7/1967
Z
OBSAHU: 2
X III. sjez d M ezin áro d n í a stro n o m ic k é unie — K o ro n o g raf a je h o fu n k ce — O tázka vzniku te k titů n en í dosud v y řeše n a — Výzkum S lu n c e na lid ov ý ch h v ěz d á rn á ch — L u m in isc en čn í m apa hvězd né o b lo h y — T ra n sisto ro v ý k o n v e rto r OMA-50 — Zprávy — Novinky - Úkazy na obloze
S k u p in a s lu n e č n íc h sk v rn z 20. IX. 196 6 ; s n ím e k v iz u á ln í č á s t í Z eiss o v a r e f r a k toru lid o v é h v ě z d á r n y na P etřín ě I e x p o z i c e 1 /1000 s e k . n a film F o m a 17° DIN — f o t o P a v el T é r a ) . — N a p rvn í str. o b á lk y j e s n ím e k c h r o m o s fé r i c k é e r u p c e m o h u tn o sti 2 z 20. IX. 1966, l l h50m p o m o c í Š o lc o v a filtru p ro 1 A /K . H erm an n O ta v s k ý ). © — Orbis, n. p. — 1967
R o č . 4 8 ( 1 9 6 7 ) č.
Riše hvězd
J o s e f
M.
7
Motar:
XIII. SJEZD MEZINÁRODNÍ ASTRONOMICKÉ UNIE V PRAZE A stronom ická pozorování se k on ají po celé n aší planetě a je proto pochopitelné, proč se pom ěrně brzo pociťovala potřeba mezinárodní spolupráce, např., když bylo zřejm é, že je třeba zmapovat celou oblohu. Takový návrh předložil již v roce 1824 Bessel. Ruku v ruce s tímto návrhem za n ecelý ch 10 let poté vznikla potřeba vyměňovat si i vzá jem ně astronom ické inform ace. Vzpomeňme v této souvislosti na spolu práci teo retik a Leverriera s pozorovatelem Galiem, když byl v roce 1846 objeven Neptun. V polovici minulého století vznikaly národní astro nom ické společnosti, z nichž velkého významu nabyla Astronom ische G esellschaft, která se proslavila organizací různých system atických a pozorovatelských výzkumů uvnitř Něm ecka a jež se n akonec stala vzo rem budoucí m ezinárodní spolupráce. Z počátku se to řešilo tak, že se svolávaly m ezinárodní k on ference (W ashington 1844, Paříž 1896, 1911 a jin é ), kde se počalo jed nat o důležitých věcech, např. o zavedení jed notek časových a délkových, o stanovení hodnot pro řadu astrono m ických konstant, o studium jistý ch vybraných polí hvězdné oblohy (S electe d areas) a jiných. Pro mezinárodní podnik fotografování celé oblohy (Carte photographique du Ciel) byla ustavena komise (1887), jin á teonference (S t. Louis 1904) zřídila M ezinárodní unii slunečního výzkumu, v níž byly organizovány kom ise, jež dodnes jsou součástí dneš ní Mezinárodní unie astronom ické. Spoluprací národních akadem ií, da tu jící se od r. 190S, byla v r. 1912 vytvořena m ezinárodní organizace pro otázky času (Bureau in tern atio n al de l ’H eure). Avšak teprve po prvé světové válce, která p řinesla pro větší mezi národní spolupráci v oboru všech věd, se schází v r. 1919 v Bruselu vědci z tzv. sp ojen eck ých zemí, aby ustavili čtyři unie: Unii pro geodézii a geofyziku, Unii pro chem ii obecnou a aplikovanou, Unii pro výzkum rádiových vln a Unii astronom ickou, jako skupiny uvnitř tzv. M eziná rodní rady pro výzkum. Úkolem a povinností M ezinárodní astronom ic ké unie bylo usnadňovat vzájem né vztahy mezi astronom y různých ze mí, je -li to nutné a potřebné v zájm u mezinárodní spolupráce a pod něcovat studium i rozvoj všech odvětví astronom ie. V době vzniku bylo 16 států schopno stát se členy M ezinárodní astro nom ické unie, 13 dalších bylo pozváno k účasti. Z nich Československo se stalo členem již v r. 1922 a od té doby se ú častnilo všech sjezdů Unie, jež s rozvojem celosvětové astronom ie nabývala vždy v íce na významu. Prvý je jí sjezd se konal v r. 1922 v Římě a účastnilo se ho na 90 d ele gátů. Počet členů však stále vzrůstá, takže na posledním sjezdu ve
Stockholm u v r. 1938, těsně před druhou světovou válkou, se: sešlo na 300 delegátů. V té době patřilo k Unii již 26 států. Sovětský svaz přistoupil k Unii až v r. 1935, obě Něm ecka byla p řijata do Unie teprve po druhé světové válce. V době mezi oběma světovými válkam i byla adm inistrace a iniciativa Unie v rukou vítězných západních spojenců. V šichni volení presidenti, mnoho vicepresidentů a všichni sek retáři byli z těchto států. V icepre sidentem byl i profesor F. Nušl v době 1928 až 1935. Něm ečtí astron o mové byli kooptováni do různých kom isí, vzhledem k tomu, že je jic h práce se nedala přehlížet. Podstatná změna n astala ovšem po druhé světové válce. K vítězům z prvé světové války přistoupilo SSSR , prvým sovětským presidentem Unie se stal profesor Ambarcum jan, vicep resi denty takřka vždy zástupcové SSS R . Za ČSSR se stal vicepresidentem dr. B. Šternberk pro údobí 1958 až 1964. Touto změnou se dosavadní ch arakter Unie proměnil, Unie se stala více in tern acion ální. V Unii je dnes zastoupeno již 43 států, komisí je 38, počet členů Unie vzrostl na 1600 Protože na sjezdy Unie je rovněž zvána řada m ladších astronomů, ú častní se jich v poslední době na 2000 lidí, čímž se stá v a jí zasedání Unie organizačně náročné a k on ají se jen při zahájení a na konci sje z du, kdy při slavnostním zahájení promluví zástupci státu, který sjezd pořádá a něk teří vůdčí vědečtí představitelé, např. zástupci národních kom itétů nebo akadem ií. Při plenárn ích zasedáních se řeší tak é n ě které otázky organizační, jež jedině může plénum schvalovat, např. vol ba exekutivního vedení, volby nových členů apod. Do kom isí jsou dá vány věci detailní agendy, převážně věci organizace a m enší vědecké příspěvky. Komise se sch ázejí pravidelně v době konání sjezdu, v nich se diskutuje poslední vědecká problem atika. Pro referáty tý k a jíc í se u rčité otázky, pro něž řada autorů může připravit psané zprávy, se vy tváří sympózia, jež se konají n ěk o lik rát do roka na různých m ístech, případně i v době kongresu. Jm enujm e pro zajím avost z doby předešlé n ěk terá sympózia, těšící se všeobecném u zájmu. Tak bylo konáno sym pózium o M ěsíci (Leningrad 1960), o sluneční koróně (Clouderoft 1961), o G alaxii a M agalháesových m račnech (Canberra a Sydney 1963), o sy sté mu astronom ických konstant (Paříž 1963), o hvězdných a slunečních m agnetických polích (Mnichov 1983) a jiné. Komise jsou značně sam ostatné. Každá má svého předsedu a m ísto předsedu. Povinností kom isí je předkládat výkaz o své práci (zejm éna o vědecké práci svých členů) hlavnímu shrom áždění — sjezdu — jež se koná každý třetí rok. Tyto výkazy se před sjezdem dávají ve form ě tzv. Draft Reports k dispozici všem členům Unie a jsou vlastně p řeh le dem vědecké práce vykonané od posledního sjezdu. Práce komisí je ovšem různě zam ěřená. N ěkteré kom ise om ezují svou činnost na sh ro mažďování a výměnu inform ací, jiné na organizaci sympózií a kolokvií, jin é zase spolupracují na společných výzkumech nebo pozorováních apod. Důležitou komisí je kom ise 38, jež se zabývá výměnou astronomů a kom ise 46 pro vyučování astronom ii. Obě tyto kom ise m ají velký vý znam pro nejm ladší astronom y, kterým se takto dostává m ožností te o re ticky a prakticky nabýt sp e ciáln ějších znalostí v n ěkterých oborech astronom ie.
Jak již bylo řečen o dříve, byla M ezinárodní astronom ická unie na po čátku svého vzniku součástí M ezinárodní rady pro výzkum (In tern ational R esearch Council — Conseil Intern ational de la R ech erch e), od r. 1930 se však tato vrcholná organizace prom ěnila v In tern ation al Council of S cie n tific Unions (francouzský, protože francouzština je druhým připuš těným jazykem , Conseil Internation al des Unions Scientifiques, tedy ICSU nebo CIU S), zahrnu jící v sebe celkem 14 různých m ezinárodních unií. Dnešním předsedou této organizace je prof. H. W. Thompson z Me zinárodní unie pro obecnou a aplikovanou chem ii a prof. D. Blaškovič z Bratislavy je je jím generálním sekretářem . Tato vrcholná organizace všech m ezinárodních vědeckých unií věnuje mnoho p ráce též organizaci a koordinaci práce mezi jednotlivým i uniemi. Je jí zásluhou vznikly různé komise, jako např. COSPAR, kom ise pro rok klidného Slunce, pro iono sféru, pro vztahy mezi Sluncem a Zemí, abychom jm enovali jen ty, které se vztahují k problémům astronom ickým . Naše účast v M ezinárodní astronom ické unii byla od počátku úspěšná a naši astronom ové si vydobyli svou prací vědeckou i organizační velmi dobrou pozici. Uvážíme-li, co bylo u nás je š tě v době před druhou svě tovou válkou, kdy nebylo dostatek přístrojů, školených lidí i znalostí, musíme uznat, že se mnoho změnilo. O naší astronom ii se mluví s uzná ním v o ficiáln ích zprávách, naši lidé p racují i v předsednických funk cích kom isí Unie, je jic h vědecká práce je citována, v našem vědeckém astronom ickém časopisu publikují i zahraniční vědci, k nám jezdí c i zinci prohlédnout si Ondřejov a tam pracovat; tak é n aše lidové hvěz dárny jsou předmětem živého zájm u cizinců. Nelze ovšem zapomenout, že rozvoj naší astronom ie je dán i rozvojem v jin ý ch státech . Ani tam není astronom ie, čím byla je ště před 20 lety. V ědecký rozvoj jde mílo.vými kroky kupředu na celém světě. Výsledky vědecké se kupí a mít o nich přehled v celém je jic h širokém souboru není možné. Vědecká činnost se nutně specializuje, vědci se stáv ají znalci jen v určitých obo rech vědy. Proto ta různá sympózia, kolokvia, sem ináře, odborné před nášky a s nimi sp ojen é diskuse. To všechno nás rych le inform uje o vý sledcích, o kterých bychom se velm i pracně a časově náročně dozvídali z široké odborné literatu ry. A tím se opět dostávám e k základním tézím, na nichž spočívá úloha M ezinárodní astronom ické unie, na jedné straně rozvinovat, upevňovat a rozšiřovat vědeckou spolupráci a na druhé stra ně podněcovat studium a rozvoj všech odvětví astronom ie. V tom smyslu vítáme, že ve dnech 22. až 31. srpna se schází sjezd Unie v Praze, jehož předsedou je prof. P. Sw ings z university z Lutychu, známý svými sym patiem i k československým astronomům. V ědec ký program sjezdu zahrnuje přednášky významných osobností (Invited D iscourse], o něž vedení Unie požádalo. P. Ledoux promluví na tém a: V n ější vrstvy a vnitřní struktura hvězd, A. A. M ichajlov: Průzkum Mě síce, M. Ryle: Quasary, A. Sandage: Nová pozorovací data o expanzi vesmíru, získaná z rádiových a nerádiových zdrojů. Plénum se účastňuje také společných diskusí (Jo in t D iscussions), které budou následovat po přednáškách na tém ata: Moderní problémy fundam entární astronom ie, Užití nových technik pro výzkum dalekého vesmíru, Astronom ie roentgenových paprsků, Problém litia, Quasary a Vývoj těsných dvojhvězd.
V souvislosti se sjezdem budou uspořádána ihned po sjezdu tři sym pózia. Dvě z nich se budou konat v Tatranské Lom nici ve dnech 3. až 9. září na tém ata: Podstata a dynam ika meteorů, Planetární mlhoviny. T řetí sympózium se bude konat ve dnech 2. až 7. září v Budapešti na tém a: Struktura a vývoj slunečních oblastí. V neděli a v pondělí, 20. a 21. srpna, tedy den před sjezdem , zasedá výkonný výbor Unie. Dne 22. srpna je dopoledne slavnostní zahájení, další dny až do 29. srpna zasedají jed notlivé kom ise a odbývají se Invited D iscourses a Join t Discussions. Pátek 30. srpna je věnován výhradně Joint Discussions, večer je ukončení společnou večeří. Dne 31. srpna se sejd e gen erální shromáždění k slavnostním u zakončení sjezdu. Že se sjezd M ezinárodní astronom ické unie koná v Praze, je bezpo chyby ke cti n ejen našemu státu, který již to lik ráte dokumentoval svou přízeň rozvoji vědy, ale i naší astronom ii, k terá se vedle svých dosa vadních vědeckých úspěchů může pochlubit mezinárodní astronom ické v eřejn osti novým dvoumetrovým reflektorem .
B o r i s
V a l n í č e k :
KORONOGRAF A JEHO FUNKCE Pozorování vnějších vrstev sluneční atm osféry — koróny — zůstávalo po dlouhou dobu vyhrazeno pouze účastníkům výprav za slunečním za tm ěním, neboť jedinou příležitostí k pozorování koróny bylo těch n ě kolik minut, po které zatm ění trvá. Poněkud lepší byla situace při po zorování protuberancí, jejich ž pozorování umožnil poměrně brzy vy nález protuberančního spektroskopu a spektroheliografu. Ovšem i v tom-, to případě bylo pozorování ztíženo poměrně složitým pochodem, který byl nezbytný při přípravě pozorování. Řada pracovníků zkoušela vyřešit pozorování koróny a protuberancí tak, že by se jed nak odclonilo přímé světlo slunečního disku, jednak by se ze spektra vhodným filtrem izolovalo záření příslušné em isní čáry. V šechna tato řešení byla neúspěšná (pokoušel se o to z f svého meudonského pobytu např. i M. R. Štefán ik nam ícháním vhodného filtru ze sm ěsi organických barviv). Teprve roku 1930 se podařilo problém úspěšně vyřešit francouzském u astronom u Bernardu Lyotovi. Jeho ko ronograf umožnil pravidelná pozorování koróny i protuberancí a stal se jedním ze základních přístrojů slunečn ích observatoří. V Československu vznikla svého času zvláštní situace: vysoce k v alifi kovaný astronom -am atér dr. Hermann-Otavský se pokusil o p raktické pozorování sluneční koróny am atérsky postaveným koronografem . Po dařilo se mu to velmi úspěšně a podnítilo to značný zájem o tento druh pozorování u nás. Tak se náš stát sta l svým způsobem jedinečnou rezer vací: vedle profesionálního koronografu, který je Zeissovým výrobkem, instalovaným na Lomnickém štítě a zapojeným do světové sítě koronáln ích observatoří, je u nás ve funkci celá řada koronografů dom ácí vý roby, k teré slouží především pozorování protuberancí. Je to koronograf v Ondřejově a na Petříně (oba středních rozměrů, ohniska 2 a 3 m etry)
a pak řada přístrojů m enších — v Brně, ve V alašském M eziříčí, v Hlo hovci, v Žilině, v Prešově a je ště jinde. Kromě přístrojů na Lomnickém štítě, Ondřejově a Petříně, které jsou v pravidelném provozu, jsou ostatní využity velmi málo. Autor m ěl příležitost na n ěkolika m ístech se pře svědčit, že jednou z hlavních překážek je jic h využití je nedostatečné pochopení je jic h funkce, a z toho plynoucí obtíže při ju staci a správném nastavení p řístro je. Je to dosti smutný fak t, neboť nikde jinde na světě nejsou vytvořeny tak příznivé podmínky pro současné získání množství pozorovacího m ateriálu, který by mohl posloužit k mnoha zajímavým pracím a k vyřešení něk terý ch otázek fyziky protuberancí. Zmiňme se proto podrobněji o optické soustavě koronografu. Při po zorování v těsném sousedství slunečního disku jsou na závadu dva zdro je parazitního světla, k teré pak přezařuje pom ěrně slabý obraz koróny i protuberancí. Je to jed nak slunečn í světlo rozptýlené na částicích v atm osféře, jednak je to světlo, k teré vzniká rozptylem v samotném p řístroji. První příčinu lze odstranit pouze tím, že observatoř je situo vána tak vysoko, že se atm osférická difúze stane zanedbatelnou a zá kalové čá stice zůstanou dole. To má význam pro pozorování koróny a ideální stav bude patrně až na m ěsíční observatoři. Na Zemi se mu lze přiblížit je n na horách, proto jso u koronální stan ice ve výškách nad 2000 metrů. Druhou příčinu je možno potlačit vhodnou konstrukcí pří stroje — Lyotova koronografu. Hlavním zdrojem parazitního světla je vstupní objektiv. Při jeho vý robě je především nutno použít co n ejlep ší sklo, v němž se nevyskytují bubliny a je zcela homogenní, bez n ejm enších šlír, k teré by ve slu n eč ním světle svítily ja k o světelné provazce. Při optickém opracování ploch je třeba postupovat co n ejo p atrn ěji, aby bylo vyloučeno poškrabání už opracovaných ploch hrubším brusidlem. Leštění musí být provedeno co nejd okonaleji. Čím m éně ploch, tím m éně parazitního světla a z toho důvodu se užívá také jednoduché čočky. To má ovšem nevýhodu, že při přechodu do jin é sp ektrální oblasti je nutno přeostřit, protože takový objektiv má barevnou vadu. Pro pozorování protuberancí není jed no duchý objektiv podmínkou, je možné užít i dvoučočkový achrom at, je ovšem třeba, aby byl co n ejk v a litn ěji proveden a byl dokonale čistý (zejm éna mezi vnitřním i plocham i objektivu nesm í být žádný prach ani jin á n ečisto ta ). Otisk prstu na objektivu svítí ve slunečním světle jako oslnivá žárovka! Vedle případných nerovností a n ečisto t na plochách objektivu je hlav ním zdrojem rozptýleného světla okraj objektivu. Č ástečně lze snížit jeho intenzitu začerněním okrajových ploch. V koronografu však slouží k jeho radikálním u p otlačení další část optické soustavy. V ohniskové rovině objektivu vzniká obraz Slunce, který musíme odstra nit. K tomu slouží kruhová clon ka, o průměru nepatrně větším než obraz Slunce. Protože se zdánlivý průměr Slunce během roku mění v důsledku proměnné vzdálenosti Země od Slunce, je nutno m ěnit občas i clonku. Proto je v příslušenství koronografu obvykle souprava clonek, jejich ž průměr je odstupňován tak, abychom mohli co n ejlép e obraz Slunce zakrýt. Této clo n ce se řík á někdy umělý Měsíc, neboť má funkci M ěsíce při zatm ění. V edlejším účelem clonky je světlo z obrazu slunečního disku odvést stranou, aby dále nerušilo. Toho se d ocilu je buď šikmým
,*í
02
I 03
F
K
O p tic k á s o u s ta v a k o r o n o g r a fu . Oi — o b j e k t iv k o r o n o g r a fu , M — u m ělý M ěsíc, 0-2 — p o ln í č o č k a , I — Iriso v á c lo n a , Os — z o b r a z o v a c í o b je k t iv , F — d v o jlo m n ý i n t e r fe r e n č n í f ilt r , K — fo t o k o m o r a .
seříznutím clonky (při válcovém tvaru) a vyleštěním plochy řezu, takže většina světla je vržena stranou v Jednom směru a může třeba otvorem v tubusu koronografu v y jit ven, nebo (při kuželovém tvaru clon ky) je světlo vrženo v kruhu na vnitřní stěnu tubusu, která musí být dobře m atně vyčerněna, případně vyložena sam etem , v němž dojde k pohlcení světla. Pro další optickou soustavu je clonka předmětem, tj. je jí zobra zení vlastně pozorujeme současně s obrazem protuberanci. Umělý M ěsíc je obvykle uložen v držáku, který je upevněn v otvoru čočky, která je velmi důležitým článkem ce lé soustavy. Tato čočka je obvykle 15 až 20 milim etrů za umělým M ěsícem a nazývá se polní čočka. V daném případě je jejím hlavním úkolem zobrazit objektiv koronografu do roviny proměnné (irisové) clony, a zároveň stáhnout rozbíh ající se svazek paprsků za ohniskovou rovinou objektivu. To znam ená, že na irisové cloně musí vzniknout ostrý obraz objektivu koronografu, který musí být kromě toho přesně soustředný s clonou. K tomu účelu musí být buď polní čočka nebo irisová clona uložena tak, aby bylo možno je jí ju stací napříč optické osy p řístro je d ocílit vystředění obrazu o b jek tivu na cloně. Irisová clona je ovladatelná zvenku, takže se dá přivírat. Jestliže ji přivřeme tak, že soustředně odřízne sv ítící o kraje obrazu objektivu, poklesne prudce rozptýlené světlo v přístroji. To je ovšem nutno zkoušet jen za zcela ja sn é oblohy; pak toto náhlé pohasnutí slouží jak o velmi spolehlivé kritérium pro posouzení správné funkce soustavy. Předpokladem je ovšem čistota objektivu i polní čočky, která je jin ak stejn ě náročná na m ateriál i opracování jako objektiv. Za irisovou clonou je umístěn zobrazovací objektiv, kterým může být achrom atická čočka nebo i jin ý kvalitní objektiv. Tento objektiv vy tváří obvykle už konečný obraz roviny umělého M ěsíce a slunečního obrazu v m ístě, kam um ístím e bud fotokom oru nebo okulár k pozoro vání obrazu. Za zobrazovacím objektivem se je ště obvykle m ontuje filtr. P rakticky u všech československých koronografů to je Šolcův dvoj lomný filtr, složený z 18 křem enných d estiček, a propouštějící v oblasti vodíkové čáry H -alfa (6563 Á) záření v poloviční šířce profilu filtru asi 8 A. S tarší filtry jsou uloženy v kloubu a změnou sklonu v kloubu se d ají vyladit na střed čáry, podle m axim álního kontrastu obrazu. No v ější filtry jsou dělány pro kolmý dopad světla a jsou term ostatovány jednoduchým zařízením tak, aby byly správně vyladěny. V oblasti za irisovou clonou už nemůže d o jit k podstatnému narušení funkce p řístroje, s výjimkou rozladění filtru nebo rozostření výsledného obrazu.
Při praktickém pozorováni koronografem je nutno postupovat asi tak to: Za předpokladu, že je p řistroj jin ak správně justován, namíříme je j na Slunce. Jemnými pohyby dalekohledu zakryjem e Slun ce umělým Mě sícem tak, aby po celém obvodu nikde sluneční okraj nepřesahoval. Jinak vyměníme ohniskovou clonku za větši. Neužíváme však nikdy nadměrně velké clonky, neboť pak nevidíme nízké objekty! Nyní jem ným pohybem málo vysuneme část slunečního o k raje a porovnáme za ostření Slunce i umělého M ěsíce — musíme vidět oba stejn ě ostře, jin ak je nutno doostřit! Pak znovu zakryjem e Slunce a otevřem e úplně iri sovou clonu. Pomalu přivírám e a sledujem e, kdy nastan e náhlý pokles jasu pozadí. Irisovou clonu přivřem e jen o málo více nad tuto hodnotu, další přivírání totiž snižu je světelnost p řístro je a na zvýšení kontrastu obrazu nem á velký vliv. Pak se pokusíme doladit filtr, pokud není vy laděn, tj. ověříme změnou sklonu, zda se kontrast protuberancí dá zvýšit nebo ne. Tím je p řístroj připraven k pozorování. Kromě špatné ju stace přístroje, zejm éna obrazu objektivu na irisové cloně, a zákalu oblohy (m léčn á obloha, cirro stra tu s) , je hlavní potíží nečistota na objektivu. Objektiv je nutno jednak otevírat na co n ejk ratši dobu, nezbytně nutnou k pozorováni, jednak je třeba je j čistit něk olikrát za pozorovací sezónu. K čištěni je n ejlep ší objektiv vyjmout, ponořit do éteru nebo čistého lihu a vatou, obalenou na čisté, nem astné pinzetě, objektiv z obou stran vytřít. Pak přenést do nové čisté lázně bez doteku rukou a nejm enší stopy mastnoty, a po opláchnutí nechat oschnout. Nesmí na něm zůstat mapy ani zaschlé kapky. Nesmíme šetřit rozpouštědlem. V krajním případě lze objektiv nam ydlit ve vodě dět ským pěnovým mýdlem, v tekoucí vodě důkladně opláchnout a po oka pání opláchnout v destilované vodě. Ta ovšem nebývá nikdy dost čistá a je to postup vyloženě nouzový. Teprve vlastní zkušenost každému ukáže, ja k se změní obraz v koronografu po očištění objektivu! Závěrem je ště n ěkolik slov o fotografickém pozorování. N ejlepší je k němu užit kinofilm H-alfa, nyní ORWO HP 1. Ten dává při dostatečné citlivosti na danou sp ektráln í oblast kontrastní obrazy a vystačím e s pom ěrně krátkou expozicí. Pokud ho nemám e, užijem e n ejcitliv ě jších panchrom atických filmů, které dostanem e, alespoň 23° DIN, případně i více. Tyto film y m ají ovšem obvykle větší zrno, ale jin a k vcelku vyhoví. K vy volání použijem e některou k ontrastní vývojku, např. ORWO 22 (viz re ceptář ORWO), nebo některou reprodukční vývojku. Tyto vývojky m ají totiž tu vlastnost, že potlaču jí závoj, který se jin a k na film ech těchto druhů vyskytuje. Vedle toho dovoluji obvykle z k rátit expozici, což je výhodné z hlediska lepši kvality obrazu, při delší expozici narušeného neklidem vzduchu. Při fotografickém pozorování koronografem se často vyskytují některé nedostatky, které m ateriál znehodnocují. Zejm éna to je nepřesné na stavení zákrytu Slunce a umělého M ěsíce. To bývá způsobeno jednak špatnou volbou velikosti umělého M ěsíce, jednak špatným vzájemným nastavením . Pozorovatel ve snaze, aby mu okraj Slunce nepřesahoval, zak ryje zbytečně více než je třeba a pak je tam z protuberance jen polo vina. Správná poloha zákrytu je taková, kdy je vidět, ja k na obou stra nách úpatí protuberance ještě přesahuje chrom osféra, tvořená řetězem
•
spikulí. Zákryt musi být soustředný, nikoliv dvě vzájem ně posunuté kružnice, takže nám pak na jed né straně obrazu vystupuje čá st slu nečního srpku. Důležitá je volba vhodné expozice; správná je taková, kdy je vidět vnitřní d etaily v protuberanci. Jestliže jd e o příliš intenzívní objekt, pak je nutno volit několik expozic různých, abychom dostali proexponovány na různých sním cích různá m ísta objektu. V žádném případě nelze šetřit m ateriálem . A nakonec n ejd ů ležitější: sebehezčí sním ky n e m ají žádnou cenu, když se neví, kdy byly pořízeny. U snímků přehled ných, kdy nejde o rychle prom ěnné útvary, sta čí čas na jednu minutu. U objektů rych le se v y v íjejících je třeba zapsat čas na vteřinu přesně. Nezáleží přitom ani tak na absolutní přesnosti, ja k na přesnosti re la tivní — to znamená, že musíme m ít přesně zaznam enány intervaly mezi snímky. Pouze to nám umožní přesné prom ěření m ateriálu a jeho zhodnocení i po stránce vědecké. Po pozorování je možné teprve udělat časovou k orekci a tu zaznam enat pro případ, že by k nějakém u účelu byl třeba absolutní časový údaj. Tolik tedy pokládám za nutné, aby všichni uživatelé koronografů — nebo, přesněji, protuberančních dalekohledů — znali, aby jim tyto pří stro je poskytly plný užitek i požitek z pozorování.
Pavel
Příhoda:
OTÁZKA V ZN IK U T E K T IT Ů N EN Í DOSUD VYŘEŠENA Tektity jsou m inerály, do je jic h ž rodu patří i známé vltavíny. Mohli bychom jim řík at m eteorická skla, kdybychom si byli jisti, že jsou oprav du m eteorického původu. Většinou autorů jsou zařazovány k im paktitům, tedy látkám , vzniklým při dopadu m eteoritů rozdrcením a přetave ním zasažené horniny. Známe skutečně takové sklovité látky, prokaza teln é vzniklé při dopadu m eteoritů. M ají však vzhled strusky a už tím se od tektitů liší, nehledě k tomu, že v blízkosti tektitů nenacházím e m eteorickou hmotu. Předpokládá se proto, že by tektity mohly být impaktity vym rštěné po dopadu velkého m eteorického tělesa na velké vzdá lenosti. Variantou této hypotézy je domněnka o m ěsíčním původu te k titů, k terá má v poslední době dosti zastánců. První ji roku 1943 podrob n ěji propracoval Nininger. Předpokládá se zde, že dopadem m eteoric kých tě le s na M ěsíc vzniká m ěsíční obdoba pozem ských im paktitů a část této hmoty je vym rštěna tak, že překoná m ěsíční přitažlivost a dopadne na Zemi. Ukazuje se však, že tato jistě dosti atraktiv n í hypotéza má slabiny. Jednak se chem ickým složením tektity blíží hlinitým sedimentům a tak je nutno zavádět dosti umělé předpoklady o existen ci vodní eroze na M ěsíci. Proti hypotéze také hovoří poměry množství různých izotopů, obsažených v tektitech. Dalším argum entem proti měsíčním u původu tektitů je jeden z výsledků sovětské sondy Luna 10. Jedním z přístrojů
na je ji palubě byl gama spektrom etr — přístroj k m ěření energie záření gam a. M ěsíční gama záření vzniká hlavně při jad erných reakcích , umož něných působením gama paprsků na m ěsíčn í povrch. Vzniká tak asi 90% m ěsíční radiace gama paprsků. Asi 10 °/o připadá na ú čet rozpadu radio aktivních prvků. Tak je možné z intenzity gama záření usuzovat na množství radioaktivních prvků v m ěsíční kůře a odtud odhadnout celk o vý ch arak ter m ěsíčních hornin. V tomto ohledu se M ěsíc blíží pozem ským bazickým horninám , to znam ená vyvřelým horninám , které m ají menší obsah kysličníku křem ičitého — m éně než 52 °/o, a dále horninám ultrabazickým , u nichž je obsah kysličníku křem ičitého ještě nižší než u hornin bazických. Naproti tomu podle Vinogradova není možné za pomoci gama spektrom etru na M ěsíci identifikovat žuly ani horniny s větším množstvím radioaktivních prvků. A ja k to souvisí s tek tity ? Ty m ají týž obsah radioaktivních prvků jako žuly. Podle Vinogradova je to tedy další argum ent proti m ěsíčním u původu tektitů. Současně se však tak é objevují důvody pro n ěj. Z mnoha experim en táln ích prací poslední doby zaznam enejm e n ěk teré: Centolanzi labora torn ě zjišťoval rychlost vypařování a odtávání hmoty tektitů za nadzvu kových rych lostí a za různých tlaků a teplot. Chapman, spoluautor této práce, který je zastáncem m ěsíčního původu tektitů, touto prací po tvrzuje, že hmota tektitů je schopna podstoupit takové podmínky, které vyplývají z jeho výpočtů drah od M ěsíce k Zemi. Jde především o to, vydrží-li tek tit třen í za průletu zem ským ovzduším. M ěsíční původ tektitů se zdá potvrzovat také p ráce Harrisona, který zjistil, že z m agnetických vlastností tektitů plyne, že se vytvořily v m ag netickém poli značně slabším než nynější zem ské a lze si tedy snadno domyslet, že by to bylo možné objasnit vznikem na M ěsíci, který prak ticky nem á m agnetické pole, k teré velm i pravděpodobně postrádal i v do bě předpokládaného vzniku tektitů. Nevylučuje se tím sice je jic h vznik jinde než na M ěsíci, avšak uvedený výsledek mluví siln ě proti yzniku tektitů na Zemi. Přesto však m yšlenka, že tektity jsou im paktity pozem ského původu, není n ik terak opuštěna a je d ále rozpracovávána z n e j různějších hledisek. Radu těchto prací nedávno rozmnožil Lin, který připisuje vznik tek titů na účet komety, kdysi zan iklé při srážce se Zemí! Domnívá se, že čá st m ateriálu vyhozená při takové srážce by mohla proniknout zem skou atm osférou a p roletět podobnými drahami ja k o m ezikontinentální rakety na části Země velm i odlehlé od m ísta pádu komety. M inimální hmotu hlavy takové kom ety u rču je na přibližně 5 X 1 0 17 g; to je zhruba d esetim iliardtina hmoty Země. Jen kvantitativně odlišná od předchozí je v zásadě práce Davida, který zkoumá proces nárazu m eteorického tělesa hmoty 2,5 X 1 0 15 g rychlostí 22 km/s. U této m enší hmoty se nevytvoří vhodné podmínky vzniku te k titů, jestliže dopadá na zem ský povrch svisle. Naopak při šikmém pádu nebo pádu skupiny těles jsou podle autora podmínky příznivé vzniku tektitů. Na konkrétním případě ilustru je předchoží práce W ampler, který po rovnává izotopické složení olova z tektitů Pobřeží slonoviny a hmot v k rá teru Lake Bosumtwi na Zlatém pobřeží v západní A frice. Zmíněný kráter má průměr 10,5 km a hloubku 500 metrů. Výsledky hovoří pro možnost
souvislosti tektitů Pobřeží slonoviny s kráterem . A tak lze uzavřít tím, co bylo řečen o v nadpisu: Argumenty hovořící pro pozemský i m ěsíčn í původ tektitů se jev í dosti průkazné, stav „u tkání" je zhruba vyrovnaný a ještě není možné říci, která z domněnek je správná. Nebo je -li vůbec správná alespoň jedna z nich.
Milan
Neubauer:
V Ý Z K U M S L U N C E NA L I D O V Ý C H HVĚZDÁRNÁCH Na lidové hvězdárně ve V alašském M eziříčí byla v ro ce 1964 dokon čena stavba nového objektu, určená hlavně pro sledování Slunce. Pro toto pracoviště se konstruují a dokončují nové přístroje, jako je zařízení pro re k tifik aci slunečních skvrn, je instalován lomený věžový sluneční dalekohled s objektivem o prim ární ohniskové vzdálenosti 710 cm s h e liostatem pro fotografování sluneční foto sféry. P racu je se na zařízení pro zpracovávání snímků slunečních protuberancí. V kopuli tohoto odbor ného pracoviště je instalován (na m ontáži Zeiss V II) dalekohled s objek tivem Zeiss E 0 130 mm, opatřený sluneční komorou a protuberanční dalekohled s objektivem 0 150 mm. I přes veliké potíže pokraču jí práce úspěšně a v nejbližší době bude toto pracoviště uvedeno do trvalého provozu. Koncem roku 1964 byla n aše hvězdárna pověřena organizací ce lo stá t ního odborného úkolu v oboru Slunce. Proto jsm e v roce 1965 začali obnovovat a hlavně budovat novou síť pozorovacích stanic, organizovat a sjednocovat veškerá pozorování Slun ce a pokud možno i pom áhat jed notlivým stanicím v plnění tohoto úkolu. Tato naše práce p řinesla určité výsledky všude tam, kde jsm e na příslušných pozorovacích stan icích n ašli porozumění a aspoň trochu snahy k u žitečné práci. Výsledky celé n aší organizační práce podává podrobná zpráva o plnění tohoto úkolu, uveřejněná v „Bulletinu pro pozorování Slu n ce", číslo 5, z níž podstat nou část uvádíme. Je pravdou, že v roce 1966 n astal proti roku 1965 pokles v množství snímků sluneční fotosféry o 78. Nutno však uvážit, že síť šesti stanic byla v roce 1966 ochuzena o výkonnou stan ici zem řelého Čeňka Šilera v Kroměříži. V říjnu 1966 se síť stan ic znovu rozšířila na šest z ah áje ním spolupráce lidové hvězdárny v Hurbanově. V roce 1967 je před poklad, že se tato činnost podstatně zvýší zahájením spolupráce n ěko lika nových stanic. Poněkud lepší situace byla v ro ce 1966 ve sledování Slun ce zakres lováním skupin slunečních skvrn metodou p rojek ce. Síť stan ic se od března 1966 rozšířila o in iciativní stan ici M ariana D ujniče ze Spišské Nové Vsi. Stan ice Ladislava Schm ieda v Kunžaku provádí i nadále trvalé a system atické sledování Slunce bez jaký ch k oliv větších výkyvů. Rov něž sta n ici K arla Růžičky v Žebráku nutno pochválit za system atické sledování.
Ve sledování slu n ečních protuberancí je situace stá le je ště svízelná. Nedostatek vhodného fotografickéh o m ateriálu byl v průběhu roku 1966 odstraněn. Je nyní je n na lidových hvězdárnách, k teré vlastní protube ranční dalekohledy, aby jic h plně využívaly. Obracíme se na všechny hvězdárny, k teré m a jí tyto p řístro je, aby v ro ce 1967 již opravdu za hájily fo to g rafick á sledování protuberancí a o výsledcích podávaly pra videlné zprávy do V alašského M eziříčí. Pravidelné zpracovávání negativů sluneční fotosféry muselo být z te ch n ických i jin ý ch důvodů přesunuto až na rok 1967. S ta tistick á a výpo četn í zpracovávání kreseb Slunce prováděl v roce 1966 i za ostatní sta nice Ladislav Schm ied. O rganizaci celostátního odborného úkolu v oboru Slunce bylo věno váno velmi mnoho práce a času. Vedla se velmi rozsáhlá písem ná i osob ní jednání, byly vykonány m etodické cesty za účelem rozšíření sítě pozorovatelských stanic, zkvalitnění práce á navázání další spolupráce. N ejrozsáhlejší a také n ejú sp ěšn ější byla desetidenní m etodická cesta po slovenských lidových hvězdárnách, astronom ických kroužcích a ostat ních pozorovacích stan icích . Tato cesta byla vykonána v rám ci obou n a šich celo státn ích úkolů, tj. ja k pro úkol zákryty hvězd M ěsícem a za tmění, tak i pozorování Slunce. Bylo navštíveno jed en á ct stan ic a mimo dvě (LH Prešov a LH Rožnava) dopadlo jednání o spolupráci velmi dobře. Návštěva jednotlivých stanic ukázala, že osobním jednáním přímo na sta nici se dá vyřešit daleko více než dlouhým dopisováním. Ve snaze usm ěrnit a sjed n otit jednotlivé metody pozorování Slunce na všech stan icích uspořádali jsm e v roce 1966 na hvězdárně ve V a lašském M eziříčí dvě třídenní astronom ická praktika. První praktikum bylo jen pro pozorovatele Slunce, druhé bylo z poloviny pro pozoro vatele zákrytů hvězd M ěsícem a z poloviny pro pozorovatele Slunce. Těchto dvou praktik se zú častnili pozorovatelé z lidových hvězdáren Banská B ystrica a Žebrák, z astronom ických kroužků Košice, Krupina, Nitra, Povážská Bystrica, Žiar nad Hronom a stan ice Spišská Nová Ves. Hlavním účelem obou praktik v oboru Slunce bylo zakreslování skupin slunečních skvrn metodou p ro jek ce, foto grafické sledování sluneční fotosféry a základní zpracování napozorovaného m ateriálu. Pozorovatelé byli též seznám eni s pozorováním protuberancí a zpracováváním nega tivů sluneční fotosféry pom ocí restitučního zařízení. Patrný úspěch těchto praktik si pravděpodobně vynutí je jic h každoroční opakování. Jednotlivé inform ace a dotazy byly během roku vyřizovány s přísluš nými stanicem i nebo přímo s pozorovateli písem ně i osobně. Běžné infor m ace byly zveřejňovány v „Bulletinu pro pozorování Slu n ce" nebo v oběžnících. Rovněž evidence pořízených kreseb a snímků sluneční fotosféry byla zveřejňována v „Bulletinu pro pozorování Slunce*1. Na říjen 1966 byl naplánován II. celo státn í sem inář pro pozorovatele Slun ce, který však vzhledem k fin an čn í situaci nem ohl být uskutečněn. V šechny přih lášen é pozorovací stan ice byly plně zásobeny ja k tisko pisy, tak i fotografickým m ateriálem pro sledování Slunce v množství, k teré si objednaly. Tím se nám podařilo plně zvládnout m ateriálové zá sobení všech pozorovacích stan ic, a proto od poloviny roku 1966 není žádná stan ice ve své činn osti om ezena nedostatkem vhodného m ate riálu.
V minulém roce bylo na naši hvězdárně vyrobeno pět kusů slunečních komor pro fotografování celkového obrazu fotosféry. Fotokom ora má rozměry 1 8 X 1 8 X 1 7 5 cm a je opatřena velmi dobrým objektivem z vo jenského třím etrového dálkom ěru. Optická soustava je volena pro vý sledný obraz Slunce o průměru 70 mm. Cena kom pletní, seřízen é a vy zkoušené fotokom ory je 2560 Kčs. Dvě z těch to komor jsou již v provozu v Hurbanově a v Žilině. Během prvního p ololetí roku 1967 budou další tři komory předány do Olomouce, do Karlových Var a do Košic. Vzhle dem ke značnému zájm u o tyto komory bude podle m ožnosti zhotovena v ro ce 1967 d alší série. V ro ce 1966 byla v „Bulletinu pro pozorování S lu n ce" publikována práce Ladislava Schm ieda „Asym etrie rozložení skupin skvrn na slu n eč ním disku". Dále se publikovaly výsledky všech stanic sledování slu n eční činnosti. Zhodnotíme-li celkové plnění plánu celostátního odborného úkolu v oboru Slunce, musíme konstatovat, že sice nebyly splněny n ěkteré body navrženého programu, naproti tomu jsou však body, a to hlavně organizace celostátního odborného úkolu v oboru Slun ce a přím á m e todická pomoc při zajišťování tech n ick ých pomůcek i přístrojů pro po zorování Slunce, kterým bylo věnováno velké množství práce a času. Zel, přesto je několik stanic, zejm éna lidových hvězdáren, k teré jsou až nadm ěrně zásobeny p řístro ji pro sledování sluneční činnosti a přesto od nich krom ě slibů nelze dostat jed iné pozorování. Pro zlepšení výsledků práce a organizaci celostátního odborného úko lu v oboru Slunce navrhujem e, aby se přih lásili všechny hvězdárny, astronom ické kroužky i jed notlivci, k teří by byli ochotni jakým koliv způsobem spolupracovat při sledování sluneční činnosti. Velmi rádi by chom také uvítali úzkou spolupráci se sluneční sek cí Československé astronom ické společnosti při ČSAV, což by jistě ce lé věci prospělo. Z naší strany jsm e ochotni kdykoliv vést jednání o uskutečnění této spolu práce. D alších opatření pro zlepšení a zkvalitnění práce tohoto ce lo státního úkolu je celá řada a n ěk terá z nich jsm e již zahrnuli do plánu celostátního odborného úkolu v oboru Slunce na rok 1967. Při této příležitosti děkujem e všem stanicím , které s námi v minulém roce spolupracovaly, za úspěšnou spolupráci. Stanicím , které je ště n e jsou s námi v přímé spolupráci, sdělujem e, že jsm e ochotni s kteroukoliv z nich zah ájit pravidelnou spolupráci. J a n
A d á m e k
a
V á c l a v
B u m b a :
L U M I N I S C E N Č N Í MAPA H V Ě Z D N É O B L O H Y Při pozorování noční oblohy pom ocí běžných hvězdných map se s e tkávám e s určitým i obtížemi, k teré spočívají v adaptaci lidského oka na rozdílný jas. Pozorujem e-li hvězdy, srovnávám e je jic h polohu na obloze s polohou vyznačenou na mapě, kterou je nutno osvětlit. Na osvětlení oblohy se zrak adaptuje a při opětovném pohledu na mapu se musí přizpůsobit daleko menšímu jasu pozorovaných hvězdných objektů. Sam otná adaptace vyžaduje jistou dobu, po kterou je pozorování zne-
snadněno, nehledě na to, že se oko častým stříd á ním jasu unavuje a zm en šu jí se pozorovací schop nosti. Tyto nesnáze, se k te Obr. 1.: S c h é m a je d n o tliv ý c h v rstev o t á č iv é lu m in is c e n č n í rými se u čitelé astrono m a p y h v é z d n é o b lo h y fM — mie na šk olách a lido m a p a , C — o c h r a n n ý c e lu vých hvězdárnách setk á lo íd , L — lu m in o fo r , O — vají, je možné odstranit o c h r a n n á v r s tv a ). Obr. 2.: lum iniscenční mapou. P říp ra v a s v ítiv é v rstv y (L — Tato mapa je konstruo r o z to k lu m in o fo ru , V — v r s t vána jak o běžné typy v a f ilt r a č n íc h p a p ír ů , K — k v ý v ě v ě ). otáčivých map hvězdné oblohy s tím rozdílem, že vlastní mapa je nanesena na průhlednou fólii, k terá leží na vrstvě lumi noforu. V ý rob a lu m in isce n čn í fó lie . Základními požadavky kladeným i na lu m iniscenční fó lii je především požadavek je jí naprosto rovnoměrné a dostatečně intenzívní svítivosti. D alší požadavky jsou: jednoduchá vý roba, snadná dostupnost surovin, m alé náklady na výrobu, bezpečnost a malá spotřeba vlastního luminoforu. Pro výrobu fólie jsm e vyzkoušeli řadu postupů, z nichž všechny uve dené požadavky splňuje postup dále popsaný. Potřebné celuloidové fólie získám e ze starých exponovaných rentgenových filmů, které si opatří me n ejsnáze od nem ocničního rentgenu. Odstranění emulze lze n ejlép e provést kyselou hydrolýzou želatinové vrstvy dvoudenním máčením v 5 % roztoku HCl. N ěkolikerým opláchnutím vodou a vysušením mezi filtračn ím i papíry dostanem e naprosto čirou celuloidovou fólii. Dalším úkolem je získání hom ogenní lum iniscenční vrstvy. Jako sví tící barvy bylo použito barvy technického označení MALUX. V obchodě dostanem e 100 g balení za K čs 13,50. Místo této látky lze použít ja k é koli sv ítící barvy, např. Neolux, Lunalux apod., jež se občas na trhu vyskytují. Požadujeme však, aby se látka dala suspendovat ve vodném roztoku. Velmi řídkou suspenzi barviva si připravíme tak, že asi 10 g barviva dokonale rozm íchám e v 1 litru vody a tak to vzniklou suspenzi filtru jem e na Buchnerově nálevce přes pětinásobnou vrstvu filtračn íh o papíru (obr. 2 ). Horní filtra č n í papír opatrně sejm em e a nechám e uschnout volně na vzduchu. Při menším počtu filtra čn ích vrstev dochází
Obr. 3: S e s ta v e n í lu m in is c e n č n í m a p y (D — d a tu m , H — h o d in a , S — stu p n ě, HV — h v ě z d n á o b l o h a ) .
k usazování zvýšeného množství barviva v m ístech otvorů nálevky, což je nežádoucí. Svítící vrstva je chráněna proti otěru celuloidovou fólií, poněvadž bar vivo na ní není n ijak zvlášť fixováno. Vrstvy získané jiným i způsoby (např. rozprašováním, natíráním či volnou sedim entací uvedeného bar viva) nem ěly žádané vlastnosti (nebyly hom ogenní i při značné sp otře bě barviva). S esta v en í lu m in iscen čn í m ap y . Hvězdnou oblohu narýsujem e tuší na celuloidovou fólii, je jíž získání je výše popsáno. Z ten ké lepenky připra víme tři čtverce tenké překližky, lepenky nebo vhodné umělé hmoty. První z nich z jedné strany polepím e obdélníkem vystřiženým ze svítící fó lie a z druhé strany nalepím e celou sv ítící fólii. Obě strany přelepím e celuloidem . Tato část tvoří základní část, zadní stěnu (obr. 3a, 3b ). Na tuto základní část přilepím e od strany ce lé sv ítící fólie část druhou (obr. 3 c ), která slouží jako vodící pro otáčivou mapu, kterou vložíme do tohoto kruhového otvoru. Celou mapu pokryjem e dílcem (obr. 3d) a slepím e. Obdélníkové okénko na zadní stran ě slouží k zapisování po znám ek mastnou tužkou (m ožnost snadného sm azání). Uvedené preparáty nejsou aktivovány radioaktivním i látkam i. Proto je třeba mapu k rátce před použitím osvítit (s ta č í n ěkolik vteřin zblízka kapesní svítilnou ). Mapa pak ja sn ě svítí asi 15 minut. Při nepřetržitém pozorování je možno fó lii s lum inoforem osvětlovat ultrafialovou lam pou. Lum iniscenční mapu lze doporučit učitelům astronom ie na školách i pracovníkům lidových hvězdáren, stejn ě jako všem příznivcům a stro nomie.
P a v e l
V o j t ě c h o v s k ý :
TRANSISTOROVÝ K O N V ER TO R OMA-50 Pro pozorování zákrytů hvězd M ěsícem byl na lidové hvězdárně ve V alašském M eziříčí vyvinut elektronkový p řijím ač vědeckých časových signálů OMA-50. P řijím ač vyhovuje požadavkům, které jsou na n ěj k la deny, avšak nehodí se pro m obilní provoz, zvláště pro svoji závislost na elektrovodné síti a velkou váhu. Zájem ce o tento elektronkový pří stroj odkazujeme na „Bulletin zákrytů a zatm ění č. 27“, kde je uve deno schém a i popis. V současné době byl zkonstruován další p řijím ač OMA-50 s celotransistorovým osazením, který využívá prodejných radiopřijím ačů kabelkového nebo kapesního transistorového provedení. Protože tyto p řijí m ače m ají pouze rozsah středních a jen výjim ečně krátk ých a dlouhých vln, n elze na ně přijím at signály OMA-50 bez ro z sáh lejších úprav v la děných obvodech. Mnohem vhodnější je použití konvertoru, který umož ňuje příjem signálů OMA-50 bez jakéhokoliv zásahu do transistorového přijím ače. Princip funkce konvertoru, který je uveden ve schém atu, spočívá v převedení signálu OMA-50 z 50 kHz na n ěkterý km itočet v pásmu střed ních vln pomocí sm ěšovače a oscilátoru. Ke konvertoru musíme
je š tě přidat záznějový oscilátor, neboť stanice OMA-50 vysílá signály nemodulovanou nosnou vlnou. Popisovaný konvertor má 4 stupně, je jic h ž činnost si dále popíšem e: ( 1 ) vysokofrekvenční laděný předzesilovač ( 2 i ) , ( 2 ) sm ěšovač [T^], (3) m ístní oscilátor ( r 3) a (4 ) záznějový o sciláto r ( r 4). N ejlépe je začít stavbou záznějového a m ístního oscilátoru. Teprve potom stavím e sm ěšovač a nakonec vf zesilovač. M ístní o s c ilá to r . K m itočet m ístního oscilátoru zvolíme takto: V yhledá me v pásmu středních vln transistorového přijím ače m ísto, kde nevy sílá žádná stan ice (v našem případě to bylo 700 kH z). Tento km itočet nazveme /m a dosadíme do vztahu /o =/m + 50
(v kH z);
/o je potom potřebný km itočet m ístního oscilátoru. O scilátor je běžného zapojení, rezonanční obvod je tvořen kapacitou C\ a indukčností L6. Jako tato indukčnost vyhověla středovlnná odladovací cívka Sl^O. Kondenzátor C4 má kapacitu asi 300 pF. Potřebný km itočet /o nastavím e dolaďováním jád ra cívky, přínadně oškrábáním slídového kondenzátoru C4. Potom přivinem e na kostřičku oscilátorové cívky L6 asi 10 zá vitů sm altovaného drátu. Toto vinutí Lj váže oscilátor na sm ěšovač. Z á zn ějo v ý o s c ilá to r . Jeho zapojení se tém ěř n eliší od zapojení m íst ního oscilátoru. Mění se pouze hodnoty kap acit a indukčností. Zázně jový o sciláto r km itá na frekven ci 51 kHz. O scilační obvod je tvořen indukčností i 8 a kondenzátorem C5. Hodnota indukčností je asi 10 mH a vytvoříme ji n ejlép e navinutím 500 závitů sm altovaného opředeného drátu 0 0,1 mm divoce na k o střičce hrnečkového jád ra. Použité h rn eč kové jád ro má 0 25 mm. Hodnotu kondenzátoru C5 vyhledáme zkusmo, bude přibližně 500 pF (slíd a nebo sty ro fle x ). Vazbu se směšovačem obstará opět 1 0 závitů sm altovaného drátu L9, přivinutých na kostřičce. S m ěšo v a č . Pro sm ěšovač je použito jednoduchého zapojení. Indukč nost Z#5 V 5 je navinuta na trám eček feritové antény, buď ploché nebo kulaté. Vinutí má celkem 60 závitů, vinutých vysokofrekvenčním la n kem s odbočkou na 20. závltě. Kondenzátor C3 volíme podle zvolené frekvence fm na p řijím ači (v našem případě je zapojen kondenzátor
300 p F ). Umístěni feritové antény je třeba věnovat pozornost. Musí být pouze několik cm od p řijím ací feritové antény transistorového p řijí m ače, neboť obě antény tvoří navzájem vysokofrekvenční laděný tra n s form átor. Tímto způsobem je navázán konvertor na přijím ač, aniž by bylo nutné spojovat oba p řístro je např. k apacitn í vazbou. V y s o k o fr e k v e n č n í la d ěn ý p ř e d z e s ilo v a č . Jeho použití se ukázalo nut ným, protože signál OMA-50 je na dlouhých vlnách poměrně slabý. Vstup n í obvod LC má hodnoty Li = 10 mH, Ci = 1000 pF. Cívku navinem e na hrníčkové jádro 0 25 mm tvoří ji 500 závitů sm altovaného opředeného drátu 0 0,1 mm. Vazební cívka L2 je tvořena 100 závity téhož drátu. Resonanční obvod kolektoru ie shodný ze vstupním obvodem; odbočka je na 150. závltě. V zapojení sm ěšovače je neu tralizační kondenzátor s hodnotou 30 pF. Zapojím e ho pouze tehdy, jestliž e sm ěšovač bude km itat na nežádoucích km itočtech. Jinak může být vynechán. Všechny stupně jsou osazeny transistory 156 NU 70. Zapojeni však bylo vyzkoušeno i s levnějším i typy. Při uvádění konvertoru do chodu postupujeme takto: nastavím e pra covní bod m ístního oscilátoru trim rem 33 K a s pom ocí transistorového p řijím ače nebo absorpčního vlnoměru nastavím e požadovanou frekven ci. Nyní přeladím e transistorový p řijím ač o 50 kHz níže, než kmitá osciláto r. Ke konvertoru připojím e anténu a uzem nění nebo signální gen erátor s modulací, naladěný na km itočet 50 kHz. Trim ry 6 8 k a 3 3 k nastavím e pracovní body transistorů Ti a T2. Jestliže vše funguje, ozve se z repro duktoru signál OMA-50, zatím jeho krátké sykavé tóny. Sn ad n ěji n a la díme obvody pomocí signálního generátoru. Po naladění na m axim ální hlasitost uvedeme do chodu záznějový o sciláto r nastavením pracovního bodu trim rem . Vypneme m odulaci signálního generátoru a naladím e záznějovým oscilátorem zázněj 1 kHz. Při zkoušení s anténou a uzem ně ním uslyším e ihned signály stan ice OMA-50. Konvertor produkuje krom ě základního součtového km itočtu i km ito če t rozdílový a dále km itočty harm onické. Najdeme tedy signály sta nice OMA-50 na stupnici p řijím ače n ěkolikrát, což sam ozřejm ě není na závadu. Konstrukčně je konvertor řešen v sam ostatné sk říň ce z p lastické hmoty, která je m echanicky spojena s vlastním přijím ačem . Použitý tranzistorový přijím ač může být jakýkoliv, který má rozsah středních vln. Z n ašich to je např.: Doris, M ír,’ Dana, T61, T63, Monika atd. Kon vertor vyžaduje venkovní anténu dlouhou nejm éně 20 m v Čechách a 40 m na Moravě a dobré uzem nění.* Vyhoví všude tam, kde sta čí k po zorování akustický časový signál. P řístroj ocením e zvláště v mobilním provozu, protože při vypnutém konvertoru je možno zachytit občanský časový signál a nastavit tak minutu pom ocných hodin. Bližší in fo r m ace o stavbě konvertoru nebo elektronkového přijím ače poskytne li dová hvězdárna V alašské M eziříčí. * S uvedeným tra n s isto ro v ý m k o n v e rto re m ve s p o je n i s p řijím a č e m D oris byly p rov ed en y poku sy o p říjem na S lo v e n s k u . S p rim itiv n ím u zem n ěn ím a s an tén ou d é lk y a si 15 m, drženou je d e n m etr nad te ré n e m , b y ly sig n á ly OMA-50 velm i dobře s ly š ite ln é až u K o šic.
Dne 30. 6. t. r. se dožil šed esáti le t prof. RNDr. A lois Zátopek DrSc, člen ko respondent ČSAV, lau reát St. cen y K. G., vedoucí kated ry geofyziky m atem aticko-fyzikáln í faku lty K arlovy u n iv ersity v Praze. Narodil se v Zašové u V alašsk éh o M eziříčí na severovýchodě Moravy. Na přírodovědecké fa k u ltě K arlovy u n iv ersity v Praze vystudoval v r. 1931 m ate m atiku a fyziku. B ezp rostřed ně po d okončeni studií získal též v oboru fyziky d oktorát příro d n ích věd. Od r. 1934 pracoval ve Státním ústavu geo fy zik ál ním, kde bylo jeh o hlavním úkolem vedení čs. seism ick é služby. Pod jeho ve dením se n aše seism ick á služba brzy d ostala na jedno z čeln ý ch m íst ve světě. Seism ick á sta n ice v Praze na K arlově byla např. druhou sta n ici v Evropě, na k teré bylo určováno tzv. m agnitudo zem ětřesení. Uvedená sta n ice dodnes slou ží jak o norm ál pro určováni m agnitud pro celo u řadu evropských států. Vedle toho se prof. Zátopek ve Státním ústavu geofyzikálním zabýval zejm éna vý zkumem seism icity CSSR a některým i problém y elek tro m ag n etick éh o pole Země. V r. 1952 byl jm enován p rofesorem geofyziky na K arlově universitě. Vybu doval G eofyzikální ústav m atem atíck o-fy zíkáln í faku lty K arlovy university a za sazoval se i o vybudováni ústavů d alších (zejm éna G eofyzikálního ústavu ČSAV a Ústavu užité geofyziky v B rn ě ). Značná čá st čs. geofyziků, k te ří v sou časné době d osahu jí význam ných m ezinárodních úspěchů, jsou jeho žáky. V G eofyzikálním ústavu MFF K arlovy university se prof. Zátopek zabývá ze jm éna problém y seism ologickým i (k la s ifik a c e zem ětřesení, m ikroseism y, seis m icita, seism o tek to n ick é pochody, teo rie a ko n stru kce seism ick ých p řístro jů ). Řada jeho p rací byla vysoce ocen ěn a v národním i m ezinárodním m ěřítku. Za vytvořeni seism ick é ch a ra k te ristik y ČSSR byl v r. 1957 vyznam enán S t. ce nou K lem enta Gottw alda. Za spolupráci na n ěk terý ch problém ech seism ologie s vědci SSSR byl v r. 1960 vyznam enán A kadem ií věd SSSR Eulerovou m e dailí. Za zásluhy o rozvoj m aď arské geofyziky mu bylo uděleno čestn é č le n ství M aďarské geo fy zik áln í sp olečn o sti, za prů kopnické p ráce v oboru k lasifi k ace zem ětřesení člen stv í v Seism o logical So ciety of A m erica. Jeho hlubokých zn alo sti seism icity a seism otekfoniky bylo v širok é m íře využito při plánováni znovuvýstavby m ěsta S kop je po k atastro fájn ím zem ě třesen í v r. 1963. Prof. Zátopek pracoval ve Skopji ja k o exp ert UNESCO po dobu tří m ěsíců přímo po zem ětřesení. V r. 1964 byl OSN ustanoven členem M ezinárodního poradního sboru OSN pro kom plexní úkoly znovuvýstavby Skop je a je jíh o okolí, v něm ž předsedal skupině ,-,Věda“. Za osobni zásluhy o znovuvybudování Sko p je byl vyznam enán stříbrn ou pam ětní m edaili m ěsta Skopje. V r. 1965 byl ustanoven trvalým expertem UNESCO pro pohotovostní a stud ijní výzkumné m ise v případě zem ětřesných k atastro f. Jako exp ert UNESCO pů sobil v r. 1966 v T urecku v sou vislosti se skupinou velkých zem ětřesení ve východní A natolii a podal tu reck é vládě vedle vědeckého rozboru i p rak tická doporučeni, sou visící s m inim alizací účinků p říštích zem ětřesných katastro f v těch to k o n čin ách . Prof. Zátopek je organizátorem a spolutvůrcem řad y věd eckých m ezinárod ně organizovaných akci. Od r. 1956 zastupoval CSSR v E vropské seism ologické kom isi, kde též vykonával v 1 .1 9 5 9 — 1962 fu n kci v icepresid enta a v 1. 1962— 1966 presid enta. V r. 1958 pracov al na žádost sov ětské vlády ja k o č le n východní de legace na k o n fere n ci o zjišťování a id e n tifik aci jad ern ý ch výbuchů v Zenevě, na jejím ž úspěšném průběhu m ěl aktiv ní podíl. Důležité fu n k ce zastává prof. Zátopek i v jin ý ch m ezinárod ních organ izacích . V rám ci tohoto k rátkéh o člán ku není možno se o všech zm iňovat. V ěd ecko-organizační sch o p n o sti a širo k ý odborný rozhled um ožňuji prof. Zátopkovi úspěšně říd it v úloze hlavního koord inátora S tátn íh o plánu výzkumu geofyzikální výzkum v CSSR. V přítom né době zastává fu n kci předsedy kolegia
astronom ie, geofyziky, geodézie a m e teo ro lo g ie ČSAV, předsedy Čs. národ ního kom itétu geo d etického a g eo fy zi kálního, předsedy Čs. národní kom ise pro p ro je k t svrchního p lá ště Země, předsedy Čs. národ ní kom ise pro ICSU a jin é. P racov ní zatížení p rof. Zátopka je obrovské a jeho sp olu p racovn íci mo hou potvrdit, že pro něho p rak tick y tém ěř n eexistu jí volné n ed ěle a prázd niny. P řesto si prof. Zátopek dokáže vždy n a jít volnou chvíli, aby si se svý mi spolupracovníky a žáky p řátelsk y pohovořil, či aby si v kroužku k v arte ta m atem atick o -fy zik áln í faku lty za h rál na cello své oblíbené skladby. P ro fesor Zátopek je dobře znám i v kruzích astro n om ick ých z četn ý ch před nášek, je ž mívá především na hvězdárně n a P etřín ě a v pražském p lan etáriu . V d řív ějších le te c h byl i autorem populárně vědeckých č lá n ků v Ř íši hvězd. P řejem e prof. Zátopkovi mnoho zdra ví a duševní pohody do d alších le t je ho života. V. Č erv en ý Š
e d e s á t
l e t
p r o f
.
b e d
R
i c h a
h a v e l k y
P ro feso r teo retick é fyziky na přírodovědecké fak u ltě U niversity P alackého v Olomouci RNDr. B edřich H avelka, D rSc., dožívá se 17. červ en ce t. r. šed esáti let. Jak o vedoucí kated ry te o re tic k é fyziky a astronom ie p e ču je n e je n o vzdě lání a výchovu budoucích u čitelů fyziky na stře d n ích školách , nýbrž i sp e cia listů v oboru jem né m echaniky a optiky, k te ří rovněž studují na zd ejší fa kultě. Ze životopisu prof. H avelky uvedm e alespoň tato hlavní d ata: Po m atu ritě na reálném gym nasiu v B oskov icích v r. 1927 studoval na přírodovědecké fa ku ltě v B rně do r. 1932 m atem atiku a fyziku. Na základ ě d ise rta čn í p ráce „O křiv kách v n-rozm ěrném eukleidovském prostoru, mezi je jic h ž křivostm i platí lin eárn í vztahy" byl v r. 1935 prom ován na d oktora p řírod n ích věd. Od té doby až do roku 1952 pracoval v českoslov enském optickém prům yslu a jeho zásluhy z tohoto období sp o čív ají především v tom, že p ostavil k on stru k ci a vývoj o p tick ých p řístro jů na v ědeckou fází. Po h a b ilita ci v ro ce 1949 před n ášel n a U niversitě P alackéh o v O lom ouci a n a V ysoké šk o le te ch n ick é v Brně, od r. 1954 působí trv ale v Olom ouci. V r. 1955 byl jm enován řádným p rofe sorem a za dosavadní vědeckou čin n o st byla mu v r. 1956 udělena vědecká hodnost doktora m atem aticko -fyzikáln ích věd. Z bohaté p u blikační čUinosti prof. H avelky budou i našim čtenářům známy jeh o knihy „G eom etrická op tik a" (2 d íly ), ve spolupráci s prof. dr. J. Fukou napsal „E lek třin u a m agnetism us", „Optiku I .“, řadu vysokoškolských sk rip t a je autorem d esítek vědeckých prací. P řejem e profesoru H avelkovi hodně zdraví a životní pohody do d alších let. Svým pracovním nadšením , m ilou povahou a vřelým pom ěrem ke studentům i spolupracovníkům , svou vědeckou i pedagogickou p rací je vzorem vysoko ško lsk éh o u čitele. Ja r o m ír Š ir o k ý
P 0 2 Á R
L ODI
A P O L L O
o N ejvyššl před stav itelé NASA in fo r m ovali K ongres USA, že lednový požár kosm ické lodi Apollo bude stát n e j méně 75 m il. dolarů a posune první let Apolla s lidskou posádkou v nejlepším případě na p říští březen. P ředstavitelé NASA p řiznáv ají ve svém prvním zve řejněn ém proh lášení, že je stliže v dů sled ku požáru bude první p řistán í na M ěsíci odložené na ro k 1970 nebo později, náklad y na d osažení M ěsíce budou je š tě větší. Ř ed itel NASA J. E. Webb pro h lásil, že to bude znam enat zvýšení přibližně o 200 až 500 m iliónů dolarů. P řesto však, když referov al před senátním výborem pro aeronau tiku a výzkum vesm íru. J. E. W ebb trval na svém přesvědčení, že NASA dopraví kosm onauty na M ěsíc před rokem 1970. P rohlásil doslova: „Věřím e, že první lety Apolla um ožní ry ch lé pokračová ní v d alších kosm ických letech , a tak p řek o n ají n ě k teré z důsledků n y n ěj šího zpoždění. Stan e-li se tak, můžeme tento plán u sk u tečn it v rám ci fondů, k te ré máme nyní k dispozici pro rok 1967, příp. v návrhu rozpočtu pro rok 1968“ . NASA plánov ala první le t kosm ické lodi Apollo na 21. únor t. r. T říčlen n á posádka pro tento let, vedená plukov níkem V. I. Grlssom em, zahynula jak známo 17. ledna při požáru kosm ické lodi během zkoušek na Zemi. Dr. Webb sd ělil, že podle plánu NASA bude první kosm ická lod A pollo B lo ck II dodána na Kennedyho mys koncem tohoto ro ku a vypuštěna o tři m ěsíce později. Dále uvedl, že posádku bude tvořit tříV
A T M O S F É Ř E
SAT
Owen studoval podrobně spektrum Saturna. V ob lasti pásu čpavku u vlno vé délky 7900 A z jistil m nožství p ře k rý v ajících se lin ií m etanu. Dunham, který se před le ty zabýval sp e k tro skopii Saturn a a jehož výsledky jsou často citovány, tyto lin ie připsal om y lem čpavku. Ani v jin é č á sti spektra
O P O Z D I
AMERICKÉ
LETY
ROK člen n ý tým, který byl rezervou pro posádku zahynuvší v lednu: nám ořní kap itán W. M. S ch irra , W. Cunningham a m ajor letectv a D. F. E isele. J. E. W ebb též uvedl, že nová kos m ická lod B lo ck II bude užívat 100% kyslíkové atm osféry, ale použití neh o ř lavých a ohnivzdorných m ateriálů zm enší nebezpečí požáru. Výsledek le tu, řízeného Sch irrou , by m ěl umožnit ry ch lý přechod k větším u počtu kos m ických letů s posádkou, a tak pře k on at n ě k teré z následků opoždění, způsobeného lednovým požárem. Při stá n í na M ěsíci by mohlo být prove deno při nebo před jedenáctým letem rak ety Saturn-V, u rčen é k vypuštění lodi Apollo, k te rý by m ěl být u sku teč něn ke konci roku 1969. Podle proh lášení dr. W ebba firm a N orth A m erican Aviation, k terá byla o stře kritizována po k a ta stro fě zavi něné požárem , zůstává dále jako vý ro b ce stand ard n ích kosm ických lodí, avšak bude přib rán a d alší firm a, která by provedla případné úpravy kabiny. J. E. W ebb dodal, že North Am erican Aviation bude penalizována několika m ilióny dolarů za to, že nevyhověla požadavkům program u. Vedoucí NASA byl sen áto ry kritizován za to, že je opomenul v čas inform ovat o loňské zprávě jednoho z pracovníků NASA, k te rá upozorňovala, že dotyčná firm a nem usí být te ch n ick y zcela na výši. Dr. W ebb odpověděl, že vybrání firm y jako výrobce lodi Apollo bylo do značné m íry ovlivněno je jí výhodnou cenou, požadovanou za k o n stru kci lodi. IRNA
N E N I
ČPAVEK
S atu rn a není žádného příznaku, že by v jeh o atm o sféře byl přítom en čpavek. Moroz se při hled án í čpavku v in fra červen é oblasti Saturnova sp ektra ne dobral tak é pozitivního výsledku a sta novil horní h ra n ici jeh o množství na m éně než pad esáticentim etrovou vrst vu při tlaku jed né atm osféry. P říh o d a
Dne 5. červn a t. r. n ašel podle efem eridy K. Xomita z hvězdárny v Tokiu periodickou kom etu Reinm uth 2. V do bě objevu byla v souhvězdí Vodnáře velm i blízko m ísta, předpověděného efem eridou, kterou p očítal dr. E. Rabe z hvězdárny v C incinnati; jev ila se ja ko difuznl o b jek t 18. hvězdné v elikosti bez c en trá ln í kondenzace, ohon nebyl V E L M I
M O D R Á
J. H. A nderson, W. J. Luyten a A. R. Sandage oznám ili, že n alezli na sním cích, exponovaných 48palcovou Schm idtovou kom orou na hvězdárně Mt. Palom ar dne 16. února m. r., vel mi modrou hvězdu. F o to g rafick á ja s nost o bjektu byla 15,5m a poloha (1950,0): a = 111*13,5“ a S = + 29°38' Hvězda není zach ycen a na sním cích P alom arského fo tog rafick éh o atlasu, ani na desce, exponované na této hvěz O K A M Ž I K Y
V Y S Í L Á N I V
pozorován. Oběžná doba kom ety je 6,7 roků a průchodem projd e le to s 18. srpna. Kom eta byla objeven a v roce 1947 (1947 V II) a byla pozorována při dvou n ásled u jících n áv ratech do přlslu nl v le te c h 1954 a 1960. P ři letošním návratu do p erihelu má kom eta dosáh nout své n ejv ětšl jasn o sti začátkem záři (a s i 14“ ). H V Ě Z D A
dárně v únoru 1963. O bjekt se nalézá v kupě galaxii a m ohl by být tedy supernovou, přestože nen í žádná ga laxie přesně v poloze o bjektu , k terá by byla vid itelná na přehlídkových d eskách Mt. Palom aru. N ení ani vy loučeno, že hvězda by m ohla být pro m ěnnou typu U Geminorum, což však je poněkud nepravděpodobné vzhledem k rozdílu magnitud nejm én ě 5,6, uvá žím e-li m eznou hvězdnou v eliko st palom arský ch sním ků 21,l m.
Č A S O V ÝC H
K V Ě T N U
SIGNÁLO
1 9 6 7
OMA 50 kHz, 8h ; OMA 2500 kHz, 8 h ; OLB5 3170 kHz, 8h ; P ra h a 638 kHz, 12*> D en OMA 50 OMA 2500 OLB5 P ra h a
1 0375 0375 0380 0370
2 0377 0377 0382 0372
3 0379 0379 0384 0374
4 0381 0381 0386 0376
5 0383 0383 0388 0378
6 0385 0385 0390 0380
7 0387 0387 0392 0382
8 0389 0389 0394 0384
9 0391 0391 0396 0386
10 0393 0393 0398 0388
Den OMA 50 OMA 2500 OLB5 P ra h a
11 0395 0395 0400 0390
12 0397 0397 0402 0392
13 0399 0399 0404 0394
14 0401 0401 0406 0396
15 0403 0403 0408 0398
16 0405 0405 0410 0400
17 0407 0407 0412 0402
18 0409 0409 0414 0404
19 0411 0411 0416 0406
20 0413 0413 0418 0408
D en OMA 50 OMA 2500 OLB5 P ra h a
21 0415 0415 0420 0410
22 0417 0417 0422 0412
23 0419 0419 0424 0414
24 0421 0421 0426 0416
25 0423 0423 0428 0418
26 0425 0425 0430 0420
27 0427 0427 0432 0422
28 0429 0429 0434 0424
29 0431 0431 0436 0426
30 0433 0433 0438 0428
31 0435 0435 0440 0430
Od 4. 5. 1967 se na sta n ic i OMA 50 kHz m ezi 11.00 a 12.00 hod. SEČ pokus ně v y síla jí inverzní časové značky, tj. značky délky 0,9 s, m ezery délky 0,1 s, první m ezera v m inutě má d élku 0,5 s. Časový okam žik udává k o n e c časové značky. V. P t á č e k
V minulém ro ce nebylo pro velmi nepříznivé počasí mnoho jasn ých ve čerů, který ch by se dalo využít pro pozorování zajím avých ob jektů na obloze. Ale i vzhledem k těm to okol nostem vykonala hvězdárna kus zá služné p ráce v p ropagaci astronom ie. V zim ních m ěsících byl na hvězdárně jeden pozorovací večer v týdnu, od května byly zavedeny dva. P ro zájez dy bylo pozorování podle ujednání. Před pozorováním se podával v před náškové m ístnosti výklad o tom, ja k é o b jekty návštěvníci uvidí v kopulí. Vý klad a pozorování vedli dobrovolní pracovníci, členov é astronom ického kroužku Klubu p ra c u jícíc h v Sezim ově Ostí. N ejvětší zájem se projevoval a projevuje o d o rů stající M ěsíc. Na jeho pozorování a přednášky o něm p řijely výpravy i z n ěk terý ch zem ědělských družstev z okresu. Na hvězdárnu do cházeli a dojížděli četn í zájem ci i z T á bora a ze Soběslavi. Mnoho návštěv nem ohlo však být usku tečn ěn o pro v el mi nepříznivé počasí. Program pozorování se vyvěšuje na hvězdárně, v n. p. Silon a ve výkladní
skřín i na Společenském domě. Tam by ly tak é vystaveny fo to g rafie m ěsíčních k rajin , pořízené sondam i Ranger, k te ré se těšily značném u zájm u obecen stva. V elká pozornost byla věnována pozorování zatm ění Slu n ce 20. V. 1966, k teré zhlédlo na hvězdárně mnoho návštěvníků. Na podzim projevily o hvězdárnu zájem m ístní školy a žáci školního klu bu. V yslech li populární přednášky, do provázené vysvětlením na učební po m ůcce (telu riu ) a na zvětšeninách fo to g rafií m ěsíčního povrchu, pořízených sondam i Ranger. Přednášelo se i za m ěstnancům z dílen Kovosvitu. V uplynulém ro ce bylo rozšířeno — díky péči výboru Klubu p ra cu jících — i přístro jo v é vybavení hvězdárny. Byl zakoupen helio g raf, b aro g raf, term og raf a hydrograf. Z pom ůcek pro ná zorné výklady k dosavadnímu teluriu byl přikoupen hvězdný globus z umě lé průsvitné hm oty (s osvětlením u v n itř), sady n e jn o v ě jších diapoziti vů, fo to g rafie m ěsíčního povrchu v různých fázích , sním ky planet aj. Ta ké knihovna byla rozšířena.
L id o v á h v ě z d á r n a v S e z im o v ě Ostí
Mění se i okolí hvězdárny. Dřevěné garáže, k te ré byly kolem , byly p řestě hovány a prostor byl upraven a p řip ra ven pro stavbu parku kultury a odde chu. Letos ro zšiřu je hvězdárna p očet po zorovacích v ečerů aspoň na tři v týdnu. Za příznivého počasí v létě se zavádí služba v ned ěli odpoledne, kdy kolem hvězdárny projde značný počet občanů k návštěvě ned alekého Kozího Hrádku. Poutačem budou upozorňováni na po Z A P O M E N U T Á
zorování slu n ečn ích skvrn a před náš ky o nich. Hvězdárna si dala tak é za úkol v e jít ve styk se základním i devíti letým i školam i n ejen v Ostí. ale i v oko lí a v rám ci je jic h u čebn ích osnov jim nabídne pomoc názorným doplněním u čebn í látky různými pom ůckam i, ne bo přím o u dalekohledu. Provádím e propagaci hvězdárny i v podnikových časo p isech „Kovosvit“ a „S ilo n " a při před náškách ve v esn icích Táborského okresu. F ra n t. P ešta
H V Ě Z D Á R N A
Je zajím avé, že první hvězdárna v K arlových V arech nebyla nikde na vyvýšeném m ístě, ale d ocela v údolí u řek y Teplé. Je to ovšem přirozené, uvědomíme-11 si, že pozorování hvězd né oblohy byla v podstatě vždycky u šlech tilá zábava hloubavých jed in ců . K takovým přemýšlivým a vzděla ným lidem p atřil v K arlových V arech v druhé polovině m inulého sto le tí ma g istr F ran tišek Vočadlo, zam ěstnanec jed né tam ní lékárny. V m lad ších le te ch zajížd ěl v zim ních m ěsících do Egypta, kde vypom áhal ve svém oboru. M iloval hudbu a ú častn il se všech ku l turních podniků v lázeňském m ěstě. Z vydělaných peněz a z úspor své že ny si dal kolem roku 1870 postavit lá zeňský dům, první v tehdy upravova né u lici G artenzeile, n y n ější tříd ě Jed notných odborů. Dům nazval „B eeth o ven ", aby í tím to pojm enováním osvěd čil svou oddanost oblíbeném u sk lad a teli. A právě v tomto domě, ve svém království, v rohové v ěžičce, si zřídil kom oru se zyláštním m echanism em na otvírání střech y , kde krom ě d aleko hledu bylo je š tě několik záhadných přístrojů . M A G N E T O F O N Y
M agnetofony dosahují stále většího rozšíření a využívání v n ejrů zn ěiších o b lastech vědy a techniky. V H oland sku m ají lidovou hvězdárnu ve zcela malém m ěstě Oudenbosch. A p řece mů že sloužit za vzor i mnohem větším hvězdárnám . P racovníci hojně nav ště vované oudenboschské hvězdárny ma
V
KARLOVÝCH
VARECH
Když se asi roku 1875 vzdal zam ěst nání, byl zvolen za obecního staršíh o ; byl tak é členem n ěk olika kom isí a psal k ritic k é člán ky do novin o ku ltu rních ud álostech. Na prázdniny k něm u ča s to zajížd ěl jeho b ra tr Vilém , profesor n a gym nasiu v K latovech (1846— 1913), který v K arlových V arech u čil ita lšti ně Zofii Podlipskou. Jazykové nadání bylo rodinným znakem v šech Vočadlů. Je škoda, že se po F ran tišk u Vočadlovi nedochovaly žádné pam átky. Nebýt novinářských člán ků a zápisů ze zased ání m ěstské rady, úplně by se na něho zapom nělo. Zem řel 26. dubna 1885 a odkázal m ěstu 3000 zlatých na založení nadace. Vočadlův dům koupil otec karlo v ar ského advokáta A rnošta W olfa. Dr. W olf se z d ětských let pam atuje na kom oru ve věži, k te rá byla bez oken, v níž ho zajím aly tajem n é p řístro je, a kde tak é zkoušel otv írání plechové střech y . Ale když se je jí m echanism us porouchal, byla stře ch a věžičky p řed ě lána, poškozené p řístro je odklizeny a dnes už po bývalé hvězdárně není bo hužel ani pam átky. K a r e l N ejd i NA
H V Ě Z D Á R N Ě
jí pro každý den n atočen na m agneto fonový pásek přehled astronom ické situ ace, který neslouží je n návštěvní kům hvězdárny. O stavu vid itelnosti jed notlivých planet, o poloze a mož nosti sledování um ělých těles ve vesm í ru — to všechno se doví každý po vytočení čísla telefonem . a jr
Dne 14. května t. r. byla v Jarom ěři otevřena lidová hvězdárna, kterou po stavil astronom ický kroužek při ZK Mír za spolupráce Měst. nár. výboru v Ja rom ěři, Osvětového domu, závodu JUTA a dalších jaro m ěřsk ých závodů. Členové A stronom ického kroužku pod vedením ing. J. B u š k a odpra covali zdarma 12 000 hodin a vybudo vali ku ltu rní zařízení, svého druhu první v náchodském o krese. Tím bude mít astronom ický kroužek po pětileté usilovné práci možnost věnovat se jak odborné p ráci, tak i popu larizaci ve vlastní hvězdárně. Proto je na hvěz dárně přednášková m ístnost (pro 60 po slu ch ačů ), klubovna, m ech an ická dílna, knihovní m ístnost tem ná kom o ra a kopule o prům ěru 4,5 m s re fra k torem o prům ěru 130 mm. Krom ě toho má hvězdárna n ěk olik d alších d aleko hledů, astrokom or a sp eciáln í p řístro je a zařízení, názorné pom ůcky a v do hledné době bude vybavena i rad iote leskopem , díky pochopení a spolupráci
s vojenským i útvary. V budoucnu se p očítá je š tě s přístavbou domku s odsuvnou střech o u pro astro g raf. Hvězdárna je nyní m ajetk em Měst ského národního výboru v Jarom ěři a je jí provoz bude zajišťov at astronom ic ký kroužek závodního klubu Mír. Čle nové kroužku budou provádět nejen pozorování m eteorů, planet, Slunce, zákrytů hvězd M ěsícem aj., ale přede vším se zam ěří na popularizaci nových poznatků astronom ie v přednáškách, ku rsech a besed ách , i v lidové akade mii, pořádané ve spolupráci se So cia listickou akadem ii a dalším i o rganiza cem i. Z vláštní péče bude věnována další mu rozvoji astronom ick ého kroužku m ládeže, řadu let obětavě řízeném O. B e n e š e m , k terý vede m ladé č le ny k cílevědom é odborné práci. Hvěz dárna bude sloužit k popularizaci pří rodních věd i mezi šk o ln í mládeží, ne boř budou pořádány pozorovací v eče ry s přednáškam i a film y.
Ú k a z y na o b l o z e v s r p n u S lu n c e vychází 1. srp na ve 4h28m, zapadá v 19h43m. Dne 31. srpna vy chází v 5h12m, zapadá v 18h48m. Za srpen se zk rátí d élka dne o 1 hod. 39 min. a polední výška Slu n ce nad obzorem se zm enší o 9°. M ěsíc je 6. V III. ve 4h v novu, 12. V III. ve 22h v první čtvrti, 20. V III. ve 3h v úplňku a 28. V III. v 7 h v po sled ní čtvrti. Dne 9. srpna je M ěsíc v přízem í, 25. srpna v odzemí. Kon ju n kce M ěsíce s p lanetam i n a stá v a jí: 4. V III. s M erkurem, 8. V III. s Venuší a s Uranem, 12. V III. s M arsem, 13. V III. s Neptunem a 23. V III. se S a tu r nem. M erku r je v první polovině srpna v ran ních hodinách nad severovýchod ním obzorem. V ychází k rá tce před vý chodem S lu n ce: počátkem srpna ve 3h, v polovině m ěsíce k rá tce před 4h. Hvězdná v eliko st M erkura se během první poloviny srpna zvětší z -f 0,3m na —l ,3 m. P očátkem m ěsíce je osvětlen a zhruba polovina kotoučku a fáze p la
nety se s tá le zvětšu je. Dne 24. srpna nastává horní ko n ju n k ce M erkura se Sluncem . Dne 5. srpna bude Merkur v k on ju n k ci s Polluxem. V en u še je počátkem srpna večer nad severozápadním obzorem. P očátkem m ěsíce zapadá ve 20h33“>; 15. srpna již v 191,20m, tedy sou časně se Slu n cem . Hvězdná v elikost p lanety je asi —4m a v dalekohledu spatřím e úzký srpek Venuše. Dne 29. srpna nastává dolní kon ju nk ce Venuše se Sluncem . M ars je v souhvězdí Vah n a večerní obloze. Zapadá nedlouho po západu S lu n ce: počátkem srpna ve 22h26m, koncem m ěsíce již ve 21h09m. Plane ta má hvězdnou v elik o st asi + 0 ,6 m. Dne 29. srpna nastává kon ju n k ce Mar su s Neptunem. Ju p ite r je v první polovině srpna v souhvězdí Raka, v druhé polovině v souhvězdí Lva. Protože 8. srpna n a stává ko n ju n k ce Ju p itera se Sluncem , nebude planeta po celý srpen pozoro vatelná.
S a tu rn Je v souhvězdí Ryb a je nad obzorem od v ečern ích hodin. Počátkem srpna vychází ve 21h56m, koncem m ě síc e již v I 9 h57m. Saturn má hvězdnou veliko st asi + 0,7m. U ran je v srpnu n a ro zhraní sou hvězdí Lva a Panny. Protože se však blíží do kon ju nk ce se Sluncem , k terá n astan e 18. září, nebude po celý srpen pozorovatelný. N ep tu n je v souhvězdí Vah a nad obzorem je pouze večer. P očátkem srpna zapadá ve 23h21m, koncem m ě síce již ve 21h23m. Neptun má hvězd nou v eliko st + 7 ,8 m. M eteo ry . K rátce po půlnoci 12./13. srpna n astan e maximum čin n o sti m e teo rick éh o ro je Perseid. Letos jsou v el mi příznivé podmínky k pozorování tohoto ro je , jehož trvání je a si 5 dní a m axim ální hodinový p očet a si 50 m eteorů. V srpnu má též maximum čin n osti řada v ed lejších m eteorick ý ch r o jů ; údaje o n ich naleznem e ve Hvěz dářské ro če n ce 1967 (str. 104). J. B. • O dbor š k o lstv í a k u ltu ry M ěstN V v B rn ě v y p isu je k o n k u rs na fu n k c i ř e d ite le li dové h vězd árn y a p la n e tá r ia v B rn ě . K va lifik a č n í p řed p o k la d y : v y so k o šk o lsk é v z d ělá n i p říslu šn é h o sm ěru , 10 le t o d b o r n é p ra x e. Lidová h vězd árn a v B rn ě je z a říz e n í I. k a te g o r ie s c e lo stá tn ím i ú k o ly . Byt n e n í k d isp o z ici. P řih lá šk y do 30. 9. 1967. • P ro d ám e nový k o m p letn í tu b u s r e f r a k to ru , p rů m ěr o b je k tiv u 155 mm, f = 2400 mm, vy b aven ý o to čn ý m re v o lv e ro v ý m o ku láro v ý m vý tah em s K e lln ero v ý m i oku lá ry f — 9,8 ; 20 a 27 m m . H led ač 0 50 mm f = 300 mm. O ptika tu b u su i m e c h a n ic k é p ro v ed en i p rv o tříd n í ja k o s ti, h o d íc í se p ro vážnou am a térsk o u p rá c i. C e na K čs 10 500,— . D otazy z a š le te na a d r e su Lid ová h v ěz d á rn a Ž d á n ice, o k r e s Hodo nín . • P ro d ám astro n o m ick o u a m e te o ro lo g , lite r a tu r u . Sezn am z a šlu . — J. Z e n tric h , O tro k o v ice, RA 957.
OBS AH J. M. M ohr: X III. sjezd M ezin árod n i a stro n o m ic k é u n ie v P ra z e — B. V a ln lč e k : K o ro n o g ra f a Je h o fu n k ce — P. P říh o d a : O tázka vzn iku te k titů n e n í dosud v y řeše n a — M. N eu b au er: V ýzkum S lu n c e n a lid o v ý ch h v ěz d á rn á ch — J. A dám ek a V. Bu m ba: L u m in isc e n čn í m apa h vězd né ob lohy — P. V o jtě c h o v sk ý : T ra n sisto ro v ý k o n v e rto r OMA-50 — Zprávy — Co n ov éh o v a stro n o m ii — Z lid o v ý ch h v ězd áren a a s tr o n o m ick ý ch krou žků — Okazy na ob lo ze v srp nu C O N T E N T S J. M. M ohr: IAU C on g ress ln P rag u e — B. V a ln lč e k : C o ron og rap h — P. P říh o d a : P ro b lém o f th e O rigin o f T e k tite s — M. N eu b au er: S o la r R e s e a r c h a t P u b lic O b se rv a to rie s in C z ech o slo v a k ia — J . A dám ek and V. Bu m ba: L u m in iscen t S ta r Map — P. V o jtě c h o v sk ý : C on vertor fo r R eceiv in g of S ig n a ls 0M A -50 — N ew s ln A stronom y — From th e P u b lic O b se rv a to rie s and A stron o m ic a l C lubs — P h en o m en a in August C OflEPK AH H E H.
M .
— n .
E. B a ji b H H ^ e x : K o p o H o r p a i j) — I l p * H r o a a : IIp o 6 .ie M a b o sh h k h o -
Morp: Obe3fl MAO
b
n p are
BeHHH TeKTH TOB — M . H o f t f i a y e p : H c c .ie flO B aH H H C o Ji H u a b H a p o a H U X 0 6 ce p B aT O p H H X M eX O C.lO BaKH H — H.
AjiaxeK
h
B. By»i6a:
H3.iy>iaiomafl
3 B e 3 A H 3 A K a p T a — n . B o B T e x O B C K H ll: K oH BepT op r jih n p H eM a c H r t ia jio B OMA-50 — M t o h o b o t o b acTpoH OM HH — H 3 H a p o a H b ix o Ď c e p B a r o p H f l H a c T p O H O M H ie C K H X
KpyW K O B
—
JlB Jíe H H S I
H a H e fie B a B r y c r e
Ř íši hvězd říd l re d a k č n í ra d a : J. M. M ohr (v e d o u cí r e d .j, Jiř í B ou ška (v ýkon , r e d .j, J. G rygar, F . K adavý, M. K o p eck ý , L. L a n d o v á -Sty ch o v á, B. M a leč ek , O. O b ů rka, Z. P la v co v á , S. P U cka, J. S to h l; t a j. re d . E. V o k a lo v á , te c h n . red . V. S u ch á n k o v á . V ydává m m . š k o ls tv í a k u ltu ry v n a k í. O rb is, n . p., P ra h a 2, V in o h ra d sk á 46. T isk n e K n ih tisk , n . p., závod 2, P ra h a 2, S le z sk á 13. V y ch á z í 1 2 k rá t ro č n ě , c en a je d n o tliv é h o v ý tisk u K čs 2,— . R o z šiřu je P ošto vn í novin ová slu ž b a . In fo rm a c e o p ře d p latn ém podá a o b je d n ávky p řijím á k ažd á p ošta 1 d o ru č o v a te l. O b jed n áv k y do z a h ra n ič í v y řiz u je PNS — ú stře d n í ex p ed ice tisk u , odd. vývoz tis k u , Jin d ř iš s k á 14, P rah a 1. P řísp ě v k y z a s íle jte na re d a k c i Ř íše hvězd , P ra h a 5, Šv éd sk á 8, te le fo n 54 0 3 95. R ukopisy a o b rázk y se n e v r a c e jí, za odbornou sp rá v n o st odpovídá a u to r. — T oto č ís lo bylo d án o do tisk u 29. k v ětn a , v y šlo 4. č e rv e n c e 1967. A -05*71618
1
%
I
S n ím e k s lu n e č n íc h sk v rn , e x p o n o v a n ý n a lid o v é h v ě z d á r n ě v H ra d ci K r á lo v é za o k u lá r e m Z eiss o v a d a le k o h le d u c o u d é 150/2250 d n e 22. III. 1966. — Na č tv r té s t r a n ě o b á lk y s n ím e k tím ž e p ř ís tr o je m , s k u p in a sk v rn z 1. IV. 1966. /S . O n so rg e ./
