Teleskopie XXI: Amatérské pozorování měsíčního povrchu

1.9.2009 | Ivo Zajonc

Měsíc patří k nejlépe probádaným kosmickým tělesům. Tato skutečnost vyplývá z toho, že při jeho výzkumu bylo možné uplatnit nejen nepřímé metody astronomického bádání (při využití dalekohledů a radioteleskopů), ale že se uskutečnil i jeho přímý průzkum po přistání kosmických sond s lidskou posádkou. Navzdory tomu však zůstává tento náš průvodce objektem, ke kterému se za jasných nocí obrací menší i větší dalekohledy hvězdáren i jednotlivých astronomů – amatérů.

Přitažlivost pozorování Měsíce pro návštěvníka hvězdárny spočívá v tom, že jeho obraz v dalekohledu je docela jiný než ten, který nám zprostředkuje pohled okem samotným. Rozmanitost tvarů měsíčního povrchu a jejich velmi zřetelné zobrazení, které poskytuje dobrý dalekohled za dobrých pozorovacích podmínek, nadchne každého zájemce. Pozorovatele upoutá zejména možnost vidět „z blízka“ jiný svět, podobný našemu, ale přitom od něho odlišný v mnohých podrobnostech. Pozorování planet a jiných objektů dalekohledem běžného návštěvníka hvězdárny většinou zklame. Očekává totiž, že v dalekohledu uvidí to, co zná z dokonalých fotografií, reprodukovaných v knihách. Pohled na Měsíc ho naopak plně uspokojí, protože i menší přístroje zde snadno ukáží to, co může zachytit fotografie prostřednictvím velkého teleskopu. Dalekohledem s objektivem určitého průměru můžeme podle teoretických předpokladů uvidět na Měsíci nejmenší podrobnosti přibližně těchto rozměrů:

Tab. 1

I začínající astronom – amatér, který si postavil svůj první dalekohled z okulárových skel, se zadostiučiněním zkonstatuje, že mu jeho přístroj umožňuje uvidět krátery na Měsíci. Každý obdivovatel oblohy se k Měsíci rád vrací už jenom proto, aby si prověřil rozlišovací schopnost svého přístroje na jemných brázdách měsíčního povrchu v oblasti kráteru Hyginus nebo jen se záměrem potěšit svoje oko pohledem na fantastické tvary měsíční krajiny vynořující se v oblasti terminátoru ze tmy do oslňujícího slunečního světla.

I když tvrdíme, že Měsíc dobře známe, zůstávají zde některé nezodpovězené otázky, které souvisí se změnami na měsíčním povrchu v současné době a s krátkodobými světelnými jevy na jeho povrchu. Jejich sledování nevyžaduje velký dalekohled, ani zvláštní zařízení, je však náročné na trpělivost a na čas. Proto je tato oblast výzkumu Měsíce vhodná pro amatéry a to tím spíš, že profesionální pracoviště jim ve svých pozorovatelských programech prakticky nevěnují pozornost.

Metodika pozorování Měsíce

Pokud chceme pozorovat měsíční povrch jen proto, abychom uspokojili zájemce z řad veřejnosti na hvězdárně nebo v astronomickém kroužku, vybíráme si na to období okolo první čtvrti. Měsíc je v tu dobu večer už vysoko nad obzorem a boční osvětlení měsíčních útvarů nám poskytuje kontrastní a velmi přitažlivý obraz. S přibývajícím Měsícem se podmínky pozorování postupně zhoršují. V období úplňku je viditelný měsíční povrch osvětlený kolmo dopadajícími paprsky Slunce, stíny kráterů chybí, a proto je pohled na Měsíc málo zajímavý. V této fázi však můžeme dobře pozorovat všechny rozsáhlé měsíční roviny - měsíční moře. Výhodné podmínky pozorování se opět opakují okolo poslední čtvrti, avšak v tomto období je nevýhodou pozdní východ Měsíce.

Graf 1

Pokud chceme pozorovat určitý objekt, je třeba si z mapy nebo z katalogu zjistit jeho polohu (hlavně selenografickou délku) a potom i den lunace, kdy je tato oblast krátce po výstupu z terminátoru (z neosvětlené na osvětlenou část měsíčního disku). V tomto období bude objekt vhodně osvětlený pro podrobné studium. Podobná situace se opakuje znovu po úplňku za ubývajícího Měsíce, kdy se bude k objektu přibližovat terminátor. Osvětlení v této situaci přichází z opačné strany a odhalí nám na objektu jiné detaily.

Dosavadní zkušenosti ukázaly, že pro pozorování Měsíce jsou vhodné dalekohledy (především refraktory) se světelností 15 až 25 (světelnost = ohnisková vzdálenost objektivu/průměr objektivu). Měsíc nám poskytuje dostatek světla, takže nízká světelnost objektivu nevadí. U objektivů tohoto druhu se méně projevují optické vady a vzhledem k velké ohniskové vzdálenosti snadno získáme velké zvětšení a dobře využijeme rozlišovací schopnost objektivu. U dalekohledu s velkou světelností nás intenzivní světlo oslepuje a je nutné použít neutrální (šedý) filtr na jeho zeslabení, případně přiclonit objektiv na menší průměr.

Když chceme demonstrovat Měsíc na hvězdárně, použijeme nejprve takové zvětšení, které umožňuje zachytit do zorného pole dalekohledu celý měsíční disk. Když zájemci získají představu o celé viditelné části jeho povrchu, můžeme potom ukázat vybrané oblasti při větším zvětšení.

Při studiu detailů měsíčního povrchu používáme zvětšení, které se rovná 1,5 až 2násobku průměru objektivu dalekohledu v milimetrech (tedy při 100mm objektivu zvětšení 150 až 200krát). Při těchto pozorováních dobře využijeme okuláry s krátkou ohniskovou vzdáleností (5 až 6 mm). Použitelné maximální zvětšení závisí samozřejmě na stavu atmosféry. Když se již při malém zvětšení okraj Měsíce nápadně „vlní“, nejsou předpoklady pro využití většího zvětšení, protože nepokoj v atmosféře způsobuje, že obraz je nezřetelný („rozmazaný“). Dalekohled vhodný pro pozorování měsíčních detailů by si měl zachovat při dobrých atmosférických podmínkách dobrou ostrost obrazu ještě při zvětšeních rovných 1,5 až 2násobku průměru objektivu přístroje v milimetrech.

Abychom si mohli udělat představu o možnostech, které poskytuje studium Měsíce amatérskými dalekohledy, použijeme následující porovnání. Velké dalekohledy pracují převážně s fotografickou registrací obrazu. Přitom fotografie Měsíce, získaná reflektorem o průměru 2,5 m zachytí takové podrobnosti, jaké vidíme při přímém pozorování už dalekohledem s objektivem o průměru 125 mm. Můžeme tedy říci, že středně velké amatérské přístroje o průměru 100 až 120 mm mají stejné možnosti při studiu Měsíce jako velké dalekohledy používající fotografii. U větších přístrojů je předpoklad pro rozpoznání detailů při studiu měsíčních objektů vizuální cestou lepší, než při použití fotografické metody ve spojení s velkým dalekohledem profesionálního observatoria.

Zájem o studium Měsíce má u nás svoji tradici. Pražský amatér Karel Anděl je znám svými výbornými mapami Měsíce ze třicátých let (Mappa Selenographica – Praha 1926, Měsíc – Praha 1932). O Měsíci pojednává i několik knih novější literatury od výborného znalce Měsíce J. Sadila (Měsíc – Orbis, 1953; Cíl Měsíc – Orbis, 1960; Člověk a Měsíc – Horizont, 1970). Atlas měsíčního povrchu je součástí díla H. Slouky „Astronomie v Československu“ (Osvěta, 1952). Tvůrcem moderních map Měsíce je u nás A. Rükl (Mapa Měsíce – 1967; Mapa měsíčních polokoulí – Kartografie, Praha, 1972; Mond, Mars, Venus – Artia, 1977; Atlas měsíce – Aventinum, 1991).

Při studiu útvarů měsíčního povrchu je možné použít dvě metody. Fotografická metoda je pro amatéra méně přístupná, protože obrazy Měsíce v ohnisku amatérských objektivů jsou většinou příliš malé (průměr obrazu Měsíce se rovná přibližně 1/100 ohniskové vzdálenosti objektivu). Je sice možné zachytit podstatně větší obraz, který vznikne při projekci za okulárem dalekohledu, ale zde se setkáváme s problémy, vyplývajícími z nepřesnosti chodu paralaktické montáže při delších expozicích (několik sekund), potřebných na dostatečné proexponování obrazu.

Druhá metoda – zakreslování pozorovaných tvarů požaduje, aby měl pozorovatel i dostatečné kreslířské schopnosti. Důležité je, aby na kresbě byly zachycené správné tvary objektů a aby byly zachované jejich vzájemné vzdálenosti. Samostatným problémem je rozeznávání různých odstínů šedé barvy, které hodnotíme podle Schmidtovy stupnice: 0 – černá, 1 - šedočerná, 2 – tmavošedá, 3 – středně šedá, 4 – žlutošedá, 5 – čistě světlošedá, 6 – světlá bílošedá, 7 – světlá šedobílá, 8 – čistě bílá, 9 – lesknoucí se bílá, 10 – oslnivě bílá. Podle některých autorů se vyskytují i různé odstíny hnědé, červené a zelené barvy. Pro usnadnění zakreslování objektů se používá síťový mikrometr.

V okuláru je umístěna skleněná destička se sítí jemných čar, které nám rozdělují zorné pole na malé čtverečky. Podle nich potom překreslujeme pozorovaný objekt do podobné sítě čtverců na papír. Výhodné je i zakreslování detailů do fotografických zvětšenin, které nám poskytnou jen jakýsi základní náčrt situace, do něhož potom zakreslujeme jednotlivé detaily.

Útvary měsíčního povrchu

Připojený obrázek s doprovodným textem (obr. 1) zachycuje hlavní typy povrchových útvarů, které se vyskytují na povrchu Měsíce (nejsou zde zachycené velkoplošné jevy – měsíční moře a světlé paprsky, vycházející z některých kráterů). Podrobnější informace o jejich vzniku stejně jako jejich popis najdeme v uvedené literatuře.

Obr. 1

Připojená jednoduchá mapa Měsíce (podle Lindnera) umožňuje vyhledání významných objektů měsíčního povrchu. Je orientována tak, jako obraz v astronomickém dalekohledu. Proto je sever dole a východ na levé straně – oproti skutečnosti je obraz otočený o 180°. Každá z vyobrazených měsíčních čtvrtí je rozdělena na dva kvadranty (A, B, C, D), jejich označení najdeme u názvů jednotlivých objektů v dalších částech textu. To umožňuje rychlé vyhledání příslušného útvaru na mapě a též na Měsíci v zorném poli dalekohledu.

Obr. 2a
Obr. 2b

Zatímco přehledná mapa (obr. 2) je orientovaná opačně, než jsme u map zvyklí (jih je nahoře, sever dole) – což odpovídá obrazu v astronomickém dalekohledu – ostatní následující obrázky jsou všechny orientovány se severem nahoře, jak vidíme Měsíc na obloze.

Aby se začínající pozorovatel mohl seznámit s jednotlivými typy měsíčních útvarů, uvádíme jejich přehled s odvoláním na charakteristické příklady. Tyto objekty spolu s připojenými informacemi mohou zároveň posloužit při demonstracích měsíčních útvarů na hvězdárnách a v astronomických kroužcích. Připojené podrobnější kresby některých oblastí nám napomohou při orientaci a vyhledávání zajímavých detailů.

I. Roviny

Roviny převládají na viditelné části Měsíce. Rozdělujeme je na:

1. Moře (Mare) – rozsáhlé roviny se zřetelným ohraničením, často s jednotlivými krátery nebo jejich skupinami, případně i s jinými útvary. Jsou nápadné tmavošedou barvou. Nejlépe je uvidíme při úplňku. K největším patří Mare Imbrium (B), Oceanus Procellarum (D), Mare Nubium (C), Mare Serenitatis (B), Mare Tranquillitatis (B). Zajímavé je Mare Crisium (B), které připomíná velkou valovou rovinu. Uvedené objekty najdeme na přehledné mapě v oblastech (čtvrtkách) podle označení velkými písmeny A až D.

Obr. 3

2. Zálivy (Sinus) – se nachází při „březích“ moří. Mají často svůj původ v rozrušených valových rovinách, částečně pokrytých mořem. Nejvýznamnější jsou Sinus Iridum (D), Sinus Medii (D).

3. Bažiny (Palus) a jezera (Lacus) jsou menší a méně nápadně ohraničené rovné plochy, většinou světlejší než moře. Příklady: Palus Putredinis (D – mezi kráterem Archimedes a Apenninami), Palus Somnii (B – mezi Mare Tranquillitatis a Mare Crisium), Lacus Somniorum (B – mezi krátery Posidonius a Hercules).

II. Krátery

Krátery jsou nejtypičtějšími útvary měsíčního povrchu. Jejich společným znakem je okrouhlý tvar. Jejich průměr se pohybuje od 225 km až po téměř mikroskopické rozměry. Asi 300 000 kráterů má průměr větší než 1 km. Rozdělujeme je na několik typů:

1. Valové roviny – mají průměr 50 až 225 km. Prstencovitý, často velmi členitý val zde obklopuje rozlehlou rovinatou část, často s menšími krátery, vyvýšeninami, brázdami apod. Příkady: Archimedes (D), Clavius (C) (průměr 225 km), Fra Mauro (C), Grimaldi (C), Plato (D), Posidonius (B).

Obr. 3a

2. Prstencová pohoří mají vysoký pravidelný kruhový val a relativně menší průměr. Vnitřní rovina je malých rozměrů, často s centrální horou. Průměr je nejčastěji mezi 15 až 20 km, ale někdy i do 100 km. Nejznámější z nich jsou Eratosthenes (D), Copernikus (D), Theophilus (A), Tycho (C), Aristillus (B), Manilius (B), Kepler (D).

Obr. 4

3. Krátery jsou kruhovité prohloubeniny s průměrem 5 až 60 km. Pokud mají vyvinutý val, je pravidelný s ostrým okrajem, uvnitř bez rovinaté plochy a centrálního vrcholu. Bývají světlejšího odstínu než jejich okolí.

4. Kráterové jámy jsou malé krátery do průměru 5 km. Často jsou seřazeny v liniích vedle sebe, takže v menším dalekohledu splývají v jeden podélný útvar. Najdeme je např. v okolí kráteru Copernikus.

Zvláštním případem jsou krátery, jejichž vzhled prošel vícero změnami. Např. krátery Flammarion (C), Hipparchus (A) a celá řada dalších ležících na okrajích měsíčních moří je částečně zakryta lávou, takže jejich dno je téměř rovné a z obvodového valu často zůstávají zachované jen zbytky (Letronno /C/ v Oceanus Procellarum).

Známe však i kráter, jehož val je až po okraj vyplněn lávou, takže vznikla jakási okrouhlá náhorní plošina. Je to útvar Wargentin (C) s průměrem 84 km.

III. Horstva a kopce

1. Dómy jsou okrouhlé vypukliny měsíčního povrchu, téměř polokulovitého tvaru, často s kráterovou jamkou na vrcholu. Najdeme je např. u kráteru Hortensius, jihovýchodně od kráteru Kepler (D).

Obr. 6

2. Kopce a izolované hory (Mons) dosahují výšky okolo 2000 až 2500 m. Příkladem může být Mons Piton (2250 m) (D) u kráteru Cassini, asi o 2 jeho průměry západním směrem, a dále hora Pico (2400 m) (D – u kráteru Plato, o jeho průměr směrem k jihu).

Obr. 7

3. Horská pásma (Montes) jsou horské masivy s převažujícím délkovým rozměrem. Připomínají pozemská horstva, jejich výška dosahuje i několika tisíc metrů. Jsou to hlavně Apenniny (B až D) (5000 m), Alpy (B až D) s nejvyšším vrcholem Mont Blanc (3600 m), Kavkaz (B), Ural (C), Karpaty (D) (1000 – 2000 m).

Obr. 8

4. Žíly (Rupes) jsou protáhlé nízké a úzké vyvýšeniny, vystupující nad terén – např. Rupes Recta („Přímá stěna“, C, výška 210 až 300 m, délka 96 km, šířka 2,5 km), od kráteru Pipatus na severovýchod asi o 4 jeho průměry, Rupes Liebig (C – od kráteru Mersenius o jeho průměr na jihovýchod, na okraji Mare Humorum).

Obr. 9

IV. Údolí a brázdy

1. Údolí (Valles) jsou ostře zařezané korytovité útvary. Vyskytují se zejména v oblasti hor. Vallis Alpes (B) je údolí dlouhé 130 km uprostřed měsíčních Alp. Vallis Schröteri je údolí obloukovitého tvaru, začíná 25 km severně od kráteru Herodotus (C) v malém kráteru (6 km), rozšiřuje se až na šířku 10 km. Je 200 km dlouhé a 1000 m hluboké. Vallis Palitzsch (A) se nachází těsně při východním okraji kráteru Patavius.

Obr. 10
Obr. 11

2. Brázdy (Rimae) jsou úzké praskliny měsíčního povrchu, těžko pozorovatelné. Rima Hyginus prochází kráterem Hyginus (B) v západní části Mare Tranquillitatis, sestává částečně z řetězů kráterových jam. Rima Ariadaeus (B) je uprostřed mezi krátery Agrippa a Jilius Caesar. Rima Triesnecker (B) je systém jemných brázd na východ od kráteru Triesnecker (okraj sinus Medii, na východ od kráterů Bode a Pallas). Rima Aristarichus (D) je severovýchodně od kráteru Aristarchus.

Obr. 12

Problematické úkazy na Měsíci a jejich pozorování

V první polovině 20. století převládal názor, že na povrchu Měsíce neprobíhají žádné změny. Tento názor byl vyvrácen uveřejněním velmi dobře dokumentovaných Kozyrevových pozorování z let 1958 a 1959, které zachytily unikání plynů v oblasti kráteru Alphonsus (C).

Obr. 13

Middlehurstová hledala poznatky o změnách pozorovaných na Měsíci v minulosti a zjistila 540 případů, první už z roku 1540. Mezi pozorovateli byl i F. W. Herschel a jiní známí astronomové. Bylo by proto zajímavé a zároveň i užitečné věnovat pozornost pozorováním, které by potvrdily výskyt změn v oblastech, kde je podle starších správ pravděpodobný jejich výskyt.

Změny v podobě kráterů, vznik nových kráterů a jiné podstatné změny měsíčního reliéfu nebyly dosud dokázané. Někteří pozorovatelé sice podobné změny ohlásili, ale jejich existenci se nepodařilo potvrdit. Pozornost by si snad přece jen zasloužily dva objekty. První z nich je kráter Linné (B) v západní části Mare Serenitatis.

Obr. 14

Různí pozorovatelé v období od roku 1660 (Riccioli, Schröter, Lohrmann, Schmidt, Secchi, Thorton, Wilkins, Moore) popisovali toto místo velmi různě – jako světlou skvrnu, jako tmavou skvrnu, jako pahorek, jako zřetelný kráter o průměru 7 km nebo 11 km apod. Podle Pickeringa byl původní kráter zničen a změnil se na nízký pahorek, jiní odborníci považují periodické změny vzhledu kráteru za zdánlivé (Barnard), závislé na proměnlivém osvětlení. Podobné vlastnosti se připisují i kráteru Hyginus (B) (v Sinus Medii).

Obr. 15

Změny v morfologii se předpokládají i u kráterů Messier a Messier A (dříve Pickering) (A) v oblasti Mare Foecunditatis (na naší mapě jsou naznačené, ale nejsou pojmenované). Kromě toho jsou tyto krátery zajímavé tím, že představují vlastně vletový a výletový otvor meteoritu, který při nízkém letu nad Měsícem narazil do nízkého hřebene. Meteorit nejprve narazil do nízkého západního svahu a vyhloubil kráter Messier, odrazil se od tvrdého skalního podkladu a potom vytvořil kráter Messier A (Pickering) ve východním svahu.

Změny zbarvení nebo intenzity jednotlivých barevných odstínů jsou nejčastěji pozorovanými změnami na Měsíci. Dá se předpokládat, že tyto změny jsou skutečné.

V kráteru Eratosthenes (D - jižní okraj Mare Imbrium) je východně od centrálního kopce skvrna bílé barvy 24 x 13 km, která se po východu Slunce zmenšuje a téměř celá mizí. Objeví se zase až při následující lunaci.

Příčinou barevných změn na povrchu Měsíce je pravděpodobně luminiscence jeho hornin, kterou dokázali Dubois a Kozyrev. Předpokládají, že je silně ovlivňována různými druhy záření, a proto je závislá na slunečním světle i na aktivitě Slunce. V oblasti Mare Crisium byla zjištěna zelená, žlutá a modrá luminiscence, v jihovýchodní části Oceanus Procellarum červená luminiscence, v prostoru Mare Tranquillitatis zase žlutá.

Kráter Aristarchus (A) (obr. 11) v Oceanus Procellarum je objektem, kde byly dříve pozorovány barevné změny. Nápadné červené zabarvení zde pozorovali Hevelius (v 17. století), později Herschel (1787), který označuje pozorované červené zjasnění jako vulkanický výbuch. Podobné pozorování z tohoto místa pochází i od Greenacra a Barra jako i od dalších pozorovatelů. V letech 1783 až 1963 bylo v literatuře uvedeno 19 zpráv o výskytu červeného nápadného zbarvení v oblasti kráteru Aristarchus.

Podobné úkazy byly pozorované i na jiných místech Měsíce - v kráteru Plato (obr. 7), v Alpském údolí (obr. 10) a jinde.

Exhalace plynů na Měsíci byla poprvé dokázána exaktními spektroskopickými metodami v roce 1958 N. A. Kozyrevem v kráteru Alphonsus (C) (obr. 13). Po třech letech pozoroval podobný jev v oblasti kráteru Aristarchus (obr. 11). Při normálním pozorování se výron plynů projevil jako zamlžení terénu, spektroskopicky byla zjištěna i načervenalá luminiscence. Předpokládá se, že unikající plyny světélkovaly pod vlivem krátkovlnného slunečního záření. Morfologické změny nebyly v kráteru zjištěny. Plyny pravděpodobně unikaly z prasklin v blízkosti jeho centrálního kopce.

Velmi zajímavé je sledování krátkodobých světelných jevů na neosvětlené části Měsíce. Je pochopitelné, že zvýšení jasnosti určité i menší plochy je nápadné na tmavém pozadí, tedy v oblasti, která se nachází na neosvětlené části Měsíce. Je ovšem potřebné, aby světelný jev byl dost intenzivní, jinak bychom si ho nemohli všimnout. Výhodné je pozorování známých aktivních objektů, o kterých jsme už hovořili, a to v období, kdy se blíží k terminátoru, ale nacházejí se ještě na tmavé části měsíčního povrchu. Podle kráterů, které jsou už osvětlené a dobře viditelné, můžeme pomocí mapy určit, kde se na tmavé části nacházejí hledané objekty. Naopak při pozorování světelných jevů na tmavé části měsíčního povrchu můžeme touto metodou zase přibližně určit útvar (kráter), v jehož oblasti se jev objevil.

Vrcholky hor se začínají objevovat při východu Slunce v určité oblasti jako první a mají podobu světlých bodů či ploch na tmavém pozadí. Potom Slunce postupně osvětlí i níže položené části krajiny. Je třeba si uvědomit, že osvětlené vrcholky hor můžeme omylem považovat za světelné záblesky.

Pozorovatelé zabývající se sledováním těchto jevů upozorňují, že na jejich vyhledávání není možné podat jednoduchý návod, protože mají různé projevy a objevují se za různých okolností. Někdy se objevují na osvětlené části Měsíce a projevují se zjasněním velkých oblastí nebo záblesky na menších plochách. Byly pozorovány i tmavé skvrny (pravděpodobně oblaky šedých plynů). Jindy jsou světelné záblesky viditelné na neosvětlené části Měsíce (při tzv. popelavém svitu Měsíce) v podobě bílých jasných ploch nebo červených či žlutých skvrn. Objevují se zde různé barevné odstíny a též jejich trvání je velmi různé – od zlomků vteřiny až po dobu několika dní (pozemských).

Změny na povrchu Měsíce, zejména ty, které souvisí se střídáním různých barevných odstínů a intenzit, jsou pravděpodobně o dost častější, než se předpokládá. Tato oblast tedy představuje velké možnosti pro nadšené astronomy – amatéry.

Původní článek byl publikován v Astronomické ročenke (SK).

Články ze seriálu TELESKOPIE byly v minulých letech postupně uveřejňovány v Astronomické ročenke vydávané Slovenskou ústrednou hvezdárňou v Hurbanove. Děkujeme vedení tohoto ústavu za souhlas se zveřejněním těchto příspěvků na webu Jihlavské astronomické společnosti. Seriál je třeba chápat především v historických souvislostech. Mnohé informace jsou dnes již neaktuální.


Webové stránky vytvořil DUOWEB.cz