklu dTlakraacutet delšiacute než u dosud nejvyššiacuteho cyklu s maximem v r 17784 Toto jakož i existence podružneacuteho maxima v roce 1948 pouze o 33 jednotky nižšiacuteho než hlavni maximum v r 1947 vedlo k uacutevahaacutem zda maximum cyklu skutečně nastalo v r 1947 a zda nenastalo až v r 1948 Zkoumaacuteme-Ii však miacutesto relativniacuteho čiacutesla počet všech vzniklyacutech skupin skvrn za jeqnotku času zjistiacuteme jak ukaacuteZal autor člaacutenku že průběh počtu vzniklyacutech skupin za jednotku času maacute velmi ostreacute a vysokeacute maximum v r 1947 a vedlejšiacute maximum v r 1948 maacute poměrně slabě vyjaacutedřeno a mnohem nižšiacute než maximum v r 1947 (viz obr 2) Z toho vyplyacutevaacute že maximum 18 cyklu slunečniacutech skvrn Skutečně nastalo v polovině r 1947

Podle t zv Turnerova pravidJa střiacutedajiacute se cykly s lysokyacutem a niacutezkyacutem maxishymem a to tak že cykly sudeacute majl vždy nižšiacute maximum než oba ISOUsooniacute cykly IWheacute potlle curyšskeacuteho čiacuteslovaacuteniacute

18 cyklus jako cyklus sudyacute tvořiacute však vyacutejimku z Turnerova praviacutedla neboť je vyššiacute než předchoziacute 17 cyklus kteryacute v maximu dosaacutehl 1192 jednotekrelativshyniacuteho čiacutesla Vezmeme-li pak v uacutevahu zaacutevislost vyacutešky maxima licheacuteho na vyacutešce maxima předchoziacuteho sudeacuteho cyklu nalezenou autorem pak nastaacutevajiacuteci 19 cyklus slunečniacutech skvrn by musel v maximu dosaacutehnout 20B jednotek relativlUacuteho čiacutesla což je značně nepravděpodobneacute Tato okolnost že toUž současnyacute 18 cyklus slushynečniacutech skvrn tvořiacute vyacutejimku z Turnerova pravidla je opět jednou ze zajiacutemavosti tOhoto cyklu neboť za posledniacutech 100 let kdy jsou smiddotkutečně spolehlivaacute pozoroshyvaacuteni slunečniacutech skvrn nebylo Turnerovo pravidlo porušeno

Podrobnějšiacute studium teacuteto otaacutezky však ukazuje že porušelUacute Turnerovmiddota pravidla o střiacutedaacuteniacute vysokyacutech a niacutezkyacutech cyklft je nejspiacuteše zpftsobeno nevhodnostiacute dosud užiacutevanyacutech charakteristik slunečniacute činnosti Tak na př Kleczek ukaacutezal že 17 cyklus slunečniacute činnosti byl mnohem bohatšiacute na chromosfeacuterickeacute erupce než 18 cyklus což je ve shodě s Turnerovyacutem pravidlem Stejně tak i prftměrnaacute životniacute doba skupin skvrn je v 17 cyklu skvrn delšiacute než v 18 cyklu jak ukaacutezal autor což znamenaacute že 17 cyklus měl prftměrně mohutnějšiacute skupiny skvrn než cyklus 18 Lze tedy spiacuteše předpoklaacutedat že ve skutečnosti 18 cyklus slunečniacute činnosti Turnerovo pravidlo neporušuje a Že jeho porušeniacute vyplyacutevajiacutec ze studia prftběhů relativniacutech čiacutesel je jen zdaacutenliveacute

Jak nezaacutevisle na sobě ukaacutezali Kleczek a autor bylo vysokeacute relativniacute čiacuteslo 18

196

100

cyklu slunečniacutech skvrn zpl1sobeno velkyacutem množstviacutem drobnyacutech skupin skvrn Jak patrno na obr 2 vzniklo v roce 1947 sice velkeacute množstviacute skupin skvrn Jejich průměrnaacute životniacute doba byla však velmi kraacutetkaacute to znamenaacute že to byly včtšinou velmi maleacute skupiny skvrn Ke stejneacutemu vyacutesledku došel Kleczek studiem zastoupeniacute různyacutech typů skupin skvrn v 17 a 18 cyklu Zatiacutem co ranyacutech typfi skupin skvrn A B CaD bylo v 18 cyklu mnohem viacutece než v cyklu 17 typu F representujiacutecich nejmohutnějšiacute stadium skupin skvrn bylo v 17 i 18 cyklu prakticky stejně a typů H bylo v 18 cyklu dokonce meacuteně než v cyklu 17 Tyto podrobnost i nemůže však relativniacute čiacuteslo v žaacutedneacutem přiacutepadě vyjaacutedřit Opět z toho vidiacuteme že relativniacute čiacuteslo neniacute vhodnou charakteristikou slunečniacutech skvrn pro vyacutezkum jejich periodicity

Vidiacuteme tedy že končiacuteciacute 18 cyklus slunečniacute činnosti maacute řadu zajiacutemavostiacute ve sveacutem průběhu a bude si jistě ještě zasluhovat podrobnějšiacuteho studia

tOL

8 ~O

6

100

50so

gtsI9rS f9S0 f9S0

Obr 1 Obr 2

Obr 1 Průběh vyrovnatnyacutech měsiacutečniacutech průměrů relativniacuteho- čiacutesla v 18 cyklu slunečniacute čimnosti - Obr 2 Průběh počtu vzoniklyacutech -lkupin skvrn na celeacutem Slunci (horniacute křivka) a jejich průměrneacute životniacute doby To (dolni křivka) v 18

cyklu 8~unečniacute činnosti

197

PŘEDBĚNA ZPRAacuteVA O GEOMAGNETICKl AKTIVITĚ PŘI CASTECNlM ZATMĚNI SLUNCE 30 CERVNA 1954

PODLE MĚŘENI NA OBSERVATOŘI PRŮHONICE U PRAHY

Některeacute probleacutemy souvisiacuteciacute se studiem změn vnějšiacute čaacutestigeomagnetickeacuteho pole v zaacutevislosti na slunečniacute činnosti mohou byacutet vhodně řešeny detailniacutem rozshyborem geomagnetickeacute aktivity během zatměniacute Slunce

Kolektiv pracovniacutekti geomagnetickeacuteho odděleniacute GUacute CSAV věnoval proto zvyacuteshyšenou pozornost sledovaacuteniacute geomagnetickeacute aktivity při zatměniacute 30 června t r a podrobně vyhodnocuje vyacutesledky Předběžneacute vyacutesledky zde stručně uvedeneacute byly ziacuteskaacuteny proměřenim magnetoshy

glamfi staničniacutech variometrfi a hodnoty zprac ovaacuteny podle absolutniacutech měřeniacute provedenyacutech K Bodlaacutekem a B Pec1inovskyacutem Absolutniacute měřeniacute byla konaacutena teacutež během zatměniacute kromě toho V Cernyacutea M Schoř provedli při zatměniacute řadu relativnich měřeniacute H a Z Schmidtovyacutemi polniacutemi vahami

Z magnetogramti prfihonickeacute observatoře byly vybraacuteny magneticky klidneacute dny před a po zatměniacute (vyloučen byl den zatměniacute aby přiacutepadnaacute porucha ptisobenaacute zatměniacutem neovlivnila vyacutesledky) ktereacute poskytly materiaacutel pro odvozeniacute křivky normaacutelniacuteho prfiběhu geomagnetickyacutech elementti charakterisujiacutecl celkovou tenshydenci magnetickeacuteho pole Pořadnice normaacutelniacute křivky byly vzaty jako norshymaacutelniacute hodnoty pro den zatměni

Obdobiacute zatměniacute se vyznačuje celkovyacutem zvětšenlm hodnot elementti vzhledem k normaacutelniacute křivce Počaacutetek tohoto zvětšeniacute hodnot elementti připadaacute na 10 hod SEC tedy viacutece než dvě a ptil hodiny před začaacutetek zatměniacute a konči kraacutetce po 15 hodině tedy v době konce čaacute~ečneacuteho zatměniacute staUsticky byla určena pravděshy

podobnost jak dalece se muacuteže mezi 10-15 hod SEC vyskytnout naacutehodnaacute magshynetickaacute porucha (se zvětšeniacutem hodnot elementti) v den zatměni na zaacutekladě

30 VI 1954 PRŮHONICE

---L I I =--====--==--__s~~=Iacuteshysč SlOl II 13 It 15-------1 --=== _ f--L~middot middotmiddot middotmiddot~--_~~_ H ------------------~-shy

1 I

===-L~-~J-z

---===J 19B

hodnot vyčiacuteslenyacutech maacutegnetogramo čtrnaacutect dnO před a po zatměniacute počiacutetajiacutec v to den zatměniacute Z vyacutepočtů vychaacuteziacute pro tyto naacutehodneacute poruchy (Pf) g~omagnetickeacuteho pole pravděpodobnosti pro

D H (Pf) 23 9

Vyskytla-li se tedy během zatměniacute odchylka od normaacutelniacuteho proběhu je malaacute pravděpodobnost že byla celaacute zpflsobena naacutehodnou magnetickou poruchou a nashyopak je velkaacute pravděpodobnost že byla tato odchylka způsobena zatměniacutem většiacute čaacutestiacute Jejiacute velikost v by byla doplňkem do 100 vzhledem k (Pf) a činiacute tedy pro D 77 a pro H 91

Statisticky byla teacutež určena velikost naacutehodneacute poruchy pro D a H Odečterum takto ziacuteskanyacutech hodnot omiddotd hodnot určenyacutech PN) pomchu jež se vyskytla během zatměniacute vychaacuteziacute rozdily pro

D H 04 plusmn 01 9y plusmn 2y

což mohou byacutet změny zpflsobeneacute zatměniacutem Slunce Na kopii magnetogramu (obr 1) z obdobiacute zatměni je normaacutelniacute křivka tečmiddotkoshy

vaacutena Začaacutetek střed a konec zatměniacute jsou označeny šipkami s iacutendexy 1 2 3 H D Z jSOU křivky variaciacute BD BH Bz přiacuteslušneacute base TH Tz teploty Při konci z8ltměniacute je patrnyacute zajiacutemavyacute rychlejšiacute pokles elementů D a H Je jedmou většiacute odohylkou od celkoveacuteho průběhu poruchy v obdobiacute zatměniacute P05ile zjištěniacute pozoshyrovatelů Lidoveacute hvězuaacuterny v Praze na Petřiacuteně se ve směru posledniacuteho kontaktu vyskytla eruptiVTIiacute protuberance

LiteratUTa l Lelio Gama Magnetic effects ohserved at Vassouras Brazil during the solar Eclipse of May 20 1947 Z časopisu Terrestrial Magnetism ana Atmospheric Electricity prosinec 1948

2 Jan Bouška Zemskyacute magnetismus - Praha 1949 3 Vladimiacuter Černyacute Zemskyacute magnetismus (zaacuteJkladru pojmy a poznatky) - rUše

hvězd 51954 Praha-Vokovice 20 VII 1954 Vl-adimiacuter Černyacute

NOVEacute OBJEVY A VYacuteZKUMY o VZNIKAacuteNiacute HVĚZD V ŘETiacuteZCiacuteCH

Praacutece V A Ambarcumjana a jeho spolUlpracovnlkfi o vzniacuteku hvězd ve hvězdshynyacutech associaciacutech po prveacute dokaacutezaly že hvězdy nevznikly najednou v jedinyacute okashymžik nyacutebrž že vzrukajiacute neustaacutele i v dnešniacute době Tyto praacutece teacutež ukaacutezaly že hvězdy nevznikajiacute ojediněle nyacutebrž v celyacutech skupiacutenaacutech Nebylo však dosua objeshyveno jakyacutem způsobem hvězdy vznikajiacute bylo pouze možno předpoklaacutedat že vznikajiacute z mezihvězdnyacutech mračen prachu a plynu Spraacutevnost tohoto předpokladu byla dokaacutezaacutena až objevy V G Fesenkova a D A Rožkovskeacuteho

Tito autoři ziacuteskali Maksutovou komorou na observatoři Alma-Ata řadu sniacutemků řasovyacutech mlhovin v Labuti (NGC 6960 6992-6995) jakož i řady jinyacutech mlhovin v nichž se vyskytujiacute alespoň je)notlivaacute mlohovinnaacute vlaacutekna Tyto sniacutemky byly ziacuteskaacuteny jak v biacuteleacutem světle tak i v červeneacutem žluteacute a modreacute čaacutesti spektra Na těchto sniacutemciacutech je patrno seskupeniacute hvězd nachaacutezejiacuteciacutech se v mlhovině a na jejiacutem~ okraji ve hvězdneacute řetizky o 3 až 15 hvězdaacutech při čemž pod hvězdnyacutem ňetiacutezkem rozumiacuteme hvězdy stejneacute velikosti ležiacuteciacute ve stejnyacutech veaacutejemnyacutech vzdaacuteshylenostech na přiacutemce nebo khvce Takoveacuteto řetiacutezky jsou často obklopeny vlaacuteknem mlhoviny nebo jsou pokračovaacuteniacutem některeacuteho mlhovinneacuteho vlaacutekna a často kromě hvězd obsahujiacute i pouheacute zhuštěniacuteny m~hovinneacuteho vlaacutekna ktereacute stojiacute v těch miacutesshytech kde by měly byacutet hvězdy Na podklaaě ~odrobneacuteho rozboru ZIacuteskaneacuteho materiaacutelu a na podkladě některyacutech

199

_ r-shy

rozděleniacute a pohyboveacute poměry různyacutech hvězdnyacutech typů zvlaacuteště pak proměnnyacutech hvězd Vyacutesledky ke kteryacutem došli v posledniacutech letech sovětštiacute astronomoveacute předevšiacutem Kukarin ukazujiacute že různeacute hvězdneacute typy lišiciacute se fysikaacutelniacutemi vlastnostmi vytvaacuteřejiacute v soustavě Mleacutečneacute draacutehy jakeacutesi podsysteacutemy ktereacute se lišiacute rozděleniacutem svyacutech členů v prosshytoru jejich staacuteřiacutem i podmiacutenkami vzniku a vyacutevoje Soustava Mleacutečneacute draacutehy jeviacute se tedy jako složityacute systeacutem podřazenyacutech hvězdnyacutech soustav a skupin Na rozdiacutel od podsysteacutemů kulovyacutech tvarů jejichž členoveacute jsou hvězdy podle svyacutech charakteristik staršiacute obsahujiacute tak zvaneacute plocheacute podsysteacutemy kromě mnoha hvězd o nichž se domniacutevaacuteme že jsou značně mladeacute ještě rozsaacutehlaacute oblaka difusniacute mezihvězdneacute hmoty a plynu shy

Řiacutedce rozptyacuteleneacute hmotneacute čaacutestice o rozměrech odpoviacutedajiacuteciacutech řaacutedově vlnoveacute deacutelce světla působiacute jako mlha kteraacute nedovoluje pronikaacuteniacute světelnyacutech paprsků takže v rovině Mleacutečneacute draacutehy ve směru k jejiacutemu středu můžeme viděti pouze v okruhu asi 7000 světelnyacutech roků Mnoshyheacute hvězdy jsou v teacuteto vzdaacutelenosti tak zatemněny že jen několik maacutelo procent jejich zaacuteřeniacute pronikaacute mlhou jineacute nejsou viditelny vůbec Jaacutedro soustavy Mleacutečneacute draacutehy ktereacute je takeacute těžištěm a středem rotace celeacute soustavy je zhruba čtyřikraacutete daacutele a nemůže byacutet vůbec viděno obvyklyacutemi astronomickyacutemi prostředky Proto se snažila astronomie určit polohu středu Galaxie obsaacutehlyacutemi pracemi statistickyacutemi studushyjiacuteciacutemi rozděleniacute a polohy hvězd zvlaacuteště hvězd ranyacutech vyacutevojovyacutech typů a hvězd proměnnyacutech Při zkoumaacuteniacute struktury Mleacutečneacute draacutehy se v posledniacute době znamenitě

uplatňuje radiovaacute astronomie Radioveacute vlny pronikajiacute totiž nejen mraky našiacute pozemskeacute atmosfeacutery ale i rozsaacutehlyacutemi kosmickyacutemi oblaky Galaxie To umožňuje pozorovaacuteniacute ve dne i v noci za slunečniacuteho svitu i při zamračeneacute obloze nebo za deště Takoveacute vyacutehody radioveacute astroshynomie jsou zvlaacutešť důležiteacute pro observatoře v oblastech s nestaacutelyacutem počasiacutem a malyacutem počtem jasnyacutech dnů tedy s klimatem jakeacute je u naacutes a ve velkeacute čaacutesti Evropy

Ještě důležitějšiacute je druhaacute vlastnost radioveacuteho zaacuteřeniacute schopnost pronikat rozsaacutehlyacutemi oblaky rozptyacuteleneacute hmoty v Galaxii jež umožňuje aby byly ziacuteskaacutevaacuteny informace o stavu a rozloženiacute hmoty v oblastech ktereacute jsou pro optickeacute dalekohledy nedohledneacute

Teacuteto otaacutezce byla věnovaacutena soustředěnaacute praacutece některyacutech observatořiacute a při rozsaacutehleacutem průzkumu bylo vyšetřovaacuteno zaacuteřeniacute v různyacutech paacutesmech o vlnovyacutech deacutelkaacutech od jednoho do patnaacutecti metrů a vypracovaacuteno něshykolik zevrubnyacutech přehledů o rozděleniacute intensity zaacuteřeniacute v různyacutech směrech oblohy pro různeacute vlnoveacute deacutelky Všechny přehledy ukazujiacute že nejintesivnějšiacute zaacuteřeniacute přichaacuteziacute z galaktickeacute roviny a poměrně slabeacute zaacuteřeniacute z jinyacutech směrů Zaacuteřeniacute v rovině Mleacutečneacute draacutehy jeviacute nerovnoshyměrneacute rozděleniacute s velmi ostryacutem m~imem bliacutezko galaktickeacute deacutelky 327deg což je směr ke středu Mleacutečneacute draacutehy stanovenyacute jiacutež dřiacuteve opticshy

187

kou astronomiiacute Tiacutem se ověřujiacute staršiacute vyacutesledky optickeacute astronomie neboť lze skutečně předpoklaacutedat že při velkeacute koncentraci hmoty censhytraacutelniacute čaacutesti Galaxie a zvlaacuteště při velkeacutem počtu mladyacutech hvězd je tam i mnoho objektů vysiacutelajiacuteciacutech zaacuteřeniacute všech vlnovyacutech deacutelek

Velmi zaacutevažnaacute je otaacutezka jakyacutemi zdroji je radioveacute zaacuteřeniacute vysiacutelaacuteno Z dosavadniacutech studiiacute byl vytvořen naacutezor že je vysiacutelaacuteno jednak tak zvanyacutemi radiohvězdamiacute nebo teacutež diskretniacutemi nebo bodovyacutemi zdroji jak se jim nyniacute řiacutekaacute a rozsaacutehlyacutemi oblaky mezihvězdneacuteho plynu Jsou tu však ještě některeacute nejasnosti a je důležityacutem uacutekolem radioveacute astroshynomie a nukleaacuterniacute fysiky aby podmiacutenky vzniku zaacuteřeniacute vysvětlily a dosavadniacute poznatky doplnily

Radioveacute zaacuteřeniacute maacute spojiteacute emisniacute spektrum v němž dlouho nebyla nalezena žaacutednaacute zřetelnaacute čaacutera takže bylo sice možno studovat intensitu zaacuteřeniacute v různyacutech vlnovyacutech paacutesmech nebylo však možno zkoumat přiacuteshypadnyacute posuv spektra kteryacute v optickeacutem oboru přinaacutešiacute informace neshysmiacuterneacute ceny o hvězdnyacutech pohybech Teprve v roce 1951 byla přece jen objevena ve spektru radioveacuteho zaacuteřeniacute emisniacute čaacutera ionisovaneacuteho vodiacuteku o vlnoveacute deacutelce 211045 cm (frekvence 14204056 Me sec) jejiacutež studium umožňuje vyšetřovaacuteniacute galaktickeacute struktury i rotace soustavy Mleacutečneacute draacutehy

V radioveacute technice je snadneacute vybrat určitou frekvenci a kalibrovat ji vzhledem Ir absolutniacutem laboratorniacutem měrnyacutem jednotkaacutem takže rozbor spektra v oboru radiovyacutech vln je daleko meacuteně zatiacutežen systemashytickyacutemi chybami a empirickyacutemi korekcemi než spektroskopie ve fotoshygrafickeacutem uacuteboru Značnaacute čaacutest dosavadniacuteho vyacutezkumu struktury Galaxie byla v optickeacute

astronomii založena na studiu hvězdnyacutech pohybů určovanyacutech z rashydiaacutelniacutech rychlostiacute Tato metoda pro niž je podstatneacute měřeniacute Doppleshyrova posuvu spektraacutelniacutech čar daacutevala znameniteacute vyacutesledky Jak jsme již uvedli byla však omezena pro optickyacute obor jen na naše nejbližšiacute sousedstviacute

Po objeveniacute emisniacute čaacutery 21 cm bylo možneacute studovat pohyboveacute poshyměry a rozděleniacute hmoty v Mleacutečneacute draacuteze pomociacute radioastronomickeacuteho vyacutezkumu kteryacute pronikaacute i do vzdaacutelenyacutech čaacutestiacute Galaxie Bylo provedeno mnoho pozorovaacuteniacute za uacutečelem zjištěniacute radiaacutelniacuteho pohybu mezihvězdshyneacuteho vodiacuteku a na mnoha sniacutemciacutech byl skutečně objeven posuv uvedeneacute spektraacutelniacutemiddot čaacutery 21 cm a byly z něho určeny noveacute podrobnosti o pohyshybech v Galaxii Po provedeniacute redukce spektrogramů a odečteniacute vlivu pohybu Země kolem Slunce a Slunce vzhledem k ostatniacutem hvězdaacutem bylo možno vysvětlit většinu nalezenyacutech spektraacutelniacutech posuvů z Galakshytickeacute rotace Soustava Mleacutečneacute draacutehy otaacutečiacute se směrem vyacutechod - jihshyzaacutepad (odleva doprava) a lze předpoklaacutedat že jejiacute jednotliveacute subshysysteacutemy otaacutečejiacute se jako celky V galaktickeacute rovině je pak rozděleniacute rychlostiacute rotace určeno soustředěnyacutemi paacutesy při čemž čaacutesti nejbliacuteže položeneacute ke galaktickeacutemu středu majiacute největšiacute uacutehlovou rychlost čaacutesti

188

od středu vzdaacutelenějšiacute postupně menšiacute uacutehloveacute rychlosti Tyto vyacutesledky jsou ve shodě s dosavadniacutemi daty určenyacutemi optickou astronomiiacute s poshymociacute statistickyacutech metod

Vzdaacutelenost Slunce od středu soustavy Mleacutečneacute draacutehy vychaacuteziacute z radioshyastronomickyacutech měřeniacute na 26 000 světelnyacutech roků a jeho rychlost pohybu 216 km za vteřinu Posuv spektraacutelniacutech čar svědčiacute o radiaacutelniacutech rychlostech až 50 km za vteřinu bud směrem k Slunci nebo obraacuteceně Spektra ziacuteskanaacute z některyacutech směrů galaktickeacute roviny jeviacute rozděleniacute čaacutery 21 cm na dvě tři nebo i viacutece složek z nichž každaacute je vysiacutelaacutena jinyacutem mrakem mezihvězdneacute hmoty ktereacute jsou umiacutestěny v prostoru v teacutemž směru avšak různě daleko a majiacute různeacute rotačniacute rychlosti a takeacute různeacute rychlosti radiaacutelniacute

Rozděleniacute čar a jejich intensita svědčiacute takeacute o množstviacute a stavu hmoty kteraacute zaacuteřeniacute vysiacutelaacute Byla tak potvrzena existence spiraacutelniacutech ramen Mleacutečneacute draacutehy kteraacute pozoroval v poměrně nevelkeacutem okoliacute Slunce Morgan při vyšetřovaacuteniacute plynnyacutech mlhovin a hvězd spektraacutelniacutech typů O a B Zatiacutem co Morgan zjistil dvě ramena byla určena metoshydami radioveacute astronomie vně Slunce tři ramena Mleacutečneacute draacutehy Byly ziacuteskaacuteny noveacute uacutedaje o tvaru ramen jejich poloze v prostoru i o pohyshybovyacutech poměrech v různyacutech čaacutestech soustavy Bylo zjištěno na přiacuteshyklad že hustota hmoty mezi spiraacutelniacutemi rameny je desetkraacutete menšiacute než hustota hmoty v ramenech Bylo takeacute objeacuteveno že jedno rameno je asi 10 nad galaktickou rovinou v niacutež ležiacute ostatniacute ramena Zůstaacutevaacute však ještě nedořešena otaacutezka zdali jsou spiraacutelniacute ramena Galaxie vlečena nebo zda se Galaxie rozviacutejiacute Byla zkoumaacutena rotace dvou desiacutetek nejbližšiacutech spiraacutelniacutech mlhovin ale ani tak nebylo dosud dosashyženo jednoznačneacuteho vyacutesledku Věřiacuteme však že neniacute daleka doba kdy i v tomto ohledu bude jasno

Tak se splnilo nepředviacutedanou cestou daacutevneacute přaacuteniacute astronomů aby mohli pozorovat spiraacutelniacute ramena našiacute Galaxie a byla rozřešena zaacuteshysadniacute otaacutezka o směru rotace a podobě Mleacutečneacute draacutehy

Protože je soustava Mleacutečneacute draacutehy jenom jedniacutem z mnopa mmonů podobnyacutech hvězdnyacutech systeacutemů zkoumali pracovniacuteci radfoveacute astroshynomie zda jsou takeacute ostatniacute vesmiacuterneacute soustavy zdroji radioveacuteijo zaacuteshyřeniacute Velkyacutemi radiovyacutemi teleskopy z nichž dosud největšiacutem jeparashybolickeacute zrcadlo o průměru 67 metrů bylo skutečně radioveacute zaacuteřeniacute od nejbližšiacutech spiraacutelniacutech mlhovin zachyceno Byly dokonce ziacuteskaacuteny cenneacute podrobnosti o rozděleniacute intensity radioveacuteho zaacuteřeniacute velkeacute spiraacutelniacute mlhoshyviny v Andromedě Vyacutesledky vyacutezkumu bliacutezkyacutech galaxiiacute ukazujiacute že intensita radioveacuteho zaacuteřeniacute odpoviacutedaacute přibližně zaacuteřeniacute našiacute soustavy Mleacutečneacute draacutehy

Nepochybujeme že jsme teprve na počaacutetku vyacuteznamnyacutech objevů ktereacute doplniacute naše poznatky o stavu a rozloženiacute mezihvězdneacuteho vodiacuteku o hvězdnyacutech tělesech našiacute soustavě Mleacutečneacute draacutehy i o jinyacutech galaxiiacutech

189

o N UTN OSTI sVEToveacuteH o K ALE N DAacuteŘE

Dr HUB E RT S LO U KA

Nejstaršiacute a nejYyacuteznamnějšiacute vymoženostiacute astronomie je zavedeniacute kashylendaacuteře Jeho vznik ležiacute v dobaacutech tak nesmiacuterně vzdaacutelenyacutech že nelze stanovit ani tisiacuteciletiacute kdy se- pračlověk po prveacute pokusil do plynuleacuteho toku udaacutelostiacute sveacuteho života vneacutest jakyacutesi pořaacutedek a pravidelnost Je naacutem však jasneacute že měřeniacute a rozděleniacute doby ve dni ročniacute obdobiacute měshysiacutece a roky je nesrovnatelně staršiacute než zavedeniacute hodin minut a vteřin Zatiacutem co hodiny jako měřiče času byly vynalezeny někdy v třinaacutecteacutem stoletiacute kdy začaly sloužit vědeckyacutem uacutečelům byl kalendaacuteř již na vysoshykeacutem stupni dokonalosti jako vyacutesledek mnohotisiacutecileteacuteho snaženiacute a zdokonalovaacuteniacute člověkem Zatiacutem však co hodiny a měřeniacute času dosaacutehlo v nynějšiacute době neobvykleacute přesnosti a dokonalosti nemůžeme toteacutež řiacuteci o kalendaacuteři kteryacute neuspokojuje ani hvězdaacuteře ani potřeby běžneacuteho života a obsahuje mnoho nepravidelnostiacute a nesrovnalostiacute Je proto zavedeniacute dokonaleacuteho kalendaacuteře nutnyacutem požadavkem moderniacute doby kteraacute přibliacutežila a spojila naacuterOdy takovyacutem způsobem jako nikdy dřiacuteve

Tentokraacutete vychaacuteziacute naacutetlak na uskutečněniacute kalendaacuteřoveacute reformy z pokrokoveacute Indie kde kalendaacuteřoveacute poměry jsou až dosud velmi neshydokonaleacute a chaotickeacute I dnes se ještě použiacutevaacute v Indii až na čtrnaacutect různyacutech kalendaacuteřů a oficiaacutelniacute almanach kteryacute vydaacutevaacute každoročně indickaacute vlaacuteda obsahuje čtyři nejrozšiacuteřenějšiacute a nejviacutece užiacutevaneacute kalenshydaacuteře mezi nimi takeacute naacuteš Řehořskyacute a Mohamedaacutenskyacute Tato obsažnaacute publikace maacute asi 3273 stran a přepočiacutetaacutevaacuteniacute různyacutech kalendaacuteřniacutech uacutedajů zabere mnoho času a nesmiacuterně ztěžuje jak oficiaacutelniacute vlaacutedniacute tak i soukromou činnost Pro dalšiacute rozvoj Indie je proto nesmiacuterně užitečnyacute zaacutekrok kteryacute nedaacutevno učinil znaacutemyacute vynikajiacuteciacute fysik indickyacute profesor Meg Nad Haha Jako předseda komise pro refonnu kalendaacuteře v Indii učinil tento naacutevrh

Je třeba vybudovat indickyacute Grennwich kde budou konaacuteny všechny nutneacute počtaacuteřskeacute praacutece pro vydaacutevaacuteniacute indickyacutech efemerid nautickyacutech a leteckyacutech ročenek a kde kalendaacuteř se bude opiacuterat o slunečniacute kalendaacuteř pro celou Indii Je třeba opustit lunaacuterniacute kalendaacuteře použiacutevaneacute v civilshyniacutem životě a deacutelku roku stanovit na 3652422 dne Rovněž je nezbytně nutneacute počiacutetat dny od půlnoci do půlnoci a nynějšiacute nepravidelneacute měsiacutece nahradit měsiacuteci jak jsou zavedeny v noveacutem Světoveacutem kalendaacuteři

Jakeacute vyacutehody maacute tento novyacute Světovyacute kalendaacuteř oproti dosud použiacutevashyneacutemu Řehořovu Jsou takoveacuteho raacutezu že se za něj staviacute dnes celyacute astronomickyacute svět a všechny pokrokoveacute staacutety ktereacute nevyacutehody dosud použiacutevaneacuteho kalendaacuteře staacutele viacutece a viacutece pociťujiacute

Novyacute Světovyacute kalendaacuteř je stejně solaacuterniacute jako kalendaacuteř nynějšiacute to znamenaacute že jeho rozděleniacute v dni a měsiacutece se opiacuteraacute o stejnoměrneacute rozděleniacute doby oběhu Země kolem Slunce a bere ohled na pravidelneacute

190

---- - - - -

střiacutedaacuteniacute ročniacutech obdobiacute Obsahuje rovněž dvanaacutect měsiacuteců a 52 tyacutednů po sedmi dnech Posledniacute den v roce třistapětašedesaacutetyacute te vsunut mezi dva tyacutedny takže je mimo tyacuteden a je označen jako Světovyacute den s datem 31 prosince nebo W prosinec Měl by byacutet slaven jako Světovyacute svaacutetek a znamenal by takeacute uceleneacute zakončeniacute časoveacuteho obdobiacute jednoho roku

SVĚTOVYacute KALENDAacuteŘ

LEDEN NPUacuteSCPS

l 1234567 ~ 8 9 10 11 12 13 14 E 15 16 17 18 19 20 21 t) 22 23 24 25 26 27 28 ~ 29 30 31

DUBEN NPUacuteSCPS

l 1234567 ~ 8 9 10 11 12 13 14 E 15 16 17 18 19 20 21 t) 22 23 24 25 26 27 28 N 29 30 31

ČERVENEC NPUacuteSCPS

123456711 8 9 10 11 12 13 14 ~ 15 16 17 18 19 20 21 t) 22232425262728 ~ 29 30 31

Ř iacute JEN NPUacuteSCPS

1234567 2 8 9 1011 12 13 14 ~ 15 16 17 18 19 20 21 t) 22 23 24 25 26 27 28 29 30 31

UacuteNOR NPUacuteSCPS

1234 5 6 7 8 9 10 II 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30

KVĚTEN

NPUacuteSCPS

1234 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30

SRPEN NPUacuteSCPS

1234 5 6 7 8 9 10 II 12 13 14 15 16 17 18

BŘEZEN

NPUacuteSČPS

12 3 4 5 6 7 8 9 10 II 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30

ČERVEN

NPUacuteSCPS

12 3 4 5 6 7 8 9 10 II 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30 W

NP

zAŘ UacuteSCPS

I

3 4 10 11

12 5 6 7 8 9 12 13 14 15 16

I

1920212223242517181920212223 26 27 28 29 30

I L I S TOP A D NPUacuteSCPS

1234 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30

24 25 26 27 28 29 30

PRO S lNE C NPUacuteSCPS

12 3 4 5 6 7 8 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30 W

Světovyacute den (Světovyacute svaacutetek) W neb 31 prosine~ (365 den) naacutesledue po 3D prosinci každeacuteho roku I W - den přestupneacuteho roku (Světovyacute svaacutetek) nebo 31 ČerVen naacutesledue 30 června každeacuteho přestupshy

neacuteho roku

191

I

9

V přestupnyacute rok kdy ziacuteskaacutevaacuteme jeden den nebyl by tento vsunut na konec uacutenora jak obvykle nyacutebrž mezi- 30 června a 1 července Byl by označen jako 31 červen nebo jako VV červen rovněž jako Světovyacute den Opakoval by se vždy po čtyřech letech tak jako dosud

Velkou vyacutehodou Světoveacuteho kalendaacuteře by byla stejnost roků každeacute datum by připadalo vždy na stejnyacute den v roce 1 ledna by vždy přishypadlo na neděli 1 uacutenora vždy na středu 1 března vždy na paacutetek 1 dubna vždy na neděli atd Nebylo by třeba tisknout každyacute rok novyacute kalendaacuteř vyrytyacute do kamene neb do kovu stal by se jak potřebnou tak i ozdobnoo součaacutestiacute veřejnyacutech budova miacutestnostiacute (Viz str 191)

Nejvhodnějšiacute den pro zavedeniacute noveacuteho kalendaacuteře byl by 1 leden 1956 kteryacute připadaacute na neděli anebo až 1 ledna 1951 kdy rovněž je

bull neděle Lze očekaacutevat že spojeniacutem všech pokrokovyacutech sil k tomuto zdokonaleniacute našeho kalendaacuteře co nejdřiacuteve dojde

PROM~NNEacute HV~ZDY

B V KUKARKIN

(v pokračovaacutemiacute)

Proměnneacute hvězdy typu Mim Ceti

Proměnneacute hvězdy typu Mira Ceti se nazyacutevajiacute ty proměnneacute hvězdy velkeacute posloupnosti jejichž periody jsou v rozmeziacute od 50 do 650 dniacute amplitudy změny jasnosti ve visuaacutelniacutech a fotografickyacutech paprsciacutech jsou vyššiacute než 25 m (průměrně 47 m) a ve spektrech v době maxima jsou vidět intensivru jasneacute čaacutery vodiacuteku a jinyacutech prvků Všechny proshyměnneacute hvězdy tohoto typu majiacute niacutezkeacute teploty velkaacute většina jich (90 ) patřiacute ke spektraacutelniacute třiacutedě Me a mnohem menšiacute čaacutest (přibližně po 5 ) spektraacutelniacutem třiacutedaacutem Se Ne

Mnohaletaacute zkoumaacuteniacute spekter těchto hvězd kteraacute se konala v SSSR akademikem G A Šajnem a v USA P Merrillem vedla k objeveniacute mnoshyhyacutech a různyacutech fysikaacutelntch zvlaacuteštnostiacute hvězd tohoto typu Kromě toho tyto hvězdy vzhledem k velkyacutem amplitudaacutem a snadnosti pozorovaacuteniacute 400 proměnnyacutech hvězd typu Mira Cetiacute za celou dobu jejich pozorovaacuteniacute byly vždycky obliacutebenyacutemi objekty pro visuaacutelniacute určeniacute jasnosti a v době posledniacutech desiacutetek let mnoho set jich přišlo na program amateacuterskyacutech společnostiacute pozorovatelů proměnnyacutech hvězd a neustaacutele se pozorujiacute Velkeacute amplitudy těchto hvězd způsobujiacute snadnost objevu Lze tvrditi že znaacuteme prakticky všechny proměnneacute hvězdy tohoto typu jasnějšiacute než 10 m v maximu Všechny tyto přiacutezniveacute okolnosti vedly k t0Jnu že proměnneacute hvězdy typu Mira Cetiacute mohou byacutet v přiacutetomneacute době poshyvažovaacuteny po mnoha straacutenkaacutech za nejleacutepe prozkoumaneacute objekty z proshy

192

měnnyacutech hvězd všech typu V přiacutetomneacute době je znaacutemo viacutece než 3000 proměnnyacutech hvězd typu Mira Ceti

Deacutelka periody proměnneacute hvězdy představuje iednu z nejzaacutekladnějshyšiacutech a v dnešniacute době lehce určitelnyacutech charateristik proměnnostiacute Proshyměnneacute hvězdy typu Mira Ceti z nichž se mnoheacute nepřetržitě pDzorujiacute kolem 100 let a některeacute jednotliveacute hvězdy již několik stoletiacute předstashyvujiacute vděčnyacute materiaacutel pro zkoumaacuteniacute otaacutezky o změně deacutelky periody s dobou Objeveniacute sekulaacuterpiacutech změn periody proměnnyacutech hvězd mělo by velmi důležityacute vyacuteznam kdyby bylo možno dokaacutezat vyacutevojovyacute vyacuteshyznam těchto změn Velkaacute většina proměnnyacutech hvězd typu Mira Ceti opravdu jsou charakteristickeacute skutečnyacutemi koliacutesaacuteniacutemi period Ale ještě roku 1929 Eddington a Plakidis (A Eddington S Plakidis M N 90 65 1929) poukaacutezali a v roce 1934 Sterne ještě přesvědčivěji dokaacutezal (T Sterne Harv Circ 386 a 387 1934) že tato skutečnaacute koliacutesaacuteniacute představujiacute naacutesledek samotneacute podstaty periodickyacutech procesů a v žaacutedshyneacutem přiacutepadě nemajiacute vyacutevojovyacute charakter V roce 1938 bylo uveřejněno zkoumaacuteniacute Sterneho a Campbella (T Sterne L Campbell Harvard Annals 105 1938) Autoři sebrali všechny uacutedaje o periodaacutech teacuteměř 400 proměnnyacutech hvězd typu Miacutera Ceti za celou dobu jejich pDwrovaacuteniacute a přiložili k těmto nahodilyacutem statistibkyacutem vyacuteběrům souhlasneacute kriteshyrium Pirsonovo (t zv kriterium x2 ) kteryacute rozdělil materiaacutel podle času a podle deacutelky periody Pro velikou většinu hvězd pravděpodobshynost většiacutech než pozorovanyacutech nahodilyacutech rozdiacutelů v deacutelce periody se ukaacutezala byacuteti bliacutezkaacute jednotce Jinyacutemi slovy theoretickou představu pozorovaneacuteho rmiddotozloženiacute za pomoci zaacutekona přirozeneacuteho rozloženiacute lze poklaacutedat za dobrou a nelze předpoklaacutedat žaacutedneacute změny v deacutelce periody ktereacute by měly vyacutevojovyacute charakter (jEtn dvě hvězdy R Hydrae aR Aquishylae ukaacutezaly skutečneacute změny periody ktereacute pravděpodobně nemohou byacutet vysvětleny nahodilostiacute vyacuteběru) Nemůže tedy byacutet ani řeči o objeshyvovaacuteniacute vyacutevojovyacutech proměn period proměnnyacutech hvězd typu Mira Cetiacute Avšak čas je našiacutem spolehlivyacutem spojencem ve věci poznaacuteniacute vněišiacuteho světa a opakovaacuteniacute baacutedaacuteniacute podobnyacutech praacuteci Sterneho a Campbella za několik desiacutetek let může veacutesti k objevům vyacutevojovyacutech tendenciacute ve změshyně period proměnnyacutech hvězd

Již před šedesaacuteti lety bylo objevenože ve spektrech proměnnyacutech hvězd typu Mira Ceti se pozorujiacute emisniacute čaacutery vodiacuteku a jinyacutech prvků Je však znaacutemo že proměnneacute hvězdy typu Mira Ceti isou hvězdami s nejnižšiacutemi teplotami (1600deg K až 3300deg K) jejichž spektra jsou chashyrakteristickaacute molekulaacuterniacutemi paacutesy (kysličniacutek titanu kysličniacutek zirkonu uhliacutek kyan uhlovodiacuteky atd) PřiacutetOIlli1ost absorpčniacutech molekulaacuterniacutech paacutesů a emisniacutech čar vodiacuteku a ionisovaneacuteho železa v teacutemže spektru vyžadujiacuteciacutech pro svou excitaci vysokeacuteho stupně energie se na prvniacute pohled zdaacute byacutet neslučitelnaacute Je zcela přirozeneacute že probleacutemu studia podstaty emisniacutech spekter proměnnyacutech hvězd typu Mira Ceti se věnoshyvalo a věnuje mnoho pozornosti Zvlaacutešť zaJiacutemavaacute isou všestrannaacute a

193

I

důslednaacute studia akademika Šajna (G A Šajn Izv AN SSSR 9 61 1945) provedenaacute během posledniacutech deseti let Omeziacuteme se zde stručshynyacutem vyacutekladem jeho studiiacute protože mnohopočetnaacute a různorodaacute studia jinyacutech autorů hlavně Merrilla v USA neřešiacute probleacutemy tak důkladně a široce

Mimo zaacutehadnost sameacute existence emisniacutech čar vysokeacuteho excitačniacuteho potenciaacutelu ve spektrech proměnnyacutech typu Mira Ceti nemeacuteně zaacutehadshynyacutemi se ukaacutezaly byacutet podivneacute nepravidelnosti v proměnnyacutech intensishytaacutech těchto čar Tyto nepravidelnosti (na přiacuteklad v Balmerově serii vodiacuteku čaacutera Ht je značně intensivnějšiacute než HlO a čaacutera Ho nejčastěji neniacute vůbec viditelnaacute) se nachaacutezejiacute v protikladu s theoriiacute a nikdy se nepozorujiacute u hvězd s vysokou teplotou a emisniacutemi spektry Akademik Šajn přesvědčivě ukaacutezal že prakticky všechny pozorovaneacute velmi poshyčetneacute nepravidelnosti mohou byacutet vysvětleny hypoteacutesou fysikaacutelniacuteho zakryacutevaacuteniacute některeacute emisniacute čaacutery zmenšujiacute svou intensitu a měniacute profil když se na cestě paprsku ven z hvězdy setkaacutevajiacute atomy nebo molekuly schopneacute absorbovat jim odpoviacutedajiacuteciacute kmitočet kdežto jineacute emisniacute čaacutery se vyzařujiacute bez překaacutežky Totiž kolem doby maxima když zvlaacutešť jasně se projevujiacute některeacute nepravidelnosti v atmosfeacuteře proměnnyacutech hvězd typu Mira Ceti neniacute efektivniacute stav hmoty způsobujiacuteciacute emisniacute spektrum vyššiacute než efektivniacute stav hmoty způsmiddotobujiacuteciacute absorpčniacute spektrum Nic podobneacuteho se nepozoruje u hvězd s vysokou teplotou u nichž emisniacute hmota se naleacutezaacute ve vrchniacutech vrstvaacutech atmosfeacutery a někdy i tvořiacute odděshylenyacute obal

Šajn ukazuje na velmi zaacutesadniacute zvlaacuteštnost powrovanyacutech nepravidelshynostiacute v emisniacutech čaraacutech nepravidelnosti se zmenšujiacute s deacutelkou doby od maxima (se zvětšeniacutem faacuteze) a často bliacutezko u minima uacuteplně miziacute Přiacuteshyčina zmenšeniacute nepravidelnostiacute s faacuteziacute tkviacute v tom že efektivniacute stav hmoty způsobujiacuteciacute emisniacute spektrum se staacutele zvyšuje zatiacutem co efekt fysikaacutelniacuteho zakryacutevaacuteniacute se přirozeně zmenšuje Tato hmota maacute vzeshystupnyacute pohyb v atmosfeacuteře ponenaacutehlu dosahuje velmi vysokyacutech jejiacutech vrstev a snad ji uacuteplně opouštiacute Hypoteacutesa vzestupneacuteho pohybu hmoty se potvrzuje už daacutevno znaacutemyacutem faktem že rychlost paprsku z emisniacutech čar je vždy matematicky menšiacute než rychlost paprsků z čar absorpčshyniacutech to znamenaacute že vrstva vytvaacuteřejiacuteciacute emisniacute čaacutery maacute vzhledem k vrstvě vytvaacuteřejiacuteciacute spektrum absorpčniacute pohyb vnějšiacute Rychlost toshyhoto vzestupneacuteho pohybu je pro různeacute hvězdy v meziacutech od 20 do 30 kmsec

Nehledě na to že nemůžeme zpozorovat moment kdy nastane vyacuteron hmoty způsobujiacuteciacute emisniacute spektrum z hlubokyacutech vrstev do atmosfeacutery a přesně zaznamenat moment kdy tato hmota v průběhu vzestupneacuteho pohybu opouštiacute atmosfeacuteru můžeme zjistit hodnotu vyacutešky atmosfeacutery aspoň podle trvaacuteniacute viditelnosti vyzařovanyacutech čar a poměrneacute rychlosti vyzařujiacuteciacute vrstvy Vyacuteška atmosfeacutery dosahuje hodnoty 1013 cm to je hodnoty poloměru veleobra Hvězdy typu Miacutera Ceti tedy majiacute značně

194

roztažitelnou a zředěnou atmosfeacuteru Přiacutetomnost vysokyacutech atmosfeacuter je nutnou podmiacutenkou pro uskutečněniacute fluorescence kteraacute představuje jedinyacute mechanismus schopnyacute vysvětlit existenci emisniacutech čar Avšak tato podmiacutenka nestačiacute Je nutnaacute ještě silnaacute ultrafialovaacute radiace tak neočekaacutevanaacute u chladnyacutech hvězd typu Miacutera CetL

Šajn ukaacutezal že použiacutevajiacutece pro vysvětleniacute nepravidelnostiacute v intenshysitaacutech čar emisniacuteho spektra efekt fysikaacutelniho zakryacutevaacuteniacute a přihliacutežejiacutece k tomuto efektu dostaacutevaacuteme pro proměnneacute hvězdy typu Mira Ceti norshymaacutelniacute emisniacute spektrum shodneacute s emisniacutem spektrem horkyacutech hvězd (Be) a teacutež novyacutech hvězd v počaacutetečniacute periodě objeveniacute emisniacutech čar Tedy u všech třiacute uvedenyacutech typů nehledě na ostreacute rozdiacutely v absorpčshyniacutech spektrech neniacute velkyacutech rozdiacutelů v emisniacutech spektrech a jsou všeshychny důvody k předpokladu jejich společneacuteho původu Emisniacute spekshytrum těchto hvězd s efektivniacute teplotou řaacutedově 2500deg K Absorpčniacute spekshytra hvězd typu Mira Ceti při stejneacute teplotě před i po maximu isou prakticky stejnaacute zatiacutem co emisniacute spektra jsou značně rozdiacutelnaacute Tvoshyřeniacute emisniacutech čar vodiacuteku a ionisovaneacuteho železa pozorovanaacute šiacuteře vodiacuteshykovyacutech emisniacutech čar u hvězd typu Mira Ceti a intensita vysokyacutech čleshynů Balmerovy serie nevyhnutelně vede kzaacutevěru že intesita vzbuzujiacuteciacute radiace musiacute miacutet nesrovnatelně většiacute vyacuteznam odpoviacutedajiacuteciacute thermoshydynamickeacute rovnovaacuteze při teplotě 2500deg K

Ze všeho toho vyplyacutevaacute že přiacutečinou vyacuteskytu emisniacuteho spektra u hvězd typu Mira Ceti může byacutet jenom mohutnaacute ultrafialovaacute radiace jejiacutež vyacuteznam ie v mnoha směrech většiacute než vyacuteznam odpoviacutedajiacuteciacute černeacutemu zaacuteřeniacute hvězdy při teplotě 2500deg K Přiacutetomnost takoveacute radiacuteace zaacuteroveň s existenciacute roztažitelneacute atmosfeacutery je dostatečnou podmiacutenkou pro tvoshyřeniacute emisniacutech čar podle schematu (pokračavampniacute)

A + hy-gtA + e-gtA + h(Y1 + 12 + ) Přeložil Zdeněk Sekanina

o KONČiacuteciacuteM 11 LET Eacute M C Y K L U SL U NE čNiacuteCH S K V R N

Dr MILOSLAV KOPECKYacute

Astronomickyacute uacutestav ČsAV Ondřejov

V současneacute době jsme v obdobiacute minima slunečniacute činnosti mezi 18 a 19 cyklem slunečmiacute činnosti podle curyšskeacuteho čiacuteslovaacuteniacute (cyklus slunečniacute činii-Osti čiacuteslo l podle tohoto čiacuteslovaacuteniacute začal r 1755) MŮžeme si tedy již něco bližšiacuteho řiacuteci o middotkonshyčiacuteciacutem 18 cyklu slunečnich skvrn jehož průběh neniacute bez zajiacutemavostiacute ve srovnaacuteniacute s předchoziacutemi cykly

Minimum vyrOvnanyacutech měsiacutečniacutech průměrů relativniacutech čiacutesel ktereacute předchaacutezelo tomuto cyklu nastalo v uacutenoru T 1944 Po něm nastal poměrně prudkyacute vZlestup slunečniacute činnosti a již za necelyacutech 31h roku v polovině r 1947 dosaacutehla slunečniacute činnost maxima Maximum vyrovnanyacuteCh měsiacutečniacutech pri1měrů relativniacutech čiacutesel nastalo v kvěbnu 1947 a dosaacutehlo abnormaacutelně vysokeacute hodnoty 1518 jednotek relashy

195

ti vniacuteho čiSJa Po tomta maximu nenastal však pakles relativniacutech čiacutesel nyacutebrž vyravnaneacute měsiacutečniacute prftměry se udržavaly staacutele na vysakeacute hadnatě Až do srpna 1949 tedy pa viacutece jak dva raky neklesly pod 130 jednotek relativniacuteho Ciacutesla Ba naopak v řiacutejnu 1948 nastalo jejich vedlejši maximum ktereacute dosaacutehLo 1485 jedshynotek a bylo tedy poUZI o 33 jednotky relativniacuteho čiacutesla nimiddotžšiacute než hIavniacute maxi~ mum v r 1947 Až teprve po něm nastal znovu pozvolnyacute a piacutek již celkem norshymaacutelniacutepokles relaHvniacutech čiacutesel (Viz obr 1)

Tento -to j 18 cyklus slunečniacutech skvrn je již zajiacutemavyacute svyacutem abnormaacutelně vysokyacutem a dlouhotrvajiacuteciacutem maximem Je druhyacutem nejvyššiacutem cyklem slunečniacutech skvrn z dosud znaacutemyacutech cyklft V U1ibulce I jsou pro pozomiddotrovaacuteniacute uvedeny některeacute uacutedaje o 4 dosud nejvyššiacutech cyklech slunečniacutech skvrn Z tabulky vidiacuteme že kraacutetshykost doby vzestupu TM t j doby mezi minimem a maximem u 18 cyklu nenl nikterak vyacutejimečnaacute vzhledem k vyacutešce maxima neboť čiacutem maacute cyklus vyš~ mashyximum tiacutem maacute kraUliacute vzestupnou dobu

Tabulka J

3 17784 1585 29 16 4 17881 1412 34 12 8 18372 1469 33 13

18 19475 1518 33 32

Skutečně abnormaacutelně dlouheacute je však trvaacutenl vysokeacuteho relaAivniho čiacutesla Z tashybulky I vidiacuteme že doba T po niacutež byly vyrovnaneacute měsiacutečniacute prftměry relativniacutech čiacutesel vyššiacute než 130 jednotek je u 18 cyklu dTlakraacutet delšiacute než u dosud nejvyššiacuteho cyklu s maximem v r 17784 Toto jakož i existence podružneacuteho maxima v roce 1948 pouze o 33 jednotky nižšiacuteho než hlavni maximum v r 1947 vedlo k uacutevahaacutem zda maximum cyklu skutečně nastalo v r 1947 a zda nenastalo až v r 1948 Zkoumaacuteme-Ii však miacutesto relativniacuteho čiacutesla počet všech vzniklyacutech skupin skvrn za jeqnotku času zjistiacuteme jak ukaacuteZal autor člaacutenku že průběh počtu vzniklyacutech skupin za jednotku času maacute velmi ostreacute a vysokeacute maximum v r 1947 a vedlejšiacute maximum v r 1948 maacute poměrně slabě vyjaacutedřeno a mnohem nižšiacute než maximum v r 1947 (viz obr 2) Z toho vyplyacutevaacute že maximum 18 cyklu slunečniacutech skvrn Skutečně nastalo v polovině r 1947

Podle t zv Turnerova pravidJa střiacutedajiacute se cykly s lysokyacutem a niacutezkyacutem maxishymem a to tak že cykly sudeacute majl vždy nižšiacute maximum než oba ISOUsooniacute cykly IWheacute potlle curyšskeacuteho čiacuteslovaacuteniacute

18 cyklus jako cyklus sudyacute tvořiacute však vyacutejimku z Turnerova praviacutedla neboť je vyššiacute než předchoziacute 17 cyklus kteryacute v maximu dosaacutehl 1192 jednotekrelativshyniacuteho čiacutesla Vezmeme-li pak v uacutevahu zaacutevislost vyacutešky maxima licheacuteho na vyacutešce maxima předchoziacuteho sudeacuteho cyklu nalezenou autorem pak nastaacutevajiacuteci 19 cyklus slunečniacutech skvrn by musel v maximu dosaacutehnout 20B jednotek relativlUacuteho čiacutesla což je značně nepravděpodobneacute Tato okolnost že toUž současnyacute 18 cyklus slushynečniacutech skvrn tvořiacute vyacutejimku z Turnerova pravidla je opět jednou ze zajiacutemavosti tOhoto cyklu neboť za posledniacutech 100 let kdy jsou smiddotkutečně spolehlivaacute pozoroshyvaacuteni slunečniacutech skvrn nebylo Turnerovo pravidlo porušeno

Podrobnějšiacute studium teacuteto otaacutezky však ukazuje že porušelUacute Turnerovmiddota pravidla o střiacutedaacuteniacute vysokyacutech a niacutezkyacutech cyklft je nejspiacuteše zpftsobeno nevhodnostiacute dosud užiacutevanyacutech charakteristik slunečniacute činnosti Tak na př Kleczek ukaacutezal že 17 cyklus slunečniacute činnosti byl mnohem bohatšiacute na chromosfeacuterickeacute erupce než 18 cyklus což je ve shodě s Turnerovyacutem pravidlem Stejně tak i prftměrnaacute životniacute doba skupin skvrn je v 17 cyklu skvrn delšiacute než v 18 cyklu jak ukaacutezal autor což znamenaacute že 17 cyklus měl prftměrně mohutnějšiacute skupiny skvrn než cyklus 18 Lze tedy spiacuteše předpoklaacutedat že ve skutečnosti 18 cyklus slunečniacute činnosti Turnerovo pravidlo neporušuje a Že jeho porušeniacute vyplyacutevajiacutec ze studia prftběhů relativniacutech čiacutesel je jen zdaacutenliveacute

Jak nezaacutevisle na sobě ukaacutezali Kleczek a autor bylo vysokeacute relativniacute čiacuteslo 18

196

100

cyklu slunečniacutech skvrn zpl1sobeno velkyacutem množstviacutem drobnyacutech skupin skvrn Jak patrno na obr 2 vzniklo v roce 1947 sice velkeacute množstviacute skupin skvrn Jejich průměrnaacute životniacute doba byla však velmi kraacutetkaacute to znamenaacute že to byly včtšinou velmi maleacute skupiny skvrn Ke stejneacutemu vyacutesledku došel Kleczek studiem zastoupeniacute různyacutech typů skupin skvrn v 17 a 18 cyklu Zatiacutem co ranyacutech typfi skupin skvrn A B CaD bylo v 18 cyklu mnohem viacutece než v cyklu 17 typu F representujiacutecich nejmohutnějšiacute stadium skupin skvrn bylo v 17 i 18 cyklu prakticky stejně a typů H bylo v 18 cyklu dokonce meacuteně než v cyklu 17 Tyto podrobnost i nemůže však relativniacute čiacuteslo v žaacutedneacutem přiacutepadě vyjaacutedřit Opět z toho vidiacuteme že relativniacute čiacuteslo neniacute vhodnou charakteristikou slunečniacutech skvrn pro vyacutezkum jejich periodicity

Vidiacuteme tedy že končiacuteciacute 18 cyklus slunečniacute činnosti maacute řadu zajiacutemavostiacute ve sveacutem průběhu a bude si jistě ještě zasluhovat podrobnějšiacuteho studia

tOL

8 ~O

6

100

50so

gtsI9rS f9S0 f9S0

Obr 1 Obr 2

Obr 1 Průběh vyrovnatnyacutech měsiacutečniacutech průměrů relativniacuteho- čiacutesla v 18 cyklu slunečniacute čimnosti - Obr 2 Průběh počtu vzoniklyacutech -lkupin skvrn na celeacutem Slunci (horniacute křivka) a jejich průměrneacute životniacute doby To (dolni křivka) v 18

cyklu 8~unečniacute činnosti

197

PŘEDBĚNA ZPRAacuteVA O GEOMAGNETICKl AKTIVITĚ PŘI CASTECNlM ZATMĚNI SLUNCE 30 CERVNA 1954

PODLE MĚŘENI NA OBSERVATOŘI PRŮHONICE U PRAHY

Některeacute probleacutemy souvisiacuteciacute se studiem změn vnějšiacute čaacutestigeomagnetickeacuteho pole v zaacutevislosti na slunečniacute činnosti mohou byacutet vhodně řešeny detailniacutem rozshyborem geomagnetickeacute aktivity během zatměniacute Slunce

Kolektiv pracovniacutekti geomagnetickeacuteho odděleniacute GUacute CSAV věnoval proto zvyacuteshyšenou pozornost sledovaacuteniacute geomagnetickeacute aktivity při zatměniacute 30 června t r a podrobně vyhodnocuje vyacutesledky Předběžneacute vyacutesledky zde stručně uvedeneacute byly ziacuteskaacuteny proměřenim magnetoshy

glamfi staničniacutech variometrfi a hodnoty zprac ovaacuteny podle absolutniacutech měřeniacute provedenyacutech K Bodlaacutekem a B Pec1inovskyacutem Absolutniacute měřeniacute byla konaacutena teacutež během zatměniacute kromě toho V Cernyacutea M Schoř provedli při zatměniacute řadu relativnich měřeniacute H a Z Schmidtovyacutemi polniacutemi vahami

Z magnetogramti prfihonickeacute observatoře byly vybraacuteny magneticky klidneacute dny před a po zatměniacute (vyloučen byl den zatměniacute aby přiacutepadnaacute porucha ptisobenaacute zatměniacutem neovlivnila vyacutesledky) ktereacute poskytly materiaacutel pro odvozeniacute křivky normaacutelniacuteho prfiběhu geomagnetickyacutech elementti charakterisujiacutecl celkovou tenshydenci magnetickeacuteho pole Pořadnice normaacutelniacute křivky byly vzaty jako norshymaacutelniacute hodnoty pro den zatměni

Obdobiacute zatměniacute se vyznačuje celkovyacutem zvětšenlm hodnot elementti vzhledem k normaacutelniacute křivce Počaacutetek tohoto zvětšeniacute hodnot elementti připadaacute na 10 hod SEC tedy viacutece než dvě a ptil hodiny před začaacutetek zatměniacute a konči kraacutetce po 15 hodině tedy v době konce čaacute~ečneacuteho zatměniacute staUsticky byla určena pravděshy

podobnost jak dalece se muacuteže mezi 10-15 hod SEC vyskytnout naacutehodnaacute magshynetickaacute porucha (se zvětšeniacutem hodnot elementti) v den zatměni na zaacutekladě

30 VI 1954 PRŮHONICE

---L I I =--====--==--__s~~=Iacuteshysč SlOl II 13 It 15-------1 --=== _ f--L~middot middotmiddot middotmiddot~--_~~_ H ------------------~-shy

1 I

===-L~-~J-z

---===J 19B

hodnot vyčiacuteslenyacutech maacutegnetogramo čtrnaacutect dnO před a po zatměniacute počiacutetajiacutec v to den zatměniacute Z vyacutepočtů vychaacuteziacute pro tyto naacutehodneacute poruchy (Pf) g~omagnetickeacuteho pole pravděpodobnosti pro

D H (Pf) 23 9

Vyskytla-li se tedy během zatměniacute odchylka od normaacutelniacuteho proběhu je malaacute pravděpodobnost že byla celaacute zpflsobena naacutehodnou magnetickou poruchou a nashyopak je velkaacute pravděpodobnost že byla tato odchylka způsobena zatměniacutem většiacute čaacutestiacute Jejiacute velikost v by byla doplňkem do 100 vzhledem k (Pf) a činiacute tedy pro D 77 a pro H 91

Statisticky byla teacutež určena velikost naacutehodneacute poruchy pro D a H Odečterum takto ziacuteskanyacutech hodnot omiddotd hodnot určenyacutech PN) pomchu jež se vyskytla během zatměniacute vychaacuteziacute rozdily pro

D H 04 plusmn 01 9y plusmn 2y

což mohou byacutet změny zpflsobeneacute zatměniacutem Slunce Na kopii magnetogramu (obr 1) z obdobiacute zatměni je normaacutelniacute křivka tečmiddotkoshy

vaacutena Začaacutetek střed a konec zatměniacute jsou označeny šipkami s iacutendexy 1 2 3 H D Z jSOU křivky variaciacute BD BH Bz přiacuteslušneacute base TH Tz teploty Při konci z8ltměniacute je patrnyacute zajiacutemavyacute rychlejšiacute pokles elementů D a H Je jedmou většiacute odohylkou od celkoveacuteho průběhu poruchy v obdobiacute zatměniacute P05ile zjištěniacute pozoshyrovatelů Lidoveacute hvězuaacuterny v Praze na Petřiacuteně se ve směru posledniacuteho kontaktu vyskytla eruptiVTIiacute protuberance

LiteratUTa l Lelio Gama Magnetic effects ohserved at Vassouras Brazil during the solar Eclipse of May 20 1947 Z časopisu Terrestrial Magnetism ana Atmospheric Electricity prosinec 1948

2 Jan Bouška Zemskyacute magnetismus - Praha 1949 3 Vladimiacuter Černyacute Zemskyacute magnetismus (zaacuteJkladru pojmy a poznatky) - rUše

hvězd 51954 Praha-Vokovice 20 VII 1954 Vl-adimiacuter Černyacute

NOVEacute OBJEVY A VYacuteZKUMY o VZNIKAacuteNiacute HVĚZD V ŘETiacuteZCiacuteCH

Praacutece V A Ambarcumjana a jeho spolUlpracovnlkfi o vzniacuteku hvězd ve hvězdshynyacutech associaciacutech po prveacute dokaacutezaly že hvězdy nevznikly najednou v jedinyacute okashymžik nyacutebrž že vzrukajiacute neustaacutele i v dnešniacute době Tyto praacutece teacutež ukaacutezaly že hvězdy nevznikajiacute ojediněle nyacutebrž v celyacutech skupiacutenaacutech Nebylo však dosua objeshyveno jakyacutem způsobem hvězdy vznikajiacute bylo pouze možno předpoklaacutedat že vznikajiacute z mezihvězdnyacutech mračen prachu a plynu Spraacutevnost tohoto předpokladu byla dokaacutezaacutena až objevy V G Fesenkova a D A Rožkovskeacuteho

Tito autoři ziacuteskali Maksutovou komorou na observatoři Alma-Ata řadu sniacutemků řasovyacutech mlhovin v Labuti (NGC 6960 6992-6995) jakož i řady jinyacutech mlhovin v nichž se vyskytujiacute alespoň je)notlivaacute mlohovinnaacute vlaacutekna Tyto sniacutemky byly ziacuteskaacuteny jak v biacuteleacutem světle tak i v červeneacutem žluteacute a modreacute čaacutesti spektra Na těchto sniacutemciacutech je patrno seskupeniacute hvězd nachaacutezejiacuteciacutech se v mlhovině a na jejiacutem~ okraji ve hvězdneacute řetizky o 3 až 15 hvězdaacutech při čemž pod hvězdnyacutem ňetiacutezkem rozumiacuteme hvězdy stejneacute velikosti ležiacuteciacute ve stejnyacutech veaacutejemnyacutech vzdaacuteshylenostech na přiacutemce nebo khvce Takoveacuteto řetiacutezky jsou často obklopeny vlaacuteknem mlhoviny nebo jsou pokračovaacuteniacutem některeacuteho mlhovinneacuteho vlaacutekna a často kromě hvězd obsahujiacute i pouheacute zhuštěniacuteny m~hovinneacuteho vlaacutekna ktereacute stojiacute v těch miacutesshytech kde by měly byacutet hvězdy Na podklaaě ~odrobneacuteho rozboru ZIacuteskaneacuteho materiaacutelu a na podkladě některyacutech

199

_ r-shy

kou astronomiiacute Tiacutem se ověřujiacute staršiacute vyacutesledky optickeacute astronomie neboť lze skutečně předpoklaacutedat že při velkeacute koncentraci hmoty censhytraacutelniacute čaacutesti Galaxie a zvlaacuteště při velkeacutem počtu mladyacutech hvězd je tam i mnoho objektů vysiacutelajiacuteciacutech zaacuteřeniacute všech vlnovyacutech deacutelek

Velmi zaacutevažnaacute je otaacutezka jakyacutemi zdroji je radioveacute zaacuteřeniacute vysiacutelaacuteno Z dosavadniacutech studiiacute byl vytvořen naacutezor že je vysiacutelaacuteno jednak tak zvanyacutemi radiohvězdamiacute nebo teacutež diskretniacutemi nebo bodovyacutemi zdroji jak se jim nyniacute řiacutekaacute a rozsaacutehlyacutemi oblaky mezihvězdneacuteho plynu Jsou tu však ještě některeacute nejasnosti a je důležityacutem uacutekolem radioveacute astroshynomie a nukleaacuterniacute fysiky aby podmiacutenky vzniku zaacuteřeniacute vysvětlily a dosavadniacute poznatky doplnily

Radioveacute zaacuteřeniacute maacute spojiteacute emisniacute spektrum v němž dlouho nebyla nalezena žaacutednaacute zřetelnaacute čaacutera takže bylo sice možno studovat intensitu zaacuteřeniacute v různyacutech vlnovyacutech paacutesmech nebylo však možno zkoumat přiacuteshypadnyacute posuv spektra kteryacute v optickeacutem oboru přinaacutešiacute informace neshysmiacuterneacute ceny o hvězdnyacutech pohybech Teprve v roce 1951 byla přece jen objevena ve spektru radioveacuteho zaacuteřeniacute emisniacute čaacutera ionisovaneacuteho vodiacuteku o vlnoveacute deacutelce 211045 cm (frekvence 14204056 Me sec) jejiacutež studium umožňuje vyšetřovaacuteniacute galaktickeacute struktury i rotace soustavy Mleacutečneacute draacutehy

V radioveacute technice je snadneacute vybrat určitou frekvenci a kalibrovat ji vzhledem Ir absolutniacutem laboratorniacutem měrnyacutem jednotkaacutem takže rozbor spektra v oboru radiovyacutech vln je daleko meacuteně zatiacutežen systemashytickyacutemi chybami a empirickyacutemi korekcemi než spektroskopie ve fotoshygrafickeacutem uacuteboru Značnaacute čaacutest dosavadniacuteho vyacutezkumu struktury Galaxie byla v optickeacute

astronomii založena na studiu hvězdnyacutech pohybů určovanyacutech z rashydiaacutelniacutech rychlostiacute Tato metoda pro niž je podstatneacute měřeniacute Doppleshyrova posuvu spektraacutelniacutech čar daacutevala znameniteacute vyacutesledky Jak jsme již uvedli byla však omezena pro optickyacute obor jen na naše nejbližšiacute sousedstviacute

Po objeveniacute emisniacute čaacutery 21 cm bylo možneacute studovat pohyboveacute poshyměry a rozděleniacute hmoty v Mleacutečneacute draacuteze pomociacute radioastronomickeacuteho vyacutezkumu kteryacute pronikaacute i do vzdaacutelenyacutech čaacutestiacute Galaxie Bylo provedeno mnoho pozorovaacuteniacute za uacutečelem zjištěniacute radiaacutelniacuteho pohybu mezihvězdshyneacuteho vodiacuteku a na mnoha sniacutemciacutech byl skutečně objeven posuv uvedeneacute spektraacutelniacutemiddot čaacutery 21 cm a byly z něho určeny noveacute podrobnosti o pohyshybech v Galaxii Po provedeniacute redukce spektrogramů a odečteniacute vlivu pohybu Země kolem Slunce a Slunce vzhledem k ostatniacutem hvězdaacutem bylo možno vysvětlit většinu nalezenyacutech spektraacutelniacutech posuvů z Galakshytickeacute rotace Soustava Mleacutečneacute draacutehy otaacutečiacute se směrem vyacutechod - jihshyzaacutepad (odleva doprava) a lze předpoklaacutedat že jejiacute jednotliveacute subshysysteacutemy otaacutečejiacute se jako celky V galaktickeacute rovině je pak rozděleniacute rychlostiacute rotace určeno soustředěnyacutemi paacutesy při čemž čaacutesti nejbliacuteže položeneacute ke galaktickeacutemu středu majiacute největšiacute uacutehlovou rychlost čaacutesti

188

od středu vzdaacutelenějšiacute postupně menšiacute uacutehloveacute rychlosti Tyto vyacutesledky jsou ve shodě s dosavadniacutemi daty určenyacutemi optickou astronomiiacute s poshymociacute statistickyacutech metod

Vzdaacutelenost Slunce od středu soustavy Mleacutečneacute draacutehy vychaacuteziacute z radioshyastronomickyacutech měřeniacute na 26 000 světelnyacutech roků a jeho rychlost pohybu 216 km za vteřinu Posuv spektraacutelniacutech čar svědčiacute o radiaacutelniacutech rychlostech až 50 km za vteřinu bud směrem k Slunci nebo obraacuteceně Spektra ziacuteskanaacute z některyacutech směrů galaktickeacute roviny jeviacute rozděleniacute čaacutery 21 cm na dvě tři nebo i viacutece složek z nichž každaacute je vysiacutelaacutena jinyacutem mrakem mezihvězdneacute hmoty ktereacute jsou umiacutestěny v prostoru v teacutemž směru avšak různě daleko a majiacute různeacute rotačniacute rychlosti a takeacute různeacute rychlosti radiaacutelniacute

Rozděleniacute čar a jejich intensita svědčiacute takeacute o množstviacute a stavu hmoty kteraacute zaacuteřeniacute vysiacutelaacute Byla tak potvrzena existence spiraacutelniacutech ramen Mleacutečneacute draacutehy kteraacute pozoroval v poměrně nevelkeacutem okoliacute Slunce Morgan při vyšetřovaacuteniacute plynnyacutech mlhovin a hvězd spektraacutelniacutech typů O a B Zatiacutem co Morgan zjistil dvě ramena byla určena metoshydami radioveacute astronomie vně Slunce tři ramena Mleacutečneacute draacutehy Byly ziacuteskaacuteny noveacute uacutedaje o tvaru ramen jejich poloze v prostoru i o pohyshybovyacutech poměrech v různyacutech čaacutestech soustavy Bylo zjištěno na přiacuteshyklad že hustota hmoty mezi spiraacutelniacutemi rameny je desetkraacutete menšiacute než hustota hmoty v ramenech Bylo takeacute objeacuteveno že jedno rameno je asi 10 nad galaktickou rovinou v niacutež ležiacute ostatniacute ramena Zůstaacutevaacute však ještě nedořešena otaacutezka zdali jsou spiraacutelniacute ramena Galaxie vlečena nebo zda se Galaxie rozviacutejiacute Byla zkoumaacutena rotace dvou desiacutetek nejbližšiacutech spiraacutelniacutech mlhovin ale ani tak nebylo dosud dosashyženo jednoznačneacuteho vyacutesledku Věřiacuteme však že neniacute daleka doba kdy i v tomto ohledu bude jasno

Tak se splnilo nepředviacutedanou cestou daacutevneacute přaacuteniacute astronomů aby mohli pozorovat spiraacutelniacute ramena našiacute Galaxie a byla rozřešena zaacuteshysadniacute otaacutezka o směru rotace a podobě Mleacutečneacute draacutehy

Protože je soustava Mleacutečneacute draacutehy jenom jedniacutem z mnopa mmonů podobnyacutech hvězdnyacutech systeacutemů zkoumali pracovniacuteci radfoveacute astroshynomie zda jsou takeacute ostatniacute vesmiacuterneacute soustavy zdroji radioveacuteijo zaacuteshyřeniacute Velkyacutemi radiovyacutemi teleskopy z nichž dosud největšiacutem jeparashybolickeacute zrcadlo o průměru 67 metrů bylo skutečně radioveacute zaacuteřeniacute od nejbližšiacutech spiraacutelniacutech mlhovin zachyceno Byly dokonce ziacuteskaacuteny cenneacute podrobnosti o rozděleniacute intensity radioveacuteho zaacuteřeniacute velkeacute spiraacutelniacute mlhoshyviny v Andromedě Vyacutesledky vyacutezkumu bliacutezkyacutech galaxiiacute ukazujiacute že intensita radioveacuteho zaacuteřeniacute odpoviacutedaacute přibližně zaacuteřeniacute našiacute soustavy Mleacutečneacute draacutehy

Nepochybujeme že jsme teprve na počaacutetku vyacuteznamnyacutech objevů ktereacute doplniacute naše poznatky o stavu a rozloženiacute mezihvězdneacuteho vodiacuteku o hvězdnyacutech tělesech našiacute soustavě Mleacutečneacute draacutehy i o jinyacutech galaxiiacutech

189

o N UTN OSTI sVEToveacuteH o K ALE N DAacuteŘE

Dr HUB E RT S LO U KA

Nejstaršiacute a nejYyacuteznamnějšiacute vymoženostiacute astronomie je zavedeniacute kashylendaacuteře Jeho vznik ležiacute v dobaacutech tak nesmiacuterně vzdaacutelenyacutech že nelze stanovit ani tisiacuteciletiacute kdy se- pračlověk po prveacute pokusil do plynuleacuteho toku udaacutelostiacute sveacuteho života vneacutest jakyacutesi pořaacutedek a pravidelnost Je naacutem však jasneacute že měřeniacute a rozděleniacute doby ve dni ročniacute obdobiacute měshysiacutece a roky je nesrovnatelně staršiacute než zavedeniacute hodin minut a vteřin Zatiacutem co hodiny jako měřiče času byly vynalezeny někdy v třinaacutecteacutem stoletiacute kdy začaly sloužit vědeckyacutem uacutečelům byl kalendaacuteř již na vysoshykeacutem stupni dokonalosti jako vyacutesledek mnohotisiacutecileteacuteho snaženiacute a zdokonalovaacuteniacute člověkem Zatiacutem však co hodiny a měřeniacute času dosaacutehlo v nynějšiacute době neobvykleacute přesnosti a dokonalosti nemůžeme toteacutež řiacuteci o kalendaacuteři kteryacute neuspokojuje ani hvězdaacuteře ani potřeby běžneacuteho života a obsahuje mnoho nepravidelnostiacute a nesrovnalostiacute Je proto zavedeniacute dokonaleacuteho kalendaacuteře nutnyacutem požadavkem moderniacute doby kteraacute přibliacutežila a spojila naacuterOdy takovyacutem způsobem jako nikdy dřiacuteve

Tentokraacutete vychaacuteziacute naacutetlak na uskutečněniacute kalendaacuteřoveacute reformy z pokrokoveacute Indie kde kalendaacuteřoveacute poměry jsou až dosud velmi neshydokonaleacute a chaotickeacute I dnes se ještě použiacutevaacute v Indii až na čtrnaacutect různyacutech kalendaacuteřů a oficiaacutelniacute almanach kteryacute vydaacutevaacute každoročně indickaacute vlaacuteda obsahuje čtyři nejrozšiacuteřenějšiacute a nejviacutece užiacutevaneacute kalenshydaacuteře mezi nimi takeacute naacuteš Řehořskyacute a Mohamedaacutenskyacute Tato obsažnaacute publikace maacute asi 3273 stran a přepočiacutetaacutevaacuteniacute různyacutech kalendaacuteřniacutech uacutedajů zabere mnoho času a nesmiacuterně ztěžuje jak oficiaacutelniacute vlaacutedniacute tak i soukromou činnost Pro dalšiacute rozvoj Indie je proto nesmiacuterně užitečnyacute zaacutekrok kteryacute nedaacutevno učinil znaacutemyacute vynikajiacuteciacute fysik indickyacute profesor Meg Nad Haha Jako předseda komise pro refonnu kalendaacuteře v Indii učinil tento naacutevrh

Je třeba vybudovat indickyacute Grennwich kde budou konaacuteny všechny nutneacute počtaacuteřskeacute praacutece pro vydaacutevaacuteniacute indickyacutech efemerid nautickyacutech a leteckyacutech ročenek a kde kalendaacuteř se bude opiacuterat o slunečniacute kalendaacuteř pro celou Indii Je třeba opustit lunaacuterniacute kalendaacuteře použiacutevaneacute v civilshyniacutem životě a deacutelku roku stanovit na 3652422 dne Rovněž je nezbytně nutneacute počiacutetat dny od půlnoci do půlnoci a nynějšiacute nepravidelneacute měsiacutece nahradit měsiacuteci jak jsou zavedeny v noveacutem Světoveacutem kalendaacuteři

Jakeacute vyacutehody maacute tento novyacute Světovyacute kalendaacuteř oproti dosud použiacutevashyneacutemu Řehořovu Jsou takoveacuteho raacutezu že se za něj staviacute dnes celyacute astronomickyacute svět a všechny pokrokoveacute staacutety ktereacute nevyacutehody dosud použiacutevaneacuteho kalendaacuteře staacutele viacutece a viacutece pociťujiacute

Novyacute Světovyacute kalendaacuteř je stejně solaacuterniacute jako kalendaacuteř nynějšiacute to znamenaacute že jeho rozděleniacute v dni a měsiacutece se opiacuteraacute o stejnoměrneacute rozděleniacute doby oběhu Země kolem Slunce a bere ohled na pravidelneacute

190

---- - - - -

střiacutedaacuteniacute ročniacutech obdobiacute Obsahuje rovněž dvanaacutect měsiacuteců a 52 tyacutednů po sedmi dnech Posledniacute den v roce třistapětašedesaacutetyacute te vsunut mezi dva tyacutedny takže je mimo tyacuteden a je označen jako Světovyacute den s datem 31 prosince nebo W prosinec Měl by byacutet slaven jako Světovyacute svaacutetek a znamenal by takeacute uceleneacute zakončeniacute časoveacuteho obdobiacute jednoho roku

SVĚTOVYacute KALENDAacuteŘ

LEDEN NPUacuteSCPS

l 1234567 ~ 8 9 10 11 12 13 14 E 15 16 17 18 19 20 21 t) 22 23 24 25 26 27 28 ~ 29 30 31

DUBEN NPUacuteSCPS

l 1234567 ~ 8 9 10 11 12 13 14 E 15 16 17 18 19 20 21 t) 22 23 24 25 26 27 28 N 29 30 31

ČERVENEC NPUacuteSCPS

123456711 8 9 10 11 12 13 14 ~ 15 16 17 18 19 20 21 t) 22232425262728 ~ 29 30 31

Ř iacute JEN NPUacuteSCPS

1234567 2 8 9 1011 12 13 14 ~ 15 16 17 18 19 20 21 t) 22 23 24 25 26 27 28 29 30 31

UacuteNOR NPUacuteSCPS

1234 5 6 7 8 9 10 II 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30

KVĚTEN

NPUacuteSCPS

1234 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30

SRPEN NPUacuteSCPS

1234 5 6 7 8 9 10 II 12 13 14 15 16 17 18

BŘEZEN

NPUacuteSČPS

12 3 4 5 6 7 8 9 10 II 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30

ČERVEN

NPUacuteSCPS

12 3 4 5 6 7 8 9 10 II 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30 W

NP

zAŘ UacuteSCPS

I

3 4 10 11

12 5 6 7 8 9 12 13 14 15 16

I

1920212223242517181920212223 26 27 28 29 30

I L I S TOP A D NPUacuteSCPS

1234 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30

24 25 26 27 28 29 30

PRO S lNE C NPUacuteSCPS

12 3 4 5 6 7 8 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30 W

Světovyacute den (Světovyacute svaacutetek) W neb 31 prosine~ (365 den) naacutesledue po 3D prosinci každeacuteho roku I W - den přestupneacuteho roku (Světovyacute svaacutetek) nebo 31 ČerVen naacutesledue 30 června každeacuteho přestupshy

neacuteho roku

191

I

9

V přestupnyacute rok kdy ziacuteskaacutevaacuteme jeden den nebyl by tento vsunut na konec uacutenora jak obvykle nyacutebrž mezi- 30 června a 1 července Byl by označen jako 31 červen nebo jako VV červen rovněž jako Světovyacute den Opakoval by se vždy po čtyřech letech tak jako dosud

Velkou vyacutehodou Světoveacuteho kalendaacuteře by byla stejnost roků každeacute datum by připadalo vždy na stejnyacute den v roce 1 ledna by vždy přishypadlo na neděli 1 uacutenora vždy na středu 1 března vždy na paacutetek 1 dubna vždy na neděli atd Nebylo by třeba tisknout každyacute rok novyacute kalendaacuteř vyrytyacute do kamene neb do kovu stal by se jak potřebnou tak i ozdobnoo součaacutestiacute veřejnyacutech budova miacutestnostiacute (Viz str 191)

Nejvhodnějšiacute den pro zavedeniacute noveacuteho kalendaacuteře byl by 1 leden 1956 kteryacute připadaacute na neděli anebo až 1 ledna 1951 kdy rovněž je

bull neděle Lze očekaacutevat že spojeniacutem všech pokrokovyacutech sil k tomuto zdokonaleniacute našeho kalendaacuteře co nejdřiacuteve dojde

PROM~NNEacute HV~ZDY

B V KUKARKIN

(v pokračovaacutemiacute)

Proměnneacute hvězdy typu Mim Ceti

Proměnneacute hvězdy typu Mira Ceti se nazyacutevajiacute ty proměnneacute hvězdy velkeacute posloupnosti jejichž periody jsou v rozmeziacute od 50 do 650 dniacute amplitudy změny jasnosti ve visuaacutelniacutech a fotografickyacutech paprsciacutech jsou vyššiacute než 25 m (průměrně 47 m) a ve spektrech v době maxima jsou vidět intensivru jasneacute čaacutery vodiacuteku a jinyacutech prvků Všechny proshyměnneacute hvězdy tohoto typu majiacute niacutezkeacute teploty velkaacute většina jich (90 ) patřiacute ke spektraacutelniacute třiacutedě Me a mnohem menšiacute čaacutest (přibližně po 5 ) spektraacutelniacutem třiacutedaacutem Se Ne

Mnohaletaacute zkoumaacuteniacute spekter těchto hvězd kteraacute se konala v SSSR akademikem G A Šajnem a v USA P Merrillem vedla k objeveniacute mnoshyhyacutech a různyacutech fysikaacutelntch zvlaacuteštnostiacute hvězd tohoto typu Kromě toho tyto hvězdy vzhledem k velkyacutem amplitudaacutem a snadnosti pozorovaacuteniacute 400 proměnnyacutech hvězd typu Mira Cetiacute za celou dobu jejich pozorovaacuteniacute byly vždycky obliacutebenyacutemi objekty pro visuaacutelniacute určeniacute jasnosti a v době posledniacutech desiacutetek let mnoho set jich přišlo na program amateacuterskyacutech společnostiacute pozorovatelů proměnnyacutech hvězd a neustaacutele se pozorujiacute Velkeacute amplitudy těchto hvězd způsobujiacute snadnost objevu Lze tvrditi že znaacuteme prakticky všechny proměnneacute hvězdy tohoto typu jasnějšiacute než 10 m v maximu Všechny tyto přiacutezniveacute okolnosti vedly k t0Jnu že proměnneacute hvězdy typu Mira Cetiacute mohou byacutet v přiacutetomneacute době poshyvažovaacuteny po mnoha straacutenkaacutech za nejleacutepe prozkoumaneacute objekty z proshy

192

měnnyacutech hvězd všech typu V přiacutetomneacute době je znaacutemo viacutece než 3000 proměnnyacutech hvězd typu Mira Ceti

Deacutelka periody proměnneacute hvězdy představuje iednu z nejzaacutekladnějshyšiacutech a v dnešniacute době lehce určitelnyacutech charateristik proměnnostiacute Proshyměnneacute hvězdy typu Mira Ceti z nichž se mnoheacute nepřetržitě pDzorujiacute kolem 100 let a některeacute jednotliveacute hvězdy již několik stoletiacute předstashyvujiacute vděčnyacute materiaacutel pro zkoumaacuteniacute otaacutezky o změně deacutelky periody s dobou Objeveniacute sekulaacuterpiacutech změn periody proměnnyacutech hvězd mělo by velmi důležityacute vyacuteznam kdyby bylo možno dokaacutezat vyacutevojovyacute vyacuteshyznam těchto změn Velkaacute většina proměnnyacutech hvězd typu Mira Ceti opravdu jsou charakteristickeacute skutečnyacutemi koliacutesaacuteniacutemi period Ale ještě roku 1929 Eddington a Plakidis (A Eddington S Plakidis M N 90 65 1929) poukaacutezali a v roce 1934 Sterne ještě přesvědčivěji dokaacutezal (T Sterne Harv Circ 386 a 387 1934) že tato skutečnaacute koliacutesaacuteniacute představujiacute naacutesledek samotneacute podstaty periodickyacutech procesů a v žaacutedshyneacutem přiacutepadě nemajiacute vyacutevojovyacute charakter V roce 1938 bylo uveřejněno zkoumaacuteniacute Sterneho a Campbella (T Sterne L Campbell Harvard Annals 105 1938) Autoři sebrali všechny uacutedaje o periodaacutech teacuteměř 400 proměnnyacutech hvězd typu Miacutera Ceti za celou dobu jejich pDwrovaacuteniacute a přiložili k těmto nahodilyacutem statistibkyacutem vyacuteběrům souhlasneacute kriteshyrium Pirsonovo (t zv kriterium x2 ) kteryacute rozdělil materiaacutel podle času a podle deacutelky periody Pro velikou většinu hvězd pravděpodobshynost většiacutech než pozorovanyacutech nahodilyacutech rozdiacutelů v deacutelce periody se ukaacutezala byacuteti bliacutezkaacute jednotce Jinyacutemi slovy theoretickou představu pozorovaneacuteho rmiddotozloženiacute za pomoci zaacutekona přirozeneacuteho rozloženiacute lze poklaacutedat za dobrou a nelze předpoklaacutedat žaacutedneacute změny v deacutelce periody ktereacute by měly vyacutevojovyacute charakter (jEtn dvě hvězdy R Hydrae aR Aquishylae ukaacutezaly skutečneacute změny periody ktereacute pravděpodobně nemohou byacutet vysvětleny nahodilostiacute vyacuteběru) Nemůže tedy byacutet ani řeči o objeshyvovaacuteniacute vyacutevojovyacutech proměn period proměnnyacutech hvězd typu Mira Cetiacute Avšak čas je našiacutem spolehlivyacutem spojencem ve věci poznaacuteniacute vněišiacuteho světa a opakovaacuteniacute baacutedaacuteniacute podobnyacutech praacuteci Sterneho a Campbella za několik desiacutetek let může veacutesti k objevům vyacutevojovyacutech tendenciacute ve změshyně period proměnnyacutech hvězd

Již před šedesaacuteti lety bylo objevenože ve spektrech proměnnyacutech hvězd typu Mira Ceti se pozorujiacute emisniacute čaacutery vodiacuteku a jinyacutech prvků Je však znaacutemo že proměnneacute hvězdy typu Mira Ceti isou hvězdami s nejnižšiacutemi teplotami (1600deg K až 3300deg K) jejichž spektra jsou chashyrakteristickaacute molekulaacuterniacutemi paacutesy (kysličniacutek titanu kysličniacutek zirkonu uhliacutek kyan uhlovodiacuteky atd) PřiacutetOIlli1ost absorpčniacutech molekulaacuterniacutech paacutesů a emisniacutech čar vodiacuteku a ionisovaneacuteho železa v teacutemže spektru vyžadujiacuteciacutech pro svou excitaci vysokeacuteho stupně energie se na prvniacute pohled zdaacute byacutet neslučitelnaacute Je zcela přirozeneacute že probleacutemu studia podstaty emisniacutech spekter proměnnyacutech hvězd typu Mira Ceti se věnoshyvalo a věnuje mnoho pozornosti Zvlaacutešť zaJiacutemavaacute isou všestrannaacute a

193

I

důslednaacute studia akademika Šajna (G A Šajn Izv AN SSSR 9 61 1945) provedenaacute během posledniacutech deseti let Omeziacuteme se zde stručshynyacutem vyacutekladem jeho studiiacute protože mnohopočetnaacute a různorodaacute studia jinyacutech autorů hlavně Merrilla v USA neřešiacute probleacutemy tak důkladně a široce

Mimo zaacutehadnost sameacute existence emisniacutech čar vysokeacuteho excitačniacuteho potenciaacutelu ve spektrech proměnnyacutech typu Mira Ceti nemeacuteně zaacutehadshynyacutemi se ukaacutezaly byacutet podivneacute nepravidelnosti v proměnnyacutech intensishytaacutech těchto čar Tyto nepravidelnosti (na přiacuteklad v Balmerově serii vodiacuteku čaacutera Ht je značně intensivnějšiacute než HlO a čaacutera Ho nejčastěji neniacute vůbec viditelnaacute) se nachaacutezejiacute v protikladu s theoriiacute a nikdy se nepozorujiacute u hvězd s vysokou teplotou a emisniacutemi spektry Akademik Šajn přesvědčivě ukaacutezal že prakticky všechny pozorovaneacute velmi poshyčetneacute nepravidelnosti mohou byacutet vysvětleny hypoteacutesou fysikaacutelniacuteho zakryacutevaacuteniacute některeacute emisniacute čaacutery zmenšujiacute svou intensitu a měniacute profil když se na cestě paprsku ven z hvězdy setkaacutevajiacute atomy nebo molekuly schopneacute absorbovat jim odpoviacutedajiacuteciacute kmitočet kdežto jineacute emisniacute čaacutery se vyzařujiacute bez překaacutežky Totiž kolem doby maxima když zvlaacutešť jasně se projevujiacute některeacute nepravidelnosti v atmosfeacuteře proměnnyacutech hvězd typu Mira Ceti neniacute efektivniacute stav hmoty způsobujiacuteciacute emisniacute spektrum vyššiacute než efektivniacute stav hmoty způsmiddotobujiacuteciacute absorpčniacute spektrum Nic podobneacuteho se nepozoruje u hvězd s vysokou teplotou u nichž emisniacute hmota se naleacutezaacute ve vrchniacutech vrstvaacutech atmosfeacutery a někdy i tvořiacute odděshylenyacute obal

Šajn ukazuje na velmi zaacutesadniacute zvlaacuteštnost powrovanyacutech nepravidelshynostiacute v emisniacutech čaraacutech nepravidelnosti se zmenšujiacute s deacutelkou doby od maxima (se zvětšeniacutem faacuteze) a často bliacutezko u minima uacuteplně miziacute Přiacuteshyčina zmenšeniacute nepravidelnostiacute s faacuteziacute tkviacute v tom že efektivniacute stav hmoty způsobujiacuteciacute emisniacute spektrum se staacutele zvyšuje zatiacutem co efekt fysikaacutelniacuteho zakryacutevaacuteniacute se přirozeně zmenšuje Tato hmota maacute vzeshystupnyacute pohyb v atmosfeacuteře ponenaacutehlu dosahuje velmi vysokyacutech jejiacutech vrstev a snad ji uacuteplně opouštiacute Hypoteacutesa vzestupneacuteho pohybu hmoty se potvrzuje už daacutevno znaacutemyacutem faktem že rychlost paprsku z emisniacutech čar je vždy matematicky menšiacute než rychlost paprsků z čar absorpčshyniacutech to znamenaacute že vrstva vytvaacuteřejiacuteciacute emisniacute čaacutery maacute vzhledem k vrstvě vytvaacuteřejiacuteciacute spektrum absorpčniacute pohyb vnějšiacute Rychlost toshyhoto vzestupneacuteho pohybu je pro různeacute hvězdy v meziacutech od 20 do 30 kmsec

Nehledě na to že nemůžeme zpozorovat moment kdy nastane vyacuteron hmoty způsobujiacuteciacute emisniacute spektrum z hlubokyacutech vrstev do atmosfeacutery a přesně zaznamenat moment kdy tato hmota v průběhu vzestupneacuteho pohybu opouštiacute atmosfeacuteru můžeme zjistit hodnotu vyacutešky atmosfeacutery aspoň podle trvaacuteniacute viditelnosti vyzařovanyacutech čar a poměrneacute rychlosti vyzařujiacuteciacute vrstvy Vyacuteška atmosfeacutery dosahuje hodnoty 1013 cm to je hodnoty poloměru veleobra Hvězdy typu Miacutera Ceti tedy majiacute značně

194

roztažitelnou a zředěnou atmosfeacuteru Přiacutetomnost vysokyacutech atmosfeacuter je nutnou podmiacutenkou pro uskutečněniacute fluorescence kteraacute představuje jedinyacute mechanismus schopnyacute vysvětlit existenci emisniacutech čar Avšak tato podmiacutenka nestačiacute Je nutnaacute ještě silnaacute ultrafialovaacute radiace tak neočekaacutevanaacute u chladnyacutech hvězd typu Miacutera CetL

Šajn ukaacutezal že použiacutevajiacutece pro vysvětleniacute nepravidelnostiacute v intenshysitaacutech čar emisniacuteho spektra efekt fysikaacutelniho zakryacutevaacuteniacute a přihliacutežejiacutece k tomuto efektu dostaacutevaacuteme pro proměnneacute hvězdy typu Mira Ceti norshymaacutelniacute emisniacute spektrum shodneacute s emisniacutem spektrem horkyacutech hvězd (Be) a teacutež novyacutech hvězd v počaacutetečniacute periodě objeveniacute emisniacutech čar Tedy u všech třiacute uvedenyacutech typů nehledě na ostreacute rozdiacutely v absorpčshyniacutech spektrech neniacute velkyacutech rozdiacutelů v emisniacutech spektrech a jsou všeshychny důvody k předpokladu jejich společneacuteho původu Emisniacute spekshytrum těchto hvězd s efektivniacute teplotou řaacutedově 2500deg K Absorpčniacute spekshytra hvězd typu Mira Ceti při stejneacute teplotě před i po maximu isou prakticky stejnaacute zatiacutem co emisniacute spektra jsou značně rozdiacutelnaacute Tvoshyřeniacute emisniacutech čar vodiacuteku a ionisovaneacuteho železa pozorovanaacute šiacuteře vodiacuteshykovyacutech emisniacutech čar u hvězd typu Mira Ceti a intensita vysokyacutech čleshynů Balmerovy serie nevyhnutelně vede kzaacutevěru že intesita vzbuzujiacuteciacute radiace musiacute miacutet nesrovnatelně většiacute vyacuteznam odpoviacutedajiacuteciacute thermoshydynamickeacute rovnovaacuteze při teplotě 2500deg K

Ze všeho toho vyplyacutevaacute že přiacutečinou vyacuteskytu emisniacuteho spektra u hvězd typu Mira Ceti může byacutet jenom mohutnaacute ultrafialovaacute radiace jejiacutež vyacuteznam ie v mnoha směrech většiacute než vyacuteznam odpoviacutedajiacuteciacute černeacutemu zaacuteřeniacute hvězdy při teplotě 2500deg K Přiacutetomnost takoveacute radiacuteace zaacuteroveň s existenciacute roztažitelneacute atmosfeacutery je dostatečnou podmiacutenkou pro tvoshyřeniacute emisniacutech čar podle schematu (pokračavampniacute)

A + hy-gtA + e-gtA + h(Y1 + 12 + ) Přeložil Zdeněk Sekanina

o KONČiacuteciacuteM 11 LET Eacute M C Y K L U SL U NE čNiacuteCH S K V R N

Dr MILOSLAV KOPECKYacute

Astronomickyacute uacutestav ČsAV Ondřejov

V současneacute době jsme v obdobiacute minima slunečniacute činnosti mezi 18 a 19 cyklem slunečmiacute činnosti podle curyšskeacuteho čiacuteslovaacuteniacute (cyklus slunečniacute činii-Osti čiacuteslo l podle tohoto čiacuteslovaacuteniacute začal r 1755) MŮžeme si tedy již něco bližšiacuteho řiacuteci o middotkonshyčiacuteciacutem 18 cyklu slunečnich skvrn jehož průběh neniacute bez zajiacutemavostiacute ve srovnaacuteniacute s předchoziacutemi cykly

Minimum vyrOvnanyacutech měsiacutečniacutech průměrů relativniacutech čiacutesel ktereacute předchaacutezelo tomuto cyklu nastalo v uacutenoru T 1944 Po něm nastal poměrně prudkyacute vZlestup slunečniacute činnosti a již za necelyacutech 31h roku v polovině r 1947 dosaacutehla slunečniacute činnost maxima Maximum vyrovnanyacuteCh měsiacutečniacutech pri1měrů relativniacutech čiacutesel nastalo v kvěbnu 1947 a dosaacutehlo abnormaacutelně vysokeacute hodnoty 1518 jednotek relashy

195

ti vniacuteho čiSJa Po tomta maximu nenastal však pakles relativniacutech čiacutesel nyacutebrž vyravnaneacute měsiacutečniacute prftměry se udržavaly staacutele na vysakeacute hadnatě Až do srpna 1949 tedy pa viacutece jak dva raky neklesly pod 130 jednotek relativniacuteho Ciacutesla Ba naopak v řiacutejnu 1948 nastalo jejich vedlejši maximum ktereacute dosaacutehLo 1485 jedshynotek a bylo tedy poUZI o 33 jednotky relativniacuteho čiacutesla nimiddotžšiacute než hIavniacute maxi~ mum v r 1947 Až teprve po něm nastal znovu pozvolnyacute a piacutek již celkem norshymaacutelniacutepokles relaHvniacutech čiacutesel (Viz obr 1)

Tento -to j 18 cyklus slunečniacutech skvrn je již zajiacutemavyacute svyacutem abnormaacutelně vysokyacutem a dlouhotrvajiacuteciacutem maximem Je druhyacutem nejvyššiacutem cyklem slunečniacutech skvrn z dosud znaacutemyacutech cyklft V U1ibulce I jsou pro pozomiddotrovaacuteniacute uvedeny některeacute uacutedaje o 4 dosud nejvyššiacutech cyklech slunečniacutech skvrn Z tabulky vidiacuteme že kraacutetshykost doby vzestupu TM t j doby mezi minimem a maximem u 18 cyklu nenl nikterak vyacutejimečnaacute vzhledem k vyacutešce maxima neboť čiacutem maacute cyklus vyš~ mashyximum tiacutem maacute kraUliacute vzestupnou dobu

Tabulka J

3 17784 1585 29 16 4 17881 1412 34 12 8 18372 1469 33 13

18 19475 1518 33 32

Skutečně abnormaacutelně dlouheacute je však trvaacutenl vysokeacuteho relaAivniho čiacutesla Z tashybulky I vidiacuteme že doba T po niacutež byly vyrovnaneacute měsiacutečniacute prftměry relativniacutech čiacutesel vyššiacute než 130 jednotek je u 18 cyklu dTlakraacutet delšiacute než u dosud nejvyššiacuteho cyklu s maximem v r 17784 Toto jakož i existence podružneacuteho maxima v roce 1948 pouze o 33 jednotky nižšiacuteho než hlavni maximum v r 1947 vedlo k uacutevahaacutem zda maximum cyklu skutečně nastalo v r 1947 a zda nenastalo až v r 1948 Zkoumaacuteme-Ii však miacutesto relativniacuteho čiacutesla počet všech vzniklyacutech skupin skvrn za jeqnotku času zjistiacuteme jak ukaacuteZal autor člaacutenku že průběh počtu vzniklyacutech skupin za jednotku času maacute velmi ostreacute a vysokeacute maximum v r 1947 a vedlejšiacute maximum v r 1948 maacute poměrně slabě vyjaacutedřeno a mnohem nižšiacute než maximum v r 1947 (viz obr 2) Z toho vyplyacutevaacute že maximum 18 cyklu slunečniacutech skvrn Skutečně nastalo v polovině r 1947

Podle t zv Turnerova pravidJa střiacutedajiacute se cykly s lysokyacutem a niacutezkyacutem maxishymem a to tak že cykly sudeacute majl vždy nižšiacute maximum než oba ISOUsooniacute cykly IWheacute potlle curyšskeacuteho čiacuteslovaacuteniacute

18 cyklus jako cyklus sudyacute tvořiacute však vyacutejimku z Turnerova praviacutedla neboť je vyššiacute než předchoziacute 17 cyklus kteryacute v maximu dosaacutehl 1192 jednotekrelativshyniacuteho čiacutesla Vezmeme-li pak v uacutevahu zaacutevislost vyacutešky maxima licheacuteho na vyacutešce maxima předchoziacuteho sudeacuteho cyklu nalezenou autorem pak nastaacutevajiacuteci 19 cyklus slunečniacutech skvrn by musel v maximu dosaacutehnout 20B jednotek relativlUacuteho čiacutesla což je značně nepravděpodobneacute Tato okolnost že toUž současnyacute 18 cyklus slushynečniacutech skvrn tvořiacute vyacutejimku z Turnerova pravidla je opět jednou ze zajiacutemavosti tOhoto cyklu neboť za posledniacutech 100 let kdy jsou smiddotkutečně spolehlivaacute pozoroshyvaacuteni slunečniacutech skvrn nebylo Turnerovo pravidlo porušeno

Podrobnějšiacute studium teacuteto otaacutezky však ukazuje že porušelUacute Turnerovmiddota pravidla o střiacutedaacuteniacute vysokyacutech a niacutezkyacutech cyklft je nejspiacuteše zpftsobeno nevhodnostiacute dosud užiacutevanyacutech charakteristik slunečniacute činnosti Tak na př Kleczek ukaacutezal že 17 cyklus slunečniacute činnosti byl mnohem bohatšiacute na chromosfeacuterickeacute erupce než 18 cyklus což je ve shodě s Turnerovyacutem pravidlem Stejně tak i prftměrnaacute životniacute doba skupin skvrn je v 17 cyklu skvrn delšiacute než v 18 cyklu jak ukaacutezal autor což znamenaacute že 17 cyklus měl prftměrně mohutnějšiacute skupiny skvrn než cyklus 18 Lze tedy spiacuteše předpoklaacutedat že ve skutečnosti 18 cyklus slunečniacute činnosti Turnerovo pravidlo neporušuje a Že jeho porušeniacute vyplyacutevajiacutec ze studia prftběhů relativniacutech čiacutesel je jen zdaacutenliveacute

Jak nezaacutevisle na sobě ukaacutezali Kleczek a autor bylo vysokeacute relativniacute čiacuteslo 18

196

100

cyklu slunečniacutech skvrn zpl1sobeno velkyacutem množstviacutem drobnyacutech skupin skvrn Jak patrno na obr 2 vzniklo v roce 1947 sice velkeacute množstviacute skupin skvrn Jejich průměrnaacute životniacute doba byla však velmi kraacutetkaacute to znamenaacute že to byly včtšinou velmi maleacute skupiny skvrn Ke stejneacutemu vyacutesledku došel Kleczek studiem zastoupeniacute různyacutech typů skupin skvrn v 17 a 18 cyklu Zatiacutem co ranyacutech typfi skupin skvrn A B CaD bylo v 18 cyklu mnohem viacutece než v cyklu 17 typu F representujiacutecich nejmohutnějšiacute stadium skupin skvrn bylo v 17 i 18 cyklu prakticky stejně a typů H bylo v 18 cyklu dokonce meacuteně než v cyklu 17 Tyto podrobnost i nemůže však relativniacute čiacuteslo v žaacutedneacutem přiacutepadě vyjaacutedřit Opět z toho vidiacuteme že relativniacute čiacuteslo neniacute vhodnou charakteristikou slunečniacutech skvrn pro vyacutezkum jejich periodicity

Vidiacuteme tedy že končiacuteciacute 18 cyklus slunečniacute činnosti maacute řadu zajiacutemavostiacute ve sveacutem průběhu a bude si jistě ještě zasluhovat podrobnějšiacuteho studia

tOL

8 ~O

6

100

50so

gtsI9rS f9S0 f9S0

Obr 1 Obr 2

Obr 1 Průběh vyrovnatnyacutech měsiacutečniacutech průměrů relativniacuteho- čiacutesla v 18 cyklu slunečniacute čimnosti - Obr 2 Průběh počtu vzoniklyacutech -lkupin skvrn na celeacutem Slunci (horniacute křivka) a jejich průměrneacute životniacute doby To (dolni křivka) v 18

cyklu 8~unečniacute činnosti

197

PŘEDBĚNA ZPRAacuteVA O GEOMAGNETICKl AKTIVITĚ PŘI CASTECNlM ZATMĚNI SLUNCE 30 CERVNA 1954

PODLE MĚŘENI NA OBSERVATOŘI PRŮHONICE U PRAHY

Některeacute probleacutemy souvisiacuteciacute se studiem změn vnějšiacute čaacutestigeomagnetickeacuteho pole v zaacutevislosti na slunečniacute činnosti mohou byacutet vhodně řešeny detailniacutem rozshyborem geomagnetickeacute aktivity během zatměniacute Slunce

Kolektiv pracovniacutekti geomagnetickeacuteho odděleniacute GUacute CSAV věnoval proto zvyacuteshyšenou pozornost sledovaacuteniacute geomagnetickeacute aktivity při zatměniacute 30 června t r a podrobně vyhodnocuje vyacutesledky Předběžneacute vyacutesledky zde stručně uvedeneacute byly ziacuteskaacuteny proměřenim magnetoshy

glamfi staničniacutech variometrfi a hodnoty zprac ovaacuteny podle absolutniacutech měřeniacute provedenyacutech K Bodlaacutekem a B Pec1inovskyacutem Absolutniacute měřeniacute byla konaacutena teacutež během zatměniacute kromě toho V Cernyacutea M Schoř provedli při zatměniacute řadu relativnich měřeniacute H a Z Schmidtovyacutemi polniacutemi vahami

Z magnetogramti prfihonickeacute observatoře byly vybraacuteny magneticky klidneacute dny před a po zatměniacute (vyloučen byl den zatměniacute aby přiacutepadnaacute porucha ptisobenaacute zatměniacutem neovlivnila vyacutesledky) ktereacute poskytly materiaacutel pro odvozeniacute křivky normaacutelniacuteho prfiběhu geomagnetickyacutech elementti charakterisujiacutecl celkovou tenshydenci magnetickeacuteho pole Pořadnice normaacutelniacute křivky byly vzaty jako norshymaacutelniacute hodnoty pro den zatměni

Obdobiacute zatměniacute se vyznačuje celkovyacutem zvětšenlm hodnot elementti vzhledem k normaacutelniacute křivce Počaacutetek tohoto zvětšeniacute hodnot elementti připadaacute na 10 hod SEC tedy viacutece než dvě a ptil hodiny před začaacutetek zatměniacute a konči kraacutetce po 15 hodině tedy v době konce čaacute~ečneacuteho zatměniacute staUsticky byla určena pravděshy

podobnost jak dalece se muacuteže mezi 10-15 hod SEC vyskytnout naacutehodnaacute magshynetickaacute porucha (se zvětšeniacutem hodnot elementti) v den zatměni na zaacutekladě

30 VI 1954 PRŮHONICE

---L I I =--====--==--__s~~=Iacuteshysč SlOl II 13 It 15-------1 --=== _ f--L~middot middotmiddot middotmiddot~--_~~_ H ------------------~-shy

1 I

===-L~-~J-z

---===J 19B

hodnot vyčiacuteslenyacutech maacutegnetogramo čtrnaacutect dnO před a po zatměniacute počiacutetajiacutec v to den zatměniacute Z vyacutepočtů vychaacuteziacute pro tyto naacutehodneacute poruchy (Pf) g~omagnetickeacuteho pole pravděpodobnosti pro

D H (Pf) 23 9

Vyskytla-li se tedy během zatměniacute odchylka od normaacutelniacuteho proběhu je malaacute pravděpodobnost že byla celaacute zpflsobena naacutehodnou magnetickou poruchou a nashyopak je velkaacute pravděpodobnost že byla tato odchylka způsobena zatměniacutem většiacute čaacutestiacute Jejiacute velikost v by byla doplňkem do 100 vzhledem k (Pf) a činiacute tedy pro D 77 a pro H 91

Statisticky byla teacutež určena velikost naacutehodneacute poruchy pro D a H Odečterum takto ziacuteskanyacutech hodnot omiddotd hodnot určenyacutech PN) pomchu jež se vyskytla během zatměniacute vychaacuteziacute rozdily pro

D H 04 plusmn 01 9y plusmn 2y

což mohou byacutet změny zpflsobeneacute zatměniacutem Slunce Na kopii magnetogramu (obr 1) z obdobiacute zatměni je normaacutelniacute křivka tečmiddotkoshy

vaacutena Začaacutetek střed a konec zatměniacute jsou označeny šipkami s iacutendexy 1 2 3 H D Z jSOU křivky variaciacute BD BH Bz přiacuteslušneacute base TH Tz teploty Při konci z8ltměniacute je patrnyacute zajiacutemavyacute rychlejšiacute pokles elementů D a H Je jedmou většiacute odohylkou od celkoveacuteho průběhu poruchy v obdobiacute zatměniacute P05ile zjištěniacute pozoshyrovatelů Lidoveacute hvězuaacuterny v Praze na Petřiacuteně se ve směru posledniacuteho kontaktu vyskytla eruptiVTIiacute protuberance

LiteratUTa l Lelio Gama Magnetic effects ohserved at Vassouras Brazil during the solar Eclipse of May 20 1947 Z časopisu Terrestrial Magnetism ana Atmospheric Electricity prosinec 1948

2 Jan Bouška Zemskyacute magnetismus - Praha 1949 3 Vladimiacuter Černyacute Zemskyacute magnetismus (zaacuteJkladru pojmy a poznatky) - rUše

hvězd 51954 Praha-Vokovice 20 VII 1954 Vl-adimiacuter Černyacute

NOVEacute OBJEVY A VYacuteZKUMY o VZNIKAacuteNiacute HVĚZD V ŘETiacuteZCiacuteCH

Praacutece V A Ambarcumjana a jeho spolUlpracovnlkfi o vzniacuteku hvězd ve hvězdshynyacutech associaciacutech po prveacute dokaacutezaly že hvězdy nevznikly najednou v jedinyacute okashymžik nyacutebrž že vzrukajiacute neustaacutele i v dnešniacute době Tyto praacutece teacutež ukaacutezaly že hvězdy nevznikajiacute ojediněle nyacutebrž v celyacutech skupiacutenaacutech Nebylo však dosua objeshyveno jakyacutem způsobem hvězdy vznikajiacute bylo pouze možno předpoklaacutedat že vznikajiacute z mezihvězdnyacutech mračen prachu a plynu Spraacutevnost tohoto předpokladu byla dokaacutezaacutena až objevy V G Fesenkova a D A Rožkovskeacuteho

Tito autoři ziacuteskali Maksutovou komorou na observatoři Alma-Ata řadu sniacutemků řasovyacutech mlhovin v Labuti (NGC 6960 6992-6995) jakož i řady jinyacutech mlhovin v nichž se vyskytujiacute alespoň je)notlivaacute mlohovinnaacute vlaacutekna Tyto sniacutemky byly ziacuteskaacuteny jak v biacuteleacutem světle tak i v červeneacutem žluteacute a modreacute čaacutesti spektra Na těchto sniacutemciacutech je patrno seskupeniacute hvězd nachaacutezejiacuteciacutech se v mlhovině a na jejiacutem~ okraji ve hvězdneacute řetizky o 3 až 15 hvězdaacutech při čemž pod hvězdnyacutem ňetiacutezkem rozumiacuteme hvězdy stejneacute velikosti ležiacuteciacute ve stejnyacutech veaacutejemnyacutech vzdaacuteshylenostech na přiacutemce nebo khvce Takoveacuteto řetiacutezky jsou často obklopeny vlaacuteknem mlhoviny nebo jsou pokračovaacuteniacutem některeacuteho mlhovinneacuteho vlaacutekna a často kromě hvězd obsahujiacute i pouheacute zhuštěniacuteny m~hovinneacuteho vlaacutekna ktereacute stojiacute v těch miacutesshytech kde by měly byacutet hvězdy Na podklaaě ~odrobneacuteho rozboru ZIacuteskaneacuteho materiaacutelu a na podkladě některyacutech

199

_ r-shy

od středu vzdaacutelenějšiacute postupně menšiacute uacutehloveacute rychlosti Tyto vyacutesledky jsou ve shodě s dosavadniacutemi daty určenyacutemi optickou astronomiiacute s poshymociacute statistickyacutech metod

Vzdaacutelenost Slunce od středu soustavy Mleacutečneacute draacutehy vychaacuteziacute z radioshyastronomickyacutech měřeniacute na 26 000 světelnyacutech roků a jeho rychlost pohybu 216 km za vteřinu Posuv spektraacutelniacutech čar svědčiacute o radiaacutelniacutech rychlostech až 50 km za vteřinu bud směrem k Slunci nebo obraacuteceně Spektra ziacuteskanaacute z některyacutech směrů galaktickeacute roviny jeviacute rozděleniacute čaacutery 21 cm na dvě tři nebo i viacutece složek z nichž každaacute je vysiacutelaacutena jinyacutem mrakem mezihvězdneacute hmoty ktereacute jsou umiacutestěny v prostoru v teacutemž směru avšak různě daleko a majiacute různeacute rotačniacute rychlosti a takeacute různeacute rychlosti radiaacutelniacute

Rozděleniacute čar a jejich intensita svědčiacute takeacute o množstviacute a stavu hmoty kteraacute zaacuteřeniacute vysiacutelaacute Byla tak potvrzena existence spiraacutelniacutech ramen Mleacutečneacute draacutehy kteraacute pozoroval v poměrně nevelkeacutem okoliacute Slunce Morgan při vyšetřovaacuteniacute plynnyacutech mlhovin a hvězd spektraacutelniacutech typů O a B Zatiacutem co Morgan zjistil dvě ramena byla určena metoshydami radioveacute astronomie vně Slunce tři ramena Mleacutečneacute draacutehy Byly ziacuteskaacuteny noveacute uacutedaje o tvaru ramen jejich poloze v prostoru i o pohyshybovyacutech poměrech v různyacutech čaacutestech soustavy Bylo zjištěno na přiacuteshyklad že hustota hmoty mezi spiraacutelniacutemi rameny je desetkraacutete menšiacute než hustota hmoty v ramenech Bylo takeacute objeacuteveno že jedno rameno je asi 10 nad galaktickou rovinou v niacutež ležiacute ostatniacute ramena Zůstaacutevaacute však ještě nedořešena otaacutezka zdali jsou spiraacutelniacute ramena Galaxie vlečena nebo zda se Galaxie rozviacutejiacute Byla zkoumaacutena rotace dvou desiacutetek nejbližšiacutech spiraacutelniacutech mlhovin ale ani tak nebylo dosud dosashyženo jednoznačneacuteho vyacutesledku Věřiacuteme však že neniacute daleka doba kdy i v tomto ohledu bude jasno

Tak se splnilo nepředviacutedanou cestou daacutevneacute přaacuteniacute astronomů aby mohli pozorovat spiraacutelniacute ramena našiacute Galaxie a byla rozřešena zaacuteshysadniacute otaacutezka o směru rotace a podobě Mleacutečneacute draacutehy

Protože je soustava Mleacutečneacute draacutehy jenom jedniacutem z mnopa mmonů podobnyacutech hvězdnyacutech systeacutemů zkoumali pracovniacuteci radfoveacute astroshynomie zda jsou takeacute ostatniacute vesmiacuterneacute soustavy zdroji radioveacuteijo zaacuteshyřeniacute Velkyacutemi radiovyacutemi teleskopy z nichž dosud největšiacutem jeparashybolickeacute zrcadlo o průměru 67 metrů bylo skutečně radioveacute zaacuteřeniacute od nejbližšiacutech spiraacutelniacutech mlhovin zachyceno Byly dokonce ziacuteskaacuteny cenneacute podrobnosti o rozděleniacute intensity radioveacuteho zaacuteřeniacute velkeacute spiraacutelniacute mlhoshyviny v Andromedě Vyacutesledky vyacutezkumu bliacutezkyacutech galaxiiacute ukazujiacute že intensita radioveacuteho zaacuteřeniacute odpoviacutedaacute přibližně zaacuteřeniacute našiacute soustavy Mleacutečneacute draacutehy

Nepochybujeme že jsme teprve na počaacutetku vyacuteznamnyacutech objevů ktereacute doplniacute naše poznatky o stavu a rozloženiacute mezihvězdneacuteho vodiacuteku o hvězdnyacutech tělesech našiacute soustavě Mleacutečneacute draacutehy i o jinyacutech galaxiiacutech

189

o N UTN OSTI sVEToveacuteH o K ALE N DAacuteŘE

Dr HUB E RT S LO U KA

Nejstaršiacute a nejYyacuteznamnějšiacute vymoženostiacute astronomie je zavedeniacute kashylendaacuteře Jeho vznik ležiacute v dobaacutech tak nesmiacuterně vzdaacutelenyacutech že nelze stanovit ani tisiacuteciletiacute kdy se- pračlověk po prveacute pokusil do plynuleacuteho toku udaacutelostiacute sveacuteho života vneacutest jakyacutesi pořaacutedek a pravidelnost Je naacutem však jasneacute že měřeniacute a rozděleniacute doby ve dni ročniacute obdobiacute měshysiacutece a roky je nesrovnatelně staršiacute než zavedeniacute hodin minut a vteřin Zatiacutem co hodiny jako měřiče času byly vynalezeny někdy v třinaacutecteacutem stoletiacute kdy začaly sloužit vědeckyacutem uacutečelům byl kalendaacuteř již na vysoshykeacutem stupni dokonalosti jako vyacutesledek mnohotisiacutecileteacuteho snaženiacute a zdokonalovaacuteniacute člověkem Zatiacutem však co hodiny a měřeniacute času dosaacutehlo v nynějšiacute době neobvykleacute přesnosti a dokonalosti nemůžeme toteacutež řiacuteci o kalendaacuteři kteryacute neuspokojuje ani hvězdaacuteře ani potřeby běžneacuteho života a obsahuje mnoho nepravidelnostiacute a nesrovnalostiacute Je proto zavedeniacute dokonaleacuteho kalendaacuteře nutnyacutem požadavkem moderniacute doby kteraacute přibliacutežila a spojila naacuterOdy takovyacutem způsobem jako nikdy dřiacuteve

Tentokraacutete vychaacuteziacute naacutetlak na uskutečněniacute kalendaacuteřoveacute reformy z pokrokoveacute Indie kde kalendaacuteřoveacute poměry jsou až dosud velmi neshydokonaleacute a chaotickeacute I dnes se ještě použiacutevaacute v Indii až na čtrnaacutect různyacutech kalendaacuteřů a oficiaacutelniacute almanach kteryacute vydaacutevaacute každoročně indickaacute vlaacuteda obsahuje čtyři nejrozšiacuteřenějšiacute a nejviacutece užiacutevaneacute kalenshydaacuteře mezi nimi takeacute naacuteš Řehořskyacute a Mohamedaacutenskyacute Tato obsažnaacute publikace maacute asi 3273 stran a přepočiacutetaacutevaacuteniacute různyacutech kalendaacuteřniacutech uacutedajů zabere mnoho času a nesmiacuterně ztěžuje jak oficiaacutelniacute vlaacutedniacute tak i soukromou činnost Pro dalšiacute rozvoj Indie je proto nesmiacuterně užitečnyacute zaacutekrok kteryacute nedaacutevno učinil znaacutemyacute vynikajiacuteciacute fysik indickyacute profesor Meg Nad Haha Jako předseda komise pro refonnu kalendaacuteře v Indii učinil tento naacutevrh

Je třeba vybudovat indickyacute Grennwich kde budou konaacuteny všechny nutneacute počtaacuteřskeacute praacutece pro vydaacutevaacuteniacute indickyacutech efemerid nautickyacutech a leteckyacutech ročenek a kde kalendaacuteř se bude opiacuterat o slunečniacute kalendaacuteř pro celou Indii Je třeba opustit lunaacuterniacute kalendaacuteře použiacutevaneacute v civilshyniacutem životě a deacutelku roku stanovit na 3652422 dne Rovněž je nezbytně nutneacute počiacutetat dny od půlnoci do půlnoci a nynějšiacute nepravidelneacute měsiacutece nahradit měsiacuteci jak jsou zavedeny v noveacutem Světoveacutem kalendaacuteři

Jakeacute vyacutehody maacute tento novyacute Světovyacute kalendaacuteř oproti dosud použiacutevashyneacutemu Řehořovu Jsou takoveacuteho raacutezu že se za něj staviacute dnes celyacute astronomickyacute svět a všechny pokrokoveacute staacutety ktereacute nevyacutehody dosud použiacutevaneacuteho kalendaacuteře staacutele viacutece a viacutece pociťujiacute

Novyacute Světovyacute kalendaacuteř je stejně solaacuterniacute jako kalendaacuteř nynějšiacute to znamenaacute že jeho rozděleniacute v dni a měsiacutece se opiacuteraacute o stejnoměrneacute rozděleniacute doby oběhu Země kolem Slunce a bere ohled na pravidelneacute

190

---- - - - -

střiacutedaacuteniacute ročniacutech obdobiacute Obsahuje rovněž dvanaacutect měsiacuteců a 52 tyacutednů po sedmi dnech Posledniacute den v roce třistapětašedesaacutetyacute te vsunut mezi dva tyacutedny takže je mimo tyacuteden a je označen jako Světovyacute den s datem 31 prosince nebo W prosinec Měl by byacutet slaven jako Světovyacute svaacutetek a znamenal by takeacute uceleneacute zakončeniacute časoveacuteho obdobiacute jednoho roku

SVĚTOVYacute KALENDAacuteŘ

LEDEN NPUacuteSCPS

l 1234567 ~ 8 9 10 11 12 13 14 E 15 16 17 18 19 20 21 t) 22 23 24 25 26 27 28 ~ 29 30 31

DUBEN NPUacuteSCPS

l 1234567 ~ 8 9 10 11 12 13 14 E 15 16 17 18 19 20 21 t) 22 23 24 25 26 27 28 N 29 30 31

ČERVENEC NPUacuteSCPS

123456711 8 9 10 11 12 13 14 ~ 15 16 17 18 19 20 21 t) 22232425262728 ~ 29 30 31

Ř iacute JEN NPUacuteSCPS

1234567 2 8 9 1011 12 13 14 ~ 15 16 17 18 19 20 21 t) 22 23 24 25 26 27 28 29 30 31

UacuteNOR NPUacuteSCPS

1234 5 6 7 8 9 10 II 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30

KVĚTEN

NPUacuteSCPS

1234 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30

SRPEN NPUacuteSCPS

1234 5 6 7 8 9 10 II 12 13 14 15 16 17 18

BŘEZEN

NPUacuteSČPS

12 3 4 5 6 7 8 9 10 II 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30

ČERVEN

NPUacuteSCPS

12 3 4 5 6 7 8 9 10 II 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30 W

NP

zAŘ UacuteSCPS

I

3 4 10 11

12 5 6 7 8 9 12 13 14 15 16

I

1920212223242517181920212223 26 27 28 29 30

I L I S TOP A D NPUacuteSCPS

1234 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30

24 25 26 27 28 29 30

PRO S lNE C NPUacuteSCPS

12 3 4 5 6 7 8 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30 W

Světovyacute den (Světovyacute svaacutetek) W neb 31 prosine~ (365 den) naacutesledue po 3D prosinci každeacuteho roku I W - den přestupneacuteho roku (Světovyacute svaacutetek) nebo 31 ČerVen naacutesledue 30 června každeacuteho přestupshy

neacuteho roku

191

I

9

V přestupnyacute rok kdy ziacuteskaacutevaacuteme jeden den nebyl by tento vsunut na konec uacutenora jak obvykle nyacutebrž mezi- 30 června a 1 července Byl by označen jako 31 červen nebo jako VV červen rovněž jako Světovyacute den Opakoval by se vždy po čtyřech letech tak jako dosud

Velkou vyacutehodou Světoveacuteho kalendaacuteře by byla stejnost roků každeacute datum by připadalo vždy na stejnyacute den v roce 1 ledna by vždy přishypadlo na neděli 1 uacutenora vždy na středu 1 března vždy na paacutetek 1 dubna vždy na neděli atd Nebylo by třeba tisknout každyacute rok novyacute kalendaacuteř vyrytyacute do kamene neb do kovu stal by se jak potřebnou tak i ozdobnoo součaacutestiacute veřejnyacutech budova miacutestnostiacute (Viz str 191)

Nejvhodnějšiacute den pro zavedeniacute noveacuteho kalendaacuteře byl by 1 leden 1956 kteryacute připadaacute na neděli anebo až 1 ledna 1951 kdy rovněž je

bull neděle Lze očekaacutevat že spojeniacutem všech pokrokovyacutech sil k tomuto zdokonaleniacute našeho kalendaacuteře co nejdřiacuteve dojde

PROM~NNEacute HV~ZDY

B V KUKARKIN

(v pokračovaacutemiacute)

Proměnneacute hvězdy typu Mim Ceti

Proměnneacute hvězdy typu Mira Ceti se nazyacutevajiacute ty proměnneacute hvězdy velkeacute posloupnosti jejichž periody jsou v rozmeziacute od 50 do 650 dniacute amplitudy změny jasnosti ve visuaacutelniacutech a fotografickyacutech paprsciacutech jsou vyššiacute než 25 m (průměrně 47 m) a ve spektrech v době maxima jsou vidět intensivru jasneacute čaacutery vodiacuteku a jinyacutech prvků Všechny proshyměnneacute hvězdy tohoto typu majiacute niacutezkeacute teploty velkaacute většina jich (90 ) patřiacute ke spektraacutelniacute třiacutedě Me a mnohem menšiacute čaacutest (přibližně po 5 ) spektraacutelniacutem třiacutedaacutem Se Ne

Mnohaletaacute zkoumaacuteniacute spekter těchto hvězd kteraacute se konala v SSSR akademikem G A Šajnem a v USA P Merrillem vedla k objeveniacute mnoshyhyacutech a různyacutech fysikaacutelntch zvlaacuteštnostiacute hvězd tohoto typu Kromě toho tyto hvězdy vzhledem k velkyacutem amplitudaacutem a snadnosti pozorovaacuteniacute 400 proměnnyacutech hvězd typu Mira Cetiacute za celou dobu jejich pozorovaacuteniacute byly vždycky obliacutebenyacutemi objekty pro visuaacutelniacute určeniacute jasnosti a v době posledniacutech desiacutetek let mnoho set jich přišlo na program amateacuterskyacutech společnostiacute pozorovatelů proměnnyacutech hvězd a neustaacutele se pozorujiacute Velkeacute amplitudy těchto hvězd způsobujiacute snadnost objevu Lze tvrditi že znaacuteme prakticky všechny proměnneacute hvězdy tohoto typu jasnějšiacute než 10 m v maximu Všechny tyto přiacutezniveacute okolnosti vedly k t0Jnu že proměnneacute hvězdy typu Mira Cetiacute mohou byacutet v přiacutetomneacute době poshyvažovaacuteny po mnoha straacutenkaacutech za nejleacutepe prozkoumaneacute objekty z proshy

192

měnnyacutech hvězd všech typu V přiacutetomneacute době je znaacutemo viacutece než 3000 proměnnyacutech hvězd typu Mira Ceti

Deacutelka periody proměnneacute hvězdy představuje iednu z nejzaacutekladnějshyšiacutech a v dnešniacute době lehce určitelnyacutech charateristik proměnnostiacute Proshyměnneacute hvězdy typu Mira Ceti z nichž se mnoheacute nepřetržitě pDzorujiacute kolem 100 let a některeacute jednotliveacute hvězdy již několik stoletiacute předstashyvujiacute vděčnyacute materiaacutel pro zkoumaacuteniacute otaacutezky o změně deacutelky periody s dobou Objeveniacute sekulaacuterpiacutech změn periody proměnnyacutech hvězd mělo by velmi důležityacute vyacuteznam kdyby bylo možno dokaacutezat vyacutevojovyacute vyacuteshyznam těchto změn Velkaacute většina proměnnyacutech hvězd typu Mira Ceti opravdu jsou charakteristickeacute skutečnyacutemi koliacutesaacuteniacutemi period Ale ještě roku 1929 Eddington a Plakidis (A Eddington S Plakidis M N 90 65 1929) poukaacutezali a v roce 1934 Sterne ještě přesvědčivěji dokaacutezal (T Sterne Harv Circ 386 a 387 1934) že tato skutečnaacute koliacutesaacuteniacute představujiacute naacutesledek samotneacute podstaty periodickyacutech procesů a v žaacutedshyneacutem přiacutepadě nemajiacute vyacutevojovyacute charakter V roce 1938 bylo uveřejněno zkoumaacuteniacute Sterneho a Campbella (T Sterne L Campbell Harvard Annals 105 1938) Autoři sebrali všechny uacutedaje o periodaacutech teacuteměř 400 proměnnyacutech hvězd typu Miacutera Ceti za celou dobu jejich pDwrovaacuteniacute a přiložili k těmto nahodilyacutem statistibkyacutem vyacuteběrům souhlasneacute kriteshyrium Pirsonovo (t zv kriterium x2 ) kteryacute rozdělil materiaacutel podle času a podle deacutelky periody Pro velikou většinu hvězd pravděpodobshynost většiacutech než pozorovanyacutech nahodilyacutech rozdiacutelů v deacutelce periody se ukaacutezala byacuteti bliacutezkaacute jednotce Jinyacutemi slovy theoretickou představu pozorovaneacuteho rmiddotozloženiacute za pomoci zaacutekona přirozeneacuteho rozloženiacute lze poklaacutedat za dobrou a nelze předpoklaacutedat žaacutedneacute změny v deacutelce periody ktereacute by měly vyacutevojovyacute charakter (jEtn dvě hvězdy R Hydrae aR Aquishylae ukaacutezaly skutečneacute změny periody ktereacute pravděpodobně nemohou byacutet vysvětleny nahodilostiacute vyacuteběru) Nemůže tedy byacutet ani řeči o objeshyvovaacuteniacute vyacutevojovyacutech proměn period proměnnyacutech hvězd typu Mira Cetiacute Avšak čas je našiacutem spolehlivyacutem spojencem ve věci poznaacuteniacute vněišiacuteho světa a opakovaacuteniacute baacutedaacuteniacute podobnyacutech praacuteci Sterneho a Campbella za několik desiacutetek let může veacutesti k objevům vyacutevojovyacutech tendenciacute ve změshyně period proměnnyacutech hvězd

Již před šedesaacuteti lety bylo objevenože ve spektrech proměnnyacutech hvězd typu Mira Ceti se pozorujiacute emisniacute čaacutery vodiacuteku a jinyacutech prvků Je však znaacutemo že proměnneacute hvězdy typu Mira Ceti isou hvězdami s nejnižšiacutemi teplotami (1600deg K až 3300deg K) jejichž spektra jsou chashyrakteristickaacute molekulaacuterniacutemi paacutesy (kysličniacutek titanu kysličniacutek zirkonu uhliacutek kyan uhlovodiacuteky atd) PřiacutetOIlli1ost absorpčniacutech molekulaacuterniacutech paacutesů a emisniacutech čar vodiacuteku a ionisovaneacuteho železa v teacutemže spektru vyžadujiacuteciacutech pro svou excitaci vysokeacuteho stupně energie se na prvniacute pohled zdaacute byacutet neslučitelnaacute Je zcela přirozeneacute že probleacutemu studia podstaty emisniacutech spekter proměnnyacutech hvězd typu Mira Ceti se věnoshyvalo a věnuje mnoho pozornosti Zvlaacutešť zaJiacutemavaacute isou všestrannaacute a

193

I

důslednaacute studia akademika Šajna (G A Šajn Izv AN SSSR 9 61 1945) provedenaacute během posledniacutech deseti let Omeziacuteme se zde stručshynyacutem vyacutekladem jeho studiiacute protože mnohopočetnaacute a různorodaacute studia jinyacutech autorů hlavně Merrilla v USA neřešiacute probleacutemy tak důkladně a široce

Mimo zaacutehadnost sameacute existence emisniacutech čar vysokeacuteho excitačniacuteho potenciaacutelu ve spektrech proměnnyacutech typu Mira Ceti nemeacuteně zaacutehadshynyacutemi se ukaacutezaly byacutet podivneacute nepravidelnosti v proměnnyacutech intensishytaacutech těchto čar Tyto nepravidelnosti (na přiacuteklad v Balmerově serii vodiacuteku čaacutera Ht je značně intensivnějšiacute než HlO a čaacutera Ho nejčastěji neniacute vůbec viditelnaacute) se nachaacutezejiacute v protikladu s theoriiacute a nikdy se nepozorujiacute u hvězd s vysokou teplotou a emisniacutemi spektry Akademik Šajn přesvědčivě ukaacutezal že prakticky všechny pozorovaneacute velmi poshyčetneacute nepravidelnosti mohou byacutet vysvětleny hypoteacutesou fysikaacutelniacuteho zakryacutevaacuteniacute některeacute emisniacute čaacutery zmenšujiacute svou intensitu a měniacute profil když se na cestě paprsku ven z hvězdy setkaacutevajiacute atomy nebo molekuly schopneacute absorbovat jim odpoviacutedajiacuteciacute kmitočet kdežto jineacute emisniacute čaacutery se vyzařujiacute bez překaacutežky Totiž kolem doby maxima když zvlaacutešť jasně se projevujiacute některeacute nepravidelnosti v atmosfeacuteře proměnnyacutech hvězd typu Mira Ceti neniacute efektivniacute stav hmoty způsobujiacuteciacute emisniacute spektrum vyššiacute než efektivniacute stav hmoty způsmiddotobujiacuteciacute absorpčniacute spektrum Nic podobneacuteho se nepozoruje u hvězd s vysokou teplotou u nichž emisniacute hmota se naleacutezaacute ve vrchniacutech vrstvaacutech atmosfeacutery a někdy i tvořiacute odděshylenyacute obal

Šajn ukazuje na velmi zaacutesadniacute zvlaacuteštnost powrovanyacutech nepravidelshynostiacute v emisniacutech čaraacutech nepravidelnosti se zmenšujiacute s deacutelkou doby od maxima (se zvětšeniacutem faacuteze) a často bliacutezko u minima uacuteplně miziacute Přiacuteshyčina zmenšeniacute nepravidelnostiacute s faacuteziacute tkviacute v tom že efektivniacute stav hmoty způsobujiacuteciacute emisniacute spektrum se staacutele zvyšuje zatiacutem co efekt fysikaacutelniacuteho zakryacutevaacuteniacute se přirozeně zmenšuje Tato hmota maacute vzeshystupnyacute pohyb v atmosfeacuteře ponenaacutehlu dosahuje velmi vysokyacutech jejiacutech vrstev a snad ji uacuteplně opouštiacute Hypoteacutesa vzestupneacuteho pohybu hmoty se potvrzuje už daacutevno znaacutemyacutem faktem že rychlost paprsku z emisniacutech čar je vždy matematicky menšiacute než rychlost paprsků z čar absorpčshyniacutech to znamenaacute že vrstva vytvaacuteřejiacuteciacute emisniacute čaacutery maacute vzhledem k vrstvě vytvaacuteřejiacuteciacute spektrum absorpčniacute pohyb vnějšiacute Rychlost toshyhoto vzestupneacuteho pohybu je pro různeacute hvězdy v meziacutech od 20 do 30 kmsec

Nehledě na to že nemůžeme zpozorovat moment kdy nastane vyacuteron hmoty způsobujiacuteciacute emisniacute spektrum z hlubokyacutech vrstev do atmosfeacutery a přesně zaznamenat moment kdy tato hmota v průběhu vzestupneacuteho pohybu opouštiacute atmosfeacuteru můžeme zjistit hodnotu vyacutešky atmosfeacutery aspoň podle trvaacuteniacute viditelnosti vyzařovanyacutech čar a poměrneacute rychlosti vyzařujiacuteciacute vrstvy Vyacuteška atmosfeacutery dosahuje hodnoty 1013 cm to je hodnoty poloměru veleobra Hvězdy typu Miacutera Ceti tedy majiacute značně

194

roztažitelnou a zředěnou atmosfeacuteru Přiacutetomnost vysokyacutech atmosfeacuter je nutnou podmiacutenkou pro uskutečněniacute fluorescence kteraacute představuje jedinyacute mechanismus schopnyacute vysvětlit existenci emisniacutech čar Avšak tato podmiacutenka nestačiacute Je nutnaacute ještě silnaacute ultrafialovaacute radiace tak neočekaacutevanaacute u chladnyacutech hvězd typu Miacutera CetL

Šajn ukaacutezal že použiacutevajiacutece pro vysvětleniacute nepravidelnostiacute v intenshysitaacutech čar emisniacuteho spektra efekt fysikaacutelniho zakryacutevaacuteniacute a přihliacutežejiacutece k tomuto efektu dostaacutevaacuteme pro proměnneacute hvězdy typu Mira Ceti norshymaacutelniacute emisniacute spektrum shodneacute s emisniacutem spektrem horkyacutech hvězd (Be) a teacutež novyacutech hvězd v počaacutetečniacute periodě objeveniacute emisniacutech čar Tedy u všech třiacute uvedenyacutech typů nehledě na ostreacute rozdiacutely v absorpčshyniacutech spektrech neniacute velkyacutech rozdiacutelů v emisniacutech spektrech a jsou všeshychny důvody k předpokladu jejich společneacuteho původu Emisniacute spekshytrum těchto hvězd s efektivniacute teplotou řaacutedově 2500deg K Absorpčniacute spekshytra hvězd typu Mira Ceti při stejneacute teplotě před i po maximu isou prakticky stejnaacute zatiacutem co emisniacute spektra jsou značně rozdiacutelnaacute Tvoshyřeniacute emisniacutech čar vodiacuteku a ionisovaneacuteho železa pozorovanaacute šiacuteře vodiacuteshykovyacutech emisniacutech čar u hvězd typu Mira Ceti a intensita vysokyacutech čleshynů Balmerovy serie nevyhnutelně vede kzaacutevěru že intesita vzbuzujiacuteciacute radiace musiacute miacutet nesrovnatelně většiacute vyacuteznam odpoviacutedajiacuteciacute thermoshydynamickeacute rovnovaacuteze při teplotě 2500deg K

Ze všeho toho vyplyacutevaacute že přiacutečinou vyacuteskytu emisniacuteho spektra u hvězd typu Mira Ceti může byacutet jenom mohutnaacute ultrafialovaacute radiace jejiacutež vyacuteznam ie v mnoha směrech většiacute než vyacuteznam odpoviacutedajiacuteciacute černeacutemu zaacuteřeniacute hvězdy při teplotě 2500deg K Přiacutetomnost takoveacute radiacuteace zaacuteroveň s existenciacute roztažitelneacute atmosfeacutery je dostatečnou podmiacutenkou pro tvoshyřeniacute emisniacutech čar podle schematu (pokračavampniacute)

A + hy-gtA + e-gtA + h(Y1 + 12 + ) Přeložil Zdeněk Sekanina

o KONČiacuteciacuteM 11 LET Eacute M C Y K L U SL U NE čNiacuteCH S K V R N

Dr MILOSLAV KOPECKYacute

Astronomickyacute uacutestav ČsAV Ondřejov

V současneacute době jsme v obdobiacute minima slunečniacute činnosti mezi 18 a 19 cyklem slunečmiacute činnosti podle curyšskeacuteho čiacuteslovaacuteniacute (cyklus slunečniacute činii-Osti čiacuteslo l podle tohoto čiacuteslovaacuteniacute začal r 1755) MŮžeme si tedy již něco bližšiacuteho řiacuteci o middotkonshyčiacuteciacutem 18 cyklu slunečnich skvrn jehož průběh neniacute bez zajiacutemavostiacute ve srovnaacuteniacute s předchoziacutemi cykly

Minimum vyrOvnanyacutech měsiacutečniacutech průměrů relativniacutech čiacutesel ktereacute předchaacutezelo tomuto cyklu nastalo v uacutenoru T 1944 Po něm nastal poměrně prudkyacute vZlestup slunečniacute činnosti a již za necelyacutech 31h roku v polovině r 1947 dosaacutehla slunečniacute činnost maxima Maximum vyrovnanyacuteCh měsiacutečniacutech pri1měrů relativniacutech čiacutesel nastalo v kvěbnu 1947 a dosaacutehlo abnormaacutelně vysokeacute hodnoty 1518 jednotek relashy

195

ti vniacuteho čiSJa Po tomta maximu nenastal však pakles relativniacutech čiacutesel nyacutebrž vyravnaneacute měsiacutečniacute prftměry se udržavaly staacutele na vysakeacute hadnatě Až do srpna 1949 tedy pa viacutece jak dva raky neklesly pod 130 jednotek relativniacuteho Ciacutesla Ba naopak v řiacutejnu 1948 nastalo jejich vedlejši maximum ktereacute dosaacutehLo 1485 jedshynotek a bylo tedy poUZI o 33 jednotky relativniacuteho čiacutesla nimiddotžšiacute než hIavniacute maxi~ mum v r 1947 Až teprve po něm nastal znovu pozvolnyacute a piacutek již celkem norshymaacutelniacutepokles relaHvniacutech čiacutesel (Viz obr 1)

Tento -to j 18 cyklus slunečniacutech skvrn je již zajiacutemavyacute svyacutem abnormaacutelně vysokyacutem a dlouhotrvajiacuteciacutem maximem Je druhyacutem nejvyššiacutem cyklem slunečniacutech skvrn z dosud znaacutemyacutech cyklft V U1ibulce I jsou pro pozomiddotrovaacuteniacute uvedeny některeacute uacutedaje o 4 dosud nejvyššiacutech cyklech slunečniacutech skvrn Z tabulky vidiacuteme že kraacutetshykost doby vzestupu TM t j doby mezi minimem a maximem u 18 cyklu nenl nikterak vyacutejimečnaacute vzhledem k vyacutešce maxima neboť čiacutem maacute cyklus vyš~ mashyximum tiacutem maacute kraUliacute vzestupnou dobu

Tabulka J

3 17784 1585 29 16 4 17881 1412 34 12 8 18372 1469 33 13

18 19475 1518 33 32

Skutečně abnormaacutelně dlouheacute je však trvaacutenl vysokeacuteho relaAivniho čiacutesla Z tashybulky I vidiacuteme že doba T po niacutež byly vyrovnaneacute měsiacutečniacute prftměry relativniacutech čiacutesel vyššiacute než 130 jednotek je u 18 cyklu dTlakraacutet delšiacute než u dosud nejvyššiacuteho cyklu s maximem v r 17784 Toto jakož i existence podružneacuteho maxima v roce 1948 pouze o 33 jednotky nižšiacuteho než hlavni maximum v r 1947 vedlo k uacutevahaacutem zda maximum cyklu skutečně nastalo v r 1947 a zda nenastalo až v r 1948 Zkoumaacuteme-Ii však miacutesto relativniacuteho čiacutesla počet všech vzniklyacutech skupin skvrn za jeqnotku času zjistiacuteme jak ukaacuteZal autor člaacutenku že průběh počtu vzniklyacutech skupin za jednotku času maacute velmi ostreacute a vysokeacute maximum v r 1947 a vedlejšiacute maximum v r 1948 maacute poměrně slabě vyjaacutedřeno a mnohem nižšiacute než maximum v r 1947 (viz obr 2) Z toho vyplyacutevaacute že maximum 18 cyklu slunečniacutech skvrn Skutečně nastalo v polovině r 1947

Podle t zv Turnerova pravidJa střiacutedajiacute se cykly s lysokyacutem a niacutezkyacutem maxishymem a to tak že cykly sudeacute majl vždy nižšiacute maximum než oba ISOUsooniacute cykly IWheacute potlle curyšskeacuteho čiacuteslovaacuteniacute

18 cyklus jako cyklus sudyacute tvořiacute však vyacutejimku z Turnerova praviacutedla neboť je vyššiacute než předchoziacute 17 cyklus kteryacute v maximu dosaacutehl 1192 jednotekrelativshyniacuteho čiacutesla Vezmeme-li pak v uacutevahu zaacutevislost vyacutešky maxima licheacuteho na vyacutešce maxima předchoziacuteho sudeacuteho cyklu nalezenou autorem pak nastaacutevajiacuteci 19 cyklus slunečniacutech skvrn by musel v maximu dosaacutehnout 20B jednotek relativlUacuteho čiacutesla což je značně nepravděpodobneacute Tato okolnost že toUž současnyacute 18 cyklus slushynečniacutech skvrn tvořiacute vyacutejimku z Turnerova pravidla je opět jednou ze zajiacutemavosti tOhoto cyklu neboť za posledniacutech 100 let kdy jsou smiddotkutečně spolehlivaacute pozoroshyvaacuteni slunečniacutech skvrn nebylo Turnerovo pravidlo porušeno

Podrobnějšiacute studium teacuteto otaacutezky však ukazuje že porušelUacute Turnerovmiddota pravidla o střiacutedaacuteniacute vysokyacutech a niacutezkyacutech cyklft je nejspiacuteše zpftsobeno nevhodnostiacute dosud užiacutevanyacutech charakteristik slunečniacute činnosti Tak na př Kleczek ukaacutezal že 17 cyklus slunečniacute činnosti byl mnohem bohatšiacute na chromosfeacuterickeacute erupce než 18 cyklus což je ve shodě s Turnerovyacutem pravidlem Stejně tak i prftměrnaacute životniacute doba skupin skvrn je v 17 cyklu skvrn delšiacute než v 18 cyklu jak ukaacutezal autor což znamenaacute že 17 cyklus měl prftměrně mohutnějšiacute skupiny skvrn než cyklus 18 Lze tedy spiacuteše předpoklaacutedat že ve skutečnosti 18 cyklus slunečniacute činnosti Turnerovo pravidlo neporušuje a Že jeho porušeniacute vyplyacutevajiacutec ze studia prftběhů relativniacutech čiacutesel je jen zdaacutenliveacute

Jak nezaacutevisle na sobě ukaacutezali Kleczek a autor bylo vysokeacute relativniacute čiacuteslo 18

196

100

cyklu slunečniacutech skvrn zpl1sobeno velkyacutem množstviacutem drobnyacutech skupin skvrn Jak patrno na obr 2 vzniklo v roce 1947 sice velkeacute množstviacute skupin skvrn Jejich průměrnaacute životniacute doba byla však velmi kraacutetkaacute to znamenaacute že to byly včtšinou velmi maleacute skupiny skvrn Ke stejneacutemu vyacutesledku došel Kleczek studiem zastoupeniacute různyacutech typů skupin skvrn v 17 a 18 cyklu Zatiacutem co ranyacutech typfi skupin skvrn A B CaD bylo v 18 cyklu mnohem viacutece než v cyklu 17 typu F representujiacutecich nejmohutnějšiacute stadium skupin skvrn bylo v 17 i 18 cyklu prakticky stejně a typů H bylo v 18 cyklu dokonce meacuteně než v cyklu 17 Tyto podrobnost i nemůže však relativniacute čiacuteslo v žaacutedneacutem přiacutepadě vyjaacutedřit Opět z toho vidiacuteme že relativniacute čiacuteslo neniacute vhodnou charakteristikou slunečniacutech skvrn pro vyacutezkum jejich periodicity

Vidiacuteme tedy že končiacuteciacute 18 cyklus slunečniacute činnosti maacute řadu zajiacutemavostiacute ve sveacutem průběhu a bude si jistě ještě zasluhovat podrobnějšiacuteho studia

tOL

8 ~O

6

100

50so

gtsI9rS f9S0 f9S0

Obr 1 Obr 2

Obr 1 Průběh vyrovnatnyacutech měsiacutečniacutech průměrů relativniacuteho- čiacutesla v 18 cyklu slunečniacute čimnosti - Obr 2 Průběh počtu vzoniklyacutech -lkupin skvrn na celeacutem Slunci (horniacute křivka) a jejich průměrneacute životniacute doby To (dolni křivka) v 18

cyklu 8~unečniacute činnosti

197

PŘEDBĚNA ZPRAacuteVA O GEOMAGNETICKl AKTIVITĚ PŘI CASTECNlM ZATMĚNI SLUNCE 30 CERVNA 1954

PODLE MĚŘENI NA OBSERVATOŘI PRŮHONICE U PRAHY

Některeacute probleacutemy souvisiacuteciacute se studiem změn vnějšiacute čaacutestigeomagnetickeacuteho pole v zaacutevislosti na slunečniacute činnosti mohou byacutet vhodně řešeny detailniacutem rozshyborem geomagnetickeacute aktivity během zatměniacute Slunce

Kolektiv pracovniacutekti geomagnetickeacuteho odděleniacute GUacute CSAV věnoval proto zvyacuteshyšenou pozornost sledovaacuteniacute geomagnetickeacute aktivity při zatměniacute 30 června t r a podrobně vyhodnocuje vyacutesledky Předběžneacute vyacutesledky zde stručně uvedeneacute byly ziacuteskaacuteny proměřenim magnetoshy

glamfi staničniacutech variometrfi a hodnoty zprac ovaacuteny podle absolutniacutech měřeniacute provedenyacutech K Bodlaacutekem a B Pec1inovskyacutem Absolutniacute měřeniacute byla konaacutena teacutež během zatměniacute kromě toho V Cernyacutea M Schoř provedli při zatměniacute řadu relativnich měřeniacute H a Z Schmidtovyacutemi polniacutemi vahami

Z magnetogramti prfihonickeacute observatoře byly vybraacuteny magneticky klidneacute dny před a po zatměniacute (vyloučen byl den zatměniacute aby přiacutepadnaacute porucha ptisobenaacute zatměniacutem neovlivnila vyacutesledky) ktereacute poskytly materiaacutel pro odvozeniacute křivky normaacutelniacuteho prfiběhu geomagnetickyacutech elementti charakterisujiacutecl celkovou tenshydenci magnetickeacuteho pole Pořadnice normaacutelniacute křivky byly vzaty jako norshymaacutelniacute hodnoty pro den zatměni

Obdobiacute zatměniacute se vyznačuje celkovyacutem zvětšenlm hodnot elementti vzhledem k normaacutelniacute křivce Počaacutetek tohoto zvětšeniacute hodnot elementti připadaacute na 10 hod SEC tedy viacutece než dvě a ptil hodiny před začaacutetek zatměniacute a konči kraacutetce po 15 hodině tedy v době konce čaacute~ečneacuteho zatměniacute staUsticky byla určena pravděshy

podobnost jak dalece se muacuteže mezi 10-15 hod SEC vyskytnout naacutehodnaacute magshynetickaacute porucha (se zvětšeniacutem hodnot elementti) v den zatměni na zaacutekladě

30 VI 1954 PRŮHONICE

---L I I =--====--==--__s~~=Iacuteshysč SlOl II 13 It 15-------1 --=== _ f--L~middot middotmiddot middotmiddot~--_~~_ H ------------------~-shy

1 I

===-L~-~J-z

---===J 19B

hodnot vyčiacuteslenyacutech maacutegnetogramo čtrnaacutect dnO před a po zatměniacute počiacutetajiacutec v to den zatměniacute Z vyacutepočtů vychaacuteziacute pro tyto naacutehodneacute poruchy (Pf) g~omagnetickeacuteho pole pravděpodobnosti pro

D H (Pf) 23 9

Vyskytla-li se tedy během zatměniacute odchylka od normaacutelniacuteho proběhu je malaacute pravděpodobnost že byla celaacute zpflsobena naacutehodnou magnetickou poruchou a nashyopak je velkaacute pravděpodobnost že byla tato odchylka způsobena zatměniacutem většiacute čaacutestiacute Jejiacute velikost v by byla doplňkem do 100 vzhledem k (Pf) a činiacute tedy pro D 77 a pro H 91

Statisticky byla teacutež určena velikost naacutehodneacute poruchy pro D a H Odečterum takto ziacuteskanyacutech hodnot omiddotd hodnot určenyacutech PN) pomchu jež se vyskytla během zatměniacute vychaacuteziacute rozdily pro

D H 04 plusmn 01 9y plusmn 2y

což mohou byacutet změny zpflsobeneacute zatměniacutem Slunce Na kopii magnetogramu (obr 1) z obdobiacute zatměni je normaacutelniacute křivka tečmiddotkoshy

vaacutena Začaacutetek střed a konec zatměniacute jsou označeny šipkami s iacutendexy 1 2 3 H D Z jSOU křivky variaciacute BD BH Bz přiacuteslušneacute base TH Tz teploty Při konci z8ltměniacute je patrnyacute zajiacutemavyacute rychlejšiacute pokles elementů D a H Je jedmou většiacute odohylkou od celkoveacuteho průběhu poruchy v obdobiacute zatměniacute P05ile zjištěniacute pozoshyrovatelů Lidoveacute hvězuaacuterny v Praze na Petřiacuteně se ve směru posledniacuteho kontaktu vyskytla eruptiVTIiacute protuberance

LiteratUTa l Lelio Gama Magnetic effects ohserved at Vassouras Brazil during the solar Eclipse of May 20 1947 Z časopisu Terrestrial Magnetism ana Atmospheric Electricity prosinec 1948

2 Jan Bouška Zemskyacute magnetismus - Praha 1949 3 Vladimiacuter Černyacute Zemskyacute magnetismus (zaacuteJkladru pojmy a poznatky) - rUše

hvězd 51954 Praha-Vokovice 20 VII 1954 Vl-adimiacuter Černyacute

NOVEacute OBJEVY A VYacuteZKUMY o VZNIKAacuteNiacute HVĚZD V ŘETiacuteZCiacuteCH

Praacutece V A Ambarcumjana a jeho spolUlpracovnlkfi o vzniacuteku hvězd ve hvězdshynyacutech associaciacutech po prveacute dokaacutezaly že hvězdy nevznikly najednou v jedinyacute okashymžik nyacutebrž že vzrukajiacute neustaacutele i v dnešniacute době Tyto praacutece teacutež ukaacutezaly že hvězdy nevznikajiacute ojediněle nyacutebrž v celyacutech skupiacutenaacutech Nebylo však dosua objeshyveno jakyacutem způsobem hvězdy vznikajiacute bylo pouze možno předpoklaacutedat že vznikajiacute z mezihvězdnyacutech mračen prachu a plynu Spraacutevnost tohoto předpokladu byla dokaacutezaacutena až objevy V G Fesenkova a D A Rožkovskeacuteho

Tito autoři ziacuteskali Maksutovou komorou na observatoři Alma-Ata řadu sniacutemků řasovyacutech mlhovin v Labuti (NGC 6960 6992-6995) jakož i řady jinyacutech mlhovin v nichž se vyskytujiacute alespoň je)notlivaacute mlohovinnaacute vlaacutekna Tyto sniacutemky byly ziacuteskaacuteny jak v biacuteleacutem světle tak i v červeneacutem žluteacute a modreacute čaacutesti spektra Na těchto sniacutemciacutech je patrno seskupeniacute hvězd nachaacutezejiacuteciacutech se v mlhovině a na jejiacutem~ okraji ve hvězdneacute řetizky o 3 až 15 hvězdaacutech při čemž pod hvězdnyacutem ňetiacutezkem rozumiacuteme hvězdy stejneacute velikosti ležiacuteciacute ve stejnyacutech veaacutejemnyacutech vzdaacuteshylenostech na přiacutemce nebo khvce Takoveacuteto řetiacutezky jsou často obklopeny vlaacuteknem mlhoviny nebo jsou pokračovaacuteniacutem některeacuteho mlhovinneacuteho vlaacutekna a často kromě hvězd obsahujiacute i pouheacute zhuštěniacuteny m~hovinneacuteho vlaacutekna ktereacute stojiacute v těch miacutesshytech kde by měly byacutet hvězdy Na podklaaě ~odrobneacuteho rozboru ZIacuteskaneacuteho materiaacutelu a na podkladě některyacutech

199

_ r-shy

o N UTN OSTI sVEToveacuteH o K ALE N DAacuteŘE

Dr HUB E RT S LO U KA

Nejstaršiacute a nejYyacuteznamnějšiacute vymoženostiacute astronomie je zavedeniacute kashylendaacuteře Jeho vznik ležiacute v dobaacutech tak nesmiacuterně vzdaacutelenyacutech že nelze stanovit ani tisiacuteciletiacute kdy se- pračlověk po prveacute pokusil do plynuleacuteho toku udaacutelostiacute sveacuteho života vneacutest jakyacutesi pořaacutedek a pravidelnost Je naacutem však jasneacute že měřeniacute a rozděleniacute doby ve dni ročniacute obdobiacute měshysiacutece a roky je nesrovnatelně staršiacute než zavedeniacute hodin minut a vteřin Zatiacutem co hodiny jako měřiče času byly vynalezeny někdy v třinaacutecteacutem stoletiacute kdy začaly sloužit vědeckyacutem uacutečelům byl kalendaacuteř již na vysoshykeacutem stupni dokonalosti jako vyacutesledek mnohotisiacutecileteacuteho snaženiacute a zdokonalovaacuteniacute člověkem Zatiacutem však co hodiny a měřeniacute času dosaacutehlo v nynějšiacute době neobvykleacute přesnosti a dokonalosti nemůžeme toteacutež řiacuteci o kalendaacuteři kteryacute neuspokojuje ani hvězdaacuteře ani potřeby běžneacuteho života a obsahuje mnoho nepravidelnostiacute a nesrovnalostiacute Je proto zavedeniacute dokonaleacuteho kalendaacuteře nutnyacutem požadavkem moderniacute doby kteraacute přibliacutežila a spojila naacuterOdy takovyacutem způsobem jako nikdy dřiacuteve

Tentokraacutete vychaacuteziacute naacutetlak na uskutečněniacute kalendaacuteřoveacute reformy z pokrokoveacute Indie kde kalendaacuteřoveacute poměry jsou až dosud velmi neshydokonaleacute a chaotickeacute I dnes se ještě použiacutevaacute v Indii až na čtrnaacutect různyacutech kalendaacuteřů a oficiaacutelniacute almanach kteryacute vydaacutevaacute každoročně indickaacute vlaacuteda obsahuje čtyři nejrozšiacuteřenějšiacute a nejviacutece užiacutevaneacute kalenshydaacuteře mezi nimi takeacute naacuteš Řehořskyacute a Mohamedaacutenskyacute Tato obsažnaacute publikace maacute asi 3273 stran a přepočiacutetaacutevaacuteniacute různyacutech kalendaacuteřniacutech uacutedajů zabere mnoho času a nesmiacuterně ztěžuje jak oficiaacutelniacute vlaacutedniacute tak i soukromou činnost Pro dalšiacute rozvoj Indie je proto nesmiacuterně užitečnyacute zaacutekrok kteryacute nedaacutevno učinil znaacutemyacute vynikajiacuteciacute fysik indickyacute profesor Meg Nad Haha Jako předseda komise pro refonnu kalendaacuteře v Indii učinil tento naacutevrh

Je třeba vybudovat indickyacute Grennwich kde budou konaacuteny všechny nutneacute počtaacuteřskeacute praacutece pro vydaacutevaacuteniacute indickyacutech efemerid nautickyacutech a leteckyacutech ročenek a kde kalendaacuteř se bude opiacuterat o slunečniacute kalendaacuteř pro celou Indii Je třeba opustit lunaacuterniacute kalendaacuteře použiacutevaneacute v civilshyniacutem životě a deacutelku roku stanovit na 3652422 dne Rovněž je nezbytně nutneacute počiacutetat dny od půlnoci do půlnoci a nynějšiacute nepravidelneacute měsiacutece nahradit měsiacuteci jak jsou zavedeny v noveacutem Světoveacutem kalendaacuteři

Jakeacute vyacutehody maacute tento novyacute Světovyacute kalendaacuteř oproti dosud použiacutevashyneacutemu Řehořovu Jsou takoveacuteho raacutezu že se za něj staviacute dnes celyacute astronomickyacute svět a všechny pokrokoveacute staacutety ktereacute nevyacutehody dosud použiacutevaneacuteho kalendaacuteře staacutele viacutece a viacutece pociťujiacute

Novyacute Světovyacute kalendaacuteř je stejně solaacuterniacute jako kalendaacuteř nynějšiacute to znamenaacute že jeho rozděleniacute v dni a měsiacutece se opiacuteraacute o stejnoměrneacute rozděleniacute doby oběhu Země kolem Slunce a bere ohled na pravidelneacute

190

---- - - - -

střiacutedaacuteniacute ročniacutech obdobiacute Obsahuje rovněž dvanaacutect měsiacuteců a 52 tyacutednů po sedmi dnech Posledniacute den v roce třistapětašedesaacutetyacute te vsunut mezi dva tyacutedny takže je mimo tyacuteden a je označen jako Světovyacute den s datem 31 prosince nebo W prosinec Měl by byacutet slaven jako Světovyacute svaacutetek a znamenal by takeacute uceleneacute zakončeniacute časoveacuteho obdobiacute jednoho roku

SVĚTOVYacute KALENDAacuteŘ

LEDEN NPUacuteSCPS

l 1234567 ~ 8 9 10 11 12 13 14 E 15 16 17 18 19 20 21 t) 22 23 24 25 26 27 28 ~ 29 30 31

DUBEN NPUacuteSCPS

l 1234567 ~ 8 9 10 11 12 13 14 E 15 16 17 18 19 20 21 t) 22 23 24 25 26 27 28 N 29 30 31

ČERVENEC NPUacuteSCPS

123456711 8 9 10 11 12 13 14 ~ 15 16 17 18 19 20 21 t) 22232425262728 ~ 29 30 31

Ř iacute JEN NPUacuteSCPS

1234567 2 8 9 1011 12 13 14 ~ 15 16 17 18 19 20 21 t) 22 23 24 25 26 27 28 29 30 31

UacuteNOR NPUacuteSCPS

1234 5 6 7 8 9 10 II 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30

KVĚTEN

NPUacuteSCPS

1234 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30

SRPEN NPUacuteSCPS

1234 5 6 7 8 9 10 II 12 13 14 15 16 17 18

BŘEZEN

NPUacuteSČPS

12 3 4 5 6 7 8 9 10 II 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30

ČERVEN

NPUacuteSCPS

12 3 4 5 6 7 8 9 10 II 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30 W

NP

zAŘ UacuteSCPS

I

3 4 10 11

12 5 6 7 8 9 12 13 14 15 16

I

1920212223242517181920212223 26 27 28 29 30

I L I S TOP A D NPUacuteSCPS

1234 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30

24 25 26 27 28 29 30

PRO S lNE C NPUacuteSCPS

12 3 4 5 6 7 8 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30 W

Světovyacute den (Světovyacute svaacutetek) W neb 31 prosine~ (365 den) naacutesledue po 3D prosinci každeacuteho roku I W - den přestupneacuteho roku (Světovyacute svaacutetek) nebo 31 ČerVen naacutesledue 30 června každeacuteho přestupshy

neacuteho roku

191

I

9

V přestupnyacute rok kdy ziacuteskaacutevaacuteme jeden den nebyl by tento vsunut na konec uacutenora jak obvykle nyacutebrž mezi- 30 června a 1 července Byl by označen jako 31 červen nebo jako VV červen rovněž jako Světovyacute den Opakoval by se vždy po čtyřech letech tak jako dosud

Velkou vyacutehodou Světoveacuteho kalendaacuteře by byla stejnost roků každeacute datum by připadalo vždy na stejnyacute den v roce 1 ledna by vždy přishypadlo na neděli 1 uacutenora vždy na středu 1 března vždy na paacutetek 1 dubna vždy na neděli atd Nebylo by třeba tisknout každyacute rok novyacute kalendaacuteř vyrytyacute do kamene neb do kovu stal by se jak potřebnou tak i ozdobnoo součaacutestiacute veřejnyacutech budova miacutestnostiacute (Viz str 191)

Nejvhodnějšiacute den pro zavedeniacute noveacuteho kalendaacuteře byl by 1 leden 1956 kteryacute připadaacute na neděli anebo až 1 ledna 1951 kdy rovněž je

bull neděle Lze očekaacutevat že spojeniacutem všech pokrokovyacutech sil k tomuto zdokonaleniacute našeho kalendaacuteře co nejdřiacuteve dojde

PROM~NNEacute HV~ZDY

B V KUKARKIN

(v pokračovaacutemiacute)

Proměnneacute hvězdy typu Mim Ceti

Proměnneacute hvězdy typu Mira Ceti se nazyacutevajiacute ty proměnneacute hvězdy velkeacute posloupnosti jejichž periody jsou v rozmeziacute od 50 do 650 dniacute amplitudy změny jasnosti ve visuaacutelniacutech a fotografickyacutech paprsciacutech jsou vyššiacute než 25 m (průměrně 47 m) a ve spektrech v době maxima jsou vidět intensivru jasneacute čaacutery vodiacuteku a jinyacutech prvků Všechny proshyměnneacute hvězdy tohoto typu majiacute niacutezkeacute teploty velkaacute většina jich (90 ) patřiacute ke spektraacutelniacute třiacutedě Me a mnohem menšiacute čaacutest (přibližně po 5 ) spektraacutelniacutem třiacutedaacutem Se Ne

Mnohaletaacute zkoumaacuteniacute spekter těchto hvězd kteraacute se konala v SSSR akademikem G A Šajnem a v USA P Merrillem vedla k objeveniacute mnoshyhyacutech a různyacutech fysikaacutelntch zvlaacuteštnostiacute hvězd tohoto typu Kromě toho tyto hvězdy vzhledem k velkyacutem amplitudaacutem a snadnosti pozorovaacuteniacute 400 proměnnyacutech hvězd typu Mira Cetiacute za celou dobu jejich pozorovaacuteniacute byly vždycky obliacutebenyacutemi objekty pro visuaacutelniacute určeniacute jasnosti a v době posledniacutech desiacutetek let mnoho set jich přišlo na program amateacuterskyacutech společnostiacute pozorovatelů proměnnyacutech hvězd a neustaacutele se pozorujiacute Velkeacute amplitudy těchto hvězd způsobujiacute snadnost objevu Lze tvrditi že znaacuteme prakticky všechny proměnneacute hvězdy tohoto typu jasnějšiacute než 10 m v maximu Všechny tyto přiacutezniveacute okolnosti vedly k t0Jnu že proměnneacute hvězdy typu Mira Cetiacute mohou byacutet v přiacutetomneacute době poshyvažovaacuteny po mnoha straacutenkaacutech za nejleacutepe prozkoumaneacute objekty z proshy

192

měnnyacutech hvězd všech typu V přiacutetomneacute době je znaacutemo viacutece než 3000 proměnnyacutech hvězd typu Mira Ceti

Deacutelka periody proměnneacute hvězdy představuje iednu z nejzaacutekladnějshyšiacutech a v dnešniacute době lehce určitelnyacutech charateristik proměnnostiacute Proshyměnneacute hvězdy typu Mira Ceti z nichž se mnoheacute nepřetržitě pDzorujiacute kolem 100 let a některeacute jednotliveacute hvězdy již několik stoletiacute předstashyvujiacute vděčnyacute materiaacutel pro zkoumaacuteniacute otaacutezky o změně deacutelky periody s dobou Objeveniacute sekulaacuterpiacutech změn periody proměnnyacutech hvězd mělo by velmi důležityacute vyacuteznam kdyby bylo možno dokaacutezat vyacutevojovyacute vyacuteshyznam těchto změn Velkaacute většina proměnnyacutech hvězd typu Mira Ceti opravdu jsou charakteristickeacute skutečnyacutemi koliacutesaacuteniacutemi period Ale ještě roku 1929 Eddington a Plakidis (A Eddington S Plakidis M N 90 65 1929) poukaacutezali a v roce 1934 Sterne ještě přesvědčivěji dokaacutezal (T Sterne Harv Circ 386 a 387 1934) že tato skutečnaacute koliacutesaacuteniacute představujiacute naacutesledek samotneacute podstaty periodickyacutech procesů a v žaacutedshyneacutem přiacutepadě nemajiacute vyacutevojovyacute charakter V roce 1938 bylo uveřejněno zkoumaacuteniacute Sterneho a Campbella (T Sterne L Campbell Harvard Annals 105 1938) Autoři sebrali všechny uacutedaje o periodaacutech teacuteměř 400 proměnnyacutech hvězd typu Miacutera Ceti za celou dobu jejich pDwrovaacuteniacute a přiložili k těmto nahodilyacutem statistibkyacutem vyacuteběrům souhlasneacute kriteshyrium Pirsonovo (t zv kriterium x2 ) kteryacute rozdělil materiaacutel podle času a podle deacutelky periody Pro velikou většinu hvězd pravděpodobshynost většiacutech než pozorovanyacutech nahodilyacutech rozdiacutelů v deacutelce periody se ukaacutezala byacuteti bliacutezkaacute jednotce Jinyacutemi slovy theoretickou představu pozorovaneacuteho rmiddotozloženiacute za pomoci zaacutekona přirozeneacuteho rozloženiacute lze poklaacutedat za dobrou a nelze předpoklaacutedat žaacutedneacute změny v deacutelce periody ktereacute by měly vyacutevojovyacute charakter (jEtn dvě hvězdy R Hydrae aR Aquishylae ukaacutezaly skutečneacute změny periody ktereacute pravděpodobně nemohou byacutet vysvětleny nahodilostiacute vyacuteběru) Nemůže tedy byacutet ani řeči o objeshyvovaacuteniacute vyacutevojovyacutech proměn period proměnnyacutech hvězd typu Mira Cetiacute Avšak čas je našiacutem spolehlivyacutem spojencem ve věci poznaacuteniacute vněišiacuteho světa a opakovaacuteniacute baacutedaacuteniacute podobnyacutech praacuteci Sterneho a Campbella za několik desiacutetek let může veacutesti k objevům vyacutevojovyacutech tendenciacute ve změshyně period proměnnyacutech hvězd

Již před šedesaacuteti lety bylo objevenože ve spektrech proměnnyacutech hvězd typu Mira Ceti se pozorujiacute emisniacute čaacutery vodiacuteku a jinyacutech prvků Je však znaacutemo že proměnneacute hvězdy typu Mira Ceti isou hvězdami s nejnižšiacutemi teplotami (1600deg K až 3300deg K) jejichž spektra jsou chashyrakteristickaacute molekulaacuterniacutemi paacutesy (kysličniacutek titanu kysličniacutek zirkonu uhliacutek kyan uhlovodiacuteky atd) PřiacutetOIlli1ost absorpčniacutech molekulaacuterniacutech paacutesů a emisniacutech čar vodiacuteku a ionisovaneacuteho železa v teacutemže spektru vyžadujiacuteciacutech pro svou excitaci vysokeacuteho stupně energie se na prvniacute pohled zdaacute byacutet neslučitelnaacute Je zcela přirozeneacute že probleacutemu studia podstaty emisniacutech spekter proměnnyacutech hvězd typu Mira Ceti se věnoshyvalo a věnuje mnoho pozornosti Zvlaacutešť zaJiacutemavaacute isou všestrannaacute a

193

I

důslednaacute studia akademika Šajna (G A Šajn Izv AN SSSR 9 61 1945) provedenaacute během posledniacutech deseti let Omeziacuteme se zde stručshynyacutem vyacutekladem jeho studiiacute protože mnohopočetnaacute a různorodaacute studia jinyacutech autorů hlavně Merrilla v USA neřešiacute probleacutemy tak důkladně a široce

Mimo zaacutehadnost sameacute existence emisniacutech čar vysokeacuteho excitačniacuteho potenciaacutelu ve spektrech proměnnyacutech typu Mira Ceti nemeacuteně zaacutehadshynyacutemi se ukaacutezaly byacutet podivneacute nepravidelnosti v proměnnyacutech intensishytaacutech těchto čar Tyto nepravidelnosti (na přiacuteklad v Balmerově serii vodiacuteku čaacutera Ht je značně intensivnějšiacute než HlO a čaacutera Ho nejčastěji neniacute vůbec viditelnaacute) se nachaacutezejiacute v protikladu s theoriiacute a nikdy se nepozorujiacute u hvězd s vysokou teplotou a emisniacutemi spektry Akademik Šajn přesvědčivě ukaacutezal že prakticky všechny pozorovaneacute velmi poshyčetneacute nepravidelnosti mohou byacutet vysvětleny hypoteacutesou fysikaacutelniacuteho zakryacutevaacuteniacute některeacute emisniacute čaacutery zmenšujiacute svou intensitu a měniacute profil když se na cestě paprsku ven z hvězdy setkaacutevajiacute atomy nebo molekuly schopneacute absorbovat jim odpoviacutedajiacuteciacute kmitočet kdežto jineacute emisniacute čaacutery se vyzařujiacute bez překaacutežky Totiž kolem doby maxima když zvlaacutešť jasně se projevujiacute některeacute nepravidelnosti v atmosfeacuteře proměnnyacutech hvězd typu Mira Ceti neniacute efektivniacute stav hmoty způsobujiacuteciacute emisniacute spektrum vyššiacute než efektivniacute stav hmoty způsmiddotobujiacuteciacute absorpčniacute spektrum Nic podobneacuteho se nepozoruje u hvězd s vysokou teplotou u nichž emisniacute hmota se naleacutezaacute ve vrchniacutech vrstvaacutech atmosfeacutery a někdy i tvořiacute odděshylenyacute obal

Šajn ukazuje na velmi zaacutesadniacute zvlaacuteštnost powrovanyacutech nepravidelshynostiacute v emisniacutech čaraacutech nepravidelnosti se zmenšujiacute s deacutelkou doby od maxima (se zvětšeniacutem faacuteze) a často bliacutezko u minima uacuteplně miziacute Přiacuteshyčina zmenšeniacute nepravidelnostiacute s faacuteziacute tkviacute v tom že efektivniacute stav hmoty způsobujiacuteciacute emisniacute spektrum se staacutele zvyšuje zatiacutem co efekt fysikaacutelniacuteho zakryacutevaacuteniacute se přirozeně zmenšuje Tato hmota maacute vzeshystupnyacute pohyb v atmosfeacuteře ponenaacutehlu dosahuje velmi vysokyacutech jejiacutech vrstev a snad ji uacuteplně opouštiacute Hypoteacutesa vzestupneacuteho pohybu hmoty se potvrzuje už daacutevno znaacutemyacutem faktem že rychlost paprsku z emisniacutech čar je vždy matematicky menšiacute než rychlost paprsků z čar absorpčshyniacutech to znamenaacute že vrstva vytvaacuteřejiacuteciacute emisniacute čaacutery maacute vzhledem k vrstvě vytvaacuteřejiacuteciacute spektrum absorpčniacute pohyb vnějšiacute Rychlost toshyhoto vzestupneacuteho pohybu je pro různeacute hvězdy v meziacutech od 20 do 30 kmsec

Nehledě na to že nemůžeme zpozorovat moment kdy nastane vyacuteron hmoty způsobujiacuteciacute emisniacute spektrum z hlubokyacutech vrstev do atmosfeacutery a přesně zaznamenat moment kdy tato hmota v průběhu vzestupneacuteho pohybu opouštiacute atmosfeacuteru můžeme zjistit hodnotu vyacutešky atmosfeacutery aspoň podle trvaacuteniacute viditelnosti vyzařovanyacutech čar a poměrneacute rychlosti vyzařujiacuteciacute vrstvy Vyacuteška atmosfeacutery dosahuje hodnoty 1013 cm to je hodnoty poloměru veleobra Hvězdy typu Miacutera Ceti tedy majiacute značně

194

roztažitelnou a zředěnou atmosfeacuteru Přiacutetomnost vysokyacutech atmosfeacuter je nutnou podmiacutenkou pro uskutečněniacute fluorescence kteraacute představuje jedinyacute mechanismus schopnyacute vysvětlit existenci emisniacutech čar Avšak tato podmiacutenka nestačiacute Je nutnaacute ještě silnaacute ultrafialovaacute radiace tak neočekaacutevanaacute u chladnyacutech hvězd typu Miacutera CetL

Šajn ukaacutezal že použiacutevajiacutece pro vysvětleniacute nepravidelnostiacute v intenshysitaacutech čar emisniacuteho spektra efekt fysikaacutelniho zakryacutevaacuteniacute a přihliacutežejiacutece k tomuto efektu dostaacutevaacuteme pro proměnneacute hvězdy typu Mira Ceti norshymaacutelniacute emisniacute spektrum shodneacute s emisniacutem spektrem horkyacutech hvězd (Be) a teacutež novyacutech hvězd v počaacutetečniacute periodě objeveniacute emisniacutech čar Tedy u všech třiacute uvedenyacutech typů nehledě na ostreacute rozdiacutely v absorpčshyniacutech spektrech neniacute velkyacutech rozdiacutelů v emisniacutech spektrech a jsou všeshychny důvody k předpokladu jejich společneacuteho původu Emisniacute spekshytrum těchto hvězd s efektivniacute teplotou řaacutedově 2500deg K Absorpčniacute spekshytra hvězd typu Mira Ceti při stejneacute teplotě před i po maximu isou prakticky stejnaacute zatiacutem co emisniacute spektra jsou značně rozdiacutelnaacute Tvoshyřeniacute emisniacutech čar vodiacuteku a ionisovaneacuteho železa pozorovanaacute šiacuteře vodiacuteshykovyacutech emisniacutech čar u hvězd typu Mira Ceti a intensita vysokyacutech čleshynů Balmerovy serie nevyhnutelně vede kzaacutevěru že intesita vzbuzujiacuteciacute radiace musiacute miacutet nesrovnatelně většiacute vyacuteznam odpoviacutedajiacuteciacute thermoshydynamickeacute rovnovaacuteze při teplotě 2500deg K

Ze všeho toho vyplyacutevaacute že přiacutečinou vyacuteskytu emisniacuteho spektra u hvězd typu Mira Ceti může byacutet jenom mohutnaacute ultrafialovaacute radiace jejiacutež vyacuteznam ie v mnoha směrech většiacute než vyacuteznam odpoviacutedajiacuteciacute černeacutemu zaacuteřeniacute hvězdy při teplotě 2500deg K Přiacutetomnost takoveacute radiacuteace zaacuteroveň s existenciacute roztažitelneacute atmosfeacutery je dostatečnou podmiacutenkou pro tvoshyřeniacute emisniacutech čar podle schematu (pokračavampniacute)

A + hy-gtA + e-gtA + h(Y1 + 12 + ) Přeložil Zdeněk Sekanina

o KONČiacuteciacuteM 11 LET Eacute M C Y K L U SL U NE čNiacuteCH S K V R N

Dr MILOSLAV KOPECKYacute

Astronomickyacute uacutestav ČsAV Ondřejov

V současneacute době jsme v obdobiacute minima slunečniacute činnosti mezi 18 a 19 cyklem slunečmiacute činnosti podle curyšskeacuteho čiacuteslovaacuteniacute (cyklus slunečniacute činii-Osti čiacuteslo l podle tohoto čiacuteslovaacuteniacute začal r 1755) MŮžeme si tedy již něco bližšiacuteho řiacuteci o middotkonshyčiacuteciacutem 18 cyklu slunečnich skvrn jehož průběh neniacute bez zajiacutemavostiacute ve srovnaacuteniacute s předchoziacutemi cykly

Minimum vyrOvnanyacutech měsiacutečniacutech průměrů relativniacutech čiacutesel ktereacute předchaacutezelo tomuto cyklu nastalo v uacutenoru T 1944 Po něm nastal poměrně prudkyacute vZlestup slunečniacute činnosti a již za necelyacutech 31h roku v polovině r 1947 dosaacutehla slunečniacute činnost maxima Maximum vyrovnanyacuteCh měsiacutečniacutech pri1měrů relativniacutech čiacutesel nastalo v kvěbnu 1947 a dosaacutehlo abnormaacutelně vysokeacute hodnoty 1518 jednotek relashy

195

ti vniacuteho čiSJa Po tomta maximu nenastal však pakles relativniacutech čiacutesel nyacutebrž vyravnaneacute měsiacutečniacute prftměry se udržavaly staacutele na vysakeacute hadnatě Až do srpna 1949 tedy pa viacutece jak dva raky neklesly pod 130 jednotek relativniacuteho Ciacutesla Ba naopak v řiacutejnu 1948 nastalo jejich vedlejši maximum ktereacute dosaacutehLo 1485 jedshynotek a bylo tedy poUZI o 33 jednotky relativniacuteho čiacutesla nimiddotžšiacute než hIavniacute maxi~ mum v r 1947 Až teprve po něm nastal znovu pozvolnyacute a piacutek již celkem norshymaacutelniacutepokles relaHvniacutech čiacutesel (Viz obr 1)

Tento -to j 18 cyklus slunečniacutech skvrn je již zajiacutemavyacute svyacutem abnormaacutelně vysokyacutem a dlouhotrvajiacuteciacutem maximem Je druhyacutem nejvyššiacutem cyklem slunečniacutech skvrn z dosud znaacutemyacutech cyklft V U1ibulce I jsou pro pozomiddotrovaacuteniacute uvedeny některeacute uacutedaje o 4 dosud nejvyššiacutech cyklech slunečniacutech skvrn Z tabulky vidiacuteme že kraacutetshykost doby vzestupu TM t j doby mezi minimem a maximem u 18 cyklu nenl nikterak vyacutejimečnaacute vzhledem k vyacutešce maxima neboť čiacutem maacute cyklus vyš~ mashyximum tiacutem maacute kraUliacute vzestupnou dobu

Tabulka J

3 17784 1585 29 16 4 17881 1412 34 12 8 18372 1469 33 13

18 19475 1518 33 32

Skutečně abnormaacutelně dlouheacute je však trvaacutenl vysokeacuteho relaAivniho čiacutesla Z tashybulky I vidiacuteme že doba T po niacutež byly vyrovnaneacute měsiacutečniacute prftměry relativniacutech čiacutesel vyššiacute než 130 jednotek je u 18 cyklu dTlakraacutet delšiacute než u dosud nejvyššiacuteho cyklu s maximem v r 17784 Toto jakož i existence podružneacuteho maxima v roce 1948 pouze o 33 jednotky nižšiacuteho než hlavni maximum v r 1947 vedlo k uacutevahaacutem zda maximum cyklu skutečně nastalo v r 1947 a zda nenastalo až v r 1948 Zkoumaacuteme-Ii však miacutesto relativniacuteho čiacutesla počet všech vzniklyacutech skupin skvrn za jeqnotku času zjistiacuteme jak ukaacuteZal autor člaacutenku že průběh počtu vzniklyacutech skupin za jednotku času maacute velmi ostreacute a vysokeacute maximum v r 1947 a vedlejšiacute maximum v r 1948 maacute poměrně slabě vyjaacutedřeno a mnohem nižšiacute než maximum v r 1947 (viz obr 2) Z toho vyplyacutevaacute že maximum 18 cyklu slunečniacutech skvrn Skutečně nastalo v polovině r 1947

Podle t zv Turnerova pravidJa střiacutedajiacute se cykly s lysokyacutem a niacutezkyacutem maxishymem a to tak že cykly sudeacute majl vždy nižšiacute maximum než oba ISOUsooniacute cykly IWheacute potlle curyšskeacuteho čiacuteslovaacuteniacute

18 cyklus jako cyklus sudyacute tvořiacute však vyacutejimku z Turnerova praviacutedla neboť je vyššiacute než předchoziacute 17 cyklus kteryacute v maximu dosaacutehl 1192 jednotekrelativshyniacuteho čiacutesla Vezmeme-li pak v uacutevahu zaacutevislost vyacutešky maxima licheacuteho na vyacutešce maxima předchoziacuteho sudeacuteho cyklu nalezenou autorem pak nastaacutevajiacuteci 19 cyklus slunečniacutech skvrn by musel v maximu dosaacutehnout 20B jednotek relativlUacuteho čiacutesla což je značně nepravděpodobneacute Tato okolnost že toUž současnyacute 18 cyklus slushynečniacutech skvrn tvořiacute vyacutejimku z Turnerova pravidla je opět jednou ze zajiacutemavosti tOhoto cyklu neboť za posledniacutech 100 let kdy jsou smiddotkutečně spolehlivaacute pozoroshyvaacuteni slunečniacutech skvrn nebylo Turnerovo pravidlo porušeno

Podrobnějšiacute studium teacuteto otaacutezky však ukazuje že porušelUacute Turnerovmiddota pravidla o střiacutedaacuteniacute vysokyacutech a niacutezkyacutech cyklft je nejspiacuteše zpftsobeno nevhodnostiacute dosud užiacutevanyacutech charakteristik slunečniacute činnosti Tak na př Kleczek ukaacutezal že 17 cyklus slunečniacute činnosti byl mnohem bohatšiacute na chromosfeacuterickeacute erupce než 18 cyklus což je ve shodě s Turnerovyacutem pravidlem Stejně tak i prftměrnaacute životniacute doba skupin skvrn je v 17 cyklu skvrn delšiacute než v 18 cyklu jak ukaacutezal autor což znamenaacute že 17 cyklus měl prftměrně mohutnějšiacute skupiny skvrn než cyklus 18 Lze tedy spiacuteše předpoklaacutedat že ve skutečnosti 18 cyklus slunečniacute činnosti Turnerovo pravidlo neporušuje a Že jeho porušeniacute vyplyacutevajiacutec ze studia prftběhů relativniacutech čiacutesel je jen zdaacutenliveacute

Jak nezaacutevisle na sobě ukaacutezali Kleczek a autor bylo vysokeacute relativniacute čiacuteslo 18

196

100

cyklu slunečniacutech skvrn zpl1sobeno velkyacutem množstviacutem drobnyacutech skupin skvrn Jak patrno na obr 2 vzniklo v roce 1947 sice velkeacute množstviacute skupin skvrn Jejich průměrnaacute životniacute doba byla však velmi kraacutetkaacute to znamenaacute že to byly včtšinou velmi maleacute skupiny skvrn Ke stejneacutemu vyacutesledku došel Kleczek studiem zastoupeniacute různyacutech typů skupin skvrn v 17 a 18 cyklu Zatiacutem co ranyacutech typfi skupin skvrn A B CaD bylo v 18 cyklu mnohem viacutece než v cyklu 17 typu F representujiacutecich nejmohutnějšiacute stadium skupin skvrn bylo v 17 i 18 cyklu prakticky stejně a typů H bylo v 18 cyklu dokonce meacuteně než v cyklu 17 Tyto podrobnost i nemůže však relativniacute čiacuteslo v žaacutedneacutem přiacutepadě vyjaacutedřit Opět z toho vidiacuteme že relativniacute čiacuteslo neniacute vhodnou charakteristikou slunečniacutech skvrn pro vyacutezkum jejich periodicity

Vidiacuteme tedy že končiacuteciacute 18 cyklus slunečniacute činnosti maacute řadu zajiacutemavostiacute ve sveacutem průběhu a bude si jistě ještě zasluhovat podrobnějšiacuteho studia

tOL

8 ~O

6

100

50so

gtsI9rS f9S0 f9S0

Obr 1 Obr 2

Obr 1 Průběh vyrovnatnyacutech měsiacutečniacutech průměrů relativniacuteho- čiacutesla v 18 cyklu slunečniacute čimnosti - Obr 2 Průběh počtu vzoniklyacutech -lkupin skvrn na celeacutem Slunci (horniacute křivka) a jejich průměrneacute životniacute doby To (dolni křivka) v 18

cyklu 8~unečniacute činnosti

197

PŘEDBĚNA ZPRAacuteVA O GEOMAGNETICKl AKTIVITĚ PŘI CASTECNlM ZATMĚNI SLUNCE 30 CERVNA 1954

PODLE MĚŘENI NA OBSERVATOŘI PRŮHONICE U PRAHY

Některeacute probleacutemy souvisiacuteciacute se studiem změn vnějšiacute čaacutestigeomagnetickeacuteho pole v zaacutevislosti na slunečniacute činnosti mohou byacutet vhodně řešeny detailniacutem rozshyborem geomagnetickeacute aktivity během zatměniacute Slunce

Kolektiv pracovniacutekti geomagnetickeacuteho odděleniacute GUacute CSAV věnoval proto zvyacuteshyšenou pozornost sledovaacuteniacute geomagnetickeacute aktivity při zatměniacute 30 června t r a podrobně vyhodnocuje vyacutesledky Předběžneacute vyacutesledky zde stručně uvedeneacute byly ziacuteskaacuteny proměřenim magnetoshy

glamfi staničniacutech variometrfi a hodnoty zprac ovaacuteny podle absolutniacutech měřeniacute provedenyacutech K Bodlaacutekem a B Pec1inovskyacutem Absolutniacute měřeniacute byla konaacutena teacutež během zatměniacute kromě toho V Cernyacutea M Schoř provedli při zatměniacute řadu relativnich měřeniacute H a Z Schmidtovyacutemi polniacutemi vahami

Z magnetogramti prfihonickeacute observatoře byly vybraacuteny magneticky klidneacute dny před a po zatměniacute (vyloučen byl den zatměniacute aby přiacutepadnaacute porucha ptisobenaacute zatměniacutem neovlivnila vyacutesledky) ktereacute poskytly materiaacutel pro odvozeniacute křivky normaacutelniacuteho prfiběhu geomagnetickyacutech elementti charakterisujiacutecl celkovou tenshydenci magnetickeacuteho pole Pořadnice normaacutelniacute křivky byly vzaty jako norshymaacutelniacute hodnoty pro den zatměni

Obdobiacute zatměniacute se vyznačuje celkovyacutem zvětšenlm hodnot elementti vzhledem k normaacutelniacute křivce Počaacutetek tohoto zvětšeniacute hodnot elementti připadaacute na 10 hod SEC tedy viacutece než dvě a ptil hodiny před začaacutetek zatměniacute a konči kraacutetce po 15 hodině tedy v době konce čaacute~ečneacuteho zatměniacute staUsticky byla určena pravděshy

podobnost jak dalece se muacuteže mezi 10-15 hod SEC vyskytnout naacutehodnaacute magshynetickaacute porucha (se zvětšeniacutem hodnot elementti) v den zatměni na zaacutekladě

30 VI 1954 PRŮHONICE

---L I I =--====--==--__s~~=Iacuteshysč SlOl II 13 It 15-------1 --=== _ f--L~middot middotmiddot middotmiddot~--_~~_ H ------------------~-shy

1 I

===-L~-~J-z

---===J 19B

hodnot vyčiacuteslenyacutech maacutegnetogramo čtrnaacutect dnO před a po zatměniacute počiacutetajiacutec v to den zatměniacute Z vyacutepočtů vychaacuteziacute pro tyto naacutehodneacute poruchy (Pf) g~omagnetickeacuteho pole pravděpodobnosti pro

D H (Pf) 23 9

Vyskytla-li se tedy během zatměniacute odchylka od normaacutelniacuteho proběhu je malaacute pravděpodobnost že byla celaacute zpflsobena naacutehodnou magnetickou poruchou a nashyopak je velkaacute pravděpodobnost že byla tato odchylka způsobena zatměniacutem většiacute čaacutestiacute Jejiacute velikost v by byla doplňkem do 100 vzhledem k (Pf) a činiacute tedy pro D 77 a pro H 91

Statisticky byla teacutež určena velikost naacutehodneacute poruchy pro D a H Odečterum takto ziacuteskanyacutech hodnot omiddotd hodnot určenyacutech PN) pomchu jež se vyskytla během zatměniacute vychaacuteziacute rozdily pro

D H 04 plusmn 01 9y plusmn 2y

což mohou byacutet změny zpflsobeneacute zatměniacutem Slunce Na kopii magnetogramu (obr 1) z obdobiacute zatměni je normaacutelniacute křivka tečmiddotkoshy

vaacutena Začaacutetek střed a konec zatměniacute jsou označeny šipkami s iacutendexy 1 2 3 H D Z jSOU křivky variaciacute BD BH Bz přiacuteslušneacute base TH Tz teploty Při konci z8ltměniacute je patrnyacute zajiacutemavyacute rychlejšiacute pokles elementů D a H Je jedmou většiacute odohylkou od celkoveacuteho průběhu poruchy v obdobiacute zatměniacute P05ile zjištěniacute pozoshyrovatelů Lidoveacute hvězuaacuterny v Praze na Petřiacuteně se ve směru posledniacuteho kontaktu vyskytla eruptiVTIiacute protuberance

LiteratUTa l Lelio Gama Magnetic effects ohserved at Vassouras Brazil during the solar Eclipse of May 20 1947 Z časopisu Terrestrial Magnetism ana Atmospheric Electricity prosinec 1948

2 Jan Bouška Zemskyacute magnetismus - Praha 1949 3 Vladimiacuter Černyacute Zemskyacute magnetismus (zaacuteJkladru pojmy a poznatky) - rUše

hvězd 51954 Praha-Vokovice 20 VII 1954 Vl-adimiacuter Černyacute

NOVEacute OBJEVY A VYacuteZKUMY o VZNIKAacuteNiacute HVĚZD V ŘETiacuteZCiacuteCH

Praacutece V A Ambarcumjana a jeho spolUlpracovnlkfi o vzniacuteku hvězd ve hvězdshynyacutech associaciacutech po prveacute dokaacutezaly že hvězdy nevznikly najednou v jedinyacute okashymžik nyacutebrž že vzrukajiacute neustaacutele i v dnešniacute době Tyto praacutece teacutež ukaacutezaly že hvězdy nevznikajiacute ojediněle nyacutebrž v celyacutech skupiacutenaacutech Nebylo však dosua objeshyveno jakyacutem způsobem hvězdy vznikajiacute bylo pouze možno předpoklaacutedat že vznikajiacute z mezihvězdnyacutech mračen prachu a plynu Spraacutevnost tohoto předpokladu byla dokaacutezaacutena až objevy V G Fesenkova a D A Rožkovskeacuteho

Tito autoři ziacuteskali Maksutovou komorou na observatoři Alma-Ata řadu sniacutemků řasovyacutech mlhovin v Labuti (NGC 6960 6992-6995) jakož i řady jinyacutech mlhovin v nichž se vyskytujiacute alespoň je)notlivaacute mlohovinnaacute vlaacutekna Tyto sniacutemky byly ziacuteskaacuteny jak v biacuteleacutem světle tak i v červeneacutem žluteacute a modreacute čaacutesti spektra Na těchto sniacutemciacutech je patrno seskupeniacute hvězd nachaacutezejiacuteciacutech se v mlhovině a na jejiacutem~ okraji ve hvězdneacute řetizky o 3 až 15 hvězdaacutech při čemž pod hvězdnyacutem ňetiacutezkem rozumiacuteme hvězdy stejneacute velikosti ležiacuteciacute ve stejnyacutech veaacutejemnyacutech vzdaacuteshylenostech na přiacutemce nebo khvce Takoveacuteto řetiacutezky jsou často obklopeny vlaacuteknem mlhoviny nebo jsou pokračovaacuteniacutem některeacuteho mlhovinneacuteho vlaacutekna a často kromě hvězd obsahujiacute i pouheacute zhuštěniacuteny m~hovinneacuteho vlaacutekna ktereacute stojiacute v těch miacutesshytech kde by měly byacutet hvězdy Na podklaaě ~odrobneacuteho rozboru ZIacuteskaneacuteho materiaacutelu a na podkladě některyacutech

199

_ r-shy

---- - - - -

střiacutedaacuteniacute ročniacutech obdobiacute Obsahuje rovněž dvanaacutect měsiacuteců a 52 tyacutednů po sedmi dnech Posledniacute den v roce třistapětašedesaacutetyacute te vsunut mezi dva tyacutedny takže je mimo tyacuteden a je označen jako Světovyacute den s datem 31 prosince nebo W prosinec Měl by byacutet slaven jako Světovyacute svaacutetek a znamenal by takeacute uceleneacute zakončeniacute časoveacuteho obdobiacute jednoho roku

SVĚTOVYacute KALENDAacuteŘ

LEDEN NPUacuteSCPS

l 1234567 ~ 8 9 10 11 12 13 14 E 15 16 17 18 19 20 21 t) 22 23 24 25 26 27 28 ~ 29 30 31

DUBEN NPUacuteSCPS

l 1234567 ~ 8 9 10 11 12 13 14 E 15 16 17 18 19 20 21 t) 22 23 24 25 26 27 28 N 29 30 31

ČERVENEC NPUacuteSCPS

123456711 8 9 10 11 12 13 14 ~ 15 16 17 18 19 20 21 t) 22232425262728 ~ 29 30 31

Ř iacute JEN NPUacuteSCPS

1234567 2 8 9 1011 12 13 14 ~ 15 16 17 18 19 20 21 t) 22 23 24 25 26 27 28 29 30 31

UacuteNOR NPUacuteSCPS

1234 5 6 7 8 9 10 II 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30

KVĚTEN

NPUacuteSCPS

1234 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30

SRPEN NPUacuteSCPS

1234 5 6 7 8 9 10 II 12 13 14 15 16 17 18

BŘEZEN

NPUacuteSČPS

12 3 4 5 6 7 8 9 10 II 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30

ČERVEN

NPUacuteSCPS

12 3 4 5 6 7 8 9 10 II 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30 W

NP

zAŘ UacuteSCPS

I

3 4 10 11

12 5 6 7 8 9 12 13 14 15 16

I

1920212223242517181920212223 26 27 28 29 30

I L I S TOP A D NPUacuteSCPS

1234 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30

24 25 26 27 28 29 30

PRO S lNE C NPUacuteSCPS

12 3 4 5 6 7 8 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30 W

Světovyacute den (Světovyacute svaacutetek) W neb 31 prosine~ (365 den) naacutesledue po 3D prosinci každeacuteho roku I W - den přestupneacuteho roku (Světovyacute svaacutetek) nebo 31 ČerVen naacutesledue 30 června každeacuteho přestupshy

neacuteho roku

191

I

9

V přestupnyacute rok kdy ziacuteskaacutevaacuteme jeden den nebyl by tento vsunut na konec uacutenora jak obvykle nyacutebrž mezi- 30 června a 1 července Byl by označen jako 31 červen nebo jako VV červen rovněž jako Světovyacute den Opakoval by se vždy po čtyřech letech tak jako dosud

Velkou vyacutehodou Světoveacuteho kalendaacuteře by byla stejnost roků každeacute datum by připadalo vždy na stejnyacute den v roce 1 ledna by vždy přishypadlo na neděli 1 uacutenora vždy na středu 1 března vždy na paacutetek 1 dubna vždy na neděli atd Nebylo by třeba tisknout každyacute rok novyacute kalendaacuteř vyrytyacute do kamene neb do kovu stal by se jak potřebnou tak i ozdobnoo součaacutestiacute veřejnyacutech budova miacutestnostiacute (Viz str 191)

Nejvhodnějšiacute den pro zavedeniacute noveacuteho kalendaacuteře byl by 1 leden 1956 kteryacute připadaacute na neděli anebo až 1 ledna 1951 kdy rovněž je

bull neděle Lze očekaacutevat že spojeniacutem všech pokrokovyacutech sil k tomuto zdokonaleniacute našeho kalendaacuteře co nejdřiacuteve dojde

PROM~NNEacute HV~ZDY

B V KUKARKIN

(v pokračovaacutemiacute)

Proměnneacute hvězdy typu Mim Ceti

Proměnneacute hvězdy typu Mira Ceti se nazyacutevajiacute ty proměnneacute hvězdy velkeacute posloupnosti jejichž periody jsou v rozmeziacute od 50 do 650 dniacute amplitudy změny jasnosti ve visuaacutelniacutech a fotografickyacutech paprsciacutech jsou vyššiacute než 25 m (průměrně 47 m) a ve spektrech v době maxima jsou vidět intensivru jasneacute čaacutery vodiacuteku a jinyacutech prvků Všechny proshyměnneacute hvězdy tohoto typu majiacute niacutezkeacute teploty velkaacute většina jich (90 ) patřiacute ke spektraacutelniacute třiacutedě Me a mnohem menšiacute čaacutest (přibližně po 5 ) spektraacutelniacutem třiacutedaacutem Se Ne

Mnohaletaacute zkoumaacuteniacute spekter těchto hvězd kteraacute se konala v SSSR akademikem G A Šajnem a v USA P Merrillem vedla k objeveniacute mnoshyhyacutech a různyacutech fysikaacutelntch zvlaacuteštnostiacute hvězd tohoto typu Kromě toho tyto hvězdy vzhledem k velkyacutem amplitudaacutem a snadnosti pozorovaacuteniacute 400 proměnnyacutech hvězd typu Mira Cetiacute za celou dobu jejich pozorovaacuteniacute byly vždycky obliacutebenyacutemi objekty pro visuaacutelniacute určeniacute jasnosti a v době posledniacutech desiacutetek let mnoho set jich přišlo na program amateacuterskyacutech společnostiacute pozorovatelů proměnnyacutech hvězd a neustaacutele se pozorujiacute Velkeacute amplitudy těchto hvězd způsobujiacute snadnost objevu Lze tvrditi že znaacuteme prakticky všechny proměnneacute hvězdy tohoto typu jasnějšiacute než 10 m v maximu Všechny tyto přiacutezniveacute okolnosti vedly k t0Jnu že proměnneacute hvězdy typu Mira Cetiacute mohou byacutet v přiacutetomneacute době poshyvažovaacuteny po mnoha straacutenkaacutech za nejleacutepe prozkoumaneacute objekty z proshy

192

měnnyacutech hvězd všech typu V přiacutetomneacute době je znaacutemo viacutece než 3000 proměnnyacutech hvězd typu Mira Ceti

Deacutelka periody proměnneacute hvězdy představuje iednu z nejzaacutekladnějshyšiacutech a v dnešniacute době lehce určitelnyacutech charateristik proměnnostiacute Proshyměnneacute hvězdy typu Mira Ceti z nichž se mnoheacute nepřetržitě pDzorujiacute kolem 100 let a některeacute jednotliveacute hvězdy již několik stoletiacute předstashyvujiacute vděčnyacute materiaacutel pro zkoumaacuteniacute otaacutezky o změně deacutelky periody s dobou Objeveniacute sekulaacuterpiacutech změn periody proměnnyacutech hvězd mělo by velmi důležityacute vyacuteznam kdyby bylo možno dokaacutezat vyacutevojovyacute vyacuteshyznam těchto změn Velkaacute většina proměnnyacutech hvězd typu Mira Ceti opravdu jsou charakteristickeacute skutečnyacutemi koliacutesaacuteniacutemi period Ale ještě roku 1929 Eddington a Plakidis (A Eddington S Plakidis M N 90 65 1929) poukaacutezali a v roce 1934 Sterne ještě přesvědčivěji dokaacutezal (T Sterne Harv Circ 386 a 387 1934) že tato skutečnaacute koliacutesaacuteniacute představujiacute naacutesledek samotneacute podstaty periodickyacutech procesů a v žaacutedshyneacutem přiacutepadě nemajiacute vyacutevojovyacute charakter V roce 1938 bylo uveřejněno zkoumaacuteniacute Sterneho a Campbella (T Sterne L Campbell Harvard Annals 105 1938) Autoři sebrali všechny uacutedaje o periodaacutech teacuteměř 400 proměnnyacutech hvězd typu Miacutera Ceti za celou dobu jejich pDwrovaacuteniacute a přiložili k těmto nahodilyacutem statistibkyacutem vyacuteběrům souhlasneacute kriteshyrium Pirsonovo (t zv kriterium x2 ) kteryacute rozdělil materiaacutel podle času a podle deacutelky periody Pro velikou většinu hvězd pravděpodobshynost většiacutech než pozorovanyacutech nahodilyacutech rozdiacutelů v deacutelce periody se ukaacutezala byacuteti bliacutezkaacute jednotce Jinyacutemi slovy theoretickou představu pozorovaneacuteho rmiddotozloženiacute za pomoci zaacutekona přirozeneacuteho rozloženiacute lze poklaacutedat za dobrou a nelze předpoklaacutedat žaacutedneacute změny v deacutelce periody ktereacute by měly vyacutevojovyacute charakter (jEtn dvě hvězdy R Hydrae aR Aquishylae ukaacutezaly skutečneacute změny periody ktereacute pravděpodobně nemohou byacutet vysvětleny nahodilostiacute vyacuteběru) Nemůže tedy byacutet ani řeči o objeshyvovaacuteniacute vyacutevojovyacutech proměn period proměnnyacutech hvězd typu Mira Cetiacute Avšak čas je našiacutem spolehlivyacutem spojencem ve věci poznaacuteniacute vněišiacuteho světa a opakovaacuteniacute baacutedaacuteniacute podobnyacutech praacuteci Sterneho a Campbella za několik desiacutetek let může veacutesti k objevům vyacutevojovyacutech tendenciacute ve změshyně period proměnnyacutech hvězd

Již před šedesaacuteti lety bylo objevenože ve spektrech proměnnyacutech hvězd typu Mira Ceti se pozorujiacute emisniacute čaacutery vodiacuteku a jinyacutech prvků Je však znaacutemo že proměnneacute hvězdy typu Mira Ceti isou hvězdami s nejnižšiacutemi teplotami (1600deg K až 3300deg K) jejichž spektra jsou chashyrakteristickaacute molekulaacuterniacutemi paacutesy (kysličniacutek titanu kysličniacutek zirkonu uhliacutek kyan uhlovodiacuteky atd) PřiacutetOIlli1ost absorpčniacutech molekulaacuterniacutech paacutesů a emisniacutech čar vodiacuteku a ionisovaneacuteho železa v teacutemže spektru vyžadujiacuteciacutech pro svou excitaci vysokeacuteho stupně energie se na prvniacute pohled zdaacute byacutet neslučitelnaacute Je zcela přirozeneacute že probleacutemu studia podstaty emisniacutech spekter proměnnyacutech hvězd typu Mira Ceti se věnoshyvalo a věnuje mnoho pozornosti Zvlaacutešť zaJiacutemavaacute isou všestrannaacute a

193

I

důslednaacute studia akademika Šajna (G A Šajn Izv AN SSSR 9 61 1945) provedenaacute během posledniacutech deseti let Omeziacuteme se zde stručshynyacutem vyacutekladem jeho studiiacute protože mnohopočetnaacute a různorodaacute studia jinyacutech autorů hlavně Merrilla v USA neřešiacute probleacutemy tak důkladně a široce

Mimo zaacutehadnost sameacute existence emisniacutech čar vysokeacuteho excitačniacuteho potenciaacutelu ve spektrech proměnnyacutech typu Mira Ceti nemeacuteně zaacutehadshynyacutemi se ukaacutezaly byacutet podivneacute nepravidelnosti v proměnnyacutech intensishytaacutech těchto čar Tyto nepravidelnosti (na přiacuteklad v Balmerově serii vodiacuteku čaacutera Ht je značně intensivnějšiacute než HlO a čaacutera Ho nejčastěji neniacute vůbec viditelnaacute) se nachaacutezejiacute v protikladu s theoriiacute a nikdy se nepozorujiacute u hvězd s vysokou teplotou a emisniacutemi spektry Akademik Šajn přesvědčivě ukaacutezal že prakticky všechny pozorovaneacute velmi poshyčetneacute nepravidelnosti mohou byacutet vysvětleny hypoteacutesou fysikaacutelniacuteho zakryacutevaacuteniacute některeacute emisniacute čaacutery zmenšujiacute svou intensitu a měniacute profil když se na cestě paprsku ven z hvězdy setkaacutevajiacute atomy nebo molekuly schopneacute absorbovat jim odpoviacutedajiacuteciacute kmitočet kdežto jineacute emisniacute čaacutery se vyzařujiacute bez překaacutežky Totiž kolem doby maxima když zvlaacutešť jasně se projevujiacute některeacute nepravidelnosti v atmosfeacuteře proměnnyacutech hvězd typu Mira Ceti neniacute efektivniacute stav hmoty způsobujiacuteciacute emisniacute spektrum vyššiacute než efektivniacute stav hmoty způsmiddotobujiacuteciacute absorpčniacute spektrum Nic podobneacuteho se nepozoruje u hvězd s vysokou teplotou u nichž emisniacute hmota se naleacutezaacute ve vrchniacutech vrstvaacutech atmosfeacutery a někdy i tvořiacute odděshylenyacute obal

Šajn ukazuje na velmi zaacutesadniacute zvlaacuteštnost powrovanyacutech nepravidelshynostiacute v emisniacutech čaraacutech nepravidelnosti se zmenšujiacute s deacutelkou doby od maxima (se zvětšeniacutem faacuteze) a často bliacutezko u minima uacuteplně miziacute Přiacuteshyčina zmenšeniacute nepravidelnostiacute s faacuteziacute tkviacute v tom že efektivniacute stav hmoty způsobujiacuteciacute emisniacute spektrum se staacutele zvyšuje zatiacutem co efekt fysikaacutelniacuteho zakryacutevaacuteniacute se přirozeně zmenšuje Tato hmota maacute vzeshystupnyacute pohyb v atmosfeacuteře ponenaacutehlu dosahuje velmi vysokyacutech jejiacutech vrstev a snad ji uacuteplně opouštiacute Hypoteacutesa vzestupneacuteho pohybu hmoty se potvrzuje už daacutevno znaacutemyacutem faktem že rychlost paprsku z emisniacutech čar je vždy matematicky menšiacute než rychlost paprsků z čar absorpčshyniacutech to znamenaacute že vrstva vytvaacuteřejiacuteciacute emisniacute čaacutery maacute vzhledem k vrstvě vytvaacuteřejiacuteciacute spektrum absorpčniacute pohyb vnějšiacute Rychlost toshyhoto vzestupneacuteho pohybu je pro různeacute hvězdy v meziacutech od 20 do 30 kmsec

Nehledě na to že nemůžeme zpozorovat moment kdy nastane vyacuteron hmoty způsobujiacuteciacute emisniacute spektrum z hlubokyacutech vrstev do atmosfeacutery a přesně zaznamenat moment kdy tato hmota v průběhu vzestupneacuteho pohybu opouštiacute atmosfeacuteru můžeme zjistit hodnotu vyacutešky atmosfeacutery aspoň podle trvaacuteniacute viditelnosti vyzařovanyacutech čar a poměrneacute rychlosti vyzařujiacuteciacute vrstvy Vyacuteška atmosfeacutery dosahuje hodnoty 1013 cm to je hodnoty poloměru veleobra Hvězdy typu Miacutera Ceti tedy majiacute značně

194

roztažitelnou a zředěnou atmosfeacuteru Přiacutetomnost vysokyacutech atmosfeacuter je nutnou podmiacutenkou pro uskutečněniacute fluorescence kteraacute představuje jedinyacute mechanismus schopnyacute vysvětlit existenci emisniacutech čar Avšak tato podmiacutenka nestačiacute Je nutnaacute ještě silnaacute ultrafialovaacute radiace tak neočekaacutevanaacute u chladnyacutech hvězd typu Miacutera CetL

Šajn ukaacutezal že použiacutevajiacutece pro vysvětleniacute nepravidelnostiacute v intenshysitaacutech čar emisniacuteho spektra efekt fysikaacutelniho zakryacutevaacuteniacute a přihliacutežejiacutece k tomuto efektu dostaacutevaacuteme pro proměnneacute hvězdy typu Mira Ceti norshymaacutelniacute emisniacute spektrum shodneacute s emisniacutem spektrem horkyacutech hvězd (Be) a teacutež novyacutech hvězd v počaacutetečniacute periodě objeveniacute emisniacutech čar Tedy u všech třiacute uvedenyacutech typů nehledě na ostreacute rozdiacutely v absorpčshyniacutech spektrech neniacute velkyacutech rozdiacutelů v emisniacutech spektrech a jsou všeshychny důvody k předpokladu jejich společneacuteho původu Emisniacute spekshytrum těchto hvězd s efektivniacute teplotou řaacutedově 2500deg K Absorpčniacute spekshytra hvězd typu Mira Ceti při stejneacute teplotě před i po maximu isou prakticky stejnaacute zatiacutem co emisniacute spektra jsou značně rozdiacutelnaacute Tvoshyřeniacute emisniacutech čar vodiacuteku a ionisovaneacuteho železa pozorovanaacute šiacuteře vodiacuteshykovyacutech emisniacutech čar u hvězd typu Mira Ceti a intensita vysokyacutech čleshynů Balmerovy serie nevyhnutelně vede kzaacutevěru že intesita vzbuzujiacuteciacute radiace musiacute miacutet nesrovnatelně většiacute vyacuteznam odpoviacutedajiacuteciacute thermoshydynamickeacute rovnovaacuteze při teplotě 2500deg K

Ze všeho toho vyplyacutevaacute že přiacutečinou vyacuteskytu emisniacuteho spektra u hvězd typu Mira Ceti může byacutet jenom mohutnaacute ultrafialovaacute radiace jejiacutež vyacuteznam ie v mnoha směrech většiacute než vyacuteznam odpoviacutedajiacuteciacute černeacutemu zaacuteřeniacute hvězdy při teplotě 2500deg K Přiacutetomnost takoveacute radiacuteace zaacuteroveň s existenciacute roztažitelneacute atmosfeacutery je dostatečnou podmiacutenkou pro tvoshyřeniacute emisniacutech čar podle schematu (pokračavampniacute)

A + hy-gtA + e-gtA + h(Y1 + 12 + ) Přeložil Zdeněk Sekanina

o KONČiacuteciacuteM 11 LET Eacute M C Y K L U SL U NE čNiacuteCH S K V R N

Dr MILOSLAV KOPECKYacute

Astronomickyacute uacutestav ČsAV Ondřejov

V současneacute době jsme v obdobiacute minima slunečniacute činnosti mezi 18 a 19 cyklem slunečmiacute činnosti podle curyšskeacuteho čiacuteslovaacuteniacute (cyklus slunečniacute činii-Osti čiacuteslo l podle tohoto čiacuteslovaacuteniacute začal r 1755) MŮžeme si tedy již něco bližšiacuteho řiacuteci o middotkonshyčiacuteciacutem 18 cyklu slunečnich skvrn jehož průběh neniacute bez zajiacutemavostiacute ve srovnaacuteniacute s předchoziacutemi cykly

Minimum vyrOvnanyacutech měsiacutečniacutech průměrů relativniacutech čiacutesel ktereacute předchaacutezelo tomuto cyklu nastalo v uacutenoru T 1944 Po něm nastal poměrně prudkyacute vZlestup slunečniacute činnosti a již za necelyacutech 31h roku v polovině r 1947 dosaacutehla slunečniacute činnost maxima Maximum vyrovnanyacuteCh měsiacutečniacutech pri1měrů relativniacutech čiacutesel nastalo v kvěbnu 1947 a dosaacutehlo abnormaacutelně vysokeacute hodnoty 1518 jednotek relashy

195

ti vniacuteho čiSJa Po tomta maximu nenastal však pakles relativniacutech čiacutesel nyacutebrž vyravnaneacute měsiacutečniacute prftměry se udržavaly staacutele na vysakeacute hadnatě Až do srpna 1949 tedy pa viacutece jak dva raky neklesly pod 130 jednotek relativniacuteho Ciacutesla Ba naopak v řiacutejnu 1948 nastalo jejich vedlejši maximum ktereacute dosaacutehLo 1485 jedshynotek a bylo tedy poUZI o 33 jednotky relativniacuteho čiacutesla nimiddotžšiacute než hIavniacute maxi~ mum v r 1947 Až teprve po něm nastal znovu pozvolnyacute a piacutek již celkem norshymaacutelniacutepokles relaHvniacutech čiacutesel (Viz obr 1)

Tento -to j 18 cyklus slunečniacutech skvrn je již zajiacutemavyacute svyacutem abnormaacutelně vysokyacutem a dlouhotrvajiacuteciacutem maximem Je druhyacutem nejvyššiacutem cyklem slunečniacutech skvrn z dosud znaacutemyacutech cyklft V U1ibulce I jsou pro pozomiddotrovaacuteniacute uvedeny některeacute uacutedaje o 4 dosud nejvyššiacutech cyklech slunečniacutech skvrn Z tabulky vidiacuteme že kraacutetshykost doby vzestupu TM t j doby mezi minimem a maximem u 18 cyklu nenl nikterak vyacutejimečnaacute vzhledem k vyacutešce maxima neboť čiacutem maacute cyklus vyš~ mashyximum tiacutem maacute kraUliacute vzestupnou dobu

Tabulka J

3 17784 1585 29 16 4 17881 1412 34 12 8 18372 1469 33 13

18 19475 1518 33 32

Skutečně abnormaacutelně dlouheacute je však trvaacutenl vysokeacuteho relaAivniho čiacutesla Z tashybulky I vidiacuteme že doba T po niacutež byly vyrovnaneacute měsiacutečniacute prftměry relativniacutech čiacutesel vyššiacute než 130 jednotek je u 18 cyklu dTlakraacutet delšiacute než u dosud nejvyššiacuteho cyklu s maximem v r 17784 Toto jakož i existence podružneacuteho maxima v roce 1948 pouze o 33 jednotky nižšiacuteho než hlavni maximum v r 1947 vedlo k uacutevahaacutem zda maximum cyklu skutečně nastalo v r 1947 a zda nenastalo až v r 1948 Zkoumaacuteme-Ii však miacutesto relativniacuteho čiacutesla počet všech vzniklyacutech skupin skvrn za jeqnotku času zjistiacuteme jak ukaacuteZal autor člaacutenku že průběh počtu vzniklyacutech skupin za jednotku času maacute velmi ostreacute a vysokeacute maximum v r 1947 a vedlejšiacute maximum v r 1948 maacute poměrně slabě vyjaacutedřeno a mnohem nižšiacute než maximum v r 1947 (viz obr 2) Z toho vyplyacutevaacute že maximum 18 cyklu slunečniacutech skvrn Skutečně nastalo v polovině r 1947

Podle t zv Turnerova pravidJa střiacutedajiacute se cykly s lysokyacutem a niacutezkyacutem maxishymem a to tak že cykly sudeacute majl vždy nižšiacute maximum než oba ISOUsooniacute cykly IWheacute potlle curyšskeacuteho čiacuteslovaacuteniacute

18 cyklus jako cyklus sudyacute tvořiacute však vyacutejimku z Turnerova praviacutedla neboť je vyššiacute než předchoziacute 17 cyklus kteryacute v maximu dosaacutehl 1192 jednotekrelativshyniacuteho čiacutesla Vezmeme-li pak v uacutevahu zaacutevislost vyacutešky maxima licheacuteho na vyacutešce maxima předchoziacuteho sudeacuteho cyklu nalezenou autorem pak nastaacutevajiacuteci 19 cyklus slunečniacutech skvrn by musel v maximu dosaacutehnout 20B jednotek relativlUacuteho čiacutesla což je značně nepravděpodobneacute Tato okolnost že toUž současnyacute 18 cyklus slushynečniacutech skvrn tvořiacute vyacutejimku z Turnerova pravidla je opět jednou ze zajiacutemavosti tOhoto cyklu neboť za posledniacutech 100 let kdy jsou smiddotkutečně spolehlivaacute pozoroshyvaacuteni slunečniacutech skvrn nebylo Turnerovo pravidlo porušeno

Podrobnějšiacute studium teacuteto otaacutezky však ukazuje že porušelUacute Turnerovmiddota pravidla o střiacutedaacuteniacute vysokyacutech a niacutezkyacutech cyklft je nejspiacuteše zpftsobeno nevhodnostiacute dosud užiacutevanyacutech charakteristik slunečniacute činnosti Tak na př Kleczek ukaacutezal že 17 cyklus slunečniacute činnosti byl mnohem bohatšiacute na chromosfeacuterickeacute erupce než 18 cyklus což je ve shodě s Turnerovyacutem pravidlem Stejně tak i prftměrnaacute životniacute doba skupin skvrn je v 17 cyklu skvrn delšiacute než v 18 cyklu jak ukaacutezal autor což znamenaacute že 17 cyklus měl prftměrně mohutnějšiacute skupiny skvrn než cyklus 18 Lze tedy spiacuteše předpoklaacutedat že ve skutečnosti 18 cyklus slunečniacute činnosti Turnerovo pravidlo neporušuje a Že jeho porušeniacute vyplyacutevajiacutec ze studia prftběhů relativniacutech čiacutesel je jen zdaacutenliveacute

Jak nezaacutevisle na sobě ukaacutezali Kleczek a autor bylo vysokeacute relativniacute čiacuteslo 18

196

100

cyklu slunečniacutech skvrn zpl1sobeno velkyacutem množstviacutem drobnyacutech skupin skvrn Jak patrno na obr 2 vzniklo v roce 1947 sice velkeacute množstviacute skupin skvrn Jejich průměrnaacute životniacute doba byla však velmi kraacutetkaacute to znamenaacute že to byly včtšinou velmi maleacute skupiny skvrn Ke stejneacutemu vyacutesledku došel Kleczek studiem zastoupeniacute různyacutech typů skupin skvrn v 17 a 18 cyklu Zatiacutem co ranyacutech typfi skupin skvrn A B CaD bylo v 18 cyklu mnohem viacutece než v cyklu 17 typu F representujiacutecich nejmohutnějšiacute stadium skupin skvrn bylo v 17 i 18 cyklu prakticky stejně a typů H bylo v 18 cyklu dokonce meacuteně než v cyklu 17 Tyto podrobnost i nemůže však relativniacute čiacuteslo v žaacutedneacutem přiacutepadě vyjaacutedřit Opět z toho vidiacuteme že relativniacute čiacuteslo neniacute vhodnou charakteristikou slunečniacutech skvrn pro vyacutezkum jejich periodicity

Vidiacuteme tedy že končiacuteciacute 18 cyklus slunečniacute činnosti maacute řadu zajiacutemavostiacute ve sveacutem průběhu a bude si jistě ještě zasluhovat podrobnějšiacuteho studia

tOL

8 ~O

6

100

50so

gtsI9rS f9S0 f9S0

Obr 1 Obr 2

Obr 1 Průběh vyrovnatnyacutech měsiacutečniacutech průměrů relativniacuteho- čiacutesla v 18 cyklu slunečniacute čimnosti - Obr 2 Průběh počtu vzoniklyacutech -lkupin skvrn na celeacutem Slunci (horniacute křivka) a jejich průměrneacute životniacute doby To (dolni křivka) v 18

cyklu 8~unečniacute činnosti

197

PŘEDBĚNA ZPRAacuteVA O GEOMAGNETICKl AKTIVITĚ PŘI CASTECNlM ZATMĚNI SLUNCE 30 CERVNA 1954

PODLE MĚŘENI NA OBSERVATOŘI PRŮHONICE U PRAHY

Některeacute probleacutemy souvisiacuteciacute se studiem změn vnějšiacute čaacutestigeomagnetickeacuteho pole v zaacutevislosti na slunečniacute činnosti mohou byacutet vhodně řešeny detailniacutem rozshyborem geomagnetickeacute aktivity během zatměniacute Slunce

Kolektiv pracovniacutekti geomagnetickeacuteho odděleniacute GUacute CSAV věnoval proto zvyacuteshyšenou pozornost sledovaacuteniacute geomagnetickeacute aktivity při zatměniacute 30 června t r a podrobně vyhodnocuje vyacutesledky Předběžneacute vyacutesledky zde stručně uvedeneacute byly ziacuteskaacuteny proměřenim magnetoshy

glamfi staničniacutech variometrfi a hodnoty zprac ovaacuteny podle absolutniacutech měřeniacute provedenyacutech K Bodlaacutekem a B Pec1inovskyacutem Absolutniacute měřeniacute byla konaacutena teacutež během zatměniacute kromě toho V Cernyacutea M Schoř provedli při zatměniacute řadu relativnich měřeniacute H a Z Schmidtovyacutemi polniacutemi vahami

Z magnetogramti prfihonickeacute observatoře byly vybraacuteny magneticky klidneacute dny před a po zatměniacute (vyloučen byl den zatměniacute aby přiacutepadnaacute porucha ptisobenaacute zatměniacutem neovlivnila vyacutesledky) ktereacute poskytly materiaacutel pro odvozeniacute křivky normaacutelniacuteho prfiběhu geomagnetickyacutech elementti charakterisujiacutecl celkovou tenshydenci magnetickeacuteho pole Pořadnice normaacutelniacute křivky byly vzaty jako norshymaacutelniacute hodnoty pro den zatměni

Obdobiacute zatměniacute se vyznačuje celkovyacutem zvětšenlm hodnot elementti vzhledem k normaacutelniacute křivce Počaacutetek tohoto zvětšeniacute hodnot elementti připadaacute na 10 hod SEC tedy viacutece než dvě a ptil hodiny před začaacutetek zatměniacute a konči kraacutetce po 15 hodině tedy v době konce čaacute~ečneacuteho zatměniacute staUsticky byla určena pravděshy

podobnost jak dalece se muacuteže mezi 10-15 hod SEC vyskytnout naacutehodnaacute magshynetickaacute porucha (se zvětšeniacutem hodnot elementti) v den zatměni na zaacutekladě

30 VI 1954 PRŮHONICE

---L I I =--====--==--__s~~=Iacuteshysč SlOl II 13 It 15-------1 --=== _ f--L~middot middotmiddot middotmiddot~--_~~_ H ------------------~-shy

1 I

===-L~-~J-z

---===J 19B

hodnot vyčiacuteslenyacutech maacutegnetogramo čtrnaacutect dnO před a po zatměniacute počiacutetajiacutec v to den zatměniacute Z vyacutepočtů vychaacuteziacute pro tyto naacutehodneacute poruchy (Pf) g~omagnetickeacuteho pole pravděpodobnosti pro

D H (Pf) 23 9

Vyskytla-li se tedy během zatměniacute odchylka od normaacutelniacuteho proběhu je malaacute pravděpodobnost že byla celaacute zpflsobena naacutehodnou magnetickou poruchou a nashyopak je velkaacute pravděpodobnost že byla tato odchylka způsobena zatměniacutem většiacute čaacutestiacute Jejiacute velikost v by byla doplňkem do 100 vzhledem k (Pf) a činiacute tedy pro D 77 a pro H 91

Statisticky byla teacutež určena velikost naacutehodneacute poruchy pro D a H Odečterum takto ziacuteskanyacutech hodnot omiddotd hodnot určenyacutech PN) pomchu jež se vyskytla během zatměniacute vychaacuteziacute rozdily pro

D H 04 plusmn 01 9y plusmn 2y

což mohou byacutet změny zpflsobeneacute zatměniacutem Slunce Na kopii magnetogramu (obr 1) z obdobiacute zatměni je normaacutelniacute křivka tečmiddotkoshy

vaacutena Začaacutetek střed a konec zatměniacute jsou označeny šipkami s iacutendexy 1 2 3 H D Z jSOU křivky variaciacute BD BH Bz přiacuteslušneacute base TH Tz teploty Při konci z8ltměniacute je patrnyacute zajiacutemavyacute rychlejšiacute pokles elementů D a H Je jedmou většiacute odohylkou od celkoveacuteho průběhu poruchy v obdobiacute zatměniacute P05ile zjištěniacute pozoshyrovatelů Lidoveacute hvězuaacuterny v Praze na Petřiacuteně se ve směru posledniacuteho kontaktu vyskytla eruptiVTIiacute protuberance

LiteratUTa l Lelio Gama Magnetic effects ohserved at Vassouras Brazil during the solar Eclipse of May 20 1947 Z časopisu Terrestrial Magnetism ana Atmospheric Electricity prosinec 1948

2 Jan Bouška Zemskyacute magnetismus - Praha 1949 3 Vladimiacuter Černyacute Zemskyacute magnetismus (zaacuteJkladru pojmy a poznatky) - rUše

hvězd 51954 Praha-Vokovice 20 VII 1954 Vl-adimiacuter Černyacute

NOVEacute OBJEVY A VYacuteZKUMY o VZNIKAacuteNiacute HVĚZD V ŘETiacuteZCiacuteCH

Praacutece V A Ambarcumjana a jeho spolUlpracovnlkfi o vzniacuteku hvězd ve hvězdshynyacutech associaciacutech po prveacute dokaacutezaly že hvězdy nevznikly najednou v jedinyacute okashymžik nyacutebrž že vzrukajiacute neustaacutele i v dnešniacute době Tyto praacutece teacutež ukaacutezaly že hvězdy nevznikajiacute ojediněle nyacutebrž v celyacutech skupiacutenaacutech Nebylo však dosua objeshyveno jakyacutem způsobem hvězdy vznikajiacute bylo pouze možno předpoklaacutedat že vznikajiacute z mezihvězdnyacutech mračen prachu a plynu Spraacutevnost tohoto předpokladu byla dokaacutezaacutena až objevy V G Fesenkova a D A Rožkovskeacuteho

Tito autoři ziacuteskali Maksutovou komorou na observatoři Alma-Ata řadu sniacutemků řasovyacutech mlhovin v Labuti (NGC 6960 6992-6995) jakož i řady jinyacutech mlhovin v nichž se vyskytujiacute alespoň je)notlivaacute mlohovinnaacute vlaacutekna Tyto sniacutemky byly ziacuteskaacuteny jak v biacuteleacutem světle tak i v červeneacutem žluteacute a modreacute čaacutesti spektra Na těchto sniacutemciacutech je patrno seskupeniacute hvězd nachaacutezejiacuteciacutech se v mlhovině a na jejiacutem~ okraji ve hvězdneacute řetizky o 3 až 15 hvězdaacutech při čemž pod hvězdnyacutem ňetiacutezkem rozumiacuteme hvězdy stejneacute velikosti ležiacuteciacute ve stejnyacutech veaacutejemnyacutech vzdaacuteshylenostech na přiacutemce nebo khvce Takoveacuteto řetiacutezky jsou často obklopeny vlaacuteknem mlhoviny nebo jsou pokračovaacuteniacutem některeacuteho mlhovinneacuteho vlaacutekna a často kromě hvězd obsahujiacute i pouheacute zhuštěniacuteny m~hovinneacuteho vlaacutekna ktereacute stojiacute v těch miacutesshytech kde by měly byacutet hvězdy Na podklaaě ~odrobneacuteho rozboru ZIacuteskaneacuteho materiaacutelu a na podkladě některyacutech

199

_ r-shy

V přestupnyacute rok kdy ziacuteskaacutevaacuteme jeden den nebyl by tento vsunut na konec uacutenora jak obvykle nyacutebrž mezi- 30 června a 1 července Byl by označen jako 31 červen nebo jako VV červen rovněž jako Světovyacute den Opakoval by se vždy po čtyřech letech tak jako dosud

Velkou vyacutehodou Světoveacuteho kalendaacuteře by byla stejnost roků každeacute datum by připadalo vždy na stejnyacute den v roce 1 ledna by vždy přishypadlo na neděli 1 uacutenora vždy na středu 1 března vždy na paacutetek 1 dubna vždy na neděli atd Nebylo by třeba tisknout každyacute rok novyacute kalendaacuteř vyrytyacute do kamene neb do kovu stal by se jak potřebnou tak i ozdobnoo součaacutestiacute veřejnyacutech budova miacutestnostiacute (Viz str 191)

Nejvhodnějšiacute den pro zavedeniacute noveacuteho kalendaacuteře byl by 1 leden 1956 kteryacute připadaacute na neděli anebo až 1 ledna 1951 kdy rovněž je

bull neděle Lze očekaacutevat že spojeniacutem všech pokrokovyacutech sil k tomuto zdokonaleniacute našeho kalendaacuteře co nejdřiacuteve dojde

PROM~NNEacute HV~ZDY

B V KUKARKIN

(v pokračovaacutemiacute)

Proměnneacute hvězdy typu Mim Ceti

Proměnneacute hvězdy typu Mira Ceti se nazyacutevajiacute ty proměnneacute hvězdy velkeacute posloupnosti jejichž periody jsou v rozmeziacute od 50 do 650 dniacute amplitudy změny jasnosti ve visuaacutelniacutech a fotografickyacutech paprsciacutech jsou vyššiacute než 25 m (průměrně 47 m) a ve spektrech v době maxima jsou vidět intensivru jasneacute čaacutery vodiacuteku a jinyacutech prvků Všechny proshyměnneacute hvězdy tohoto typu majiacute niacutezkeacute teploty velkaacute většina jich (90 ) patřiacute ke spektraacutelniacute třiacutedě Me a mnohem menšiacute čaacutest (přibližně po 5 ) spektraacutelniacutem třiacutedaacutem Se Ne

Mnohaletaacute zkoumaacuteniacute spekter těchto hvězd kteraacute se konala v SSSR akademikem G A Šajnem a v USA P Merrillem vedla k objeveniacute mnoshyhyacutech a různyacutech fysikaacutelntch zvlaacuteštnostiacute hvězd tohoto typu Kromě toho tyto hvězdy vzhledem k velkyacutem amplitudaacutem a snadnosti pozorovaacuteniacute 400 proměnnyacutech hvězd typu Mira Cetiacute za celou dobu jejich pozorovaacuteniacute byly vždycky obliacutebenyacutemi objekty pro visuaacutelniacute určeniacute jasnosti a v době posledniacutech desiacutetek let mnoho set jich přišlo na program amateacuterskyacutech společnostiacute pozorovatelů proměnnyacutech hvězd a neustaacutele se pozorujiacute Velkeacute amplitudy těchto hvězd způsobujiacute snadnost objevu Lze tvrditi že znaacuteme prakticky všechny proměnneacute hvězdy tohoto typu jasnějšiacute než 10 m v maximu Všechny tyto přiacutezniveacute okolnosti vedly k t0Jnu že proměnneacute hvězdy typu Mira Cetiacute mohou byacutet v přiacutetomneacute době poshyvažovaacuteny po mnoha straacutenkaacutech za nejleacutepe prozkoumaneacute objekty z proshy

192

měnnyacutech hvězd všech typu V přiacutetomneacute době je znaacutemo viacutece než 3000 proměnnyacutech hvězd typu Mira Ceti

Deacutelka periody proměnneacute hvězdy představuje iednu z nejzaacutekladnějshyšiacutech a v dnešniacute době lehce určitelnyacutech charateristik proměnnostiacute Proshyměnneacute hvězdy typu Mira Ceti z nichž se mnoheacute nepřetržitě pDzorujiacute kolem 100 let a některeacute jednotliveacute hvězdy již několik stoletiacute předstashyvujiacute vděčnyacute materiaacutel pro zkoumaacuteniacute otaacutezky o změně deacutelky periody s dobou Objeveniacute sekulaacuterpiacutech změn periody proměnnyacutech hvězd mělo by velmi důležityacute vyacuteznam kdyby bylo možno dokaacutezat vyacutevojovyacute vyacuteshyznam těchto změn Velkaacute většina proměnnyacutech hvězd typu Mira Ceti opravdu jsou charakteristickeacute skutečnyacutemi koliacutesaacuteniacutemi period Ale ještě roku 1929 Eddington a Plakidis (A Eddington S Plakidis M N 90 65 1929) poukaacutezali a v roce 1934 Sterne ještě přesvědčivěji dokaacutezal (T Sterne Harv Circ 386 a 387 1934) že tato skutečnaacute koliacutesaacuteniacute představujiacute naacutesledek samotneacute podstaty periodickyacutech procesů a v žaacutedshyneacutem přiacutepadě nemajiacute vyacutevojovyacute charakter V roce 1938 bylo uveřejněno zkoumaacuteniacute Sterneho a Campbella (T Sterne L Campbell Harvard Annals 105 1938) Autoři sebrali všechny uacutedaje o periodaacutech teacuteměř 400 proměnnyacutech hvězd typu Miacutera Ceti za celou dobu jejich pDwrovaacuteniacute a přiložili k těmto nahodilyacutem statistibkyacutem vyacuteběrům souhlasneacute kriteshyrium Pirsonovo (t zv kriterium x2 ) kteryacute rozdělil materiaacutel podle času a podle deacutelky periody Pro velikou většinu hvězd pravděpodobshynost většiacutech než pozorovanyacutech nahodilyacutech rozdiacutelů v deacutelce periody se ukaacutezala byacuteti bliacutezkaacute jednotce Jinyacutemi slovy theoretickou představu pozorovaneacuteho rmiddotozloženiacute za pomoci zaacutekona přirozeneacuteho rozloženiacute lze poklaacutedat za dobrou a nelze předpoklaacutedat žaacutedneacute změny v deacutelce periody ktereacute by měly vyacutevojovyacute charakter (jEtn dvě hvězdy R Hydrae aR Aquishylae ukaacutezaly skutečneacute změny periody ktereacute pravděpodobně nemohou byacutet vysvětleny nahodilostiacute vyacuteběru) Nemůže tedy byacutet ani řeči o objeshyvovaacuteniacute vyacutevojovyacutech proměn period proměnnyacutech hvězd typu Mira Cetiacute Avšak čas je našiacutem spolehlivyacutem spojencem ve věci poznaacuteniacute vněišiacuteho světa a opakovaacuteniacute baacutedaacuteniacute podobnyacutech praacuteci Sterneho a Campbella za několik desiacutetek let může veacutesti k objevům vyacutevojovyacutech tendenciacute ve změshyně period proměnnyacutech hvězd

Již před šedesaacuteti lety bylo objevenože ve spektrech proměnnyacutech hvězd typu Mira Ceti se pozorujiacute emisniacute čaacutery vodiacuteku a jinyacutech prvků Je však znaacutemo že proměnneacute hvězdy typu Mira Ceti isou hvězdami s nejnižšiacutemi teplotami (1600deg K až 3300deg K) jejichž spektra jsou chashyrakteristickaacute molekulaacuterniacutemi paacutesy (kysličniacutek titanu kysličniacutek zirkonu uhliacutek kyan uhlovodiacuteky atd) PřiacutetOIlli1ost absorpčniacutech molekulaacuterniacutech paacutesů a emisniacutech čar vodiacuteku a ionisovaneacuteho železa v teacutemže spektru vyžadujiacuteciacutech pro svou excitaci vysokeacuteho stupně energie se na prvniacute pohled zdaacute byacutet neslučitelnaacute Je zcela přirozeneacute že probleacutemu studia podstaty emisniacutech spekter proměnnyacutech hvězd typu Mira Ceti se věnoshyvalo a věnuje mnoho pozornosti Zvlaacutešť zaJiacutemavaacute isou všestrannaacute a

193

I

důslednaacute studia akademika Šajna (G A Šajn Izv AN SSSR 9 61 1945) provedenaacute během posledniacutech deseti let Omeziacuteme se zde stručshynyacutem vyacutekladem jeho studiiacute protože mnohopočetnaacute a různorodaacute studia jinyacutech autorů hlavně Merrilla v USA neřešiacute probleacutemy tak důkladně a široce

Mimo zaacutehadnost sameacute existence emisniacutech čar vysokeacuteho excitačniacuteho potenciaacutelu ve spektrech proměnnyacutech typu Mira Ceti nemeacuteně zaacutehadshynyacutemi se ukaacutezaly byacutet podivneacute nepravidelnosti v proměnnyacutech intensishytaacutech těchto čar Tyto nepravidelnosti (na přiacuteklad v Balmerově serii vodiacuteku čaacutera Ht je značně intensivnějšiacute než HlO a čaacutera Ho nejčastěji neniacute vůbec viditelnaacute) se nachaacutezejiacute v protikladu s theoriiacute a nikdy se nepozorujiacute u hvězd s vysokou teplotou a emisniacutemi spektry Akademik Šajn přesvědčivě ukaacutezal že prakticky všechny pozorovaneacute velmi poshyčetneacute nepravidelnosti mohou byacutet vysvětleny hypoteacutesou fysikaacutelniacuteho zakryacutevaacuteniacute některeacute emisniacute čaacutery zmenšujiacute svou intensitu a měniacute profil když se na cestě paprsku ven z hvězdy setkaacutevajiacute atomy nebo molekuly schopneacute absorbovat jim odpoviacutedajiacuteciacute kmitočet kdežto jineacute emisniacute čaacutery se vyzařujiacute bez překaacutežky Totiž kolem doby maxima když zvlaacutešť jasně se projevujiacute některeacute nepravidelnosti v atmosfeacuteře proměnnyacutech hvězd typu Mira Ceti neniacute efektivniacute stav hmoty způsobujiacuteciacute emisniacute spektrum vyššiacute než efektivniacute stav hmoty způsmiddotobujiacuteciacute absorpčniacute spektrum Nic podobneacuteho se nepozoruje u hvězd s vysokou teplotou u nichž emisniacute hmota se naleacutezaacute ve vrchniacutech vrstvaacutech atmosfeacutery a někdy i tvořiacute odděshylenyacute obal

Šajn ukazuje na velmi zaacutesadniacute zvlaacuteštnost powrovanyacutech nepravidelshynostiacute v emisniacutech čaraacutech nepravidelnosti se zmenšujiacute s deacutelkou doby od maxima (se zvětšeniacutem faacuteze) a často bliacutezko u minima uacuteplně miziacute Přiacuteshyčina zmenšeniacute nepravidelnostiacute s faacuteziacute tkviacute v tom že efektivniacute stav hmoty způsobujiacuteciacute emisniacute spektrum se staacutele zvyšuje zatiacutem co efekt fysikaacutelniacuteho zakryacutevaacuteniacute se přirozeně zmenšuje Tato hmota maacute vzeshystupnyacute pohyb v atmosfeacuteře ponenaacutehlu dosahuje velmi vysokyacutech jejiacutech vrstev a snad ji uacuteplně opouštiacute Hypoteacutesa vzestupneacuteho pohybu hmoty se potvrzuje už daacutevno znaacutemyacutem faktem že rychlost paprsku z emisniacutech čar je vždy matematicky menšiacute než rychlost paprsků z čar absorpčshyniacutech to znamenaacute že vrstva vytvaacuteřejiacuteciacute emisniacute čaacutery maacute vzhledem k vrstvě vytvaacuteřejiacuteciacute spektrum absorpčniacute pohyb vnějšiacute Rychlost toshyhoto vzestupneacuteho pohybu je pro různeacute hvězdy v meziacutech od 20 do 30 kmsec

Nehledě na to že nemůžeme zpozorovat moment kdy nastane vyacuteron hmoty způsobujiacuteciacute emisniacute spektrum z hlubokyacutech vrstev do atmosfeacutery a přesně zaznamenat moment kdy tato hmota v průběhu vzestupneacuteho pohybu opouštiacute atmosfeacuteru můžeme zjistit hodnotu vyacutešky atmosfeacutery aspoň podle trvaacuteniacute viditelnosti vyzařovanyacutech čar a poměrneacute rychlosti vyzařujiacuteciacute vrstvy Vyacuteška atmosfeacutery dosahuje hodnoty 1013 cm to je hodnoty poloměru veleobra Hvězdy typu Miacutera Ceti tedy majiacute značně

194

roztažitelnou a zředěnou atmosfeacuteru Přiacutetomnost vysokyacutech atmosfeacuter je nutnou podmiacutenkou pro uskutečněniacute fluorescence kteraacute představuje jedinyacute mechanismus schopnyacute vysvětlit existenci emisniacutech čar Avšak tato podmiacutenka nestačiacute Je nutnaacute ještě silnaacute ultrafialovaacute radiace tak neočekaacutevanaacute u chladnyacutech hvězd typu Miacutera CetL

Šajn ukaacutezal že použiacutevajiacutece pro vysvětleniacute nepravidelnostiacute v intenshysitaacutech čar emisniacuteho spektra efekt fysikaacutelniho zakryacutevaacuteniacute a přihliacutežejiacutece k tomuto efektu dostaacutevaacuteme pro proměnneacute hvězdy typu Mira Ceti norshymaacutelniacute emisniacute spektrum shodneacute s emisniacutem spektrem horkyacutech hvězd (Be) a teacutež novyacutech hvězd v počaacutetečniacute periodě objeveniacute emisniacutech čar Tedy u všech třiacute uvedenyacutech typů nehledě na ostreacute rozdiacutely v absorpčshyniacutech spektrech neniacute velkyacutech rozdiacutelů v emisniacutech spektrech a jsou všeshychny důvody k předpokladu jejich společneacuteho původu Emisniacute spekshytrum těchto hvězd s efektivniacute teplotou řaacutedově 2500deg K Absorpčniacute spekshytra hvězd typu Mira Ceti při stejneacute teplotě před i po maximu isou prakticky stejnaacute zatiacutem co emisniacute spektra jsou značně rozdiacutelnaacute Tvoshyřeniacute emisniacutech čar vodiacuteku a ionisovaneacuteho železa pozorovanaacute šiacuteře vodiacuteshykovyacutech emisniacutech čar u hvězd typu Mira Ceti a intensita vysokyacutech čleshynů Balmerovy serie nevyhnutelně vede kzaacutevěru že intesita vzbuzujiacuteciacute radiace musiacute miacutet nesrovnatelně většiacute vyacuteznam odpoviacutedajiacuteciacute thermoshydynamickeacute rovnovaacuteze při teplotě 2500deg K

Ze všeho toho vyplyacutevaacute že přiacutečinou vyacuteskytu emisniacuteho spektra u hvězd typu Mira Ceti může byacutet jenom mohutnaacute ultrafialovaacute radiace jejiacutež vyacuteznam ie v mnoha směrech většiacute než vyacuteznam odpoviacutedajiacuteciacute černeacutemu zaacuteřeniacute hvězdy při teplotě 2500deg K Přiacutetomnost takoveacute radiacuteace zaacuteroveň s existenciacute roztažitelneacute atmosfeacutery je dostatečnou podmiacutenkou pro tvoshyřeniacute emisniacutech čar podle schematu (pokračavampniacute)

A + hy-gtA + e-gtA + h(Y1 + 12 + ) Přeložil Zdeněk Sekanina

o KONČiacuteciacuteM 11 LET Eacute M C Y K L U SL U NE čNiacuteCH S K V R N

Dr MILOSLAV KOPECKYacute

Astronomickyacute uacutestav ČsAV Ondřejov

V současneacute době jsme v obdobiacute minima slunečniacute činnosti mezi 18 a 19 cyklem slunečmiacute činnosti podle curyšskeacuteho čiacuteslovaacuteniacute (cyklus slunečniacute činii-Osti čiacuteslo l podle tohoto čiacuteslovaacuteniacute začal r 1755) MŮžeme si tedy již něco bližšiacuteho řiacuteci o middotkonshyčiacuteciacutem 18 cyklu slunečnich skvrn jehož průběh neniacute bez zajiacutemavostiacute ve srovnaacuteniacute s předchoziacutemi cykly

Minimum vyrOvnanyacutech měsiacutečniacutech průměrů relativniacutech čiacutesel ktereacute předchaacutezelo tomuto cyklu nastalo v uacutenoru T 1944 Po něm nastal poměrně prudkyacute vZlestup slunečniacute činnosti a již za necelyacutech 31h roku v polovině r 1947 dosaacutehla slunečniacute činnost maxima Maximum vyrovnanyacuteCh měsiacutečniacutech pri1měrů relativniacutech čiacutesel nastalo v kvěbnu 1947 a dosaacutehlo abnormaacutelně vysokeacute hodnoty 1518 jednotek relashy

195

ti vniacuteho čiSJa Po tomta maximu nenastal však pakles relativniacutech čiacutesel nyacutebrž vyravnaneacute měsiacutečniacute prftměry se udržavaly staacutele na vysakeacute hadnatě Až do srpna 1949 tedy pa viacutece jak dva raky neklesly pod 130 jednotek relativniacuteho Ciacutesla Ba naopak v řiacutejnu 1948 nastalo jejich vedlejši maximum ktereacute dosaacutehLo 1485 jedshynotek a bylo tedy poUZI o 33 jednotky relativniacuteho čiacutesla nimiddotžšiacute než hIavniacute maxi~ mum v r 1947 Až teprve po něm nastal znovu pozvolnyacute a piacutek již celkem norshymaacutelniacutepokles relaHvniacutech čiacutesel (Viz obr 1)

Tento -to j 18 cyklus slunečniacutech skvrn je již zajiacutemavyacute svyacutem abnormaacutelně vysokyacutem a dlouhotrvajiacuteciacutem maximem Je druhyacutem nejvyššiacutem cyklem slunečniacutech skvrn z dosud znaacutemyacutech cyklft V U1ibulce I jsou pro pozomiddotrovaacuteniacute uvedeny některeacute uacutedaje o 4 dosud nejvyššiacutech cyklech slunečniacutech skvrn Z tabulky vidiacuteme že kraacutetshykost doby vzestupu TM t j doby mezi minimem a maximem u 18 cyklu nenl nikterak vyacutejimečnaacute vzhledem k vyacutešce maxima neboť čiacutem maacute cyklus vyš~ mashyximum tiacutem maacute kraUliacute vzestupnou dobu

Tabulka J

3 17784 1585 29 16 4 17881 1412 34 12 8 18372 1469 33 13

18 19475 1518 33 32

Skutečně abnormaacutelně dlouheacute je však trvaacutenl vysokeacuteho relaAivniho čiacutesla Z tashybulky I vidiacuteme že doba T po niacutež byly vyrovnaneacute měsiacutečniacute prftměry relativniacutech čiacutesel vyššiacute než 130 jednotek je u 18 cyklu dTlakraacutet delšiacute než u dosud nejvyššiacuteho cyklu s maximem v r 17784 Toto jakož i existence podružneacuteho maxima v roce 1948 pouze o 33 jednotky nižšiacuteho než hlavni maximum v r 1947 vedlo k uacutevahaacutem zda maximum cyklu skutečně nastalo v r 1947 a zda nenastalo až v r 1948 Zkoumaacuteme-Ii však miacutesto relativniacuteho čiacutesla počet všech vzniklyacutech skupin skvrn za jeqnotku času zjistiacuteme jak ukaacuteZal autor člaacutenku že průběh počtu vzniklyacutech skupin za jednotku času maacute velmi ostreacute a vysokeacute maximum v r 1947 a vedlejšiacute maximum v r 1948 maacute poměrně slabě vyjaacutedřeno a mnohem nižšiacute než maximum v r 1947 (viz obr 2) Z toho vyplyacutevaacute že maximum 18 cyklu slunečniacutech skvrn Skutečně nastalo v polovině r 1947

Podle t zv Turnerova pravidJa střiacutedajiacute se cykly s lysokyacutem a niacutezkyacutem maxishymem a to tak že cykly sudeacute majl vždy nižšiacute maximum než oba ISOUsooniacute cykly IWheacute potlle curyšskeacuteho čiacuteslovaacuteniacute

18 cyklus jako cyklus sudyacute tvořiacute však vyacutejimku z Turnerova praviacutedla neboť je vyššiacute než předchoziacute 17 cyklus kteryacute v maximu dosaacutehl 1192 jednotekrelativshyniacuteho čiacutesla Vezmeme-li pak v uacutevahu zaacutevislost vyacutešky maxima licheacuteho na vyacutešce maxima předchoziacuteho sudeacuteho cyklu nalezenou autorem pak nastaacutevajiacuteci 19 cyklus slunečniacutech skvrn by musel v maximu dosaacutehnout 20B jednotek relativlUacuteho čiacutesla což je značně nepravděpodobneacute Tato okolnost že toUž současnyacute 18 cyklus slushynečniacutech skvrn tvořiacute vyacutejimku z Turnerova pravidla je opět jednou ze zajiacutemavosti tOhoto cyklu neboť za posledniacutech 100 let kdy jsou smiddotkutečně spolehlivaacute pozoroshyvaacuteni slunečniacutech skvrn nebylo Turnerovo pravidlo porušeno

Podrobnějšiacute studium teacuteto otaacutezky však ukazuje že porušelUacute Turnerovmiddota pravidla o střiacutedaacuteniacute vysokyacutech a niacutezkyacutech cyklft je nejspiacuteše zpftsobeno nevhodnostiacute dosud užiacutevanyacutech charakteristik slunečniacute činnosti Tak na př Kleczek ukaacutezal že 17 cyklus slunečniacute činnosti byl mnohem bohatšiacute na chromosfeacuterickeacute erupce než 18 cyklus což je ve shodě s Turnerovyacutem pravidlem Stejně tak i prftměrnaacute životniacute doba skupin skvrn je v 17 cyklu skvrn delšiacute než v 18 cyklu jak ukaacutezal autor což znamenaacute že 17 cyklus měl prftměrně mohutnějšiacute skupiny skvrn než cyklus 18 Lze tedy spiacuteše předpoklaacutedat že ve skutečnosti 18 cyklus slunečniacute činnosti Turnerovo pravidlo neporušuje a Že jeho porušeniacute vyplyacutevajiacutec ze studia prftběhů relativniacutech čiacutesel je jen zdaacutenliveacute

Jak nezaacutevisle na sobě ukaacutezali Kleczek a autor bylo vysokeacute relativniacute čiacuteslo 18

196

100

cyklu slunečniacutech skvrn zpl1sobeno velkyacutem množstviacutem drobnyacutech skupin skvrn Jak patrno na obr 2 vzniklo v roce 1947 sice velkeacute množstviacute skupin skvrn Jejich průměrnaacute životniacute doba byla však velmi kraacutetkaacute to znamenaacute že to byly včtšinou velmi maleacute skupiny skvrn Ke stejneacutemu vyacutesledku došel Kleczek studiem zastoupeniacute různyacutech typů skupin skvrn v 17 a 18 cyklu Zatiacutem co ranyacutech typfi skupin skvrn A B CaD bylo v 18 cyklu mnohem viacutece než v cyklu 17 typu F representujiacutecich nejmohutnějšiacute stadium skupin skvrn bylo v 17 i 18 cyklu prakticky stejně a typů H bylo v 18 cyklu dokonce meacuteně než v cyklu 17 Tyto podrobnost i nemůže však relativniacute čiacuteslo v žaacutedneacutem přiacutepadě vyjaacutedřit Opět z toho vidiacuteme že relativniacute čiacuteslo neniacute vhodnou charakteristikou slunečniacutech skvrn pro vyacutezkum jejich periodicity

Vidiacuteme tedy že končiacuteciacute 18 cyklus slunečniacute činnosti maacute řadu zajiacutemavostiacute ve sveacutem průběhu a bude si jistě ještě zasluhovat podrobnějšiacuteho studia

tOL

8 ~O

6

100

50so

gtsI9rS f9S0 f9S0

Obr 1 Obr 2

Obr 1 Průběh vyrovnatnyacutech měsiacutečniacutech průměrů relativniacuteho- čiacutesla v 18 cyklu slunečniacute čimnosti - Obr 2 Průběh počtu vzoniklyacutech -lkupin skvrn na celeacutem Slunci (horniacute křivka) a jejich průměrneacute životniacute doby To (dolni křivka) v 18

cyklu 8~unečniacute činnosti

197

PŘEDBĚNA ZPRAacuteVA O GEOMAGNETICKl AKTIVITĚ PŘI CASTECNlM ZATMĚNI SLUNCE 30 CERVNA 1954

PODLE MĚŘENI NA OBSERVATOŘI PRŮHONICE U PRAHY

Některeacute probleacutemy souvisiacuteciacute se studiem změn vnějšiacute čaacutestigeomagnetickeacuteho pole v zaacutevislosti na slunečniacute činnosti mohou byacutet vhodně řešeny detailniacutem rozshyborem geomagnetickeacute aktivity během zatměniacute Slunce

Kolektiv pracovniacutekti geomagnetickeacuteho odděleniacute GUacute CSAV věnoval proto zvyacuteshyšenou pozornost sledovaacuteniacute geomagnetickeacute aktivity při zatměniacute 30 června t r a podrobně vyhodnocuje vyacutesledky Předběžneacute vyacutesledky zde stručně uvedeneacute byly ziacuteskaacuteny proměřenim magnetoshy

glamfi staničniacutech variometrfi a hodnoty zprac ovaacuteny podle absolutniacutech měřeniacute provedenyacutech K Bodlaacutekem a B Pec1inovskyacutem Absolutniacute měřeniacute byla konaacutena teacutež během zatměniacute kromě toho V Cernyacutea M Schoř provedli při zatměniacute řadu relativnich měřeniacute H a Z Schmidtovyacutemi polniacutemi vahami

Z magnetogramti prfihonickeacute observatoře byly vybraacuteny magneticky klidneacute dny před a po zatměniacute (vyloučen byl den zatměniacute aby přiacutepadnaacute porucha ptisobenaacute zatměniacutem neovlivnila vyacutesledky) ktereacute poskytly materiaacutel pro odvozeniacute křivky normaacutelniacuteho prfiběhu geomagnetickyacutech elementti charakterisujiacutecl celkovou tenshydenci magnetickeacuteho pole Pořadnice normaacutelniacute křivky byly vzaty jako norshymaacutelniacute hodnoty pro den zatměni

Obdobiacute zatměniacute se vyznačuje celkovyacutem zvětšenlm hodnot elementti vzhledem k normaacutelniacute křivce Počaacutetek tohoto zvětšeniacute hodnot elementti připadaacute na 10 hod SEC tedy viacutece než dvě a ptil hodiny před začaacutetek zatměniacute a konči kraacutetce po 15 hodině tedy v době konce čaacute~ečneacuteho zatměniacute staUsticky byla určena pravděshy

podobnost jak dalece se muacuteže mezi 10-15 hod SEC vyskytnout naacutehodnaacute magshynetickaacute porucha (se zvětšeniacutem hodnot elementti) v den zatměni na zaacutekladě

30 VI 1954 PRŮHONICE

---L I I =--====--==--__s~~=Iacuteshysč SlOl II 13 It 15-------1 --=== _ f--L~middot middotmiddot middotmiddot~--_~~_ H ------------------~-shy

1 I

===-L~-~J-z

---===J 19B

hodnot vyčiacuteslenyacutech maacutegnetogramo čtrnaacutect dnO před a po zatměniacute počiacutetajiacutec v to den zatměniacute Z vyacutepočtů vychaacuteziacute pro tyto naacutehodneacute poruchy (Pf) g~omagnetickeacuteho pole pravděpodobnosti pro

D H (Pf) 23 9

Vyskytla-li se tedy během zatměniacute odchylka od normaacutelniacuteho proběhu je malaacute pravděpodobnost že byla celaacute zpflsobena naacutehodnou magnetickou poruchou a nashyopak je velkaacute pravděpodobnost že byla tato odchylka způsobena zatměniacutem většiacute čaacutestiacute Jejiacute velikost v by byla doplňkem do 100 vzhledem k (Pf) a činiacute tedy pro D 77 a pro H 91

Statisticky byla teacutež určena velikost naacutehodneacute poruchy pro D a H Odečterum takto ziacuteskanyacutech hodnot omiddotd hodnot určenyacutech PN) pomchu jež se vyskytla během zatměniacute vychaacuteziacute rozdily pro

D H 04 plusmn 01 9y plusmn 2y

což mohou byacutet změny zpflsobeneacute zatměniacutem Slunce Na kopii magnetogramu (obr 1) z obdobiacute zatměni je normaacutelniacute křivka tečmiddotkoshy

vaacutena Začaacutetek střed a konec zatměniacute jsou označeny šipkami s iacutendexy 1 2 3 H D Z jSOU křivky variaciacute BD BH Bz přiacuteslušneacute base TH Tz teploty Při konci z8ltměniacute je patrnyacute zajiacutemavyacute rychlejšiacute pokles elementů D a H Je jedmou většiacute odohylkou od celkoveacuteho průběhu poruchy v obdobiacute zatměniacute P05ile zjištěniacute pozoshyrovatelů Lidoveacute hvězuaacuterny v Praze na Petřiacuteně se ve směru posledniacuteho kontaktu vyskytla eruptiVTIiacute protuberance

LiteratUTa l Lelio Gama Magnetic effects ohserved at Vassouras Brazil during the solar Eclipse of May 20 1947 Z časopisu Terrestrial Magnetism ana Atmospheric Electricity prosinec 1948

2 Jan Bouška Zemskyacute magnetismus - Praha 1949 3 Vladimiacuter Černyacute Zemskyacute magnetismus (zaacuteJkladru pojmy a poznatky) - rUše

hvězd 51954 Praha-Vokovice 20 VII 1954 Vl-adimiacuter Černyacute

NOVEacute OBJEVY A VYacuteZKUMY o VZNIKAacuteNiacute HVĚZD V ŘETiacuteZCiacuteCH

Praacutece V A Ambarcumjana a jeho spolUlpracovnlkfi o vzniacuteku hvězd ve hvězdshynyacutech associaciacutech po prveacute dokaacutezaly že hvězdy nevznikly najednou v jedinyacute okashymžik nyacutebrž že vzrukajiacute neustaacutele i v dnešniacute době Tyto praacutece teacutež ukaacutezaly že hvězdy nevznikajiacute ojediněle nyacutebrž v celyacutech skupiacutenaacutech Nebylo však dosua objeshyveno jakyacutem způsobem hvězdy vznikajiacute bylo pouze možno předpoklaacutedat že vznikajiacute z mezihvězdnyacutech mračen prachu a plynu Spraacutevnost tohoto předpokladu byla dokaacutezaacutena až objevy V G Fesenkova a D A Rožkovskeacuteho

Tito autoři ziacuteskali Maksutovou komorou na observatoři Alma-Ata řadu sniacutemků řasovyacutech mlhovin v Labuti (NGC 6960 6992-6995) jakož i řady jinyacutech mlhovin v nichž se vyskytujiacute alespoň je)notlivaacute mlohovinnaacute vlaacutekna Tyto sniacutemky byly ziacuteskaacuteny jak v biacuteleacutem světle tak i v červeneacutem žluteacute a modreacute čaacutesti spektra Na těchto sniacutemciacutech je patrno seskupeniacute hvězd nachaacutezejiacuteciacutech se v mlhovině a na jejiacutem~ okraji ve hvězdneacute řetizky o 3 až 15 hvězdaacutech při čemž pod hvězdnyacutem ňetiacutezkem rozumiacuteme hvězdy stejneacute velikosti ležiacuteciacute ve stejnyacutech veaacutejemnyacutech vzdaacuteshylenostech na přiacutemce nebo khvce Takoveacuteto řetiacutezky jsou často obklopeny vlaacuteknem mlhoviny nebo jsou pokračovaacuteniacutem některeacuteho mlhovinneacuteho vlaacutekna a často kromě hvězd obsahujiacute i pouheacute zhuštěniacuteny m~hovinneacuteho vlaacutekna ktereacute stojiacute v těch miacutesshytech kde by měly byacutet hvězdy Na podklaaě ~odrobneacuteho rozboru ZIacuteskaneacuteho materiaacutelu a na podkladě některyacutech

199

_ r-shy

měnnyacutech hvězd všech typu V přiacutetomneacute době je znaacutemo viacutece než 3000 proměnnyacutech hvězd typu Mira Ceti

Deacutelka periody proměnneacute hvězdy představuje iednu z nejzaacutekladnějshyšiacutech a v dnešniacute době lehce určitelnyacutech charateristik proměnnostiacute Proshyměnneacute hvězdy typu Mira Ceti z nichž se mnoheacute nepřetržitě pDzorujiacute kolem 100 let a některeacute jednotliveacute hvězdy již několik stoletiacute předstashyvujiacute vděčnyacute materiaacutel pro zkoumaacuteniacute otaacutezky o změně deacutelky periody s dobou Objeveniacute sekulaacuterpiacutech změn periody proměnnyacutech hvězd mělo by velmi důležityacute vyacuteznam kdyby bylo možno dokaacutezat vyacutevojovyacute vyacuteshyznam těchto změn Velkaacute většina proměnnyacutech hvězd typu Mira Ceti opravdu jsou charakteristickeacute skutečnyacutemi koliacutesaacuteniacutemi period Ale ještě roku 1929 Eddington a Plakidis (A Eddington S Plakidis M N 90 65 1929) poukaacutezali a v roce 1934 Sterne ještě přesvědčivěji dokaacutezal (T Sterne Harv Circ 386 a 387 1934) že tato skutečnaacute koliacutesaacuteniacute představujiacute naacutesledek samotneacute podstaty periodickyacutech procesů a v žaacutedshyneacutem přiacutepadě nemajiacute vyacutevojovyacute charakter V roce 1938 bylo uveřejněno zkoumaacuteniacute Sterneho a Campbella (T Sterne L Campbell Harvard Annals 105 1938) Autoři sebrali všechny uacutedaje o periodaacutech teacuteměř 400 proměnnyacutech hvězd typu Miacutera Ceti za celou dobu jejich pDwrovaacuteniacute a přiložili k těmto nahodilyacutem statistibkyacutem vyacuteběrům souhlasneacute kriteshyrium Pirsonovo (t zv kriterium x2 ) kteryacute rozdělil materiaacutel podle času a podle deacutelky periody Pro velikou většinu hvězd pravděpodobshynost většiacutech než pozorovanyacutech nahodilyacutech rozdiacutelů v deacutelce periody se ukaacutezala byacuteti bliacutezkaacute jednotce Jinyacutemi slovy theoretickou představu pozorovaneacuteho rmiddotozloženiacute za pomoci zaacutekona přirozeneacuteho rozloženiacute lze poklaacutedat za dobrou a nelze předpoklaacutedat žaacutedneacute změny v deacutelce periody ktereacute by měly vyacutevojovyacute charakter (jEtn dvě hvězdy R Hydrae aR Aquishylae ukaacutezaly skutečneacute změny periody ktereacute pravděpodobně nemohou byacutet vysvětleny nahodilostiacute vyacuteběru) Nemůže tedy byacutet ani řeči o objeshyvovaacuteniacute vyacutevojovyacutech proměn period proměnnyacutech hvězd typu Mira Cetiacute Avšak čas je našiacutem spolehlivyacutem spojencem ve věci poznaacuteniacute vněišiacuteho světa a opakovaacuteniacute baacutedaacuteniacute podobnyacutech praacuteci Sterneho a Campbella za několik desiacutetek let může veacutesti k objevům vyacutevojovyacutech tendenciacute ve změshyně period proměnnyacutech hvězd

Již před šedesaacuteti lety bylo objevenože ve spektrech proměnnyacutech hvězd typu Mira Ceti se pozorujiacute emisniacute čaacutery vodiacuteku a jinyacutech prvků Je však znaacutemo že proměnneacute hvězdy typu Mira Ceti isou hvězdami s nejnižšiacutemi teplotami (1600deg K až 3300deg K) jejichž spektra jsou chashyrakteristickaacute molekulaacuterniacutemi paacutesy (kysličniacutek titanu kysličniacutek zirkonu uhliacutek kyan uhlovodiacuteky atd) PřiacutetOIlli1ost absorpčniacutech molekulaacuterniacutech paacutesů a emisniacutech čar vodiacuteku a ionisovaneacuteho železa v teacutemže spektru vyžadujiacuteciacutech pro svou excitaci vysokeacuteho stupně energie se na prvniacute pohled zdaacute byacutet neslučitelnaacute Je zcela přirozeneacute že probleacutemu studia podstaty emisniacutech spekter proměnnyacutech hvězd typu Mira Ceti se věnoshyvalo a věnuje mnoho pozornosti Zvlaacutešť zaJiacutemavaacute isou všestrannaacute a

193

I

důslednaacute studia akademika Šajna (G A Šajn Izv AN SSSR 9 61 1945) provedenaacute během posledniacutech deseti let Omeziacuteme se zde stručshynyacutem vyacutekladem jeho studiiacute protože mnohopočetnaacute a různorodaacute studia jinyacutech autorů hlavně Merrilla v USA neřešiacute probleacutemy tak důkladně a široce

Mimo zaacutehadnost sameacute existence emisniacutech čar vysokeacuteho excitačniacuteho potenciaacutelu ve spektrech proměnnyacutech typu Mira Ceti nemeacuteně zaacutehadshynyacutemi se ukaacutezaly byacutet podivneacute nepravidelnosti v proměnnyacutech intensishytaacutech těchto čar Tyto nepravidelnosti (na přiacuteklad v Balmerově serii vodiacuteku čaacutera Ht je značně intensivnějšiacute než HlO a čaacutera Ho nejčastěji neniacute vůbec viditelnaacute) se nachaacutezejiacute v protikladu s theoriiacute a nikdy se nepozorujiacute u hvězd s vysokou teplotou a emisniacutemi spektry Akademik Šajn přesvědčivě ukaacutezal že prakticky všechny pozorovaneacute velmi poshyčetneacute nepravidelnosti mohou byacutet vysvětleny hypoteacutesou fysikaacutelniacuteho zakryacutevaacuteniacute některeacute emisniacute čaacutery zmenšujiacute svou intensitu a měniacute profil když se na cestě paprsku ven z hvězdy setkaacutevajiacute atomy nebo molekuly schopneacute absorbovat jim odpoviacutedajiacuteciacute kmitočet kdežto jineacute emisniacute čaacutery se vyzařujiacute bez překaacutežky Totiž kolem doby maxima když zvlaacutešť jasně se projevujiacute některeacute nepravidelnosti v atmosfeacuteře proměnnyacutech hvězd typu Mira Ceti neniacute efektivniacute stav hmoty způsobujiacuteciacute emisniacute spektrum vyššiacute než efektivniacute stav hmoty způsmiddotobujiacuteciacute absorpčniacute spektrum Nic podobneacuteho se nepozoruje u hvězd s vysokou teplotou u nichž emisniacute hmota se naleacutezaacute ve vrchniacutech vrstvaacutech atmosfeacutery a někdy i tvořiacute odděshylenyacute obal

Šajn ukazuje na velmi zaacutesadniacute zvlaacuteštnost powrovanyacutech nepravidelshynostiacute v emisniacutech čaraacutech nepravidelnosti se zmenšujiacute s deacutelkou doby od maxima (se zvětšeniacutem faacuteze) a často bliacutezko u minima uacuteplně miziacute Přiacuteshyčina zmenšeniacute nepravidelnostiacute s faacuteziacute tkviacute v tom že efektivniacute stav hmoty způsobujiacuteciacute emisniacute spektrum se staacutele zvyšuje zatiacutem co efekt fysikaacutelniacuteho zakryacutevaacuteniacute se přirozeně zmenšuje Tato hmota maacute vzeshystupnyacute pohyb v atmosfeacuteře ponenaacutehlu dosahuje velmi vysokyacutech jejiacutech vrstev a snad ji uacuteplně opouštiacute Hypoteacutesa vzestupneacuteho pohybu hmoty se potvrzuje už daacutevno znaacutemyacutem faktem že rychlost paprsku z emisniacutech čar je vždy matematicky menšiacute než rychlost paprsků z čar absorpčshyniacutech to znamenaacute že vrstva vytvaacuteřejiacuteciacute emisniacute čaacutery maacute vzhledem k vrstvě vytvaacuteřejiacuteciacute spektrum absorpčniacute pohyb vnějšiacute Rychlost toshyhoto vzestupneacuteho pohybu je pro různeacute hvězdy v meziacutech od 20 do 30 kmsec

Nehledě na to že nemůžeme zpozorovat moment kdy nastane vyacuteron hmoty způsobujiacuteciacute emisniacute spektrum z hlubokyacutech vrstev do atmosfeacutery a přesně zaznamenat moment kdy tato hmota v průběhu vzestupneacuteho pohybu opouštiacute atmosfeacuteru můžeme zjistit hodnotu vyacutešky atmosfeacutery aspoň podle trvaacuteniacute viditelnosti vyzařovanyacutech čar a poměrneacute rychlosti vyzařujiacuteciacute vrstvy Vyacuteška atmosfeacutery dosahuje hodnoty 1013 cm to je hodnoty poloměru veleobra Hvězdy typu Miacutera Ceti tedy majiacute značně

194

roztažitelnou a zředěnou atmosfeacuteru Přiacutetomnost vysokyacutech atmosfeacuter je nutnou podmiacutenkou pro uskutečněniacute fluorescence kteraacute představuje jedinyacute mechanismus schopnyacute vysvětlit existenci emisniacutech čar Avšak tato podmiacutenka nestačiacute Je nutnaacute ještě silnaacute ultrafialovaacute radiace tak neočekaacutevanaacute u chladnyacutech hvězd typu Miacutera CetL

Šajn ukaacutezal že použiacutevajiacutece pro vysvětleniacute nepravidelnostiacute v intenshysitaacutech čar emisniacuteho spektra efekt fysikaacutelniho zakryacutevaacuteniacute a přihliacutežejiacutece k tomuto efektu dostaacutevaacuteme pro proměnneacute hvězdy typu Mira Ceti norshymaacutelniacute emisniacute spektrum shodneacute s emisniacutem spektrem horkyacutech hvězd (Be) a teacutež novyacutech hvězd v počaacutetečniacute periodě objeveniacute emisniacutech čar Tedy u všech třiacute uvedenyacutech typů nehledě na ostreacute rozdiacutely v absorpčshyniacutech spektrech neniacute velkyacutech rozdiacutelů v emisniacutech spektrech a jsou všeshychny důvody k předpokladu jejich společneacuteho původu Emisniacute spekshytrum těchto hvězd s efektivniacute teplotou řaacutedově 2500deg K Absorpčniacute spekshytra hvězd typu Mira Ceti při stejneacute teplotě před i po maximu isou prakticky stejnaacute zatiacutem co emisniacute spektra jsou značně rozdiacutelnaacute Tvoshyřeniacute emisniacutech čar vodiacuteku a ionisovaneacuteho železa pozorovanaacute šiacuteře vodiacuteshykovyacutech emisniacutech čar u hvězd typu Mira Ceti a intensita vysokyacutech čleshynů Balmerovy serie nevyhnutelně vede kzaacutevěru že intesita vzbuzujiacuteciacute radiace musiacute miacutet nesrovnatelně většiacute vyacuteznam odpoviacutedajiacuteciacute thermoshydynamickeacute rovnovaacuteze při teplotě 2500deg K

Ze všeho toho vyplyacutevaacute že přiacutečinou vyacuteskytu emisniacuteho spektra u hvězd typu Mira Ceti může byacutet jenom mohutnaacute ultrafialovaacute radiace jejiacutež vyacuteznam ie v mnoha směrech většiacute než vyacuteznam odpoviacutedajiacuteciacute černeacutemu zaacuteřeniacute hvězdy při teplotě 2500deg K Přiacutetomnost takoveacute radiacuteace zaacuteroveň s existenciacute roztažitelneacute atmosfeacutery je dostatečnou podmiacutenkou pro tvoshyřeniacute emisniacutech čar podle schematu (pokračavampniacute)

A + hy-gtA + e-gtA + h(Y1 + 12 + ) Přeložil Zdeněk Sekanina

o KONČiacuteciacuteM 11 LET Eacute M C Y K L U SL U NE čNiacuteCH S K V R N

Dr MILOSLAV KOPECKYacute

Astronomickyacute uacutestav ČsAV Ondřejov

V současneacute době jsme v obdobiacute minima slunečniacute činnosti mezi 18 a 19 cyklem slunečmiacute činnosti podle curyšskeacuteho čiacuteslovaacuteniacute (cyklus slunečniacute činii-Osti čiacuteslo l podle tohoto čiacuteslovaacuteniacute začal r 1755) MŮžeme si tedy již něco bližšiacuteho řiacuteci o middotkonshyčiacuteciacutem 18 cyklu slunečnich skvrn jehož průběh neniacute bez zajiacutemavostiacute ve srovnaacuteniacute s předchoziacutemi cykly

Minimum vyrOvnanyacutech měsiacutečniacutech průměrů relativniacutech čiacutesel ktereacute předchaacutezelo tomuto cyklu nastalo v uacutenoru T 1944 Po něm nastal poměrně prudkyacute vZlestup slunečniacute činnosti a již za necelyacutech 31h roku v polovině r 1947 dosaacutehla slunečniacute činnost maxima Maximum vyrovnanyacuteCh měsiacutečniacutech pri1měrů relativniacutech čiacutesel nastalo v kvěbnu 1947 a dosaacutehlo abnormaacutelně vysokeacute hodnoty 1518 jednotek relashy

195

ti vniacuteho čiSJa Po tomta maximu nenastal však pakles relativniacutech čiacutesel nyacutebrž vyravnaneacute měsiacutečniacute prftměry se udržavaly staacutele na vysakeacute hadnatě Až do srpna 1949 tedy pa viacutece jak dva raky neklesly pod 130 jednotek relativniacuteho Ciacutesla Ba naopak v řiacutejnu 1948 nastalo jejich vedlejši maximum ktereacute dosaacutehLo 1485 jedshynotek a bylo tedy poUZI o 33 jednotky relativniacuteho čiacutesla nimiddotžšiacute než hIavniacute maxi~ mum v r 1947 Až teprve po něm nastal znovu pozvolnyacute a piacutek již celkem norshymaacutelniacutepokles relaHvniacutech čiacutesel (Viz obr 1)

Tento -to j 18 cyklus slunečniacutech skvrn je již zajiacutemavyacute svyacutem abnormaacutelně vysokyacutem a dlouhotrvajiacuteciacutem maximem Je druhyacutem nejvyššiacutem cyklem slunečniacutech skvrn z dosud znaacutemyacutech cyklft V U1ibulce I jsou pro pozomiddotrovaacuteniacute uvedeny některeacute uacutedaje o 4 dosud nejvyššiacutech cyklech slunečniacutech skvrn Z tabulky vidiacuteme že kraacutetshykost doby vzestupu TM t j doby mezi minimem a maximem u 18 cyklu nenl nikterak vyacutejimečnaacute vzhledem k vyacutešce maxima neboť čiacutem maacute cyklus vyš~ mashyximum tiacutem maacute kraUliacute vzestupnou dobu

Tabulka J

3 17784 1585 29 16 4 17881 1412 34 12 8 18372 1469 33 13

18 19475 1518 33 32

Skutečně abnormaacutelně dlouheacute je však trvaacutenl vysokeacuteho relaAivniho čiacutesla Z tashybulky I vidiacuteme že doba T po niacutež byly vyrovnaneacute měsiacutečniacute prftměry relativniacutech čiacutesel vyššiacute než 130 jednotek je u 18 cyklu dTlakraacutet delšiacute než u dosud nejvyššiacuteho cyklu s maximem v r 17784 Toto jakož i existence podružneacuteho maxima v roce 1948 pouze o 33 jednotky nižšiacuteho než hlavni maximum v r 1947 vedlo k uacutevahaacutem zda maximum cyklu skutečně nastalo v r 1947 a zda nenastalo až v r 1948 Zkoumaacuteme-Ii však miacutesto relativniacuteho čiacutesla počet všech vzniklyacutech skupin skvrn za jeqnotku času zjistiacuteme jak ukaacuteZal autor člaacutenku že průběh počtu vzniklyacutech skupin za jednotku času maacute velmi ostreacute a vysokeacute maximum v r 1947 a vedlejšiacute maximum v r 1948 maacute poměrně slabě vyjaacutedřeno a mnohem nižšiacute než maximum v r 1947 (viz obr 2) Z toho vyplyacutevaacute že maximum 18 cyklu slunečniacutech skvrn Skutečně nastalo v polovině r 1947

Podle t zv Turnerova pravidJa střiacutedajiacute se cykly s lysokyacutem a niacutezkyacutem maxishymem a to tak že cykly sudeacute majl vždy nižšiacute maximum než oba ISOUsooniacute cykly IWheacute potlle curyšskeacuteho čiacuteslovaacuteniacute

18 cyklus jako cyklus sudyacute tvořiacute však vyacutejimku z Turnerova praviacutedla neboť je vyššiacute než předchoziacute 17 cyklus kteryacute v maximu dosaacutehl 1192 jednotekrelativshyniacuteho čiacutesla Vezmeme-li pak v uacutevahu zaacutevislost vyacutešky maxima licheacuteho na vyacutešce maxima předchoziacuteho sudeacuteho cyklu nalezenou autorem pak nastaacutevajiacuteci 19 cyklus slunečniacutech skvrn by musel v maximu dosaacutehnout 20B jednotek relativlUacuteho čiacutesla což je značně nepravděpodobneacute Tato okolnost že toUž současnyacute 18 cyklus slushynečniacutech skvrn tvořiacute vyacutejimku z Turnerova pravidla je opět jednou ze zajiacutemavosti tOhoto cyklu neboť za posledniacutech 100 let kdy jsou smiddotkutečně spolehlivaacute pozoroshyvaacuteni slunečniacutech skvrn nebylo Turnerovo pravidlo porušeno

Podrobnějšiacute studium teacuteto otaacutezky však ukazuje že porušelUacute Turnerovmiddota pravidla o střiacutedaacuteniacute vysokyacutech a niacutezkyacutech cyklft je nejspiacuteše zpftsobeno nevhodnostiacute dosud užiacutevanyacutech charakteristik slunečniacute činnosti Tak na př Kleczek ukaacutezal že 17 cyklus slunečniacute činnosti byl mnohem bohatšiacute na chromosfeacuterickeacute erupce než 18 cyklus což je ve shodě s Turnerovyacutem pravidlem Stejně tak i prftměrnaacute životniacute doba skupin skvrn je v 17 cyklu skvrn delšiacute než v 18 cyklu jak ukaacutezal autor což znamenaacute že 17 cyklus měl prftměrně mohutnějšiacute skupiny skvrn než cyklus 18 Lze tedy spiacuteše předpoklaacutedat že ve skutečnosti 18 cyklus slunečniacute činnosti Turnerovo pravidlo neporušuje a Že jeho porušeniacute vyplyacutevajiacutec ze studia prftběhů relativniacutech čiacutesel je jen zdaacutenliveacute

Jak nezaacutevisle na sobě ukaacutezali Kleczek a autor bylo vysokeacute relativniacute čiacuteslo 18

196

100

cyklu slunečniacutech skvrn zpl1sobeno velkyacutem množstviacutem drobnyacutech skupin skvrn Jak patrno na obr 2 vzniklo v roce 1947 sice velkeacute množstviacute skupin skvrn Jejich průměrnaacute životniacute doba byla však velmi kraacutetkaacute to znamenaacute že to byly včtšinou velmi maleacute skupiny skvrn Ke stejneacutemu vyacutesledku došel Kleczek studiem zastoupeniacute různyacutech typů skupin skvrn v 17 a 18 cyklu Zatiacutem co ranyacutech typfi skupin skvrn A B CaD bylo v 18 cyklu mnohem viacutece než v cyklu 17 typu F representujiacutecich nejmohutnějšiacute stadium skupin skvrn bylo v 17 i 18 cyklu prakticky stejně a typů H bylo v 18 cyklu dokonce meacuteně než v cyklu 17 Tyto podrobnost i nemůže však relativniacute čiacuteslo v žaacutedneacutem přiacutepadě vyjaacutedřit Opět z toho vidiacuteme že relativniacute čiacuteslo neniacute vhodnou charakteristikou slunečniacutech skvrn pro vyacutezkum jejich periodicity

Vidiacuteme tedy že končiacuteciacute 18 cyklus slunečniacute činnosti maacute řadu zajiacutemavostiacute ve sveacutem průběhu a bude si jistě ještě zasluhovat podrobnějšiacuteho studia

tOL

8 ~O

6

100

50so

gtsI9rS f9S0 f9S0

Obr 1 Obr 2

Obr 1 Průběh vyrovnatnyacutech měsiacutečniacutech průměrů relativniacuteho- čiacutesla v 18 cyklu slunečniacute čimnosti - Obr 2 Průběh počtu vzoniklyacutech -lkupin skvrn na celeacutem Slunci (horniacute křivka) a jejich průměrneacute životniacute doby To (dolni křivka) v 18

cyklu 8~unečniacute činnosti

197

PŘEDBĚNA ZPRAacuteVA O GEOMAGNETICKl AKTIVITĚ PŘI CASTECNlM ZATMĚNI SLUNCE 30 CERVNA 1954

PODLE MĚŘENI NA OBSERVATOŘI PRŮHONICE U PRAHY

Některeacute probleacutemy souvisiacuteciacute se studiem změn vnějšiacute čaacutestigeomagnetickeacuteho pole v zaacutevislosti na slunečniacute činnosti mohou byacutet vhodně řešeny detailniacutem rozshyborem geomagnetickeacute aktivity během zatměniacute Slunce

Kolektiv pracovniacutekti geomagnetickeacuteho odděleniacute GUacute CSAV věnoval proto zvyacuteshyšenou pozornost sledovaacuteniacute geomagnetickeacute aktivity při zatměniacute 30 června t r a podrobně vyhodnocuje vyacutesledky Předběžneacute vyacutesledky zde stručně uvedeneacute byly ziacuteskaacuteny proměřenim magnetoshy

glamfi staničniacutech variometrfi a hodnoty zprac ovaacuteny podle absolutniacutech měřeniacute provedenyacutech K Bodlaacutekem a B Pec1inovskyacutem Absolutniacute měřeniacute byla konaacutena teacutež během zatměniacute kromě toho V Cernyacutea M Schoř provedli při zatměniacute řadu relativnich měřeniacute H a Z Schmidtovyacutemi polniacutemi vahami

Z magnetogramti prfihonickeacute observatoře byly vybraacuteny magneticky klidneacute dny před a po zatměniacute (vyloučen byl den zatměniacute aby přiacutepadnaacute porucha ptisobenaacute zatměniacutem neovlivnila vyacutesledky) ktereacute poskytly materiaacutel pro odvozeniacute křivky normaacutelniacuteho prfiběhu geomagnetickyacutech elementti charakterisujiacutecl celkovou tenshydenci magnetickeacuteho pole Pořadnice normaacutelniacute křivky byly vzaty jako norshymaacutelniacute hodnoty pro den zatměni

Obdobiacute zatměniacute se vyznačuje celkovyacutem zvětšenlm hodnot elementti vzhledem k normaacutelniacute křivce Počaacutetek tohoto zvětšeniacute hodnot elementti připadaacute na 10 hod SEC tedy viacutece než dvě a ptil hodiny před začaacutetek zatměniacute a konči kraacutetce po 15 hodině tedy v době konce čaacute~ečneacuteho zatměniacute staUsticky byla určena pravděshy

podobnost jak dalece se muacuteže mezi 10-15 hod SEC vyskytnout naacutehodnaacute magshynetickaacute porucha (se zvětšeniacutem hodnot elementti) v den zatměni na zaacutekladě

30 VI 1954 PRŮHONICE

---L I I =--====--==--__s~~=Iacuteshysč SlOl II 13 It 15-------1 --=== _ f--L~middot middotmiddot middotmiddot~--_~~_ H ------------------~-shy

1 I

===-L~-~J-z

---===J 19B

hodnot vyčiacuteslenyacutech maacutegnetogramo čtrnaacutect dnO před a po zatměniacute počiacutetajiacutec v to den zatměniacute Z vyacutepočtů vychaacuteziacute pro tyto naacutehodneacute poruchy (Pf) g~omagnetickeacuteho pole pravděpodobnosti pro

D H (Pf) 23 9

Vyskytla-li se tedy během zatměniacute odchylka od normaacutelniacuteho proběhu je malaacute pravděpodobnost že byla celaacute zpflsobena naacutehodnou magnetickou poruchou a nashyopak je velkaacute pravděpodobnost že byla tato odchylka způsobena zatměniacutem většiacute čaacutestiacute Jejiacute velikost v by byla doplňkem do 100 vzhledem k (Pf) a činiacute tedy pro D 77 a pro H 91

Statisticky byla teacutež určena velikost naacutehodneacute poruchy pro D a H Odečterum takto ziacuteskanyacutech hodnot omiddotd hodnot určenyacutech PN) pomchu jež se vyskytla během zatměniacute vychaacuteziacute rozdily pro

D H 04 plusmn 01 9y plusmn 2y

což mohou byacutet změny zpflsobeneacute zatměniacutem Slunce Na kopii magnetogramu (obr 1) z obdobiacute zatměni je normaacutelniacute křivka tečmiddotkoshy

vaacutena Začaacutetek střed a konec zatměniacute jsou označeny šipkami s iacutendexy 1 2 3 H D Z jSOU křivky variaciacute BD BH Bz přiacuteslušneacute base TH Tz teploty Při konci z8ltměniacute je patrnyacute zajiacutemavyacute rychlejšiacute pokles elementů D a H Je jedmou většiacute odohylkou od celkoveacuteho průběhu poruchy v obdobiacute zatměniacute P05ile zjištěniacute pozoshyrovatelů Lidoveacute hvězuaacuterny v Praze na Petřiacuteně se ve směru posledniacuteho kontaktu vyskytla eruptiVTIiacute protuberance

LiteratUTa l Lelio Gama Magnetic effects ohserved at Vassouras Brazil during the solar Eclipse of May 20 1947 Z časopisu Terrestrial Magnetism ana Atmospheric Electricity prosinec 1948

2 Jan Bouška Zemskyacute magnetismus - Praha 1949 3 Vladimiacuter Černyacute Zemskyacute magnetismus (zaacuteJkladru pojmy a poznatky) - rUše

hvězd 51954 Praha-Vokovice 20 VII 1954 Vl-adimiacuter Černyacute

NOVEacute OBJEVY A VYacuteZKUMY o VZNIKAacuteNiacute HVĚZD V ŘETiacuteZCiacuteCH

Praacutece V A Ambarcumjana a jeho spolUlpracovnlkfi o vzniacuteku hvězd ve hvězdshynyacutech associaciacutech po prveacute dokaacutezaly že hvězdy nevznikly najednou v jedinyacute okashymžik nyacutebrž že vzrukajiacute neustaacutele i v dnešniacute době Tyto praacutece teacutež ukaacutezaly že hvězdy nevznikajiacute ojediněle nyacutebrž v celyacutech skupiacutenaacutech Nebylo však dosua objeshyveno jakyacutem způsobem hvězdy vznikajiacute bylo pouze možno předpoklaacutedat že vznikajiacute z mezihvězdnyacutech mračen prachu a plynu Spraacutevnost tohoto předpokladu byla dokaacutezaacutena až objevy V G Fesenkova a D A Rožkovskeacuteho

Tito autoři ziacuteskali Maksutovou komorou na observatoři Alma-Ata řadu sniacutemků řasovyacutech mlhovin v Labuti (NGC 6960 6992-6995) jakož i řady jinyacutech mlhovin v nichž se vyskytujiacute alespoň je)notlivaacute mlohovinnaacute vlaacutekna Tyto sniacutemky byly ziacuteskaacuteny jak v biacuteleacutem světle tak i v červeneacutem žluteacute a modreacute čaacutesti spektra Na těchto sniacutemciacutech je patrno seskupeniacute hvězd nachaacutezejiacuteciacutech se v mlhovině a na jejiacutem~ okraji ve hvězdneacute řetizky o 3 až 15 hvězdaacutech při čemž pod hvězdnyacutem ňetiacutezkem rozumiacuteme hvězdy stejneacute velikosti ležiacuteciacute ve stejnyacutech veaacutejemnyacutech vzdaacuteshylenostech na přiacutemce nebo khvce Takoveacuteto řetiacutezky jsou často obklopeny vlaacuteknem mlhoviny nebo jsou pokračovaacuteniacutem některeacuteho mlhovinneacuteho vlaacutekna a často kromě hvězd obsahujiacute i pouheacute zhuštěniacuteny m~hovinneacuteho vlaacutekna ktereacute stojiacute v těch miacutesshytech kde by měly byacutet hvězdy Na podklaaě ~odrobneacuteho rozboru ZIacuteskaneacuteho materiaacutelu a na podkladě některyacutech

199

_ r-shy

I

důslednaacute studia akademika Šajna (G A Šajn Izv AN SSSR 9 61 1945) provedenaacute během posledniacutech deseti let Omeziacuteme se zde stručshynyacutem vyacutekladem jeho studiiacute protože mnohopočetnaacute a různorodaacute studia jinyacutech autorů hlavně Merrilla v USA neřešiacute probleacutemy tak důkladně a široce

Mimo zaacutehadnost sameacute existence emisniacutech čar vysokeacuteho excitačniacuteho potenciaacutelu ve spektrech proměnnyacutech typu Mira Ceti nemeacuteně zaacutehadshynyacutemi se ukaacutezaly byacutet podivneacute nepravidelnosti v proměnnyacutech intensishytaacutech těchto čar Tyto nepravidelnosti (na přiacuteklad v Balmerově serii vodiacuteku čaacutera Ht je značně intensivnějšiacute než HlO a čaacutera Ho nejčastěji neniacute vůbec viditelnaacute) se nachaacutezejiacute v protikladu s theoriiacute a nikdy se nepozorujiacute u hvězd s vysokou teplotou a emisniacutemi spektry Akademik Šajn přesvědčivě ukaacutezal že prakticky všechny pozorovaneacute velmi poshyčetneacute nepravidelnosti mohou byacutet vysvětleny hypoteacutesou fysikaacutelniacuteho zakryacutevaacuteniacute některeacute emisniacute čaacutery zmenšujiacute svou intensitu a měniacute profil když se na cestě paprsku ven z hvězdy setkaacutevajiacute atomy nebo molekuly schopneacute absorbovat jim odpoviacutedajiacuteciacute kmitočet kdežto jineacute emisniacute čaacutery se vyzařujiacute bez překaacutežky Totiž kolem doby maxima když zvlaacutešť jasně se projevujiacute některeacute nepravidelnosti v atmosfeacuteře proměnnyacutech hvězd typu Mira Ceti neniacute efektivniacute stav hmoty způsobujiacuteciacute emisniacute spektrum vyššiacute než efektivniacute stav hmoty způsmiddotobujiacuteciacute absorpčniacute spektrum Nic podobneacuteho se nepozoruje u hvězd s vysokou teplotou u nichž emisniacute hmota se naleacutezaacute ve vrchniacutech vrstvaacutech atmosfeacutery a někdy i tvořiacute odděshylenyacute obal

Šajn ukazuje na velmi zaacutesadniacute zvlaacuteštnost powrovanyacutech nepravidelshynostiacute v emisniacutech čaraacutech nepravidelnosti se zmenšujiacute s deacutelkou doby od maxima (se zvětšeniacutem faacuteze) a často bliacutezko u minima uacuteplně miziacute Přiacuteshyčina zmenšeniacute nepravidelnostiacute s faacuteziacute tkviacute v tom že efektivniacute stav hmoty způsobujiacuteciacute emisniacute spektrum se staacutele zvyšuje zatiacutem co efekt fysikaacutelniacuteho zakryacutevaacuteniacute se přirozeně zmenšuje Tato hmota maacute vzeshystupnyacute pohyb v atmosfeacuteře ponenaacutehlu dosahuje velmi vysokyacutech jejiacutech vrstev a snad ji uacuteplně opouštiacute Hypoteacutesa vzestupneacuteho pohybu hmoty se potvrzuje už daacutevno znaacutemyacutem faktem že rychlost paprsku z emisniacutech čar je vždy matematicky menšiacute než rychlost paprsků z čar absorpčshyniacutech to znamenaacute že vrstva vytvaacuteřejiacuteciacute emisniacute čaacutery maacute vzhledem k vrstvě vytvaacuteřejiacuteciacute spektrum absorpčniacute pohyb vnějšiacute Rychlost toshyhoto vzestupneacuteho pohybu je pro různeacute hvězdy v meziacutech od 20 do 30 kmsec

Nehledě na to že nemůžeme zpozorovat moment kdy nastane vyacuteron hmoty způsobujiacuteciacute emisniacute spektrum z hlubokyacutech vrstev do atmosfeacutery a přesně zaznamenat moment kdy tato hmota v průběhu vzestupneacuteho pohybu opouštiacute atmosfeacuteru můžeme zjistit hodnotu vyacutešky atmosfeacutery aspoň podle trvaacuteniacute viditelnosti vyzařovanyacutech čar a poměrneacute rychlosti vyzařujiacuteciacute vrstvy Vyacuteška atmosfeacutery dosahuje hodnoty 1013 cm to je hodnoty poloměru veleobra Hvězdy typu Miacutera Ceti tedy majiacute značně

194

roztažitelnou a zředěnou atmosfeacuteru Přiacutetomnost vysokyacutech atmosfeacuter je nutnou podmiacutenkou pro uskutečněniacute fluorescence kteraacute představuje jedinyacute mechanismus schopnyacute vysvětlit existenci emisniacutech čar Avšak tato podmiacutenka nestačiacute Je nutnaacute ještě silnaacute ultrafialovaacute radiace tak neočekaacutevanaacute u chladnyacutech hvězd typu Miacutera CetL

Šajn ukaacutezal že použiacutevajiacutece pro vysvětleniacute nepravidelnostiacute v intenshysitaacutech čar emisniacuteho spektra efekt fysikaacutelniho zakryacutevaacuteniacute a přihliacutežejiacutece k tomuto efektu dostaacutevaacuteme pro proměnneacute hvězdy typu Mira Ceti norshymaacutelniacute emisniacute spektrum shodneacute s emisniacutem spektrem horkyacutech hvězd (Be) a teacutež novyacutech hvězd v počaacutetečniacute periodě objeveniacute emisniacutech čar Tedy u všech třiacute uvedenyacutech typů nehledě na ostreacute rozdiacutely v absorpčshyniacutech spektrech neniacute velkyacutech rozdiacutelů v emisniacutech spektrech a jsou všeshychny důvody k předpokladu jejich společneacuteho původu Emisniacute spekshytrum těchto hvězd s efektivniacute teplotou řaacutedově 2500deg K Absorpčniacute spekshytra hvězd typu Mira Ceti při stejneacute teplotě před i po maximu isou prakticky stejnaacute zatiacutem co emisniacute spektra jsou značně rozdiacutelnaacute Tvoshyřeniacute emisniacutech čar vodiacuteku a ionisovaneacuteho železa pozorovanaacute šiacuteře vodiacuteshykovyacutech emisniacutech čar u hvězd typu Mira Ceti a intensita vysokyacutech čleshynů Balmerovy serie nevyhnutelně vede kzaacutevěru že intesita vzbuzujiacuteciacute radiace musiacute miacutet nesrovnatelně většiacute vyacuteznam odpoviacutedajiacuteciacute thermoshydynamickeacute rovnovaacuteze při teplotě 2500deg K

Ze všeho toho vyplyacutevaacute že přiacutečinou vyacuteskytu emisniacuteho spektra u hvězd typu Mira Ceti může byacutet jenom mohutnaacute ultrafialovaacute radiace jejiacutež vyacuteznam ie v mnoha směrech většiacute než vyacuteznam odpoviacutedajiacuteciacute černeacutemu zaacuteřeniacute hvězdy při teplotě 2500deg K Přiacutetomnost takoveacute radiacuteace zaacuteroveň s existenciacute roztažitelneacute atmosfeacutery je dostatečnou podmiacutenkou pro tvoshyřeniacute emisniacutech čar podle schematu (pokračavampniacute)

A + hy-gtA + e-gtA + h(Y1 + 12 + ) Přeložil Zdeněk Sekanina

o KONČiacuteciacuteM 11 LET Eacute M C Y K L U SL U NE čNiacuteCH S K V R N

Dr MILOSLAV KOPECKYacute

Astronomickyacute uacutestav ČsAV Ondřejov

V současneacute době jsme v obdobiacute minima slunečniacute činnosti mezi 18 a 19 cyklem slunečmiacute činnosti podle curyšskeacuteho čiacuteslovaacuteniacute (cyklus slunečniacute činii-Osti čiacuteslo l podle tohoto čiacuteslovaacuteniacute začal r 1755) MŮžeme si tedy již něco bližšiacuteho řiacuteci o middotkonshyčiacuteciacutem 18 cyklu slunečnich skvrn jehož průběh neniacute bez zajiacutemavostiacute ve srovnaacuteniacute s předchoziacutemi cykly

Minimum vyrOvnanyacutech měsiacutečniacutech průměrů relativniacutech čiacutesel ktereacute předchaacutezelo tomuto cyklu nastalo v uacutenoru T 1944 Po něm nastal poměrně prudkyacute vZlestup slunečniacute činnosti a již za necelyacutech 31h roku v polovině r 1947 dosaacutehla slunečniacute činnost maxima Maximum vyrovnanyacuteCh měsiacutečniacutech pri1měrů relativniacutech čiacutesel nastalo v kvěbnu 1947 a dosaacutehlo abnormaacutelně vysokeacute hodnoty 1518 jednotek relashy

195

ti vniacuteho čiSJa Po tomta maximu nenastal však pakles relativniacutech čiacutesel nyacutebrž vyravnaneacute měsiacutečniacute prftměry se udržavaly staacutele na vysakeacute hadnatě Až do srpna 1949 tedy pa viacutece jak dva raky neklesly pod 130 jednotek relativniacuteho Ciacutesla Ba naopak v řiacutejnu 1948 nastalo jejich vedlejši maximum ktereacute dosaacutehLo 1485 jedshynotek a bylo tedy poUZI o 33 jednotky relativniacuteho čiacutesla nimiddotžšiacute než hIavniacute maxi~ mum v r 1947 Až teprve po něm nastal znovu pozvolnyacute a piacutek již celkem norshymaacutelniacutepokles relaHvniacutech čiacutesel (Viz obr 1)

Tento -to j 18 cyklus slunečniacutech skvrn je již zajiacutemavyacute svyacutem abnormaacutelně vysokyacutem a dlouhotrvajiacuteciacutem maximem Je druhyacutem nejvyššiacutem cyklem slunečniacutech skvrn z dosud znaacutemyacutech cyklft V U1ibulce I jsou pro pozomiddotrovaacuteniacute uvedeny některeacute uacutedaje o 4 dosud nejvyššiacutech cyklech slunečniacutech skvrn Z tabulky vidiacuteme že kraacutetshykost doby vzestupu TM t j doby mezi minimem a maximem u 18 cyklu nenl nikterak vyacutejimečnaacute vzhledem k vyacutešce maxima neboť čiacutem maacute cyklus vyš~ mashyximum tiacutem maacute kraUliacute vzestupnou dobu

Tabulka J

3 17784 1585 29 16 4 17881 1412 34 12 8 18372 1469 33 13

18 19475 1518 33 32

Skutečně abnormaacutelně dlouheacute je však trvaacutenl vysokeacuteho relaAivniho čiacutesla Z tashybulky I vidiacuteme že doba T po niacutež byly vyrovnaneacute měsiacutečniacute prftměry relativniacutech čiacutesel vyššiacute než 130 jednotek je u 18 cyklu dTlakraacutet delšiacute než u dosud nejvyššiacuteho cyklu s maximem v r 17784 Toto jakož i existence podružneacuteho maxima v roce 1948 pouze o 33 jednotky nižšiacuteho než hlavni maximum v r 1947 vedlo k uacutevahaacutem zda maximum cyklu skutečně nastalo v r 1947 a zda nenastalo až v r 1948 Zkoumaacuteme-Ii však miacutesto relativniacuteho čiacutesla počet všech vzniklyacutech skupin skvrn za jeqnotku času zjistiacuteme jak ukaacuteZal autor člaacutenku že průběh počtu vzniklyacutech skupin za jednotku času maacute velmi ostreacute a vysokeacute maximum v r 1947 a vedlejšiacute maximum v r 1948 maacute poměrně slabě vyjaacutedřeno a mnohem nižšiacute než maximum v r 1947 (viz obr 2) Z toho vyplyacutevaacute že maximum 18 cyklu slunečniacutech skvrn Skutečně nastalo v polovině r 1947

Podle t zv Turnerova pravidJa střiacutedajiacute se cykly s lysokyacutem a niacutezkyacutem maxishymem a to tak že cykly sudeacute majl vždy nižšiacute maximum než oba ISOUsooniacute cykly IWheacute potlle curyšskeacuteho čiacuteslovaacuteniacute

18 cyklus jako cyklus sudyacute tvořiacute však vyacutejimku z Turnerova praviacutedla neboť je vyššiacute než předchoziacute 17 cyklus kteryacute v maximu dosaacutehl 1192 jednotekrelativshyniacuteho čiacutesla Vezmeme-li pak v uacutevahu zaacutevislost vyacutešky maxima licheacuteho na vyacutešce maxima předchoziacuteho sudeacuteho cyklu nalezenou autorem pak nastaacutevajiacuteci 19 cyklus slunečniacutech skvrn by musel v maximu dosaacutehnout 20B jednotek relativlUacuteho čiacutesla což je značně nepravděpodobneacute Tato okolnost že toUž současnyacute 18 cyklus slushynečniacutech skvrn tvořiacute vyacutejimku z Turnerova pravidla je opět jednou ze zajiacutemavosti tOhoto cyklu neboť za posledniacutech 100 let kdy jsou smiddotkutečně spolehlivaacute pozoroshyvaacuteni slunečniacutech skvrn nebylo Turnerovo pravidlo porušeno

Podrobnějšiacute studium teacuteto otaacutezky však ukazuje že porušelUacute Turnerovmiddota pravidla o střiacutedaacuteniacute vysokyacutech a niacutezkyacutech cyklft je nejspiacuteše zpftsobeno nevhodnostiacute dosud užiacutevanyacutech charakteristik slunečniacute činnosti Tak na př Kleczek ukaacutezal že 17 cyklus slunečniacute činnosti byl mnohem bohatšiacute na chromosfeacuterickeacute erupce než 18 cyklus což je ve shodě s Turnerovyacutem pravidlem Stejně tak i prftměrnaacute životniacute doba skupin skvrn je v 17 cyklu skvrn delšiacute než v 18 cyklu jak ukaacutezal autor což znamenaacute že 17 cyklus měl prftměrně mohutnějšiacute skupiny skvrn než cyklus 18 Lze tedy spiacuteše předpoklaacutedat že ve skutečnosti 18 cyklus slunečniacute činnosti Turnerovo pravidlo neporušuje a Že jeho porušeniacute vyplyacutevajiacutec ze studia prftběhů relativniacutech čiacutesel je jen zdaacutenliveacute

Jak nezaacutevisle na sobě ukaacutezali Kleczek a autor bylo vysokeacute relativniacute čiacuteslo 18

196

100

cyklu slunečniacutech skvrn zpl1sobeno velkyacutem množstviacutem drobnyacutech skupin skvrn Jak patrno na obr 2 vzniklo v roce 1947 sice velkeacute množstviacute skupin skvrn Jejich průměrnaacute životniacute doba byla však velmi kraacutetkaacute to znamenaacute že to byly včtšinou velmi maleacute skupiny skvrn Ke stejneacutemu vyacutesledku došel Kleczek studiem zastoupeniacute různyacutech typů skupin skvrn v 17 a 18 cyklu Zatiacutem co ranyacutech typfi skupin skvrn A B CaD bylo v 18 cyklu mnohem viacutece než v cyklu 17 typu F representujiacutecich nejmohutnějšiacute stadium skupin skvrn bylo v 17 i 18 cyklu prakticky stejně a typů H bylo v 18 cyklu dokonce meacuteně než v cyklu 17 Tyto podrobnost i nemůže však relativniacute čiacuteslo v žaacutedneacutem přiacutepadě vyjaacutedřit Opět z toho vidiacuteme že relativniacute čiacuteslo neniacute vhodnou charakteristikou slunečniacutech skvrn pro vyacutezkum jejich periodicity

Vidiacuteme tedy že končiacuteciacute 18 cyklus slunečniacute činnosti maacute řadu zajiacutemavostiacute ve sveacutem průběhu a bude si jistě ještě zasluhovat podrobnějšiacuteho studia

tOL

8 ~O

6

100

50so

gtsI9rS f9S0 f9S0

Obr 1 Obr 2

Obr 1 Průběh vyrovnatnyacutech měsiacutečniacutech průměrů relativniacuteho- čiacutesla v 18 cyklu slunečniacute čimnosti - Obr 2 Průběh počtu vzoniklyacutech -lkupin skvrn na celeacutem Slunci (horniacute křivka) a jejich průměrneacute životniacute doby To (dolni křivka) v 18

cyklu 8~unečniacute činnosti

197

PŘEDBĚNA ZPRAacuteVA O GEOMAGNETICKl AKTIVITĚ PŘI CASTECNlM ZATMĚNI SLUNCE 30 CERVNA 1954

PODLE MĚŘENI NA OBSERVATOŘI PRŮHONICE U PRAHY

Některeacute probleacutemy souvisiacuteciacute se studiem změn vnějšiacute čaacutestigeomagnetickeacuteho pole v zaacutevislosti na slunečniacute činnosti mohou byacutet vhodně řešeny detailniacutem rozshyborem geomagnetickeacute aktivity během zatměniacute Slunce

Kolektiv pracovniacutekti geomagnetickeacuteho odděleniacute GUacute CSAV věnoval proto zvyacuteshyšenou pozornost sledovaacuteniacute geomagnetickeacute aktivity při zatměniacute 30 června t r a podrobně vyhodnocuje vyacutesledky Předběžneacute vyacutesledky zde stručně uvedeneacute byly ziacuteskaacuteny proměřenim magnetoshy

glamfi staničniacutech variometrfi a hodnoty zprac ovaacuteny podle absolutniacutech měřeniacute provedenyacutech K Bodlaacutekem a B Pec1inovskyacutem Absolutniacute měřeniacute byla konaacutena teacutež během zatměniacute kromě toho V Cernyacutea M Schoř provedli při zatměniacute řadu relativnich měřeniacute H a Z Schmidtovyacutemi polniacutemi vahami

Z magnetogramti prfihonickeacute observatoře byly vybraacuteny magneticky klidneacute dny před a po zatměniacute (vyloučen byl den zatměniacute aby přiacutepadnaacute porucha ptisobenaacute zatměniacutem neovlivnila vyacutesledky) ktereacute poskytly materiaacutel pro odvozeniacute křivky normaacutelniacuteho prfiběhu geomagnetickyacutech elementti charakterisujiacutecl celkovou tenshydenci magnetickeacuteho pole Pořadnice normaacutelniacute křivky byly vzaty jako norshymaacutelniacute hodnoty pro den zatměni

Obdobiacute zatměniacute se vyznačuje celkovyacutem zvětšenlm hodnot elementti vzhledem k normaacutelniacute křivce Počaacutetek tohoto zvětšeniacute hodnot elementti připadaacute na 10 hod SEC tedy viacutece než dvě a ptil hodiny před začaacutetek zatměniacute a konči kraacutetce po 15 hodině tedy v době konce čaacute~ečneacuteho zatměniacute staUsticky byla určena pravděshy

podobnost jak dalece se muacuteže mezi 10-15 hod SEC vyskytnout naacutehodnaacute magshynetickaacute porucha (se zvětšeniacutem hodnot elementti) v den zatměni na zaacutekladě

30 VI 1954 PRŮHONICE

---L I I =--====--==--__s~~=Iacuteshysč SlOl II 13 It 15-------1 --=== _ f--L~middot middotmiddot middotmiddot~--_~~_ H ------------------~-shy

1 I

===-L~-~J-z

---===J 19B

hodnot vyčiacuteslenyacutech maacutegnetogramo čtrnaacutect dnO před a po zatměniacute počiacutetajiacutec v to den zatměniacute Z vyacutepočtů vychaacuteziacute pro tyto naacutehodneacute poruchy (Pf) g~omagnetickeacuteho pole pravděpodobnosti pro

D H (Pf) 23 9

Vyskytla-li se tedy během zatměniacute odchylka od normaacutelniacuteho proběhu je malaacute pravděpodobnost že byla celaacute zpflsobena naacutehodnou magnetickou poruchou a nashyopak je velkaacute pravděpodobnost že byla tato odchylka způsobena zatměniacutem většiacute čaacutestiacute Jejiacute velikost v by byla doplňkem do 100 vzhledem k (Pf) a činiacute tedy pro D 77 a pro H 91

Statisticky byla teacutež určena velikost naacutehodneacute poruchy pro D a H Odečterum takto ziacuteskanyacutech hodnot omiddotd hodnot určenyacutech PN) pomchu jež se vyskytla během zatměniacute vychaacuteziacute rozdily pro

D H 04 plusmn 01 9y plusmn 2y

což mohou byacutet změny zpflsobeneacute zatměniacutem Slunce Na kopii magnetogramu (obr 1) z obdobiacute zatměni je normaacutelniacute křivka tečmiddotkoshy

vaacutena Začaacutetek střed a konec zatměniacute jsou označeny šipkami s iacutendexy 1 2 3 H D Z jSOU křivky variaciacute BD BH Bz přiacuteslušneacute base TH Tz teploty Při konci z8ltměniacute je patrnyacute zajiacutemavyacute rychlejšiacute pokles elementů D a H Je jedmou většiacute odohylkou od celkoveacuteho průběhu poruchy v obdobiacute zatměniacute P05ile zjištěniacute pozoshyrovatelů Lidoveacute hvězuaacuterny v Praze na Petřiacuteně se ve směru posledniacuteho kontaktu vyskytla eruptiVTIiacute protuberance

LiteratUTa l Lelio Gama Magnetic effects ohserved at Vassouras Brazil during the solar Eclipse of May 20 1947 Z časopisu Terrestrial Magnetism ana Atmospheric Electricity prosinec 1948

2 Jan Bouška Zemskyacute magnetismus - Praha 1949 3 Vladimiacuter Černyacute Zemskyacute magnetismus (zaacuteJkladru pojmy a poznatky) - rUše

hvězd 51954 Praha-Vokovice 20 VII 1954 Vl-adimiacuter Černyacute

NOVEacute OBJEVY A VYacuteZKUMY o VZNIKAacuteNiacute HVĚZD V ŘETiacuteZCiacuteCH

Praacutece V A Ambarcumjana a jeho spolUlpracovnlkfi o vzniacuteku hvězd ve hvězdshynyacutech associaciacutech po prveacute dokaacutezaly že hvězdy nevznikly najednou v jedinyacute okashymžik nyacutebrž že vzrukajiacute neustaacutele i v dnešniacute době Tyto praacutece teacutež ukaacutezaly že hvězdy nevznikajiacute ojediněle nyacutebrž v celyacutech skupiacutenaacutech Nebylo však dosua objeshyveno jakyacutem způsobem hvězdy vznikajiacute bylo pouze možno předpoklaacutedat že vznikajiacute z mezihvězdnyacutech mračen prachu a plynu Spraacutevnost tohoto předpokladu byla dokaacutezaacutena až objevy V G Fesenkova a D A Rožkovskeacuteho

Tito autoři ziacuteskali Maksutovou komorou na observatoři Alma-Ata řadu sniacutemků řasovyacutech mlhovin v Labuti (NGC 6960 6992-6995) jakož i řady jinyacutech mlhovin v nichž se vyskytujiacute alespoň je)notlivaacute mlohovinnaacute vlaacutekna Tyto sniacutemky byly ziacuteskaacuteny jak v biacuteleacutem světle tak i v červeneacutem žluteacute a modreacute čaacutesti spektra Na těchto sniacutemciacutech je patrno seskupeniacute hvězd nachaacutezejiacuteciacutech se v mlhovině a na jejiacutem~ okraji ve hvězdneacute řetizky o 3 až 15 hvězdaacutech při čemž pod hvězdnyacutem ňetiacutezkem rozumiacuteme hvězdy stejneacute velikosti ležiacuteciacute ve stejnyacutech veaacutejemnyacutech vzdaacuteshylenostech na přiacutemce nebo khvce Takoveacuteto řetiacutezky jsou často obklopeny vlaacuteknem mlhoviny nebo jsou pokračovaacuteniacutem některeacuteho mlhovinneacuteho vlaacutekna a často kromě hvězd obsahujiacute i pouheacute zhuštěniacuteny m~hovinneacuteho vlaacutekna ktereacute stojiacute v těch miacutesshytech kde by měly byacutet hvězdy Na podklaaě ~odrobneacuteho rozboru ZIacuteskaneacuteho materiaacutelu a na podkladě některyacutech

199

_ r-shy