FRANTIŠEK ŽIVNÝ, OLDŘICH LEPIL PRAKTICKÁ CVIČENÍ Z FYZIKY G V ! Brno -i '' s i »/ m' vr:-!„á nám. 7 STÁTNÍ PEDAGOGICKÉ NAKLADATELSTVÍ PRAHA Edice Pomocné knihy pro žáky — II. cyklu František Živný a RNDr. Oldřich Lepil, CSc. PRAKTICKÁ CVIČENÍ Z FYZIKY Obálku navrhl Petr Míšek Vydání 7. - Praha 1977 - Počet stran 304 Odpovědná redaktorka: Božena Horáková Výtvarná redaktorka: Milada Slaninová Technická redaktorka: Marcela Plšková Vytiskl ofsetem TISK, knižní výroba, n. p., Brno, závod 1 AA 16,57 (13,88 AA textu; 2,69 AA grafiky) - VA 17,63 Náklad 15 000 výtisků Tematická skupina a podskupina 03/5 Cena vázaného výtisku Kčs 17,00 101/23,851 Vydalo Státní pedagogické nakladatelství, n. p., v Praze jako svou publikaci č. 75-17-41 1160 14-422-77 Kčs 17,00 2. Z grafu určete pro libovolný úhel příslušný Čas a proveďte kontrolní měření. 3,3. ASTRONOMICKÁ POZOROVÁNÍ Rozvoj astronomie a astronautiky klade stále rostoucí nároky na astronomické znalosti každého člověka. Nejlepší cestou, jak si prohloubit znalosti o vesmíru a kosmických tělesech, jsou praktická pozorování. Získáme tak správnou představu o stavbě vesmíru, pohybu kosmických těles i o jejich fyzikálních vlastnostech. Astronomická pozorování můžeme v podstatě rozdělit na pozorování astrometrická a astrofyzikální. Při astrometrických pozorováních sledujeme pohyby kosmických těles na obloze a studujeme vztah mezi Zemí a nebeskou sférou. Astrofyzikální pozorování jsou zaměřena hlavně na fyzikální vlastnosti kosmických těles. Podle délky pozorování jsou některá pozorování jednorázová a ukončíme je během krátké doby jednoho dne (např. úlohy 3,32 až 3,34), většina astronomických pozorování však má ráz dlouhodobého shromažďováni údajů a jejich hodnota spočívá právě ve zpracování materiálu získaného pozorováním (např. úlohy 3,37, 3,310). Vědecká astronomická pracoviště jsou vybavena nákladnými a složitými přístroji. Avšak i prostými prostředky, třeba vlastnoručně vyrobenými přístroji, můžeme mnohé poznat. Nebudeme si proto hned klást za cíl shromažďování vědeckého materiálu, ale v úlohách, s nimiž se dále sezná-míme,zůstane hlavním cílem hlubší poznání vesmíru, který nás obklopuje. 3,31. POZOROVANÍ NOČNÍ OBLOHY PROSTÝM OKEM Potřeby: Mapka hvězdné oblohy. Základním předpokladem pro astronomická pozorování je znalost nejvýznačnějších souhvězdí a jejich rozložení na noční obloze. Poněvadž se vzhled noční oblohy mění s roční dobou, provedeme první seznámení se souhvězdími v období pozorování pomocí mapky hvězdné oblohy. 248 Mapka hvězdné oblohy obvykle obsahuje jen jasnější hvězdy viditelné prostým okem v určité zeměpisné šířce. K lepší orientaci na obloze nám slouží souhvězdí vzniklá historicky a vymezená dnes přesně mezinárodní dohodou. Mapka má tvar kruhu, na jehož obvodu jsou vyznačeny rektascenze hvězd. Uprostřed mapky je světový pól. V mapce je rovněž zakreslen světový rovník a ekliptika protínající světový rovník v jarním bodě (T) a v podzimním bode (ék). Na přímce procházející jarním bodem, světovým pólem a podzimním bodem jsou vyznačeny deklinace hvězd. Na obloze však nevidíme všechna souhvězdí zakreslená na mapce, poněvadž část je jich vždy zakryta obzorem. Proto používáme pro usnadnění orientace mapek otáčivých (obr. 144), na nichž je viditelná část oblohy vymezena oválným výřezem v nepohyblivé horní části mapky. Tvar křivky omezující výřez je dán průmětem matematického horizontu v dané zeměpisné šířce na nebeskou sféru. Postup: Na obvodu otáčivého kotouče nesoucího mapku hvězdné oblohy jsou naznačeny jednotlivé měsíce (případně i dny). Na pevném kotouči jsou vyznačeny hodiny pozorování a světové strany. Před pozorováním nastavíme proti sobě datum a dobu pozorování. Tím máme mapku připravenou k orientaci na obloze. Mapku uchopíme tak, aby její jižní okraj byl dole, a otočíme se Čelem k jihu. Přímka, která nám spojuje na mapce severní a jižní bod, odpovídá na nebeské sféře místnímu poledníku. Uprostřed spojnice mezi severním a jižním bodem leží zenit. Na této úsečce se nalézá rovněž světový pól a hvězdy, ležící na přímce jižně od světového pólu, právě kulminují. 144. Otáčivá mapka hvězdné oblohy 249 Při orientaci si musíme uvědomit, že situace na mapce je taková, jako bychom drželi mapku nad hlavou. Předtím, než vyhledáme jednotlivá souhvězdí přímo na obloze, určíme nejprve pomocí mapky, která souhvězdí a v kterém směru budeme vyhledávat a seznámíme se s jejich tvarem. Vlastní orientaci mezi hvězdami začínáme vyhledáním souhvězdí Velké medvědice (část tohoto souhvězdí se lidově nazývá Velký vůz). Jeho tvar si dobře vštípíme do paměti. Vzhled tohoto souhvězdí určuje sedm nej jasnějších hvězd, které jsou označeny řeckými písmeny nebo jmény arabského původu (a — Dubhe, P — Merak, y — Phekda, ô — Megrez, e — Alioth, r — Mizar, r\ — Benetnaš). Kasiopeja 145. K orientaci na obloze V orientaci pokračujeme vyhledáním Polárky (hvězda a souhvězdí Malé medvědice). Prodloužíme-li asi pětkrát spojnici hvězd ot a Velké medvědice, najdeme Polárku, která je v blízkosti světového pólu (obr. 145). Vyhledáme další hvězdy souhvězdí Malé medvědice. V prodloužení spojnice a Velké medvědice — Polárka vyhledáme souhvězdí Kasiopeja a Cefeus. Souhvězdím Kasiopeja prochází Mléčná dráha, pomocí níž vyhledáme další souhvězdí. Na jedné straně souhvězdí Persea s jasnou hvězdou Algol a na druhé straně souhvězdí Labutě s hvězdou Deneb. Tím jsme se seznámili s nejvýraznějšími objekty na cirkumpolární části oblohy. Dalšími orientačními body hvězdné oblohy jsou velmi jasné hvězdy Vega v souhvězdí Lyry a Capella v souhvězdí Vozky, které najdeme ve 250 směrech přibližně kolmých na spojnici souhvězdí Velké medvědice. Malé medvědice a Kasiopeje. Tím jsme se seznámili se základními orientačními objekty na obloze a ostatní souhvězdí vyhledáme pomocí mapky. V pozorování pokračujeme vyhledáním souhvězdí, která se rozprostírají nad jižním obzorem. Nejprve vyhledáme souhvězdí výrazná, s jasnými hvězdami, a když získáme určitý přehled, vymezíme si na obloze polohu ekliptiky a vyhledáme jednotlivá zvířetníková souhvězdí. Znalost souhvězdí, především cirkumpolárních, je dobrou pomůckou pro orientaci v terénu. Můžeme se orientovat nejen pomocí Polárky, ukazující směr severní, ale i pomocí kulminujících hvězd. Na otáčivé mapce vyhledáme několik výrazných souhvězdí, která v jednotlivých ročních obdobích kulminují přibližně o půlnoci, a pomocí nich vyhledáme v terénu zhruba jižní směr. V podzirnním období je vhodným souhvězdím například rozlehlé souhvězdí Pegasa, v zimním Orion, na jaře Lev a v létě souhvězdí Labutě a Lyry. 3,32. URČENÍ POLEDNÍ PŘÍMKY A ORIENTACE PODLE SLUNCE Potřeby: Tyč, olovnice, provázek, kolík, hodinky. Jedním ze základních úkolů praktické astronomie je stanovení hlavních směrů pro orientaci v přírodě. Především je to určení směru severojižního. Jde v podstatě o vytyčení místního poledníku v daném pozorovacím místě. Velmi jednoduše lze najít směr severojižní pomocí kulminace některého kosmického tělesa — ve dne například pomocí Slunce. Bod na obzoru, nad nímž je Slunce v pravé poledne, v okamžiku, kdy vrcholí na svém denním oblouku, je jižní bod a jeho spojnici s pozorovacím místem nazýváme polední přímka. Polední přímka určuje severojižní směr a je totožná se směrem místního poledníku. V pravé poledne jsou stíny všech předmětů, ohraničených svislými přímkami, rovnoběžné s polední přímkou. Tohoto poznatku využívali k určení polední přímky již starověcí astronomové, kteří sledovali směr stínu vrženého svislou tyčí — gnómonem. Na vodorovné rovině kolem gnómonu narýsovali soustavu soustředných kružnic (tzv. indických kruhů) a určovali body, v nichž stín vrcholu tyče jednotlivé kružnice proťal. Poněvadž sluneční paprsky vedené vrcholem tyče opisují během pohybu Slunce po denním oblouku plášť kužele, vy- 251 tvoří stín vrcholu tyče na vodorovné rovině kuželosečku (teoreticky hyperbolu). Tvar křivky je závislý na roční době. Na obr. 146 jsou naznačeny krajní případy tvaru křivky ve dnech slunovratu a uprostřed je přímka, po níž se stín vrcholu gnómonu teoreticky pohybuje v den jarní nebo pod- 146. Pohyb stínu vrcholu gnómonu 147. Určení polední přímky zimní rovnodennosti. Tato přímka je vlastně obrazem světového rovníku, po němž se Slunce v tyto dny pohybuje. Polední přímka je proložena půlícími body spojnic průsečíků stínů vrcholu gnómonu a kružnic stejného poloměru. Postup: Popsanou metodou určíme směr polední přímky na zvoleném pozorovacím místě. Jako gnómonu použijeme tyče zapíchnuté na rovné ploše a vyrovnané do svislé polohy pomocí olovnice. K patě tyče přivážeme provázek takové délky, abychom mohli kolíkem přivázaným k opačnému konci rýsovat v rovině gnómonu kružnice potřebného poloměru. Vlastní pozorování začínáme asi 2 hodiny před polednem* Ve zvolený okamžik navineme provázek na kolík tak, aby délka provázku byla rovna délce stínu vrženého svislou tyčí a kolíkem narýsujeme část kružnice (obr. 147). Průsečík stínu s kružnicí označíme. Totéž opakujeme po 20 až 30 minutách. Po poledni (když se stín gnómonu začíná opět prodlužovat), zjišťujeme okamžiky, kdy stín vrcholu tyče opět protne jednotlivé kružnice. Průsečíky znovu označíme. Pozorování ukončíme vyhledáním polední přímky. Rozpůlíme spojnice bodů na téže kružnici a půlícími body proložíme polední přímku. Při pozorování určíme přibližně okamžik kulminace Slunce — pravé poledne — a porovnáme s hodinkami ukazujícími středoevropský čas. Rozdíl vysvětlíme. 252 Popsanou metodou lze určit směr místního poledníku jen přibližně, poněvadž Slunce mění neustále svoji deklinaci, a proto se nepohybuje po obloucích rovnoběžných se světovým rovníkem (po nichž se pohybují hvězdy), ale po obloucích podobných balistickým křivkám. Slunce pak nevrcholí přesně v poledníku, ale většinou mimo něj. Tento rozdíl je největší ve dnech rovnodennosti, kdy je rozdíl mezi kulminací a průchodem Slunce poledníkem 4 min 30 s. Nejmenší rozdíl je v době slunovratu. Tento rozdíl je však vždy menší než přesnost uvedené metody určení polední přímky. Rychlé vyhledání polední přímky při orientaci v terénu provádíme pomocí hodinek. Poněvadž malá ručka hodinek se pohybuje s dvojnásobnou úhlovou rychlostí, než je průměrná úhlová rychlost pohybu Slunce (za 24 hodiny vykoná malá ručka hodinek dva oběhy), svírá směr ke Slunci s polední přímkou vždy poloviční úhel, než je úhel mezi Číslem 12 na ciferníku a malou ručkou hodinek. Na základě tohoto poznatku vyhledáme pomocí hodinek severojižní směr takto: uchopíme hodinky tak, aby malá ručka směřovala k tomu bodu na obzoru, nad nímž je právě Slunce, rozpůlíme úhel mezi číslem 12 a malou ručkou a poloviční úhel nám určuje přibližně severojižní směr (obr. 148). ^ j \ \ 3,33. URČENÍ ZEMĚPISNÉ ŠÍŘKY POZOROVACÍHO MÍSTA Potřeby: Přístroj pro měření svislých úhlů. Zeměpisná šířka je jedním ze základních .., v 148. Orientace pomocí udaju pro kazde pozorovací místo a její ureo- hodinek vání patří k nej významnějším úkolům astronomie. Astronomickými metodami se měří zeměpisné šířky základních trigonometrických bodů pro přesné mapování zemského povrchu, určuje se poloha lodí na moři nebo letadel nad vrstvou mraků. Astronomických metod měření zeměpisné šířky je celá řada. Jednou z nej jednodušších je metoda založená na souvislosti zeměpisné šířky s polohou světového pólu na obloze. Zeměpisná šířka daného místa na povrchu Země je rovna výšce světového pólu nad obzorem (obr. 149). 253 Nedostatkem této metody je, že světový pól nevidíme na obloze přímo. Proto užíváme této metody jen pro přibližná měření, při nichž měříme výšku hvězdy, která je v blízkosti světového pólu — Polárky. Vzdálenost Polárky od světového pólu je 57'. Této hodnoty dosahuje chyba v určení zeměpisné šířky tehdy, prochází-li Polárka v okamžiku měření místním poledníkem (obr. 150, body A a B). Výška Polárky nad obzorem je právě rovna zeměpisné šířce tehdy, je-li nejvýchodněji nebo nejzápadněji od světového pólu (body C a D)y čili při tzv. digresi, tzn. když se pohybuje kolmo k obzoru. Kulminaci i digresi Polárky můžeme odhadnout podle polohy celého souhvězdí Malé medvědice a okolních souhvězdí vzhledem k obzoru. Míří-li myšlená spojnice Polárky a hvězdy Benetnaš v souhvězdí Velké medvědice (obr. 151) kolmo k obzoru, je Polárka skoro přesně v horní kulminaci. Tato situace nastává ve večerních hodinách koncem prosince a začátkem ledna. .i. + POL f 149. Souvislost zeměpisné šířky s polohou světového pólu Polárka ri i \ 150. Poloha Polárky a světového pólu / V 152. Přístroj na měření svislých úhlů 151. Určení kulminace Polárky 254 Dolní kulminace Polárky nastává přibližně v době, kdy spojnice Polárky s hvězdou e v souhvězdí Kasiopeje míří kolmo k obzoru. Ve večerních hodinách můžeme pozorovat dolní kulminaci koncem června a začátkem července. V digresi je Polárka tehdy, jsou-li uvedené spojnice s okolními hvězdami vodorovné. Východní digrese nastává ve večerních hodinách v září a západní digrese v březnu. Postup: Přibližné určení zeměpisné Šířky provedeme jednoduchým přístrojem pro měření svislých úhlů, který si sami zhotovíme. Konstrukce přístroje je patrná z obr. 152. K úhloměru větších rozměrů přišroubujeme dřevěnou lištu, na niž připevníme průhledítka z hliníkového plechu. Otvory průhledítek musí ležet na přímce rovnoběžné se základní přímkou úhloměru. Do středu základní přímky připevníme konec olovničky zhotovené z tenkého vlákna. Přístroj můžeme upravit k upevnění na fotografický stativ. Při měření natočíme průhledítka tak, abychom viděli v průzoru Polárku. Změříme úhel, který vymezí vlákno olovnice na stupnici úhloměru, a měření několikrát opakujeme. Konstrukce našeho jednoduchého přístroje je odvozena od tzv. astrolábu, který byl již starověkými hvězdáři používán k měření svislých úhlů (obr. 153). Astro-láb byl tvořen kovovým kruhem vážícím několik kilogramů, který byl při měření zavěšen a vlastní tíhou zaujímal svislou polohu. Ve středu kruhu byla připevněna otáčivě tzv. alhidáda, rameno se dvěma průhledítky — dioptry — as ukazovate-lem umožňujícím odečítání hodnot úhlů vyznačených na svislém kruhu. 3,34. KONTROLA CHODU HODIN 153. Astroláb Potřeby: Hodiny (kyvadlové nebo kapesní), rozhlasový přijímač, Má-li mít astronomické pozorování cenu, musí být opatřeno časovým údajem, jehož přesnost závisí na druhu pozorování. Při školních astrono- 255 mických pozorováních se řídíme obvykle kyvadlovými hodinami nebo dobrými hodinkami kapesními. Jakost hodin posuzujeme porovnáváním času, který udávají, s časovými signály rozhlasu. Rozdíl mezi oběma časovými údaji nazýváme stav nebo také korekce hodin. Jestliže se hodiny opožďují, je korekce kladná (správný čas dostaneme přičtením korekce); jdou-li hodiny napřed, je korekce záporná. Změnu korekce za 24 hodiny nazýváme denní chod. Jestliže se hodiny zrychlují, je denní chod záporný, v opačném případě je kladný. Hodiny jsou tím kvalitnější, čím je denní chod stálejší. Stálost chodu posoudíme tak, že vypočítáme průměrný denní chod za určité období (sečteme denní chody s ohledem na znaménko a dělíme počtem hodnot) a pro každý den najdeme tzv. denní variaci. To je rozdíl mezi průměrným denním chodem a denním chodem. Průměrná hodnota všech denních variací je potom průměrná denní variace, a hodiny jsou tím kvalitnější, čím je průměrná denní variace menší. Dobré hodiny mají průměrnou denní variaci ± 2,0 s až ± 0,5 s. Při výpočtu průměrné variace sčítáme denní variace bez ohledu na znaménko a dělíme počtem hodnot. Postup: Časový údaj hodin porovnáváme s šestibodovým^ signálem, který vysílá Čs. rozhlas. Jednotlivé body signálů značí 55. až 60. sekundu Tabulka kontroly chodu hodin (příklad) Datum Stav hodin Korekce [s] Denní chod M Denní variace M březen 24. 25. 26. 27. 28. 29. 30. 7h QQmln 23,7S 7 13,5 7 01,2 7 05,5 6 59 56,8 6 51,5 6 45,0 —23,7 -13,5 — 1,2 - 5,5 + 3,2 + 8,5 + 15,0 + 10,2 + 12,3 - 4,3 + 8,7 + 5,3 + 6,5 — 3,7 - 5,8 + 10,8 - 2,2 + 1,2 — 0,0 Součet 38,7 23,7 Průměrný denní chod 38,7 [sj 6 - = 6,5 [s] Průměrná denní variace 23,7 [s] 6 - 3,95 [s] 256 poslední minuty hodiny. Poslední signál tedy označuje celou hodinu. Pozorovaní provádíme několik dní po sobě v tutéž hodinu. Posloucháme z rozhlasového přijímače signál a současně sledujeme vteřinovou ručku hodin. Snažíme se při každém signálu odhadnout zlomek sekundy (pokud to provedení hodin umožňuje) a při posledním bodu odečteme celé sekundy. Měření zapisujeme do tabulky. Podobnou metodou můžeme provést též kontrolu stopek. Stopky kontrolujeme srovnáním chodu stopek s" chodem hodinek tak, že několikrát změříme, kolik sekund stopek připadne na 20 minut hodinek, a odtud určíme vztah mezi počtem sekund stopek a počtem sekund hodinek. 3,35. POZOROVÁNÍ ZÁVISLOSTI POLEDNÍ VÝSKY SLUNCE NA ROČNÍ DOBČ Potřeby: Jednoduchý výškomer, kompas. Vzhledem k tomu, že osa zemské rotace svírá s ekliptikou úhel 23° 27', mění se během roku o tuto hodnotu i deklinace Slunce, a tím i polední výška Slunce v pozorovacím místě. O tom se můžeme přesvědčit jednoduše tak, že budeme sledovat délky stínu vrženého v poledne svislou tyčí. Změříme--li také výšku tyče, můžeme vypočítat polední výšku Slunce ze vztahu h (h — výška tyče, / — délka Stí- 154. Jednoduchý výškomer nu vrženého tyčí). Postup; K pozorování si sestavíme jednoduchý výškomer, jehož konstrukce je patrná z obr. 154, Na základní desku výškomeru bud nalepíme milimetrové měřítko, nebo si propočítáme stupnici, na níž bychom odečítali výšku Slunce přímo ve stupních. Výškomer umístíme na chráněné místo a v době mimo měření jej zakrýváme ochranným krytem. Než začneme provádět měření polední výšky Slunce, seřídíme polohu 257 výškomeru tak, aby jeho osa splývala se směrem polední přímky a základní deska byla vodorovná (upravíme pomocí olovnice a kontrolujeme libelou). Směr polední přímky určíme kompasem nebo podle úlohy 3,32. Výšku Slunce odečítáme v pravé poíedne. Tuto dobu si vypočítáme přibližně podle vztahu rp - Ts + (As - Ap) h (1) (Tp je čas pravého poledne; Ts je 12 hodin středoevropského času; As je zeměpisná délka místa, v nemž je místní čas totožný s časem středoevropským — As = 1 h; Ap je zeměpisná délka pozorovacího místa udaná v míře časové). Přiklad: Určete čas pravého poledne v Praze. Zeměpisná délka Prahy A = 14°25' ~ 0»57»«»4G*. Podle rovnice (1) bude rp = T& + (As - Ap) - 12^ + (ihoominoos - G*57^»40*) - 12h + 2«n»20». Pravé poledne nastane v Praze ve 12h02m3n20s SEČ. Při určování pravého poledne musíme rovněž přihlédnout k tzv. časové rovnici, určující rozdíl mezi časem středním a časem pravým. Průběh časové rovnice je vyložen v učebnici fyziky pro I. roč. gymnasií. Měření provádíme jedenkrát týdne po dobu půl roku. Výsledek měření graficky zpracujeme a provedeme zhodnocení. 3,36. POZOROVANÍ ZMĚN VZHLEDU NOČNÍ OBLOHY BĚHEM ROKU Potřeby: Mapa hvězdné oblohy, kompas, dvě tyče. Pohyb Země kolem Slunce se také projevuje změnou vzhledu hvězdné oblohy během roku. Tato změna se nám nejvýrazněji projeví srovnáváním polohy souhvězdí Velké medvědice v tutéž denní dobu v různých obdobích roku. Postup: Při pozorování odhadujeme úhel, který svírá spojnice hvězd aa^ Velké medvědice s Polárkou se svislou přímkou (obr. 155). Pozorování provádíme jedenkrát měsíčně v tutéž večerní dobu a odhadnutý úhel 258 zapisujeme. Současně určujeme, které zvířetníkové souhvězdí v danou dobu právě kulminuje. Směr j polední přímky pro určení kulminujícího souhvězdí p| opět určíme buď kompasem, nebo podle úlohy 3,32. ±+ V místě, kde pozorování provádíme, vyznačíme polední přímku na zemi a ve vzdálenosti asi 2 m zapíchneme 2 tyče. Směr pohledu pak volíme tak, aby se obě tyče překrývaly. Při odhadu úhlů využíváme poznatku, že palec ve vzdálenosti natažené ruky vidíme pod úhlem 2,5°, dlaň pod úhlem 7 až 8°, největší vzdálenost mezi palcem a ukazováčkem pod úhlem 16°. Hodinové dělení na číselníku hodin představuje úhel 30°. 0ľ\ A 155. Pozorování, změn vzhledu noční oblohy 3,37. FOTOGRAFIE OBLOHY NEHYBNÝM FOTOGRAFICKÝM PŘÍSTROJEM Potřeby: Fotografický přístroj, stativ, ohebná spoušť s aretací, film 21° DIN, hodinkv. V astronomické praxi se používá nehybných kamer při fotografii stop meteorů. K těmto účelům se používá celých baterií speciálních komor, kterými je sledována současně značná část oblohy. Pravděpodobnost zachycení stopy jasného meteoru běžným fotografickým přístrojem je vcelku malá. Můžeme však získat zajímavý fotografický snímek, na němž se přesvědčíme o poloze severního pólu a denním pohybu nebeské sféry. Postup: Fotografický přístroj s citlivějším filmem (21° DIN) upevníme na stativ tak, abychom v zorném poli viděli Polárku i jasné hvězdy souhvězdí Velké medvědice. Otevřeme úplně clonu a volič doby osvitu nastavíme na písmeno B. Abychom nemuseli po celou dobu osvitu držet spoušť prstem, použijeme ohebné spouště s aretací. Snímek exponujeme 1 až 2 hodiny. Dobu osvitu změříme. Fotografování provádíme ve večerních hodinách v období, kdy je Měsíc pod obzorem a nepřezařuje svým světlem oblohu. Rovněž stanoviště pro fotografování zvolíme tak, aby nám do objektivu nemohlo vniknout světlo z pouličního osvětlení apod. Snímek vyvoláme v koncentrovanější vývojce a kopírujeme na velmi tvrdý papír. Pomocí získané fotografie zhotovíme mapku zachycené části 259 hvězdné oblohy. Na zvětšenou fotografii položíme průsvitný papír a tečkami označíme začátky nebo konce stop hvězd. Velikost tečky přizpůsobíme intenzitě stopy na fotografii. Získanou mapku porovnáme s mapkou severní hvězdné oblohy a označíme nejjasnější hvězdy. 3,38. PŘIBLIŽNÉ URČENÍ ÚHLOVÉHO A SKUTEČNÉHO PRŮMĚRU SLUNCE A MĚSÍCE Potřeby: Dalekohled (nebo theodolit), list papíru, stopky. Díváme-li se upevněným dalekohledem na Měsíc nebo pozoruj eme-H obraz Slunce promítnutý dalekohledem na stínítko umístěné za okulá-rem*), povšimneme si, že nám kotouč Měsíce nebo Slunce poměrně rychle mizí ze zorného pole. Je to způsobeno denním pohybem těchto těles po nebeské sféře. Na základě studia pohybu slunečního nebo měsíčního disku v zorném poli pevného dalekohledu můžeme zhruba určit jak úhlový, tak i skutečný průměr obou těles. Postup: Ke studiu pohybu Měsíce potřebujeme dalekohled nebo theodolit, v jehož zorném poli je napjato vlákno. U Slunce postačí, když na stínítku, na němž pozorujeme pohyb slunečního disku, vyznačíme přímku přibližně kolmou ke směru pohybu Slunce. Při pozorování změříme stopkami dobu, která uplyne mezi počátečním a konečným dotykem disku s vláknem nebo přímkou na stínítku. Měření desetkrát opakujeme a zapisujeme do tabulky. Úhlový průměr Měsíce nebo Slunce vypočítáme převedením aritmetického průměru velikosti naměřených časových intervalů na stupňovou míru. Převod provedeme buď pomocí tabulek, nebo podle vztahů 1 min 15' a 1 s ék 15". Abychom určili skutečný průměr Slunce, musíme znát jeho vzdálenost od Země (rs -- 1,49. 108km). Skutečný průměr pak vypočítáme podle vztahu , 2 ti rs * = 36č-a' kde a je průměr Slunce vyjádřený ve stupních. Podobně vypočítáme *) Slunce nesmíme nikdy pozorovat přímo. Mohlo by dojít k vážnému poškození zraku. 261 skutečný průměr Měsíce v úplňku (rM = 3,84 . 105 km). Při výpočtu průměru přímo z naměřeného časového údaje t počítáme ze vztahu ° 86 400 3,39. POZOROVÁNÍ SLUNEČNÍCH SKVRN Potřeby: Dalekohled upravený k projekci na stínítko, bílý papír. Sledování slunečních skvrn patří k nej významnějším metodám studia sluneční činnosti. Sleduje se především tzv. relativní Číslo R, které je základním statistickým údajem o sluneční činnosti a charakterizuje ji. Relativní číslo je stanoveno vztahem kde g je počet skupin slunečních skvrn a / je celkový počet jednotlivých skvrn. Zjistíme-li např. na Slunci dvě skupiny skvrn s celkovým počtem 26 skvrn, je relativní číslo R — 20 + 26 = 46. (Ojedinělé skvrny se na slunečním povrchu vyskytují jen zřídka, častější jsou skupiny skvrn, avšak při výpočtu relativního čísla považujeme za skupinu i každou jednotlivou skvrnu.) U jednotlivých skvrn i jejich skupin si všímáme vzhledu skvrn, jejich rozložení na slunečním disku a při opakovaném pozorování sledujeme změny skvrn a jejich pohyb po povrchu Slunce. Podle celkového vzhledu rozdělujeme skvrny do několika skupin. Základních devět typů skvrn je naznačeno na obr. 157. Typ A — malá osamocená skvrna nebo skupina několika málo skvrn v těsné blízkosti; typ B — větší skupina malých skvrn; typ C — malá nebo střední skvrna s polostínem (tzv. penumbrou) s drobnými skvrnami v okolí; typ D — skvrny s penumbrou, uspořádané kolem dvou pólů (bipolárně); typ E — velká skupina skvrn střední velikosti s penumbrou, s řadou menších skvrn; typ F — rozsáhlá skupina velkých skvrn nepravidelného tvaru, obklopených velkým počtem skvrn menších a malých; typ G — velká skvrna ve skupině, která je obklopená rozsáhlou penumbrou (případně v bipolárním uspořádání s menšími skvrnami); typ H — skvrny s rozpadávajícím se jádrem větších rozměrů, doprovázené několika menšími skvrnami; typ I — malá skvrna s pravidelnou penumbrou. 262 Postup: Vlastní pozorování Slunce provádíme projekcí obrazu Slunce na stínítko za okulárem dalekohledu. Použijeme bud dalekohledu upraveného pro tento účel (obr. 158), nebo zařízení improvizujeme. Obraz Slunce promítáme na bílý papír, na který předem narýsujeme kružnici o průměru 8 až 15 cm a vzdálenost stínítka potom volíme tak, aby nám rozměr kružnice souhlasil s obrysem obrazu Slunce. Měkkou tužkou c D E F v- H I 157. Typy slunečních skvrn 158. Dalekohled upravený na pozorování Slunce zakreslujeme jednotlivé skvrny. Na náčrtku vyznačíme směr pohybu Slunce. Není-li dalekohled opatřen hodinovým strojem, musíme polohu dalekohledu neustále upravovat tak, aby obraz Slunce souhlasil s narýsovanou kružnicí. V záznamu o pozorování uvedeme místo, datum a dobu pozorování, 263 konstanty dalekohledu (průměr objektivu, ohniskovou vzdálenost a zvětšení), počet skupin, počet skvrn a relativní číslo. Při dlouhodobém pozorování zapisujeme tyto údaje do tabulky. Upozorněni: Zásadně nesmíme pozorovat Slunce přímo, nechráněným okem! Hrozí vážné nebezpečí poškození zraku. Při vizuálním pozorování bez dalekohledu chráníme oko světelným filtrem (např. začazeným sklem). Pozorování Slunce dalekohledem je možné jen s použitím projekce. 3,310. ODHAD HVĚZDNÉ VELIKOSTI Potřeby: Mapka souhvězdí. Nejvýraznější vlastností hvězdy jako zářícího objektu na nebeské sféře je její zdánlivá svítivost neboli jasnost. Podle jasnosti stanovíme tzv. hvězdnou velikost hvězdy m (z lat. magnitudo), která je číselným vyjádřením zdánlivé svítivosti. Hvězdná velikost je definována tak, že hvězda velikosti \m má jasnost 2,5krát větší než hvězda velikosti 2m. Prostým okem vidíme za příznivých podmínek hvězdy až do 6m. Jejich jasnost je 2,5<6~1> = lOOkrát menší než jasnost hvězd \m. Přesná měření hvězdné velikosti hvězd se provádějí speciálními fotometry. Avšak i prostým okem může dobrý pozorovatel určit hvězdnou velikost s přesností na 0,1m. Tohoto vizuálního měření, založeného většinou na srovnávání jasnosti sledované hvězdy se dvěma hvězdami známé hvězdné velikosti, se používá obvykle při zjišťování změn svítivosti u proměnných hvězd. Postup: Při odhadu hvězdné velikosti si nejprve zvolíme dvě hvězdy, s nimiž budeme jasnost zkoumané hvězdy porovnávat. Volíme hvězdy, které se jasností od zkoumané příliš neliší a které jsou od zkoumané hvězdy na obloze vzdáleny natolik, abychom je neviděli se zkoumanou hvězdou v jednom směru. Zabraňujeme tak nepřesnému odhadu způsobenému tím, že obě hvězdy dopadají současně na dvě místa sítnice oka, která mají různou citlivost. Snažíme se také, aby srovnávací hvězdy byly stejného zabarvení. Vlastní odhad hvězdné velikosti spočívá v tom, že zkoumanou hvězdu uzavíráme odhadními stupni mezi dvě hvězdy srovnávací, z nichž jedna má jasnost větší a druhá menší než hvězda zkoumaná. Odhadní stupně stanovíme takto: 264 o 3 C 0 — hvězdy se nám jeví stejně jasné nebo se nám jeví střídavě jedna hvězda jasnější než druhá; 1 — obě hvězdy se nám jeví na první pohled stejně jasné, avšak při bedlivějším pozorování se nám jeví jedna jasnější než druhá; 2 — jedna hvězda se nám jeví jasnější; 3 — rozdíl jasnosti je patrný na první pohled; 4 — rozdíl jasnosti je velmi nápadný. Označíme-li srovnávací hvězdy A (3,34w) a B (2,42m) a zkoumanou hvězdu C, píšeme výsledek např. takto: A3C2B. Určení hvězdné velikosti hvězdy C pak provedeme graficky na milimetrovém papíře. Na svislou osu naznačíme hvězdnou velikost a na vodorovnou osu odhadní stupeň podle obr. 159. Body odpovídající srovnávacím hvězdám spojíme přímkou a hvězdná velikost, určená průsečíkem této přímky s 0 odhadním stupněm, je hvězdnou velikostí zkoumané hvězdy (v našem případě 2,8W). Odhad hvězdné velikosti cvičíme nejprve na jasnějších hvězdách, např. hvězdách souhvězdí Velké medvědice, vybereme si tři vhodné hvězdy (např. e, Ô a /?), u dvou zjistíme hvězdnou velikost (e — l,68ra; ô — 3,44m) a odhadujeme hvězdnou velikost hvězdy třetí. Pro pozorování volíme období, kdy není obloha přezářena měsíčním světlem a je jasno (ruší zejména vysoká oblačnost a mlha). Dosahujeme-li dobrých výsledků při odhadu prostým okem, můžeme přistoupit k odhadu kukátkem nebo dalekohledem a můžeme odhadnout hvězdnou velikost proměnných hvězd (zejména dlouhoperiodických a hvězd typu /? Perseí). Pokyny ke studiu proměnných hvězd vyhledáme v odborné literatuře (např.: Parenago—Kukarin, Proměnné hvězdy a způsoby jejich pozorování, N ČSAV, Praha 1953). 4 v. S 4 3 2 10 1 2 3 4 159. Určení hvězdné velikosti hvězdy 265 3,311. POZOROVÁNÍ MĚSÍCE, PLANET A HVĚZD DALEKOHLEDEM Potřeby: Dalekohled. Hlubší poznání kosmických těles nám umožňuje dalekohled jednak tím, že zvětšuje zorný úhel, pod kterým vidíme pozorovaný objekt, jednak soustřeďuje na sítnici oka větší množství světla. Tyto vlastnosti dalekohledu nám umožňují pozorování povrchů nejbližších kosmických těles, rozlišení většího počtu hvězd a hvězdných útvarů a pozorování hvězd malé svítivosti. Astronomické dalekohledy jsou buď refraktory (objektivem je spojka), nebo reflektory (objektivem je duté zrcadlo). Základními údaji u každého dalekohledu jsou: ohnisková vzdálenost objektivu F a průměr objektivu D. Tyto hodnoty určují základní vlastnosti dalekohledu: zvětšení, které vypočítáme ze vztahu F D Z = —r nebo Z = —r, / d kde / a d jsou ohnisková vzdálenost a výstupní otvor okuláru; světelnost dalekohledu, danou vztahem D S = ~F- Každý dalekohled je upevněn na stojanu konstruovaném tak, abychom mohli dalekohledem otáčet kolem dvou os navzájem kolmých. Větší astronomické dalekohledy jsou upevněny na tzv. paralaktické montáži (obr. 160), umožňující pohyb dalekohledu v rektascenzi a deklinaci. Malé dalekohledy mají tzv. azimulální montáž (obr. 161), u níž měníme polohu dalekohledu podle změn výšky a azimutu pozorovaného objektu. Poněvadž se výška i azimut hvězd neustále mění3 musíme dalekohledem otáčet kolem obou os, kdežto u paralaktické montáže sledujeme jen změnu hodinového úhlu hvězdy. Tento pohyb je často řízen hodinovým strojem nebo elektromotorem s přesnými otáčkami. Postup: Měsíc. Pozorování provádíme v době, kde je měsíční povrch osvětlen bočně, takže vynikají jednotlivé útvary ohraničené ostrým stínem. Z měsíčních útvarů jsou nejnápadnější moře (mare) — rozsáhlé, šedavě za- 266 barvené roviny; krátery — ohraničené kruhovými valy nebo i bez nich, s nejrůznějšími průměry; pohoří — složená vesměs z ojedinělých vrcholů značné výšky. Za příznivých podmínek můžeme větším dalekohledem vyhledat i zajímavé brázdy. Před vlastním pozorováním se seznámíme s nej výraznějšími a nej zajímavějšími objekty na mapě měsíčního povrchu, a pak je vyhledáme přímo na povrchu Měsíce. 160. Paralaktická montáž dalekohledu 161. Azimutální montáž dalekohledu Planety. K pozorování jsou vhodné planety Venuše, Mars, Jupiter, Saturn. Planety vyhledáme nejprve, na základě údajů Hvězdářské ročenky, prostým okem. Na obloze je poznáme jako výrazné objekty na té části oblohy, kde se rozprostírají zvířetníková souhvězdí. Pro planety je typické, že září (na rozdíl od hvězd) většinou klidným světlem. Venuše září bílým světlem a je na obloze vždy nejjasnějším objektem (Večernice, Jitřenka); světlo Marsu je výrazně červeně zabarvené; Jupiter září bílým světlem; jasnost Saturna je menší a jeho světlo je nažloutlé. Dalekohledem pozorujeme tvar srpku planety Venuše; na povrchu Marsu se snažíme rozlišit nějaké výraznější podrobnosti povrchu (polární čepičky); u planety Jupitera pozorujeme čtyři nej větší měsíce a tmavší pruhy na povrchu planety; planeta Saturn nás zaujme typickým prstencem. Hvězdy. Při malém zvětšení porovnáváme počet hvězd, které vidíme 267 prostým okem a v zorném poli dalekohledu. Ve Hvězdářské ročence najdeme nejzajímavější objekty období, v němž provádíme pozorování. Pozornost zaměříme hlavně na dvojhvězdy, hvězdokupy a mlhoviny. Astronomická pozorování, která jsou zde uvedena, jsou zaměřena na praktické seznámení s hvězdnou oblohou a s kosmickými tělesy, která na obloze vidíme. Je však celá řada pozorování, která lze provádět i s jednoduchými prostředky, a přece mohou mít při soustavném provádění i vědeckou cenu. Jsou to vedle zmíněných pozorování Slunce a proměnných hvězd pozorování meteorů, zákrytů hvězd Měsícem, slunečních a měsíčních zatmění, umělých družic Země atd. Pokyny k těmto pozorováním naleznete v odborné literatuře nebo vám poradí v práci pracovníci lidových hvězdáren, které jsou u nás v každém větším městě. 3,4. METEOROLOGICKÁ POZOROVÁNÍ V zemědělství, letecké dopravě, ve stavebnictví a v celé řadě dalších oborů lidské Činnosti se výrazně uplatňuje vliv počasí. Proto má velkou důležitost studium meteorologických dějů v ovzduší a jejich předpověď. Základním studijním materiálem jsou v meteorologii údaje o pozorování meteorologických prvů, prováděná na meteorologických stanicích. Seznámíme se s metodami měření nejdůležitějších meteorologických prvků, jejichž hodnoty můžeme zjišťovat i s jednoduchým přístrojovým vybavením. Nejlepší podmínky pro hodnotná meteorologická pozorování vytvoříme vybudováním Školní meteorologické stanice vybavené meteorologickou budkou, dešťoměrem a stožárem s větrnou směrovkou. 3,40. ŠKOLNÍ METEOROLOGICKÁ STANICE Pro vybudování meteorologické stanice volíme volné prostranství typické pro danou krajinu. Pro umístění srážkoměru musí být splněna podmínka, že okolní předměty (budovy, stromy) nejsou blíže než dvojnásobek jejich výšky. Větrnou směrovku umísťujeme na vrchol stožáru výšky alespoň 6 m. Meteorologická budka slouží k umístění a ochraně meteorologických 268