Atmosférická extinkce

liOH. POLESNÝ, kund. prof., Olomouc:

Atmosférická extinkce. Koule zem ská jest obklopena obalem vzdu ch ovým , atmosférou, je ž jest směsí několika plynů, kyslíku, dusíku, argonu atd. Krom ě těchto jsou v atm osféře stále vodn í p á ry a částečky prachu v m nož­ ství velm i prom ěnlivém . Je-li pro nás kyslík vzdušný nezbytnou životn í podmínkou, a ro zvá d í-li celá atm osféra teplo dopadající na Zem i od Slunce, takže teploty různých míst dosti se vyro vn á va jí, jest atm osféra přece naším největším nepřítelem astronomických pozorování. V liv ovzduší při pozorován í nebeských těles se projevu je několika způsoby. P o n ěva d ž -jeho hustoty ubývá s výškou, láme paprsky světla, přicházející s ostatních nebeských těles, takže hvězd nevidím e přesně tam, kde skutečně jsou, ale zdánlivě v ý š e nad obzorem . T a to odchylka jest známa jménem a t m o s f é r i c k é r e f r a k c e , a jest tím větší, čím níže h vězda je nad obzorem. R eflex e (od ra z) světla na částečkách vodní páry, prachu a molekulách vzduchu způsobuje d i f f u s n í světlo denní, takže v i­ dím e i předm ěty, které nejsou přím o ozářeny. Díffuse působí také z je v y soumraku před východem a po západu Slunce. Odrazem na molekulách vzduchu a jiných částečkách v e vzdu ­ chu obsažených se ztratí část en ergie proch ázející ovzduším , a tato ztráta, a t m o s f é r i c k á e x t i n k c e , závisí na množství vzd u ­ chu, jím ž paprsek prošel a na jeho vln o v é délce. K rom ě diffuse utrpí paprsek z trá ty také s e l e k t i v n í a b s o r p c í . Jednotlivé látky v e vzduchu obsažené pohlcují totiž zcela určité paprsky svě­ telné. Jsou to hlavně vodní páry, kysličník uhličitý, ozon a j. Vzdušné proudy, vzn ikající nestejným oteplením vzduchu, mění rychle index lomu jedn otlivých vzdu ch ových vrstev, paprsky jsou odch ylován y z původního směru různou mírou, takže h vězda zdán­ livě mění rychle svoji jasnost a jisk ří; tu mluvím e o s c i n t i l 1 a c i hvězd. V tomto článku chci čtenáře poněkud seznámiti se svým i zku­ šenostmi ve studiu e x t i n k c e a se zá k la d y teorie, jich ž je po­ třebí při redukci těchto pozorován í. V ž d y f v liv extinkce, jak o tom pojednává Dr. B. H acar v e svých článcích o m ěnlivých hvězdách,1) je jednou z nejdůležitějších system atických chyb, vyskytujících se při pozorován í m ěnlivých h vězd, a její velikost může vhodně v y jadřovati příznivost či nepříznivost atm osférických poměrů p ozo­ rovacího místa. V elikost extinkce v jedn otlivých výškách nad obzorem značně

'

kolísá od jednoho pozorovacíh o místa ke druhému, jest odvislá od povětrnosti, ročních dob atd., takže bychom se mohli při redukci p ozorován í fotom etrických značně odchýliti od skutečnosti, a to o system atickou chybu, u žívajíce některých tabulek, jež b y náležitě n eod p ovíd a ly našim povětrnostním a atm osférickým poměrům. Jak snadno nahlédneme, jest velik ost extinkce závislá od dráhy paprsku v atm osféře, ted y také od v ý š k y stálice nad obzorem nebo od je jí zen itové vzdálenosti. Extinkci můžeme měřiti několikerým způsobem. Základní vlast­ ností všech m ěření jest vlastně pozorován í jasnosti téhož tělesa svítícího v různých výškách nad obzorem . I. Z volm e si některou jasnější stálici b rzy po východu nebo před západem , a občas zm ěřm e je jí jasnost bud jednoduše podle A rg elan d erovy m etody, nebo fotom etrem , jím ž pozorujem e ostatní pro­ měnné h vězdy. P ř i tom platí táž pravidla jako při pozorován í hvězd m ěnlivých. Abychom znali výšku nad obzorem v době pozorování, nutno ji buď přím o zm ěřiti nebo určiti *si čas pozorování. P r o větší v ý š k y stačí přesnost asi na 1°, pro menší asi na 01°, což značí, že údaje časové musí b ýti znám é asi na 1 až 'A minuty. Známe-li čas pozorován í t, můžeme vypočítati výšku h v ě z d y ze znám ých souřadnic p ozorovacíh o místa y , souřadnic stálice a, d a známého hvězdného času T v e světové poledne podle v z o rc e : sin h = sin cp sin ó - f cos

cos ó cos r,

kde r jest hodinový úhel h vězd y, vy p o č íta n ý ze vztahu: t

— O — a;

& znamená místní h vězdn ý čas a jest dáno rovnicem i: e = T ’+ d í + [ t + i. — i3 * ],r, nebo (~) = T -(- (/ — 13a)a<- -j- /.; tu jest d l oprava hvězdného času poledníku světovéh o a místního. P la tí ted y : H vězd n ý čas poledníku světovéh o + d l rovná se hvězdnému času místního poledníku. Znám e-li nyní <9, snadno vy p očtem e r a odtud li nebo zen i­ tovou vzdálen ost h vězd y z z rovnice: cos z = sin v sin 6 + cos u cos 6 cos r. P r o větší počet pozorování jest nejlépe psáti hodnoty do sloupců předem připravených, jak o tom pojednává Dr. B. Hacar.2) Zaveden í nových pom ocných veličin jest celkem zbytečné, neboť výhoda, že se ce lý vý p očet dá vykon ati logaritm icky, jest v y v á ­ žena tím, že jest třeba počítati nové úhly. O další redukci pojednám e později. II. Druhá metoda spočívá vlastně v tom, že si stanovím e m eze

viditelnosti stálic ve znám ých výškách nad obzorem , jež jsou co m ožno různé. T o se dá vykon ati buď pouhým okem nebo pomocí dalekohledu, a to takto: P ři určování pouhým okem si vy b ere m e několik stálic v růz­ ných vzdálenostech zen itových a pom ocí hvězdného atlasu nebo raději pomocí katalogu určíme si jasnosti nejslabších stálic, viditel­ ných v jedn otlivých krajinách. T o té ž můžem e vykonati dalekohle­ dem. leč v tom případě jest nevýhodou míti podrobné m apy oblohy. Abychom tuto okolnost obešli, uchýlím e se k m etodě, spočíva­ jící v statistickém probádání oblohy, a to v závislosti rozdělení stálic vzhledem k M léčné dráze. V ím e totiž, že blízko Mléčné dráhy jest více stálic nežli kolem pólu. a statistika nám udává dosti přesně počet stálic jedn otlivých velik ostí, jež jsou na čtverečním stupni nebe ve známé vzdálen osti od hlavní ro vin y M léčné dráhy. Naším úkolem bude zvo liti si určitou krajinu oblohy, zam ěřili dalekohled na toto místo, jehož souřadnice musíme znáti, a sečísti všechny stálice, jež jsou v zorném poli. Znám e-li prům ěr zorného pole. vypočtem e si jeho plochu a odtud počet stálic na jednom čtverečním stupni oblohy. Z e znám ých souřadnic vypočtem e v zd á ­ lenost pozorovaného místa od ro vin y Mléčné dráhy a z ta­ bulky I. najdem e přím o m ez viditeln ých stálic. P r o přesnost určíme si počet stálic v několika sousedních zorných polích kolem z vo le­ ného místa, a z nich vypočtem e aritm etický průměr. V tabulce jest pro snadnější interpolování udán logaritm us počtu stálic. Ta k ových krajin si zvolím e několik v různých zen itových vzdálenostech. Tab. I. V zd á le n o s t od M léčné d rá h y

10°

15°

8-0 007 0*05 9-99 9 0 0-54 or>i 0-46 100 0-98 0-96 0-91 110 1-43 1 41 1-38 120 1-84 1-83 1-80 130 2’22 2-21 2-19 L4-0 256 255 2-54 150 2-91 2-90 2-86

9-93 0-41 0-87 1-33 1-75 214 2-49 2-80

třída

0°

5°

20°

30°

( ■ 1 «

9-88 9-78 0-36 0-26 0-82 0-72 1-27 1-15 l-f>8 1*54 2-06 1-88 2-39 2-20 2-70 2-49

40°

50°

60°

70°

80"

90*

9-70 <1-17 0(54 105 1-42 1-74 2-03 2-33

9-63 0-09 11-55 0-96 1-3(1 1-61 1-91 2-21

9-59 005 0-49 0!t0 1-24 1-56 1-85 2-12

9-56 001 0-44 0-84 119 15,1 1-SO 207

9-55 9-99 0-42 0-81 1-16 1-48 1-76 203

9-54 9-98 0-40 0-79 115 1-47 1-75 2-02

Logaritm us počtu stálic na 1 čtver. stupni obloh y v různých galaktických šířkách a pro různé velikostní tříd y. P řed evším musíme znáti vzdálen ost pozorované krajin y od ro­ vin y M léčné dráhy, totiž je jí galaktickou šířku. I u si vypočtem e ze sférického trojúhelníka m ezi severním pólem oblohy, sev. pólem M léčné dráhy a pozorovanou stálicí podle rovnice (v iz o b rá zek ): sin š = sin d sin <*>' + cos d cos ó' cos ( a -— a). Zd e a a b' jsou rovníkové souřadnice galaktického pólu, a. d sou­ řadnice pozorovaného místa a š hledaná galaktická šířka.

Za a a b' můžeme v z íti hodnoty:*) a — 191'8°,


čím ž naše rovnice se změní takto: sin š = sin •) sin 26'8° — cos <) cos 26'8° cos ( « — 1 1 1 "). V posledním členu musíme dáti p o zor na znamení cos ( a — 111°), abychom nedospěli k chybným výsledkům . Znáine-li vzdálenost stálice od Mléčné dráhy, vypočtem e výšku je jí nad obzorem pom ocí vzorců, jež jsme nalezli dříve, ná­

sobíme počet viditeln ých stálic jednou pro v ž d y stanovenou reci­ prokou hodnotou plochy zorného pole okuláru (u žívám e v ž d y téhož okuláru o slabém zvětšen í) a z tabulky závislosti m nožství stálic na galaktické šířce si určím e n ejzazší hranice viditelnosti stálic. Prům ěr a plochu zorného pole okuláru stanovím e průchodem známé stálice středem zorného pole z rovn ic: „ 15 /< = ^ • ř •cos rrRi =

_

o

.c o s 2 d,

' k = \lnR-,

kdež R značí polom ěr zorného pole, t dobu průchodu stálice o d e­ klinaci zorným polem. C e lý postup objasňuje tento příklad: Prům ěr zorného pole vypočten z d ob y průchodu a L y r o f> = + 38° 43', která byla určena třikrát, totiž 4"' .30“', 4"’ 18 a 4'" 25*, ted y průměrně 4'" 24*.

D osadím e-li tyto hodnoty do vzo rce pro R , dostaneme _

1 1°.0 78 __

1

2

_

i .79

(0-43)* . 3'14159

I )ne 13. května 1925 napočteno v okolí /> C y g v e čtyřech po­ lích .30. 17. 15 a 26 hvězd, ted y průměrně 22 ± 5 stálic. Na jeden čtvereční stupeň oblohy tedy Dřipadá 2 2 . ] 72 = 37S stálic (2 9 .2 , 4 6 .4 ). Z e znám ých souřadnic vyp očtem e galaktickou šířku příslušné části oblohy a z tabulky pro m ez viditelnosti najdem e obyčejnou interpolací hodnotu 11-5"“-' (H '2 "'9. 117""'). Z čísel v závorkách, jež u dávají hranice pravděnejpodobnějšího počtu stálic obsažených na čtverečním stupni oblohy a jim příslušné hranice pro m ez viditel­ nosti. seznávám e, že m ez viditeln osti určím e v našem případě s přes­ ností ± 0’3m!l a pokud b ylo dalšími pozorováním i shledáno, ne­ jsou ro z d íly o mnoho větší, takže tato m etoda může docela úspěšně konkurovati s metodou d řívější. III. .Jde-li o povšechný ráz povětrnosti, d ovedem e-li dobře používati A rg ela n d e ro vy m etody, a máme-li po ruce fotom etrická data pro pozorova n é stálice, postačí ustanovit) několik odhadů jasnosti pro různé stálice v několika výškách nad obzorem a srovnati* takto získané velič in y s hodnotami katalogu, je ž jsou platné pro zenit p ozorova cíh o místa. 17. dubna 1925 byla pozorován a jasnost Siria (a C M a ) a sta­ novena takto: v l h 42'” S Č : 0G em 3 n C M a, v 8 * 0'" S Č : tiG em

6

aG em

6 aC M a.

P o d le katalogu Am bronnova jest jasnost uC M a tiG em 15. aGem 2 1 ) Př i tom b y ly zenit, vzdálenosti vaných hvězd v okamžiku pozorován í ty to :

14 p o zoro ­

7h 4 2 "': tiG em ZI> 39", extinkce O l ’"7 aCM u 83-25", » — 87' 0 '": tiG em 42*. » 0*1 “ » aGem 41°, » O l ’"" aC M a 85'7", » — Stálice tiG em byla ted y v okamžiku pozorován í velik osti 1 -6 '"*. aGem 2'\mv a přijm em e-li A rgela n d erů v stupeň ro vn ý 0 - l m!í, což jest přibližně možno, jak plyne ze druhého odhadu, pak pro stálici a C M a dostanem e v prvém případě jasnost 1 -6 ”''' + 0-3mg — 1 -9 "'7 ve druhém Vb™ + 1 ’2m = 2 -8 "19 a 2 0 mí -f- 0 -6 mř = 2 '6 W,!;. tedy v průměru 2 7 nw. Extinkce v zenit, vzdálenosti 83250 ted y činí l - 4 " » + 1 9™ = 3-3'"*' a v zenit, vzdál. 857»: 1-4m9 + 2 1 m« = 4 1 T a k bychom mohli určiti velik ost extinkce pro jedn otlivé zenit, vzdálenosti a z nich, po dosazení příslušných hodnot do grafu (kde

na jednu osu bychom nanášeli zen itové vzdálen osti a na druhou velikost extinkce), mohli bychom o d vod íti extinkční křivku za předpokladu, že v zenitu stálice vůbec nepodléhají extinkci. Nesm ím e ovšem zapom ínati, že takové odhady nejsou docela správné, neboť se do nich snadno může vlou diti system atická chyba, vzniklá individualitou pozorovatele. Jako při všech z jevech , astronomických, tak také zd e budeme hleděti v y já d řiti závislost extinkce na zenit, vzdálenosti stálice m atem atickým i formulemi, jež nám umožní velikost extinkce určiti přesněji. Označím e-li úbytek intensity / světla po proběhnutí dráhy ds atm osférou d l, hustotu atm osféry o a absorpční koeficient atmo­ sféry a. dostaneme podle Bouguerova zákona vztah : (1)

d l = — /. a . o . ds.

Z obrázku jest patrno, že značí-li z zenitovou vzdálenost zd ro je a dl úbytek v ý š k y atm osféry při průchodu drahou ds. dostaneme v z ta h : dl = ds . cos z, ds = d l . sec z. Dosadím e-li do rov. ( l ) #tento vý ra z, dostanem e: d l = — I .a . o - d l . sec z d l . o jest hmota vzduchového sloupce v ý š k y z v a li db (db = d l . n), takže rov. (2) můžeme

.

(2)

dl. a můžeme ji na­ psáti ve tvaru

d l — — a l .d b sec z : odtud určíme vzta h : dl/l = — adb sec •z.

(3)

Extinkci po celé dráze dostanem e sčítáním jedn otlivých extinkcí na drahách ds, v našem případě te d y integrací rov. (3).

ft= -f

adb sec z.

Odtud dostaneme v ý r a z : log / = — ab sec z — Const. / = Const. X e ~ " b scr*

(4 )

I značí podle toho intensitu světla po průchodu atmosférou, b hmotu celého vzduchového sloupce. D osadím e-li do v z o rc e (4) b = ‘). dostaneme I = Const. = /o a seznáme, že konstanta /o značí intensitu světla na hranicích a tm o ­ sféry, takže v ý r a z (4) můžeme psáti ve tvaru 1 = l 0 . e ~ abseci

(5 )

Dosadím e-li nyní za e ~ ab novou hodnotu /;, dostaneme rovnici: (6 )

kdež jsm e položili výšku atm osféry rovnou jedničce (i = 1 ), takže = l/cos z — sec z a značí dráhu světla vyjád řen ou sloupcem atm osféry jedn ičkové d élk y; p jest zváno t r a n s m i s n í m koefi­ cientem. P o zoru jem e-li stálici v zenitu, dostávám e pro s = 1 v ý ra z /(o) = lo . p,

(7)

z čehož seznáváme, že v udává pom ěr intensity světla před a po průchodu atmosférou jed n ičk ové délky, při čem ž jedničkou rozum í­ me výšku atm osféry, která b y byla ves k rze stejné hustoty (hustoty neu bývající s výškou ), a je jíž hmota b y se rovnala hmotě skutečné atm osféry. Tu to veličinu n azývám e r e d u k o v a n o u výškou atmo­ sféry a vypočtem e ji ze znám ého tlaku vzduchu v gramech (váha sloupce vzduchového o základně 1 cm -) a specifické hm oty vzdu ­ chu. P r o prům ěrný tlak vzduchu 76 cm sloupce rtuťového je při 0° C váha vzdušného sloupce 1,033.259.?; pak redukovaná výšk a atm o­ sféry činí 8 .0 10 m. Hustota vzduchu, již tu máme na m ysli, není ovšem přesně ta, již můžeme měřiti na dně atm osféry, neboť závisí na složení celé vzdu chové vrstvy . M ěli bychom totiž bráti vlastně jakousi průměr­ nou hustotu, která b y zá visela na teplotě jedn otlivých vrs te v atm o­ sféry, na rozdělení vlhkosti v atm osféře a na procentovém složení vzduchu. K těm to činitelům přihlíželi jedn otliví pozorovatelé, k d y ž budovali extinkční teorii, a podle toho, ke kterým z nich přihlíželi, a jak dalece se přiblížili skutečnosti, m ají různé vzo rce platnost v různých m ezích. T eo rie, která b y platila v celém rozsahu atm o­ sféry, vlastně vůbec nemáme, neboť pro malé v ý š k y nad obzorem , kde se zanedbání některých podmínek, jejich ž vlivů nedovedem e dobře uvésti v počet, nejrušivěji uplatní, liší se vypočten é hodnoty extinkce od skutečně pozorovan ých dosti velkou měrou. K d y ž si uvědomíme, že atmosféra sáhá několik desítek kilometrů od Země, a že naše údaje o teplotě a o vlhkosti, jakož i o složení vzduchu jsou znám y z v ý š k y několika málo kilometrů, snadno pochopíme, s jakým i potížem i jest spojeno vybu dován í řádné teorie extinkční. V našem případě jsm e také u važovali dráhu světla jako přím o­ čarou, kdežto v e skutečnosti, jak plyne z teorie refrakční, jest to křivka, ted y čára delší než přímka. P řih lížím e-li k této okolnosti, dostaneme těsné přimknutí teorie extinkční k teorii refrakční, neboť dráha s v našem případě bude vyjád řen a vzo rcem ; . . refrakce sz = konst — ;-----sin z

az - — .s e c z, «0

kdež a- . tjs z se rovná střední refrakci. H odnoty pro s>, vy p očten é podle těchto předpokladů, jsou obsa­ žen y v tabulce II., kdež ZD značí zenitovou vzdálen ost a Sz v e li­ kost dráhy atmosférou. Přihlížím e-li k rozdělení teploty, vlhkosti, hustoty atd., dostaneme pro redukovanou výšku atm osféry na hla­ dině m ořské a 45° zem ěpisné šířky hodnotu 7.990 m. P r o jiná místa

je důležitá z rovnice

hlavně

změna v ý š k y p = e

“b čili

nad mořem,

a jak

seznávám e

log p — - ab.

jest transmisní koeficient úm ěrný tlaku vzduchu. / : /i = eb‘ : eb = eb' —h, i, v0=

P

Tab. 11. ZD

8(z)

ZD

5(z)

ZD

Hz)

ZD

*<*>

ZD

\z)

0° 10° 20° 30° 40° 45° 50° 55° 60° 62®

100 101 106 116 1-30 1-42 1-55 1-74 1-99 212

0 64 66 68 70 71 72 73 74 75 75-5

2-27 2-45 2-65 2-90 3 05 3-21 3-39 3-59 3-82 3-95

0 76-0 765 770 77-5 78-0 78-5 790 79-5 80-0 80-5

408 4-22 4-37 4-54 4-72 4-91 5-12 5-35 5-60 5-86

0 81-0 81-5 820 82-5 830 83-5 840 84-5 85-0 85-2

6-18 6-51 6-88 7-30 7-77 8-30 8-90 9-60 10-39 10-75

0 85-4 85-6 85-8 86-0 86-2 86-4 86-6 86-8 87-0 87-2

1113 11-54 11-97 12-44 12-94 13-48 1406 16-69 15-36 16-10

ZD 0 87-4 87-6 87-8 88-0 88-2 88-4 88-6 88-8 890

s{zI

16-90 j 17-78 18-74 19-79 20-94 22-22 23-63 25-20 26-96

Délka dráh y s<2) v rozličných zen itových vzdálenostech ZT). U tvořím e-li z rov. (6 ) a (7) podíl, a tento p řeved em e v e hvězdné třídy, dostaneme rovn ice: I z :/0=

p ‘ * : p*" =

/ ,:/ • = 2*512 kdež E značí extinkci vyjád řen ou v e hvězdn ých třídách pro zenit, vzdálenost z. Logaritm ován ím dostanem e: log /.- — log /o = — 0 4 . E = (s 2 — 1) lo g p. E = — 25 lo g p (s 2 — 1 ).

(8 )

P o ložím e-li — 2‘5 log p = jc . . . (86), dostaneme konečný tvar ro vn ice: E = x . ( S z — 1). (9) Znám e-li velikost extinkce v e hvězdných třídách pro známé vzdálenosti zenitové, najdem e v tabulce hodnotu s2 a z rov. (9) á (8) můžeme vyp očíta ti transmisní koeficient p. T a k bychom postu­ povali při způsobu pozorování, naznačeném v případě III. V případě I. a II. obyčejně neznáme transmisního koeficientu z pozorován í přímo, neboť to předpokládá pozorován í v zenitu, jež se dá vykon ati jen dosti obtížně, a proto si pom ůžem e tím, že z v o ­ líme jedn o pozorován í z řa d y za základní a určujeme diferencedrah a příslušné diference v extinkci Časnosti). Je-li základní neznámá extinkce Ea, zen itová vzdálen ost jí p ří­ slušející Zo. a extinkce ostatních pozorován í E* s příslušnými zenit. •Í8

vzdálenostm i Zk, pak platí podle rov. (9) vztah : ťo

( 10 )

Ek = x (Sí. — Szt )■

£ „ — t k = Ak známe, rovn ěž i (s * .— s ^ ) = Bk a tak můžeme t rov. ( 10 ) a (8b) vy p očíta ti p. M ám e-li více pozorování, redukujem e je pom ocí m etody nejmenších čtverců takto: P ro jednotlivá pozorován í totiž dostaneme tyto rovnice: .4.1 = x . B, A* — x . B ■■ Ak = .v . Bk Těch to rovnic jest o jednu méně nežli máme pozorování. K tým ž rovnicím dospějem e také řešením (9), dosadím e-Ii Ak = E t. Bk — sz - 1 . . Z těchto rovnic vzn ikne jedna normální rovnice tvaru [B k B k )x = [A k B k l

(1 1 )

kdež [BkBk] a [i4*fí*] jest součet mocnin Bk a součinů AkBk, jak je dostaneme ze všech rovnic. Z normální rovnice vypočítám e p rav­ dě nejpodobnější hodnotu pro . v a z rov. (8b) pro p. (Dokončení.)

I)r. H. HA(,AR. Prostějov:

Rotace zákrytových hvězd. Již M. A. Cornu užil D opplerova zjevu , a b y rozlišil v e spektru slunečním vlastn í čá ry sluneční od čar vznikajících absorpcí v atm osféře zem ské, t. zv. čar tellurických. O něco později pokusil se C. A. Y ou n g užiti principu D opplerova k zm ěření sluneční ro­ tace. You ng užíval m řížk ových spekter 6 . až 7. řádu. M ěření ta později opakoval H. C rew se zdarem sice poněkud lepším, ale k vlastnímu cíli, t. j. k zjištění různé rychlosti v různých šířkách slunečních, nedospěl. V ýzn am jeho pokusů b yl ted y pouze kvalita­ tivní. T e p rv e N. C. D unér na počátku tohoto století s velkou přes­ ností rozluštil tento úkol. Podstata úkolu je jednoduchá: kdežto body jednoho (vých o d ­ ního) okraje otáčející se koule sluneční se k nám blíží, body dru­ hého (západního) okraje se vzdalu jí. Zam ěřím e-li ted y štěrbinu spektroskopu na okraj, jen ž se blíží, o b jeví se čá ry slunečního spektra posunuté ke konci fialovém u, kdežto na okraji protilehlém ke konci červenému. Z velikosti posuvu možno vypočítati lineární rychlost V bodů povrchu slunečního v zorné přím ce podle rovnice V = ± c. kde c značí rychlost světla a /. délku vln y. Nehledě

k odchylkám , způsobeným beze vší poch yby místními proudy v o b r a t o v é vrstvě, ukazuje metoda právě stručně naznačená uspokojivou shodu s vý sled k y , odvozen ým i pro rotaci sluneční z po­ zorován í skvrn nebo pochodní. Snadno vy sk y tla se myšlenka, popsané m etody užiti i u jiných těles nebeských, především tam, kde postup přím ý, t. j. určení doby rotační pozorován ím podrobností povrchu tělesa, selhává. Sem ná­ le ž e jí pokusy B ělopolského k určení doby rotace plan ety Venuše, konané v letech 1903— 1 1 na Pu lkovské hvězdárně. Je ale známo, ž e výsled ek Bělopolského (7' = 1 ' 10h 34'") nebyl potvrzen p o zd ěj­ šími pracem i na hvězdárně L o w e llo v ě a na Mt. W ilsonu. S úspě­ chem b ylo použito této m eto d y k určení rotace prstence Satur­ nova a tím i k rozluštění otázky, z čelio se skládá. Naproti tomu pokus, určití spektroskopicky rotaci stálic, je v í se již na první pohled úplně beznadějný. Žádnou, ani nejužší štěr­ binou nemůžeme zde isolovati světla vych á zejícíh o z bodů urči­ tého okraje terče h vězd y prostě proto, že žádná stálice — kromě nejbližší, Slunce — ani v nejmocnějším dalekohledu n ejeví žád­ ného terče. O h ybové terče stálic, jak je vídám e, jsou nutným zlem a jsou v obloukové míře tím menší, čím větší je o tvor ob­ jektivu či zrcadla. Na štěstí napomáhá nám — aspoň v některých případech — příroda sama velk olep ým »pokusem «. Jako zatm ění Slunce M ěsícem poučuje nás o různých zjevech povrchu a okolí slunečního (protuberance, »b lesk o vé« spektrum, koruna), tak z á ­ k ryt stálice je jí družicí poskytuje vítanou příležitost získati netu­ šené m nožství cenných poznatku o příslušné hvězdné dvojici. M ezi tyto poznatky náleží také zjištění rotace h vězd zá k ry to vý ch . Ten to poznatek není ani tak význ am n ý sám sebou jako tím, že je klíčem k určení absolutních rozm ěrů zá k ry to vý ch hvězd. Předpokládejm e ideální zákrytovou hvězdu (typu A lg o l nebo íi L y r a e ): dvě tělesa přibližně stejné velikosti, jedno (A ) silně sví­ tivé, druhé (B ) aspoň relativně tmavé. V hlavním minimu šine se těleso B před A, postupně je z a k rý va jíc, až zbude jen úzký srpek. V té chvíli v y s ílá světlo jen okraj terče hlavní h vězdy, dosud ne­ za k ry tý , a to, poněvadž oběh i rotace dějí se v tom též smyslu o k r a j , jenž se v z d a l u j e . Nato nastává střed minima a pak ihned objevu je se protější okraj, jehož b od y rotací h vězd y se k n á m b l í ž í . Ostatek hvězdného kotouče je pro tu chvíli z a ­ kryt. T a k m ůžem e obdržeti tém ěř i s o l o v a n é spektra obou okrajů s čarami opačně pošinutými. Na tento v liv rotace zá k ry to vý ch h vězd poukázali J. H ellerich ’ ) a R. A. R ossiter.-) Hellerich upozorňuje, že rotace h vězd y může způsobiti znatelné zkreslení výsledků pro radiální rychlosti složek. Pokud nenastane zákryt, způsobuje rotace pouze souměrné 1) Untersuchuns: iiber B edeckungsveranderliclie. A. N. 216, str. 277 a násl., 1922. s) R otation in v e lo c ity o f B eta L y ra e . Ap. J. 60. 1924. str. 15 a násl.

rozšíření čar, nikoli však jejich pošinutí. V zákrytu je zatemněn nejprve onen okraj hlavní h vězd y, k terý — vzh ledem k jejímu o b ě ž n é m u pohybu — p ř e d c h á z í , na konec pak ten okraj, k terý n á s l e d u j e . P osu v spektrálních čar, jak ho pozorujem e, odpovídá ted y součtu složek radiálních pohybu, vznikajících z oběhu i rotace h vězdy. V době zákrytu hlavní h v ě z d y (t. j. v je jí horní konjifnkci) objevu jí se proto přírůstky absolutní hodnoty oběžné rychlosti (v zorné přím ce). Jinými s lo v y : v první polovici zákrytu ( p ř e d minimem). k dy je viditeln ý pouze okraj, jenž se vzdaluje, spektrogram y zá k ryto vé h v ě z d y je v í posu vy čar, značící, že hlavní h vězda se v z d a l u j e z v ý š e n o u r y c h l o s t í , ve druhé polo­ vici (po minimu) ukazuje posuv čar, že hvězda se z v ý š e n o u r y c h l o s t í blíží. Krom ě obou jm enovaných badatelů za b ýva l se význam em ro­ tace. a to především rotace Algolu. také M c Laughlin.*) T eo retick é ú vahy vedou k domněnce, že doba rotace A lg o lo v ý ch složek rovná se době oběžné. M ocný účinek slapů v A lg o lo v ě soustavě vynucuje tento stav a správnost této dom něnky p řesvěd čivě potvrzu je Stebbinsova světelná křivka Algolu, je jíž m írné zakřiven í v době m axim a svědčí o elipsoidickém tvaru složek. Znám e-li však dobu rotace, možno ihned učiniti. jak Mc Laughlin ukázal, další krok, velm i důležitý k poznání absolutních rozměru a veličin soustavy A lg o lo v y : možno totiž vypočítati jednak skutečnou velikost, jednak i abso­ lutní hmotu a tudíž i hustotu obou složek soustavy. D osavadní v ý ­ p o čty toho druhu b ylo nutno opříti o n ějaký pom ocný předpoklad o hustotě obou těles. O byčejn ě se předpokládala u obou h vězd hustota stejná, ač b ylo zřejm é, že jest to hypotesa pravděpodobná velm i málo. Zm ěřením rotačního efektu dostává se nám však údaje, který nás zbavuje nepříjem né nutnosti opírati se o tak labilní domněnku. Pokusím e .se nyní stručně načrtnouti příslušný m yšlen kový po­ stup, k terý si zjednoduším e tím, že budeme zase předpokládati ideální případ zá k ry to vé h vězdy, t. i. přesně centrální přechod při zákrytu, 'l ento předpoklad je splněn se značnou přesností na př. u a lgo lově h vězd y R Z Cussinpeiae. Z á k r y ty stálice A lgo l nejsou centrální, takže zde b y náš postup početní měl platnost pouze přibližnou. Budiž a úhel, k terý popíše průvodič temnější složk y od po­ čátku zákrytu až do jeho n ejvětší fáze, j. sl. od počátku poklesu svítivosti až do okamžiku minima. V trojúhelníku A R K (v iz náčrt) jest pak A B = a + (h. B K = r + n a tudíž _ r +

a ~~a' -

T\

s in á ’

o

360“

P '

3) A spectrographic study o í the A lg o l systém . Ap. J. 60. 1924. str. 22 a' násl. S rv. též l i e n r o t e a u : Houble and Multiple Stars. Handb. d. A strophysik V I. 2, str. 428 a násl.

Z d e značí u, iu vzdálen ost složek od těžiště soustavy, T dobu trvání minima, P periodu (dobu oběžnou). S pektrografické studium h vězd y dává nám radiální rychlost hlavní složky, která v n ejvětší elongaci rovná se rychlosti oběžné. Znám e-li ale oběžnou rychlost a periodu, znám e také obvod kru­ h ové dráhy 2aa a tím i vzdálen ost hlavního (jasnějšího) tělesa od těžiště ( T ) sou stavy a. K výsledkům výzkum u spektrálního při­ pojují se dále v ý s le d k y íotom etrické: ze světelné k řiv k y lze odvoditi relativní rozm ěry složek,4) t. j. veličinu r\lr — k. čím ž naše rovnice nabývá tvaru a — a i-

Z

C

r (1 + k) sm
M

Tu jsou « i a r veličin y dosud neznámé. A zd e p rávě se uplat­ ňuje význ am »rotačn íh o efektu«. P o zoru jem e-li a m ěřím e-li pří­ růstky radiálních rychlostí bezprostředně před a po minimu, m ě­ řím e tím rotační rychlost bodů povrchu hlavní h vězd y. A ježto známe dobu rotace (P ), znám e i obvod a tudíž i polom ěr h vězd y r. V zdálenost a> plyne pak již jako jediná neznámá z h ořejší rovnice. H m oty obou složek m ají se k sobě obráceně jako vzdálenosti jejich od těžiště, ted y rn/nn = au a: známe ted y i pom ěr obou hmot. Druhou rovnici, již potřebujem e k určení neznámých m a m\, poskytuje nám třetí zákon Keplerův v přesném z n ě n í5) (o i - aO*

4) S rv. na př. G raífu v článek »Z w e i B eisp iele aus d. Astron om ie des Unsichtbaren* v H enselin gově spise »Á stro n . Handbuch«, str. 91 a nás!. *) S rv. na př. Gruss. Z říše hvězd. str. 136. poznámka.

kde k- je gravitační konstanta. V o lím e-li za jedn otk y kilom etr a střední den sluneční, jest je jí hodnota okrouhle fe8 = 2 5 . 1019. R o z m ě n r soustavy A lgolu podle výpočtu Mc Laughlinova jsou r

312 368 m 472 mi hmota slabší h v ě z d y .................. 0 95 d hustota jasnější h v ě z d y . . . . 016 ř/i hustota slabší h v ě z d y ...................... 0 0 2 a + « i vzdálen ost středů h vězd . . . 10,522.000 km. A

polom ěr jasnější h vězd y . . . . polom ěr slabší h vězdy . . . . hmota jasnější h vězd y . . . .

Velm i za jím a vé jest srovnání těchto rozm ěrů s výsled k y, k nimž dospěl E d d in gton ®) na základě teorie záření, ted y zcela, jinou cestou. P o d le Eddingtona jest r — 310 m = 430 a + ai =

= 3 55 3 mi = 086

A

10 ,200.000 km.

V této shodě, opravdu překvapující, možno zajisté právem spatřovati vzá jem n é ověření obou teorií. Eddington míní, že známe dnes polom ěr stálice A lgo l přesněji než polom ěr k terék o liv jiné stálice krom ě Slunce. P r o teorii zjevů pozorovan ých u zá k ryto vých h vězd m ají tyto úvahy ještě jin ý význam . F otom etrick y určený okam žik minima takové h v ě z d y měl by, jak je sam ozřejm o, se shodovati s okam žikem konjunkce, určeným spektroskopicky. T a to shoda jest dokonce považována za důkaz pravosti zá k ry to vé hypotesy. P ro celou řadu zá k rytových hvězd tato shoda není však přesná. O d ch ylk y jsou dosti nápadné, b y ť i ne tak veliké, aby oh rozily dosavadní vý k la d světelných změn těchto’ hvězd. T a k pro A lg o l jest, předpokládám e-li dráhu eliptickou, ro z­ díl -— 73 min., pro /.Tauri — 27 min., R Z Cassiopeiae + 4 4 min.. R Canis m aj. + 88 min. H ellerich ukázal,7) vynechám e-li při o d v o ­ zení elementů dráhy pozorování, vykonaná v blízkosti minima, že u většin y h vězd tato neshoda velm i značně se zm írní a že v těchto případech vystačím e s předpokladem dráhy kruhové místo elip­ tické. T a k vy ch á zí po této úpravě pro A lg o l + 13 min., pro I T a ň + 1 1 , R Z Cas + 1. R C M a — 9 min. U některých hvězd naproti to­ mu. jako U Sge, b Lib, T V Cas, U C rB , se tím to způsobem neshoda sníží buď jen nepatrně anebo dokonce i zvýší. T a k pro U Sge vzro ste z + 27 na — 67, pro T V Cas z 0 na - 44, pro U C or. bor. z. + 2 1 0 na + 2 2 4 min. P r o b Lib klesne sice z — 1 1 2 na — 50, ale to je stále ještě hodnota velm i značná. Hellerich vynechal proto při výpočtu elementů drah těchto h vězd i pozorování vykonaná

■/. r.

®) A. S. Eddington, D er innere Aufbau der Sterne. Něm. 1927. E. v. d. Pahlen. Str. 260 a 261 (pozn. pod čarou). ~) A. N.. sv. 223. str. 369 a násl.

překlad

v okolí ved lejšíh o minima. T ím se snížil vskutku rozdíl pro U Sge ;ia + 21 min. a pro U C rB na + 83, ale pro d Lib vzro stl z — 50 ;ia — 67 min. a pro T V Cas se tém ěř nezměnil. V ýk la d hledá H ellerich 1. v nepravidelnostech oběžných dob. U některých algolových h vězd b y ly zjištěn y n á h l é z m ě n y d o b y o b ě ž n é , a je za jím a vé, že právě u d L ib a U S g e takové úkazy vskutku b y ly p ozorován y. 2. Jinou příčinu spatřuje H. v anomaliích průběhu svě­ telných změn, které vy k lá d á superposicí jiného druhu měnlivosti n m ěnlivosti zákrytovou . S topy takové superposice p rojevu jí se e světelných křivkách h vězd ii L y ra e, R Canis m aj., T W D raconis, T X H erculis a T V Cassiopeiae. B ližší sledování těchto zjevů poskytu je jistě vděčnou látku jak pozorován í spektroskopickému, tak i fotom etrickém u. A tak máme z d e opět případ, ve studiu p říro d y věčně se opaku jící: n o vý objev — nové záhady.

Clavius. (M on og ra fick á studie.)

K ráter Clavius jest zajisté nejrozsáhlejším útvarem měsíčním. Je nedaleko středního poledníku 15° — 0' vých odn í délky a dá se p ozorova ti kolem p rv é a poslední čtvrti m ěsíční za podmínek velm i vhodných; jeho jižní, střední šíře jest 57° — 13'. Dalekohled prostřední síly postačí, abychom mohli studovati kráter Clavius s úspěchem. Již přístroj o průměru 1 1 0 mm umožní nám odhaliti v jeho nitru v e lk ý počet podrobností, které ani foto­ grafie neukazuje v ž d y c k y jasně, nepňhlížíme-Ii k několika v z á c ­ ným snímkům, které b y ly zh o to v en y na hvězdárně L ic k o v ě neb v Paříži. Jestliže studium kráteru C lavia nevyžadu je silných přístrojů, iest k němu třeba mnoho trpělivosti a zvlá ště chladné krve, neboť krajina jest velice neklidná, bohatá na zm ěny, způsobené náhod­ nými okolnostmi; vzhled krajiny kolem velkého kráteru mění se podivuhodně podle úhlu odrazu světelných paprsků na M ěsíci. Velm i často se mi přihodilo, že p ozorova l jsem v podobných obdobích různý vzh led západního okrajovéh o horstva C lavia, aniž jsem se p o va žo va l za oprávněna rnysliti na skutečné zm ěny. Hra světla na M ěsíci jest tak rozmarná, že jest s to dokonale změniti během mi­ nutý o b v y k lý vzh led určeného místa na kůře měsíční. T o té ž platí o viditeln osti předmětů podle jejich rozměrů. T a k na př. jsem zjistil, že malé krátery označené 2. 3, 5 (na připojeném náčrtku), je v í se jasně podle toho, ja k ý v liv má měsíční paralaxa. M ísta 1 a 4 zů­ stávají v ž d y nezřetelná, což je způsobeno optickou nemohoucností. Nehledě k těm to 5 místům jsou v celém kráteru tři místa viditelná podle působení paralaxy a d v ě na optické hranici (pro průměr 110 m m ): všechny ostatní podrobnosti se zjistí snadno: a. B. K. L b . e

jsou normální ú tvary, které jsou umístěny na okrajovém horstvu, b a e souvisí spolu úzkou spojovací chodbou, což jest zajím avé sledovati. A, t , //, -r, o, e, t , o, c j a u jsou prohloubeniny v povrchu, Á na východním okraji jest slabě vyhlou ben ý ú tvar příkopovitý. Na dně kráteru, m ezi k rátery d, c, a vnitřním i bočným i stěnami b, e, jest dosti často m ožno jasně pozorovati zvln ění dna v podobí slabého ro zvětven í.

A b y b y lo m ožno správně kontrolovati náčrtek, který p rová zí těchto několik záznamů, uvádím podmínky, za kterých jsem konal p o zo ro v á n í: P řístro j jest dalekohled průměrů 110 mm, užívané zvětšen í 210: pozoroval F. Lámech, asistent .1. Focas; 27. červen ce 1928 od 22 do 23 hodin: obrázky v ý b o rn é ; 19. ledna 1929 od 18 do 21 hodin obrázky dobré; 18. února 1929 od 17 do 22 hodin: o b rá zk y výborn é. Posice, za kterých jsem p o zorova l: 19. ledna: N — v ých o d Fontenelle; S — vých odn í okraj C la via ; 18- února: N — střed K a r p a f S — vých o d Longomontanus. Čas východn í E vrop y, t. j. druhé ho­ dinové pásmo. B ylo b y si přáti, aby člen ové České astronomické společnosti chopili se mého náčrtku a údajů, které ho doprovázejí, a studovali kráter Clavius m etodicky. N epřestávám opakovati, že M ěsíc v y ­ žaduje ještě dobrých pracovníků, neboť jest jisté, že podrobnost jeho viditelné kůry nám poskytnou v ž d y c k y mnohá překvapení. 2 franc. rukopisu p řelo žil J. Šipek.

F. M . Lam eclia, řed. hvězdárny

na

K orfu,

Zprávy sekcí pozorovatelů. Sekce p ozorovatelů létavic. Leden 1930 b y l m ěsícem klidu. N eb y l nám hlášen žá d n ý v e lk ý m eteor, aiii nebylo soustavných p ozorován í. P r v n í v e č e r y v m ěsíci b y ly v ě n o v á n y horlivém u sledování kom ety W ilk o v y , v druhé p o lo vic i m ěsíce b y lo ve lm i oblačno. Dr. V. Guth. Sekce pro p ozorován i Slunce. Sluneční činnost v lednu 1930 (podle p ozo ro vá n í p. K ad avéh o na L i­ lio v é hvězd árn ě Š teíá n ik ově). Letošního ledna b ylo nebe tak oblačné, že v druhé polovin ě se podařilo p ozo ro va ti sluneční povrch pouze v e 14 dnech. Ochabnutí sluneční činnosti p ro je vilo se ještě počátkem m ěsíce, k d y v y ­ s k y tly se drobné skupiny skvrn, nepříliš členěné: ale již 7. ledna v y s tu ­ puje na výc h o d ě m ohutnější skvrna, asi lOkrát v ě tš í než Zem ě, která 12.1. prochází s třed o vý m slunečním poledníkem : já d ro je jí je několikanásobné. 18. I. zapadá za okrajem slunečním, jsouc mnohem menší. Zatím 13. vyšňo­ řila se na vých od ě skupina drobných, ale veln ii četných skvrn. 18. I. byla slunečnímu středu nejblíže a toho dne b y lo v ní napočteno asi 97 drobných skvrn. Posledních deset dnu pro oblačnost neb ylo m ožno Slunce p o zo ro ­ vati, ale podle vzhledu Slunce v m ezných dnech p ozo ro vacích (2 0 .1. a 3 1 .1.) •e m ožno usuzovati, že se v této době neudálo nic zvláštního. Dr. V. Cmth. Sek ce pro pozorován í hvězd m ěnlivých. P ř e s n ep řízn ivé okolnosti, které s počátku z d r ž e ly činnost sekce, do­ sáhla tato za krátkou dobu necelého roku trvání v e lice pěkných výsledků. Za tuto dobu je jí členové, skoro vesm ěs začátečníci, vyk o n a li p řes 1700 po­ zorován í a ukázali, jak jest možno, aby s n a živý am atér p ra co val na tomto iioli astronom ie. Vykonan á p o zo ro v á n í: p. Balík 50 poz., p. Č ern o v 102 poz., p. Izera 174 poz., p. K a d a v ý 280 poz., p. K afka 7 poz., p. Kopal 553 poz., p. L itv a n 51 poz., sí. N o v á k o v á 24 poz., sl. P o la n o v á 24 poz., p. Rajch l 339 poz., p .Š e d ý 114 poz. N a v y z v á n í v cirkuláři č. I. do sekce dosud se přihlásili pp.: A. Bláha. .1. Culík. F. Hrbout. Ing. F ejtek. K. Qoňa, M. H ylm ar, B. P o le s n ý a R. Rost. Sekce hodlá též organ isovati fotografick á p ozorován í m ěn livých hvězd fo to gra fic k ým dalekohledem, k terý sekci zapůjčila sl. N ová k ová . P ra ž š tí čle n o v é si pro něj v y s ta v ě li před hvězdárnou sloup. S e system a­ tickým p ozorováním dosud nebylo započato, ale dosavadní v ý s le d k y , z v lá ­ ště při fo to gra fo v á n í k om ety W ilk o v y , jsou uspokojující. M ap k y okolí pro­ měnných, které dosud b y ly ručně kresleny, budou nyní ro zm n o žo v á n y c e ­ stou fotografickou. P otřeb u jí-li člen ové nějaké m apky, nechť se o ni při­ hlásí. Jelikož vykonan á p ozorován í bude třeba po určité době redukovat! a dále zp ra cová va ti k uveřejnění, prosím e členy, k teří b y b yli ochotni tu vyp o m o ci neb vůbec při nějaké práci pro sekci pracovati. b y se přihlásili. Č len ové budou zaučováni na hvězd árn ě do p ozo ro vá n í p. Kopalem . Sekce bude v y d á v a ti cirkulář v období tří měsíců, v něm ž m im o p o zo ro v a c í pro­ gram a z p r á v y ze sekce budou uváděna krátká pojednán* o astrofysice m ěnlivých h vězd, iak ož i o n ovějších pracích v tom to oboru. O b jeven í se v>ové h v ě zd y , neb náhlé zm ěny některé prom ěnné h v ě z d y a pod. bude oznam ováno členstvu zvláštním cirkulářem . N á vod k p ozo ro ván í proměnných h vězd je obsažen v cirkuláři č. 1. a oude zaslán všem . kdo se v administraci Společnosti přihlásí. N ěk terým j-lenům b yl rozeslán na ukázku a m nozí z nich přihlásili se k odebírání. Sekce žáďá ty, kdo nemíní přistoupiti za člen y sekce, ani odebírati cirkuáře pravid elně, a b y u k á z k o v é č í s l o v r á t i l i .

O OOOOOOOO OOOOOOOO OOOOOOOO OOOOCXOOOOOOOOOCOOOOOOOCq dooooooc ^ o o o o o o o -í ^ *oooooooc oooooooc COOOOOOOOOCOOOOQOOOČ ío o o o o o o c o o o o o o o c o o o c

1—

g

N^nVP k m n v N ov é knihy.

8 OOOOOOOOOOOQOOOOOOOOOOOOOOOOOOOOOOOOOOOOooooooocS

R u s s e l l - D u g a n - S ť e w a r t : A stron om y. V o l. I. T h e S o lar S y ste n v PP- X II + 4 7 0 + X X I . 183 obr. Vol. II. A strophysics and Stellar Astron om y, pp. X I I + 462 + X X X . 124 obr. Ginn and Com pany, London, N ew Y ork. Cena každého svazku 10/6. t. j. přibližně 90 Kč. Dosud b ylo nejlepší příručkou pro v á žn ě jš í am atéry něm ecké Engelm ajm ovo vyd án í N ew coru bový »P o p u la r A s tro n o m y«. V y d á n ím dvoudílné anglické astronom ie uveden ých tří autoru, kteří původní Y ou n govu astro­ nomii přepracovali v dokonalé m oderní dílo. dostává se jak odborníkovi, tak i amatérům do rukou m oderní zp ra c o v á n í celého rozsáhlého oboru astro­ nomie. T ěžk op ád n ost něm ecké knihy N ew com b-E ngeltnannovy činí jeho stu­ dium nam áhavým , a jistě je m álo čtenářů, k teří tuto knihu od začátku až do konce přečtli. P ro ti tomu je am erická »A s tro n o m y « účelně a přehledně rozdělena v kap itoly a menší od stavce, které uceleně p od ávají látku fo r­ mou snadno přístupnou. Je to zejm éna druhý svazek, k te rý v yp lň u je citel­ nou m ezeru v astronom ické literatuře, neboť zák lad y m oderní astrofysik y, roztroušené v řadě pojednáni a časopisech, jsou tu podány přístupně v sou­ hrnu. O dstavce, tištěné m enším tiskem, obsahující m atem atické od v o zen í rovnic a úvahy obtížnější, může m éně zk u šen ý am atér vyn ech ati, aniž si tím nějak uškodí: pro v á žn é studium, pro studující věd přírodních, ze­ jména astronom ie, jsou p rá vě ty to m alé o d stavce velm i důležitým úvodem k obtížnějším částem astronom ie. P rv n í svazek obsahuje popis h vězd ář­ ských přístrojů, m ěřicích m etod, podrobné k apitoly o pohybech Zem ě a Měsíce, popis Slunce, zatm ění, planet a kom et, velm i pěkn ý úvod do ne­ beské m echaniky a kosm ogonii sluneční soustavy. O b ra zy jsou velm i ná­ zo rn é a diagram y usnadňují část p ráce při studiu. Druhý svazek obsahuje podrobnosti o fysikáln i podstatě světla.- zák lad y spektrální analyse, foto tnetrii. studium slunečního světla a tepla, zák lad y a to m o vé teorie a je jí vztah k astrofysice. fysikální vlastnosti stálic, jejich p oh yb y, obšírné ka­ p itoly o dvojh vězd ách , hvězdách prom ěnných, hvězdokupách. M léčné dráze a mlhovinách. V elm i cenné kapitoly^ p ojed n á va jí o m oderních otázkách v ý ­ v o je a živ o ta stálic, a tv o ří vh o d n ý úvod k pochopení prací Eddíngtonových a Jeansových. D ílo srdečně doporučujem e a v ys lo vu jem e přání, aby se takové o b je v ilo b rzy i v české literatuře. H ubert Slouka. The spectral distribution oi Stars itiagnitude 7-0 and brighter in tbe H enry D raper Catalogue. B y Dr. O t t o S e y d l . P u b l i k a c e p r a ž s k é s t á t n í h v ě z d á r n y , č. 6, 1929 (I., 11.}. Spektrální rozdělení stálic v e ­ likosti 7. a jasnějších katalogu H en ry D rap erova. (T e x tu 54 str.. 5 tabulek a 14 map atlasu.) A ž dosud to b y ly jen c izí h v ě zd á rn y , které nám zasílaly práce v e l­ kého rozsahu, jejich ž v y p ra c o v á n í v y ž a d o v a lo nejen dobré form ulace pro­ blému, ale i v íc e spolupracovníků a innoho času. T o platí zejm éna o pra­ cích stelárně-statistických. v e kterých H olandsko a Š véd sk o m ají primát. Musí proto k a žd ý česk ý astronom , ať odborník nebo amatér, s ra d o s tí'u v í’.ati. že i v našich těžk ých pom ěrech p odařilo se publikovati práci, která se rozsahem i obsahem může p ostaviti po bok podobným pracím v cizině. V e stelární statistice pociťuje se již d ávn o potřeba spolehlivého zkoumání rozdělení h vězd podle různých spektrálních tříd, a rovn ěž i rozdělení hu­ stoty stálic podle galaktických souřadnic (Eddington zdůraznil tuto potřebu zvláště Pro zkoumání rozd ělen í hustoty stálic podle galaktické šířk y ve své znám é knize S tellar M ovem en ts and the Structure of the U n ive rs e«, p. 196— 197). Dr. S ey d l přistoupil k řešení tohoto problému a zkoumal roz­ dělení h vězd vel. 7. a jasnějších pro je d n o tlivé spektrální tříd y na zá­ kladě katalogu H enry D rap erova v galaktických souřadnicích. K atalog Draperův (Annals of the H arvard C o lle ge O b servá to ry , Cam bridge, U. S. A., svazek 91.— 99.. 1918— 1924) obsahuje fotom etrick é z spektrální roztříděni

225.300 hvězd. T a to spektra b yla získána ob jek tivním hranolem a tv o ř i základ našich vědom ostí o spektrálním rozdělení stálic. P o lo h y všech použitých h vězd (celkem 14.760), v yjá d ře n é v rektascensi a deklinaci, b y ly transfor­ m ová n y v galaktické souřadnice pom ocí Innesových tabulek, co ž již samo v yža d u ie mnoho práce. G raf pro přeměnu rov n ík o v ý c h souřadnic v galak­ tické b yl v y d á n v r. 1928 J. A. P earcem a S. N. Hillem v e sborníku »Publications of the Dominion A strophysical O b s erv á to ry V ictoria, C anada«. vol. IV., N. 4. a v y h o v o v a l by žádanému účelu stejně při menší námaze. P ře s ­ nost, která se dá jím zaručiti. je 0 1 “ a v y h o v u je tém ěř všem stelárněstatistickým úvahám. Ježto práce au torova b vla začata před několika lety. ie v ys větliteln o . proč nebylo grafu použito. V ý s le d k y S e y d lo v a zkoumání rozdělení stálic jsou tabulovány a uvedená čísla d á v a jí ob raz frek ven ce h vězd jed n otlivých velikostí a spektrálních tříd a pododdělení pro obě g a ­ laktické souřadnice. R ozd ělen i hustoty h vězd v délce a šířce zkoumáno odděleně pro spektrální tříd y li. A. F. G. K. Af. R ozd ělen í hvězd podle galaktické d élky a šířk y současně b ylo m apo­ ván o pro každou jednotlivou spektrální třídu li. A. F. G. K. M . jak pro se­ vern í, tak pro jižn í polokouli. T a k é zd e b y lo použito h v ě zd 7. vel. a jas­ nějších. M ap y zh oto ven y S traton o vovou a Schiaparelliho m etodou: je jich celkem 14 a jejich grafick é proved en i je skutečně pěkné. Nedopatřením tiskárny způsobeno přehození nápisů ^Northern hem isphere« a Southern hem isphere« na mapách č. 3. 4 a 11. 12. M apy 1— 2 znázorňují rozdělení h vězd B 0— 6 5. m apy 3— 4 h v ě zd f i s .4 3. m apv 5— 6 h vězd A 5 - F 2. m apy 7— 8 h vězd F 5— G 0. m apy 9— 10 h vězd G 5— A. 2, m apy I I 12 hvězd K 5 — AfO. P oslední d v ě 13— 14 jsou souhrnem všech předchozích a podá­ v a jí přehledně rozdělení všech h vězd 7. vel. a jasnějších. N á zo rn ý přehled o výsled cích naleznem e v grafech na konci publikace, a to : hvězdnou hustotu jako funkci galaktické š ířk y spektrálních tříd ti. .4. F. G. K ■ M (2 g r a fy ) a hvězdnou hustotu jak o funkci galaktické délky ve třech šířk o vých pásmech (3 g ra fy ). V S e y d lo v ě práci po p rv é b y l podán úplný obraz o rozd ělen í stálic 7. vel. a jasnějších podle jed n otlivý ch spektrálních tříd. Bude se jednati teď o to, aby v budoucnosti práce b ylo skutečně v y u ž ito badateli z oboru stelární astronom ie. S eyd lú v m ateriál je základem , na kterém je m ožno budovati dále. T a k é pro kosm ogonii má práce význ am . Bude za jím a v é sledovati, jak pojednání přijm e cizin a : oceněni, kterého se jí již dostalo v Lundu, středisku výzkum ů stelárně-astronom ických. svěd čí o tom. že také česká astronom ie, b y ť i pomalu, postupuie v m oderních astronom ic­ kých otázkách do popředí. Autoru nem ožno jinak, než k vyk on an é práci skutečně blahopřáti. H ubert Slouka.

OOOOOOOOOOOOOOOOOOOC

Drobné zprávy. ooooonoo oooooooo r* mnor oonnooor oooooooo

S k v rn y na Jupiteru s rych lým pohybem . V poslední době objevili! se na jižním okraji tak zvan éh o severníh o m írného pásma Jupiterova ně­ kolik tm avých a světlých skvrn, jejich ž doba rotace je neobyčejně krátká. Střední doba oběhu tohoto pásma obnáší 9h 56m, k d ežto sk vrn y v y k o n a jí jedrau rotaci již za 9h 46nl. T ak rych lé sk vrn y b y ly p ozo ro v á n y v letech 1880 a 1891. kdy doba jejich rotace obnášela až 9h 48m. O b je­ v en i se skvrn tak o vé oběžné rychlosti je za jím a v é zv lá š tě proto, že v po­ slední době v y s k y to v a ly se na Jupiteru s k vrn y vlastností zcela opačných. Tak zvlá ště s k vrn y na rovn ík ovém pásmu m ě ly n eobyčejn ě dlouhou dobu rotace. 9h 59™, kdežto střední doha rotace rovn ík ovéh o pásma je 9h 49"'. S k vrn y tohoto druhu m ají zajisté velkou důležitost k seznaní fysik á lních vlastností povrchu Jupiterova, a proto je jim nutno věnovati velkou pozornost. P o z o ro v á n í našich členů, konaná na L. H. Š. pom ocí 200 mni hledače komet, přinesla některé podrobnosti o vzhledu těchto skvrn. V mí­ stech. kde se sk vrn y d o tý k a jí severního ok raje severníh o tropického pásma.

vniká do pásma silný, b ílý pruh, jeh ož vzh led se značně mění. Dosud b y ly p o zo ro v á n j' tři velm i temné s k vrn y , z nichž jedna m á tv a r dosti protáhlý. Polohou i tvarem se mění. O podrobnostech přinesem e v některém z příštích čísel R. H. zp rávu s kresbami. R ujchl. O te v ře n é hvězdokupy. R. J. Tru m pler d o v o zu je — opíraje se o s v é sta­ tistické studie — že o tevřen é hvězd ok u p y naší M léčné dráhy tv o ří sou­ stavu tvaru čočk y o rozm ěrech 35.000 svět. let v průměru a o tloušťce 10.000 svět. let. Naše Slunce náleží jednom u ze členů této soustavy, t. zv . l o k á l n í m u s y s t é m u . T en má průměr 12.000 světeln ých let a Slunce je od jeho středu vzd álen o 1200 svět. let. Střed připadá do směru mezi souh vězdí Puppis a V ela (galaktická délka 228°). (P op . A str. 37, 460.) V. G. R ychlosti extragalak tick ých soustav. M im ořádná ve lik o s t radiálních rychlostí soustav, je ž nen áležejí k soustavě M léčn é dráhy, b yla znovu p o­ tvrzen a M. L. Humansonem a F. Q. P easem na 4 m lhovinách, u nichž na­ lezli ty to radiální rych losti: N O C 4853 + 7300 km/sec, N O C 4865 + 4700 km/sec » 4860 +7880 » » 7619 + 3 8 0 0 (P op . Astr. 37, 460.) V. G. N o v é poznatky o P olá rce. J. H. M oo re s bezpečností stan ovil — na podkladě 700 spektroskopických p ozo ro vá n i —- že P olárk a je proměnnou hvězdou typu delta Cephei o am plitudě 0-08 hv. v e l.; s neviditelným prů­ vodcem krouží kolem společného těžiště v periodě 29-6 roků: poslední nejv ě tš í zd án livá vzd álen ost obou složek b yla r. 1921: průvodce P o lá rk y však nebyl nalezen, patrně je příliš slabý. (P o p . Astr. 37, 461.) V. G.

Zprávy Lidové hvězdárny Štefánikovy. P říz n iv é p om ěry povětrnostní v m ěsíci lednu um ožnily dokončení obou p rojektovan ých kopulí. N a střední části b u d o v y b yla postavena kopule o průměru tém ěř sedmi metrů, na v ě ž západní pak kopule o průměru 5'80 m. Velm i málo zkušeností a neochota domácích firem donutila nás k tomu. abychom kopule objednali v cizině. Fm. Ing. W eckm ann v Litevsku podala nám nej p řízn ivější nabídku a proto jí b y la objednávka zadána. M ontáží kopulí b líží se budova L id o v é h v ě zd á rn y k svém u dokončení. Z b ý v á ze v n í úprava adaptovaného domku a úprava zah ra dy kolem h vězdárny. Na jaře budou postaven y oba dalekohledy a d va sklápěcí dom ečky na baště před hvězdárnou. V jednom domku bude umístěn m alý astrograf se šesti s v ětel­ ným i o b je k tiv y a v druhém p o zo ro v a c í stůl podle dr. Jindř. S v o b o d y k za­ k reslován í stop létavic. P řek vap en ím pro členy, k teří m ají zájem o r o z v o j a zařízen í h v ě z­ dárny, je projekt horizontálního prom ítání obrazu Slunce: k tomu cíli budou přizpůsobeny d v ě m ístnosti pod západní kopulí. Konstrukcí přísluš­ ného coelostatu s hod. strojem , jeh ož hlavní rovinné zrcad lo bude míti 19 cm v průměru, b yl pověřen člen výb o ru . Ing. V. Rolčík. k te rý předložil pří­ slušné komisi podrobné plány, je ž b y ly schváleny. Zařízen í umožní nejen promítati Slunce a sluneční spektrum, ab y m ohlo býti p ozo ro ván o hosty, ale poskytne příležitost těm členům, k teří se studiem Slunce odborně za b ý ­ vají. k p ok račování v studiu. D ále se postaral v ý b o r o opatřeni dalších přes­ ných hodin pro h vězd n ý čas (s k řem en ovým k yvad lem od fm. Satori ve V íd n i) a druhých ke kontrole sekund hodinového stroje Z eissova astrografu. P rojed n ati podrobnosti b yl v e Vídni člen výb o ru dr. VI. Guth, k te rý při té příležitosti zakoupil pro v e lik ý náš dalekohled posiční m ikro­ metr z Pozůstalosti selen ograía R. K óniga. Poznenáhlu se doplňuje strojní zařízen í h vězd árn y a všichni doufáme, že již tohoto roku bude ho m ožno používati. P ro za tím pracují na h vězd árn ě h o rliví jed n otlivci na menších úkolech.

H vězdárnu v poslední době n a vštívil v průvodu našeho předsedy host zn ám ý matematik proí. Kam pé de F erie t z Lilie, m ístopředseda tam ější astronom ické společnosti. H ost p ro je vil v e lk ý zájem o naši organisaci a v y ­ žádal si inform ace. U k ázalo se, že naše společnost není v cizin ě neznámou, nebof společnost v L ilie opatřila si již před časem naše publikace, o nichž se host n e jv ý š p řízn iv ě v y já d řil. Od dokončení sta v b y h v ě zd á rn y si v ý b o r velm i slibuje, neboť teprve tehdy bude m oci použiti všech dob rovoln ých a nadšených pracovníků k v y ­ konávání vytče n éh o programu. N á v š tě v a a p ozo ro ván í na hvězd árn ě v lednu 1930. V lednu n a vštívilo hvězdárnu 528 osob (7 sp olk ových n á v š tě v se 123 účastníky, 209 členu n;>ší Společnosti a 196 platících n ávštěvníků). Hrom adné n á v š tě v y b y ly ty to : P é č e o m ládež, Sm íchov, M ěšf. škola v Strašnicích, D ív č í gym n a­ sium P ra h a X II., 46. kmen skautů-socialistů, O s v ě t o v ý sbor v B rán íce a T ou risten-V erein v P ra ze. P oča sí b ylo velm i nepříznivé. Jasných večerů b ylo pouze 6, po 3 v e č e r y b y lo oblačno a po 22 večery^ b y lo zataženo. P o z o ro v á n í na hvězdárně. P r o obecenstvo b ylo v lednu pouze 9 pozo­ rování večerních a 3 p ozo ro vá n í slunečních skvrn. N e jv íc e b yla p ozo ro­ vána W ilk o v a kometa. Jupiter a Luna, dále m lhovin y v Orionu a v Androm edě. P lan eta M erkur b yla p ozo ro ván a po d va v e č e ry . Z odborných p o­ zorová n í, konaných člen y Č. A. S.. b y lo n e jv íc e p ozo ro ván í slunečních (14) a p ozo ro ván í prom ěnných h vězd (8). P o zo ro v á n í na h vězdárně v březnu 1930. V tomto m ěsíci jsou za v írá n y sady P etřín sk é o 19. hodině a proto je přístup na hvězdárnu stanoven na 18. hodinu večerní. Za p řízn ivéh o počasí bude m ožno p o zo ro v a ti v p rv é p olovici m ěsíce Lunu a planetu Jupitera. V e druhé p olo vici m ěsíce bude m ožno p o zo ro v a ti krom ě toho některé m lh ovin y a hvězdokupy. S a d y P etřín ské a zahrada Kinských budou v dohledné době osvětlen y, takže budou také p ozd ěji za v írá n y . P r o přístup na hvězdárnu bude o s v ě t­ lení sadů skutečnou výhodou, je ž to bude m ožno přístup na hvězdárnu sta­ novití na p ozd ější hodiny. Dosud se často stává, že v hodině přístupu na hvězdárnu je ještě tak světlo, že p ozo ro vá n í není možné. OOOOOOCOOOOoOOO

Zprávy ze Společnosti QQfXyyyX in y v T riry v ^ ryy v v ytn on n n n n rin r n n n n rtrin ro o n rio o o o

V. členská schůze b y la 3. února t. r. v Klementinu za účasti 31 člena. Před n ášela sl. R N C . Boh. N o v á k o v á o m etod ách -m ěřen í rotační p eriody sluneční. V úvodu s vé přednášky zm ínila se o v ý v o ji m ěření rotace slu­ neční od p rvých pokusů G alileových až po naši dobu a pak prom luvila o m ěření rotač. p eriod y z fo to gra fií spekter na hvězd árn ě v A rc etri v Itálii, kde přednášející působila v letech 1927 a 1928. P ře d přednáškou b y ly před ­ lo žen y některé foto grafie, pořízen é p u iem R N C . Fr. Schiillerem na h v ě z ­ dárně v O n d řejově. N a v štěv u jte v íc e členské schůze! V poslední době upadá poněkud m ezi pražským členstvem zájem o členské schůze, které d řív e b ý v a ly n avště­ v o v á n y četněji. Schůze jsou v ž d y p rv é pondělí v měsíci a tento den b v si měli pražští č len ové v ž d y res e rvo v a ti pro Společnost. Na schůzích m o­ hou se člen ové tázati po různých zje v e ch a v š e c k y podněty k programu členských schůzí budou v ž d y c k y velm i v ítán y. Činní členové, buďte v íc e č in n ý m ! H laste se do odborných sekcí, kde jsou v ž d y c k y vítán i ochotní spolupracovníci. K pozorován ím v sekci pro­ m ěnných h vězd i v sekci pro p ozo ro vá n í m eteorů není potřebí žádných přístrojů : p ozo ro ván í tato jsou velm i snadná, n e v y ža d u jíc í žádných před­ běžných studií. P ře s p rv é p řekážky v ž d y lehce se d ojde proksí k dobrým výsledkům . K d o b y nemohl sám p ozo ro vati, m ůže spolupracovati přípravou a zpracováním p ozo ro vacíh o materiálu. Členská schůze v březnu bude 3. III. o 19. hodině v e II. posluchárně filos. fakulty v Klementinu. Schůze bude spojena s přednáškou p. R N C . Rost. R a jc h la : »U ž ití interferenčních m etod v astronom ii*. M ajitel a v y d a v a te l Č eská společnost astronom ická v P ra z e IV . Petřín. O d p ov ě d n ý redaktor Dr. O tto S ey d l. astronom státní h vězd árn y. P ra h a I, Klementinum. — Tiskem knihtiskárny Jednoty čsl. m atematiků a fysiků, P ra h a -Z ižk ov. Husova §8.