A NĚKTERÉ DALŠÍ ÚKAZY POZOROVATELNÉ NA AKUSTICKÝCH KMITOČTECH ELEKTROMAGNETICKÝCH VLN [1959]

Kand. tech. věd Jiří Mrázek, OK1GM, vědecký pracovník Geofyzikálního ústavu ČSAV

 

Na stránkách tohoto časopisu bývá psáno většinou o radiových vlnách krátkých a velmi krátkých, protože většinou pouze tyto vlny obvykle bezprostředně zajímají amatéry-experimentátory a amatéry-vysílače; méně se již píše o vlnách středních a jen zcela výjimečně o vlnách dlouhých, ležících dnes jaksi stranou veškerého amatérského snažení. Pryč jsou ty časy, kdy veškerý dálkový telegrafní styk byl uskutečňován pouze mnohokilowattovými vysílači na dlouhých vlnách; tehdy se totiž věřilo, že pouze na dlouhých vlnách lze překlenout mezikontinentální vzdálenosti. Obvykle se pod pojmem „dlouhé vlny“ myslelo pásmo od 0,5 asi tak do 0,1 MHz; ještě níže pracuje sice dnes také několik telegrafních vysílačů, avšak pod 12 až 15 kHz nenajdeme již zcela bezpečně signály žádného vysílače zhotoveného člověkem; dlouho se soudilo, že vlny ještě nižšího kmitočtu nejsou již naprosto vhodné k tomu, aby se vůbec šířily na velkou vzdálenost a také v naší vyhlášce tehdejšího ministerstva pošt k zákonu o radiotelekomunikacích, pokud se pamatuji, byl definován radiový vysílač dokonce jako zařízení, schopně vysílat elektromagnetické vlny kmitočtu alespoň 20 kHz.

Nezávisle na vývoji radiového spojení pozoroval již v roce 1919 Barkhausen na dálkových telefonních spojích občas zvláštní pisklavé hvizdy, nikoli nepodobně zvukům, jaké vydává padající bomba Tyto zvuky byly někdy velmi časté, jindy chyběly úplně. Někdy prý značně ztěžovaly meziměstské telefonní hovory. Tyto hvizdy byly dokonce několikrát zachyceny i na německé frontě během první světové války, a jak se nyní dovídáme, snad dokonce už na konci minulého století v Rakousku. Teprve ve třicátých letech tohoto století se stále více pozná že tyto zprvu záhadné hvizdy se indukují do zemních vedení vlivem elektromagnetických vln akustických kmitočtů, které se odněkud dostávají „éterem“ k zemskému povrchu. Hvizdy dostaly v odborné literatuře název „whistlers“ (francouzsky „sifflements‘) a začaly být podrobně sledovány teprve v posledních letech před začátkem Mezinárodního geofyzikálního roku a zejména během MGR.

Podívejme se nyní, jak vlastně celý jev vypadá: jestliže naladíme přijímač na kmitočty pod 60 kHz, potom zaznamenáme nepřetržitou hladinu atmosférického šumu, který vzniká příchodem množství elektromagnetických vln, je jichž původ tkví v bouřkových blescích. Zkrátka je tam ustavičné QRN, jehož intensita se mění během dne i během roku podle toho, jak silná je bouřková činnost, ale i podle toho, v jakém stavu jsou nejnižší vrstvy ionosféry, s jejichž pomocí se tyto vlny do dálky šíří. A že se šíří opravdu daleko, je vidět z toho, že dnes máme za všeobecně dokázáno, že většina těch praskotů zde v Evropě má původ v tropických bouřkách rovníkové Afriky a že tu a tam proniknou k nám i „signály“ silných blesků z prostoru jižní Afriky; ty nejsilnější praskoty pocházejí ovšem většinou od bouřek nad Evropou a Středozemním mořem.

Na kmitočtech okolo 27 kHz ovlivňuje, jak se zdá, šíření tohoto atmosférického šumu nízká ionosféra nejvíc. To poznáváme z toho, že se zde nejvíce projevuje účinek chromosférických erupcí, t.j. že se krátkovlnný Dellingerův efekt projevuje na tomto kmitočtu náhlým vzrůstem hladiny atmosférického šumu v důsledku toho, že abnormálně vyvinutá vrstva D při chromosférické erupci zlepší značně šíření těchto elektromagnetických vln na velké vzdálenosti. Na ještě nižších kmitočtech je vliv ionosféry pozorovatelný podstatně méně, avšak i zde je možno neustále slyšet praskoty bouřkového původu. Na kmitočtech 0,5 až 10 kHz jsou tyto praskoty již kmitočtově „uřezány“, jejich existence však dává tušit, že se přece jen vlny těchto kmitočtů dovedou šířit na značné vzdálenosti, je-li výkon příslušného „vysílače“ značný.

A právě na těchto vlnách se čas od času objeví zmíněný hvizd. Trvá asi půl až jednu vteřinu a má kmitočtově klesající tendenci (vzpomeňte si na to přirovnání s hvizdem padající bomby). Zajímavé je však to, že se někdy asi po jedné vteřině opakuje, při čemž je slabší, ale klesá pomaleji; takových opakovaných „ozvěn“ se může vyskytnout několik, při čemž intensita i rychlost poklesu tónu neustále klesá. Jindy má hvizd zvláštní charakter, jako by v nepatrném časovém úseku zlomku vteřiny tentýž hvizd přiletěl různými cestami; je „dvojitý“ nebo dokonce můžeme mluvit o celém ,‚trsu“ těchto hvizdů. Často se však také stane, že přes veškerou námahu třeba několik dnů po sobě neuslyšíme ani jeden jediný hvizd, za tím co jindy jich napočteme i několik set za čtvrt hodiny.

Ještě jednoho jevu si může pozorný pozorovatel povšimnout: při opakovaných hvizdech lze, jak jsme se již zmínili, jednoduše sledovat postupně delší a delší dobu trvání jednotlivých ozvěn. Tyto délky se však zvětšují nikoli nahodile, ale podle zcela jednoznačně vyjádřitelného zákona: trvání jednotlivých ozvěn je buďto v poměru 1 : 3 : 5 : 7 atd., nebo v poměn, 2 : 4 : 6 : 8 atd. Slovy vyjádřeno je tedy buďto první hvizd poměrně krátký (např. půlvteřinový), jeho první ozvěna pak trvá třikrát déle (tedy 1,5 vteřiny), druhá pětkrát déle (tedy 2,5 vteřiny) a každá další ozvěna, pokud ji ještě pro klesající intensitu stačíme zachytit, potrvá ještě vždy o jednu vteřinu déle než ozvěna předcházející. Anebo je první hvizd dvakrát delší (tedy vteřinový) a každé následující opakování trvá vždy o vteřinu déle. Rozpadají se tedy hvizdy do dvou zcela jasně poznatelných skupin: jedny jsou „krátké“ (máme-li na mysli první hvizd), druhé „dlouhé“. Nejzajímavější pak je to, že prakticky vždy před „dlouhým“ hvizdem je pozorován mimořádně silný atmosférický praskot Jakoby od blízkého blesku; doba mezi tímto praskotem a příchodem dlouhého hvizdu je stejná, jako doba mezi začátkem prvního hvizdu a příchodem jeho nejbližší „ozvěny“. To tedy ukazuje na to, že hvizdy jsou zřejmě v nějaké souvislosti s atmosférickými výboji při bouřkách.

Dlouhé doby mezi jednotlivými ozvěnami se však zdály nasvědčovat tomu, že se příslušné elektromagnetické vlny nemohou šířit v prostoru mezi Zemí a nejnižší vrstvou ionosféry; když se spočítalo, jak dlouhá musí být dráha, po níž se hvizdy šíří, aby mohly vzniknout pozorované ozvěny, tak vyšel výsledek, který zcela jednoznačně pravil, že tyto vlny musí projít celou ionosférou a šířit se v meziplanetárním prostoru v sousedství Země, na kterou se opět vrátí, když předtím znovu proniknou celou ionosférou. Při tom se mohou od Země opět odrazit a po stejné dráze se vrátit do místa svého vzniku, odrazit se tam opět od zemského povrchu a vykonat tutéž cestu ještě jednou, a případně pak „kývat“ mezi místem vzniku a dalším místem zemského povrchu několikrát sem a tam a pokaždé přinést stále slabší a slabší ozvěnu. Tento výsledek se zprvu zdál naprosto nemožný; vždyť se dobře vědělo, že čím delší vlna, tím se snáze odráží od stále nižších a nižších oblastí ionosféry. A přece existence hvizdů nasvědčovala tomu, že elektromagnetické vlny akustických kmitočtů tvoří nějakou mimořádnou výjimku.

Řekněme si na tomto místě nyní rovnou, že chyba byla v tehdejší teorii šíření elektromagnetických vln ionosférou. Dodatečně bylo zjištěno při teoretickém přešetřování celé záležitosti (provedl to Eckersley v roce 1925), že při šíření vln akustických kmitočtů vzniká podélná složka, která proniká ionosférou a šíří se dále; teprve mnohem později (Storey, 1953) byl vytvořen definitivní závěr, že k tomu, aby se příslušná vlna šířila dále, musí být splněny dvě podmínky: podél celé dráhy musí vést jedna a táž siločára zemského magnetického pole a kromě toho podél celé cesty musí být splněna podmínka, aby totiž elektronová koncentrace nepoklesla pod určitou hodnotu, kterou bylo možno vypočítat. Za těchto předpokladů se pak vlna šíří po zakřivené dráze a navrací se v bodě, kterým „končí“ příslušná magnetická siločára na zemském povrchu, nazpět k Zemi. Prostředí, kterým se však vlna šíří, má v tomto případě zvláštní vlastnost, kterou označujeme slovem „disperse“. Původní atmosférický impuls je vlastně směsicí elektromagnetických vln nejrůznějších kmitočtů a každý z těchto kmitočtů se šíří dispersním prostředím jinou rychlostí: čím menší kmitočet, tím menší rychlost šíření. Víme, že na normálních radiových vlnách se všechny kmitočty šíří stejně rychle, rychlostí obvykle blízkou rychlosti světla, a že i když v ionosféře tato rychlost přechodně klesá, klesá pro všechny kmitočty stejně. Na elektromagnetických vlnách akustického kmitočtu však tomu tak není. Původně vyletí z místa blesku vlny všech kmitočtů současně (původní impuls, QRN). Pokud letí celý impuls pouze tak, že se šíří pouze prostorem mezi Zemí a nejnižší vrstvou ionosféry, udržuje se po celou cestu prakticky „pohromadě" a na anténu přijímače doletí opět jako impuls, tj. jako krátký praskot. Jakmile však vede jeho cesta podél geomagnetické siločáry, potom se jednotlivé kmitočtově odlišné složky původního impulsu časově rozdělí: vyšší kmitočty letí rychleji a vrátí se tudíž k Zemi dříve, nižší kmitočty se po cestě zdržují a přijdou k Zemi později. A jak to do padne, dovedete si již jistě představit sami: původní impuls se během své dlouhé cesty časově rozloží a do místa příjmu dojdou nejdříve vyšší kmitočty a postupně docházejí nižší a nižší - vznikne hvizd klesajícího charakteru, o němž pojednáváme v tomto článku. Jestliže pak dojde ke „kývání“ hvizdu mezi oběma body zemského povrchu, vlastně oběma koncovými body pří slušné geomagnetické siločáry, zvyšuje se disperse úměrně s překonanou vzdáleností, takže ozvěny jsou v příslušném poměru stále delší a delší.

Také už sami zjistíme, proč jsou tyto poměry právě buď 1 : 3 : 5 : 7 atd. nebo 2 : 4 : 6 : 8 atd. To všechno záleží na tom, na kterém konci příslušné magnetické siločáry hvizd vlastně začal: nastane-li pro československého pozorovatele hvizd na severní polokouli (někde poblíž něho nad Evropou), potom ze všeho nejdříve uslyší jemu odpovídající silný praskot (QRN), který se k němu dostal od blesku nejkratší cestou pomocí nízké ionosféry. Mluvíme v tomto případě o tzv. počátečním atmosfériku. Současně se příslušná vlnová složka začne šířit nadionosférickým dispersním prostředím, vrátí se k Zemi kdesi na jižní polokouli na opačném konci „své“ geomagnetické siločáry, odrazí se od zemského povrchu a stejnou cestou se vrátí zpět na anténu našeho přijímače, kam již přijde jako časově rozložený „dlouhý“ hvizd (s dispersním koeficientem rovným dvěma). Má-Ii dostatek energie, odrazí se zde znovu a celou cestu opakuje; přijde k nám potom ozvěna s dispersním koeficientem rovným čtyřem, a tak se to může ještě několikrát opakovat, dokud energie hvizdu k tomu stačí.

Druhá možnost nastane, jestliže počáteční blesk nastane na opačném konci geomagnetické siločáry než je pozorovatel (pro nás tedy někde na jih od Kapského Města); počáteční atmosférik v tomto případě přijde tak slabý, že se zcela „utopí“ v atmosférickém šumu; my jej proto nezaslechneme. Zato první hvizd k nám přijde s dispersním koeficientem rovným jedné (jeho dráha je v tomto případě právě dvakrát kratší než v předešlém případě „dlouhého“ hvizdu). Nastane-li odraz od zemského povrchu, potom putuje hvizd po geomagnetické siločáře opět na jižní polokouli, zde se odrazí a vrací se do Evropy zpátky; nyní jej zachytíme s dispersním koeficientem rovným třem (ti. třikrát tak dlouhý než prve). V případě dalších ozvěn se zvětšuje dispersní koeficient a tedy i délka trvání hvizdu vždy o dvě. A tak máme již skoro všechny počáteční „záhady“ rozřešeny.

Z této teorie však vyplývají dva zajímavé důsledky: první z nich tvrdí, že počet hvizdů není na celém zemském povrchu stejný. V blízkosti geomagnetických pólů, odkud vychází hustá síť siločar, které míří daleko do meziplanetárního prostoru, aby se po obrovské dráze vrátily k Zemi někde v blízkosti protilehlého geomagnetického pólu, musíme očekávat jen malý výskyt hvizdů, protože ztráty energie při jejich dlouhém šíření budou tak velké, že se nevrátí k Zemi prakticky již vůbec, nebo se sice k Zemi vrátí, ale zcela slabé. Naproti tomu v nízkých zeměpisných šířkách vycházejí řídké siločáry ihned se zakřivující nazpět k Zemi, jíž dosáhnou zhruba v bodě souměrně položeném k začátku siločáry. Jejich délka je tedy velmi krátká, a proto hvizd „nemá čas“ se časově rozvinout. Tak v nízkých geomagnetických (a tedy i zeměpisných) šířkách nelze očekávat vůbec žádné hvizdy. Nejlepší situace nastává okolo středních geomagnetických (a prakticky i zeměpisných) šířek, tedy právě v našich krajinách. Siločáry, vycházející z těchto míst, nezabíhají ještě příliš daleko od Země a na druhé straně nejsou tak krátké, aby hvizd vůbec nevznikl. Nutným důsledkem právě provedené úvahy tedy je, že největší počet hvizdů musí být pozorován ve středních geomagnetických šířkách, zatím co v tropických oblastech žádné hvizdy nastat nemohou. Skutečně všechna doposud provedená pozorování tento výsledek zcela potvrzují.

Druhý důsledek, který bylo možno experimentálně ověřit, je ještě zajímavější: jestliže umístíme dva přijímače do obou konců téže geomagnetické siločáry, potom musí zaznamenat tytéž hvizdy: jenže poměr trvání téhož hvizdu musí být na obou přijímačích různý. Má-li např. „severní“ přijímač „dlouhý“ hvizd s počátečním atmosférikem a s dispersemi v poměru. 2 : 4 : 6 atd., musí mít „jižní“ přijímač „krátký“ hvizd s dispersním poměrem 1 : 3 : 5 atd. Při tom jak hvizd „kýve“ mezi oběma body, musí přicházet do obou přijímačů střídavě ve stanovených časových okamžicích. I tento fakt byl pokusně zcela potvrzen jak pozorováními americkými, tak i pozorováními francouzskými mezi stanicemi v Poitiers u Paříže a Kerguelénem v Indickém oceáně.

A tak nám již zbývá poslední záhada: proč někdy hvizdy jsou a jindy nikoliv? Zcela jistě mají na počet hvizdů vliv dva faktory: předně musí být vlastní původci hvizdů - blesky - a to ještě k tomu na jednom z obou konců jedné a téže geomagnetické siločáry (totiž té, která vychází z místa blízkého pozorovateli) a potom musí nastávat skutečně po celé cestě vhodné podmínky šíření (musí být podél celé cesty zionizované prostředí). Skutečně se podařilo jednou kdesi v USA velmi zajímavé pozorování: podařilo se slyšet hvizdy pocházející od blesků, které bily právě nad hlavou pozorovatele. Tehdy se dokonce ukázalo, že po některých blescích hvizd neomylně přišel, po jiných však nikoliv, takže zřejmě ne každý blesk může vytvořit hvizd. Druhou vlastnost lze dobře sledovat v poslední době pomocí přístroje zvaného sonagraf. Je to přístroj, který na filmový pás zaznamenává závislost přijímaného kmitočtu na čase, tedy přístroj, který jednotlivé hvizdy přímo „kreslí“, takže veškeré kmitočty i časové délky lze pohodlně měřit. Po mocí tohoto přístroje se ukázalo, že dříve zmíněné „trsy“ jednoho a téhož hvizdu lze vysvětlit tím, že nad ionosférou někdy nastávají jakési obrovské vlnovody, v nichž se pohodlně a téměř bez ztráty energie mohou hvizdy šířit. Tyto vlnovody mohou vznikat jedině tehdy, vyskytují-li se podél cesty „mraky“ zionizované hmoty, nebo jinými slovy - a zní to dost překvapivě - existuje-li nad zemskou ionosférou další ionosféra! Hvizdy svou existencí podaly první důkazy o tom, že nad Zemí musí naše normální pozemská ionosféra přecházet v jiný druh jakési „meziplanetární“ ionosféry. Později výzkum pomocí umělých družic Země skutečně ukázal přímými měřeními, že ve výškách, kde dosavadní domněnky očekávaly konec zemské ionosféry a její přechod do téměř prázdného prostoru (až na drobné meteory a meteorický prach)‚ ve skutečnosti - jak se zdá - ionosféra vůbec nekončí. Pozemská ionosféra to již není; je to ionosféra Slunce? Nebo je celý meziplanetární prostor vyplněn zionizovanou hmotou, které říkáme plasma? To dneska ještě nevíme; ukáže-li se pravdivá první myšlenka, potom musíme přiznat, že atmosféra Slunce (jeho ionosféra) sahá až do vzdálenosti, v níž obíhá naše Země. Ukáže-li se jako správná myšlenka druhá, potom se budeme muset rozloučit s představou „prázdného“ meziplanetárního a snad i mezihvězdného prostoru. A protože teorie plasmy ukazuje, že přes všechnu svoji řídkost může obsahovat obrovskou energii, kdož ví, zda její objevení v domněle prázdném světovém prostoru nevrhne nečekané a zcela nové světlo na původ nebeských těles?

A tak na místě několika starých záhad se rýsují záhady nové a ještě daleko větší. Historie hvizdů není daleko u konce. Dnes už sice můžeme říci, že známe jejich původ a šíření a možná že v blízké budoucnosti budeme vysílat telegrafní monofrekvenční signály po jejich cestě a využijeme tedy jejich cest pro pozemská spojení z jedné polokoule na druhou (na monofrekvenční signály, tj. signály přenášené pomocí jediného kmitočtu, nemá disperse žádný vliv, takže telegrafní značka se nezkreslí časově jako bleskový impuls, jen svou dlouhou cestou vyloučí BK-provoz!). Současně však stojíme na prahu nových, převratných událostí ve vědeckém poznávání vesmíru. Byly to právě hvizdy na elektromagnetických vlnách akustických kmitočtů, které našemu dalšímu poznávání a poznání již pootevřely dveře.

Závěrem bych chtěl podotknout, že popsáním hvizdů jsme zdaleka nevyčerpali všechnu látku, o které mluví nadpis tohoto článku. V některém z příštích čísel přineseme pokračování našich úvah, při čemž probereme postupně další úkazy, které můžeme v šíření těchto elektromagnetických vln pozorovat.

AR 1/1959

ČESKOSLOVENSKÁ POZOROVÁNÍ EXOSFÉRICKÝCH HVIZDŮ V MGR

Mrázek, OK1GM, vědecký pracovník GÚČSAV

V rámci Mezinárodního geofyzikálního roku byla zahájena začátkem roku 1958 v ionosférickém oddělení Geofyzikálního ústavu ČSAV měření exosférických hvizdů; stalo se tak zejména na observatoři v Průhonicích, kde bylo uvedeno do provozu zařízení, registrující na magnetofonový pásek dvakrát za hodinu vždy po dvě minuty signály, přicházející na elektromagnetických vlnách akustických kmitočtů. V průběhu roku přibyla další relace od 2035 do 2045 hod. GMT, probíhající podle užšího mezinárodního programu stanic Průhonice, Kühlungsborn a Taunus. Na ionosférické stanici v Panské Vsi bylo v roce 1958 provedeno několik pokusů, avšak teprve v MGS 1959 bylo přikročeno k některým speciálním pozorováním, o nichž bude dále zmínka. V tomto referátě se nebudeme zmiňovat o použitých zařízeních, spíše se však zaměříme na některé výsledky pozorování.

Nejelementárnějším sledováním exosférických hvizdů je zjišťování počtu hvizdů za jednotku času bez ohledu na ostatní jejich charakteristiky. Tento počet je ovšem ovlivněn jednak příčinami meteorologickými (bez bouřek není ani hvizdů), jednak podmínkami jejich šíření podél geomagnetické siločáry. Naměřený počet hvizdů bývá publikován v podobě měsíčních přehledů. Ukazuje se, že počet hvizdů den ze dne silně kolísá; po řadě dnů bez hvizdů může přijít den, v němž se naměřilo i 40 až 50 hvizdů za minutu. Během dnů s hvizdovou činností se ukazuje zřetelný denní cyklus s absolutním minimem bez hvizdů v denních hodinách a s dvěma maximy v noci. Tato maxima nastávají obvykle asi 3 až 4 hodiny po západu Slunce a stejnou dobu před jeho východem; mezi nimi je podružné relativní minimum. V denních hodinách došlo velmi vzácně k dost překvapujícímu výskytu hvizdů kolem 16. hodiny místního času 2. dubna a 29. srpna 1958.

Chceme-li vyšetřovat souvislosti mezi hvizdovou aktivitou a jinými přírodními jevy, je nutno stanovit pro hvizdovou aktivitu nějaký index. Prozatím se nám osvědčuje index rovný nejvyššímu počtu hvizdů naměřenému během noci v pravidelných dvouminutových relacích. S těmito indexy lze snadno z našich měření z roku 1958 dokázat, že se ve výskytu hvizdů neprojevuje jakákoliv krátkodobá perioda; pravděpodobnost, že např. dnes pozorovaná hvizdová aktivita potrvá i zítra, je asi 75 procent; pro pozítří můžeme počítat stále ještě s 60 procenty a pro další den s 55 procenty. Ještě dále do budoucna pravděpodobnosti ubývá dále a její hodnota se stále více blíží asi 35 procentům. To platí tedy i např. o periodě 27 denní, která se naprosto neukazuje.

Zajímavější výsledek dostaneme, zpracujeme-li získané indexy hvizdové činnosti vzhledem k Ak indexům činnosti geomagnetické metodou naložení epoch. Tu se zcela jasně ukáže, že ve dnech s neobyčejně zvýšenou činností geomagnetickou (Ak nad 40) byla pozorována i neobyčejně vysoká činnost hvizdů (v průměru kolem 10 za dvě minuty) a naopak, značně zvýšené aktivitě hvizdů odpovídá v průměru zcela zřetelně i neobyčejně zvýšená činnost geomagnetická. Zbývá pouze dodat, že kde mluvíme o neobyčejně zvýšené činnosti geomagnetické, máme tím na mysli, že den před tím byl vždy ještě geomagnetický klid. S přibývajícími materiály bude proveden tento průzkum jemněji v tom smyslu, že nebudeme používat celodenního indexu Ak, nýbrž t nových geomagnetických indexů, aby se ukázalo, do kterého období prudce zvýšená geomagnetické činnosti hvizdová aktivita spadá. Předběžně lze na základě našich pozorovacích zkušeností říci, že jak v době geomagnetického klidu, tak i v době již vyvinuté geomagnetické poruchy je činnost hvizdů minimální a že hvizdů bývá v noci nejvíce na samém začátku velké geomagnetické poruchy. Právě provedenou úvahou jsme však nikterak netvrdili, že se hvizdy ve velké míře vyskytují jen na začátku geomagnetických poruch. Tak tornu konečně ani být nemůže, uvážíme-li, že počet hvizdů má i příčiny meteorologické.

Je lépe hledat a sledovat ještě jiné charakteristiky hvizdů, zejména pak takové, které jsou na meteorologických příčinách nezávislé. Takovou základní charakteristikou je disperze hvizdu; pravíme, že čím hvizd pomaleji klesá, tím je jeho disperze větší. Velikost disperze záleží hlavně na překonané dráze a na prostředí, jímž se hvizd šíří. V podstatě lze rozdělit hvizdy do dvou velkých skupin: na hvizdy s malou disperzí - krátké - a na hvizdy s dlouhou disperzí - dlouhé. Poměr těchto disperzí je roven zhruba 1:2. Krátké hvizdy vznikají v okolí bodu geomagneticky sdruženém vzhledem k pozorovateli, kdežto dlouhé mají příčinu v bouřce pozorovateli blízké. Dále bývají občas pozorovány ozvěny pravidelně se opakující a jen pomalu slábnoucí; spolu se svým základním hvizdem mají disperze v poměru buď 1: 3: 5: 7:: . . . nebo 2: 4: 6: 8: .. . a vznikají tedy zřejmě cestováním původního hvizdu sem a tam podél geomagnetické siločáry, kterýžto fakt byl ostatně již potvrzen přímými měřeními, prováděnými současně na stanicích, umístěných po obou koncích téže geomagnetické siločáry. Disperze hvizdu se měří technicky neobyčejně obtížně; v podstatě se musí magnetofonový záznam hvizdu napřed převést na záznam optický. Děje se tak speciálními složitými zvukovými analyzátory, které podle obchodního názvu firmy, jež se na jejich výrobu v USA specializovala, se nazývají sonagrafy. Těchto sonagrafů není v Evropě mnoho, a my máme to štěstí, že jeden z nich je i v Československu. Na něm tedy převádíme akustický záznam hvizdu na záznam optický, který potom snadno proměřujeme a stanovíme nejen disperzi hvizdu, ale i všechny charakteristické časové údaje. Tu se ukazuje, že v různých nocích bývá průměrná disperze hvizdů různá, a dokonce - jak plyne z měření prováděných během MGR v Japonsku - že disperze se během noci v jistém rozmezí periodicky mění. U nás jsme s pravidelnými měřeními disperze doposud nezačali, protože jsme neměli k disposici potřebné množství sonagrafových papírů.

Ve stadiu výpočtů je právě nyní pokus o výpočet dráhy hvizdu z odchylky jeho disperze od teoretické hodnoty, vypočtené za předpokladu, že je dráha hvizdu totožná s geomagnetickou siločárou. Podle toho leží vrchol dráhy hvizdů u nás pozorovaných ve výšce asi 11 000 až 14 000 km. Během šíření se rychlost hvizdu mění ve značném rozmezí; je totiž závislá na počtu volných elektronů v jednotce objemu prolétávaného prostoru a v menší míře též na magnetickém toku v tomto prostoru. Teorie udává pro rychlost šíření hvizdu vzorec

v = c f -1 (2800 B - f)3/2

(12600 B N1/2)-1,

kde c je rychlost světla, f kmitočet šířící se vlny, B magnetický tok a N elektronová koncentrace místa, jímž se vlna šíří. Ze vzorce vyplývá další velmi důležitá charakteristika, „kritický kmitočet“ hvizdu fo, pro nějž vychází nulová rychlost. Platí pro něj vztah

fo = 2800 B.

V praxi to znamená, že u každého hvizdu je možno stanovit nejvyšší přenášený kmitočet, při čemž tento kmitočet asi sotva bude záviset na meteorologických příčinách.

Kritický kmitočet hvizdu leží obvykle nad 9 kHz a lze jej špatně měřit běžně používanými zařízeními; ostatně i sonagraf pracuje obvykle pouze do 8 kHz. V Panské Vsi jsme zahájili prozatímní měření pomocí přístroje pracujícím na principu konvertoru pro elektromagnetické vlny akustických kmitočtů, což přináší zejména tu výhodu, že je možno používat k příjmu kvalitního telekomunikačního přijímače a že po mocí směšování přijímaných signálů s vlastním signálem lze přijímat „slyšitelně“ i kmitočty nad oblastí slyšitelnosti. Tak např. z prováděných měření z měsíce dubna 1959 vyplývá, že v některých nocích leží hodnota kritického kmitočtu kolem 9 kHz, zatím co jindy přesahuje i 20 kHz. Tyto abnormálně vysoké hodnoty máme zvláště ze zimního období a dneska, kdy materiálu tohoto druhu nemáme ještě mnoho, lze těžko provádět srovnání výše kritického kmitočtu s jinými geofyzikálními faktory, s nimiž snad hvizdy souvisí. Odpovídající geomagnetické pole na vrcholu dráhy vychází však systematicky větší než je pole vypočtené na základě zemského dipólu dvou dipólů, i když přihlédneme ke všem známým korekcím pole na rovníku. Definitivní zhodnocení lze provést až na základě dalších analýz, které nyní provádíme. Je možné, že bude možno tímto způsobem prokázat vliv doposud pouze předpokládaného prstence nabitých částic vysoko nad rovníkem, který předpověděli geomagnetici. Proto se pokusíme provést srovnání naměřených hodnot kritických kmitočtů hvizdů s magnetickým polem, vypočteným na základě předpokládané existence tohoto prstence.

Snažil jsem se ukázat naše práce z oboru výzkumu exosférických hvizdů v jejich nynějším stadiu; část tohoto studia je dokončena, mnoho je však ve stadiu teoretického průzkumu, v němž nám pomáhá ochotně i Matematický ústav ČSAV. Mezitím vzroste pozorovací materiál a umožní provést naznačené výzkumy. V průběhu je předběžné jednání s příslušnými místy, jehož cílem - nenastanou-li zásadní technické potíže při realizaci - má být pokus o umělé vytvoření exosférického hvizdu. Přes to však je již dnes možno vyslovit závěr, že sledování hvizdů může přinést velmi mnoho i hlubšímu poznání struktury geomagnetického pole ve velkých vzdálenostech od Země.

AR 8/1959

Více najdete na :

http://oberon.troja.mff.cuni.cz/vp/pages/hvizdy.htm

http://www.aldebaran.cz/zvuky/novy/akr.html

http://oberon.troja.mff.cuni.cz/~santolik/papers/hab.pdf

http://oberon.troja.mff.cuni.cz/vp/pages/sirenivlncr.htm

V roce 2007 přepsal a upravil pro web OK2KKW Matěj OK1TEH