G E O R G E E. H A L E , ře d ite l h vě zd á rn y nu M i. W ilso n u :
P rá c e pro astronoma-amatéra. Se svolením a u torovým p řelo žil z an gličtin y Dr. O tto Seydl. (D okončení.)
Sluneční spektroskop a jeho užití. Sluneční dalekohled je znázorněn v obr. 2. a 7.; není to hračka, ačkoliv je jednoduchý a laciný. Já sám jsem zkusil nahraditi tímto malým celostatem a druhým zrcadlem mnohem větší celcstat své solární laboratoře a nemohl jsem zjistiti žádné podstatné zm ény v jakosti obrazu Slunce, kd yž jsem jej zkoumal spektrohelioskopem. P rá v ě tak spektroskop (přem ěnitelný v spektrohelioskop), který nyní popíši, ač jest stejně jednoduchého sestrojení, jest skutečně mocným přístrojem k badání; jím může býti vykonána dlouhá řada originálních výzkum ů. Nebudu v y s v ě tlo v a ti všechno, k čemu je ho možno použiti, ponechávaje čtenáři, aby se sám poučil o největším počtu témat ze starého, ale velm i užitečného spisu R o s c o e, S p e c t r u m A n a l y s i s (můj exem plář jest 4. vydání, re vid o vané a rozm nožené Schusterem) a ze S c h e l l e n o v a spisu »D i e Spectralanalyse in ihrer Anwendung aut die S t o f f e d e r E r d e und di e N á t u r d e r H i m m e l s k ó r p e K T a to díla, z prvých dob spektroskopie, obsahují mnoho podrobncstí, je ž jsou zvláštní cen y pro amatéra a které v e spi sech novějších b ý v a jí vyn ech án y nebo velm i zhuštěny. Z těchto posledních spisů B a l y h o S p e c t r o s c o p y probírá látku (s po zemského stanoviska) až po n ejnovější dobu, a podává v e třetím svazku velm i za jím a vý náčrt toho, jak se spektrální analyse po divuhodně zm ěnila z v ě d y ry z e em pirické v racionální a poukazuje k té živou cí části, kterou spektroskopie měla v ro zvo ji našich v ě domostí o složení atomu a hm oty. V elik ý spis K ayserů v, H a n d . b u c l i d e r S p e c t r o s c o p i e , jenž náleží podle data m ezi spisy staré a nejnovější, obsahuje velik é m nožství neocenitelných údajů. Pokud jde o astronomii, odkazuji k výtečném u novému spisu od S trattora, A s t r o n o m i c a l P h y s i c s (Dutton 1924). M ým úmyslem je popsati sluneční spektroskop takového druhu, který b y b ylo m ožno snadno upraviti v spektrohelioskop. K d y b y měl -býti pouze spektrograíem , měl b y tv a r jiný, poněvadž tento přístroj dává na fotografické desce pouze krátký pás spektra. A však k visuálnímu pozorován í v kterékoli části spektra a k mo nochrom atickým pozorován ím Slunce je toto uspořádání úplně po stačující, neboť slouží velm i dobře k fo togra fo vá n í om ezených částí, zejména proto, že ohnisko se nemění, kd yž přecházím e od jedr.é délk y vln y k jiné.
V obr. 4. je znázorněn postup paprsků v spektroskopii. Do štěrbiny (obr. 5.) dopadne s vě tic s některé části obrazu Slunce (o průměru 2 palců) a tou projde ke konkávnímu kolimátoru (horní zrcadlo v obr. 8.). Tím se stanou paprsky divergentn í rovn ob ěž ným i a vrátí svazek k m řížce (obr. 7.), která je otočena kolem své svislé osy o ta k o v ý úhel, a b y vy síla la paprsky po difrakci, odpovídající kterékoli žádané části spektra k dolnímu konkáv nímu zrcadlu. T o to zrcadlo v y tv á ř í obraz této části spektra
Obr. 4. Ú prava slunečního teleskopu a spektroskopu. Celostat, druhá zrcad lící plocha a čočka horizontálního teleskopu jsou upevněné na pevném talíři ve voln ém prostoru. Spektroskop ie na dvou pilířích v temné kom oře, kde se koná p ozorován í. Spektroskop je m ožno p om ocí jednoduchých dodatků prom ěniti v spektroh eliograf nebo spektrohelioskop k fotografick ém u nebo visuálnímu studiu atm osféry Slunce. Význam a n glických pojm ů v o b rá zk u : p ie rre = p iliř ; l st m irro r — z rca d lo ; 2nd Hat = druhá plocha (z r c a d líc í); lens = čo čk a ; slit — štěrbin a ; gra tin g — m říž k a ; 2nd m irro r = druhé z rca d lo ; eyepiece o r plate = okulár nebo deska (f o t o g r .); hand hole fo r m aking a d ju s tm e n ts -= m ís to p ro ruku ke konáni p otřebn ých úprav p řís tro je ; co n cre te — beton. (R o z m ě ry v e sto pách a p a lcích ; I yard = 3 stopy po 12 p a lcíc h ; 1 ya rd — 91 c m .)
v bodě pod štěrbinou, kde je upevněn okulár nebo kaseta s fo tografickou deskou. Pom alým otáčením m řížky kolem její svislé osy může býti uveden' před oko p o zo ro va telo vo celý rozsah spektra. Dále také, otáčím e-li jí o větší úhel, může býti p o zorová n o spektrum druhého, třetího nebo čtvrtého řádu. v y š š í a v y šší disperse a (o b y čejně) rychle klesající jasnosti. Železná plotna, která nese štěrbinu, mřížku a okulár, i druhá, jež nese sférická kenkávní zrcadla, jsou pevně m ontovány v tem né místnosti na cem en tových pilířích, vzdálen ých asi 4 m (to je ohnisková délka konkávních zrcadel). M ezi ně se v lo ž í černé plechové stínítko tak, a b y okulár nebo fotografická deska byla
stíněna proti diíusnímu světlu kolimatisujícího zrcadla, aniž b y na stala interference s cestou paprsků, jež padají na mřížku a dolní zrcadlo. S dobrou mřížkou a šířkou štěrbiny 1 1000 nebo 2/ioo» palce je sluneční spektrum, kterého se tak nabude, překrásným zjevem . Místnost musí býti učiněna tak temnou, jak je možno, tím. že se u zavře svazek slunečního s v ě tlo od otvoru v přepážce k štěrbině. Zařídí-li se věc takto, tu je m ožno spatřiti překrásný svazek spektra, křížen ý tisíci čar různé šířky a intensity ve v š í jeho čistotě, od nejzazší červen ě k m ezím části fialové. Žádné jiné badání nemůže předstihnouti zajím avostí a důležitostí toto studium interpretování záhad, ukrytých v těchtc čarách. Jejich polohy a intensita i ne obyčejné zm ěny, které mohou utrpěti jako výsled ek změn fysikálního a chemického stavu par, jež je způsobují, poskytují hlavní nit k p o va ze a v ý v o ji Slunce a stálic a ke složení lim ety samotné. Nikdy nezapomenu toho, k dyž jsem po p rvé spatřil spektrum Slunce s velikou dispersí. Před čtyřiceti lety zřídil jsem si v e své laboratoři v Kem voodu, předm ěstí Chicaga. 4palcovou R ow iandovu konkávni mřížku. V e form ě montáže, doporučené Rowlandem , je neobyčejn ě užitelná k fo to g ra fo vá n í dlouhých částí spektra na jediné desce, avšak k nynější naší potřebě její ástigmatismus, ná sledkem kterého se mísí svě tlo různých částí obrazu Slunce, ji činí nevhodnou. V hluboké temnotě pracovn y, úplně oddělené stě nou od malé místnosti, v e které b yla upevněna štěrbina a mezi jejím i stěnami natřenými matnou černí, byl z je v spektra překrásný. Přesnost měření, jíž je tu potřebí, i těsnost a skutečné překrýván í mnohých slunečních čar s vysok ou dispersí spektra 4. řádu naučily mne více než jednomu fundamentálnímu principu, jichž jsem nikdy neopomenul, kd yž jsem hotovil plány pro dalekohledy, h vězdárn y a laboratoře. K o v o v é části tohoto spektroskopii jsou jednoduché a je m ožno je zhotoviti snadno,8) konkávni zrcadlo je m ožno koupiti nebo si je zh otoví amatér sám. M řížka, kterou tu doporučuji, má rovinný, leštěný pcvrcli ze zrca d lo vin y o průměru asi 4 palců, na jejíž p ra v o úhlé ploše jsou v y r y t y čá ry diam antem ; je jich asi 14.000— 15.000 na délku 1 palce. T a k o v é m řížk y rozkládají bílé sluneční světlo v řadu spekter a v části červen é, blíže v o d ík o vé čá ry Ha, kd yž se užije spektrohelioskopu, jest jejich disperse prvního řádu daleko vy š š í než disperse hranolu. V e skutečnosti dva hranoly lehkého flintového skla, jimiž prochází světlo od kolimátoru k rovinnému zrcadlu, jež odráží paprsky zpět hranolem k druhému konkávnímu zrcadlu, dává dispersi v červen é části daleko pod dispersi m řížky, ačkoliv výsled ek tohoto uspořádání je rovn ocenn ý uspořádání čtyř *) Úplné v ý k r e s y (plány, m od ro tisk y) tohoto p řístroje a příslušných dalších částí, jichž je potřebí, ab y b yl zm ěněn v spektrohelioskop, ie m ožn o objednati za v ý ro b n í cenu na h vězd árn ě na Mt. W ilsonu v K alifornii.
hranolů. Není-li m ožno cbd ržeti m řížk y od firm y J. W . Fecker,*) 1954 P e r ry s v ille Avenue, Pittsburgh. Pen sylvania, nebo od firm y Adam Hilger, Ltd.. 24 Rochester Plače. London, N. W . 1, Englaud, poslouží velm i dobře spektroskopickému studiu dva hranoly z velm i hutného flintového skla o úhlu 60", ačkoliv k užívání se spektro helioskopem jsou méně vhodné nežli dobrá mřížka, pokud je m ožno d ů věřovati m ým zkušenostem s hranolem ze skla méně hutného. Snažím e se právě nalézti pochod, jím ž b y se m ohjy hotoviti laciné, dokonalé kopie původních mřížek. A vša k tu jsou velik é ob tíže. jež dosud b y ly překonány jen částečně. Nejlepším způsobem, jak zhotoviti dobré odrážející kopie, zdá se býti elek trolytický pochod, kterým se ukládá nějaký kov, k terý světlo silně odráží, na původní mřížku. A vša k k dyž se potom deštička k o v o v á sloupne, povrch je v ž d y c k y zborcen. ačkoliv čá ry jsou krásně reproduko vá n y a spektrum je čisté. K dekoliv d oved e řešiti dokonale tento úkol, přispěje znamenitě k ro zvo ji spektroskopie a optiky, neboť není důvodu, proč b y rovinná a konkávní zrcadla s dokonalým i plochami z různých kovů nemohla býti lacino vyráběn a z originálů touž elektrolytickou cestou. Postaven í přístroje. Jak b y lo již řečeno, musí polární osa celostatu sm ěřovati k pra vému pólu a koleje, po kterých klouže, musí b ýti položeny přesně sm ěrem od severu k jihu. V odorovn á přímka, jdoucí přím o k se veru středem druhého zrcadla celostatu. má jiti střed y čoček da lekohledu, štěrbina má b ýti asi v e vzdálenosti 18 stop (5*5 m ) od ní a horní konkávní zrcadlo asi o 13 stop (3*9 rn) dále k severu. K d y ž je ozářeno slunečním světlem , vy ch á zejícím ze štěrbiny, musí b ýti toto konkávní zrcadlo postaveno pom ocí tří šroubů tak, až s v a zek paprsků skoro rovn oběžný, od něho odražen ý, padne centrálně na mřížku, postavenou svisle směrem od východu k západu. S v a zek bílého světla, odražený severně od m řížky, má potom padnouti na dolení konkávní zrcadlo, které jest n ejprve tak postaviti, až obraz štěrbiny v e světle bílém padne do středu fotografické desky. Zkoum ám e-li tento přím ý obraz okulárem, může býti intensita světla snížena pom ocí deštičky skla hluboce tm avočerven éh o ( v d o tyku se štěrbinou). Železným podkladem, který nese d v ě konkávní zrcadla, musí se pak pohybevati k severu nebo k jihu fokuscvacím šroubem, až obraz štěrbiny na desce je ostrý. Nejjednodušší 9) Cena rovinn é m řížk y, zh otoven é na un iversitě Johna Hopkinse a p rod ávané firmou F eck erovou , jest 200 amer. dolarů za m řížku 2t/2palcovo u : plocha, p ok rytá v r y tý m i čaram i, jest asi 1 A X X 2 palce. Je m ožno ob d ržeti také mřížku rozm ěru většího (k terá je ve lm i jasná pro spektrum 1. řádu v čáře My.), avšak m řížka menší, je-li v té že části velm i jasná, d ává všechno, c o m řížka v ě tš í a flokuls intensivněji. Firm a H ilg er p ro d ává podobné m řížk y (číslo katalogu K n a K u ) , hotovené v National P h y sical L ab orato ry .
způsob, jak toho docíliti, jest seškrábati část povlaku neexponované desky, upevnili ji v té rovin ě, kterou zaujme přední strana desky v jejím držáku a zkoušeti obraz štěrbiny skrze čisté sklo pomocí čo čk y nebo positivního okuláru, zvětšu jícíh o asi desetkrát. Pom ocí jemného stavěcího šroubu musí b ýti potom dolní konkávní zrcadlo trochu sklopeno, je-li toho potřebí, aby obraz středu štěrbiny byl uveden přesně do středu desky. Následujícího postavení se docílí otáčením m řížky, až červená část obsahující čáru H a v nejjasnější části spektra I. řádu padne do středu dolního konkávního zrcadla; tento případ nastane, když čára H a se o b je v í v poli okuláru. Je-li střed spektra příliš vy so k o nebo příliš nízko, je to pravděpodobně proto, že rý h y (č á ry ) m řížky nejsou přesně svislé (předpokládajíc ovšem , že rám, v němž Je m řížka a jeh o držák, jsou zh o toven y amatérem a že podporující že lezn ý podklad b y l zařízen přesně s tím to držákem svisle). M řížkou musí se proto otáčeti v jejím rámu pom ocí stavěcích šroubů, až obraz štěrbiny přím o odražen ý a. čára H a v e spektru I. řádu jsou v téže rovině. V tom případě spektra různých řádů. jež je m ožno spatřiti na stěně za konkávním i zrca d ly — užije-li se široké první štěrbiny — o b jeví se v e vo d o ro vn é čáře. K přesnému fokusování má b ýti prvn í štěrbina zhotovena velm i úzká a konkávním i zrca d ly se musí pohybovati pom ocí fokusujícího šroubu tak dlouho, až nejužší čá ry v e spektru se o b jeví dokonale ostře. V o d orovn é čá ry b ěžící spektrem, způsobené prachem na štěr bině musí se objeviti také ostře v tém že ohnisku. Jestliže bud spektrální čá ry nebo čá ry od prachu nejsou ostré, může býti m řížka lehce upravena pomocí šroubů, jež ji udržují v její skříňce. T y to musí nésti malé kousky lepenky a nesmí býti příliš těsné, ačkoliv m řížka má b ýti udržována dostatečně pevně, aby b ylo za bráněno otřásání, kd yž oscilující štěrbina spektrohelioskopu je uvá děna v pohyb.
Analyse slunečního světla. Druhá proposice v N e w to n o vě » O p t i c e « , nadepsaná » S v ě t I o s l u n e č n í s e s k l á d á z p a p r s k ů r ů z n é l á m a v o s t u , po pisuje jeho znám ý pokus rozboru slunečního světla hranolem. V místnosti velm i temné, u otvoru šířk y asi třetiny palce v oke nici, umístil jsem skleněný hranol, kterým svazek světla, přichá zející do místnosti tím to otvorem , mohl býti odchýlen vzhůru k protější stěně místnosti a tam tvo řiti barevn ý obraz Slunce. Osa hranolu ( t » jest přímka, procházející středem hranolu od jednoho konce k druhému rovn oběžně s okrajem lám ající strany) byla v tom to pokuse a v následujícím kolmá ke směru dopadajících paprsků. Kolem této osy jsem točil pomalu hranolem a spatřil odražené světlo 11a stěně nebo barevn ý obraz Slunce nejprve vystoupiti a potom sestoupiti. M ezi vystoupením a sestoupením, když obraz se jevil stacionárným. za sla vil jsem hranol a upevnil jsem jej v této poloze, a b y se nemohl dále poh yb ova ti.«
T é to polohy m i n i m á l n í d e v i a c e (nejmenší odchylky), jest tém ěř beze zm ěny užito v postavení hranolových spektro skopii. Odkazuji čtenáře, aby si povšim l konce z p rá v y a péče, již N ew ton v y n a lo ž il, aby zabránil chybám nebo nesprávné interpre taci, jež b y povstala nedokonalostmi jeho přístroje nebo nedoko nalostí pokusů. Pozoruje, že »kdyb ych om chtěli zmenšiti směs paprsků, mu sili bychom zmenšiti prům ěry kruhů« (t. j. otvorů, kterým i vstu puje světlo), N ew ton viděl výhodu v užití jiného uspořádání: »V e slunečním světle vedeném do zatemněné místnosti malým , okrouh lým o tvorem v okenici v e vzdálenosti asi 10 nebo 12 stop od okna umístil jsem čočku, pom ocí které obraz otvoru může b ýti zřetelně vržen na list bílého papíru, umístěného v e vzdálenosti šesti. osmi. deseti nebo dvanácti stop od čo čk y .« Tak obdržel uspořádání, jež je v jeho » 0 p t i c e « znázorněno a jež poskytlo spektrum mnohem čistější. Potom seznal, že štěrbina b y tu posloužila ještě lépe: »A v š a k kruh ový o tv o r F je lépe nahraditi o tvorem podélným, u tvořeným jako dlouhý rovnoběžník o délce rovn oběžné se stěnou hranolu A B C . N ebof, má-li tento o tv o r délku palce nebo dvou a šířku pcuze desetiny nebo d va cetin y palce nebo menší, tu světlo obrazu bude tak jednoduché jako před tím nebo jednodušší, obraz bude mnohem širší, a proto mnohem vhodnější k pokusum s jeho světlem nežli před tím .« P řese všechnu obezřelost, již N e w ton vy n a lo žil a kterou popisuje, buď následkem nedokonalého skla a ploch nebo neúplného leštění, i tak velikém u experimentátoru, ja kým b y l N ew ton, unikly tm avé čá ry slunečního spektra. V y jí maje M e lw illo v a důležitá p ozorován í (r. 1752) alkoholového plameneme hranolem — plamene, jenž obsahoval páry kamence, drasla a jiných sloučenin,10) v němž je předvídáno studium emis ních spekter, k našim vědom ostem o spektru nebylo připojeno nic nebo jen m álo až po uplynutí století, kdy Sir W illia m Herschel a J. W . R itter učinili d va důležité o b je v y : P r v ý zjistil rozsah slu nečního spektra mimo m eze části červen é (pom ocí tepelného efektu)11) a druhý12) totéž pro část fialovou (tím, že za ní zčernal chlorid stříbrnatý). R. 1802 opakoval N ew ton ů v pokus W ollaston, pravděpodobně s hranolem mnohem lepším a objevil některé temné čá ry v slu nečním spektru, o nichž se dom níval, že jsou to m eze různých b a re v : »K d y ž svazek denního světla byl vpuštěn do temné míst nosti štěrbinou šířky V20 palce a zachycen okem v e vzdálenosti 10 nebo 12 stop, bylo pozorovati, že sva zek jest rozdělen pouze v tyto b a r v y : červenou, žlutozelenou, modrou a íialovou .« Na ne štěstí W ollaston nesledoval dále svého objevu a tep rvé Frauenh oferovi zůstalo vyhrazen o, aby r. 1814 popsal a m apoval sta čar '" ) M e llw illo v o pojednání b y lo otištěno v časopise »T h e Journal o i the Astronom ical S o c iety of C anada«, 1914. n ) H erschel: Philosophical Transaction s o f the R o y a l Society'. 1800. 12) R itte r: G ilb e rťs Aniialen. Vol. 7. p. 527. 1801.
slunečního spektra, o nichž rozpoznal, že naprosto nejsou m ezem i různých barev. Intensita »F rau en h oferových čar«, jak se dosud na z ý v a jí, je různá: od šířky nejjemnějšího vlasu až po silné tm avé cáry značné šířk y; jsou ro zlo žen y po celém spektru od červen é části po fialovou. Jejich ostrost a snadná viditelnost měla nepo chybně původ v dokonalosti jeho optických částí a v tom, že jeho štěrbina, ačkoliv byla o něco širší nežli N ew tonů v nejužší otvor, byla v e vzdálenosti 24 stop od hranolu. P o zo ro v á n í b y lo konáno ínaiým dalekohledem, postaven ým právě za hranolem na kruhu theodolitu, pom ocí kterého b ylo m ožno přesně měřiti úhlové v zd á lenosti jednotlivých čar. Frauenhoíerův přístroj, který představuje první spektroskop, sloužil tak nejen k objeven í čar, ale ukázal je jich polohy v e spektru a naznačil cestu k dnešnímu období měření velik é přesnosti. Frauenhofer p r v ý také p ozorova l tytéž č á ry v e spektrech Venuše a M ěsíce a shledal, že spektra některých h vězd jsou podobná spektru Slunce, jiná však že je v í nápadné rozdíly. I usoudil, že čá ry musí míti původ v nějaké absorpční činnosti na Slunci a stálicích, avšak neurčil její povahy, ač byl velm i blízko objevu Kirchhofíovu, k d y ž o b jevil souhlas polohy dvojité jasné čá ry sodíkové s dvojitou tm avou čárou slunečního spektra, kterou n azval L )." ) Musím čtenáři ponechati, aby sám p ozorova l další pokrok spektroskopie v jejím vzrůstu během p rvé p olovin y 19. století a a by přešel k epochálnímu objevu Kirchhoffovu r. 1859. k terý po dávám jeho vlastními s lo v y : » A b y byla potvrzen a způsobem co m ožno nejdokonalejším pravda o faktu často tvrzen ém , že sodíkové čáry se ztotožňují s čarami D, užil jsem dostatečně jasného slunečního spektra a uvedl jsem plamen, zb a rve n ý sod ík ovým i parami, před štěrbinu. Potom jsem spatřil tm avé čá ry D změněné v čá ry jasné. Plam en Bunse n o v y lam py rozhodil jasné sodíkové čá ry na sluneční spektrum s neočekávanou jasností. A bych zjistil rozsah, až po který může vzrů sti intensita slunečního spektra, aniž se zmenší zřetelnost sodíkových čar, dal jsem slunečnímu světlu zářiti skrze sod ík ový plamen na štěrbinu a k svému podiven í jsem spatřil, že temné čá ry D se o b je v ily neobyčejně jasně. P otom jsem vym ěn il sluneční světlo světlem Drum m ondovým (vápen ec v plameni k yslíkovod íkovéin), který, tak jako plamen všech žhoucích pevných nebo te kutých těles dává spektrum, jež neobsahuje žádných tm avých čar. K d y ž toto sv ě tlo b y lo uvedeno skrze vhodný plamen zb a rven ý obyčejnou solí, o b jevily se tm avé čá ry v e spektru v poloze čar sodíkových (na tých ž místech). T ý ž z je v se objevil, k d y ž na místě žhavého vápence b ylo užito drátu platinového, jenž, zahřát v pla meni, byl uveden na teplotu blízkou bodu tání platiny pom ocí elek trického proudu. 1J) V iz krátké z p r á v y u R oseoe, Schellena a K a y se ra a podrobnosti ve F rau en h oferových »G esam m elte S ch rifteiu .
Z je v, o k terý jde, je m ožno snadno vy s v ě tliti za předpokladu, že so d ík o vý plamen absorbuje paprsky téže lám avosti, jakou mají ty paprsky, které sám vysílá, kdežto pro všech n y ostatní paprsky je dokonale průsvitným1') Jestliže amatér bude opakovati tento památný pckus, nabude nejlépe prvých znalostí o význ ačn é m etodě, pom ocí které se o d haluje povaha a v ý v o j Slunce a stálic.
R. R A J C H L , a stron om ick ý ústav u n ive rs ity K a rlo v y . Praha.
Planetoida Eros. Planetoida K r o s byla objevena 13. srpna 1898 v berlínské Uranii. D va mladí p o zorovatelé, W i 11 a L i n k e. fotogra fova li tehdy krajinu kolem /J Pegasi, kde měla b ýti planetoida I: u n i k é. K dyž n eg a tivy prom ěřovali, našli na jednom m ezi h vězdn ým i body d vě čárky. Jedna byla stopou hledané planetky, druhá náležela planetoidě A t h e a. P o pozorném zkoumání objeven a byla ještě třetí čárka, zcela slabá, ale neobyčejně dlouhá, takže oba p o zoro va telé ji p ova žova li za stopu kom ety. P o d le efem erid nebylo v oněch místech žádné jiné planetoidy. P říští noci pozorovali touž krajinu 12palcovým refraktorem a podařilo se jim nalézti malou hvězdičku, velikosti 10.— 11., která jevila již za krátkou dobu zřeteln ý pohyb. P od le tohoto pohybu b ylo m ožno ihned usuzovati na planetoidu. N azván a b yla jménem E r o s a přikročeno k počítání dráhy. V ýp očet dráhy ved l k zajím avém u výsled k u : Dráha planetoidy je tak výstředná, že Eros je v přísluní blíže Zemi než Mars, kdežto v odsluní pohybuje se daleko za drahou M ariovou . I ato značná výstřednost, jež má za následek ve lk ý rozdíl m ezi hvězdnou v e likosti v obou polohách, značný sklon ro v in y dráhy k ekliptice (skoro 11°) způsobující, že planetka se může u nás státi cirkumpolární. nebo býti hluboko pod rovníkem , b y ly snad příčinou, že nebyla již d řív e objevena. T e p rv e kd yž po odvozen í elementů b ylo m ožno pečítati její dráhu znovu, byla zjištěna Pickeringem na har vardských snímcích, sáhajících až do roku 1893. N ecelé tři roky po ob jeven í planetoidy poznal O p p o l z e r . že jasnost planetoidy není konstantní, ale že se značně mění. B y lo sice již tehdy známo, že planetoida bude jeviti malou změnu jas nosti. nebof je v í fázi podobně jako na př. Mars, ale m ěnlivost, hlá šená Oppolzerem činila d vě hvězdné třídy, kdežto změna, způso bená vliv e m fáze nemůže přesahovat dvou desetin hv. velikosti. Variace světelná se dále ukázala periodickou, nebof m ěnlivost se opakovala v ž d y po 5h 16m. T a to hodnota skládá se ze dvou hodnot. 14) Kirchhoíf, »S itzu n gsb ericlite d. A k ad em ie in B erlin *, 1861.
jedné 2h25"' a druhé 2h51"\ o různých amplitudách. Za d va týdn y po objevu O p p olzerově nedosahovala m ěnlivost již 2 hv. tříd, ale pouze 15, v březnu již jen 1*13 hv. velikosti a odtud se stále zm en šovala, až v květnu téhož roku činila pouhou desetinu hvězdné v e likosti. T o to ubývání m ěnlivosti. sledované visuelně, bylo potvrzeno též harvardským i fotografiem i. K pozorován í následující oposice, v r. 1903. vyslán b yl do A requipy harvardskou hvězdárnou S. J. B a i 1e y. K visuelnímu pozo rování sloužil tu Rum fordův fotom etr, připevněný k 13palcovému dalekohledu. Z á roveň byla planetoida fotografován a pom ocí 24palccvéh o dalekohledu. P o n ěva d ž se planetoida velm i rychle pohybo vala mezi stálicemi, udělen b yl desce opačný pohyb, rovn ající se poloviční rychlosti planetky. Jedna deska byla exponována několi kráte tak, že v ž d y po pěti minutách exposice bylo pohnuto pří strojem o něco v deklinaci, načež po 15minutové přestávce byla deska exponována znovu na 5 minut. V ýsled k y pozorován í fotom etrických a fotografických se úplně shodovaly. M ěnlivost dosa hovala 0'5— 0 8 hv. velikosti v periodě 51' 16m, při čem ž křivka s v ě telnosti měla tv a r sinusoidy. V roce 1905 byla zjištěna ještě variace, dosahující půl hvězdné třídy, ale v dalších oposicích, v letech 1907. 1910 a 1912, nebylo možno zjistiti žádné m ěnlivosti. Roku 1914 projevila se slabá měn livost, asi 0‘3 hv. velikosti, r. 1917 pak žádná. T e p rv e za oposice roku 1919 byla zjištěna fo tog ra fick y opět větší variace, 1*5 hv. v e likosti, s periodou 5h 16m. V roce 1924 činila perioda m ěnlivosti již jen 4h 46"\ Jest přirozeno, že vy světlen í této nepravidelné měnlivosti není snadné. M ěn livost jasnosti asteroid byla vy světlo vá n a skvrnami na jejich povrchu, které nestejně od rá žejí dopadající světlo slu neční. P o d le stejnoměrného neb nestejnom ěrného rozděleni těchto skvrn vznikala b y též pravidelná neb nepravidelná měnlivost. N e stejnou m ěnlivost b y b y lo m ožno v y s v ě tliti pohybem planetky v dráze, jím ž se mění orientace její osy vzhledem k Zemi. Jiný výklad m ěnlivosti spočíval v názoru, že planetky nejsou tvaru koule, nýbrž tělesa zcela nepravidelná. Oba v ý k la d y mohou sice vy s v ě tliti změnu jasnosti, ale nikoli v tak velk é míře, jak ji je v í planetoida Eros. L. B e l l se za b ý va l podrobně zkoumáním, ja k ý v liv má různé rozložení skvrn na povahu zm ěn y světelné. Ukázal, že v tom pří padě, k d y b y planetka Eros b y la rozdělena dvěm a poledníky v e d vě stejné poloviny, z nichž jedna b y odrážela světlo sluneční právě tak jako planetka Vesta, druhá pak jako planetka Ceres, pak otáčením kolem svislé osy b y se jevila m ěnlivost 1*7 hv. velikosti. C h. A n d r é vy světlu je m ěnlivost podvojností planetky Eros. P od le něho je nutno p ředstavovati sí ji jako dvojhvězdu, jejíž obé složky se otočí jednou za 5h 16m vzájem n ě se dotýkajíce. Různé velikosti zm ěn y světelné nastávají různou polohou rovin y, v níž obě tělesa se otáčejí, vzhledem k Zemi. N ejvětší je v tom případě.
kdy tato rovina k Zem i směřuje. Tom u b y ted y b y lo též v lednu 1901, k dy b y la va ria ce světelná objevena. A le obě tyto teorie nestačí k vy s v ě tle n í tak nepravidelných a velk ých změn. Zvláště není jimi m ožno vy s v ě tliti onen ry ch lý pře chod rozsahu m ěnlivosti během pěti měsíců od 2 0 k 0T hv. v e likosti. Zdá se, že hypotesa pravdě nejpodobnější je ta, kterou podal již L. B e l l : Eros je těleso nepravidelné, jehož povrch je složen z krystalických ploch. T y od rá žejí ovšem světlo měrou velm i ro z dílnou, podle toho. v jaké poloze jsou vůči dopadajícím paprskům slunečním. S větlo, které k nám přichází, jest pak souhrnem odrazů na různých těchto plochách. Period a m ěnlivosti nebyla b y v tomto případě dobou rotace, n ýb rž jakousi nutační periodou, způsobenou změnami úhlu m ezi osou rotace a zornou přímkou pozorovatele. Tou to teorií dala b y se snadno v y s v ě tlit nepravidelná změna, jakou je v í Eros, uvážím e-li ještě, že v e lk ý sklon ro v in y dráhy k eklip tice a velk á výstředn ost hodně zesilují v liv různé orientace pla netky vůči povrchu Země. Stanovití tva r planetoidy přím o z teleskopických pozorován í se dosud nepodařilo, neboť Eros se je v í i v největších dalekohledech tém ěř jako bod. R o vn ěž spektroskopických p ozorová n í této pla netky nemáme a zjištění nějakých kladných výsledků v tom to směru je značně ztíženo malou intenstiou záření k nám vysílaného. Z b ý v á ted y jako hlavní prostředek fotom etrie, jejíž v ý s le d k y jsou zatím velm i skrovné. P ro to bude nutno vy u žiti nejbližší oposice v r. 1931. která je jednou z nejpříznivějších oposic vůbec a k níž se konají již nyní p říp ra vy mezinárodní. Ještě s jiného hlediska je planetka Eros zajím avou. K d y ž je Zem i nejblíže, činí její vzdálenost pouze 22 milionů km. to jest asi sedmina vzdálenosti Zem ě od Slunce, ted y skoro dvakráte méně než Venuše, neb 2 'A krátě méně než M ars. T a to okolnost je velm i důležitá pro určení paralaxy sluneční, čili k stanovení základní astronom ické jedničky, t. j. vzdálenosti Zem ě cd Slunce.
Tribuna di Galileo. Vzpomínka na Florencii od prof. Dr. St. Hunzlika. K aždý návštěvník Florencie jistě zavítá do kostela Santa C roce, a povšim ne si v tom to Pantheonu slavných Florenfanii i pomníku G alileova, k terý je tu po le v é straně. M álokdo ale staví se v »Tribuna di G a lileo«. kde památka tohoto geniálního otce experim entální filosofie je nejdůstojněji uctěna. Je to za řekou Arno, na V ia Romana, hned s kraje, v le v o , k d y ž přejdeš náměstí Pitti pod zahradami Boboli v Museo di Fisica e Storia naturale. K a žd ý fysik, astronom, m eteorolog b y se tu měl zastaviti.
Není tato vědecká sva tyn ě vybu dován a jen ku poctě toho veleducha, ale má za účel uchovali i věd ecké reliquie jeho školy a i jiných mužů, kteří ho předcházeli i následovali v dějinách tos kánské filosofie. Ta k G alileovým předchůdcem do jisté m íry byl Leonardo di Vinci, poněvadž předpověděl a ukázal — jako první — nutnost pokusu v badání přírodních v ě d .1) A poslední z řa d y mužů řadí cích se do průvodu G alileova je Volta, znázorněný v obraze, jak přednáší v pařížském Institutu v přítomnosti prvního konsula re publiky, Napoleona Buonaparte, o elektrickém sloupu. K d y ž vejdem e do čtyřstěnného sálu, sledujeme-li o b ra zy zleva , spatříme tu fresku v lunetě, znázorňující Galilea, jak demonstruje zákony o pádu těles v e veřejn é přednášce v Pise. Vidím e tu na kloněnou rovinu, po které běží tělesa, jejichž rychlost určuje m ě řením času. Za nakloněnou rovinou stojí G alileo v hávu profesora pisánské university a ukazuje svém u příteli a k olegovi, Jakubu M azzoni di Cesena, tabulku s nákresy a v ý p o č ty pokusů. Vpředu u nakloněné ro v in y stojí profesor v klášterním úboru a pokouší se měřením tepu určiti čas pádu. P o pravici G alileově stojí ro z liční profesoři scholastikové, v y s m ív a jíc í se m ezi sebou těm to po kusům, a hledají marně v textu A risto telově odpovědi na tato nová fakta. V pozadí vidím e katedrálu a v ě ž pisánskou, jež naznačují tak místo pokusů. — Několik kroků dále odtud jsm e před podobou Galilea, jež se zvedá v e středu polokruhové tribuny a jí dominuje. G alileo po zdvihuje zrak k nebi, jež je polem jeho objevů, pravicí ukazuje na list. na němž jsou zaznam enány d v a z jeho objevů a to rozklad pohybu a zákon urychlení. T a to místnost je určena zvlá ště pa mátce jeho živo ta a je zdobena třem i o b ra zy : z jeho mládí, zra lého věku a stáří. V le v o vidím e znázorněnu známou legendu z mladí studenta Galilea, jak pozoruje k ýván í lam py, zavěšen é na klenbě katedrály v Pise. jednoduché to pozorování, z kterého od vodil isoclironism kyvadla. Na obraze druhém vidím e muže G a lilea, jak o d evzd á vá benátskému senátu svůj dalekohled. A obraz třetí, poslední, ukazuje starce Galilea, slepého, v e společnosti žáků, Torricellih o a Vivianiho, zvlá ště význ am n ých v dějinách m eteoro logie. Vzadu dveřm i vstupuje Clem ens Settimi, jenž byl společ níkem G alileovým v posledních dnech jeho života. Na klenbě lu cerny jsou znázorněny všech n y jeho o b je v y astronomické a na sloupech prostředního oblouku ostatní jeho o b jevy , řekněme teres trické. tedy i teploměr. V okolí Galilea jsou čtyři busty jeho nej slavnějších žáku a to: Benedetto Castelli, Buonaventura C avalieri. Evangelista T o rricelli (starší tv á ř) a Vincenzo V ivian i (mladík s kn írem ); z těchto pouze poslední b y l členem A c c a d e m i a d e l *) V id ím e lio tu na lunetě, znázorňující jeho schůzi s m ilánským v é vodou, Lu d vík em Sforzou. kterém u p řed vád í s vé o b je v y artistické, mecha nické a fysikální.
C i m e n t o (akadem ie pokusu, jejíž heslo b y lo »P ro v a n d o e riprovan do«), ostatní nežili, k dyž byla založena. Poslední dva jsou obzvláště znám í v m eteorologii. V síni o čtyřech stěnách, určené především pro přístroje této slavné akademie, je obraz jednoho jejího zasedání, kde za před sednictví v e lk o v é v o d y Ferdinanda II. a jeho bratra Leopolda šlo o to, ukázati, zdali chlad v y z a ř o v a n ý ledem se odráží od zrcadla jako teplo hořícího uhlí nebo světla. Pokus se dál pom ocí konkávního zrcadla a teploměru. V yzdobu jí pak tuto síň rozličné m edaliony a podobizny aka demiků del Cimento, dále velká sbírka přístrojů; mne tu zvláště zajím aly přístroje m eteorologické, tak tlakom ěry, vlh k om ěry (kondensační, konstruované Ferdinandem II; myšlenkou je srážeti vlh kost ze vzduchu na povrchu skleněné n álevky, plněné ledem), vlh kom ěry absorpční (m yšlenka méně šťastná prakticky, v á ž í se tu v r s tv y papíru, jež pohlcením vlhkosti ze vzduchu se stávají těž šími). Zvláště zajím avé jsou velik é teplom ěry, jež jsou tak umě lecky proveden y, že sí je dobře můžeme představiti jako ozdobné předm ěty v patricijských domech tehdejší doby. Konstrukce teplo měru zřejm ě ukazuje, že zde byla snaha učiniti přístroj velice cit liv ý m tím, že zvětšili plochu teploměrného tělesa piř jeho poměrně malém objemu. Je toho docíleno tak, že toto těleso je u tvo řeno ze systému polokruhovitých trubek, spojených na obou kon cích a tak seskupených jako poledníky zem ěkoule, každá pak z těchto trubiček ie vyfouknuta na několika ekvidistantních místech v kuličky, čím ž je zvětšen povrch. *
Odnášíme si p řízn ivý dojem z Tribuna di Galileo. Je to reka pitulace mnohého toho, co jsme kdysi slyšeli v e fysikálních přednáš kách. I přítom ný »cu stode« snaží se zpříjem niti vaši návštěvu, poněvadž pozoruje, že máte o p ra v d o v ý zájem o věci, a pustí uzdu své italské vým luvnosti. Asi zřídka se mu k tomu naskýtá p říle žitost; návštěvníci zběžně nahlédnuvše do těchto místností, od cházejí do vyššíh o poschodí do sbírek přírodovědeckých .
Zprávy sekcí pozorovatelů. Z p ráva sekce p ozo ro vatelů
létavic.
V elké m eteory pozorovan é v prosinci 1929. G. C. •4> nU T3 o Q X 1. 1. 1. 3. 3.
d
^
*“
3
C
V el.
š 18 51 — 1’5 20 11 — 1 21 17 — 0-5 1 45 0 2 59 — 1
UMa Cas Cam CM a Oři
§ ° jg g -
P o zo r. ni i sto
5S P ra lia-LH Š . 5S Praha-LH Š . 5* P raha-LH Š . 3m O nd řejov 5f O n d rejov
A 0 — — — — —
14-4 14-4 14-4 14-8 14-8
P o zo ro v a te l
c 1) Q
o č O g
.c-o-S 3 Wr
Vel.
g ! P ozo r. P ' d. m .sto 2- N
Ori Oři CM i-M on Mon Aqr A r i-P e g
3™ O n d řejov 5* O n d řejov 3"- O n d řejov 3,n O n d řejov 3m O n d řejov 3m O n d řejov
— — — — — —
8. 20 49 — 0-5
T au-Psc
5S P ra h a-L H Š .
— 14-4
8. 20 57 — 2-3
C et
5S P ra h a-LH Š .
— 14-4
8. 21 12 — 41— 5 A ri. C et 5S P ra h a-LH Š .
— 14-4
4. 4. 5. 5. 8. 8.
8. 8. 8. 8. 12. 12. 12. 12. 20. 21. 21.
22 23 0 0 20 20
45 0 59 — 2 30 0 37 0 44 — 1 45 0
Tau O ri-C M i CMa 29 — 2 L ep 32 — 3 59 — 3 Tau Cas 04 — 1 Cep 09 — 2 Tau -O ri 45 — 2 UMa 15/30 — 1 SE 35 — 4 Ori 42 — 2 Lac 07 — 0-5 10— 2 UMa
21 14 — 10?
22 1 0 — 4
22 23 1 2 2 21 19 17 17 28. 17 28. 22
Tau
28. 22 22 __ 1
9 Schiiller, 9 Schiiller,1) 9 Schiiller, 9 Schiiller, 9 Schiiller, 9 Schiiller, . /K adavý, 1 \Rajchl, 1 K a d a vý, (Quth, 1 JK ad avý. (R aichl, ■2 N ovák . 2 B ečvář. 9 Schiiller. ■9 S ch iiller.1) 1 K ad avý, 1 K ad avý, ■1 K ad avý, •0 Rajchl, ■1 Kopal. •2 Husa, ■7 Bláha, •1 K a d a vý, ■1 P olan ová. (K a d a v ý . 1 {K le p eš ta .
148 14-8 148 14-8 14-8 14-8
4"' B ran dýs n. L. 5m B ran d ýs n. L. 3>" Ondřejov 5m O n d řejov 5S P ra h a -L H Š . 5S P ra h a-LH Š . 5S P ra h a-LH Š . 5m U h erský B rod 5m P ra h a-L H Š . 4 B ran d ýs n. L. 5 Duchcov 5m P ra h a -L H Š . 5S P ra h a -L H Š .
— — — — — — — — — — — — —
5S P rah a-LH Š .
— 14-4
14-7 14*7 14-8 14-8 14-4 14-4 14-4 17-6 14-4 14-7 13-8 14-4 14-4
iN o v á k o v á . .
— 14-4
5S P ra h a-LH Š .
C yg
28. 22 35 — 1
P o zo ro v a te l
/. • o
N ováková, Klepešta.
V e lk ý počet jasných m eteorů je lze v y s v ě tliti činností bohatého pro sincového ro je Qeininid.
Výsledek soustavného pozorován i létavic v prosinci 1929. T,
T,
T
n
X II. 1. 19-50 22-25 110 (8 ) 8 8. 2100 2300 115 16) 12 21-00 2300 113 i5 ) 18 2100 23-00 115 t l ) 11 2100 2300 115 i 11) 32 11. 2-59 3-40 30 15) 5 20. 19-47 21-46 64 t5) 5 66 (2 ) 3 2S. 22-52 23-58 2300 23-58 58 (2 ) 4 23-00 23-58 58 (2 ) 5 53 12) 5 23-05 23-58 22-52 23-58
66
16) 14
k
20 10 11 11
/ 9-8 91 11-4 6-3
m
r
,
8
s
3 50% 0-6 2-8 10 2-8 SE 1 5 % 1-8 31 S W 1 12% 7% 3-2 3-3 N W 2
2-6 22 29-4 —(1-2 10 5-2 2-4 1-0 4-2 20 10 4-6 0-5 10 5-7 0-8 10 5-9 1-8
poz. tib nb nb nb
3-2 31 S W 3 55% nb 2 — 2-2 S 2 % nb 3-3 S 2 6 % nb 2-7 2 6 % nb 3-7 N 2 — 2-2 E
1-5 2-7
w
2
K G K R
LH Ši LH Š LHŠ| LH Š
3 K Kj U; K N P
LH Ž LH Š LH Š LH Š) LH Š | LH Š LH Šj
4
LH Š
V ýzn am jed n otlivých rubrik b yl podán v posledním čísle na str. 15 P ozn ám ka nb v rubrice r značí m raky a připsané procento značí prům ěr nou oblačnost v p ozo ro va n é oblasti. P o z o ro v á n í v prosinci b ylo opětně
vykonáno na L id o v é hvězdárně Š tefán ik ově a zúčastnili se ho: Outh (Q ), X a d a v ý (K ), N o v á k o v á (N ), P o la n o v á ( P ) a Rajchl (R ). B yl-li p o zo ro v a te l současně i zapisovatelem , vyzn a č e n o je to indexem z u zk ratk y jeho jména. D r. V. Guth. Sekce pro p ozorován í Slunce. Sluneční činnost v prosinci 1929 a během roku 1929 (podle p ozorován í p. K ad avéh o na L id o v é h vězdárně Š teíá n ik ově). Skupina drobných skvrn, následujících veLUou skvrnu z 30. XI. (v i z zp rávu za listopad v minulém čísle R. H .) prošla poledníkem 1. X II. a dostoupila 2. X II. počtu 123 členů. t>. X II. zapadla za západní sluneční okraj. 11./12. X II. procházela íiná početná skupina vaši 80 s k vrn ) střed o vý m poledníkem sluneč ním : b yla to táž, která se na Slunci ob je v ila v p olovici listopadu. N a v ý chodě zatím v y n o řila se skupina o 22 členech, je jíž hlavní skvrna p řesa hovala svou velik ostí 25 průřezů Z em ě: s třed o vý m poledníkem prošla v noci z 15. na 16. prosince, 17. X II. čítala již na 83 skvrn, 23. X II. zapadla za západním slunečním okrajem . B y la p rovázen a jinou početnou skupinou o 72 členech. P o č e t skupin v zro s tl 18. X II. na 13, dne 20. X II. dokonce na 15 skupin, celkem však ne příliš význ ačn ých . Ke konci m ěsíce sluneční činnost ochabla. Z celého roku 1929 dostoupila sluneční činnost n ejvyššíh o stupně v pro sinci. P rů m ěrn ý počet skupin skvrn tohoto m ěsíce b yl 8-3 (o 3-2 v y š š í než v listop ad u ): prům ěrný denní počet skvrn 110 (o 22 v íc e než v listopadu). N e jv y š š í počet skvrn 214 b yl dne 17. X II. a nej v y š š í počet skupin skvrn 20. X II., k d y číslem 15 dostoupil n ejvyššíh o vrcholu současného slunečního cyklu (ten započal v r. 1923). P ře s to však c e lk o v é průměrné pom ěrné číslo roku 1929, rovn é 68, je nižší než v roku 1928 o 10 jed n otek : průměrem se v y r o v n á číslu z roku 1927. Je ted y pravděpodobno, že maximum činnosti přec jen již minulo, a že poslední, třebas m ocn ý vzrů st činnosti je již na c e lk o v é sestupné linii. K e konci uvádím e k orientaci průměrná rela tivn í čísla v je d n otlivých měsících roku 1929, přepočtená již na normální řadu (C u r y c h ): I. II. III. IV . V. V I. V II. V III. IX . X. X I. X II. 69 64 50 49 62 78 75 68 39 62 83 114. rok : 68. O činnosti v prvním půlletí b y lo podrobně referová n o v R očen ce Dra Maška pro rok 1930. Dr. V. Guth. S ek ce pro p ozo ro vá n i m ěn livých h vězd získala další p o zo ro v a c í m a teriál, tak že počet vyk on an ých p ozo ro vá n í jest již okrouhle 1.400. P . Kopal zh otovil dalších 11 originálních mapek pro h v ě z d y většinou neznám é, jichž kopie budou rozm n ožen y a rozeslán y zkušenějším pozorovatelů m . F o to g rafick ým díffelkohledem, umístěným na pilíři před hvězdárnou, b y lo z í skáno sl. N o v á k ovon . pp. K opalem a Izerou celkem 9 snímků k om ety W ilk o v y , které b y ly již z části p rom ěřen y: v ý s le d k y budou publikovány. C o nejdřív e započnem e soustavně fo to g ra fic k y sledovati některé důleži tější m ěn livé h v ě zd y . OOOOOOOOOOOOOOOOOOOOOOOOOOOOOOOOOOOOOOOOOOOOOOOO
Drobné zprávy. K om eta 1929í/ (W ilk ). Druhá tato kom eta, již jsem měl p říležitost fo to g ra fo v a ti během minulého roku 8palc. astrografem v O n d řejově (v iz R. h.«, X., str. 56), v e lm i připomínala na negativu svou strukturou kometu 1894b (G a le ) podle B arn ardova snímku 6palc. W illa rd o v o u čočkou z 3. květn a toho roku (L ic k Obs. Publ. XI.. P l. 125). T a k é u k om ety W i l k o v y vyb íh a la široká, jasná hlava s h vězd ičk oví tým jád rem a úzký, slabý a jednoduchý ohon, jen ž m ěl většinou jen zm ěn y perspektivní, vzn ik lé z průmětu v e k to ro v é h o paprsku. Existence druhého ohonu zůstává dosti spornou: na s v ýc h snímcích nenašel jsem ho n ikdy tak určitý, abych mohl zjistit! jeho délku nebo posiční úhel. Šlo o z je v y velm i slabé: hlavní
ohon b yl průměrně o 8 '/• hv. tříd slabší n ež jádro. C elkem sled o va l jsem kom etu po tři v e č e r y , 30. a 31. prosince 1929 (exp osice půl hodiny) a -4. ledna 1930 (exp osice d v ě h o d in y); v íc e n ed ovo lilo mi počasí a p ř ib ý v a jíc í Luna. P ro značnou extin kci v m alé v ý š c e nad ob zorem nemá ne ga tiv z 31. X ll. ani stopy p o ohonu, také od p ovíd ající redukci posice k o m ety na konci exp osice jsem pro reírak čn í v liv y raději vyn ech al. P r o m ěření a v y č ís le n í dcs,ek d alo ty to v ý s le d k y :
K om eta
\929d.
1929, X ll. .30. 171'311'1 S Č « i » 3«,o = 19“ 53-1"', dioao.o = + 23“ oo : 18h 08m SČ « i 83o,o = 19b 5 3 -3 m, ^ 1930.0 — 23° 54': průměr hla v y 3'; délka ohonu 130' pos. úhel ohonu (od s e v.) 15‘2® jasnost h la vy 6-8 mg, ohonu asi 14 mg. X II. 31. 18h 5 5 " S C « j 93o,o = 20h 02* l m, í W . o = + 22° 23': pr. hl. 3': v e likost h la v y 7 mg. 1930,
I.
4. 16h 58ln SC «i93o.o — 20‘* 31"4m, <)i»3o.o — “ i- 16" 50 : 18h 58"’ SČ ' 11930,0 = 20h 32-0m, <$1930,0 — + 16° 43'; pr. hl.5'; dél. oh. 82', p. ú. ohonu 24-5°: jas. h la vy 7*5 mg, ohonu 15 mg.
Snímek ze 4. ledna, k d y b yla kom eta v blízkosti h la vy v souhv. D e l fína, reprodukujem e v měřítku originálu (1 m m = 226" ) ; ob rázek utrpěl ovšem značně r.a jem nosti detailů stvrzen ím a m řížkou štočku. H ojné stopy h vězd v krajině stálicem i pom ěrně chudé jsou důkazem světeln osti op tik y dalekohledu; čá rk y s počátku rovné, pak zahnuté v p ravém dolním rohu za vin ila refrakce, v y z d v ih u jíc í h v ě zd y u obzoru. Z dánlivě •kruhové o b rá zk y rt, 0, y, d a 'C Delphini v zn ik ly tím, že halace kolem stop se v y t v o ř ila pouze v prvn í půli exposice. F r . S ch iille r. Kom eta W ilk o v a (1929tí). V březnu tato kom eta p řestává b ý ti v na šich šířkách p rakticky pozorovatelnou. O v ýs le d c ích d osažen ých v cizině i u nás podám e zprávu v některém z příštích čísel. V. G. O dalekohledu dvěstěp alcovém . O v elk o lep ém a od vážn ém projektu M ezinárodního úřadu pro v y u čo v á n í*, to tiž o p ostavení v e lk é ástrofysikální ob serva toře rázu m ezinárodního, opatřené 200palcovým dalekohle dem, b y lo již psáno v tom to časopise. A n glic k ý časopis N a t u r e přináší v jednom z posledních čísel další inform ace, čerpané z článku, k te rý u ve řejnil nedávno prof. O. H ale v jednom am erickém časopise. Jak již je známo, má b ýt zrcad lo ulito z křem ene, jelik ož zkušenosti, získané se lOOpalc. zrcadlem , ukázaly na některé rušivé vlastnosti skla, hlavně na ne stejnoměrnou tepelnou vo d iv o s t, m ající za následek deform aci o d rá žecí ploch y a tím i zkreslení obrazu. A b y se získal k ře m e n o v ý kotouč, vhodn ý k optickém u zpracování, je nutno postupovati způsobem , mnohem složitějším , než jde-li o sklo. Kotouč, získaný roztaven ím kusů čistého křem ene v e le k trické peci, obsahuje v e lk é m nožství m alých bublinek, velm i šk od livých op tick ým pracím. Jedna plocha se vyb ro u s í do žádané k řivosti a na tuto vyb rou šen ou plochu se připojí pom ocí k ys lík o v o d ík o v ý c h hořáků slabší v rs tv a čiréh o křem ene, b e z bublin, která se te p rv e op tick y zp ra cuje. T a k b yl již zh otoven 22palc. kotouč, a n yn í se konají p říp ra v y k zh o to ve n í kotouče 60palcového, d říve, nežli se p řikročí k 200palcovému. Ohnisko 200palc. zrcad la bude 55 stop, c o ž od p ovíd á světlosti /: 3-3. A b y se zam ezilo zkreslení pole při tak v e lk é světlosti, v lo ž í se před fo to g ra fickou desku korekční čočka R ossova. P o m ý š lí se na to, že vhodnou k o rekční čočkou bude m ožno ještě zkrátiti ohnisko a ž na světlost f : 2-2. P om ocí ú p ra v y C as se g ra in o v y prod lou ží se ohnisko na výsled n o u s v ě t lost / : 10. Pom ocné zrcad lo bude míti v tom to případě prům ěr 60 palců M ontáž, podle modelu, dodaného am erickou firm ou W a r n e r and S w a s e y C o m p . (z a řiz o v a la Y erk e so v u hvězdárnu), je úplně shodná s m ontáží 60palc. reflektoru na Mt. W ilsonu. Tubus je ž e b ro v itý . Dalekohled bude postaven asi na Mt. W ilsonu, kde atm osférické podm ínky jsou v ý borné. P ře s to však isou stále zkoumána různá jiná místa v K alifornii.
R. Rajchl. R áz m lhoviny N G C 2141. V souhlase s údaji D r.eyerova katalogu za kreslil jsem před lety v rovn ík ovém pásmu »A tlasu sou h vězdí sev. ob loh y* v místě (íjfloo — 5^ 5/nl, <$moo = 4- 10-5° (50' S S V od u O rion is) slabou mlho vinu. O b jeven a b yla visuelně E. E. Barnardem 6palc. refraktorem v Nashv ille (T e n n e s e e ). ale S w ift ji marné hledal 16palc. dalekohledem W a rn er o v y hvězd árn y. Zřejm ě šlo o z je v velm i slab ý a nesnadno d efin ovateln ý; údaj o ro zlo ze pS (p re tty sm all) od p ovíd á průměru asi 1'. — P od rob n é práce statistického om ezení tem ných m lhovin mne p řim ěly k tomu, abych exp on oval po delší dobu též končinu, v níž je tento útvar, 8palc. astrografem univ. h vězd árn y v O n d řejově. T é m ě ř pětihodinová exp osice (4. I. 1930) ukázala na místě m lhovin y dobře znatelnou h v ě z d o k u p u o prů měru 6' s m írným střed o vý m zhuštěním. A č k o lv našemu výborn ém u tri pletu jsou již po 1 V< hod. exposici přístupny i jem né reflexn í m lhovin y g a laktické (1C 431, 432, 435 nebo kolem / O rionis), a ačkoli má naše deska h v ě zd y až po osm náctou velikost, není na negativu ani s top y po m lhovém záření. Je te d y N O C 2141 zřejm ě otevřen ou hvězdokupou, kruhovitou,
o průměru 6', vzniklou zhuštěním stálic 16., 17. a 18. velikosti na pozadí M léčn é dráhy. N a hvězdokupu prom ítají s£ č ty ři stálice vel. 14. a jedna v e l. 13.; tato je členem d evítičlen ného řetězce stálic 13.— 14. mg. asi 25' dlouhého k severu prohnutého, a táhnoucího se směrem Z -V . Jest pozoruhodno, že posud nikdo záznam u D r e y e r o v a neopravil. V r. 1913 publi k ova l Barnard d v a sním ky (L ic k Obs. Publ. XI., PI. 21 and 24), získané 6pa!c. portrétníkem C ro c k e ro v a astrografu v ok olí a Orionis, na nichž jsou patrny jen jasné stálice popředí, shora popsané. Slabé stálice vlastní h v ě z dokupy jsou nezřetelné, tak že tato ušla pozornosti B a rn a rd o v ě; také e x posice tehdy volen é (3 a 4 hod.) b y ly pom ěrně krátké, nehledě k men šímu průměru objektivu. V díle » A 1 1 a s o f s e l e c t e d r e g i o n s o f t h e M i l k y W a y « (C a rn e gie Publ. 1927) není krajina N O C 2141 obsa žena: Barnard, zaměstnán jižn í částí M léčn é dráhy, zd e asi vůbec lOpalc. objektivu nepoužil. E. P. Hubble ani F. E. R oss dosud o h vězdoku pě ne refe ro v a li, ro v n ě ž v e lik ý m i r e fle k to ry n eb yla foto grafován a. Am atérským přístrojům je ovš e m nepřístupna. K e kon ci poslouží malé p orovnání k dů kazu o mohutnosti on d řejovsk ého objektivu pro rozh od ován i o rázu ta k ových slabých útvarů: a s tro g ra f »M ezin áro d n í m apy nebes® (1 : 10) po tře b o v a l b y exp osice tém ěř d v a c e t i hodin, ab y o v ě ř il mé p ozorování. F r. Schiitler. Prom ěn né h v ě zd y v R očence 1930. D o letošní R očen k y se vlou d il ru š iv ý o m y l: minima A lgolu nastávají v roce 1930 o d e n p o z d ě j i , než jak je — přehlédnutím — v K alendáři úkazů (str. 54) uvedeno. Z téh ož dů vodu je hodnoty na str. 119 v řádce pro ň P e r z v ě t š i t i o 1 d. P ři této p říležitosti bych uvedl to to : P o n ě v a d ž rukopis kapitoly »P r o měnné h v ě zd y * musí b ýti h otov již v létě, není sam ozřejm ě m ožno dosáhnouti naprosté shody s v ý s le d k y p ozorován í, u veřejněným i do konce roku a s efem eridam i (h lavn ě K. u. E.), v yc h á ze jíc ím i značně později. Pokud b y lo m ožno, v yk o n a l jsem příslušné o p r a v y při korektuře, což, aspoň v ta bulce A. str. 113. b ylo mi um ožněno laskavým i údaji prof. R . P ra ge ra (N eu babelsberg). N epatrné od ch ylk y vzhled em ke K. u. E „ které tu ješlě z b y ly , jsou prakticky bez význam u . V tabulce C (Seznam jasnějších cefeul) jsou rovn ěž nepatrné od ch y lk y od K. u. E N o v é e fem erid y m ají je nom 3 h v ě z d y : Epocha P e rio d a M — m T U Cas T T A ql d Cep
2420433 848 nezm. 2393659-873
2 139300 13-7534 5 366396
0-68 5-38 nezm.
P ři sestavován í údajů týk ajících se zá k ry to v ý c h h vězd poskytl mi ne ocenitelné služby »R oczn ík astron om iczny obserw atorium K ra k o w sk ieg o«, k terý je dnes nejúplnější efem erida zá k ry to v ý c h h vězd. P. prof. T. Banac h iew iczovi v zd á v á m z " je jí lask avé pravid eln é zasílání srdečný dík. P ro s tě jo v , leden 1930. li. Hacar. U b ý v á jasnosti hvězdných trpaslíků? V A. N. 5669 uvádí E. Z i n n e r zajím avé v ý s le d k y , které získal srovn áván ím údajů o hvězd n ých v e li kostech 1.025 stálic katalogu P to le m a io v a (v Alm agestu ) a Sůfiho s n y nějšími údaji, .lak je známo, je v Alm agestu zachován nejstarší nám znám ý h vězd n ý seznam. Je asi z roku 137 po Kr. a obsahuje přibližné polohy a v elik o sti asi 1080 hvězd. K ata lo g perského astronom a A l-S flfih o je z roku 964 po Kr. E. Zinner sro vn ával v elik o sti h vězd v obou katalozích s v ý s le d k y novějších m ěření (asi r. 1894'. Od d ob y katalogu P to le m a io v a uplynulo do té d ob y 1757. od d o b y Sůfiho 930 let. Srovnáním v e lik o s tí všech 1.025 h vězd se ukázalo, že nynější hodnoty udávají hvězdnou velikost p r ů m ě r n ě menší. ted y. že jasnost h vězd b v se p r ů m ě r n ě zvětšila. V yjád řím e-li, kolik z této c e lk o v é zm ěny připadá na i/íden rok. dosta neme, že od dob P to le m a io v ý c h činí roční přírůstek iasnosti 0-00003 hv. velikosti, čili přibližně za 300.000 let jednu hvězdnou třídu, od dob Sůfiho 0-00005 hv. vel., čili za 200.000 let jednu hvězdnou třídu.
R ozd ělen í stálic podle jed n otlivý ch spektrálních tříd neposkytlo žád ných za jím avých výsledků. R očn í zm ěny jasnosti v y c h á z e ly v tom to pří padě b e z nějakého pořádku neb zákona. Zinner však přibral k rozdělení podle spektrálních tříd té ž rozd ělen í podle absolutních v elik o sti 11a o b ry a trpasi.Vsy. P o m o c í paralax b y lo m ožno stan ovití absolutní v elik o sti cel kem 630 h vězd z uvažovanéh o počtu. Tu se ukázal z a jím a v ý v ý s le d e k : V šech n y h v ě z d y spektrální tříd y O a B je v í p řib ý vá n í jasnosti. Od tříd y A nastává již zřetelné rozlišení trpaslíků a obrů. O bři za c h o v á v a jí tém ěř stálé roční p řib ýván í jasnosti, které se zdá zv ě tš o v a ti, postupujeme-li od tříd y K k B. Jasnost trpaslíků je v í zřetelné ubývání, které se zvětšuje, postupujeme-li opačným směrem, od B k třídě K. P ro třídu K činí ubý ván í 0-00014 za rok od dob P to le m a io v ý c h a 0‘00019 od dob Sůíiho. V po kročilých třídách typu M a N chyb í údaje o trpaslících a u v a žo v a n é h v ě zd y jsou vesm ěs obři. Postup p řib ýván í jasnosti u obrů a u b ýván í u trpaslíků souhlasil by úplně s v ý v o jo v o u teorií m oderní a s trofy sik y . Stálice p rochází nejprve jako obr spektrálními třídami sm ěrem od K k B. při čem ž je jí jasnost zů stává přibližně stejnou: pak p rochází spektrálním i třídam i sm ěrem opač ným jako trpaslík, jeh ož jasnosti rych le u b ý vá v y z a řo v á n ím energie do prostoru. — Jest vša'x otázkou, zda za tak krátkou dobu. jaká nás dělí od P to le maia a Sůfiho, m ohly b y se již je v iti zm ěny jasnosti. U v á žím e -li ještě, že o přesnosti údajů hvězdných v e lik o s tí jm en ovan ých astronomů je m ožno m luviti jen pro určitou m ez. nutno přijm outi v ýs le d e k získaný Zinnerem s jistou pochybností. Je-li však u bývání jasnosti h vězd n ých trpaslíků sku tečné a činí-li uvedenou hodnotu, pak při dnešní přesnosti fotom etrick ých m ěření b y b y lo m ožno je zjstiti již za 100— 150 let. R. R n jclil.
N o v é knihy. 00000000900000000000000000000000000000000
A. K r a u s e : D ie A strolo gie, Entw ickelung, Auíbau und Kritik. (J. J. W e b e rs illustrierte Handbůcher), L eip zig, J. J. W e b e r. 19^8, V I I + 319 str., cena M k 7-50. L a sk a vostí redakce b ylo mi m ožnc v tom to časopise otisknouti nčícolik referátů o knihách, jednajících o astrologii. P ořad jejich n ebyl náhodný. Úm yslně nechal jsem si referát o knize K ra u sově na konec. Doba poválečná se v š í svou živ o tn í tíží, se všem i těmi upomínkami na válečn é hrůzy, na hospodářské nejistoty, na m ravn í úpadek, doba p ová lečn á v,e mnohých a nikoli těch nejhorších m yslích budí třeba i n eu věd om ělý silný sklon k mysticismu. A s trolo gie, zd án livě oděná vě d e c k ý m rouchem, je tak mnohé duši útočištěm v jejich bolestech m ysli i srdce, je oporou v bouři života. N ěkoho zláká i líb ivé módní heslo. A někomu je i pramenem dobrého ob chodu. V Něm ecku stává se již opojným vínem , jem už propadají 'kruhy stále širší a širší, jako b y tam v ý v o j spěl k dobám, upomínajícím, v rouše ovšem m oderním , na stol. X V I. K d ož v í, zda ty to s m ě ry se již i u nás příliš nezak o řen ily ? P řed tím nelze zavíra ti očí. D ř ív e re fe ro v a l jsem o knihách, k teré b y ly na stanovisku astrolo gie a tak nás in fo rm o v a ly o tom, co tato chce a jak si počíná, o knihách, p odávajících jen praktické n á vo d y k astro logickém u hadačstvi i o knihách, snažících se za lo žiti s v é v ý v o d y na stati stickém materiálu a metodách v ěd eck ých . Dnes chci se zm íniti o knize, která přistupuje k astrologii s přísnou kritikou. V p rv é části svéh o spisu Krause p odává stručný přehled dějin astrologie, ukazuje je jí psycho lo g ic k ý vzn ik z náboženských citů a představ. D o oboru s v ýc h úvah zabírá kulturní národy od Středozem níh o m oře až po T ic h ý oceán od dob nejstarších až po v ítě z s tv í sou stavy K op ern ík ovy, která nejen sesadila v ě ř í cího křesťana z prestolu o b y v a te le středu světa, n ýb rž i pochovala také astrologii jak o vědu. Druhá část ukazuje způsobem snadno pochopitelným .
jak se sestavuje horoskop, p od ává i m atem atické pom ůcky k jeho přes nému výp očtu a upozorňuje na c h y b y v běžných tabulkách. Z vlá ště pěkný a jasný je v ý k la d o rozd ělen í horoskopu na dom y, c o ž b ý v á slabá stránka všech návodů. N ečetl jsem dosud této konstrukce, v y lo ž e n é tak instruk tivně. T ře tí oddíl stručně v ys v ě tlu je , jak se horoskop má v y lo žiti. Č tv rtý oddíl konečně je zakončením a hlavním jádrem c,elé knihy. Je to kritika astrologie. Autor ukazuje, co ž ostatně plyne již z oddílu prvního, že v astrologii jsou nebeská tělesa vlastně zosobněné (zb ožn ěn é) přírodní síly. A strolo gie k nim přistupuje s v e lm i složitou a zd án livě tajemnou sym bolikou, op írající se o staré m yto lo g ic k é p řed stavy a někdy jen o p ří buznost filologick ou nebo nějakou jinou. D ále ukazuje číselně na nesm ysl nost v ír y v působení h vězd na osudy lidské, na bezpodstatnost souvislosti prvních dní v roce s jed n otlivý m i ro k y života, na neoprávněnost d ovolá v a ti se tajem ných a dosud n e v y sv ě tle n ý c h a snad nikdy n evy sv ě tlite ln ýc h otázek o podstatě paprsků a chvění, jim iž dnešní fysik a v ys v ě tlu je přírodní z je v y . Pak podrobuje autor přísné kritice m etody astrolo gick é a t. z v . vypln ěn é předpovědi. U kazuje, jak je lze z každého horoskopu vyč is ti, co v y č is ti chceme, ukazuje na c h y b y zd án livě v ě d e c k ýc h knih, opírajících se o statistický m aterial vlastně v ž d y nedostatečný, na psych ologické dů v o d y nespolehlivosti i t. z v . v yp ln ěn ých p roroctví, ro zb írá podrobně a se zdrcujícím v ýsled k em celé p rorok ován i astrologické. Konečně přistupuje autor k astrologii jak ožto k učení o predestinaci a ukazuje na její nebez pečí pro slabé p ovah y, ab y skončil velm i pěkným osvětlením astrologie jak ožto v ír y , v níž hledá č lo v ě k útěchy. Knihu tu skutečně lze doporučiti všem , kteří jakkoli vejd o u s a strologií do styku. Q. V e tte r.
Zprávy Lidové hvězdárny Štefánikovy. N á v š tě v a a p ozo ro vá n í na hvězd árn ě v prosinci 1929. V prosinci na v š tív ily hvězdárnu 482 oso b y (5 spolků sc 179 účastníky, 175 členů naší Společnosti a 128 platících návštěvn ík ů ). S p o lk y b y ly ty to : Dělnická aka dem ie z P ra h y, Klub čs. turistů z P ra h y , S v a z kovodělníků z P ra h y, Sku pina pasířů z P ra h y a Skupina d ílovedou cích ze železáren na Kladně. P r o sinec stejně jako listopad n ebyl n á vštěvám p řízn ivý. Za c e lý m ěsíc b ylo pouze 8 jasných večerů, po č ty r y v e č e r y b ylo oblačno a po 19 večerů b ylo úplně zataženo. P o zo ro v á n í na h vězd árn ě: P r o ob ecen stvo b y lo v prosinci celkem 10 p o zo ro v á n í večern ích a 2 p o zo ro v á n í slunečních skvrn. P o zo ro v á n a b yla Luna, planeta Jupiter, m lh ovin y v An drom edě a Orionu, různé nvězdokupy a d v o jh v ě zd y . T a k é k om eta W ilk o v a b y la po tři v e č e r y v prosinci p ozo ro ván a n á vš tě v n ík y h vězd árn y. Z odborných pozorování, konaných člen y Č eské společnosti astronom ické, b y lo n ejvíce p ozorován í slunečních skvrn (21), prom ěnných h v ě zd (15) a p ozo ro ván í létavic (5 ve če rů ). N á v š tě v a na hvězdárně v roce 1929. H vězd árn a b yla otevřen a v e ř e j nosti v květnu 1929 a do 31. prosince 1929 tu b y lo 5594 osob. H rom ad ných n á vštěv b y lo 62 (n e jv íc e šk ol) s 1766 účastníky, jednotlivců b ylo 1672 a členů 2156. — P oča sí b y lo celkem dosti p řízn ivé: jasných večerů za c e lý rok b y lo 139, po 162 v e č e r y b y lo úplně zataženo a po 64 v e č e r y b y lo oblačno. P říjem ze vstupného činil 4.573 Kč. Od k orp orací b y lo v y bráno 1725 Kč, za vstupenky po 2 Kč celkem 2534 Kč a vstupenek po jedné koruně (dětské, studentské, v o je n s k é ) b y lo prodáno za 314 Kč. N ejv ě tš í příjem b y l v červnu, 840 K č : nejm enší v listopadu, 337 Kč. P o zo ro v á n í na hvězd árn ě v únoru 1930. Za příznivého počasí bude m ožno p o zo ro v a ti v p rv é polovin ě m ěsíce Lunu, planetu Jupitera a ně které hvězdokupy. V e druhé p olovin ě m ěsíce bude m ožno p ozo ro vati
m lhovin y a hvězd ok u p y a ještě také planetu Jupitera. Z m lhovin je v této době m ožno p o zo ro v a ti nejlépe velkou m lhovinu v Orionu, která v poli Z eissova hledače kom et je pěkným zjevem . Přístup na hvězdárnu v únoru 1929. Přístup na hvězdárnu v únoru je stejně jako v lednu od 17. hodiny do 18. hodiny. S a d y P etřín ské jsou v této době za v írá n y již o 18. hodině.
Zprávy ze Společnosti.
XJOOOOOTXDCOOOOOOOCO
V I. schůze výb o ru b yla 3. ledna 1930 na L id o v é hvězd árn ě Štefáni k o v ě za účasti 12 členů výb oru . B y lo přijato 9 n ových členů, v y ř íz e n y došlé dopisy a schválena zp rá v a sp rá vce h vězd á rn y o n á vštěvě h v ě z dárny za rok 1929. D ále byl schválen návrh jednatelův, ab y b y ly posta v e n y d va p o zo ro v a c í dom ky na baště před hvězdárnou k fo to g ra fo v á n í a p ozo ro ván í meteorů, ab y b yla zařízen a foto graf, lab oratoř a prom ítací síň k p o zo ro v á n í slunečních skvrn. IV . členská schůze b y la 13. ledna za účasti 39 členů. Dr. Vlad. Guth podal zprávu o p o zo ro v á n í a fo to gra fo v á n í W ilk o v y k om ety na L id o v é hvězdárně Š tefán ik ově a v O n d řejově, a přehled sluneční činnosti za p ro sinec 1929 a průměr činnosti za c e lý rok 1929. D ále přednášel Dr. Gustav S w ob od a, vrch. kom isař st. ústavu m eteorologickéh o o vzta zích m ezi m e teorolo gií a letectvím . P o p řed rášce oznám il p. m ístopředseda Dr. Rudolf Schneider v ýs le d e k akce k zalo žen í m eteo ro logick é sekce a v y d á v á n í meteorol. příloh y »Ř íš e hvězdo. Z c e lk o v éh o počtu 900 rozeslaných tiskopisů došlo do 1. ledna 1930 pouze 9 procent přjhlášek, proto b y lo od v y d á v á n í přílohy i od zalo žen í s,ekce prozatím upuštěno. Členům S ociété Astronom ique de France. Adm inistrace bude letos opětně zasílati p řís p ě v k y do Francie hromadně a žádá člen y sesterské společnosti francouzské, ab y p řísp ěvk y do Francie zaslali jejím p rostřed nictvím . Stačí zaslati složnim listem Společnosti Kč 4 6 — s poznám kou: »F ran cie«. U pozorněni členům Č. A. S. P ři n á v š tě v ě L id o v é h v ě zd á rn y Štefán ik o vy hlaste adm inistrátorovi jm éno a v y k a ž te se při vstupu odznakem a členskou legitim ací. Adm inistrace v e d e statistiku n á v š tě v členů S p o leč nosti na hvězdárně, proto nutně potřebuje znáti jm éna návštěvníků, členů. Členské legitim ace opravňují k bezplatném u přístupu na hvězdárnu, a nutno se jimi v y k á z a ti v případě k on troly revisorům hlav. města P rah y. Č len stvo opětně upozorňujem e, že není v á zá n o hodinami přístupu na h v ě z dárnu p ro veřejnost, naopak, někdy při větších návalech je lépe, k d y ž člen ové Společnosti přich ázejí spíše v pozdějších hodinách večerních, ale musí hlásiti hned u vchodu do h vězd árn y, že jsou členy. P ře h led y úkazů na ob lo ze v p rvém pololetí 1930 b y ly našimi odběrateli u vítán y s uspokojením, ježto toto řešení je praktičtějším , n ež v y d á v á n í zp rá v pouze na jeden m ěsíc předem v časopise. Z vlá ště pro naše p o zo ro v a te le jsou »P ř e h le d y « praktickou příručkou, které bude často a s oblibou užíváno. Publikace b yla rozeslána na ukázku členům Společnosti a abo nentům »R íš e h v ě z d « a pouze nepatrné procento b y lo vrá cen o. D alší o b jed n ávk y přijím á adm inistrace. L id o v o u hvězdárnu Štefán ikovu na P etřin ě n a vš tív ilo v roce 1929 pouz£ 169 členů Společnosti. S v ě d č ilo b y to o m além zájmu p ražských členů, k d y b y neb ylo jisto, že m nozí člen ové zaplatili vstupné a nehlásili se jako člen ové. Z počtu 169 je 30 členů ven k ovsk ých , zb ý v a jícíc h 139 členů tv o ř í pouze polovinu pražského členstva, tak že druhá polovin a členů vů b ec za c e lý rok h vězd árn y nen avštívila. Na druhé straně je po těšujícím to, že někteří čle n o v é n a vštívili v roce 1929 hvězdárnu až po 150 večerů . Č lenská schůze v únoru bude 3. II. o 19. hodině v e II. posluchárně filos. fakulty v Klementinu. P ro gra m bude oznám en 2. února v denních listech. M ajitel a v y d a v a te l Č eská společnost astronom ická v P ra z e IV . P etřín . O d p ověd n ý redaktor Dr. O tto S ey d l, astronom státní h vězd árn y. Praha I, Klementinum. — Tiskem knihtiskárny Jednoty čsl. m atematiků a fysiků, P ra h a -Ž ižk o v . Husova 68.
O br. 5. Štěrbina, otvor pro desku a okulár slunečního spektroskopii.
Obr. 6. Podstavec mřížky upevněný na svislých nosičích m ezi štěrb in oj a fotogr. deskou nebo okulárem. M řížka (zde neviditelná), držená šrouby a péry v tom to podstavci m ůže bytí otočena kolem svislé osy tak, aby kažJá část spektra byla uvedena d o oka p ozorovatele. (M oto ru zde zobrazeného se užívá k pohánění oscilující štěrbiny, přemění-li se spektroskop v spektrohelioskop).
Obr. 7. Sluneční dalekohled.
O br. 8. Okrouhlé konkávní zrcadlo (3 palce) slunečního spektroskopu. Horn! zrcadlo přijím á rúznoběžné paprsky sluneč. světla od štěrbiny, zm ění je v pa prsky rovnoběžné a vrátí je k mřížce. D oln í zrcadlo obdrží čast paprsků po d itó k r i a vytvoří ostrý obraz této části spektra na fotografické desce nebo v okuláru pod mřížkou.
