ROČNÍK 50 - 3/1969
Z á k la d n í c h a r a k te r is tik a te k titu — Ja k p ře sn é jso u n a še ča so v é s ig n á ly ? — Dvě a n g lic k é o b se rv a to ře — Co nového v a stro n o m ii — Okazy na ob loze
j o d r e l l B an k — r a d íc /a s tr o n o m ic k á o b s e r v a t o ř v A nglii. N a h o ře v lev o j e r a d i o t e le s k o p M ark I ( p rů m ě r z r c a d la 75 m ). D ole j e k o n tr o ln í m ístn o st r a d io t e le s k o p u M ark I. N a lev o o d o v lá d a c íh o sto lu je sta tiv s k a m e r o u p rů m y s lo v é te le v iz e , k t e r á p ř e n á š í o b r a z o k a m ž itý ch , s o u ř a d n ic s le d o v a n é h o o b je k tu d o p ro sto ru p ro n á v š tě v n ík y o b s e r v a t o ř e . ( S n ím k y A. R íikl, k č lá n k u n a str. 53./ Na p rv n í s tr a n ě o b á lk y jso u a to m o v é h o d in y H e w l e t t - P a c k a r d 5061A p ři p o r o v n á v á n í z á k la d n íc h h o d in A s tr o n o m ic k é h o ú stavu ČSAV v P ra ze d n e 29. z áří 1967. S v ětov ý č a s v o k a m ž ik u p o ro v n á v á n í b y l 10h01m03s,9997859. ( F o to E. F a je k , k č lá n k u na str. 50.)
Ř íš e h v ě z d
Rudolf
R o č n ík 5 0 (1 9 69 ), č. 3
Rast:
ZÁKLADNÍ CHARAKTERISTIKA TEKTITŮ r
Jako tektity označil vídeňský geolog F. E. Suess ve své m onografii z r. 1900 zajím avé sklovité hmoty, které se vyskytují v jižn ích Čechách a na západní Moravě, v jihovýchodní Asii (ostrov B illiton ) a jinde. Slovo tektos znam ená v řečtin ě „tavený". Název tek tit tudíž vyjadřuje sklovitou povahu těchto přírodních hmot. Jihočeské tektity — u nás známé jako vltavíny — jsou proti světlu většinou zeleně průhledné jako zelené lahve od piva nebo od vína. Malé západomoravské vltavíny jsou ponejvíce olivově zelené a hnědě průhledné; větší a tlustší kusy jsou skoro neprůhledné až zcela neprů hledné. Na povrchu m oravské bývají černé, m atné až lesklé. Moravské vltavíny se vzhledem značně podobají tektitům z Indočíny, z Indonésie, z M alajsie, z Filipín, z Austrálie, z Pobřeží slonoviny a z Texasu v USA, k teré jsou rovněž sytě černé, neprůhledné a dosti lesklé. Zelené vlta víny z Čech se podobají tektitům z Georgie v USA. Nápadný je také povrch tektitů. Bývá vrásčitý, s rýham i, jam kam i, rovnými i zakřive nými, krátkým i a dlouhými apod. Jan Sv. Presl v r. 1836 srovnával povrch našich vltavínů s povrchem sušených slív. A ustralské tektity m ají uprostřed „jakoby rovníkový lem “. Existují však i vodním tran s portem obroušené tektity. Takovým však zpravidla chybí povrchová skulptace a bývají m atné. Nápadné je , že tektity jsou pom ěrně m alé. N ejvětší tektity z Laosu váží 3200 g (typ Muong N ong), jiný celotvar od Muong Nong v Laosu vážil skoro 2000 g. Ale tak velké jsou vzácností. Obvykle váží n ale zené kusy 3 g — 5 g — 10 g — 20 g — 50 g. N ejvětší známý z Filipín váží 1070 g, z M alajsie 750 g, z Jávy 400 g, Podle G. B akera váží n ejtěžší australit 238 g ; po doplnění ch y b ějící čá sti by se zvýšila jeho váha na 265 g. Jen dva nalezené australity váží přes 200 g. N ejtěžší tektit z Pobřeží Slonoviny váží 350 g. W. Easton z cínovcových náplavů ostrova B illiton uvádí n ejtěžší te k tit 225 g. N ejtěžší český vltavín, popsaný V. Bouškou a R. Kurkou v r. 1961 a darovaný jm enovaným i do sbírek Národního muzea v Praze, váží 90,8 g. N ejtěžší moravský vltavín z Terůvek u Třebíče vážil 235 g (po dle R. Dvořáka r. 1913). N ejtěžší známý moravský vltavín, uložený v Západomoravském muzeu v Třebíči, je z cihelny od Hrotovic a váží 220 g. Průměrné váhy tektitů jsou dosti malé. Dosavadní údaje v literatu ře se tý k a jí ponejvíce větších sbírek a není rozlišováno, zda průměrná váha byla určována je n na tzv. celotvarech nebo na úlom cích. Sbě ratelé tektitů upoutají spíše větší kusy nežli úlomky. Např. publikované údaje prům ěrných vah australitů k o lísa jí podle jednotlivých sbírek:
41
Obr. 1. F ilip in ity p o d le H. O. B e y e r a . Dva n ejvětS Í jso u tzv. typu „ b lk o V . N a o br. je d á le v id ět rů zn ě v e l i k é p iš k o t o v it é c e lo tv a r y , j e d en m a lý h ru šk o v itý c e lo tv ar a v ro h u tzv. p ř ív ě s e k .
C. Fenner udává pro 3920 australitů Shawovy sbírky průměrnou váhu n ecelý 1' gram a pro 7184 australitů Kennettovy sbírky 6 gramů. Podle známého množ ství jed notlivých tektitů ve veřejných a větších soukrom ých sbírkách je asi tento stav nasb íra ných tektitů: vltavíny pod 35 000, australity 40 000, indočínity více než 40 000, m alajsian ity 7500, javanity 7000, filipin ity 500 tisíc, bediasity 2000, georgianity asi 30, tektity z Pobřeží slonoviny asi 200—600. Celkový po čet nasbíraných tektitů na celém světě lze od hadnout zhruba na 650 tisíc kusů a je jic h ce l kovou váhu asi na 3— 4 tuny. Je přirozené, že je to je n m alá část toho, co je dosud skryto v sedim entech rozlehlých pádových polí. N ejsta rší p ís e m n é zp ráv y a n á z v o slo v í. N ejstarší písem ná zpráva o tektitech je z Cíny z poloviny 10. sto letí n. 1. v knize „Ling Piao Ji“ (Zpráva o podivuhodnostech za nankingským i horam i v provincii Kvantu n g ); v ní se zmiňuje Liu Sun z dynastie T’ang o „inkoustových kam e nech boha blesků1' (L ei Gong M oJ. Jsou tím m íněny č e r n é jih o čín sk é tektity, k teré dnes zahrnujem e do skupiny indočínitů. V Evropě je nejstarší písem ná zpráva o tek titech od pražského rodáka, universitního profesora přírodních věd a technologie (hlavně porcelánu) Josefa Mayera z r. 1787. Ten pod jm énem „ch ryzolit11 popsal jih o české zelené vltavíny, nalezené u Týna nad Vltavou. (J. Mayer mylně řadil zelené vltavíny k drahokamové odrůdě zeleně průhledného olivínu, čili k chryzolitu.) Jelikož čín ská zpráva o tektitech zapadla na dobu celého tisíciletí, byl až do r. 1963 (resp. 1966) považován Josef Mayer za prvního badatele, který se zajím al o tektity a upozornil vědecký svět na tyto zajímavé přírodniny. 42
V levo o b r. 2. O p tick y a n lz o tr o p n í v ltav ín z již n íc h C ec h m á m e z i z k ř íž en ý m i p o la r o id y tem n ý k ř íž , k t e r ý o to č e n ím o 90° s e zrněni v e d v ě r a m e n a h y p e r b o ly . J e t o p r o je v c e l k o v é h o v n itřn íh o p n u tí v e v lta v ín o v ém s k l e . — V p rav o o b r . 3. S c h e m a t ic k ý p rů řez k n o flík o v it ý m a u s tr a lite m ( z v ě t š e n o ) . V z n ik l z k u lič k y p ří je jím p rů le tu a t m o s fé r o u j a k o v ý s le d e k a b la c e . R o z ta v en é v r s tv ič k y s k lo v tn y n a č e ln í s tr a n ě k u lič k y b y ly p o s tu p n ě z a letu p ř e m is ť o v á n y t la k e m vzdu chu d o stra n , a í v z n ik l n á p a d n ý le m k o le m já d r a ( t e č k o v a n á č á s t / . ( J e to tzv. d r u h é ta v en í a u str a litů .)
První m ineralogický popis vltavínů podal v r. 1792 jk T. Lindacker. Je objevitelem fluidálnosti (šlírů ) vltavínského skla, výskytu vnitřních bublinek a autorem první teorie o vzniku vltavínů. Podle něho by vlta víny mohly v2 niknout činností sopečnou, nebo by to m ohla být stará um ělá skla. Od počátku 19. století se používá k označování vltavínů různých n á zvů: chryzolit, vodní chryzolit pro broušené, pseudochryzolit (M. Klaproth 1816), bouteillenstein (tj. lahvový kámen, A. Breithaupt 1823], u šlech tilé obsidiány (O. L. Erdmann 1832), český obsidián. N ynější název vltavín je překlad z něm eckého Moldavit. Autorem tohoto ozna čen í byl F. X. M. Zippe (1836), který podle názvoslovných zvyklostí v m ineralogických vědách zavedl term ín Moldavit podle něm eckého jm éna Moldau Tein v jižn ích Čechách. Toto české m ěsto (i v r. 1836 če sk é ) je Týn nad Vltavou. Novým pojmenováním ch těl Zippe odstranit klam ný a nesprávný název „chryzolit11 a „obsidian“, protože patřily již zcela jiným přírodninám. Název „lahvový kám en“ byl také n e vhodný z toho důvodu, že vltavíny byly broušeny a leštěny ja k o ozdob ný kámen. Již tehdy byly pravé a cen n ější vltavíny falšovány zeleným sklem lahví od vína. Od dob Zippeho začíná převládat název moldavit, který byl J. Sv. Preslem v jeho učebnici m ineralogie z r. 1837 pozměněn na moldavec a později zcela počeštěn na vltavín. S objevy tektitů v jin ý ch částech světa byly pro ně vytvóřeny po stupně m ístní názvy, jako australity, billitonity, indočínity, javanity, filipinity (tj. rizality ), bediasity (z Texasu, USA), georgianity (Georgia,
43
Obr. 4. M oravské vltavíny. Větší nahoře z Krochot u Třebíče (váha 153 g, Západom oravskě muzeum v Třebíčí], Spodní z Duko van (váha 40 g, sbírka V. OulehlaJ. USA). Tektity z Pobřeží slonoviny v záp. Africe lze označit ja k o ivority. Pod pojmem indočínltů zahrnujem e tektity z Laosu, z Thajska, ze sever ního a jižního Vietnamu a z již n í Číny. C h a r a k t e r is t ik a v ý s k y tů. Na n alezištích n ajd e me tektity přímo na po vrchu nebo v nepatrné hloubce. Např. vltavíny se vyskytují na povrchu polí v širokém okolí Čes kých Budějovic nebo T řebíče a Moravského Krumlova. Velmi často je nacházím e ve stěn ách pískoven svrchně třetihorního stáří. U nás ne jsou hlouběji než asi 10 m pod povrchem terénu. Vzácně se vyskytují vltavíny i v šedozelených jílovítých sedim entech, jako např. v cihelně u Besednice v Čechách. Z původních, n ejstarších , svrchně třetihorních sedimentů se dostaly vltavíny přeplavením i do čtvrtohorních štěrků dnešních řek. Takovým případem je právě již zmíněný n ejtěžší český vltavín ze štěrků a písků Nežárky u V eselí nad Lužnicí, vltavíny z povodí Dyje u Znojma aj. Celkové množství dosud nalezených vltavínů za dobu asi 180 let lze odhadnout nejvýše až na 30— 40 tisíc kusů. To je je n m alá část našich vltavínů. V zem inách pádové oblasti je jic h dosud skryto p rak ticky nevyčerpatelné množství. Podle F. Hanuše (1928) může být kolem 20 miliónů kusů vltavínů s celkovou váhou 100 tun. Podle nového odha du VI. Boušky a R. Rosta (1969) je celkové množství vltavínů 275 tun. V jihovýchodní Asii a Austrálii je tektitů určitě mnohonásobně vtce. Nálezová oblast čs. vltavínů je poměrně m alá: délka asi 150 km, šířk a asi 40 km. Střed tohoto pruhu je však bez nálezu vltavínů. Je to prostor od Jindřichova Hradce až skoro k Třebíči. Pádové pole indočínitů, australitů, filipinitů i tektitů z M alajsie a Indonésie je n e srovnatelně větší. Jsou to oblasti s rozměry v tisícovkách kilometrů. Australitů již bylo nasbíráno mnohem více nežli vltavínů. Průměrná váha jednotlivých australitů je však menší nežli vltavínů. Poměrně
44
Obr. 5. Nahoře čtyři vlta víny itykopané v pískovně u Ločentc (jiZně od Čes. Budějovic); sběr F. MarouSek. Dole je největší český vltavín I váha 96,8 g) od Veselí n. Lul. f Národní mu zeum, Praha). hodně je filipinltů a je jic h průměrná velikost dosti převyšuje velikost vltavínů. Také tektitů z Thajska, Laosu, Kam bodže, obou Vietnam ů je 7 Íc e a prům ěrná velikost je rovněž větší. Musíme vzít v úvahu i skutečnost, že v oblastech jv. Asie, zarostlých tropickou ve getací, je m ožnost nálezů snížena nedostatečným i přirozeným i odkryvy ze min. Také v ce lé jihový chodní Asii, v ce lé jižn í polovině australského kontinentu, v západní A frice (Pobřeží slono viny), v Severní Americe (Texas, Georgia) se tektity n ach ázejí na povrchu terénu nebo je n v m alé hloubce ve štěrkop íscích, hlínách nebo lateritech aj Absolutní stáří tektitů, zjištěn é moderními metodami, založeným i na radioaktivním rozpadu některých prvků, se udává v m iliónech let přibližně ta k to : bediasity a georgianity 34, vltavíny 14,8, Pobřeží slo noviny 1,3, javanity 0,6, indočínity 0,6, filipinity 0,8, au strality 0,6 (W. Gentner— J. ZMhringer). Z uvedených dat vyplývá, že tektity se vyskytují jen v m ladších geologických útvarech, v třetih orách a čtvrto horách. Podle hodnot absolutního stáří se rozpadají tektity na čtyři skupiny. S tru čn á m o r fo lo g ig tek titů . Tvar je dosti podobný na celém světě. Nepoškozené celotvary m ají podobu kuliček, v ajíček , cibule, hrušky, tlustých čoček, jad er (c o re s ), soum ěrných kapek (s lz ), zploštělých kapek, které mohou být rovné nebo prohnuté. Zajím avé a vzácn ější jsou tvary piškotovité (čink ovité) nebo tvaru kanoe apod. Při pádu na povrch Země se většina celotvarů tektitových rozbila na ostrohranné, tvarově rozm anité úlomky. U vltavínů jso u nápadné i ploché nebo zakřivené disky se ztluš-
45
tělým i o k raji apod. Mnohé tektity obsahují uvnitř různě veliké dutiny. V neotevřených dutinách bylo zjištěno dosti vysoké vakuum s obsa hem vzácných plynů. H e, Ne,. dusíku aj. Rozbitím celotvarů, plných i s velikou vnitřní dutinou, vznikly rozmanité úlomky tektitů. Do plňováním velikých úlomků vltavínových lze vypočítat, že původní celotvary českých i m oravských vltavínů před rozbitím měly váhu až i kolem 500—600 gramů. Jinak však zachované celotvary ze záp. Moravy m ají v průměru větší váhu nežli z jižn ích Čech. P ov rch je velmi ch arakteristick ý. Na zachovaných vltavínech vidíme četně rýhy, jam ky a mezi nimi různé výčnělky. Jam ky, rýhy a vý čnělky vytvářejí tzv. skulptaci povrchu. Na některých kusech je skulptace rad iálně nebo souměrně uspořádaná, ponejvíce je však zcela n e pravidelná. Skulptování povrchu zcela nebo zčásti chybí na obrouše ných vltavínech. U takových pak předpokládám e vodní transport v dří v ějších dobách, případně i pobyt v tzv. mrazových hrncích,, nebo posun tzv. půdotokem (so liflu k cí) v době čtvrtohorní. N ěkteré vltavíny m ají na povrchu silný lakový lesk, většina je jich však je n pololesklých a dosti je jich zcela m atných, n elesklých. B arv a a jin é v la stn osti. V ětšina tektitů je neprůhledných. Jen ten ké střípky nebo vybroušená destičky jsou dobře průhledné. Ponejvíce jsou hnědě průhledné. V ětšina světových tektitů má ve větších kusech zcela černou barvu. Černou barvu na povrchu má také většina vltavínů z Mo ravy. Tenké úlomky z Moravy jsou hnědě průsvitné. České vltavíny však ve většině případů jsou zelené až tmavě zelené. Proti světlu jsou obvykle průsvitné a jeví zelené zbarvení v různých odstínech. Na čerstvých lom ných ploškách tektitů vidíme lasturnatý lom a ty pický silně skelný lesk. Tvrdost sk la tektitů je 6,5 podle Mohsovy stupnice tvrdosti (m ezi tvrdostí živce 6 a křem ene 7 ). I sp ecifick á váha je o něco nižší nežli křem ene, kolem 2,40. Mezi zkříženým i polaroidy jsou tvarované tektity nebo je jic h úlomky anizotropní. To nasvědčuje velmi rychlém u ochlazování celotvarů tektitů. Např. o ch la zování mrazivým vzduchem vyšších vrstev atm osféry, případně pádem do vody. C hem ism u s. Po strán ce chem ického složení jsou všechny světové tektity velice podobné. Vesm ěs jsou to silně křem itá skla, s vysokým obsahem kysličníku křem ičitého kolem 70—80 % SiOi. Tím se výrazně liší od složení obyčejných skel okenních, lahvových aj. V souvislosti s neobvykle vysokým obsahem kysličníku křem ičitého m ají tektity i mnohem vyšší bod tání (až 1400° C) proti obvyklým sklům a sou časně ' zřetelně nižší index lomu světla a specifickou váhu. Právě ta nápadná jednotnost chem ického složení tektitů po celém světě je pře svědčivým důkazem toho, že tektity nejsou um ným i skly, ale skly přírodními. Mnohem více nežli obyčejným umělým sklům se podobají tektity obsidiánům. Obsidiány jsou rych le a sklovitě utuhlé lávy n ěkterých hornin, zvláště ryolitů. Podobnost s obsidiány je tak velká, že ve s ta r ších dobách byly tektity považovány za obsidiány nebo je jic h odrůdy. Dnes však dovedeme sopečné obsidiány snadno rozlišit od tektitů. Obsidiány m ají podstatně vyšší obsah vody. Chybí jim fluidálnost, šlí-
46
Obr. 6. Vlevo tři australlty s ablačním i lem y, rub a líc. Vpravo dvě protáhlé ka p ky z Lang Blan, Jli. Vietnam Ip od le A. L acroixe). Pod australity d ole vzorek darw lnského sk la z Tasmánie, vália asi 2,5 g. Vpravo dole Sest bom biček černého kráterového skla od Wdbaru, Arábie (n ejdelší ka p ka 10 mm). Podle V. E. Barnese.
47
rovitost, zrníčka lech atelieritu aj. Proto a je ště z jin ý ch důvodů [např. geologického výskytu) je zcela vyloučen sopečný vznik tektitů. O drůdy. Kromě celotvarů tektitových, kapek, disků, tvarů činkovitých a rozm anitých je jic h úlomků se vyskytuje je ště zvláštní typ tektitů kusových, které dostaly označení je jic h původního naleziště v Laosu Muong Nong. Typ Muong Nong byl zjištěn vedle obyčejných tvarova ných tektitů nebo je jic h úlomků v největším množství v Indočíně, zvláště v Laosu, v Kambodži, v jižním Vietnamu aj. Typ Muong Nong se nachází hrom adně za takových podmínek, že na m ístech výskytu lze předpokládat velké kaluže roztavené skloviny tektitů. Typ Muong Nong má vrstevní uspořádání bublinek nebo barevnosti skloviny a opticky je izotropní, což nasvědčuje pomalému chladnutí. P ůvod tek titů . Od roku 1787 bylo uveřejněno již mnoho teorií o vzni ku tektitů. Můžeme je rozdělit zhruba na dvě skupiny, na teorie po zem ské a na teorie mimozemské. Teorie pozemské uvažují vznik te k titů na povrchu naší Země. Teorie mimozemské uvažují vznik tektitů mimo naši Zemi, např. na M ěsíci nebo v kosm ickém prostoru. Velmi závažné skutečn osti nasvědčují tomu, že tektity vznikly při n ějak é krátkodobé k atastrofick é události, při které došlo k uvolnění obrov ského množství tepelné energie. Uvažuje se o dopadu ohrom ných m e teoritů nebo i kom et na Zemi, případně i na Měsíc. V m ístě dopadu se prom ění pohybová energie komety v tepelnou a roztaví povrchové horniny, k teré jsou pak vym rštěny do prostoru beztíže a spadnou na povrch Země jako tektity. V elká část australitů a něk teré javanity m ají takový tvar, že jím musíme přiznat průnik zemskou atm osférou kosm ickou ry ch lostí asi 8—11 km/s. Nepřímé známky aerodynam ického opracování povrchu tektitů byly zjištěny i na jednom bediasitu (E. A. King Jr. 1964) a pravděpodobně i na dvou vltavínech (E . C. T. Chao 1962, R. Rost 1966). Z uvedeného vyplývá, že k řešení tektitové otázky je zapotřebí pro studovat vlastnosti a výskyty všech světových tektitů. Ukazuje se stále přesvědčivěji, že vlastnosti tektitů v různých částech světa jsou tak podobné, že je musíme studovat kom plexně a z hlediska světového. Jin á p říro d n í s k la . Kromě tektitů a sopečných obsidiánů existu jí je ště jin é přírodní sklovité hmoty. Jsou to fulgurity a pseudofulgurity. Tyto sklovité hmoty vznikají v m ístech, kde blesk udeří do skály, -zeminy nebo písku. Pseudofulgurity jsou obdobné fulguritům s tím rozdílem, že se tvoří v m ístech styku přetržených drátů dálkového elektrickéh o vedení s vysokým napětím se zemí, zvláště ornicí. Další přírodní sk lo vité hmoty jsou sk la z m eteoritových kráterů nebo z je jic h blízkosti. Sem n áležejí např. sk la od m eteoritového k ráteru Wabar v Arabské Obr. 7. Vlevo nahoře indočínlt z Thajska, váha 50 g. Vpravo nahoře tektit z jižní Číny, ostrov Tan Hat (m írně zvětšeno). Dole mtkrofotografíe šlír v destičce 1 mm tlusté z jih očeskéh o vltavínu mezi zkříženým i polaroidy. (Zvětšeno asi 4krát.) Pod thajským tektitem je malý dutý javanit podle von Koenigsuialda. Odlomenou částí je vidět chlípení čelní stěny ja ko dů sledek rozpálení při průletu atm o sférou. Průměr duté ku ličky 1 cm. (Všechny obrázky zhotovil prof. dr. R. Rost.)
49
poušti, sk la kolem m eteoritových kráterů v oblasn a Henbury v Austrá lii, dále sk la kolem kráteru Ries u Nordlingen v záp. Bavorsku, sk la kolem kráteru Bosumtwi v Ghaně, kolem kráteru Aouelloul na Sahaře v M auretahii, sk la z Libyjské pouště v sev. Africe a tzv. darw inské sklo z Tasm ánie. V šechna tato přírodní skla m ají n ěkteré vlastnosti shodné s tektity, ale k pravým tektitům je nelze přiřadit. P seu d o tek tity . Na počátku dvacátého sto letí byly popisovány z Čech skleněné kuličky s vltavínovým povrchem (sk u lp ta cí). Brzy se však přišlo na to, že jsou to um ělá skla, která dlouhým ležením např. v ornici, případně i v říčn ích tocích, získala chem ickým leptáním skulptovaný povrch, který připomíná vltavíny. Je pom ěrně snadné podle husto ty a indexu lomu světla i podle jin ý ch znaků nebo i chem ického slo žení je spolehlivě odlišit od vltavínů i jin ý ch tektitů. Sem mohou být přiřazeny i tzv. m arekanity, což jsou vlastně obsidiány. V ýznam tektitů . V 19. sto letí byly české vltavíny používány a brou šeny jako oblíbený ozdobný zelený kámen. F. Hanuš např. udává, že v turnovských brusírnách bylo zpracováno asi 100 kg vltavínů. Brzy se však přišlo na to, že je lze napodobit zeleným lahvovým sklem . Falšování mělo za následek, že se přestalo používat vltavínů jako ozdobných kamenů, protože je n znalec vltavínů mohl padělek roz poznat. [Např. v průhledu s použitím mikroskopu a vhodné im erze po dle fluidálnosti i šlírovitosti vltavínového skla, podle zrníček lech atelieritu, podle optické anizotropie apod.) V současné době se používá p ěkn ějších tvarovaných a dobře skulptovaných vltavínů v neopracovaném stavu jako ozdobných kamenů. K oblibě přispívá různost a individuálnost těchto ozdob a v neposlední řadě i dosud záhadný původ vltavínů. Jinak nem ají tektity praktické použití. Jsou předmětem zájmu sběratelů a badatelů. M ají je n vědecký význam pro geochem ii, astronom ii a příbuzné obory. Vladimír
Ptáček:
J AK P Ř E S N É J SOU NAŠE ČASOVÉ SIGNÁLY S" touto prostou a přirozenou otázkou se pracovníci v chronom etrii setk áv ají velmi často. Je jí jednoduchost je však jenom zdánlivá, a tak odpověď bývá, k překvapení tazatelů, velmi obšírná. Chceme-li se tu nyní pokusit o vysvětlení, musíme si uvědomit, že ptám e-li se po přes nosti, máme patrně na m ysli souhlas časových signálů se „správným časem ". Proto je třeba nejdříve si něco říci o tom, čím je správný čas dán. „ ’ Jak nám poví každá učebnice astronom ie, odvozuje se světový čas (TU ) z otáčení Země. M odernější učebnice uvádějí ještě, že čas TU není rovnoměrný, protože zem ské póly nejsou stále na témž m ístě a ani úhlová ry chlost otáčení Země není stálá. Vidíme tedy, že tu je hned několik druhů času TU, podle toho, které ze zm íněných rušivých vlivů se respektují. Rozlišování a značení těchto časů upravil IX. kon gres M ezinárodní astronom ické unie v Dublinu 1955. Tak čas TUO obsahuje ja k vliv pohybu zem ských pólů, tak i sezónní změny rotace Země; je tedy značně nerovnom ěrný. Čas TU1 je opraven o vliv po
50
hybu pólů a TU2 navíc 1 o sezónní změny rotace. Proto je čas TU2, prozatím ní rovnoměrný čas, zavedený v r. 1956, dosud nejlepším časem, který jsm e schopni z ro tace Země odvodit. Donedávna byl jediným základem , se kterým se porovnávaly časové signály. Nyní sl tedy již můžeme p řesn ěji form ulovat svou otázku a pokusit se o odpověd. Zeptejm e se, jak ý byl v době používání TU2 souhlas čs. časových signálů s tímto časem . Vezm em e-li za základ definitivní ča s TU2, ja k je j z výsledků práce několika d esítek časových stan ic vytvářelo M ezinárodní časové ústředí v Paříži ( B IH ], pak např. v obdo bí let 1959—1960 byl signál OMA 2500 v průměru o 15,6 ms za TU2 při střední kvadratické odchylce ± 1 6 ,1 ms. P ok raču jící zdokonalování křem enných hodin a využití kvantové elektroniky (sledování rezonancí v atom ech a m olekulách různých lá tek ) ke stabilizaci km itočtu způsobilo zajímavý obrat. Hodiny dávaly čas, který n ejen krátkodobě, ale i v dlouhých časových obdobích byl mnohem rovnom ěrnější než TU2. V tom totiž i nadále zůstal vliv n á hodných a nepředvídatelných změn úhlové rych losti rotace Země. Proto se role vyměnily a nepravidelná ro tace Země se sledovala podle zaru čen ě rovnoměrného chodu hodin, a všechny z jištěn é odchylky se bez váhání připisovaly zmíněným náhodným výkyvům ro tace Země. Tím ovšem čas TU2 ztratil svůj základní význam a bylo třeba se po ohlédnout po vhodné náhradě. Ta byla nalezena právě v zařízeních, využívajících atom ových a m olekulárních rezonancí, zvaných všeobecně atomové hodiny. Je jic h hlavní přednost, velká dlouhodobá pravidelnost chodu, se zpočátku zdála znehodnocena nem ožností trvale n ep řetrži tého chodu. Jakák o li porucha, jež u p řístro je vytvořeného člověkem je ovšem pravděpodobná, totiž nenapravitelně poruší souvislost časové stupnice hodinam i vytvářené. Teprve tehdy, když bylo uvedeno do pra videlného používání větší množství atom ových hodin na různých m ís tech na Zemi a zajištěn o i je jic h vzájem né porovnávání, podařilo se prakticky vyloučit přerušení časové stupnice a vysoká stálo st chodu se mohla plně uplatnit. Bylo možné zvolit počátek nové časové stupnice, definitivně označit jednotlivé vteřiny, minuty a hodiny, a tak vytvořit nový základ časo míry. Tímto způsobem skutečně vznikal postupně od r. 1956 integro vaný atomový čas, jakožto produkt skupiny vzájem ně porovnávaných hodin, p racu jících v různých státech . Pod označením TA je j od r. 1968 vytváří BIH. Atomový čas se účelně definoval tak, aby byl v jednoduchém vztahu k jinému, nám přirozeně danému, ale obtížně přístupnému času efemeridovému TE (zaveden od r. 1 9 6 0 ).* Ten je odvozen od oběhu Země kolem Slunce a jeh o sekunda je o něco k ratší než sekunda TU2, takže hodiny jdoucí v TE by se vzhledem k TU2 předbíhaly (během několika posledních let) v průměru asi o 2,0 ms/d. Také hodiny jdoucí v TA se proti TU2 předbíhají o stejný obnos, a pokud by se z nich vysílaly časové signály, mohlo by to při současném způsobu je jic h používání vést k určitým obtížím, zejm éna při navigaci. Proto byl pro potřeby vysílání časových signálů v r. 1964 zaveden další, koordinovaný čas * Viz Ř íše hvězd 8/1959, str. 153.
51
TUC, který se opírá o TA, a dá se z něho jednoduchým způsobem vypočítat (asi tak jako střední čas z hvězdného). Tento nový čas má velkou rovnom ěrnost času atomového a přitom se p říliš neodchyluje od TU2; může ho tedy v mnoha případech dobře nahradit. Vlivem náhodných změn ro tace Země nemůže ovšem ani TUC trvale souhlasit s TU2, a proto i časové signály, vysílané v TUC, m ají často značné odchylky od TU2. Čas od času se tyto odchylky v mezinárodním m ěřítku jednorázovým posunem všech signálů vyrovnají. Čtenáři to hoto časopisu si jistě vzpomenou, že pod tabulkou „Okamžiky vysílán) časových signálů 11, k terá je v každém čísle, se čas od času objeví po znám ka o takovém posunu. O posledním posunu v únoru 1968 je zprá va v RH 4/1968, str. 78. Je tedy ja sn é, že opravy časových signálů vzhledem k TU2 již n e vyjadřují je jic h přesnost. Od zavedení TUC se musíme zajím at o to, ja k n aše signály souhlasí s tím to časem . Porovnám e-li je s TUC, který vy tváří B1H, najdem e ve dvouměsíčním „Bulletin h oraire“ a od r. 1968 v cirk u lářích D, jež m ěsíčně vydává BIH , že signál OMA 2500 byl v období od července 1966 do června 1968 průměrně o 0,34 ms za TUC, při střední kvadratické odchylce ± 0 ,0 4 ms. Také pro většinu ostatních světových signálů najdem e korekce stejn éh o řádu. Pokrok proti situ aci v r. 1960 je podstatný. Dodejme ještě, že odchylky jednotlivých signálů od TUC se udávají pro okam žiky vysílání signálů, tedy pro moment, kdy impuls elek tro m agnetického vlnění vystoupí z vysílací antény. Donedávna se o ka mžiky vyslání určovaly z okamžiků příjm u tak, že se od ečetla doba šířen í od vysílače k p řijím ači. A právě nedostatečná znalost doby š í ření, plynoucí z nepřesné znalosti skutečné dráhy, kterou se rádiové vlny šíří (odrazy od io n o sféry ), snižovala spolehlivost přiřazení TUC k okamžiku vyslání signálu. V nejlepším případě se dalo dosáhnout n ěk olika desetin ms, ale při větších vzdálenostech byla n ejisto ta až 1 ms. P řekonání této nesnáze bylo možné teprve v poslední době, kdy bylo vyřešeno přímé porovnávání vzdálených hodin s nejistotou m enší než 1 ns. Jedním ze způsobů je převoz hodin, k teré ovšem musí m ít vyni
52
stavy s pařížskou se poprvé uskutečnilo během X. zim ních olym pijských her v Grenoblů (ŘH 4/1968, str. 76) a pak znovu v červenci při pře nosech z Wimbledonu a v říjnu při přenosech z XIX. olym pijských h er v Mexiku. Uvedené způsoby přímého porovnávání hodin dovolují bez prostředně vztahovat okamžiky vyslání signálů k m ezinárodním u času TUC, ja k je j vytváří BIH v Paříži. Tím je i n a z n a č e n a cesta, ja k do spět k podstatnému zlepšení časové jed notnosti v celosvětovém m ě řítku. Aby byl podchycen popsaný vývoj v oblasti jednotného času, m ění se od ledna 1969 i způsob, kterým se v ŘH již od r. 1957 udávají odchylky časových signálů. Opouští se TU2 jako základní čas a signály se vztahují na pražskou soustavu koordinovaného času TUCPr. Protože se odchylky mění velmi málo a pomalu, nem á sm ysl je udávat pro kaž dý den, ale sta čí pětidenní efem erida k m ezinárodně přijatým datům, jím ž přísluší juliánský den dělitelný pěti. Současně je udáván i vztah TUCPr k TU2, a oprava plynoucí ze sezónní variace ro tace Země, kterou se převede TU2 n a T V Í. Podrobnější vysvětlivky obsahuje ta bulka v tomto čísle ŘH. Domnívám se, že m odernější způsob publikace oprav časových signálů přináší zájem cům vedle lepšího obrazu o p řes nosti signálů je ště další užitečné inform ace. Antonín
Rfikl:
DVĚ A N G L I C K É O B S E R V A T O Ř E Turista, putující po Anglii, si rozhodně nemůže stěžovat na nedo statek dojmů a zajím avostí. A to ani tehdy, m á-li n ějak blízko k a stro nomii a pošilhává po objektech ze svého oboru. C estu jící astronom by asi m ěl především navštívit starou observatoř — nyní astronom ické m u seu m v Greenwichi — a na tomto h istorickém m ístě o ficiáln ě vstoupit na západní polokouli přes nultý poledník, natřený bílou barvou. Chci se zde však zm ínit o dvou jin ý ch m ístech, která mohou p řátele astro nomie zajím at. S jistou reservou by se o nich dalo v superlativech říci, že jd e jed n ak o n ejsta rší a jednak o nejm od ernější observatoř na anglické půdě. S to n e h e n g e — p o z o r o v a t e ln a z d o b y k a m e n n é . Asi 10 km severně od m ěsta Salisbury v jižn í Anglii je m írně zvlněná k rajin a, tém ěř holá a za mlhavého počasí opuštěná a chmurná. Na vyvýšeném m ístě, z dálky viditelném, trčí k nebi trosky mohutné kam enné stavby — Stonehenge. Až k objektu vede znam enitá asfaltová siln ice, ale přijedem e-li blíže, zjistím e, že celý objekt je obehnán vysokým plotem z ostnatého drátu v němž chybí vjezd či alespoň vchod. Zato objevíme při zemi nená pádný ukazatel, h lá sa jící, že na druhé stran ě siln ice je parkoviště A skutečně, za terénní vlnou je schováno parkoviště úctyhodných roz měrů. Vystoupíte tady z vozu a rozhlížíte se, ja k se dostat přes siln ici a za ty ostnaté dráty. Stranou objevíte u nenápadné zídky při zemi ukazatel s výmluvným nápisem „T ick ets", ukazující kam si do polí směrem od Stonehenge. A za zídkou je opravdu n ejen pokladna, ale i prodejna suvenýrů, stánek s občerstvením atd., vše schováno v zářezu 53
pod úrovní terénu. Odtud je přístup podchodem pod siln icí přímo na pláň s kamennou stavbou. Když se pak rozhlížíte od prastaré pozo rovatelny po obzoru, nic neruší původní panorám a. B ritští pam átkáři rozumí svému řemeslu. Turistický pud žene návštěvníka především do středu Stonehenge, aby obdivoval monum entální dílo, staré tři a půl tisíce roků. A není-li informován, opustí turista skupinu opracovaných balvanů v přesvěd čení, že „udělal" Stonehenge (neboť sváteční turista si zakládá na tom, kolik hradů „udělá" za jednotku času). Z asvěcenec však nejdříve obejde kam enné trosky v uctivé vzdále nosti, podél kruhového příkopu o průměru 90 m. U vnitřního obvodu příkopu je patrná část z původních 56 jam ek, rozložených s vysokou přesností ve stejn ý ch vzdálenostech od sebe na obvodu kruhu. Dále jsou na stejném kruhu čtyři pozorovací stanoviště: dvě z nich jsou vy tyčena kam eny a druhá dvě jsou ohraničená mělkou stružkou. Během obchůzky se přiblížíme k tzv. Slunečním u kameni, což je vysoký menhir o váze 35 tun, sto jící osam oceně ve vzdálenosti 76 m od středu stavby sm ěrem na severovýchod. Uvedený okruh 56 jam ek, dále čtyři stano viště, střed kruhu (nen í vytyčen) a Sluneční kám en — to jsou n e j sta rší a z hlediska účelu stavby n ejd ů ležitější čá sti Stonehenge, vzniklé v období kolem r. —1800. Můžeme se právem domnívat, že v tomto stavu byla stavba schopna plně sloužit svému původnímu účelu, tj. jako observatoř. Teprve dodatečně, ja k potvrdil výzkum, vznikla mohutná kam enná ohrada, je jíž svislé pilíře čn ějí do výše 4 m nad zemí a váží průměrně 25 tun. Nahoře byly menhiry spojeny přesně opracovaným i kvádry, zajištěným i kamenným i čepy. Uvnitř kruhové ohrady o průměru 30 m dosud sto jí čtyři z původních pěti trilitů (trilit — tři kam eny, dva svislé a nahoře překlad ). Ty se právem těší n ejvětší pozornosti, pro tože ani dnes by nebyla m aličkost ručně opracovat, dopravit vztyčit kvádr o délce 9 m a váze 45 tun, což jsou rozměry největšího kam ene ve Stonehenge. Jaký to byl lid, schopný takového díla prakticky ho lým a rukama a jistě i s velkým „fo rtelem "? Ve starší populární lite ratuře se dočtete, že to prý byli druidové — k eltští kněží — ale ti působili v Anglii mnoho století poté, co už bylo Stonehenge opuštěno. Stavitelé Stonehenge neznali písmo, a tím podivnější nám připadá to, co dokázali. ; Podrobný popis Stonehenge a jeho funkce jako astronom ické pozo rovatelny by zabral více m ísta, a tak zatím odkazujem e zájem ce na autorův článek ve 2. čísle „Kosm ických rozhledů", ročník 5 (1967). Zde v krátk osti poznam enejm e, že astronom ická funkce Stonehenge je dnes mimo veškerou pochybnost. Velkou zásluhu o výzkum v tomto sm ěru má prof. G. S. Hawkins z university v Bostonu (U SA ). Je jen otázka, do ja k é míry dnes dokážeme správně popsat a rekonstruovat všechny způsoby využití observatoře z doby kam enné. Zdá se, že v pod sta tě bylo využití stavby dvojí, nehledě ovšem k neastronom ickým aplikacím . Předně mohlo Stonehenge sloužit jako kamenný kalendář, určený ke sledování a předpovídání ročních období, nebo je jic h částí. D okla dem toho je právě soustava čtyř stanovišť, k terá spolu se Slunečním
54
S to n e h e n g e — p o h le d z e stř ed u k ru h u n a trillt p r o p o z o r o v á n í v ý ch o d u M ěsíce v n e /v ě tš í d e k lin a c i
kamenem, středem stavby a několika menšími kam eny definuje řadu spojnic, orientovaných přesně [tj. s chybou kolem 1°] do azimutů, ve k terých vychází nebo zapadá Slunce ve dnech slunovratů a rovnoden ností. N ejznám ější a nejdříve objevený je V ytyčený sm ěr na východ Slunce v den letního slunovratu, daný sp o jn icí středu stavby se Slu nečním kamenem a také spojnicem i protilehlých dvojic pozorovacích stanovišť. Slunce dosahuje při letním slunovratu deklinace + 2 4 ° (zaokrouhle-
55
no na celé stupně], při zimním slunovratu k lesá na — 24° a v rovno d ennostech má deklinaci 0°. Tomu pak odpovídají na dané zem ěpisné šířce určité azimuty východních a západních bodů příslušných denních oblouků Slunce. Slo žitější jsou změny azimutů východních a západních bodů den ních oblouků M ěsíce; m ěsíční dráha se vzdaluje od ekliptiky až o 5° a stáčí se vzhledem k eklip tice v periodě 18,61 roku. Mezní d eklinace M ěsíce proto k olísá asi od 19° do 29° a tomu opět budou na obzoru daného m ísta odpovídat určité body východu a západu. Jak ukázal Hawkins, jsou vhodně rozestavěným i kameny ve Ston e henge vytyčeny na obzoru body, odpovídající deklinacím $ = 24n + + 5m , kde m a n je rovno 0 nebo ± 1 . Je zcela nepravděpodobné, že by se stavitelům Stonehenge podařilo tyto směry vytyčit náhodou. Sam ozřejm ě, že nevytyčovali podle výpočtu, ani nem ohli znát příčiny změn azimutů. Zaznam enávali pouze to, co viděli. Poslední pochybnosti odstranil nedávný nález několika d esítek jam ek po kůlech, zarážených ve směru na Sluneční kám en při pohledu ze středu stavby. Všechny jam ky leží v sektoru azimutů, ve kterých vychází M ěsíc v úplňku, n ejbližším zimnímu slunovratu, během stáčen í uzlové přímky m ěsíční dráhy. Uvedené jam ky jsou stopam i po výtyčkách. Trvalo zřejm ě mnoho d esetiletí, než se stavitelům podařilo n ajít a definitivně, tj. pomocí kamenů, vytyčit všechny směry. Vyvrcholením je jic h úsilí bylo vztyčení pěti trilitů uprostřed kam enné ohrady. Úzké mezery mezi svislým i p ilíři trilitů dávají s protilehlým i mezerami v kam enné ohradě vždy jen jed en nebo dva možné průhledy na obzor — opět přesně do míst, kde vychází či zapadá Slunce nebo Měsíc v m ezních deklinacích. Je tu však ještě druhá možnost, ja k využít Stonehenge k astron o m ickým účelům. Pravidelné rozdělení 56 jam ek na obvodu kruhu a dále m enší soustředné kruhy ze 30 a 29 jam ek a z 59 m alých kam enů — to vše mohlo sloužit ke kalendářovým , ale také k jiným účelům. Je nepochybné, že Stonehenge umožňuje nepřímo sledovat stáčen í uzlové přímky m ěsíční dráhy a vzájemnou polohu Slunce a M ěsíce. Tak lze získat všechny potřebné údaje pro předpověď zatm ění Slunce a M ěsíce a zbývá jen otázka, zda si toho byli Stonehengští vědomi, a ja kou metodou^ pracovali. Hawkins a po něm i prof. Fred Hoyle navrhli již jednoduché postupy, um ožňující využít velký okruh 56 jam ek jako p očítač pro předpovídání zatm ění. Vzájemný pohyb Slunce a M ěsíce je přitom modelován n ěk olika kameny, pravidelně posunovanými po jam kách. Oba navržené postupy „fungují11, ale těžko dnes rozhodneme, který z nich byl používán, a zda to všechno nebylo jin ak . A tak opouštíme Stonehenge a odnáším é si odtud mnoho dojmů i otazníků. A také velkou úctu k lidem, k teří zde byli dávno před námi. „ Sto n e" značí v an gličtin ě kám en. „H enge" je starý tvar pro „hinge“, což v daném případě může znam enat střed otáčen í. Stonehenge je kam enný chrám , kolem něhož se o táčí vesmír. Je to jedno z míst, kde vznikala astronom ie. Je to M ekka astronomů a každý přítel astro nomie by tam měl jednou vykonat pouť. Pokud ovšem dostane vý jezdní doložku a devizové krytí. L id cv á r á d io o b s e r v a to ř J o d r e ll B an k. Především se omlouvám radioastronomům za titulek, ve kterém je světoznám é centrum radioastro-
56
nom ie označeno jak o osvětové zařízen í; vše bude dále uvedeno na pravou míru. Sam a observatoř Jod rell Bank je ovšem ústavem Man3hesterské university a leží asi 20 km jižně od M anchesteru. Mezi svě tovou veřejn ostí je dobře známa především jako středisko pro sledo vání kosm ických sond; to sice není hlavním úkolem observatoře, ale je to srozum itelné a dá se to dobře popularizovat. Pod jm énem observatoře se nám vybaví n ejsp íše představa obřího radioteleskopu o průměru 75 metrů, označovaného zde ja k o Mark I. Tato mohutná konstrukce skutečně vévodí ploché k ra jin ě a je dobře viditelná ze vzdálenosti mnoha kilom etrů. I to je asi jed en z důvodů, proč je observatoř cílem mnoha turistů. A zde je třeba říci, že turista je v Jodrell Banku vítaným hostem, pro jehož vůz je připraveno parko viště a pro něho sam otného zvláštní budova, bezprostředně sousedící s pozemkem teleskopu Mark I. Bylo by asi nošením dříví do lesa po pisovat vlastní observatoř a necítím se ani k tomu povolán. Chci se však zm ínit o oné budově pro návštěvníky, kterou bychom u nás asi nazvali „lidovou radiohvězdárnou“. V přízem ní budově m ají návštěvníci k dispozici tři velké prostory: foyer, přednáškovou síň asi pro 80 osob a galerii. Prohlídka obvykle začín á v přednáškové síni, kde běží zcela autom atizovaná non-stop před n áška s barevným i diapozitivy, seznam ující diváky se zařízením a úkoly observatoře. Odtud přechází návštěvník do foyeru, kde je umístěna vý stavka s modely a názorným i pomůckami vysoké úrovně. Námětově sam ozřejm ě převládá radioastronom ie a kosm onautika. S většinou mo delů si může návštěvník sám „pohrát" podle připojeného návodu. Všechno bezvadně funguje, což je samo o sobě už dosti šoku jící. Na dvou otočných stolech jsou fungující modely radioteleskopů. Ve vzdálenosti něk olika metrů je na konzole um ístěn malý „rádiový zd roj“ [v y sílač) a můžete si vlastnoručně nařídit pohybem v azimutu a ve výšce zrcadlo teleskopu na zdroj a sledovat na obrazovce oscilografu zachycený signál. Totéž lze opakovat se dvěma modely, zapojeným i jako interferom etr. Na sousedních panelech je demonstrován vztah těchto modelů ke skutečnosti. Velmi cenným exponátem výstavy je skutečný radioteleskop se zrcadlem o průměru asi 5 m, umístěný před budovou. Návštěvník vidí teleskop zasklenou stěnou foyeru a může sám přístroj ovládat podle jednoduchého poučení, které si přečte na ovlá dacím stole. Na stole je připravená tabulka obzorníkových souřadnic Slunce pro každou desátou minutu hvězdného času a cifern ík hvězd ných hodin je nad stolem . Pomocí prvků dálkového ovládání si nastaví návštěvník okam žitý azimut a výšku Slunce a sleduje přitom pohyby radioteleskopu za oknem. Pak může stisknutím tla čítk a uvést v čin nost registračn í přístroj, který po dobu jedné minuty zaznam enává rádiové záření Slunce. Z dalších exponátů zaujme Bakerova-Nunnova kom ora pro sledová ní um ělých družic, duplikát britské družice Ariel, hvězdný glóbus s vestavěným modelem sluneční soustavy (m ech anické planetárium ) a množství panelů, věnovaných hlavně posledním výsledkům kosm ic kého výzkumu. Zvláště poučný je panel aktualit, kde se dozvíte, na čem právě observatoř pracuje, ja k é jsou dosavadní výsledky m ěření a co tomu řík a jí vědečtí pracovníci. V době naší návštěvy začátkem
57
srpna 1968 byl panel zaplněn m ateriály o kvasarech a pulsarech. Po stisknutí tla čítk a na panelu jsm e vyslechli ze skrytého m agnetofonu stručný výklad k vystaveným m ateriálům o pulsarech. Z ostatních lákad el ve foyeru jm enujm e je ště knižní stánek, kde lze koupit odbor nou a populární literaturu, mapy, barevné diapozitivy atd. Další příjem né překvapení ček á návštěvníka v galerii, odkud je mož no z bezprostřední blízkosti pozorovat i fotografovat ocelové monstrum a nahlížet do oken nedaleké kontrolní m ístnosti, odkud je Mark I řízen. Ovládací pracoviště, jako ostatně celý rozsáhlý areál pracovišť observatoře, je od prostoru pro návštěvníky přísně oddělen, a je pří stupný výhradně z a m ěstn an ců m , případně hostům na písem né povolení ředitele observatoře. Řadový návštěvník si však na Jodrell Banku vůbec nemusí připadat jako nevítaný vetřelec. Nabízí se porovnání tohoto způsobu popularizace základního výzku mu s n aší praxí lidových hvězdáren. Obojí má jistě své přednosti a opodstatnění v historickém vývoji a m ístních podmínkách. Ovšem m álo která lidová hvězdárna může dát návštěvníkovi pocit, že je přítom en na skutečném vědeckém pracovišti světové úrovně, že se seznám il se špičkovou přístrojovou technikou, a že všechno to nákladné a zá hadné počínání má jistý význam pro vědu, pro společnost, i pro něho jako občana daného státu. Ze ani u nás není nevýznamné stále pře svědčovat veřejn o st a veřejn é čin itele o důležitosti a potřebě základ ního výzkumu, není jistě třeba rozvádět. Myslím proto, že bylo velmi moudré vybudovat v kopuli ondřejovského „dvoumetru" g alerii pro návštěvníky a lze si je n přát, aby se toto m ísto stalo po poutníky tuzem ské i zahraniční tak přitažlivé a známé, jako je Jod rell Bank v Anglii (což autor prohlašuje s rizikem , že bude zatracen od ondřejovských astronomů, poděšených vidinou zástupů, valících se na observatoř). Konečně není nevýznam ná ani ekonom ická strán ka věci. Vstupné na Jod rell Bank bylo, tuším, 4 šilinky za osobu a o návštěvníky roz hodně není nouze. O dcházející návštěvník si vezme u východu hezký barevný prospekt, kterým je zván k návštěvě nedalekého sídla Capesthorne s rozlehlým i zahradami, rybníčkem atd. Většina turistů pozvání přijm e. Opouští-li pak tu rista šlech tick é sídlo Capesthorne, nalezne u východu za řadou brnění, rodokmenů, portrétů předků a halaparten — Mark I, totiž velký model známého radioteleskopu a le tá ček s po zváním na nedalekou, světově proslulou observatoř Jod rell Bank. Také dobrý nám ět, n em yslíte?
Co nového v astronomii K O M E T A
T H O M A S
N. G. Thom as o b jev il na Lowellově hvězdárně (USA) v ran n ích hodinách 19. prosince 1968 novou kom etu. V do bě objevu byla na rozhraní souhvězdí Žirafy a Cefea a je v ila se jak o difúzní o b je k t 13. hvězdné v elikosti s ce n t ráln í kondenzací. Ohon nebyl pozoro ván. Ve dnech 22.— 27. prosince m. r.
58
1 9 6 Bj
byla kom eta také pozorována v Ja ponsku, kde ji n ašli T. Seki a T. Urata. je jí jasn o st udávají 12m— 13m. Z prv n ích pozorování nebylo možno dosti přesně u rčit dráhu kom ety, ale u k á zalo se, že je blízko perihelu a je jí vzdálenost od Slu nce Je a s i 3 a stro nom ické Jednotky. ,
PROGRAM
KOSMICKÉHO
Kdysi ctižádostivý am erický pro gram pro výzkum planet kosm ickým i sondam i — pro n ějž však byly k dispo zici pouze 2 % ze silně om ezeného rozp o ítu NASA — je v nebezpečí, že bude zlikvidován dříve, než se první sonda dostane na startov ací plochu. V íce než dvě desítky předních am erický ch kos m ických vědců, k te ří m ají stra ch „pře n e ch a t planety Rusům", doporučilo v polovině srpna 1968 program navrže ný tak, aby byl přitažlivý pro Šetrné kongresm any a aby zároveň neóm ezil výzkum planet. Během p říštích sedm i let by noyé plány m ohly umožnit let am erické kosm ické lodi bez lid ské po sádky k Jupiteru í dále. Ve zprávě výboru pro kosm ické vě dy A m erické akadem ie věd se hovoří nezastřen ě o dvou drahých experim en tech : o m eziplanetárním letu s lidskou posádkou a o nadbytku jed notlivých startů. Prostředky u rčené nyní pro pro gram letu s lidskou posádkou by měly být podle n aléh án í výboru převedeny na lety s p řístro ji bez lid ské posádky, kte ré „jsou schopné zodpovědět o pla netách hlavní vědecké otázky, jež ny ní můžeme k lá s t". Ve zprávě se tvrdí, že pro lety na M ěsíc nen í nyní žádná potřeba „jed in ečný ch schop ností Člo v ěka", ani jeh o rozhodování na m ístě, ani jeho schop nosti pro neprogram ované reak ce. Protože výzkum planet již není „pri m itivní a risk an tn í", soudí am eričtí od borníci, že běžná praxe vypouštět dvě lodě k vykonání stejn éh o úkolu a kon stru kce tře tí duplikátní lodě jak o „zálohy" pro případ dvojitého neú spě chu je prak ticky neopodstatněná. Do p oru ču jí však, aby NASA p okračov a la s jediným planetárním letem , nyní fin an čn ě zajištěným a plánovaným —■ obletem M arsu s fotografováním jeho povrchu dvěma loděm i M ariner v ro ce 1969. Podle závěrů zprávy tyto lety nebudou nadbytečné, protože každý M ariner má fotografovat jinou oblast povrchu Marsu. Přes to, že rozpočet je silně om e zen, Výbor pro kosm ický výzkum pod trh u je důležitost výzkumných kosm ic kých letů k M arsu a k Venuši po kaž
VÝZKUMU
dé, když tyto planety jsou v příznivé poloze, tj. asi 5 —6k rát za deset let. Vědci však doporučují, aby se pro tyto lety používalo místo složitých kosm ic kých lodí typu M ariner nebo Voyager sta rších a ekon o m ičtějších sond Pio neer (byl poprvé úspěšně vypuštěn již v roce 1958). Sondy typu P ioneer jsou m enší než M ariner, ale mohou být vy baveny novým i složitým i p řístro ji. Na oběžné dráze kolem planety mohou vy stlat na Zemi podrobné vědecké údaje a dokonce pořizovat sním ky pomocí m alé tranzistorové televizní kam ery. Sondy typu P ioneer by také mohly být vyslány na let kolem ju p ite ra v roce 1972 a 1973. Vzhledem k zájm u o život na Marsu dává zpráva na jedno z prvních m íst le t M arineru k této planetě v ro ce 1971 a let sondy téhož typu, k te rá by m ohla ob íh at kolem planety a p řistát na M arsu asi v ro ce 1973. Velký u žiteč ný náklad M arineru by umožnil in sta la ci přístro jů , které by m ohly zjistit život na Marsu, pokud existu je. Podle vědeckých pracovníků jsou krom ě tohoto „m inim álního" program u Ještě další p lan etárn í příležitosti, k te rý ch by Spojené státy m ěly využít. Na příklad v roce 1973 a 1975 budou pla nety v takovém postaveni, že M ariner le tíc í kolem Venuše by byl je jí p řitaž livostí stržen na dráhu, k te rá by ho dovedla do těsn é blízkosti M erkura, čímž by se nasky tla možnost poprvé zahlédnout tuto planetu. A v letech 1977 a 1978 umožní postavení planet, aby se kosm ická loď le tíc í okolo Ju p itera d ostala vlivem jeho přitažlivosti na dráhu, k te rá by ji zavedla také k Saturnu, Uranu a Neptunu. Zpráva podtrhuje, že tyto lety by m ěly přinést mnoho nových znalosti o slu n ečn í soustavě, o původu a vý voji života a o p ro cesech, které o v lá d ají nitro Země, je jí povrch a atm o sfé ru. Vědcř však varují, že plánování m usí začít léta před vlastním usku tečn ěním letů. D ocházejí k závěru, že takto budou rozhodnutí, k nimž se do spělo vloni, ve značné m íře ovlivňovat budoucí c h a ra k te r a rozsah p lan etár ního program u. b
59
N O V E
P U L S A R Y
Další dva nové pulsary o bjevili D. H. S ta e lin a E. C. R eifen stein v blíz kosti Krabí mlhoviny. Poloha prvního pulsaru, označeného NP 0527, je a = 5h27m± 6m á = + 2 2 ° 3 0 '± 2 ° a perioda je m enší než 0,25 sec. Dru hý pulsar, označený NP 0532, má pe riodu m e n š í n e ž 0,13 sec. a polohu a = 5 h32m±3n i 8 =
+ 2 2 °3 0 '± 2 °
Oba pulsary byly nalezeny lOOmetrovou anténou Národní radioastronom ické observatoře v Green Banku (W est V irg m ia). Pulsar NP 0532 byl pozoro ván též na Ion osférick é observatoři v Arecibo, kde byla z jiště n a Jeho he lio ce n trick á perioda — 33,09114 ± ± 0,00001 m ilisekund. D. Richards, G. Z eíssíg a J. M. Sutton z Ion o sférick é observatoře v AreP E R I O D I C K Á
a = 7h24,2m
S = — 19°40'
p atří patrně mezi n e jče rv e n ě jší zná mé objekty. Poprvé byla tato hvězda uvedena v roce 1955 v Blancově a Munchově seznam u hvězd, fo to g rafo vaných objektivním hranolem v in fra červeném sp ektrálním oboru (hvěz dárny Tonantzintla a Tacubaya v Me xiku ), kde uvedení autoři odhadují je jí infračerven ou m agnitudu na / = 6,9m. Sanduleakovy odhady ja sn o sti podle
60
Tito autoři uvádějí, že h elio ce n trick á perioda tohoto pulsaru je 3,74549s ± ± 0,00002s, což by byla perioda zd ale ka n ejd elší ve srovnání se všem i do sud známými pulsary. Pulsar byl pozo rován v době 21.—23. p rosince 1968 na frekv en ci 327 MHz. V. A. A leksejev, V. V. V itkevič, Z. Zuravlev a U. Sitov z Lebeděvova fy zikálního ústavu Akademie věd SSSR oznám ili, že objevili d alší pulsar — PP 0943 — o souřadnicích „
=
9h43m
g
=
+ 8 ,0 °
s periodou l,0 9 s. P ře sn ější údaje o po loze a o periodě, ani střední chyby těch to hodnot nebyly udány. T E M P E L
1
velm i blízko m ísta, předpověděného efem eridou, kterou vypočetl dr. J. Sch ubart. Jasnost byla pouze 18,0°! až 18,5™. Potvrdí-li se objev dr. Roemerové, pak bychom m ěli další případ znovunalezení „ z tra ce n é " kom ety. Na posledy p rocházela periodická kom eta Tem pel 1 perihelem v roce 1967, další průchod bude roku 1972, kdy budou pozorovací podmínky poněkud přízni v ější než v roce 1967.
CE R V E N Á
Dr. N. Sand uleak z W am erovy a Sw aseyovy hvězdárny v USA oznám il, že uhlíková hvězda o souřadnicích (1950,0)
pulsaru
a = 5h24tn52s ± 2 0 s S = + 2 1 ° 5 1 '± 5 '
KO M E T A
P eriod ická kom eta Tem pel 1 byla objevena v ro ce 1867 ( 1867b = 1867 II ) a pak byla nalezena i při dvou dal ších náv ratech do přísluní v letech 1873 a 1879. Od té doby nebyla pozo rována. Koncem prosince m inulého ro ku oznám ila dr. E. Roemerová, že pe riodickou kom etu Tem pel 1 nalezla patrně na sním ku, který byl expono ván 30 m inut 154cm reflekto rem 8. Června 1967. Kom eta byla na roz hraní souhvězdí Velryby a Vodnáře N E O B Y Č E J N Ě
cibu u rčili p řesn ější polohu NP 0527 (1950,0):
H V Ě Z D A
dvou map Palom arského atlasu Jsou B = I 8 m a t = 9m, což odpovídá ba revnému Indexu B — V = 6m. Ačkoliv je hvězda blízko g alak tick éh o rovníku — je jí souřadnice v systém u II. jsou 1 = 234,0° b = — 1,6° — je je jí červen á barva převážně pů sobena vnitřním i nebo cirk u m stelárn ími podmínkami, protože mezihvězdná absorpce v příslušné oblasti není n i ja k m im ořádná. Vzhledem k extrém ní barvě je hvězda snadno id en tifik o v ateln á na mapě E 647 Palom arského atlasu, kde leží 71 mm od východní ho a 93,5 mm od jižního okraje. IAUC 2118
D R U H A
NOVA
V U L P E C U L A E
Ja k jsm e již refero v ali {ŘH 12/1968, str. 234], o b jev il dr. Luboš Kohoutek 14. říjn a m. r. na hvězdárně v Ham burku druhou novou hvězdu v sou hvězdí Lištičky (V u lp ecu la). V cirk u lá říc h M ezinárodní astro n o m ick é unie byla u v eřejn ěn a d alší pozorování této novy. Tak podle pozorování L. Rosi na, G. Chincariniho a A. Mammana z A strofyzikální ob servato ře v Asiagu, m usila být hvězda 3. května 1968 sla b ší než 18. fotogr. hv. vel. Nova n e byla a n i nalezena na d esce, expono vané s objektiv ním hranolem 15. č e r v ence 1968. Vzestup do m axim a nastal podle zm íněných astronom ů patrně 16.— 17. Července m. r. Desky expono vané s objektivním hranolem 18. č e r vence 1968 ukázaly typické spektru m novy před maximem se silným kontinuem a slabým i absorpčn ím i čaram i. Nova m ěla 18. V II. 1968 foto graficko u ja sn o st a si 9,2*n. Ve d n e c h 20. a 21. červen ce m. r. se ve spojitém spektru objevily siln é em isní čáry Balm erovy série vodíku. V e spektru byly též n a lezeny další slab é em isní čSry. Dne 22. červen ce 1968 byla jasn o st novy v oboru B a si 10,0“ , 25. září m. r. v tém že oboru 1 2 , 9 "". Sp ektra, získa ná objektivním hranolem 27. září 1968 ukázala velm i silnou čáru H a v em isi a stopy čáry Hp. Dne 15. říjn a m. r. byla jasn o st novy v oboru B 13,3m, 21. a 23. říjn a 1968 v tém že oboru 13,4™. Po oznám ení objevu byla v Asiagu exponována dvě sp ektra 23. říjn a 1968 v Cassegrainově ohnisku 122cm rePERIODICKÁ
KOMETA
P
Jak jsm e již Inform ovali (ŘH 2/1969, str. 35), nalezl podle neověřeného po zorování tuto kom etu B. M ilet 12. XI. 1968. Podle d alších zpráv n alezl kom e tu G. A. Tam m ann ve d nech 20. až 22. listopadu m. r. fo to g rafick y Schm idtovou komorou na hvězdárně na Mt. Palom aru. Kom eta byla v souhvězdí Býka, je jí jasn o st byla 15m— 16m a je v ila se jak o difuzní ob jek t s cen tráln í kondenzací. Kometu n alezl I japonský am atér T. S ek l na d esce, exponované 24. říjn a m. r.; ja sn o st byla 17” . S ek l fotografov al kom etu je š tě 16., 19., 22., 24. a 26. prosince m. r. V době od 19.
1968
flek to ru s disperzí 60 A/mm u čáry U f. Sp ektra ukázala typickou novu v nebulárním stavu s širokým i em is ním i čaram i H, H e 1, H e II, F e II, N II, C II, N III atd. Červená vodíková č á ra H a byla velm i jasn á. Na hvězdárně v Hamburku expono val L. Kohoutek Schm idtovou komorou (80/120/240cm ) se 4° objektivním hranolem (d isperze 580 A/mm u Hy) sp ektra novy 22. a 25. říjn a 1968. Na neg ativ ech jsou patrné typ ické čáry nov s em isním i čaram i H a, O I (velm i s iln á ), Hfi, Hy, HS (s la b š í), N III, (O I ) , [ F e V l i l, H e I (s la b é ), [O l i l ] , N l i l (širo k é ), H e I I, C 11, (N e 111] (velm i sla b é ). S p ojité spektrum bylo dosti s il né v infračerv en ém a vizuálním č e r veném oboru sp ektra, jakož i v oboru modrém. Ve v ečern ích hodinách 14. říjn a 1968 byla z jiště n a ze 3 desek modrá hvězdná velikost (obor B) 14,18m. Dr. Kohoutek prohlédl také sta rší desky, exponované n a hvězdár n ě v Hamburku v letech 1962—1965 a z jistil, že na n ich není nova vidi teln á. Mezná hvězdná v elik o st těch to desek Je asi 17m— 18m, takže v uve dené době m usila být praenova slabSI. Na sním ku O 275 Palom arského fo to g rafick éh o atlasu je jed na hvězda ja sn o sti asi 19m— 20m v poloze velmi blízké nově V ulpeculae (2 ), ale po loha této hvězdy nesouhlasí zcela p řesně s novou hvězdou. Lze tedy předpokládat, že praenova m ěla velm i pravděpodobně modrou magnitudu (obor B) m enší než asi 21m. J .B . RRINE
—
MRKOS
1968h
do 26. p rosince byla je jí ja sn o st 13® až 15m. Ve d nech 12.— 14. prosince za ch ytili kom etu fo to graficky C. U. Cesco a A. G. Sam uel ( Observatorio Austral Yale-Colum bia) 51cm dvojitým astrografem . Podle těch to astronom ů se kom eta objev ila jak o difuzní ob jek t 16m bez cen tráln í kondenzace. Ve dnech 17. a 18. p rosince m. r. fotografoval kom etu opět Tam m ann 122cm palom arskou Schm idtovou komorou. V této době byla fo to g rafick á jasn o st kom ety 15m a byla pozorována zřeteln á cen trá ln í kondenzace a kóm a o průměru
2'.
61
OKAMŽIKY
VYSÍLANÍ
CASOVÍCH
V LEDNU
OMA 50 kHz; •V-'.
SIGNÁIC
1969
OMA 2500 kHz; OLB5 3170 kHz; P ra h a DIZ 4525 kHz (N auen, NDR).
D en
J. D. 2440 +
3.1. 8. I. 13. I. 18. I. 23. I. 28. I.
224,5 229,5 234,5 239,5 244,5 249,5
OMA 50 OMA 2500
0005 0005 0005 0005 0005 0005
0005 0005 0005 0005 0005 0005
638 kHz
OLB5
P raha
DIZ
0020 0020 0020 0020 0020 0020
0005 0005 0005 0009 0005 0005
9996 9996 9996 9996 9996 9996
: Odaje ve slou p cích časových signálů znam enají koordinovaný čas TUC, p ří slu še jící okam žiku vyslání počátků značek časových signálů (v Jednot k ách 0,0001s ). Jsou dány vztahem TUC — signál, takže např. 13. ledna byl sig n ál OMA 50 vysílán o 0,0005s za ča sem TUC, Jak je j vytváří A stronom ický ústav ČSAV. Odaje v posledních dvou slou pcích znam enají vztah koordinovaného času TUC k předpověděném u prozatím ním u rovnom ěrném u času TU2 a k času TU1. Plyne z nich, že např. 13. ledna byl čas
(ro z h la sJ;
TU2-TUC TU1-TUC
0210 0220 0230 0240 0250 0260
0256 0258 0262 0266 0270 0274
TUC o 0,0230s za TU2 a o 0,0262s za TU1. Příslušná oprava na vliv sezónní v ariace byla TU2 — TU1 = 0,0230= — 0,0262s = — 0,0032s. V yslání časo vého signálu OMA 50 ve vztahu k TU2 té h o ž d n e j e d á n o součtem příslušných údajů z obou částí tabulky. Podobně se postupuje i pro jin é signály. Údržba čs. v ysílačů časových sig n á lů: OMA 50 a OMA 2500 — první středa v m ěsíci od 6h do 12h SEC; OLB5 — podle potřeby. DIZ nevysílá denně od 9h15m do 10h45m SEC. V. P t á č e k
Ú k a z y na o b l o z e v d u b n u 1 9 6 9 S lu n c e vychází 1. dubna v 5h37™, zapadá v 18h32m. Dne 30. dubna vy chází ve 4h39m, zapadá v 19h17m. Za duben se prodlouží délka dne o 1 hod. 43 min. a polední výška Slu n ce nad obzorem se během dubna zvětší o 10°. M ěsíc je 2. dubna vé 20h v úplňku, 9. dubna v 15h v poslední čtvrti, 16. dubna v 19h v novu a 24. dubna vfc 21h v první čtvrti. V přízem í bud Mě síc 7. dubna, v odzemí 22. dubna. Při úplňku 2. dubna bude polostínové čá s tečn é zatm ění M ěsíce, k te ré bude u nás z části viditelné. Začátek úkazu n astá vá v 17h38m, střed v 19^32™ a konec ve 21h26ir>. M ěsíc však vychází až k o lem lS^O m (v C ech ách ), takže za čátek zatm ění nebude pozorovatelný. V elikost polostínového zatm ění bude 0,73 a celý úkaz, Jak tomu u polostírtových zatm ění bývá, nebude příliš nápadný. V dubnu nastanou tyto ko n ju n k ce M ěsíce s planetam i: 1. IV. s Ju piterem , 2. IV. s Uranem, 6. IV. s Nep
62
tunem, 7. IV. s Marsem, 15. IV. s V e nuší a 29. IV. s Jupiterem a s Uranem. Dne 3. IV. nastane apuls M ěsíce se Spikou, 6. IV. s Antarem. M erku r je 9. dubna v horní kon ju n k ci se Sluncem , takže bude pozo rovatelný až v druhé polovině m ěsíce v ečer, ale pouze k rátce po západu Slu nce. Dne 19. dubna zapadá ve 20h 04m, 24. dubna ve 20h43m a 29. dubna ve 21h12m. Během uvedené doby se bu de jasn o st planety zm enšovat z — 1,3™ na —0,2™. Dne 18. dubna bude M erkur v přísluní. Venuše je 8. dubna v d olní kon ju n k ci se Sluncem ; bude pozorovatel ná až koncem m ěsíce rán o k rá tce před východem Slunce. Dne 19. dubna vy ch ází ve 3^56™, 29. dubna ve 3h27m. Během této doby se bude jasn o st pla nety zvětšovat z — 3,6m na —4,1™. M ars Je v souhvězdí Stírá. P očát kem dubna vychází ve 23h58m, kon cem m ěsíce ve 22h28m, takže bude po-
16h
_A______ <
15*
t_______________ ____________________________________ A_
63
zorovatelný v druhé polovině noci. Ja s nost M arsu se během dubna zvětšuje z —0,2® na — 1,1® Ju p ite r je v souhvězdí Panny a p la neta je po opozici se Sluncem 22. b řez na ve výhodné poloze k pozorování i v dubnu. Dne 1. dubna zapadá v 5h 31m, dne 30. dubna ve ju p iter má jasn o st asi — 2,0m. S atu rn se pohybuje souhvězdími Ryb a Berana. P lan eta je 18. dubna v kon ju n k ci se Sluncem , takže je po celý m ěsíc nepozorovatelná. U ran je v souhvězdí Panny a po opozici se Sluncem 22. března je i v dubnu ve výhodné poloze k pozo rování, neboť kulm inuje ve večern ích hodinách. Planetu snadno naleznem e podle mapky na obr. 1 (podle 1’Astron o m ie); č ísla na m apce značí polohy p lan ety vždy počátkem příslušného m ěsíce (např. 1 — 1. ledna, 2 — 1. úno ra , 12 — 1. prosince, 13 — 31. pro s in c e ). Uran má jasn o st + 5,8m. N eptu n bude 18. května v opozici se Sluncem a tak již v dubnu ]e ve vý hodné poloze k pozorování. Počátkem dubna vychází ve 22h37m, koncern m ě síce již ve 20h39m. P lan eta má ja s nosti + 7,7m a můžem e ji nalézt po dle mapky na obr. 2. M eteo ry . Kolem půlnoci 21./22. dub na nastane maximum čin nosti m eteo rick éh o ro je Lyrid. Maximum je velmi o stré, ro j má trvání pouze asi 2,3 dne a v době m axim a lze sp atřit asi 12 m eteorů tohoto ro je. Z v ed lejších rojů m ají maximum čin nosti a-Virginidy 9. dubna. J. B.
OBS AH R. R o st: Z ák lad n í c h a r a k te r is tik a te k titů jsou
— V. P tá č e k : Ja k n a še
ča so v é
p ře sn é
s ig n á ly ?
—
A. RQkl: Dvě a n g lic k é o b se rv a to ře — Co n ovéh o v a stro n o m ii — Okazy na o b loze v dubnu
CONTENTS R.
R o st:
B a s ic
C h a r a c te r is tlc s o f
T e k tlte s — V. P tá č e k : E x a ctltu d e o f C zech o slo v ak T im e S ig n a ls — A. RQkl: O ld est and N ew est O bserv a to rle s
ln
E n g lan d
—
New s
ln
A stronom y — P hen om en a ln A pril
COflEPXAHHE P.
P o ct:
O cH O BH bie
B,
TeKTHTOB — XOCJIOBaUKHX A.
P
ío k ji:
xapaK T epH C TH K H
r iT a ^ ie K : ToHHOCTb '!
A p e B H e iiu ia H
o O c e p n a x o p H íi A h t jih h b
acT poH oM H H
— b
—
BpCMCHH H
Mt o
SB JíeH H H
—
H O Be& uiafl H o n o ro
Ha
n có e
a n p e ji e
ftíši hvězd říd í re d a k č n í r a d a : J. M ohr (v ed o u cí r e d .J, J i ř í B o u šk a (v ýkon n ý r e d .), J. G rygar, O. H lad, F. K ad avý, M. K o p eck ý , B. M a le č e k , L. M iler, 0 . O bůrka, Z. P lav co v á, J. S to h l; ta je m n ík red . E. V o k a lo v á ; te c h n ic k á red . V. Su ch á n k o v á . Vydává m in iste rstv o k u ltu ry v n a k la d a te ls tv í O rbis, n. p., V in o h ra d sk á 46, P ra h a 2. — T isk n e S tá tn í tis k á rn a , n. p., závod 2, S le z sk á 13, P ra h a 2. V y ch á z í 1 2 k rá t ro č n ě , c e n a je d n o tliv é h o v ý tisk u 2 K čs. R o z šiřu je P ošto vn í n ovin ová slu ž b a . In fo rm a c e o p ře d p la tn ém podá a o b je d n á v k y p řijím á k ažd á p o šta i d o ru čo v a tel. O b jed n ávk y do z a h ra n ič í v y řizu je PNS — ú stře d n í e x p ed ice tisk u , odd. vývoz tisk u , Jin d ř iš s k á 14, P ra h a 1. — P řísp ěv k y z a s íle jte n a re d a k c í Ř íše hvězd, Šv éd sk á 8, P ra h a 5, te l. 54 03 95. R ukop isy a ob rázk y s e n e v r a c e jí, za odbornou sp rá v n o st odpovídá a u to r. — Toto č ís lo bylo d án o do tisk u 27. led n a , v y šlo v b řeznu 1969.
S to n e h e n g e . N a h o ře p o h le d od s e v e r o v ý c h o d u na n e jlé p e z a c h o v a n o u č á s t k a m e n n é o h ra d y . V ý ška p ilířů j e 4 m etry , p rů m ě r o h r a d y 30 m etrů . N a d o ln ím sn ím k u j e v p o p ř e d í č á s t o k r u h u z 56 ja m e k , ja m k y jsou v y p ln ěn y k ř íd o v ý m i ú lo m k y . V pravo v p o z a d í j e šip k o u o z n a č e n „ S lu n ečn í k á m e n " . /F o t o A. R iikl, k č lá n k u na str. 53.) Na č tv r té s tr a n ě o b á lk y jso u ja s n é a te m n é m lh o v in y v o k o lí h v ěz d y y C ygni. (4 8 p a lc o v á S c h m id to v a k o m o r a , o b s e r v a to ř e Mt W ilso n a Mt P a lo m a r.)
