M t. P alom ar)

Na prv n í s tr a n ě o b á lk y je k u lo v á h v ě z d o k u p a M 13 v so u h v ě z d í H erk u la /M t. P a lo m a r).

S a m o čin n ý p o č ít a č Z use Z 23 V. V předu o d le v a : fo to tr a n z is to r o v ý sn ím a č d ě r o v a n ý c h p á s e k , v e d le d á ln o p is j a k o je d n a m o i n o s t výstu pu p o č í t a č e , v lastn í o v lá d a c í pu lt p o č íta č e , u m ožň u jící z a s a h o vat d o v ý p očtu v j e h o p rů běh u a k o n tr o lo v a t o b sa h re g is tru in str u k cí a s tř a d a č e , v e d le r y c h lo d ě r o v a č ja k o d ru h á m ož n o st vý stu pu a rez erv n í sn ím a č. Vzadu o d le v a : s k ř ín ě p o č í ta č e , o b s a h u jíc í p o stu p n ě m a g n e tic k ý bu b en , o p e r a č n í je d n o tk u a řa d ič, j a k o ž i e le k t r o n ik u p ro m a g n e t o p á s k o v é je d n o t k y , v e d le č ty ř i sa d y v n ější m a g n e tic k é p a m ěti a r y c h lo t is k á r n a A n elex. I S n ím e k firm y Z use KG. Had H e r s fe ld . N SKI

© — N a k la d a te ls tv í O r b is , n . p. — 1905

Ř íše hvězd

Jaroslav

R o č . 4 6 (1 9 6 5 ), č. 1

Ruprecht:

H VĚ Z D O KU P Y A HVĚZDNÉ ASOCIACE NA K O N G R E S U V H A M B U R K U 1 9 6 4 V Mezinárodní astronom ické unii existu je řada kom isí, k teré se zabý vají některým oddílem stelárn í astronom ie nebo v širším smyslu n ěk te rou ze stránek různých projevů hmoty, ex istu jící za hranicem i sluneční soustavy. Jelikož tyto kom ise zased ají v mnoha případech současně, není pro jednotlivého ú častn ík a kongresu Unie možné seznám it se s jednáním v jednotlivých kom isích ani v hlavních rysech . Omezím se proto jen na činn ost kom ise 37 (Hvězdokupy a hvězdné aso ciace] a na sdělení o spojené diskusi, uspořádané k v yjasnění n ěkterých problémů tý k a jících se V elké mlhoviny v Orionu. Rád bych nejprve poukázal na n ěk teré term inologické a organizační závěry, k nimž dospěla kom ise 37. Zmiňuji se zde o tom jm enovitě proto, že tam byly p řijaty návrhy československých astronomů. Naše připomínky byly vyvolány v podstatě zkušenostmi, ke kterým jsm e dospěli při doplňování našeho Katalogu hvězdokup a hvězdných aso ciací. Jak známo, pro typ hvězdokup, k teré nejsou příliš koncentrované, počet hvězd v nich dosahuje nejvýše něk olika s e t a je jic h podsystém v Galaxii je velmi zploštělý, byly dosud používány názvy „hvězdokupy otevřené 11 neboli „g alak tick é11. S rozvojem astronom ie se však druhý název stal nepřesným a nepohodlným, protože může vést k nejasnostem a je v každém konkrétním případě třeba vysvětlovat, co se pojmem „ g alak tická hvězdokupa 11 rozumí. Již n ěkolik let se totiž na hvězdár nách s mohutnými reflek to ry zabývají studiem hvězdokup z jiných g alaxií (zejm éna M agellanových m račen a spirální galaxie M 31 v Andromedě). Pojem „g alak tick á hvězdokupa 11 tak p řestal být pojmem m ístním (top ografick ým ], protože objekty výše uvedeného typu pozo rujem e i v jin ý ch g alaxiích. Proto kom ise 37 p řija la návrh dr. Altera, aby napříště byl pro tento druh hvězdokup používán výlučně term ín „otevřená hvězdokupa11. Přívlastek „g alak tick á 11 bude používán jen tehdy, chcem e-li zdůraznit, že se jedná o objekt, který je v naší Galaxii a nikoliv mimo ni. Od konce druhé světové války bylo objeveno více než 300 nových otevřených hvězdokup. Od roku 1931, kdy byl uveřejněn do té doby n ejp o četn ější katalog hvězdokup švédským astronomem Collinderem, se počet otevřených hvězdokup tém ěř zdvojnásobil. Většinu hvězdokup do té doby známých bylo možno n alézt v rozsáhlém katalogu „mlhovin a kup hvězd 11 („New G eneral Catalogue of Nebulae and Clusters of Sta rs“ — ^zkratka NGC) z r. 1888 nebo v jeho dvou doplňcích („Index Catalogue 11 — IC ]. N ěkteré velmi význačné hvězdokupy byly dokonce zaznam enány již v katalogu M essierově z r. 1784. V katalozích NGC a IC, které byly sestaveny v době, kdy se ještě vědělo jen velmi málo

o soustavě M léčné dráhy a zákonitostech rozložení jednotlivých objektů v ni, je použito uspořádání objektů v ek vatoreáln í (rovníkové) soustavě souřadnic (podle vzrů stajících re k tasce n zí). N epřehlednost v označení hvězdokup v současné době a je jic h uspořádání podle rovníkových souřadnic vedly dr. Altera a autora tohoto článku k záměru, aby v chystaném druhém vydání Katalogu hvězdokup a hvězdných a so ciací bylo zavedeno nové označení otevřených hvězdokup a aby za základ uspořádání hvězdokup byla p řijata jako přirozený základ g a lak tick á soustava, v níž by byly otevřené hvězdokupy seřazeny podle vzrůstající g alak tick é délky. Později objevované hvězdokupy, k terých však bude v nejbližších d esětiletích pravděpodobně velm i m álo, neboť palom arský a tlas je po této stránce již dosti dobře prohlédnut, budou zařazeny mezi příslušná pořadová čísla na základě desetinného třídění. Tento návrh byl kom isí 37 rovněž přijat. Další nám ět, kterým se kom ise 37 zabývala, bylo zavedení nového označení hvězdných aso ciací typu O. Hvězdné aso ciace, je jic h ž existen ce byla obecně prokázána a je dnes většinou astronom ů na světě bez pod statných nám itek přijím ána, jsou v něk terý ch kon krétn ích případech těžko definovatelné. Je to zvláště v takových sm ěrech na obloze, kde se nám prom ítá pohromadě velké množství hvězd ranných spektrálních tříd — tedy ve směru podél spirálních větví nebo tam, kde se nám dvě spirální větve překrývají a vzhledem k ex istu jící absorpci, je jíž velikost nelze většinou, zvláště ve větších vzdálenostech, zatím dost přesně určit. V takových případech jsm e pak většinou na rozpacích, mám e-li přesně definovat, k teré hvězdy do dané aso cia ce patří. Zvláště v době, kdy byly jednotlivé hvězdné aso ciace objevovány, tj. koncem 40. a za čátkem 50. let, nebyly je ště k dispozici d ostatečně spolehlivé údaje o různých lum inozitních třídách hvězd a o velikosti mezihvězdné absorp ce, takže odhadnuté vzdálenosti něk terý ch hvězd mohly být zatíženy značnou chybou a je jic h prostorové seskupování do konkrétních a so ciací mohlo být někdy značně zkresleno. Kromě toho vznikly v důsledku nekoordinovaného způsobu označování hvězdných asociací v S SS R a na Západě v n ěk terý ch k onkrétních případech n ejasn osti, o který o bjek t se jedná. Bylo proto autorovi uloženo na zasedání komise 37 při X I. kongresu Mezinárodní astronom ické unie v r. 1961 v Berkeley, aby v rám ci nom enklatury, kterou zavedli sovětští astronom ové akadem ik Ambarcumjan a M arkarjan byly označeny i všechny později objevené asociace. Výsledek tohoto usnesení byl nyní autorem předložen na zasedání kom ise 37. R ealita všech hvězdných a so cia cí byla revido vána. Bezesporných hvězdných aso ciací je po této revizi v seznamu uvedeno 53 a kromě toho je ště 12 pravděpodobných. Zatímco dřívější označování hvězdných aso ciací užívalo souhvězdí a řím skou číslic i vy jad řu jící pořadí v rám ci souhvězdí, bude se nyní podle doporučení kom ise 37 užívat číslic arabských a označení OB na znam ení, že se jed ná o aso ciaci hvězd O a B, na rozdíl od a so cia cí hvězd typu T Tauri, k teré se označují písmenem T. Tedy např. aso ciace značená u M arkarjana Cas V II (zkratka souhv. C assiopeia), u M organa a Schm idta III Cas, bude napříště označována Cas OB 7. Na druhé schůzi kom ise 37 byla věnována pozornost astrofyzikálním

otázkám. Kanadský astronom Petrie podal zprávu o spektroskopickém určování absolutních magnitud raných hvězd v hvězdokupách. Metoda je založena na určení totáln í absorpce ve spektrální čáře H y. Rozptyl modulů vzdáleností členů hvězdokup určených touto metodou je mno hem m enší než při druhých spektroskopických metodách. V elká pozornost byla věnována oblasti kolem hvězdy rj Carinae. Předně Sher, který po určitou dobu pracoval v A ustrálii, zkoumal všechny známé otevřené hvězdokupy v této oblasti. Rozdělil hvězdokupy do tří různých tříd podle toho, ja k spolehlivá se mu co do vzhledu v porovnání s je jic h okolím jev í je jic h realita. Argentinský astronom Fein stein v trojbarevném foto elek trick ém systému vyšetřoval hvězdo kupu označenou v Trumplerově seznam u číslem 16. Je jí vzdálenost určil na 2800 parsek, přičem ž předpokládal, že všechny hvězdy v kupě patří do hlavní posloupnosti v Hertzsprungově-Russellově diagramu. Z tohoto diagramu se tak é ukazuje, že hvězdokupa je velmi m ladá — asi 2 mi lióny let. O velmi hm otné hvězdě rj Car není jisté, zda do této hvězdo kupy patří. Jestliže však ano, pak na základě své absolutní magnitudy ( — 7 M) a skutečného barevného indexu (tzn. opraveného o mezihvězdné zčervenání) se ukazuje, že je to veleobří hvězda typu F s velm i značným ultrafialovým excesem . Tento ultrafialový exces může souviset s velmi rozsáhlým plynným obalem , který obklopuje hvězdu. Vývoj takových hm otných hvězd vypočítali nedávno Hayashi a Cameron {o modelu hvězd toho druhu referu jem e v Hvězdářské ročen ce 1965, str. 197). Fein stein se domnívá, že tato hvězda prochází právě fází, kdy se začíná v je jím jád ře spalovat hélium, je rovněž zajím avé, že jasn o st této hvězdy se od r. 1950 tém ěř nem ění, zatím co od minulého století enormně vzrostla. Americký astronom W alk er se věnuje studiu ultrafialových excesů v hvězdokupách a hvězdných aso ciacích . U některých m ladých hvězd v Orionu a v otevřené hvězdokupě NGC 2264 je v oblasti vlnových délek kolem 3500 A vyzařováno více energie než u většiny hvězd stejného spektrálního typu. Podle W alkerova názoru je buďto třeba předpokládat, že se zde jed ná o neznám é fyzikáln í procesy, ja k již v n ěkterých pří padech na to upozorňoval Am barcum jan, anebo tyto hvězdy získávají jak ý si externí zdroj energie — snad látku p ad ající na hvězdu. W alker se domnívá, že skutečně dochází k dopadu látky na vyšetřované hvězdy, neboť asi polovina z vyšetřovaných hvězd [hlavně hvězdy hm otnější) vykazuje ve svém spektru absorpční čáry vodíku poněkud posunuté k červenému konci spektra. U některých kulových hvězdokup z jistil pak W alker, že existu jí jisté důkazy o tom, že červená obří větev v H— R diagramu těchto hvězdokup má jem nou strukturu. Č ervenější obří hvězdy jsou snad m ladší než hvězdy m odřejší, k teré m ají větší u ltrafialový exces. Není zatím jisté, zda by tuto skutečnost bylo možno vysvětlit rozdílem v hojnosti kovů obsažených v těchto hvězdách nebo zda je to způsobeno rozdíly v teplotě a gravitaci na povrchu těchto hvězd. T řetí zasedání kom ise bylo věnováno převážně otázkám astrom etrickým a dynamickým. V celku bylo konstatováno, že při odvozování reziduálních pohybů hvězd vůči těžišti hvězdokup je třeba zachovávat

velikou opatrnost, protože mnoho okolností může způsobovat system a tick é chyby, které by mohly vést např. k ukvapeným závěrům o rozpí náni kupy apod. Jedna ze spojených diskusí pořádaných v rám ci celého kongresu byla věnována V elké mlhovině v souhvězdí Orionu. Tato mlhovina poutá v poslední době pozornost mnoha astronom ů. Tém ěř ce lé souhvězdí Orionu je tvořeno mladými žhavými hvězdami. Mlhovina v Orionu je pak centrum komplexu m ladých hvězd a rozpínajícího se plynu. Je jí celková hmota je větší než 1 0 0 tisíc slunečních hm ot a je jí prům ěr je kolem 450 světelných let. Tato mlhovina a hvězdy v soustavě Lichoběžníku jsou značně m ladší než ostatní hvězdy komplexu. C entrální čá s t m lho viny se rozpíná, což je zřejm ě pam átka na proces, při kterém vznikla soustava Lichoběžníku. O vnější části mlhoviny se dá těžko předpoklá dat, že by to byla výslednice rozpínání. Podle shodného názoru řady astronomů je to spíš nedávno ionizovaná v n ější čá s t původně chladného mraku, v jehož cen tráln í části vznikla soustava Lichoběžníku. Problém, který je zde třeba vyřešit, je velmi zajím avý a m ohl by být klíčem k dalšímu prohloubení poznatků o vznikání hvězd a lze je j formulovat asi tak to : proč začalo nové stadium vznikání hvězd uprostřed staršího komplexu? Z těchto důvodů, k teré byly předeslány v úvodu ke spojené diskusi, je patrné, proč právě tento o bjek t je pro současnou astrofyziku a kosm ogonii tak důležitý ( je třeba rovněž připomenout, že je to jed na z nejbližších hvězdných aso ciací, vzdálená asi 1250 světelných le t). H. M. Johnson vyšetřoval prostorové rozdělení hvězd a kinem atiku hvězdokupy v této mlhovině. Dá se předpokládat, že kinem atika této hvězdokupy odpovídá kinem atice mlhoviny před tím, než došlo k ion i zaci. Am erický astronom indického původu Menon studoval fyzikální podmínky v plynu této mlhoviny. Mlhovina je zcela středově souměrná omezená oblast H II. Munch z hvězdáren na Mt. Palom aru a Mt. W ilsonu studoval stav pohybu plynu v mlhovině podle změn rad iáln ích rych lostí em isních čar v různých bodech mlhoviny a z profilů v daném bodě. Nam ěřená data zcela odporují tomu, že by stav hmoty v mlhovině bylo možno přirovnat k tekutině ve stavu hom ogenní izotropní n estlačiteln é turbulence. Zdá se naopak, že variace v rad iáln ích ry ch lostech v m lho vině jsou způsobeny velkým i supersonickým i poruchami, které pravdě podobně vzn ikají v mezní vrstvě mezi oblastm i H I a H II. Změny ve stavu ionizace a v hustotě doprovázející supersonické flu ktuace mohou být přímo pozorovány. O stanovení časové stupnice v mlhovině Orionu se pokusil astronom z Y erkeské observatoře Vandervoort. S táří mlhoviny, resp. dobu, před kterou došlo ke vzniku existu jících hvězd, odpovědných za nynější ionizaci plynu, odhaduje z porovnání modelu, v jakém stavu byla mlho vina před ionizací, s nynějším skutečným stavem . Dospěl k závěru, že mlhovina v Orionu se v současném kvalitativním stavu nachází asi 2 0 0 0 0 let, což je doba velm i krátká. Spojená diskuse o mlhovině v Orionu přispěla k dalšímu objasnění podstaty tohoto zajím avého komplexu v n ep říliš vzdálené končině vesmíru. Získané poznatky mohou vést i k některým zobecňujícím závě rům o procesu vznikání a vývoje hvězd a mezihvězdné hmoty.

V Ý P O Č E T K O M E T Á R N Í C H DRAH NA S A M O Č I N N É M P O Č Í T A Č I Snaha vypočítat dráhu kom ety je dokonce staršího data než objev gravitačního zákona Newtonem. Tyto pokusy ovšem nemohly m ít n ejm enší n ad ěje na úspěch. Newton sám n alezl první metodu určení para bolické dráhy s použitím převážně g rafick ých konstrukcí. Tato metoda byla pro vyhodnocení teh d ejších pozičních pozorování, je jich ž přesnost nebyla větší než několik desetin stupně, zcela postaču jící. Podstatný přínos k zlepšení metod výpočtu parabolických drah přinesl Euler n a le zením vztahu mezi délkou tětivy, délkou průvodičů a časovým intervalem mezi dvěma pozicem i kom ety. Euler předložil také první čistě analy tick é řešen í výpočtu kom etám ích drah. Další práce Lamberta, Lagrangea a hlavně Gausse a Olberse vedly k úplnému řešen í problému, a to ja k pro dráhy parabolické, tak i pro dráhy elip tické a blízkoparabolické. Clairaut, Euler a Lagrange byli tak é první, k teří se zabývali otázkou vlivu poruch, po ch ázejících od velkých planet, na pohyb komet. Olbers n alezl metodu výpočtu paraboly ze tří pozic dodnes považovanou za n ejlep ší a nejjednodušší, zatím co Gauss, hlavně v souvislosti s objevem prvních plan etek na počátku 19. století, nalezl dokonalý způsob určení elip tické dráhy, vhodný pro p rak tick é výpočty, sp o čívající v nalezení aproxim ačního postupu pro výpočet poměru plochy sektoru kuželovitého řezu mezi dvěma průvodiči k trojúhelníku, tvořenému těm ito průvodiči a příslušnou tětivou. Problém určování drah byl pracem i Olberse a Gausse tedy principi álně dořešen. V ýpočtářské metody se však ve svých podrobnostech rozvíjely dále, vznikaly nové varianty řešení. A tu se při praktických výpočtech se stále vzrůstajícím počtem pozorování stále více do popředí dostávaly obtíže, souvisící s n eoby čejně velkou p racn ostí při číselném počítání. Musíme uvážit, že po ce lé 19. sto letí a i ná začátku našeho sto letí se veškeré výpočty děly logaritm icky. Proto také tvar formulí, ja k byly vyvozeny velkým i m atem atiky 18. a začátku 19. století, byl přizpůsoben této početní tech n ice. Teprve v našem sto letí současně se zaváděním k alku lačních p o čítacích strojů, zpočátku ručních a později elek trick ý ch , urychlila se p ráce při praktickém počítání drah, ale i tak je takový výpočet velmi rozsáhlý a časově málo efektivní. Tak n e jje d nodušší je výpočet parabolické dráhy ze tří pozic Olbersovou metodou, který zručnému počtáři za použití elek trick éh o kalkulačního stroje trvá n ěkolik hodin, přesný výpočet elip tick é dráhy ze tří poloh trvá témuž počtáři třeba i n ěkolik pracovních dnů, zvláště při větších výstřed nostech drah, zatím co výpočet definitivní dráhy (i bez poruch), jež se počítá někdy i z n ěkolika se t pozorování, může trvat i několik měsíců. Celkem lze říci, že použití elek trick éh o počítacího stro je zkrátilo proti logaritmům výpočetní proces v průměru snad dvakrát, snad i v ícekrát, v něk terý ch sp eciáln ích případech, hlavně jednodušších (Olbersova m etoda), se však časově neu šetřilo nic. Skutečný zvrat v tomto směru

tedy k alkulační stro je rozhodně nepřinesly a museli jsm e si naň, po dobně jako v řadě dalších oborů vědy a techniky, počkat až do éry sam očinných počítačů. Cílem tohoto článku není popisovat princip a „chování" sam očinného p o čítače, tím m éně tech n ick é podrobnosti. Chtěl bych však v souvislosti s problémem výpočtu drah upozornit na několik důležitých novinek v početní praxi, jež se autom aticky vynořily v souvislosti s existen cí sam očinných počítačů. Je to především fak t, že sam očinný p očítač nem á zdaleka je n funkci bleskurychlého kalkulačního stroje, což je jed en extrém , do něhož se může dostat laik při posuzování činnosti a funkce p očítače. Funkci kalkulačního stro je zde p řejím á pouze čá st p očítače, nazývaná operační jednotkou, jež vedle základních číselný ch operací je schopna provádět i n ěk teré další operace, ja k dále uvidíme. Instrukce do ní přichází z řad iče, který zastává funkci počtáře. Konečně třetí n ej důležitější část, seznam vzorců metody, jakož i jednotlivé částečn é výsledky, jež má výpočtář napsané na archu papíru, se u sam očinného p očítače dostávají do řad iče a operační jednotky z paměťové kapacity stro je a zpět se do ní po pro vedení operace ukládají. Jak vidno, je sam očinný p očítač kvalitativně odlišný od jaký ch k o liv p o čítacích strojů před ním používaných. Druhým extrém em by bylo ovšem předpokládat, že sam očinný p očítač se vyrovná svou in telig en cí m yslící osobě. Ve skutečnosti je in telig en ce počítače rovna nule. Aby požadované výpočty prováděl, musí se do něho souhrn vzorců i číseln é hodnoty, vstupující do výpočtů, vložit, č ili — ja k odborně říkám e — musí se daná početní úloha pro daný sam očinný počítač programovat. Vůdčí autoritou je tu tedy opět člověk — program átor. Tím se dostávám e k p rak tick é a tak é n ejz a jím a v ější strán ce věci, jakým způsobem se veškeré inform ace do p očítače v klád ají, tj. ja k se programuje. Především předpokládám e, že pro danou úlohu existu je algoritm us, tj. že existu je přesný předpis pro vykonání n ějak éh o sy sté mu operací (provedených v přesně stanoveném pořadí) k řešen í všech úloh daného typu. Byl-li výpočet, jež má být program ován, již dříve v praxi prováděn na kalkulačním stro ji, pak je jistě k dispozici seznam formulí, tedy algoritm us je znám. Obecně však je přesná definice alg o ritmu podstatně slo žitější, než je výše uvedeno, a existu je řada typů úloh, jež algoritm us nem ají. Vraťme se však k našemu problému výpočtu drah. Lidová hvězdárna v Praze má k řešení této úlohy zajištěnu časovou kapacitu na sam očin ném p očítači západoněm ecké konstrukce Zuse Z 23 [viz 2. str. o b álk y ). Jde o plně transistorovaný počítač s úhrnnou kapacitou 256 ferritových a 8192 bubnových paměťových buněk (ad res). Vstupem je fototransistorový sním ač s ry ch lostí sním ání 300 znaků/sec, výstupem bud dálnopis s rychlostí 10 znaků/sec nebo rychloděrovač. S tro j pracu je v pevné i pohyblivé řádové čárce. V pevné je operační ry ch lost 3300 operací/sec, v pohyblivé 50—100 operací/sec podle druhu operace. P očítač pracuje ve dvojkové soustavě a veškeré transform ace z desítkové soustavy a do ní provádí sám. První m arkantní rozdíl proti d řívější výpočtářské praxi, který se vyskytuje obzvláště často u úloh, úzce souvisících se sférickou trigono

m etrií, je to, že při počítáni na sam očinném p očítači nemůžeme používat logaritm ických tabulek a tabulek goniom etrických. Přímo od výrobce počítače jsou proto dodávány firem ní programy pro výpočet tran scen dentních funkcí, jež využívají McLaurinových řad s vysokým počtem členů, takže např. přesnost, s níž se p o čítají goniom etrické funkce sa močinným počítačem Zuse Z 23, se m inim álně vyrovná přesnosti osm im ístných tabulek. Svérázné je provádění aproxim ačních postupů při řešen í soustavy nelineárních rovnic na p očítači. Tak příkladně, při určení elip tické dráhy je jedním ze stěžejn ích bodů výpočtu řešen í soustavy dvou rovnic tvaru: A , A — k0

r1 = R ! — 2R

l° ^

A co s

>

!)

+ A >

kde r a A jsou h elio cen trick á a g eo cen trick á vzdálenost komety, R je h elio cen trick á vzdálenost Země, # je úhlová vzdálenost komety od Slunce pozorovaná ze Země, k 0 a l„ jsou číseln é hodnoty závisící na charakteru pohybu kom ety kolem Slunce (na tvaru dráhy) v bezpro středním okolí daného bodu dráhy a na okam žité poloze kom ety a Země vůči sobě i Slunci. Vyloučením g eo cen trick é vzdálenosti komety se dostává rovnice 8 . stupně v r. Vzhledem k nem ožnosti exaktního řešení, postupuje se při p očítán í na kalkulačním stro ji zpravidla ta k , že se pro libovolné A, např. A = 1 astr. jedn. spočítá odpovídající r z druhé rovnice a dosadí do první, čímž určím e nové A. Tento postup je buď možno provádět tak dlouho, až A«+» = A ;, anebo urychlit tento výpočet vyčíslením jen něk olika p o čátečn ích hodnot a vynesením do grafu, odkud se odhadne správná hodnota A- Zbylý nesouhlas se odstraní opětným řešením obou rovnic a lin eárn í in terp olací. Při počítání na sam očinném p očítači ovšem nem ám e možnost používat grafického znázornění a ukazuje se, že ve všech případech běžně se vyskytujících je pro sam očinný p očítač výhodnější spočítat z druhé rovnice r pro dvě hodnoty A (,0) s A^0) např. pro 0,5 a 1,5 astr. jedn., dosadit do první rovnice, čímž

dostanem e

nové g eo cen trick é

a diference Ai1} — Ai0) a A™ — A 2 0)

vzdálenosti A ^ a A^°

a lineárně

vyinterpolovat ta

kové A ® . že A 3 ^ — A 3 ^ = 0. Poněvadž však diferen ce A^1' — A;0) závisí ve skutečnosti na A f } n ěja k jin a k než lineárně, je n aše nová hodnota A f } chybná, což se projeví tím, že po novém dosazení do druhé a poté do první rovnice dostanem e A ^ #= A ^ - Nyní zúžíme původní interval (který v našem případě čin il 1,5—0,5 = 1 astr. jed n .) např. na a položíme A (40) = A (30) + Vi, opět vypočteme A ^ j určíme vedle A(3 1} — A 3 ^ i A (4l) — A 4 ^ a opět lineárně vyinterpolujem e nulovou diferenci. Tím dostanem e A ^ a celý výpočet opakujem e. Postup konver guje velmi rych le, i když skutečné A leží mimo původní interval (v našem případě kdyby bylo např. A = 3 astr. jed n .). Podobných příkladů nutnosti úpravy některých pasáží výpočtu pro

sam očinný počítač bychom n ašli celou řadu. Logická člen ito st výpočtů vůbec a aproxim ační ch arakter něk terý ch postupů zvláště, vyžadují, aby program obsahoval skokové instru kce. Tyto in stru kce, hlavně podmí něné skoky, náleží mezi ty m ožnosti skýtané sam očinným počítačem , jež především vytváří zdání, že p očítač „je schopen m y slet", tj. v tomto sm yslu rozhodnout, kdy má procházet kterou větví programu. Ve sku tečnosti zde n ejd e o nic jiného než jak ý si elem entární příklad zpětné vazby, jež ovšem charakterizuje ja k m atem atický stro j, tak i živý orga nismus. Řízená složka (u počítače operační jed n o tk a) dostává od říd ící složky (řad ič) řídícím i signály pokyn porovnat zkoumanou hodnotu, uloženou na určité adrese paměťové kapacity, s jinou pevnou hodnotou

vtroai pwttcucfc' 3Wff kjiícu ři/uíu íwm n i)

výchozí posice

81Cl

M.

SMtm tu . ®63 Siř.

ri

21,38271

2

tvtó SL?. V i .i W

3

19«Í3 ,SE?.

25,5o#73

9 9 9

32 32 31

34, o ,3 5 27,3o

m.

i

35,6

31

24,4 4<.,*5

m

i '1V>, o 195o,o

2} ElESÍSÍt

ITV.o ^SL’C»Q3 PM IH Č LIEK •čniME*T P£«iH£_fA « S H IP S Y UZEÍ . SSiLOS iWAHf ÍM A U SO ST P E R IH E IU

3

)

E .t.

1963 Atl"). 23,495444 B 3 ,llí)5 í 2,575621 143,0^723 o,ogí>639o

* .

83 2 143

6

16,6

34

3 2 ,2

55

43,4

A.Í3.

BírtSpct

Dtf I (3-1) lif 3 (3-1]

(S-C) M . 2 ÍB-C} DE&2 ; b. cí ceoc2

-0,90O.

1,44 o ,l3 * « ,0 0 0 8 1 1

4) EFEKEÍ13A OMliS E.T. 1963 MV. lT.o

"ÍM . .

5 ,5

tum,

OECt 195o

R.A. 195o 8 48,6)

-24 ♦

5

1,881

28,9 ť '6 D ♦

lo

2 ,1 2 5

1 0 ,2

U S fi

U k á z k a v ý p o čtu d r á h y k o m e ty n a s a m o č in n é m p o č ít a č i Z use Z 23. Z v ý c h o z íc h p o z ic s e v y p o č to u e le m e n ty d r á h y , d i fe r e n c e a e f e m e r i d a ( /e u v e d e n a jen je d n a p o lo h a ). U v ed n é h o d n o ty p o č ít a č sá m n a t is k n e . (Z m e n š e n o a s i na th .)

uloženou na jin é adrese. Řízená složka vytvoří rozdíl a uvědomí o tom říd ící složku (zpětné sig n ály ), jež vysláním nových říd ících signálů zajišťuje provedení skoku na příslušnou větev programu. V konkrétním případě našich dvou rovnic považujeme je jic h řešen í za ukončené, jestliže A ,- 1 5 se n eliší od A[0) o více než např. o ± 0 , 0 0 0 0 0 1 astr. jed not ky. Pak musí operační jed notka vypočíst rozdíl jA ; 1 5 — A,-0 )l — 0,000001, kde 0 , 0 0 0 0 0 1 je ona konstanta, s níž je zkoumanou hodnotu nutno srovnávat. Zpětnými signály je řadič uvědoměn o tom, zda rozdíl | A ; ^ — A ; 0 ) i — 0 ,0 0 0 0 0 1 je kladný či záporný a podle toho provede skok buď znovu na začátek řešen í obou rovnic (je -li rozdíl kladný), nebo na n ásled u jící instru kci v programu (je -li rozdíl záporný). V tomto případě jsou aproxim ace ukončeny. O podmíněném skoku (instrukci) označovaném v autokódu p očítače Zuse Z 23 symbolem „WENN" říkám e, že se uskutečňuje ve třech k ro cích : nejdříve se provede rozdíl obou hodnot, poté se vyšetří znam énko rozdílu a nakonec se provede skok na příslušnou větev programu. Zvláště při výpočtu zpřesněné dráhy z velkého počtu pozorování se jako nesm írně výhodnou ukazuje d alší instrukce sym bolického progra mování pro stroj Zuse Z 23, označovaná „FUER“ a sdružená s koncovou in stru kcí „WDH“, jež představuje tzv. smyčku, um ožňující opakované části výpočtu probíhat s různými hodnotam i argumentů. S ta čí pak jed noduše na pásce vstupních údajů uvést počet pozorovaných pozic a cykl „FUER“ se podle toho opakuje. V eškeré úhly, jež figurují ve výpočtech v souvislosti s goniom etric kými a cyklom etrickým i funkcem i, se vyjadřují v radiánech. Proto jednak hned po vstupu ze sním ače je nutno úhly vyjádřené buď ve stupních, obloukových m inutách a vteřinách (např. údaje o deklinaci kom ety) nebo v hodinách, časových minutách a sekundách (např. rektascenze kom ety) převést na radiány, a jednak před výstupem dálno pisem nebo rychloděrovačem výsledné úhlové údaje z radiánů zase převést na stupně atd. (nebo hodiny atd .). K těmto účelům velmi dobře slouží další instru kce, značená „UPR“, jež provádí skok na určitou skupinu instrukcí, kterou nazýváme podprogramem. Téhož podprogramu se může použít libovolněkrát v celém průběhu vlastního programu. Může tedy figurovat i ve sm yčkách apod. Určité dávky důvtipu je třeba vyna ložit na nalezení vhodného podprogramu pro výpočet rozdílu dvou dat. Máme např. stanovit, ja k á je časová odlehlost 23. července od 12. března. V běžné výpočtářské praxi je např. dost obvyklá ta cesta, že se vypočítá, kolikátého března by bylo 23. července, kdyby se březen počítal stále dál. Tak bychom zjistili, že by to bylo 145. března, tedy časový rozdíl je 133 dní. U sam očinného p očítače se ukazuje, že vhodnější je převést všechna data na začátek libovolného, ale předem pevně zvoleného roku, a pak přistoupit k výpočtu rozdílů. Jednou možností by bylo prostě postupovat při program ování od jednoho m ěsíce k následujícím u až k prosinci. Takový podprogram by však zabral velký počet adres, byl by těžkopádný a přitom pomalý. Ve skutečnosti stačí tímto způsobem postupovat je n do února včetně a u ostatn ích m ěsíců, počín aje březnem si všimnout, že co do počtu dnů představují dva cykly po 5 m ěsících,

při čemž každý cykl začíná m ěsícem s 31 dnem a pak dochází k pravi delnému střídání 30 dnů s 31 dnem, takže poslední z 5 m ěsíců m á opět 31 den. První cykl tedy začíná březnem a končí červencem , druhý za číná srpnem a končí prosincem . Tento podprogram zabere asi 20 instruk cí a je o 15 instru kcí k ratší než způsob postupného od ečítání měsíců. Přitom se je ště vyhneme těžkopádnému systém u podm íněných a nepod m íněných skoků. Na témže principu je založen i způsob stanovení data, mám e-li časovou odlehlost n ějak éh o okamžiku od počátku roku. Tohoto podprogramu se využívá při výpočtu drah např. ke stanovení okamžiku průchodu komety periheliem . Přitom v uvedených 20 in stru kcích je vzat zřetel i k přestupným rokům, nebere se zřetel je n na léta , d ěliteln á 1 0 0 , jež nejsou přechodná. Nejbližším takovým rokem bude r. 2100. Ostatně i korekce na tento letopočet by si nevyžádala víc ja k 3— 4 instrukce navíc. Ke stanovení přestupnosti le t využívám s výhodou strojových instrukcí „B2 PPQQ", vyšetřu jících obsah adresy 2 ry ch lé (ferritov é) pam ěti počítače. Provedu dělení letopočtu číslem 4 v pevné řádové čárce a je -li rok přestupný, je zbytek dělení roven nule, jin a k je různý od nuly. Na adresu 2 rych lé pam ěti se právě ukládá zbytek operace dělení v pevné řádové čárce. Druhá z obou in stru kcí je podmíněný skok ve strojovém kódu. Jiný těžkopádný skokový autokódový systém lze nahradit při tisku názvů jednotlivých m ěsíců v roce strojovou instru kcí „CGE“, která vlastně představuje zobecněnou instru kci pro podmíněný skok. Abychom téhož programu m ohli používat pro libovolný počet případů téhož typu, tedy např. abychom program pro výpočet parabolické dráhy m ohli užít pro výpočet dráhy jakéko liv kom ety, pro niž máme k dispo zici dostatečný počet pozorování, je nutné vlastní číseln é ú daje, jež se případ od případu m ění, dodávat stro ji odděleně od programu. To se v praxi d ěje tím, že v kódu existu je in stru kce ,J ,I E S “, jíž stro j dostává povel p řečíst jednu číselnou hodnotu, jež je na pásce vstupních údajů „na řadě“, a uložit na adresu jež bezprostředně v in stru kci za slovem LIE S násled uje. Pásku vstupních údajů vkládám e do sním ače bezpro středně po přečtení vlastního programu. P očet in stru kcí ,^ 1 E S “ v pro gramu musí odpovídat počtu číseln ý ch hodnot na pásce vstupních údajů. Vedle toho může páska vstupních údajů obsahovat i jin á data, např. texty proměnlivého rázu, jež je nutno v různých čá stech výstupu um ístit apod. V nejn ovějším vydání autokódu je dokonce možno z pásky vstup ních údajů ovládat i průběh programu. Někdy je možno týmž programem řešit větší počet podobných úloh tím, že se naprogram ují do něho všechny a při výpočtu se střídavě n ěk teré pasáže programu vynechávají. Pak je obecně možno takové větvení programu ovládat dvojím způsobem: bud pom ocí číseln é kon stanty (nebo n ěkolika konstant) z pásky vstupních údajů nebo přímo z ovládacího panelu počítače pom ocí tzv. podmínkového k líče. V prvém případě musí na příslušných m ístech programu být včleněny instrukce ,,WENN“, v druhém případě buď autokódová instru kce „BED“, anebo strojová instru kce „GE14 + 1ANU20— 1“ . Tak například jed en z mých programů, který počítá efem eridu komety ze známých elem entů dráhy krátkoperiodické, parabolické či blízkoparabolické, představuje vlastně

19 programů v sobě. Ovládáním podmínkovým klíčem se p o číta jí a tisk nou n ejrů zn ější kom binace obou sférick ý ch souřadnic tělesa, geocen trick é a h elio cen trick é vzdálenosti, magnitudy, modulu i reziduí mezi pozorovanými a vypočítaným i pozicem i. Takový program se tím stává víceúčelovým a velmi efektivním . Používám je j jed nak pro výpočet vlastní efem eridy, jed nak k objevení chybných pozic, jež je nutno vy lou čit před vlastním výpočtem dráhy, jednak ke stanovení průběhu geo cen trick ých vzdáleností kom ety s časem pro účely převedení topocen trick ých poloh na g eo cen trick é a redukcé aberačního času. Programátorova práce, jak o ostatně je tomu i v jin ý ch oborech vědy, je zpočátku, pokud nejsou potřebné programy vyladěny, málo efektivní. Laděním zde rozumíme p ro ces odstraňování chyb v programu, neboť sestavení obzvláště delších programů bez chyby se podaří je n zcela výjim ečně. K ladění zpravidla používáme n ěja k é úlohy, vypočítané dříve na kalkulačním stro ji, a porovnáváme průběžně d ílčí výsledky. Jakm ile jsou všechny chyby odstraněny — říkám e, že program je vy laděn — odstraní se z programu i instru kce zajišťu jící tisk pom ocných a dílčích výsledků, k teré v praxi nepotřebujem e. Tím dostane program definitivní ch arakter. Tímto okam žikem se naopak práce na dané úloze stává převratně účinnou. Tempo, jím ž počítá sam očinný počítač ve srovnání s počtářem , je možno vyjád řit d esetitisíci až mnoha m ilióny procenty, podle druhu úlohy (čím je slo žitější úloha, tím výhodnější je p očítač) i p očítače, což zhruba ostatně plyne z toho, co jsem uvedl o ch arakteristikách p očítače Zuse. Navíc existu je řada úloh, jež byly bez sam očinných počítačů prak tick y n eřešitelné, např. soustava n lin e árních rovnic pro n neznám ých při dosti vysokém n, mnoho soustav d iferen ciáln ích rovnic apod. Pro zajím avost uvedu něk terá konkrétní čísla z oboru výpočtu kom etárních drah, um ožňující srovnání. Parabo lickou dráhu, kterou, ja k jsem již uvedl, zručný výpočtář vyčíslu je n ě kolik hodin (a to zpravidla bez opravy o aberační ča s ), je sam očinným počítačem Zuse Z 23 vypočtena za 3 minuty (včetně aberačního času ). Zpřesněná elip tická dráha kom ety Alcock 19636, nad kterou by počtář strávil podle odhadu tém ěř m ěsíc, byla vypočítána za 80 minut. A do třetice, jed na efem eridní poloha kom ety (p očítaná klasickým způsobem, nikoliv Covvellovou m etodou), k terá na kalkulačním stro ji trvá asi půl hodiny, se vypočítá za 20 vteřin. V tomto srovnání je š tě není zahrnuta známá zkušenost, že počtář se během výpočtu dopouští chyb, musí n ěkteré jeho pasáže opakovat a tím se poměr spotřebovaného času je š tě dále zvětšuje ve prospěch sam očinného počítače. Dá se proto říci, že zavedením sam očinných počítačů do výpočetní praxe prožívá i k lasick á astronom ie, zabývající se výpočtem drah, znovu revoluci. A tato revoluce v současné době stále pokraču je v souvislosti s tím, ja k stále nové a ry ch le jší sam očinné počítače se dostávají do provozu. Jestliže n ěkolik le t starý p očítač Zuse Z 23 má v pevné čárce operační rychlost 3300 operací za sekundu, ex istu jí již dnes mamutí (m yšleno kapacitou, ne rozm ěry) sam očinné p očítače, jež jsou ještě tisíck rát ry ch lejší. *

*

*

ASTROMETRIE V KOSMICKÉM VĚKU V souvislosti s pronikáním do kosm ického prostoru, rozvojem elek tro niky a autom atických zařízení dostává se i astronom ii nových pozoro vacích m ožností, 'které j í umožní vyhovět náročným požadavkům kosm o nautiky na přesnost elem entů p lanetárních drah a jin ý ch údajů. K lasické astrom etrické metody, založené na m ěření úhlů, budou auto matizovány použitím fotonásobičů s mřížkam i, případně in terferenčním i úhlovými etalony, použitím sp eciáln ích sním acích elektron ek a auto m atizací od ečítán í dělených kruhů. Zcela novým prvkem v astrom etrii je m ěření vzdáleností a ry chlostí planet pomocí radiolokátorů a kvantových [generátorů světla — laserů. Dnešní radiolokátory, používané k rad iolokaci p lanet, dosahují již re la tivní přesnosti časového intervalu (p rakticky vzdálenosti] 1 0 “®, připra vované konstrukce 1 CT8 — takže lze ,v brzké perspektivě počítat s přes ností 1CT10, když se přesnost frekvenčních etalonů blíží již 1CT12. Po kusné laser-dopplerovské soustavy dosahují přesnosti u rčení rychlosti 2,5-lCT4 cm/sec, zatím co pasívní dopplerovské soustavy (využívající při rozeného záření] dosahují v optickém oboru přesnosti řádu metrů, v r á diovém oboru desítek metrů za vteřinu. V zdálenosti lze m ěřit též použi tím odpovídající stanice na zaměřovaném tělese (v g e o d é z ii z n á m ý prin cip tellurom etru), nebo z příjm ů časových signálů, obsahujících úplnou kódovou inform aci o čase nezávisle n a obou tě le sech ; to ovšem vyžaduje velmi přesné hodiny na obou stanicích. V budoucnu se jistě uplatní též sp eciální astrom etrické m eziplanetární sondy, vybavené aparaturou pro m ěření sm ěrů, vzdáleností a rychlostí, zařízením i pro in erciáln í navigaci (m ěření reaktivního zry chlení) a g ra vitačním i variom etry pro sledování vnějšího tíhového pole. V tomto inform ativním článku se nebudeme podrobněji zabývat proble m atikou redukce těchto m ěření, k terá je značně složitá. K redukci je potřebná přibližná znalost pohybu zúčastněných těles, neboť se vždy uplatní vliv konečné rychlosti šíření pozorovaného signálu ; předpoklá dáme přitom, že přibližné údaje o pohybu těles postačí k výpočtu p řes ných redukcí (jin ak je nutno užít postupného přibližování). Je třeba si uvědomit, ž e s e vzrů stající přesností m ěření bude nutné uvažovat (což se již někdy čin í) relativ istické redukce. Pro začátek se vystačí s vý počty podle k lasick é m echaniky a je n m ěřené veličiny bude třeba re dukovat do zvolené in erciáln í soustavy. V literatu ře se však již začín ají objevovat re lativistick é teorie pohybu planet i družic. R elativistický k o eficien t V 1 — v2 /c 2 je pro Zemi (rych lo st ve dráze asi 30 km/sec) odlišný od jed né asi o 0,5.10 - 8 a o stejn o u hodnotu se liší relativ istický Dopplerův efek t od klasického, což při přesnosti m ěření 10 - 1 0 nelze za nedbávat. Uplatní se též g ravitační d ilatace času (rudý posuv), která v tíhovém poli Slunce činí na jeho povrchu 2.1.10-6, ve vzdálenosti Merkura 2,6.10 - 8 a ve vzdálenosti Země 1,0.10-8; pro tíhové pole Země na je jím povrchu 0,7.10 ~ 9 atd. Zatím bude možno zanedbávat relativistickou opravu k aberaci světla, která pro Zemi nep řekročí 0", 002. Volba souřadné soustavy pro zpracování m ěření bude vycházet přede

vším z následujících požadavků. Polohy, rychlosti a zrychlení přiroze ných i umělých p lan et budou určovány kom binací nejrů zn ějších m ěření — směrů, .vzájemných vzdáleností a rych lostí atd. nejrů znějším i m eto dami a p řístro ji. Bude nutné z a jis tit společné zpracování m ěření z dlou hého časového období bez ztráty přesnosti vlivem změn polohy sou řadné soustavy. S ohledem n a relativ istick é efekty je vhodné počítat v in erciální souřadné soustavě. K onečně nelze podceňovat ani požadavek m axim ální jednoduchosti používaných vzorců, neboť předpokládáme, že budou současně zpracovávána veliká množství m ateriálu. Zdá se, že nejvhodnější souřadnou soustavou bude barycen trická in erciáln í pravo úhlá soustava. Je jí počátek bude v těžišti sluneční soustavy (soustava h elio cen trick á není přesně vzato in e rc iá ln í); volba základní roviny a směru je celkem libovolná. Z p raktických výpočetních důvodů bude patrně vhodné zvolit rovinu ekliptiky a sm ěr k jarním u bodu pro některou epochu. Pokud budeme chtít určovat korekce na efem eridový čas podle jeho dosavadní definice, bude nutné zvolit jako výchozí epochu Newcombových slunečních tabulek, tj. 0. leden 1900, 12h efem eridového času. Vlivem poruch působených planetam i se rovina ekliptiky stá čí — tento jev je znám jak o planetární precese. Abychom n eztráceli přesnost za váděním početních redukcí a zaručili trvalý soulad mezi měřením směrů a jin ý ch prvků, můžeme použít pro zajištěn í základních směrů sou řadné soustavy navázáním na vzdálené galaxie, podobně ja k o s e to činí pro k atalog slabých hvězd. N ejlép e bude navazovat přím o spojn ice dvou planet. Naznačme nyní cesty k astrom etrickém u využití nových pozorovacích možností. Do obvyklých pohybových rovnic nebeské m echaniky zahrne me je ště vliv negravitačních zrychlení, m ěřených např. akcelerom etry (zejm éna reaktivn í zrychlení u um ělých kosm ických tě le s) a vyjádříme je ve zvolené souřadnicové soustavě. Z dosavadních elem entů drah planet a je jic h hmot vypočtem e pro výchozí epochu tzv. p o čátečn í podmínky (souřadnice a složky rych losti všech těles) pro řešen í soustavy pohy bových rovnic. Vzhledem k vyšší přesnosti nových metod budeme je považovat za přibližné a naším cílem bude určení oprav těchto počá tečn ích podmínek, souřadnic a ry ch lostí a tím i elem entů drah a hmot všech uvažovaných těles soustavy. Soustavu pohybových rovnic můžeme nejsnáze řešit num erickou in teg rací a vypočítat ta k pro každý okamžik pozorování pravoúhlé souřadnice a složky ry chlosti a z nich pak „vy počtené” vzdálenosti, vzájem né ry ch losti a sm ěry sp ojn ic dvojic těles, zúčastněných na pozorování. Rozdíly „pozorovaných" a „vypočtených" hodnot lze vyjádřit ja k o funkce oprav počátečních podmínek (elem en tů ), hmot a předběžného efem eridového času, použitého při pozorování. Získáme tak tzv. rovnice oprav, v nichž k oeficien ty jsou závislé na po lohách obou těles. K souboru rovnic oprav přistupují je ště n ěkteré pod mínky, které je nutno splnit, m á-li efem eridový čas, k terý bude v dal ším tak é určen, odpovídat dosavadní definici. Lze dokázat, že pokud jsou při každém „pozorování" (což je soubor všech m ěření vykonaných v ča se, v němž je ště můžeme zanedbat změnu korekce na efem eridový čas) m ěřeny alespoň dvě nezávislé veličiny, můžeme vyrovnáním velkého souboru m ěření podle metody nejm en ších čtverců u rčit opravy elem entů a hmot všech planet (alespoň sedm krát pozorovaných) a opravy před

běžného efem eridového času pro všechny okam žiky pozorování. Přitom perspektivní rad iolokátor s přesností 1CT1 0 dá při rad iolokaci např. Ve nuše a Marsu se Země přesnost v určení času až 1 m sec: Využitím radiolokátorů, laserů a astrom etrických sond vedle k la sic kých astrom etrick ý ch metod lze tedy vytvořit nový p řesn ější systém elem entů drah, hmot a času, což tak é pravděpodobně bude dalším úko lem pro zpřesnění astronom ické jednotky využitím rad iolokaci planet. Bylo by v zásadě možné určovat jako další neznám é např. ry ch lost šíření elektrom agnetických vln v m eziplanetárním prostředí, jeho hustotu aj. — je však očividné, že k tomu jsou vhodnější metody astrofyzikální. Poznam enejm e ještě, že kosm ické sondy, vybavené přesným i hodinami, budou m ít patrně význam též pro srovnání hodin na různých stan icích v m eziplanetárním prostoru, neboť použití časových signálů bude z po čátku n ejisté pro nepřesnou znalost elem entů drah a tedy i dob šíření signálů. Při skutečné ap likaci těch to metod se ovšem vyskytne řada potíží a problémů techn ick ých a m atem atických. Ř ešení n ěk terý ch je naznačeno v autorově článku, který vyjde v časopise Studia geophysica et geodaetica (Nakl. ČSAV), většina však, zejm éna navázání n a dosavadní škálu efem eridového času, volba nejvhodnějších pozorovacích podmínek a drah astrom etrických sond, vypracování algoritm ů pro sam očinné počítače (bez nichž je řešen í nem ožné), vyšetřování vlivu k o rela cí mezi pozoro váním i a j. musí být předm ětem dalšího zkoumání. Je těžké předvídat, co nového přinesou vědě pozorovací možnosti, k teré se nám teprve začín ají rýsovat. Naznačme proto jen n ěk teré Sku piny otázek, kde lze očekávat nové poznatky. P řesn ější metody pozoro vání umožní sledovat případné krátkodobé změny drah vlivem dočasných příčin, zachytit „okam žitý" pohybový stav planet. Znalost p řesn ěj ších elem entů drah a hmot planet zvýší přesnost všech astrom etrických redukcí např. pozorování umělých družic a umožní d oko n alejší m eziplanetární navigaci. R ealizace p řesn ější škály efem eridového času přispěje k řešen í problému ekvivalence efem eridového a atom ového času — času m akrosvěta a m ikrosvěta. P řesn ější sledování pohybů přispěje k výzkumu gravitace (časové změny g ravitačn í konstanty, rych lost š í ření gravitace) a relativistický ch efektů. A strom etrických sond může být využito i k určování p řesn ějších trigonom etrických paralax blízkých hvězd s použitím větší základny. Již tento stručný výčet naznačuje, že nové m ožnosti astrom etrie jsou v eliké a slibné. Není tedy astrom etrie hotovou, uzavřenou — a n ezajím a vou — vědou, ja k jsm e se snad m ohli (m ylně) domnívat je ště nedávno. Vladimír

Ptáček:

B U D E M E M Í T ČAS T U 3 ? Změny rotace Země nedopřávají klidu chronom etristům celého světa již od doby, kdy byly objeveny. Je jic h podrobná analýza později ukázala, že n ěk teré se opakují, alespoň do jisté míry, pravidelně každý rok, jin é naopak m ají charakter náhodný. Snaha oddělit od sebe oba typy vedla

k tomu, že opakujícím se změnám — sezónní variací — byla přiřazena sinusová funkce, kterou se „opravuje" nepravidelná rotace skutečné Země na méně nepravidelnou ro taci Země idealizované. Proto bylo na IX. kongresu M ezinárodní astronom ické unie v Dublinu r. 1955 rozhod nuto rozlišovat časové soustavy podle toho, do ja k é míry jsou oproštěny od nepravidelností různého druhu. Základní soustava, ja k ji přirozeně vytváří rotace Země, byla ozna čena TUO a je nejm éně rovnom ěrná. R espektují-li se vlivy, k teré na tuto soustavu působí v důsledku pohybu zem ských pólů, vzniká soustava TU1. Vyloučí-li se je ště prve zm íněná sezónní variace, dospěje se k soustavě TU2, zvané prozatím ní rovnoměrný čas, je jíž používání je nyní závazné pro časové stanice, které řídí nebo sled u jí vysílání vědeckých časových signálů. Doposud se zdálo, že čas TU2 je narušen už jen náhodnými nepravi delnostm i, které ovšem nelze předvídat a tím méně jim přiřazovat jakou koli zákonitost jinou, než je právě nahodilost. Teprve v současné době, na Mezinárodním chronom etrickém kongresu v Lausanne 1964, předlo žila A. Stoyková z M ezinárodního časového ústředí v Paříži pracovní hypotézu o existenci dlouhoperiodické složky změn rotace Země, která se opakuje jednou za 18,6 roku, neboť souvisí s pohybem uzlového bodu m ěsíční dráhy. Stoyková se přitom opírala o rozbor srovnání času TU2 s časem efem eridovým ET a později atomovým AT, provedený od r. 1938*5 do r. 1964,5. Z něho odvodila vztah pro změny časového rozdílu mezi TU2 a ET případně AT ve tvaru t = 0,383 cos (£2 + 52°), kde £ 2 je střední délka vzestupného uzlu m ěsíční dráhy a t je časový rozdíl v sec. N ázornější však je vyjádřit kolísání střední délky dne soustavy TU2 v m ikrosekundách výrazem d = — 353 sin ( f i + 52°). Dle toho měl být v r. 1957,5 den definovaný časem TU2 o 353 m ikro sekund k ratší než 261etý průměr, zatím co v r. 1966,8 by m ěl být o stejn ý obnos delší. Jestliže se během dalších le t potvrdí existen ce této složky rotace Země, nebude stá t n ic v cestě zavedení příslušné k orekce, k terá by převáděla čas TU2 na rovnom ěrnější, označený snad TU3. V něm by je ště zřeteln ěji vystoupily náhodné výkyvy rotace Země, které se stále pozorněji sledují, neboť je jíc h příčiny nejsou dosud známy. V této souvislosti je třeba je ště připomenout, že tu nepochybně má důležitou úlohu atomový čas, definovaný dnes skupinou devíti kvanto vých etalonů různých typů, um ístěných v různých státech . První z nich začal pracovat již tém ěř před 10 lety. Nyní se vzájem ně porovnávají prostřednictvím vysílání přesných časových signálů a etalonových kmitočtů. Protože atomovým časem můžeme velm i dobře nahradit čas efem eridový, bude možné ex isten ci předpověděné periodické složky ihned ověřovat, aniž by bylo třeba vyčkávat řadu le t než budou zpraco vána určení efem eridového času.

Dne 31. ledna 1965 se dožívá Luiza Landová-Štychová v plné duševní svěžes ti osm desátky. V šichn i s ta rš í p o litičtí pracovnici ji zn ají jak o n eu m d lév ající bo jov nici za s te jn á práva p ra cu jících žen i mužů, za osvobozeni žen od dom ácké d řiny, jak o bojov nici za vyšší kulturu života a byd leni p racu jících . Před druhou světovou válkou byla poslankyni N árodního shrom ážděni za KSČ a po v álce po slan kyn i Ú středního národního výboru m ěsta Prahy. Je n ositelk o u n ěk olika nejv yššlch stá tn ích vyznam enáni. P řátelé astrono m ie m ají v soudružce Štychové vždy ochotného pom ocníka a zastán ce. S tá la u kolébky založení České astro n om ick é sp olečn o sti v Praze 1917 a p řed ch ázejícíh o A stronom ického kroužku, k terý vedl je jl m anžel inž. Jaro slav Š ty ch , v y n ik a jící popu larizátor astronom ie. K této čin n osti svého m an žela přím o Luisa provokovala již v ro ce 1909, v době b lížící se H alleyovy ko mety. S. Landová-Štychová se stala legend ární b o jo v n icí za astronom ii, za vědu, kterou poklád á za jed en ze základ ních kam enů vědeckého názoru světového. Štychovo h eslo „Do každého m ěsta lidovou hvězdárnu" ro zšířila o d alší: „Do každé rodiny hvězdářský d alek oh led ." Po lé ta prosazovali m anželé Štychovl návrh České astro n om ick é sp olečnosti, aby byla v Praze postavena lidová hvěz d árna. Pom áhali jim i četn í je jic h p o litičtí p řátelé, pokrokoví čin ite lé v n ě k o li ka p o litick ý ch stran ách . Návrh prosadili v ro ce 1927 a prvá č á st hvězdárny byla otevřena již 10. června 1928 V květnové revolu ci 1945 byla hvězdárna značně poškozena. I když škody byly během le t 1945 a 1946 odstraněny, p řece se ukázalo, že hvězdárna již zvy šujícím u se zájm u v eřejn o sti a odborným zájm ům členů ČAS n e stačí. Proto Luisa Landová-Štychová pom áhá výboru ČAS prosazovat stavbu nové hvězdárny spolu s velkým Zeissovým plan etáriem . Stavba m ěla být n a P etřin ě, avšak n á vrh n arazil na značný odpor n ěk terý ch v eřejn ý ch čin itelů . Luisa intervenovala, přem louvala, bojov ala, ja k je to již v je jí povaze. Mnohý odpor se jl podařilo zlom it, a le stavba p lan etária byla stá le odkládána, a č k o li p ro je k čn í p řistro j v cen ě 4 m iliónů Kčs byl již n ěk olik le t v Praze. K onečně byla stavba p lan e tária zahájen a, a le n ik o li n a P etřině a bez lidové hvězdárny. Zařízeni, která m ěla být sp ojena, byla nerozvážně rozdělena. P roti vůli výboru CAS i sou družky Stychové. Již dnes je naprosto jasn é , že se tak sta lo n a škodu v ěci a není vinou s. Štychové, že stavbu p lan etária a nové lidové hvězdárny n a P et řín ě neprosad ila. Podobně se ji dosud nepodařilo prosadit jinou dobrou m yšlenku — astrobusy. Když jsm e v létech 1947 a 1948 uvažovali o p ráci n a v e sn icích a v p ohraničí, přišlo s e na to, že by tu velm i pom ohly pojízdné lidové hvězdárny, autobusy s n ěk olika přenosným i d alekohled y, s prom ítacím i p řístro ji a s m alou výstav kou obrazů a fo to g rafií. Soudružka Stychová n ašla u n ě k terý ch v lád n ích č in i telů porozum ěni a astrobusy pro n ě k teré k ra je byly schváleny. Dokonce byly přípravné p ráce n a je jic h stavbě z a h á je n y . A p řece ani jed en astro bu s trv ale dosud po n ašich k r a jíc h nejezdí. V SSSR a v USA však již jsou v provozu. Heslo m anželů Štychových se však n ap lňu je. Z n ad šen í a p ráce člen ů ČAS a členů m nohých astronom ických kroužků bylo postaveno již na 50 lidových hvězdáren. V rod in ách tisíců p řátel astronom ie jso u astro n o m ick é d alekohled y. Jsou většinou v lastn í výroby a slouží n e je n k potěšen i je jic h výrobců, a le i k p o zorováni člen ů astronom ických kroužků. Č eskoslovenská astronom ie d osahu je i n a vědeckých ú secích v y n ik ajících úspěchů m ezinárodní úrovně. Inž. Š tych se tohoto úžasného rozvoje n aší a stro nom ie nedožil, a le má n a něm také svůj podíl. Soudružka Stychov á v jeh o p rá c i p okraču je. B o ju je p roti předsudku o únikovém vlivu astro n o m ie a populari zuje popu larizaci astronom ie. P racovníci a p řátelé astro n om ie jsou soudružce Štychové za je jí zájem , podporu a boj vděčni. P ře ji ji je š tě mnoho le t záslužné čin nosti a radostné práce. f . K adavý

Dňa 14. X. 1964 tra g ick y zahynul Jozef Sóska, tech n ick ý pracovník A strono m ického ústavu SAV n a Skalnato m P lese. Tento deň Jo z e í Sóska vystupoval na Lom nický Š tit tu ristick o u cesto u za k ra jn é nepriaznivých povetrnostných podm ienok a zlej vid itelnosti bez potřebného horolezeck ého v ýstroja. Asi 100 m etrov pod Lom nickým Štltom v zladovatelom te ré n e pravděpodobně zošm ýkol sa a při páde na skaly zahynul. Só sk a nastúpil do služieb A stronom ického ústavu SAV na Skalnatom P lese v r. 1961 ako tech n ick ý pracovník. Vzhladom k s v o je j k v a lifik á cii p o d lelal sa značnou m ierou na uvádzaní koron ografu do prevádzky, n a k o n štru k cli k oron áln eho sp ek tro g rafu ako i na pozorovaní korony a p rotu beranci!. O dišiel zo života p red časne vo veku 28 rokov, skór ako m ohol uskutočniť svoje životné plány. Vo spom ienkach spolupracovníkov zostaTr ne ako dobrý sp oločník a kam arát.

C o n ov é h o v astronom ii SEKULÁRNÍ

PERTURBA

Nedávno A. J. Smlťh, Jr. z Goddard Space Fltgh t C enter uv eřejn il v NASA Technical R eport TR R— 194 výpočet sekulárních pertu rbací planetoldy P al las. Ja k známo, je tato p lan etk a dru hou v řadě objevených na počátku m inulého sto le tí a pohybuje se v po m ěrně výstředné dráze, je jíž n ěk teré elem enty, středn í hvězdná v elik o st m 0, poloosa a , excen tricita

'

V minulém sto le tí mnoho ú silí a je š tě více času astronom ů bylo sou střed ěno n a výpočet drah tě le s slu n ečn í soustavy i na stanovení periodic kých a sek u lárn ích poruch. Je n ěk olik metod takového výpočtu a jednou z nich, kterou Sm ith ve své p ráci po užil ve sp o jení s elek tron ick ým počí tačem , je metoda Halphenova. Pom ocí ZMĚNY

V JASN

F oto m etrick ý výzkum Ju p itera má velký význam p ro zkoum ání p rocesů , p ro b íh ajících v jeh o atm o sféře. Ju p iter je n ejv íce „prom ěnná" ze v šech p la n e t slu nečn í soustavy, av šak m ěřen í ieho jasn o sti n ejsou p říliš p očetná, zvláště v sou časných fo to m etrick ý ch systém ech . Přesná fo to e le k tric k á mě-

:

e

p l a n e t o i d y

p a l l a s

té byly vypočteny poruchy jm enova né planetky, působené Jup iterem a Saturnem v rozm ezí od roku 10 000 před n. 1. do roku 10 000, tedy v roz m ezí dvou set sto letí. Výsledkem vý počtu je zjiště n í, že poloha perihelu planetky se jen nepatrn ě mění, že však zcela očekávan ě se pohybuje uzlová přím ka sm ěrem k západu, při čem ž opíše 360° v době o něco delší než dvě stě sto letí. Typickým a zná mým násled kem sek u lárn ích poruch je , že hodnoty něk terých elem entů dráhy nebeského tě le sa n ejen že v zrů stají nebo k le sa jí, nýbrž m ění se periodicky ve v elkých časových roz m ezích. Hlavně jde o sklony a excentricity . Také u n aší p lanetky se mění sklon dráhy z hodnoty 27°, dosažené před přibližně 4600 lety, n a hodnotu 36°, které planetka nabude v r. 3300. Dnešní ex ce n tricita p lanetky je 0,23; e x c e n tricita byla nejv y šší přibližně v roce 4200 před n. 1., kdy dosáhla hodnoty 0,40, a bude n ejm en ší, 0,14, v roce 3300. )m m STI

JCPITERA

řen í jasn o sti Ju p itera získ ali A. S. Šarov a E. B. K ostjakovová 24. a 29. led na 1964 ve vysokohorské expedici Štern berg ov a astronom ického ústavu v Z ailijském Ala-Tau (A str. Cirk. 295). Byl použit fo to ele k trick ý fotom etr s antlm ono-céziovým násobičem , k te rý spolu s modrým filtrem CC-5 dával

V(1,0)

systém , blízký standardním u systém u B. Krom ě toho byla prováděna i pozo rováni bez filtru , co? um ožnilo odhad barevného Indexu planety. Pozorování Ju p itera probíhala sou časně s progra mem pozorováni hvězd a zároveň byla řešn a otázka atm o sférick é extin k ce. Zm ěřená hvězdná v elik ost a barevný index Ju p itera byly převedeny do sy stém u B, V. Bylo zjištěn o , že barevný index s e shodu je v m ezích přesnosti m ěřeni s výsledky získaným i D. L. H arrisem na M acDonaldově observa toři. S třed n í hvězdná veliko st Jup itera z pěti pozorováni z uvedených dnů je v B — l m,19. Použijem e-li B —V = = + 0m,83, d ostanem e V = —2m,02; chyba jed n o tliv ý ch m ěřeni dosahuje asi ± 0 m,02. Avšak ned ostatečn ě zná mý převodní k o e ficie n t mezi dvěma obory citliv o sti fotom etru , v nichž bylo pozorování prováděno, a fotom etrick éh o etalon u (lu m in o fo ru ), autory přivedl k střízliv ějším u odhadu chyby na ± 0 m,05. Celková hvězdná v elikost

Ju p itera, redukovaná na jednotkovou vzdálenost od Slu n ce a od Země a na nulový fázový úhel, je rovna V (1,0) = = —9m,15. Přitom fázová změna, v sou hlase s d řív ějším i M ullerovými pozorováním i, byla b rán a rovna 0m,005 na stupeň. V izuální v elik o st planety za střed n í opozice je tedy rovna Vo = = — 2m,45. Poslední publikovaná fotom etrick á m ěřen í Ju p itera byla získán a K uiperem a H arrisem v lé te c h 1951, 1952 a 1954. Spolu s e starším i pozoro váním i, k te rá H arris převedl do sy sté mu V, svěd čí m ěřen i o postupném kvasi-seku lárn lm zv ětšen í ja sn o sti Ju p itera, k te ré n astalo koncem m inulé ho sto le tí. V le te c h 1951— 54 s e rovna la redukovaná hvězdná v eliko st Jupi te ra V (1,0) = — 9m,40 až — 9m,50. Po zorování Šarov a a K ostjakovové z r o ku 1964 vykazuji prudký pokles ja s n o sti Ju p itera. Na obrázku, převzatém z H arrisova přehledu, jso u znázorněny ja sn o sti Ju p itera V (1,0) od roku 1860; pozorováni z roku 1964 jso u označena kroužkem . Změny v ja sn o sti Ju p itera jsou zřejm ě ve s p o jito sti s mohutnými p ertu rb acem i v atm o sfé ře této p lan e ty. V p ad esátý ch lé te c h byly na Jup i teru pozorovány intenzivn í pásy. Před dvěma až třem i roky se vzhled Ju p ite ra rad ik áln ě zm ěnil. Na m ístě obvykle sv ětlé rovníkové o blasti vznikly velmi tm avé pásy a zře te ln ě s e p ro jev ila rudá skv rna. Výskyt m ohutných tem ných pásů se nem ohl n ep rojev it na celkovém jasu p lanety. E. V.

MA R I N E R 4 Dne 28. listopadu 1964 byla z Kennedyho mysu vypuštěna kosm ická son da M ariner 4 sm ěrem k M arsu. Sonda byla uvedena na dráhu raketovým sy stém em A tlas-A gena a ve dnech 29. a 30. listopadu byla rádiově provedena k o rek ce dráhy. M ariner 4 má p role tě t 14. červ en ce 1965 ve vzdálenosti asi 13 000 km od M arsu, k terý bude v té době vzdálen od Země asi 215 000 000 km. Krom ě různých m ěřeni za 7 lÁ m ěsíce letu — kdy sonda urazí vzdá len o st asi 560 000 000 km — má M ari ner 4 telev izn í kam erou získ at 22 fo to g rafii povrchu M arsu. Sním ky m ají být zachyceny na m agnetofonový pá

sek a zpom aleně vyslány na Zemi. Na fo to g ra fiíc h m a jí být zachyceny poddrobnosti na povrchu p lanety o roz m ěrech asi 1% km. Sním ky M arsu a ú d aje o atm o sféře planety, k te ré má rovněž M ariner 4 získat, byly by v el mi cen n é pro b ližší poznání M arsu a m ohly by též p řispět k ře še n i otázky existe n ce života na této p lan etě. Celý pokus s kosm ickou sondou M ariner 4 je však tak složitý a tak obtížný, že je sk u tečn ě otázkou, zda se povede tak, ja k byl program ován. V kladném p ří padě by to sk u tečn ě byl obrovský úspěch. Zatím se nevyskytly závady, k te ré by program ohrozily.

Také v Sovětském svazu byla vypuš těna kosm ická sonda Zond 2 sm ěrem k Marsu. S talo s e tak 30. listopadu. Podle zprávy TASS byla au to m atická sta n ic e Zond 2 uvedena vícestupňovou raketou na dráhu, sm ě řu jící k M arsu. Podle předběžných údajů se sonda po h y bu je podél dráhy, blízk é vypočtené. Okolem sov ětské sondy je p rov ěření systém ů s ta n ic e v reáln ý ch podmín k ách dlouhodobého letu v kosm ickém p rostoru a získán í p ra k tick ý ch zku še ností. Zároveň s e m á provád ět vědec ký výzkum v m eziplanetárním p rosto DEFINITIVNÍ

ru. B ližší údaje o nosné ra k e tě , o v lastn í sondě i podrobnosti o pro gram u sta n ice nebyl u v eřejn ěn y. Ofi c iá ln í zpráva však uváděla, že podle telem etrick ý ch údajů, získaných při n ěk olik a prvních sp o jen ích , je záso bování en erg ií na sondě přibližně 0 polovinu nižší, než se očekávalo. Zpráva neuváděla, zda tato okolnost bude m ít vliv na sp ln ěn í úkolů stan i ce. T aké sov ětská sonda by m ohla zís k at zajím avé a n eo byčejn ě cen n é úda je o prostoru mezi Zemí a Marsem 1 o M arsu sam otném .

OZNAČENÍ KOMET PROŠLÝCH V ROCE 1962

PŘÍSLUNÍ

D efin itiv n í ozn ačen í

P řed b ěž n é ozn ačen í

Jm é n o [P — p e r io d i c k á )

P rů ch od p říslu n ím

1962 1962 1962 1962 1962 1962 1962

1961 1962 1962 1962 1962 1961 1961

P/Perrine— Mrkos P/Harrington—Abell S e k i—Lines Honda P/Tuttle— G iacobini— K resák P/Tempel 2 P/Faye

13. února 24. února 1. dubna 20. dubna 23. dubna 12. května 14. května UAIC 1878

I II III IV V VI VII

h a c d b b c

OKAMŽIKY

VYSÍLÁNI OASOVÝCH V LISTOPADU 1964

SIGNALO

OMA 50 kHz, 20h; OMA 2500 kHz, 20>i; P ra h a 638 kHz, 12^; OLB5 3170 kHz, 20h SEČ [NM — nem ěřeno, NV — nevysíláno) Den OMA 50 OMA 2500 P ra h a OLB5

1 9974 9972 NV 9985

2 9974 9967 9971 9985

3 9974 9963 9970 9983

4 5 9968- 9958 9959 9953 NV 9955 9977 9971

6 9953 9948 9959 9966

7 9953 9943 9955 9963

8 9944 9938 NV 9955

9 9944 9933 9952 9951

10 9939 9925 9937 9944

D en OMA 50 OMA 2500 P ra h a OLB5

11 9930 9920 9932 9936

12 9929 9919 9929 9940

13 9923 9913 9921 9930

14 9919 9908 NM 9926

16 9903 9898 9901 9915

17 9903 9896 9897 9909

18 9893 9888 9893 9907

19 9888 9883 9889 9905

20 9883 9878 9882 9899

29

30

Den OMA 50 OMA 2500 P rah a OLB5

15 9909 9903 NV 9921

21

22

23

24

25

26

27

28

9883 9871 9879 9891

9868 9857 NV 9875

9868 9864 9867 9877

9864 9856 NM 9878

9862 9851 9853 9869

9859 9848 9859 9866

9848 9842 9854 9861

9843 9838 9845 9855

9854 9840 9842 9828 NV 9847 985^ 9846 V. P tá č e k

Z lidových hvězdáren a astronom ických kroužků

O VÝZKDMU

II. S E MI NÁŘ PROMĚNNÝCH HVĚZD

Ve d nech 14. a 15. listopadu t. r. uspořádala lidová hvězdárna v Brně spolu s ČAS při ČSAV sem in ář o vý zkumu prom ěnných hvězd, pro který zap ů jčil m ěstský národ ní výbor histo rick o u zased ací síň rady n a b rn ěn ské rad nici. Jak o při sem ináři v roce 1963 mohl i leto s doc. Obůrka uvítat mezi sedm desáti účastníky tém ěř vše chny vědecké pracovníky z česk o slo venských vědeckých pracovišť, činné v uvedeném oboru, pozorovatele z li dových hvězdáren a d a lší zájem ce. První den, uvedený hlavním referátem dr. M. P lavce, byl věnován problem a tice současného výzkumu, především n a úseku těsn ých zákrytových sou stav a referátů m o p racích provádě ný ch na praco v ištích ČSAV, SAV a na u n iv ersitn ích ústavech. Druhý d en pro veden rozbor dosavadních vizuálních a fo to g rafick ý ch pozorování a před neseny re fe rá ty k otázkám m etody a tech n iky fo to g rafick ý ch pozorování. Ú častníci v y slech li těch to č trn á c t referátů : M. P lav ec: Od algo lid k no vám, Sv. K říž: Problém y zákrytových typu A lgol, K. Lang: SW L acertae, M. V etešník: Prostorové rozděleni a po hyby prom ěnných hvězd, T. H orák: O systém ech typu R CMa, R. B a jcá r: S p ek trá hviezd n esk orý ch sp e k trá l ný ch tried, J. Grygar: O ptická prom ěnnost kvazistelárn ích rádiových zdrojů a astro fy zik áln í in terp retace je jic h povahy, J. Trem ko: Zpráva o za sed ání kom ise 27 M ezinárodní a stro nom ické unie n a kongresu v Hambur ku, O. O bůrka: Dosavadní výsledky čs. vizuálních a fo to g rafick ý ch pozorová ní zákrytových prom ěnných a hvězd typu RR Lyrae, K. Raušal: N egativní fo to g rafick ý m ateriál a jeho zpraco vání pro fo to m etrii prom ěnných hvězd, V. Z n o jil: F o to g rafick á fotom etrie prom ěnných hvězd, R. B a jcá r: Progra my a m etody pozorování prom ěnných hvězd na astro fy zik áln í observatoři na Krymu, K. Carbol: F oto g rafie pro m ěnných hvězd v Gottwaldově.

V BRNĚ

Po v šech re fe rá te c h byly živé d isku se. Ze zprávy d oc. Obůrky, který vede program v izu álních a fo to g rafick ý ch pozorování, vyplynulo, že pozorovate lé lidových hvězdáren a astro n o m ic kých kroužků získ ali za n e ce lé čty ři roky 960 pozorovacích řad zákryto vých prom ěnných a hvězd typu RR Ly rae. V ýsledky pozorování z le t 1961 až 1963 byly publikovány ve tře c h č lá n c íc h v BAC. V prvních devíti m ěsí cích 1964 získalo 45 pozorovatelů 260 pozorovacích řad 71 hvězd. V ýběr po zorovaných hvězd se p roti minulým rokům výrazně zlep šil, takže tím po zorovací p ráce získala n a cen ě. Vý znam prováděných pozorování byl zdůrazněn i M ezinárodní astro n o m ic kou unií, k te rá ustavila při kom isi 42 zvláštní subkom isi pro celosvětovou org anizaci pozorování m inim , jejím ž Dředsedou byl zvolen československý astronom dr. M. P lavec. P řítom ní ú čast n íci sem in áře se shod li v názoru, že je nutno vyvinout zvýšené úsilí, aby se sled ován í zákrytových prom ěnných hvězd je š tě d ále rozvinulo a zvýšila s e i p řesno st pozorování. Na brněnské lidové hvězdárně bude pokračovat p ráce pro vytvoření nejvhod nějšího postupu fo to g rafick éh o sledování svě teln ý ch změn pom ocí fo to g rafick ý ch seriálů n a kinofilm . Sem inář nav štívili a pozdravili in sp ekto r pro kulturu při m ěstském ná rodním výboru F ran t. P ospíšil a in sp ekto r pro ku ltu ru při k rajsk ém n á rodním výboru v B rně Ant. Gála, který se v y jád řil s uznáním o vykonané p rá ci a přál zdar d alším u rozvoji odbor n é i osvětové činnosti. Ke ko n ci zd ařilého sem in áře p řijali ú častn íci jed nom yslně toto usnesení: (1) Ú častn íci sem in áře o současném výzkumu prom ěnných hvězd p řija li s uspokojením zprávu, že se d ále roz v íjí a zlepšu je vizuální a fo to g rafick é sledování zákrytových prom ěnných hvězd, a že se výrazně zlepšil i výběr sled ovaných hvězd, čím ž stoupla i po

třebnost a užitečn ost konané pozoro vací práce. Je žádoucí pozorovací p rá ci d ále rozšiřovat a ve shodě se sou časným i požadavky vědy d á le zkv alit ňovat. (2 ) Ú častníci sem ináře d oporučují, aby bylo v ro ce 1965 uspořádáno opět pozorovací praktikum na LH v Brně k výcviku nových zájem ců a pro zlep šen í kvality p ráce Již p o zo ru jících č le nů AK a LH. D oporučuje se též, aby byla vhodným zájem cům um ožněna prázdninová praxe na A stronom ickém ústavě ČSAV v Ondřejově. (3) Doporučuje se uvážit podle mož n o stí využití dosavadního pozorovací ho m ateriálu k te o re tic k é p ráci (např. K NOVÉMU

zpracovat změny period n ěk o lik a vy braných hvězd). (4) B rněnské hvězdárně se doporu ču je, aby v pozorovacích program ech, zasílan ých m ěsíčn ě pozorovatelům , bylo vhodným způsobem vyznačováno poradí d ůležitosti zařazených hvězd. (5 ) Ú častníci sem ináře doporučují Československé astronom ické sp o le č no sti při ČSAV, aby byly v ynik ajícím a obětavým pozorovatelům poskytová ny odměny ve form ě stipendií, která by jim um ožnila ú ča st n a pozorova cích p rak tik ách , sem in ářích, případně usnadnila op atřen í literatu ry, astro n o m ických a tla sů potřebných k pozoro vání apod. — KA

DALEKOH LEDU

V devátém č ísle RH 1964 je člán ek S tefan a Knošky k otevřen í Lidové hvězdárny v Hurbanově, k te rý hovoří o slavnostním otevření a před ání ve ře jn o sti tam ní hvězdárny, k te rá má tak slavnou m inulost. Z načná pozor n o st byla též věnována nové p a ra la k tick é m ontáži základního s tro je v hlavní kopuli, třetím u d alekohled u za 95 let. C hci zde je n sezn ám it čten á ře s kon stru k cí dalekohledu, k te rá je pom ěrně jednoduchá, stabiln í a účelná. Celkový pohled n a d alekoh led je n a obrázku na 3. str. obálky. V plechové k ry ch li o s íle 4 a 12 mm je uloženo hlavní zrcadlo o 0 40 mm, sekun dárn í je upevněno na příhradovém n o sič i z m anesm annových trubek. V k ry ch li tubusu je ukryta clona, ch rá n ící o k u lár před difuzním světlem a víko uzavírá pak přístup prachu též k hlavním u zrcadlu. H led áček má 0 100 mm a je vyvážen astrografem o 0 80 mm. Od okuláru s e ovládá pohodlně a re ta c e v rek tascen zí a v d ek lin a ci a oba Jem né pohyby. Pro svo ji jednoduchou m ontáž bez jak ý ch k o liv převodů nen í zde m rtvého chodu, se kterým se s e tkávám e někdy i u velk ých zah ran ič n ích dalekohledů. Hodinový pohon obstarává m otorek z ventilátoru, jehož ry ch lo st se řídí reostatem od okuláru. D odatečné je m né seřízen í se d ě je pom ocí vestavené brzdy na odstředivém regulátoru (ja k o

V HURBANOVĚ

u gram ofonu ). Princip je převzat z prvého prostějovskéh o dalekohledu, který je již p atn áct le t spolehlivě v provozu. Druhý sním ek (viz 4. s tr. obálky) ukazuje d etail hodinového pohonu s převodovým kolem od zm íněného motorku (n = 80 ot./min. s převodem 1:240, d ále pak k hodinovém u kolu s převodem 1 :4 8 0 ). Vm ontovaný s ta b ilizátor udržuje ko n stan tn í otáčk y, což zaru ču je stá lý chod dalekohledu. Vše Je mohutné, zejm éna pak šnek u hodinového k o la má 0 50 mm, což zaručuje pevný záběr bez m rtvého chodu. Celá m ontáž spočívá n a třím etrovém podstavci, který po ce n tra ci a usazení do m eridiánu se vysype pískem , čímž se zvýší stab ilita. Bývalá zvedací podlaha v kopuli je nahrazena pevným pódiem, takže nen í tře b a vysokých schodů, což zjednoduší a zlep ší p ráci u dalekohledu. D alekohled je dlouhofo k áln í a hodí s e dobře k pozorování a fotografov ání p lanet. Také poloha Hurbanova s klidnou atm osférou hodí se dobře k tomuto účelu. Mohu podat plné uznání členům astronom ického kroužku v H lohovci a zejm éna dr. Czeremu, který se pečlivě sta ra l o zprávné d oko n čen í d alek o hledu a umožnil ta k včasné otevření d alší lidové hvězdárny na Slovensku. Uvážím e-li, že c e lá p aralak tick á mon táž byla hotova a n i ne v půl ro ce a to

je š tě z odpadového m ateriálu, mohly by být i četn é d a lší.n a še lidové hvěz dárny v k rátk é době vybaveny podob ným i d alekohledy. Optickou č á st zho tovil inž. Gajdušek. D alekohled má

PATNÁCT

LET

PRÁCE

dobrou ro zlišo v ací schop nost a tak mohou být hurbanovští s obnovenou hvězdárnou sp o ko jen i. Nyní již jen záleží n a nich, ja k d alekoh led u vy užijí. A. N e c k a ř

ASTRONOMICKÉHO

KROUŽKU

V LOUNECH Na počátku letošníh o roku oslaví astronom ick ý kroužek při SVVŠ v Lou nech své p atn áctin y . Za tuto dobu v něm pracovalo celk em 264 členů. V tom to člán ku bych se zm ínil o ně k terý ch ry sech jeh o o rg an izace a sy stém u práce. Velm i mnoho se hovoří o tvůrčí sa m ostatné čin n osti m ládeže n a úseku kultury a osvěty. A m yslím , že sam o statn o st p ráce je důvod, který sdružo val a sdružuje sta ré i nové g en erace v našem astronom ickém kroužku. Kroužek je org an izace dobrovolná a umožňuje pom ěrně velký okruh n e j rů zn ějších druhů čin nosti. O rganizač ně jsou členové kroužku rozd ěleni do s e k cí — m eteo rolo gick é, slu nečn í, pro pagační, tech n ick é, fo to g rafick é a ra ketového m odelářství. Kroužek vydává již d esátý ro čn ík ilustrovaného časo pisu, ve kterém poučnou i zábavnou form ou se členov é dovídají, co je n o vého v astro no m ii i v kroužku. Krou žek během své čin n o sti uspořádal čty ři astron o m ick é výstavy, je jic h ž o ce něním je návštěva přes 8000 lidí. Kroužek v důsledku toho, že d nes se poznatky o astronom ii díky propagaci v telev izi a v rozhlase sta ly nedílnou sou částí vzdělání většiny lidí, musil m ěnit n ěk teré form y práce. Z pom ěrně širo k é tem atiky přednášek v m inulých le te c h zbyla dnes řada d ílčích užších tém at, k terá jsou na poznatky obsaž n ě jš í a prohlubují d ílč í znalosti naší v eřejn o sti v astronom ii. Ale to znam e nalo, že se m usil k lá s t v ětší důraz na připravenost jed notliv ých členů krouž ku. Pro první ro čn ík je to kurs d eseti dvouhodinových přednášek, k te ré je m ají připravit k vlastním u studiu je d notlivých m ateriálů , ze který ch si sami musí u d ělat hodinový re fe rát, přednést je j v kroužku a teprve po jeh o zhodno cen í jsou p řih lášen í žáci d efinitivně

p řija ti za člen y kroužku. Přednáškový kurs pro tyto nové člen y k o n ají sta rší astronom ové. Pro zájem ce z II. a III. roč. n aší školy k o n ají vysokoškoláci, s ta ří členové, k te ří se do kroužku n e u stále v racejí, kursy vyšší m atem atiky a fy zik áln í besedy. Tento výcvik členů d ovoluje d ě la t p ro p ag aci astronom ie sp ecializo v an ěji než dříve. V loňském ro ce jsm e m nohokrát b e sedovali s občany v e če r u dalekohled u s celkovou návštěvou přes 500 osob a mimo to jsm e uspořádali šestipřednáškový kurs lidové university, v němž před n ášeli je n členov é našeh o krouž ku n a tém a „Okno do vesm íru1' pro Osvětovou besedu v Lounech. Také o tuto a k ci bylo mnoho zájem ců. Úroveň n ěk terý ch n a šich pozorování se zvýšila. Za šk o ln í rok 1963— 64 bylo vykonáno n a 70 pozorování a pro ve ře jn o st 16. Ú čel těch to pozorování je především v ést m ladé lid i k zájm u o přírodní jevy a ro zv íjet je jic h schop no sti sam o statn ě pozorovat. V krouž ku, ja k nám ře k li m nohokráte mnozi z bývalých členů, se n au čili vynálezavosti, schop nosti ře šit sam ostatně m nohé úlohy a m ohli sku tečn ě rozvi nout sv o ji in iciativ u a ty to vlastnosti si od nesli s sebou do života jak o velký klad. Závěrem bych ch tě l poděkovat Osvě tové besedě v Lounech, i pracovníků ONV, k te ří řadu a k c í kroužku umožni li. A m yslím , že n e jv ě tší d ík p atří prof. Sim ůnkovi, který svým laskavým p ří stupem ke každém u z nás, spojeným s hlubokým pedagogickým pochope ním a taktem um ožňuje práci našeho kroužku a k terý opravdu nezištn ě za sam ostatnou p ráci kroužku vždy b o jo val. M yslím e, že by jeho p ráce m ěla být v íce o ce n ěn a i sam otným u čitel ským sborem a řed itelstv ím školy. P avel P roch ázka

N o v é knihy a p ub lika ce J. C. P ere l: D ějin y p ř e d s t a v o v e s m í ru. St. nak l. polit, lit., Praha 1964, str. 334; váz. K čs 22,— . — P erelova kniha je přehledem vývoje představ o vesm í ru a připom íná výbornou českou p rá ci Z. H orského a M. P lavce „Poznává ní vesm íru" (P raha 1962). P erel v prvních k ap itolách postupně p robí rá kosm ologii ve starověk u a střed o věku. Pak pojednává o h elio cen trick ém učení a rozvoji hvězdné astronom ie. Zdůrazněn je boj m aterialism u s id ea lism em v kosm ologii v druhé polovici 19. stol. a k rize přírodovědy počátkem 20. stol. a Je jí odraz v astronom ii. Ná sled u jí kapitoly o vývoji m im ogalaktické astronom ie, o d nešních p řed stav ách o vesm íru a o pokračování b o je m ate rialism u s idealism em v sou časn é kos m ologii. Z ávěrečná kap itola jed n á pak o m ožnosti života ve vesm íru. P řek la d atel prom. fyzik Zd. Kos p řip o jil k č e s kému vydání na 15 s trá n á ch přehled d ějin astronom ie v česk ý ch zem ích. V českém překladu jsou však n ěk terá nedopatření, k te rá mohou m éně in fo r m ovaného č ten á ře uvést v omyl. Proto jsem překlad porovnal s ruským o rig i nálem , při čem ž jsem z jistil různé ne přesnosti i v původní prácí. Již název K operníkovy knihy „De revolutionibus orbium coelestiu m " je přeložen „Ob ov raščen ii nebesnych s fe r“ a česky „O oběhu n ebeských s fé r“ m ísto „O obězích nebeských tě le s “ (zám ěnou orbis a o rb it). Přem isťování hvězd vli vem pohybu Země kolem S lu n ce bylo objeveno v V III. stol. m ísto v XIX. stol. (str. 26 ). E rato sth en es u rčil zenitáln í vzdálenost Slu n ce v A lexandrii na 1/50 celé kružnice a n e 7° 12', neboť tehdy

nebylo užíváno babylonské stupňové d ělení (str. 2 8 ). Dnes vím e pak bez pečně, že délka egyptského stád ia by la 157,5 m, takže E ratosthenovo m ěření dává pro obvod Země hodnotu dneš n ích 39 690 km. V ruském originálu p re ce se m ění „dolgoty zvezd“, což p ře k lad atel přeložil, že m ění zem ěpisné délky hvězd (str. 32 ). M ěření za chalífy AI Mamuna (sp ráv n ěji než kalifa ) bylo konáno v S y rsk é poušti u Palmyry a na rovině Sin d žarské (str. 48 ). Ulugh Bek byl zavražděn vrahy n a ja tými vlastním synem , který se chtěl zm ocnit vlády (str. 5 2 ). Na stran ě 67 je uvedeno, že Ježíš N azaretský p řik a zu je Slunci, aby stanulo, m ísto správ ného Josua. Datum upálení Bruna v ru s kém origin ále je 17. března 1600, v č e s kém překladu 17. 3. 1690, m ísto správ ného data 17. 2. 1600 (str. 77 ). Tyge B rah e se nepsal de B rahe, ja k je v íce k rát uvedeno a K epler se n e stal jeh o dědicem , a le nástupcem (str. 80). První Galileův dalekohled zvětšoval li neárn ě třik rá t (str. 86 ). M ísto Luběnecki má být polské znění Lubieniecki (str. 97 ). „Š žatije Zem li“ je n ěk olikrát přeloženo stla č e n í Země m ísto zp loště ní. Také při k o n trak čn í teorii mluví se o stlačován í S lu n ce m ísto sm ršťování. „D viženije perigelia M erku rija“ je pře loženo pohyb perigea M erkura a v zá v o rce je š tě je vysvětlení, ž e perigeum je bod dráhy, který je n ejb líže Slu ncí (str. 284). Citované cizí knihy je lépe uvádět v původním znění. Také v zá v ěrečn é sta ti o astronom ii v český ch zem ích je n ěk olik nepřesností. Strnad se nezabýval pozorováním m eteoritů, nýbrž m eteorů (str. 328). F ran t. S o já k

Ú k a z y na o b loze v únoru S lu n c e vychází dne 1. února v 7 h34m, zapadá v 16h54m. Dne 28. února v ychá zí v 6tl46m, zapadá v 17h40m. Za únor se prodlouží d élk a dne o l h34m a po lední výška Slu nce se zvětší o 9°. M ěsíc je 1. února v 18h v novu, 9. února v 10h v první čtv rtí, 16. února v lh v úplňku a 23. února v 7h v po sled n í čtvrti. V přízem í je M ěsíc 14.

února, v odzem í 26. února. K onjunkce M ěsíce s planetam i nastanou: 3. II. v l i * 1 se Saturnem , 9. II. ve 4h s Jupi terem , 17. II. v lh s Uranem a ve 23h s Marsem a 22. II. ve 2h s Neptunem. M erku r je 24. února v horní kon ju n kci se Slu ncem a není po celý m ě síc pozorovatelný. V en u še se blíží do horní kon junkce

s Sluncem a n en í v únoru pozorovatel ná. Dne 26. února je plan eta v odslunl. M ars je v souhvězdí Panny. Dne 1. února vychází ve 20h50m, dne 28. úno ra již v 18h31m. Mars se bližl k Zemi, prům ěr kotoučku planety se během února zvětši z 11" na 14 " a hvězdná velikost vzroste z — 0m,2 n a — l m,0. Dne 6. února je M ars v odslunl. Ju p ite r je v souhvězdí Berana. Dne 1. února zapadá v l h36m, dne 28. úno ra v 0h06m. Ju p iter se vzdaluje od Země, prům ěr kotoučku planety se za únor zm enší z 38" n a 35" a hvězdná v eliko st p oklesne z — 2m,0 na — l m,8. S a tu rn je 26. února v kon ju nk ci se Sluncem , takže nebude po c e lý m ěsíc pozorovatelný. U ran je v souhvězdí Lva, a protože se blíži do opozice se Sluncem , která n astan e 3. března, je v únoru nad ob zorem tém ěř po celou noc. P lan eta má hvězdnou v elik o st + 5 m,7. N eptu n je v souhvězdí V ah; dne 1. února vychází v l h41m, d ne 28. února ve 23h57m. P lan eta má hvězdnou v eli kost + 7m,8 a můžeme ji — podobně jak o U rana — n alézt pom oci o rie n ta č n í mapky, u v eřejn ěn é ve H vězdářské ro čen ce 1965. M eteo ry . Maximum čin n o sti m eteo rick ého ro je Aurigid n astan e ve v e če r ních hod inách 8. února. Trváni tohoto ro je je a s i 5 dní, m axim ální frekv en ce a si 12 m eteorů za hodinu. J. B. PROD ÁM a s t r o n o m ic k é z r c a d l o 0 100 m m , f = 1 0 0 0 m m , h l in lk o v a n é , a 0 2 0 0 m m , f = 8 0 0 m m , h l i n lk o v a n é , v r t a n é . C e n a d le d o h o d y . — In ž . ja n S e i d l , S í d l i š t ě 3 1 4 , T e p l ic e 3. K O U PÍM k n ih y : W o lf: G e s c h i c h t e d e r A s tr o n o m ie (v y d . v M n ic h o v ě 1 8 7 7 ), S ch ra m nebo G in z e l: H an d bu ch der C h r o n o lo g ie . N a b íd k y n a a d r . D r. A . S t a c h ý , Č e s k ý T ě š ín , G o r k é h o s a d y 3 0 .

OBS AH J. R u p re c h t: H vězdokup y a h v ězd n é a s o c i a c e n a k o n g r e s u v H a m b u rk u 1964 — Z. S e k a n in a : V ý p o če t k o m et á r n í c h d r a h n a s a m o č in n é m p o č í t a č i — G . K a r s k ý : A s t r o m e t r ie v k o s m ic k é m v ě k u — V . P t á č e k : B u d e m e m ít č a s TU 3 ? — Co n o v é h o v a s t r o n o m i i — Z lid o v ý c h h v ě z d á re n a a s tro n o m ic k ý c h k ro u ž k ů — N o v é k n ih y a p u b l i k a c e — Ú k a z y n a o b lo z e v ú n o r u

C O flE P JK A H H E H.

PynpexT :

3 B e3a H u e

3 B e 3 flH u e

a c c o K a a iiH H

1964 r . — 3 .

T aM čy p re

B b m H C J ie H H e K o v e n i u x M OIUH

sp e

—

A cT p oM eT p H H B .

3 0 BaTbC H B o ro

B

IlT a H e K :

aC TpO H O M H H

oócep B aT op nň K p y jK K O B K am ra

—

—

h H o B b ie

J lB jíe H H H

h b

C eK aH H H a: npH n o -

M aU IH H

—

I\

B K O C M tr e e c K o S

EyaeM

TU

BpeM H

cbeaae

op6 h t

B U M H C .IH T e .lb H b lX

K ap cK H :

c k o ii.ic h h h Ha

mm

3? —

—

H 3

n o Jib -

H to

ho-

H a p O S H b lX

a CTPOHOMUM e c K H X k h h th Ha

H

H e6 e

n y 6 jiH b

(J> eB -

p a .te

C O N T E N T S I. R u p re c h t: S ta r C lu s te rs an d S t e l l a r A s s o c i a t i o n s o n t h e IAU A s s e m b ly in H a m b u rg 1 9 6 4 — Z. S e k a n i n a : C o m p u ta tio n o f C o m et a r y O r b its b y M e a n s o f C o m p u tin g M a c h in e s — G. K a r s k ý : A s tr o m e tr y in C o s m ic A g e — N e w s In A s tr o n o m y — F r o m t h e P u b lic O b s e r v a t o r i e s a n d A s t r o n o m ic a l C lu b s — N ew B o o k s a n d P u b l i c a t i o n s — P h e n o m e n a in F e b r u a r y

Ř íš i h v ě z d ř í d i r e d a k č n í r a d a : J. M . M o h r ( v e d o u c í r e d . ] , J i ř í B o u š k a [ v ý k o n , r e d .) , J . G r y g a r , F . K a d a v ý , M . K o p e c k ý , L. L a n d o v á -S ty c h o v á , B . M a le č e k , O . O b ů r k a , Z . P la v c o v a , S . P l i c k a , J. Š t o h l ; t a j . r e d . E . V o k a io v á , t e c h n . r e d . V . S u c h á n k o v á . V y d á v á m in . š k o l s t v í a k u l t u r y v n a k l . O r b is , n . p ., P r a h a 2 , V in o h r a d s k á 4 6 . T is k n e K n i h t i s k , n . p ., p r o v o z o v n a 2 , P r a h a 2 , S le z s k á 1 3 . V y c h á z í 1 2 k r á t r o č n ě , c e n a je d n o t l i v é h o v ý tis k u K č s 2 ,— . R o z š iř u je P o š to v n í n o v in o v á s lu ž b a . I n f o r m a c e o p ř e d p la t n é m p o d á a o b je d n á v k y p ř ijím á k a ž d á p o š t a i d o r u č o v a t e l . O b je d n á v k y d o z a h r a n i č í v y ř i z u je P N S — ú s t ř e d n í e x p e d i c e t is k u , o d d . v ý v o z t i s k u , J i n d ř i š s k á 1 4 , P r a h a 1 . P ř ís p ě v k y z a s í l e jt e n a r e d a k c i Ř íš e h v ě z d , P r a h a 5 , Š v é d s k á 8 , t e l . 54 0 3 9 5 . R u k o p is y a o b r á z k y s e n e v r a c e jí , z a o d b o r n o u s p r á v n o s t o d p o v íd á a u t o r . — T o to č í s l o b y lo d á n o d o t i s k u d n e 7 . p r o s i n c e 1 9 6 4 , v y š lo 1 1 . le d n a 1 9 6 5 . A -1 4 * 4 1 7 9 9

Z rc a d lo v ý d a le k o h le d lid o v ě h v ěz d á rn y v H urban ovu . N a 4. str. o b á lk y je d e ta il to h o to p ř ís tr o je , fF o t o A. N e c k a ř — k e z p r á v ě n a str. 21.)

M t. P alom ar)

Recommend Documents