ŘÍŠE HVĚZD ČASOPIS PRO PĚ S T O V Á N Í ASTRONOMIE A PŘÍBUZNÝCH VĚD. V ydává s podporou ministerstva školství a národní o světy Č eská společnost astronom ická v P ra ze. Ř ÍD Í DR. BOH. M AŠE K .
* * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * *
*
D R . B O H U M IL Š T E R N B E R K , P ra h u :
O posouzení hvězdářských objektivů a zrcadel. Je, myslím, mnoho přátel astronomie, ale m álokdo z nich má větší dalekohled. V adí tu asi značná cena optických součástí. A přece by mohli sáhnouti k svépom oci, jako to činí mnoho amatérů radiofonie a zh otoviti si z rc a d lo v ý dalekohled sami. N á vo d byl podán v e star ším ročníku tohoto časopisu.1) Jakých výsledků může nadaný pra covn ík dosáhnouti, dokazuje případ íitevského amatéra B. Schm idtu, k terý vybrou sil pro astronom ický ústav české university v P ra ze 60centim etrové parabolické zrcadlo skleněné. Upozorňuji, že je zde otevřen o pole k novým pokusům. Zejm éna b y bylo dobré, vy zk ou šeli litá zrcadla k o vo vá , sm altovaná. Emailu použil ke konstrukci zrcadel už Vilém H ersch el; před dvěm a léty dal si patentovati n o v ý způsob Couder. S počívá v tom, že se zh o toví n ejprve k o v o v é zrcadlo s při bližnou plochou optickou, emailuje se za tepla stejnorodým smaltem, tvrd ým a vzdorujícím chem ickým prostředkům, opracuje se opticky a postříbří. P o d le pokusů, které konal v »O ptickém ústavu« Fabry, jsou tyto plochy zcela rovnocenné s plochami skleněných zrcadel, pokud se přesnosti týče, a méně se deform ují teplem. D ůležitým předpokladem pro ta k ové podniky je znalost m oder ních metod, jim iž lze postup práce sledovati. Jejich historie je za jím avou kapitolou praktické fy sik y. B y lo b y nutno připomenouti práci řa d y fysiků a h vězdářů : F o u c a u l t , F i z e a u , L a u r e n t , Cooke, Hartmann, R i t c h e y , T w y m a n , M i c h e i s on, C o 11 o n, V á i s á 1á, V a s c o R o n c h i, L e n o u v e í a Y v o n. Posledně u vedený optik, in žen ýr a společník velk é firm y fran couzské, podal také v R evu e ď O p tiqu e2) soustavný teoretický pře hled skoro všech metod. * ) V. R o l č í k , O broušení zrcad el. »Ř íš e h v ě z d «, r. 4., str. 116 a ná sledující, 1923. *) V iz řadu článků v ročníku 3. (1924.)
P ro vá d ě l jsem některá praktická m ěření na optikách A strono mického ústavu české university v P ra ze. Abych umožnil našim ama térům poznání důležitých metod, jichž b y při svých pokusech mohli použiti, vy lo ž ím na těch svých výsledcích, případně v dalších ještě článcích, základ a techniku takových měření, při čem ž se však na rozdíl od své přednášky v A stronom ické Společnosti často přidržím obecné teorie Yvonovy. M yslím , že právě v n ej širších vrstvách našich amatérů astronomie mohli b y se nalézti je dinci, kteří b y se ta k ovým pokusům věn ovali. C o je to dokonalá soustava optická? A bychom měli určitou představu, budu mluviti o objektivu. U va žm e tento případ: paprsky h v ě z d y se šíří v r o v i n n é v l n o p l o š e . T a to plocha nechť z a sáhne objektiv kolm o k optické ose. Jestliže po průchodu objektivem p řejde rovinná vlnoplocha v k u l o v o u , považu jem e o b jek tiv za dokonalý. Ten to fysikální fakt, že totiž objektiv je dokonalý, můžeme vy já d řiti jiným způsobem : světelné paprsky se sbíhají v jediném bodě E (obr. 1), obraze h vězdy. Obecně tomu tak není, paprsky
OBR. I. VZNIK TEČNÉHO PROFILU probíhají nad nebo pod bodem E v e v ý š c e t. A b ych se vrátil k dří vějším u v ý ra z u : vzniklá vlnoplocha nekoinciduje s koulí o středu E, je to nějaká plocha jiná. Paprsek, k terý vstupuje do objektivu v bodě o pořadnici y, pro chází nad bodem nebo pod bodem E v e v ý š c e t. Mohu si gra fick y znázorniti vztah m ezi y a / a to tak, že na osu y nanáším pořadnice vstupních bodů y , na osu x ú chylky t. Tom u to vztahu (křivka obr. 2) se říká t e č n ý p r o f i l d a n é h o o b j e k t i v u (V vori). Je to ted y závislost m ezi pořadnicí vstupního bodu y a odchylkou paprsku od středu E libovolné koule, jež se n a zý vá r e f e r e n č n í . Její polom ěr označím R. P řiro zen ě se v o lí referenční koule v ž d y co m ožno blízká skutečně vzn iklé vlnoploše, střed její ted y na tom místě, kde vniká obraz h vězd y, aby b y lo m ožno počítati s odchylkam i jako v elič i nami malým i. P ro další úvahy je důležitý ještě jeden p o jem : k o r e k č n í č á r a. D o jisté m íry libovolná vo lb a referenční koule staví nás totiž před otázku, jak se zm ění tečný profil daného objektivu, jestliže
přejdem e k jiné kouli referenční. T a to změna spočívá jednak v ro z tažení koule, to jest změně poloměru R , jednak v posunutí jejího středu. R oztažen í koule nemá na tečný profil vlivu , to je přímo patrno; odchylka í nemá s referenční koulí samotnou co dělati, jen s jejím středem. Posunutí středu E o veličinu a v e směru o sy x a o veličinu b v e směru osy y do bodu Eo (obr. 1), změní ovšem tečný profil. Jednoduchým počtem lze ukázati, že n o v ý tečný profil, tedy vzhledem k n ové referenční kouli o středu Eo, obdržím e, k dyž pro každou pořadnici y vezm em e rozdíl úseček m ezi profilem starým a přímkou '* = 6 + £ y . T a to přímka se n a zý vá právě č á r a k o r e k č n í (přímka v obr. 2). Popsaný postup platí jen pro malou změnu referenční kouie.
9
r
w i= -
= = jy
1
'OBR. 2. f
5
1
TEČNY PROFIL A §
= --- f(
*
( YVON )
P o n ě va d ž střed referenční koule volím libovolně (veličin y « , b), mohu od daného tečného profilu odečísti libovolnou přímku a tak jej zjednodušiti; tím měním jen referenci, něco pro objektiv nepod statného. T e č n ý profil znázorňuje gra fick y jakost našeho objektivu a do chází také dalekosáhlého použiti. O jednom důsledku se hned zmíním. T e č n ý profil umožňuje totiž elegantní výk la d F o u c a u l t o v y m e t o d y . Stará tato metoda, v novější době upravená pro fotografii (Hartmann), poskytuje najednou přehled všech vad na celé ploše objektivu, ale jen kvalitativně. P ro vá d í se takto: D aleko hled se namíří r.a hvězdu nebo m aličký otvor, silně osvětlen ý. Na to místo, kde vzniká obrázek, vsune se pak ostrá hrana, na př. b řitv y , a objektiv se fotografu je obyčejn ým aparátem fotografickým , umístěným za tou hranou. V ýsledek je obraz objektivu jakoby osvěleného se strany světlem , při čem ž vešk eré v a d y vystupují v reliefu, jakoby vrh a ly stín.
V ý k la d tohoto zjevu je na základě tečného profilu snadný. Id e ální o b jek tiv soustředí paprsky dopadající na něj v jediném bodě, obraze h vězd y. Jestliže umístím svo je oko dostatečně blízko za tento bod, vniknou paprsky v y c h á zející z jedn otlivých bodů objek tivu do oka a vidím ce lý objektiv osvětlen ý. Jakmile však vložím před oko stínítko, jehož ostrá hrana z a k ry je bod, v němž se paprsky h v ě z d y sbíhají, nemůže žádné svě tlo z h v ě z d y do oka vniknouti a vidím objektiv temný. U vadného objektivu proch ázejí paprsky h v ě z d y v různých v ý š kách nad nějakým referenčním bodem E. N echť tomuto bodu patří tečný profil obrazu 2. P a k vlo žím za bod E stinítko d o vzdálen osti a tak, a b y jeho ostrá hrana byla nad optickou osou v e v ý š c e b (obr. 1). Jestliže umístím za toto stinítko oko nebo fo tog ra fick ý aparát, pak do nich mohou vniknouti jen paprsky, jež probíhají nad onou hranou, neboli ty, je ž mají vů či novém u referenčnímu bodu Eo úchylku to kladnou. Z kterých bodů objektivu ty to paprsky vych á zejí, naleznu snadno na tečném profilu. Vím e, že n o v ý tečn ý profil vzhledem k bodu Eo je dán rozdílem úseček starého a korekční čáry, přím ky t* = b +
R y, a
to = t — ť . T e d y b o d y starého tečného profilu, ležící n a p r a v o o d oné přím ky, budou o s v ě t l e n é , n a l e v o t e m n é (o b ra z 2, část vy čá rk o vaná). Tu přímku m ožno n azvati fiktivn í hrana, neboť její pohyby (t. j. zm ěn y a a b ) odpovídají pohybům skutečné hrany při pokusu. Vidím e, že v různých polohách skutečné hrany jsou různé b o d y ob jektivu osvětlen y, podle toho, jaké mají va d y . Snímku získanému popsaným způsobem říká se f o k o g r a m . V příloze na obrázku a vidím e fokogram 60centim etrového parabo lického zrcadla Astronom ického ústavu, o němž jsem se na počátku zmínil. Zdrojem b yl um ělý bod, intensivně osvětlen ý o tv o r o prů měru 0‘ 1 mm, umístěný v e vzdálen osti 6 m od zrcadla, jehož ohni sková délka je 3 m . Zrcadlo má uprostřed otvor. Následkem uvedené ú p ra vy dopadající vlna světelná nebyla rovinná, n ýb rž kulová. A tu vím e, že parabolické zrcadlo takových paprsků nesoustředí v je diném bodě, jak tomu je u paprsků z nekonečna přicházejících, nýbrž v bodech, jež leží tím dále na ose od zrcadla, čím jsou příslušné paprsky bližší kraji zrcadla. Následkem toho má tečn ý profil tva r nakreslený v obraze 3. V ložím e-li ostrou hranu na m ísto vzn ika jícího obrázku, vznikne fokogram (příloha, obr. a), k terý má tak typické vzezřen í, že zkušený optik už podle něho pozná, zda zrcadlo má správn ý tva r paraboloidu. Upozorňuji na pravideln ý vzhled, jakoby kalichu se zaobleným krajem, osvětleného se strany. P ř í slušná fiktivn í hrana je v obr. 3 zakreslena. Nenáhlé přechody vzn ik nou hlavně tím, že nemáme m atem atického bodu světelného, nýbrž malou plošku.
P o n ěva d ž naše zrcadlo nemá značných nepravidelností, neni na fokogram u ničeho jinak vidět. Jakmile však zahřeji nepatrně na urči tém místě zrcadlo tím, že na okam žik přiblížím právě shaslou žá rovku a vykon ám pak snímek (příloha obr. b), vidím e, jak se ta ková nepatrná deform ace optické plochy na fokogram u projeví. Pou žití fotografie má u této m etody značný význ am , zejména, běží-li o astronomické optiky, kde se zpravidla používá ke zkoušce h vězdy. Následkem neklidu vzduchu není vřsuálně Foucaultovou
metodou mnoho viděti. A le na fotografii m ěnící se v liv y neklidu ovzdu ší zm izejí, je viděti jen to, co během dosti dlouhé exposice b y lo stálé, totiž v a d y optiky. T a k se na př. o b je v í i nerovnorodost skla u objektivů atd., ovšem jen kvalitativně. V n ovější době se poda řilo upraviti tuto metodu i kvan titativn ě; na př. R itchey nebo Y v o no v a m e t o d a me zn í ch polostínú.
V tom to článku hodlám pojednati o jiné, starší m etodě kvanti tativní, H artm annově. T a to m etoda pou žívá jiného profilu než pro filu tečného, o němž b y la dosud řeč. Poukazuji na poznámku uči něnou na počátku: fysikální fakt, že totiž objektiv je va d n ý, m ožno vyjád řiti mnoha způsoby. O jednom z nich, tečném profilu, jsem se už zmínil. Obecně slo vě p r o f i l k a žd ý vztah, k terý pro pořad
nice vstupního bodu paprsku do optiky udává jako úsečky nějaké veličiny, jež charakterisují v a d y našeho objektivu. N o v ý profil ob držím e takto: Sledujme d va paprsky, jež vstupují do objektivu na tém že prů řezu b od y y a — y, ted y protilehlým i b o d y téže zon y o polom ěru z (obr. 4). T y to dva paprsky se protínají v bodě M , k terý lze nazva ti ohniskem příslušného pásu na objektivu, ohniskem zon y polo měru z. Polohu tohoto ohniska lze vy zn a čiti dvěm a údaji, l a m, sou řadnicemi vzh ledem k bodu E. Pak funkce (z, iri) a (z, í) jsou no v ý m i profily (vlastně poloprofily, vzh ledem k tomu, že nutno v ž d y bráti v úvahu obě), neboť nám udávají pro každou zonu na objektivu polohu jejího ohniska. P o lo p ro fily mají velm i jednoduché korekční čáry, jak je z defi nice přím o patrno. S polom ěrem referenční koule nemají vůbec nic co dělati a posunuti počátku E zm ění / a m jen o konstanty. 1 ato neodvislost tvaru polcprofilú od v o lb y referenční koule je cennou v ý hodou; naproti tomu fakt, že nutno bráti v ž d y obě funkce v úvahu, je nevýhodou proti profilu tečnému, který je také mnohem obec nější a umožňuje nepřímo v ý p o č et retuší, jež umělec-optik musí provésti. O všem nutno podotknouti, že uvedená nevýh oda poloprofilů při posuzování h otových optik zpravidla odpadá, protože ( 2 , m ), t. j. příčné vyšinutí ohnisek v e směru kolmém k optické ose, b ý vá nu lo vé. A tak je patrno, že (z, l), t. j. znázornění polohy ohniska y e směru osy optické pro jedn otlivé zon y, dává nám dosti vystihující obraz o stavu optiky. T o právě poskytuje Hartm annova metoda, totiž t. z v . zon o vé ch yb y a astigmatismus. Hartmann ji popsal r. 1904. Je neobyčejně jednoduchá a hodí se obzvláště pro astronomické soustavy větších rozměrů. Stan oví poloprofil ( 2, /), tedy polohu ohnisek jedn otlivých zon objektivu na opti cké ose. Vím e, že následkem t. z v . zon o vých va d leží ohnisko středu objektivu na př. blíže k objektivu než ohnisko kraje. Číselně se to stanoví tímto způsobem : P řed objektiv se umístí stínítko opatřené dvěm a kruhovým i o tv o r y (asi 1ho» ohniskové d élk y) na téže zoně proti sobě (obr. 5). Proch ázející s va zk y paprsků u tvoří na fo to g ra fické desce umístěné jednou před ohniskem (h ) a podruhé za ním (/2) stopy. Zm ěřím vzdálen ost těchto dvou bodů na obou snímkách (t i a ts) a, znám-li, oč jsme desku m ezi oběm a snímky posunuli (rozdíl čtení na výtahu stroje />— /»), mohu velm i jednoduše v y p o čísti čtení odpovídající průseku obou paprsků (/)
(D okončení příště.)
O slunečním záření. 3. Solární konstanta. D řív ější hodnoty sluneční konstanty b y ly stanoveny v přehledu takto: Tab. 6. ■4-
=3 a 3
rok J»
eo "-o £
R<
H.
1838 1-76
1842 182
_ £&
S
-i-
.
r o
a>S3 >
«>
o O
1860 1875 1878 19 254 2 3
« — CÍ c
_J
1884 307
in £~ c
O.
1890 328
>
o u
>
V)
1890 347
»-
n
O
S
0£
c
~ D
S
£ i
- T J O ^ c/3
1898 1908 25 23
< £ l,
1908 21
T e p rv e měření vykonaná spektrobolografem (m etoda Langley o va zdokonalená Abbotem a F o w lem ) m ožno p o va žova ti za nej lépe provedená a jejich v ý s le d k y za pravdě nejpodobnější. Krom ě toho přenesli Am eričané (Abbot a spolupracovníci) svá pozorování na subtropická místa s příslovečně nízkou oblačností, jakož i do vyšších poloh v čistém vzduchu, kde je transmisní koeficient mno hem méně z á vislý na nahodilém zaprášení a zakouření ovzduší. I outo závadou trpí stanice nízko položené, jakou byla stanice washingtonská, kde se spektrobolom etrická měření počala. V ý s le d k y s. k. (solární konstanty) z am erických m ěření se po roce 1910 ustálily na čísle 1*93 gkal. T o to číslo se nyní uvádí ve vědeckých příručkách jako hodnota solární konstanty v e střed n í6) vzdálenosti Slunce od Zem ě a pro epochu 1903 až 1912. Abbot a spo lupracovníci m ěřili jednak v e W ashingtoně, avšak n ejvětší váha se kladla na vý s le d k y na Mt. W ilsonu (o b serva to ř C a rn egieova ) v K a lifornii (1750 m n. m.), kde se po zorova lo od r. 1905 do 1920, načež přeloženo pozorován í na honí zvanou M ou n t Harqua Hala v A ri zoně. V r. 1918 byla založen a stejně vyb a ven á observatoř na jižn í polokouli v Calam ě v Chile (2250 m n. m.). V době, k d y byla pře stěhována stanice s Mt. W ilson u na M ount Harqua Hala, byla pře ložena solární stanice s C a la m y na 20 km vzdálenou vy šší M on te zumu (3000 m n. m.) 'vynikající ještě lepšími podmínkami podnebnymi. Na M ontezum ě a H. Hale b y lo projektován o m ěřiti trvale s. k. až do r. 1925, což se podle všeho uskutečnilo. V E vropě jest solární observatoř, specialisující se na zjišťován í solární konstanty, od r. 1909 v Upisale, založen á K m item Á ngstrom em , kde od r. 1911 pokračoval G ranquist (d řívější předseda komise N o b elo vy nadace) obdobným směrem jako specialisté v Am erice. JO V liv výstřed n osti dráhy zem sk é v y d á mnoho. O zn ačím e-li e číselnou výstřed n ost zem ské dráhy, má se sluneční zářen í v přísluní (periheliu) P k záření v odsluní (afeliu ) A ja k o (1 + ř ) 2 : (1 — e) 2\ pon ěvadž ř ^ V s o , Jest ” — .4 (1 + V is ). V přísluní (počátkem ledna) d ostává ted y hranice ovzd u ší o V is v íc e tepla (e n e rg ie ) od Slunce než v odsluní (počátkem če rv e n c e ).
Z prací am erických shrnuli M iln é a M in naert tyto řa d y s. k.: léta 1902— 1912 . . . . » 1912— 1920 . . . .
1933 gkal (696 dní), 1946 » (1244 » ).
Příležitostn á měření, konaná rovněž Abbotem a spolupracov níky v B asům (A lžírsko, 1160 m n. m.) v r. 1911— 1912, v e v z d á le nosti V* obvodu zem ského od základní stanice Mt. W ilsonu, dávají z 82 dní s. k. 1928 gkal. Expedice na M t. W h iín e y v Kalifornii (4420 m n. m.) v období let 1909— 1910 získala v e 4 dnech s. k. 1-923 gkal. A m erické vý s le d k y se sh odovaly s pozorováním K. Á ngstróm a (Upsala) a Scheinera. S v ý s le d k y am erickým i byl vy sloven na m noze nesouhlas. N ám itk y m ěli hlavně F . H. B igelow a E. Kron. B ige lo w tvrdil, že Abbot vlivem s vé m eto d y podceňuje hodnotu slu nečního záření asi až o 50%, takže s. k. rozhodně p řevyšu je hod notu 2 gkal. B ig elo w to připisuje poznatku, že infračervená část spektra je více pohlcována, než jak vy ch á zí z bolografických v ý zkumů. N ám itk y tyto b y ly však velm i oslabeny zjištěním s. k. z v e l mi velk ých výšek. P e p p le r (L in den berg) m ěřil 19. X . 1913 v baloně v e vý š c e 7500 m n. m. 1755 gkal (zen ito vý stav Slunce). V A m e rice se M a rv in o v i podařilo v r. 1914 zařízen í samočinně zapisujícího silver-disk-pyrhelicm etru (v iz oddíl 1. tohoto článku), jen ž b yl nesen třem i balónky. P r o n ejvyšší výšku 22.000 m, odkud byl balonem přinesen upotřebitelný záznam, v y š lo (s přepočtením na zen ito vý stav Slunce a střední vzdálen ost Zem ě— Slunce) 1'89 gkal za atmo sférického tlaku 29'8 m m H g. V této v ý š c e počítá Abbot již jen se 2% extinkce energie sluneční a to 1% na ro zp tyl a 1% na absorpci, takže b y v y š la s. k. 198 gkal. P ro to stěží je s. k. podstatně vy šší než 2 gkal. N ám itk y K ro n o v y (V ierteljahrschr. der astronom. G esellschaft, sv. 49, str. 63) považuje B ern h eim er (V ídeň ) za opráv něné. A bsorpce ozónu v ultrafialovém pásmu spektra (srv. 2. odst. tohoto článku) je podle Krona oceňována A bbotovou metodou asi o 2 a ž 3% níže, proto hodnota Jo ( = s. k.) je poněkud nízká. Abbot nevěnuje K ron ovým námitkám význ a čn é pozornosti. K této opravě počtáři s. k. dosud nehledí. P ře c e však se dostal výzk u m s. k. dík am erickým jem ným m e todám již do takového stadia, ž e se mohla v y s lo v iti domněnka o ko lísání s. k. T en to v ý sled ek překvapil, ale v y světlen í proň b ylo na snadě. Příčina se připisovala změnám, které je vid ěti na povrchu Slunce (skvrny, protuberance, v koroně a pod.). Druhá možnost kolísavosti s. k., o níž ostatně se v í již přes 10 let, b yla ta, že pro pustnost (zakalení) ovzduší se mění, takže s. k. kolísá jen zdánlivě, p roto že jest počítána za předpokladu, že propustnost ovzdu ší je stále stejná. Zm ěna v transmisním koeficientu má nutně za následek změnu v extrapolaci. Předbíh ajíce dalším vývod ů m uvádím e již zde, že až do dneška je dokázáno je n tolik, že propustnost ovzduší celé Zem ě se podstatně mění v e větších i kratších obdobích. Sou běžně s tím také kolísají hodnoty s. k. Zakalení ovzduší se může
vyskytn ou ti především náhle v nepravidelných obdobích sopečným prachem. H. H. K iinball a R. S iirin g sestavili měření s. k „ revid o vaná ještě z doby L a n g le y o v y , v přehlednou tabulku prům ěrných ročních hodnot a to v % normálu, jen ž jest čítán 1'93 gkal. Tab. 7.
Rok
0
1
2
3
4
5
6
7
8
9
1880 1890 1900 1910 1920
98 100 100 101
94 102 100 101
97 101 84 100
104 104 88 90 100
93 102 99 96 100
87 105 104 100
95 101 103 101
106 103 96 100
102 102 101 101
98 101 103 101
.
.
.
Zeslabení v číslech velm i znatelné vesm ěs b y lo lze uvésti v sou vislost s výbu ch y sopek, na př. r. 1883 Krakatau (průliv sundský), r. 1502 M. P e lé e (M artinique) a Santa M aria (Q uatem ala), r. 1912 Katm ai (A lja šk a ). Za posledního výbuchu se sluneční záření snížilo po n ějaký čas na celé severní polokouli o 20 až 50%. S opečný prach se za těchto okolností dostává do ohrom ných vý šek (až 80 km ), obíhá s velkou rychlostí (až 50 m /vteř) kolem Zem ě a jen zvolna se usazuje. Působí také zvláštní optické úkazy, jako prodloužení čer vánků, světélkující noční oblaky, Bishopúv kruh kolem Slunce a pod. T ěm ito poruchami pozem ského původu není ovšem dotčena vlastní solární konstanta. M a jí však v liv na počasí, které je přece závislé na slunečním záření jakožto indikátoru i regulátoru oběhu ovzduší. Jiného druhu zdá se b ýti vztah s. k. a slunečních skvrn, jak ukazuje grafické znázornění H. //. Claytona (Buenos A ires) na obr. 4. Postranní m ěřítko ukazuje velik ost variace. Sluneční skvrn y jsou vy č ís le n y podle W o lfe r o v y m etody. P ro to má dříve uvedené číslo s. k. 193 gkal v definici jako dodatek epochu, která uzavírá jeden cyklus slunečních skvrn. S tatisticky bylo nalezeno, že vzrů st slunečních skvrn v »re!ativn ím čísle« o 100 zvyšu je intensitu záření o 0‘07%. T en to v e lk ý vztah m ezi slunečními skvrnami a solární konstantou se je v í jen v prům ěrech r o č n í c h . V měsíčních prů měrech (71 měsíců z Mt. W ilson u ) je setřen a rovná se náhodě (vý sled ek úvah A rctow skéh o). Z ávislost ročního čísla s. k. na h oj nosti slunečních skvrn jest ještě jed in ý větší a určitější vztah, jenž může opravňovati k názoru, že en ergie vysílaná Sluncem není stálá a že Slunce je h vězda prom ěnlivá. S ledu je-li se kratší období — a jak ukazují am eijcká pozorován í (M eteorologisch e Zeitschrift str. 365, 1922), jest solární konstanta téměř za každého měření jiná při stejnosti užité m eto d y — nelze říci, kolik vlivu m ají příčiny po zem ské a kolik sluší přičítati Slunci. Kolísání je poměrně malé a stejného řádu jako m ěřické chyby. Zprvu nechtěli am eričtí badatelé připustiti, že b y krátkodobé kolísání s. k. nebylo reálné, ale časem se ukázalo, ž e jejich tvrzen í je značně otřeseno. Pozoruhodné je
při toni, že za předpokladu, že takové kolísání je skutečné, v y p ra coval znám ý argentinský m eteorolog H. H. C layton metodu, jak předpovídati počasí (zejm éna polohu tlakových oblastí a průměrnou teplotu) na několik dní podle pozorován í změn s. k. T é to otá zk y se ještě dotkneme později. N y n í věnujem e především pozornost do savadním výsledkům snah, zjedn ati jasno v otázce, je-li Slunce pro m ěnlivá h vězda nebo nikoliv.7)
Je nutno vrátiti se ještě k historii m ěření s. k., pověděti, kde jsou ještě slabiny m etod a jak se překonávají. Je to také poučné, protože jd e tu o úkol nesmírně tě ž k ý a nákladný. Ani něm ecký m eteorolog Linke, jen ž s ostrou kritičností sleduje práci am eric kých badatelů, nemůže se při všem ptesimismu zhostiti dojmu, že zřídka k dy se setkávám e s tak pečlivě propracovanou m etodou měřickou a že Abbot se svým i druhy vyk on a li vše, co je v lidské moci. N ehledím e-li k prvnímu m ěření s. k. jen m etodou pyrh eliometrickou, která předpokládá stejn ý transmisní koeficient v celém spektni (podle Abbota »z d á n liv ý « transmisní koeficient), sledujme spektrobolom etrickou metodu L an gley-A bb otovh . T a to metoda umožňuje změniti zákon Lam bertů v a Bouguerův J = J rflZ, ~) P řid ržu ji se v dalším pojednání W . E. B ern h eim eru (V íd e ň ), »D as P ro b lém der V eranderlichkeit der Sonnenstrahlung«, uveřejněného v e F es tschrift fiir H. v. S e e lig er »P ro b le m e der Astron om ie* 1924.
jak byl odvozen v oddílu 2. na tvar J í = J 0x a\ O značení je znám é z oddílu 2. Zm ěn ěný v z o re c (in d ex y /) praví, že Lam bert-B ou gu erů v zákon přesně platí jen pro om ezené místo spektra, jen pro světlo m onochrom atické! A b b o t konal denně za různého sklonu paprsků (různé sec z ) 6 m ěření po 7 minutách a z toho odvodil jeden v ý s le d e k s. k. za den. V n ovější době pra cuje Abbot s vaku ovým spektrobolom etrem , lOkráte citlivějším než dřívější (platinové drátky v e vakuu, v y m ý tí se v liv sdílení tepla vzduchu prouděním neboli konvekcí). D alší postup práce je tento: Z fotografických záznamů v ý c h y le k galvanom etru při spektrobolometru v y jd e křivka, jejím iž h ro ty se p roloží vyrovn a n á křivka. Na 40 stejně od sebe vzdálen ých místech se určí pořadnice. Planim etricky se stanoví plocha J e■ Intensita měření na povrchu zem ském je pak J e = Je + K r — K s K r jest oprava neregistrované části ultrafialové (kterou, jak shora b ylo uvedeno, Kron oceňuje jinak nežli Abbot). O prava má vztah k R ayleigh ovu zákonu o rozptylu (srv. oddíl 2.). K s představuje část vzniklou atm osférickou absorpcí (kus plochy m ezi křivkou pů vodn í a vyrovnanou ). T u to opravu určil F ow le zkusmo jako g/Qsc, kde o je pořadnice nejnižšího sklesnutí křivky, q!C n ejvyššího místa v absorpčním pásmu označeném na obr. 3. jako q o t způsobeném hlavně vodními parami. P r o různé d élk y vln /. se určí a (trans misní koeficient), načež se extrapoluje za různého sec z na Jo v e vakuu (mim o Zem i). T a k v y jd e několik vyrovn an ých křivek. Nato se utvoří J ’0 = J0 + K r. Záporná oprava K s se zd e nedává, poně va d ž se předpokládá, že atm osférická absorpční pásma mim o Zem i odpadají. Je-li P m ěření současně konané pyrheliom etrem , jest s. k.8) E — P Jo fc
■
Čistá hodnota s. k. nesmí míti žádného vztahu k transmisnímu koeficientu. B ernheim er a G ranquist však nacházejí v e lk ý vztah m ezi veličinam i E, a. Kalitin (P a v lo v s k ) a Knox-S haw (E g yp t) do spěli k takovým vztahům m ezi E, a při revisi materiálu Abbotova, že považu jí za vylou čen o usuzovati nyní z dosavadních m ěření na to, kolísá-li s. k. nebo ne. B ern h eim er nachází (v uved. spise), í k d y ž v y lo u čí krátkodobé zm ěny, ještě u měsíčních průměrů m ezi E, a korelační faktor9) r = — 0 359 ± 0 C69, kdežto veličina 8) U žije m e nyní na označení s. k. znaku E m ísto d řív ě jš íh o ] « v sou hlase s označením A b b c to v ý m pro v ý p o č e t s. k. starou m etodou. 9) K orelační činitel r - Z ( x y ) : \ 2 x i . 2 y t v y ja d ř u je vzájem n ou l i n e á r n í příbuznost dvou číseln ých řad (x , y jejich čle n y ). N en í-li m ezi těm ito veličinam i vztahu, jest r = 0 nebo nulle blízké. Za naprosté úm ěr nosti přím é v y c h á zí r = + l , při úm ěrnosti nepřím é je r = — 1. O stupni
i = r F = — 5 2. Zá va d a spočívá hlavně v tom, že i za nejlepších podmínek podnebních není zaručena s t á l o s t p r o p u s t n o s t i ovzduší pro v š e c h n y druhy paprsků slunečních po dobu celého měření. Abbot připouští zm ěn y v zakalení ovzduší ode dne ke dni a ž o ± 5% , ted y v e větší míře, nežli asi kolísá sluneční záření. Zajím avo jest, že m eteorolog M a rvin oznámil am erické společnosti m eteorologick é v r. 1923, ž e kolísání výsledků s. k. se stále zm en šuje, n ebof činilo zprvu 50%>o, pak 40 až 20, z m ěření v Calam ě pak již jen 5%o průměrné hodnoty. V A bbotových spisech je viděti, že se i m etody m ěření a výp očtu postupně stále ještě zlep šo va ly. Celá řada zkusmo zjištěných oprav, které se p řip ojo va ly na měření inount-wilsonská, mohla již na Calam ě odpadnouti. .Linke ukázal (M eteorologisch e Zeitschriít 1922, str. 74, Astronom . Nachrichten sv. 221, str. 182), ž e se »kalící faktor® ovzduší dosti pravidelně mění (extinkce stoupá v poledních hodinách) i za jasné obloh y a počítá s ním při svých měřeních. T o uznal i Abbot a usiloval o to, zkrátiti dobu pozorovací, což se mu podařilo uvedením nové m e to d y m ě ření s »p yran o m etrem «. Tím se zk rá tí c e l é j e d n o m ě ř e n í solární konstanty na 14 minut. L z e ted y za dne vykon ati n ě k o l i k samostatných a na sobě nezávislých určení s. k. Stálost propust nosti ovzduší za tuto dobu (V4 hod.) je mnohem lépe splněna nežli jedin ým určením za den, konaným po etapách. N o vá Abbotova m e toda pyranom etrická získává veličinu a;, jedin ým měřením. Stupeň propustnosti vzduchu je dán dvěm a podm ínkam i: 1. Obsahem vodní páry, 2. m nožstvím kalících částeček větších (prach a pod.). ' V liv 1. se určí z pásma qot vý m ěrem v tom to oddílu dříve naznačeného.
q/qsc
podle způsobu
V liv 2. se stanoví nepřím o určením j a s u oblohy. Čím je ob loha v íce zakalena, je větší je jí jas H, k terý se m ěří pyranom etrem (popis v e Smithson. Mise. Coll. 1916, sv. 66, č. 9.) v okruhu 15° kolem Slunce. V yp očte se pak F = H g sc/e, jež je měrou propustnosti prostředí. A bbot určil zkusmo 40 křivek pro závislost H na různých /. a za různých zen itových vzdáleností. Transm isní koeficient a z kolísá v jednom okresu spektrálním asi o 5% , jas H o několik set jednotek, takže určení čísla a z čísla H je velic e uspokojivé. M ěřen í H je v y konáno za 10 minut, veličina a se najde ihned z em pirických křivek, načež se ze spektrobologram u určí s. k. M .10) T o u to m etodou začal Abbot m ěřiti v roce 1919 na Calamě. lineárního vztahu rezhodne kriterium r t F — i, kde F je pravděpodobná chyba. P o d le Dinesa musí na důkaz lineární k orelace b ý ti zlom ek F žě 4. V ý p o č e t je tím spolehlivější, čím je v íc e členů řad y. P řed p ok lád á se,_ že od ch y lk y členů od jejich průměru od p o v íd a jí G aussovu zákonu o chybách. O jiné, nežli l i n e á r n í příbuznosti číseln ých řad, tato m etoda n e ro z hoduje. i° ) A b b ot označuje hodnoty s. k. zjištěn é novou hodnotou pyran om etrickou písm enem Aí na rozd íl od určení starou metodou, při které jsm e užili označení E.
I nová m ěření s. k. kolísají v krátkých obdobích, jak ukazuje příklad v z a t ý z uvedeného spisu B em h eim erova: Calam a 1921 V I. 9. 1967 28 14 32 51
Ei Ais M-2.Í AÍ4 M ui
váha 2
2 3 4 4
1938 vy vá žen ý prům ěr. Písm enam i stojícím i v ed le hodnoty s. k. je odlišena metoda, p ři pojené in d ex y u čísel označují tloušťku v rstvy , jíž p rošly paprsky (zen ito vý stav Slunce = 1). Přesn ost m ěření je vy já d řen a »va h o u «.n ) I v nových řadách získaných pyranom etrem nachází B ern h eim er ještě korelaci m ezi veličinam i M a a, takže prostředí ještě nějak ruší čistotu měření. Ostatně nemůžeme se ani diviti uvedeným změnám s. k. v je d nom dni, jejich ž příčina m ůže vě z e ti i v samotném měření. Linke (Frankfurt) odhaduje (M eteorologisch e Zeitschriít 1924, č. 3.) v e likost chyb jednoho m ěření silver-disk-pyrheliom etrem , jen ž do plňuje určení s. k. spektrobolograíem , na 4°/oo, ch yby v měření a vyčíslen í ze spektrobolografu činí patrně až 10°/o®. V elikost krátko dobých změn s. k. odhaduje A b b ot asi na 10%, průměrně 5% . P o d le M arvina klesají, jak jsm e už uvedli. B e rn h eim er nachází z M ontezu m y r. 1920 n ejvětší va ria ci s. k. 13%, průměrnou 0*3% ; v roce 1922 pak 24 a 0’8%. Na Mt. Harqua Hala, kde je poněkud méně v ý hodné podnebí než na M ontezum ě, je kolísání větší. Clayton shle dává va ria ce s. k. na Mt. W ilsonu o 14% větší než na Calamě. Je to vysvětliteln o, neboť Abbot určil pravděpodobnou chybu m ěření na Calam ě 0'19%, na Mt. W ilsonu 0'31%. Jak vidno, klesla »v a riace s. k.« při zdokonalených měřeních na m ez chyb vy tčen ých Linkem, a proto je nesnadno zatím dokazovati skutečnou změnu s. k. Je-li Slunce h vězda prom ěnlivá, musejí zm ěn y s. k. na růz ných místech současně m ěřené b ýti stejné. Že tomu tak není, uka zuje p řipojen ý obrázek n ejlépe proveden ých současných měření na Harqua H ale a Montezumě. Korelační činitelé těchto měření, vyzn ačen ých v grafu s při pojeným rokem 1922, jsou: 1920 1921 1922
(20 (55 (37
dní)r = + 0'144 ± 0'148 dní)r = + 0-294 ± 0-084 dní)r — + 0 330 ± 0099
bez korelace f = 35 f = 33
Jen 2 dn y ze 75 (podle obrázku) m ají změnu s. k. větší n ež 2% (prostor m im o větší kruh). U vn itř menšího kruhu (variace menší než 1% ) jsou hodnoty roztroušeny podle zákona náhodného rozptýlení. u ) S rv . N o v á k F ysika, I., str. 7 (4).
K d y b y b yl ja k ýsi vztah m ezi m ěřením s. k., konaným na obou mís tech, b y ly b y v ý s le d k y nakupeny podél úsečky, vyzn a čen é v obrazci tím těsněji, čím dokonalejší vztah b y existoval a b ylo b y to do kladem m im ozem ské příčiny variace v e výsled k u s. k. Je ted y z toho patrno, že nelze touto cestou dokázati, kolísá-li s. k. skutečně. Z m ěn y propustnosti prostředí nebo i nepřesnost m ěření jsou téhož anebo ještě většíh o řádu než zm ěn y záření slunečního. V ý s le d k y C layton ových statistik uvádějících v e vztah zm ěn y s. k „ jak je C layton dostává teleg ra fick y z M ontezu m y a H. H a ly, Morrfezuma
Obr. 5. S rovn ání současných m ěření solární konstanty na Harqua H ale a M ontezum ě. M ěřen í r. 1920 a r. 1921. (P o d le B ernheim era.)
užité na předpovídání počasí (zm ěn y poloh barom etrických útvarů a teploty, srv. C layton »W o r ld W e a th e r«, N ew York) jsou velice zajím avé, nam noze velm i uspokojivé, avšak na vratkém podkladě budované. Ostatně pro C la y to n o v y pokusy je lhostejno, kolísá-li s. k. nebo jen transmisní koeficient. Snad se astrofysikům podaří z m ěření kontrastních m ezi okrajem a středem slunečního kotouče a ž m ěření jasnosti planet m etodou fotoelektrickou rozhodnouti. zda a jak je Slunce hvězdou prom ěnlivou. * V ezm em e-li zhruba za základ intensity slunečního záření číslo 2gkal, vy ch á zí pro ce lý rok a celou Zem i m nožství 134 X 1022 gkal, které b y se spotřebovalo na roztavení led o vé v r s tv y z v ý š í 36 m, obložené kolem celé zem ěkoule. Pringsheim vypočítává, že je to vý k on 265 bilionů H P . T a to en ergie je přenášena na Zem i »b ez drátu« na vzdálen ost 1495 milionů km vlněním světelného éteru. Pringsheim u važuje: »M a lá částka této en ergie b y stačila k pohonu
všech prům yslových podniků na světě, a k d y b y jednou b y ly v y čerpány zásob y uhlí, b y lo b y nutno pom ýšleti na to, vy u žiti sluneč ního záření k vytá p ěn í a pohonu.« Abbot uveřejňuje v e IV. svazku »Annals o í the Astrophysicaí O b servá tory of the Smithsonian Institution 1922« vyob ra zen í a popis slunečního vařicího zařízení, užívaného na Mt. W ilsonu.
D r. A R N . D IT T R IC H , S tará Ď ula:
IV. Astronom ický panindism Schlegelův t r. 1831. Jako panbabylonisté o d vo zu jí všechnu astronomii na zem ěkouli od Babyloňanů, tak kdysi A. W . S c h 1 e g e 1 o d v o zo v a l původ její a zejm éna zvěrokru h z Indie. O bé je stejně nesprávné a není divu, že starší om yl (o indickém původu) byl již r. 1831 a 1847 vy vrá cen . P r o č prof. B or o tom se zm iňuje? P ř e c e jsem nikdy netvrdil, že lidstvo dostalo od Indů astronomii. P ro to že již před 95 le ty b y ly v y v rá c e n y panindické n á zo ry S c h le g e lo v y o původu astronomie, nemáme už mluviti o astronomii in doevropské? P r o č ? Nechápu. In doevropci b yli talentovaní divoši, kteří jako všichni prim itivové m ěli za čá tk y chronologie, t. j. i za čá tk y astronomie, nutné k orien taci v prostoru a čase. T y t o jsou všelidské jako začátk y poesie neb umění, od nichž beztak jsou nedaleko. Každém u jest pro poesii sam ozřejm o, že ji n evyn a lezli babylonští intelektuálové a že se odtud nerozšířila od národa k národu. T o té ž mínění zastávám e pro astronomii. Tak posuzuje se duševní ž iv o t prim itivů v národopise. V tom smyslu, jak se v národopisných dílech m luví o astronomii Australců, Polynesů, Indiánů a p., budeme i nadále jednati o astro nomii Indoevropanů a hledati stopy její u národů, již jsou jejich dědici. Poučné je, jak ta k ové libovoln é tvrzen í jako S ch legelovo z a padne na konec bez ohlasu, i k d y ž své doby se sebe větší umíněností se lidem vnucovalo. Dnes se S chlegelů v nápad prostě ignoruje. Žalostné jest, že takové věd eck é všetečnosti absorbují mnoho práce svý m vyvrá cen ím . L z e mluviti o indoevropské astronomii. Ukážu to na nejstarší zp rá vě o alignementu, kterou vů bec máme. Nakshatra, dom y Luny, se neobjevují na úsvitě indického písem nictví jako 27 či 28 sou h vězdí, jež tv o ří pozadí pro pohyb Luny. S lo v o nakshatra v R ig v e d ě znamená jen hvězdu neboli »ochránce n oci«. V ysk ytu jí se tam vůbec jen d vě nebo tři jména stálic, jež později byla přijata m ezi naks hatra, jako na př. maghá = mocná. Je to Regulus, neboť jméno se později přeneslo na V III. nakshatra = a, r], y, f , /<, e Leonis se sm y slem »m ocná (v lá d a )«. V ýzn am podle Burgessa a W eb era . K d y a čím lze jm éno R egu la: maghá = mocná (h vězd a ) odůvodn iti? N ejskvělejší hvězdou není, proto třeba pom ýšleti na odů vodnění jména polohou. Regulus je těsně u ekliptiky, což ved e ke
zkoumáni jeho vztahu k Slunci, jeho kalendářového význam u. B y lo kdysi Slunce »m agh á« m íjejíc Regula. Kol r. 2300 př. Kr. (N eugebauer Ta ieln I. 49) připadl letní slunovrat do této doby. P ro to že doba nejvétšího ved ra se opožďuje vzh ledem k astronomickému slunovratu asi o měsíc, budeme udané číslo pokládati za terminus a quo pro označení Regula slovem maghá. H vězdu maghá za b ezp ečo va li si In dové alignementem, jenž ji spojoval s hvězdam i sedmi rošiů = Velkém u Vozu. Pod le Ginzela, 1. 382, znali In dové velm i starý cyklus 7 rošiů. T vrd ili, že trvá 2700 let. Starší auktority Indů předpokládají, že sedm ihvězdi setrvá v každém nakshatra po celé století. Tak p raví Varáhamihira (žil kol 505 po Kr.) podle V riddha-G arga: »K d y ž král Yudhishthira zem i ovládal, byl m uniové ( = rošiové) v m a g h á . . . zůstanou sto let v tém že domě Luny, spojeni s oním nakshatra, k němuž, k d y ž na vý ch o d ě vych ázejí, linie (cíl) jejich východu sm ěřuje.« H v ě z d y 7-mi rošiů určují ted y aligneinent ukazující na příslušná nakshatra. Bájeslovného krále Yudhishthiru kladou někteří do 3. tisíciletí před Kr. Z p ráva znamená toliko, že In dové pam atovali ze staro dávných časů aligneinent, jenž spojoval sedm rošiů s hvězdou maghá. N eboť dům maghá tehdy ještě neexistoval. Rekonstruoval jsem si podle N eugebau erových tabulek sedm rošiů a polohu m aghy pro čtvrté, třetí, druhé a prvn í tisíciletí př. Kr. na velkém globu knihovny naší h vězdárn y. U kázalo se, že r. 4000 př. Kr. oj tvořila prodloužení úhlopříčky čtyřkola. N ež aligneinent rj, í , e, b, /> U rsae M aj. m íří spíše na bod jarní než na tehdejší polohu Regula. Lépe b y v y h o v o v a la spojka předních kol b, y. R. 3000 př. Kr. a, /S ukazují na Regula, ale */, b také. R. 2000 př. Kr. ukazuje spojnice h vězd a, /S několik stupňů za Regula, y, b na něj. R. 1C00 př. Kr. a, jako p rv e ; y, b ukazuje na Regula, což trvá podnes. V yp očetl jsem prostředky sférické astronomie, že Regulus od n ejvětšíh o kruhu, jenž spojuje y, b, b yl v r. — 2000 vzdálen 3\3I°, r. _ 1000 však 2‘92°. Sm ěr ukázal alignenient a h vězda se našla podle své velk é svítivosti. M yslím , že In dové zapomněli, které h vězd y původně spojovali. Za sto let nemůže následkem pohybu stálic nastati tak velik á změna, jak tvrdili. V iz skromnou změnu 0'39° za 1000 let.1) Důležité je pro nás, že měli starodávn ý alignement pro hvězdu maghá, jejíž jméno samo je zárukou starobylosti. R e k o v é se o Regula již nezajímali, jak svědčí (skoro posm ěšné) jméno králík, jím ž nahradili babylonské označení Šarru = »k rá l«. Za H esioda r. 800 př. Kr. již Regulus kalendářovou hvězdou Rekům nebyl. Hipparchos nezaznamenal žádn ý alignement pro Regula. Ptolem aios sice ta k o v ý uvádí, ale spojuje '/ Leonis s a H yd ra e; od spojnice jest Regulus trochu na vých o d . N ení to alignement určený M ed vědicí. *) O zm ěně hlavních sou h vězdí za 100.000 let v iz »D ie S tern e*, str. 66. 1921.
Velké sedm ihvězdí b ylo le d y již u Indů nebo předků jejich před mětem pozornosti, kd yž h vězda maghá dostala jméno. Pam atovali alignement k Regulu, ba i jeho domnělou změnu. B y l tedy dlouhou dobu pro ně důležit, což je pochopitelno, kd yž určoval dobu, k dy je Slunce nejmocnější. .Ide zajisté o starodávné dom ácí vědění. Že V elk ý \ úz ukazuje na Regula, utvrdlo během staletí v e frázi, jež se stala posvátným , po předcích zděděným věděním a udržela se dál, kd y ž se už ani nevědělo, které h v ě z d y se mají spoijti. P ro ve d li tak n evědom k y změnu alignementu a pokládali důsledky toho om ylem za objev. M yslili si, že o b jevili pohyb ukazatele tak rych lý, že by za pouhých 2700 oběhl ekliptiku. V še to je tak přirozené v e své naivnosti, že těžko tu poch ybovati o vysok ém stáří a domorodosti těchto představ.
V. Souhvězdí seveřanů. j-M edvědice zůstává podle dokladů nadále majetkem Foiničanů jako Drak, jako V elryb a nebo Perseu s.« D oklady své, že M ed vědice je seveřanské souhvězdí, znovu jsem revidoval, rozšířil a zpracoval něm ecky pro »S ir ia « r. 1926. V práci té jsem se o B o ro vě mínění, že M ed věd ice jest původu íoinického, vůbec nezmínil, nechtěje kra jana exponovati před cizinci. T ito, jako neutrální a nezúčastnění, by ovšem ihned poznali, že se tu jedná o subjektivní mínění B orovo, pro něž není dokladů ani objektivních důvodů. Neznám ani jedno foinické souhvězdí jménem. Na jakém základě chce Bor hned čtyři souhvězdí řecká prohlásiti za foin ická?5) O m ythologických otázkách nehodlám jednati více než nutno, protože B o r o v ý ú vahy značně se lišíva jí od toho, co nalézám v m y thologických spisech. Jen několik poznámek. K d y ž Slunce a M ěsíc Babyloňanům b y ly blíženci, je to úchylka od obvyk léh o způsobu, jež potlačuje reálný rozdíl obou velk ých světel nebeských. P roto jsou častěji m anžely. Idea blíženců vznikla zajisté snáze u dvou stejně jasných h vězd. Na Slunce a M ěsíc je přenesena. Blíženci jsou nesmírně rozšířeni. Oblast jejich sahá od Qallie přes Babylon, Indii do Tichého okeánu až k Inkům v Jižní Am erice. Je to zajisté pra stará idea. B or uznává, že sestra blíženců, Helené, je M ěsíc. N e budou pak bratři h v ě z d y ? V ž d y ť byli v e vejci = nebi. Kastor = B obr se hodí za syna labutě a všech n y ty p řed sta vy se hodí spíše k di vo k ým lovcům žijícím v totemismu než do v y so k é městské kultury starého orientu. Ostatně, B lížen ci Babyloňanů nemají osobních jmen. K do ted y p ře v z a l? Zajisté ten. jenž představu učinil chudší. T e d y Babyloňané. B lížen ci jsou v ž d y blízko m yšlenkám, jež souvisí s bouřkou, hromem, bleskem. Snad souvisí nějak s jménem Boanerges = s y n ové hromu, které Ježíš dal synům Z eb ed a eovým .3) Barbarští ná 2) Jsou indo-m anové, k teří P e rs e a i Andromedu> o d v o z u jí ze sanskrtu. N ezastávám — nepopíráni. A le ti aspoň usilují o důkazy, čím jejich indomanie se stá v á snesitelnou. 3) E vang. M a rk o v o 3, 17. V ý k la d s lo v a B oan erges jak o s y n o v é hromu je s t míněním evan gelisty.
ro d o vé podnes pokládají dvojčata za sy n y nebes nebo sy n y blesku a v ě ří, že jsou v y b a v e n i zvláštní m ocí magickou. Na Haiti vzn ik lo m ezi černochy za našich dnů n ové náboženství, Vaudoux-kult. U ctívá hada v e spojení s lidským i obětmi. Hougoubadagri, v e lk ý Yaudoux-Búh, je užovka. P la tí za — Jana K řtitele! V tomto eklekticismu se objevují také nebeští blíženci Sango, bůh blesku, a Bado, bůh větru. N arodí-li se černošce (neb dokonce oslici) blíženci, jásá se nad tím a rodina pořádá slavnost. T e d y ještě v tom to pozdním ohlasu blíženců na Haiti zachována associace k bouři a vichru. Snad kdysi blíženci: blesk a hrom, prvním zahřměním ohlašovali jaro, jak tomu donedávna b y lo u Indiánů kmene P a w n ee. K d y ž se k té muž účelu u žívalo jistých h vězd, mohlo se jm éno přenésti na ně. B líženci b yli vlídní bohové, h vězd y jsou blahověstné. K dysi u všech národů b ylo narození blíženců šťastnou před zvěstí pro rodinu, obec i národ. Odtud snad associace s jarem a — projekcí jeho na začátek času — blížen cové báje o počátku měst, států, světa. Babyloňané měli již svého bouřkového boha Adad-Ram m ana. P ro to jim byli blíženci jen hvězdam i. T a k é E gypťan é —~ podle H erodota — nepřijali D ioskury m ezi své bohy. P r o č máme širosvětou ideu blíženců přičítati právě Babyloňanům ? A právě jejich sou h vězdí blíženců jest snad jediné, jež není figurální, t. j. pozdní, jak souhvězdí babylonská b ý v a jí. T e d y převza to, ne dom orodé. Orion není o nic v íc e boiotský než krétský. V iz »Slunce, M ěsíc a H v ě z d y « 189. Spor o to byl b y takové vá h y, jako je-li Panna M arie v Lurdech a M ariacelli uctívaná něm eckého nebo francouz ského původu. Do literatury se mínění ono dostalo tím, že Hesiod žil v Boiotii. (Th iele »A n tik e H im m elsbilder«, 2. dole, 1S98.) R o z umí se, že pro B ora přišel Orion »snad z Foinikie«. Každá myšlenka vědecká má praktickou hodnotu. Musí se legitim ovati užitečností. Čím nám poslouží B o ro v á hypotese, že Orion je z Foinikie? M y slím. že tím, čím jeho obdobná h ypotese o původu M ed věd ic — totiž ničím. Nem luvil jsem nikdy o A u rw a ld ovi,4) nýbrž jen o A u rw an dilovi (155). Nesl jej Th or v koši na zádech, k dyž se brodil přes E livagar. Z koše pronikl mu palec, jenž proto zm rzl. 1 hor jej ulomil a hodil na nebe. E liva gar »bouřné v ln y * — podle Reutera — jsou jed o vé — led o vé proudy z Nifelheimu (m ythologisace ledu) do Muspellheimu (m ythologisace ohně) proudící. M ezi ledem a ohněm je svě t náš M itgard. Aurw andil je vlídn á skvělá h vězda, jak lze viděti na anglo saském v z ý v á n í: »Spásu Orendeli, ty nejskvělejší z andělů na M itgart ( = zem i) pošli lidem, ty s v ě tlý nad h vězdam i.« W o lz o g e n zm i ňuje se . . . »O ervasund a jím se brodící O erva n d il*; vyk lá d á O erva (Š íp o v ý , t. j. B le s k o v ý ) Sund jako nebeské m oře bou řkových mra čen. Edda 212. 4) B or tiskne A u rw a ld m ísto Aurw an d il — O rio n ; tiskne Ursus m ísto U rsa — Y rsa. P o v a žu je posici svou za tak slabou, ž e nechce, ab y čtenář slyšel m oje p a ra le ly v e d le seb e? O všem , jak b y to působilo, k d y b j v y tiskl: Y rsa není Ursa. P ro č nám neřekne, co ted y Y rs a je s t?
O germ ánských souhvězdích p ra v í B o r: »Z d á se, a to s velikou pravděpodobností, že pojm enování vzn iklo teprve v době značně pozdější,« kdy místo řím ských denních patronů zaujali Ziu, VVodan, Donnar a E reya. D o k la d y? Je to zas jen mínění B o ro vo , jež nám k věřen í předkládá. Germánská souhvězdí b y se mu totiž těžko od v o z o v a la od foinických a babylonských. P ro to je popírá: »Zdá se, a to s velikou p ravd ěp o d o b n ostí. . . « Nezdá se, ale jest jisto, že r. 1922 uveřejnil Arthur Norděn »O b ra z y na skalách provin cie vých odogotlan dské«. Jsou z d ob y bron zové. M ezi o b ra zy je jeden z H errebro v e východním G otlandu — s. šíř. 57° až 58° — jenž zobrazuje souhvězdí. V iz obr. 1.
• •
•
f
•
•
Obr. 1. Skalní ob raz z H errebro.
Na skalním obraze z H errebra je vypodobn ěn V elk ý Vůz. H v ě z d y oje jsou spojeny čarami m ezi sebou a s nejbližším kolem . Ta k é jest M iza r spojen s přem rštěně velik ým Alkorem . U m ělec ne b yl patrně spokojen s obrazem Vozu, což jest velm i pochopitelné. P r o to asi udělal spojky a připojil Alkora. A le ten se mu nepovedl, takže podobnost spíše ruší než zesiluje. Tehdá n ebylo ještě písma. P ro to nemohl umělec po příkladu dětí připsati: »to je V ú z !« Pom ohl si tím, že přim aloval Vůz s dvěm a zapřaženým i koňmi a vozatajem . Připoutal ho alignem entovou čarou k M izaru, jako b y chtěl říci: ten obrázek patří k sedm ihvězdí! Je to jediný vůz, jen ž se na východogotlan dských obrazech v y skytuje, kdežto lodi jsou časté. T ím se ještě zesiluje Reuterův v ý klad (Das Rátsel der Edda II. 126. 1923), že za d o b y b ron zové na východním Gotlandě sedm ihvězdí se pokládalo za Vůz jako u H o méra. Jeho Vůz může býti tak dobře nordický jako W odanů v, o němž praví dolnoněm ecký rukopis z r. 1470: »W o d a n ů v Vůz jest jméno pro sedm h vězd «.
O braz z H errebro není hvězdnou mapou, důsledně provedenou, je ž b y vzájem n é poloh y všech souhvězdí správně vypod obň ovala. I tato samotna dosti deformuje. V iz kola V elkého Vozu. Reuter si všim l, že zadní kola jeho ukazují na jasnou hvězdu se dvěm a prů vodci. Pokládá skupiny za Polárku s fi a y U rsae Min. Podnes figura ta na Islandě sluje »sedm dojaček«. E xistovalo ted y malé nordické sedm ihvězdí, id eo vě blízké Šeptem trionům a V o lák ovi. Č ty ři slabší h v ě z d y nesměl kameník v y te sa ti; tu b y na obraze zm izel rozdíl m ezi M alým a V elkým V ozem . T ř i h v ě z d y v řadě tv o ří asi kužel F rig g y , pás Orionúv. V e h vězdě v le v o , tuším podle polohy, Aurw andilův (z m rzlý ) palec = (červen é) B eteigeuze. H vězd n ý pár pod V ozem m ohly b y b ý ti oči Thiassi-ho, Kastor a Pollu x. Blíženci jsou pod hlavou M edvědice. V p ra v o na kraji je asi část Kassiopeje. D al ších pět h vězd nelze identifikovat. Snad za ojí jest Arkturos, pod V o zem Regulus a jedna bude jistě Lokiho žá r = Sirius. A u nvan dilů v palec nemůže býti Sirius. T en to jest zlověstn ý, h o rk ý ; má i u Hellénú charakter Lokiho.5) Aurw andil jest blaho dárný, jarní. Ta k é nebyl Sirius nikdy červenou hvězdou. V ěc ta jest od nedávná vysvětlen a. Napsal jsem o tom článek do »V esm íru « I. 247. 1923 pod označením : »B a rv a Siria v m inulosti«, kde otázka objasněna právě na základě klínopisú. Ta m odkazuji. B o r tvrdí, že jitřní vý ch o d Siria padá na Islandě »d o d o b y největších p a re n . . . žní a bouřek«. C o ž propočítal tyto heliaktické v ý ch o d y? Tu nestačí jen říci: »O m y l jest ted y vy lo u čen «. A f uveřejní čísla, aspoň délku Slunce, opravňující jej k takovém u výroku .6) B ou řky, celkem vzácn é, jsou na Islandě v době zimní, od listopadu do února. Na prosinec-leden připadá polovina všech bouřek. (Hann »K lim a tolo gie« III. 495. 1897. Přehled středních čísel Hann »Leh rb. d. M eteo ro l.« 677. 1915.) Báj o obru Magni, které se B o r d o vo lá vá , arci »n e n í. . . se sou h vězdím i v žádné souvislosti«. Patrně jiná báj. V ž d y f se o A u nvan d ilo vi nezmiňuje. Y rsa = Ursa přejím ám od W o lzo gen a . Jméno pro m edvěda ob dobné ursus (z orcsos) arktos, rokšas u Qermánů i Slovanů v y m i zelo z užívání. P r á v ě kult m edvěda způsobuje, že se jméno po svátného z v íře te n evyslovu je. n ýbrž opisuje. U Finů se vlastní jméno m edvěda karhu užívá jen od 21. září do 24. února, k d y spí. Jinak se u žívá opisů jako: dlouhosrstý, tlustohlavý, se špičatým a ušima, s m edovým a tlapama, stouponoliý, hrůza lidí, smrt zvířa t, bůh lesa, 3) L o k i-L o k i značí na F id ži u M elanesů »c h ro m ý «. In d oevro p ští b o h o vé ohně jsou chrom í (H efaistos). Z ta k o vý c h nahodilostí dal b y se konstru ovati pan-arism tak d obře (vlastn ě špatně) od ů vodn ěn ý jeho panbabylonism . C h rom ý k o v á ř W iela n d nastoupil za boha ohně, jen ž slul L ok i. (W o lz o g e n , Edda 212.) 8) Stan oven í jediného heliakického vých od u stojí při nejkrajnější uspore 13 d vou - a ž č ty řc ife rn ýc h čísel. U veřejn ím p říležitostně návod, jak nutná kon trola jejich správn osti se p ro v e d e soustavně. P o č ítá m raději^ celou ta bulku pro různé šířk y a d ob y. P ro Siria shledávám , že v šířce 60° je lielia k ick ý v ý c h o d asi o m ěsíc p ozd ěji než v šířce 40°, je ž od p ovíd á Rscku.
š ir o k o č e lj, bručoun, ptáček atd. N eu žívá -li se těchto opisů — v ě ř í F in o vé — mstí se m edvěd v létě dělaje škodu. Portu galci říkají ursa, Š panělové osa, Ita lové orsa, Francou zové ours. K d y ž germanisté čítají sem též islandské Yrsa, není přece p ří činy jim n evěřit a d ú věřovati B o ro vi, jenž tvrdí, že Y rsa není Ursa, ale nedokázal, co \ rsa jest. Mohl b y B o r bez udání důvodů něm ecky uveřejnit: A rktos je od kmene alk — stark,7) kterého něm ecký ja zyk nezná. Zase se m ýlí. P ta l jsem se odborníka na etym ologii slova, jež v indoevropském prajazyku ozn ačovalo m edvěda. Sdělil mi la skavě, že v něm nemůže býti kořen alk, protože 1 není r. Ta k é od vo zen í od sanskrtského kořene ark/arč, jenž znamená »zá ř iti« (z a stává Gundel), není možné, protože sanskrtské k/č n ekryje se s pů vodním k v uQy.ioc. M ohlo b y se snad zkoumati od vozen í cd kořene reg- v latinském regere »n a ro vn á va ti«, »v z p řim o v a ti«. K d y b y odv o zo va cí přípona Tog daia se odůvodniti, značilo b y jm éno m ed věda » vzp řím en ý«. Starší návrh y »s v ítíc í« neb »s iln ý « zam ítá dnešní etym ologie z příčin hláskových. Stran ev. význ am u »v z p řím e n ý «, v iz poznámku mou o přízvisku Brauronské A rtem id y »O rth ia « = ■Vzpřímená, jejíž k n ěžky sluly m edvědice. (Sirius 1926, článek s obrazci »D ie B á rin «.) V edle toho b y se mohla v z íti v úvahu po známka Grassmannova slovníku k nejstarším hymnům Indů, kde jméno m edvěda o d vozen o z kořene ars- »raniti, u blížiti«; rokšah znamená ted y vlastně »ra n íc í«, pak tep rve »m e d v ě d « (původní v ý znam prý dokonce v jednom místě je zachován). H lá sk o vý výk la d Grassmannův arci dnes již není m ožn ý.8) Jakým právem předkládá nám B o r bez odůvodnění jedinou e ty mologii, k d y ž jsou aspoň čtyři: svítící, silný, vzpřím en ý, ranící? Mohou oči T iiiassiho býti Slunce a M ěsíc, kd yž jsou již očima O d in o v ým a ? N eplyne z toho přímo, že jsou něco jiného. V ž d y ť podle jiné verse Odin zastupuje T h ora ; ted y O d in ovy oči nejsou oči Thiassiho. (R eu ter I. 42.) T h or hodil palec A u rw andilů v na nebe a ten se stal hvězdou. Th or (nebo Odin) hodil oči Thiassiho na nebe, aby b y ly svěd ectvím jeho skutků. Čím b y b y ly než h vězdam i? H v ě z d y jako »oči nebes« jsou širosvětou představou, jak konstatuje Kunike v »D . S tern e«. V. 269. 1925. T a m též o házení oka u Siouxů, ale v ji ném smyslu než zde. Reuter p raví II. 221, k dyž T h o r zabíjí Thiassiho, H rom ovládce bouřný vichr, proměňuje se periodický děj v jediný skutek božstva. K d y ž chmurná bouře je zabita, o b jeví se na jasném nebi h vězd y, z nichž d vě jsou Augu Thiassa, II. 167. Personifikací Thiassiho je snad orel H ra esw elg, jenž sedí na kraji světa a křídly dělá vítr. Pod ob n ý démon vichru je W uchow son Indiánů. Passam aqu odd yové vy p ra v u jí o něm, že daleko na severu sedí na velk é skále, pnoucí se až k okraji nebes. Je bílým orlem, větším než hora. Křídla má jako d vě mračna a k d y k o liv jimi zam ával, rozhučel se 7) znamená (něm .) »s iln ý «. 8) Jednotlivostm i ze sanskrtu děkuji laskavosti p. prof. Zubatého, jem u ž zd e upřímně děkuji za m n ožství času a práce, je ž mi věn ova l.
vich r a zalehl na moře. (H ilbert W ilson »P o h á d k y rudých détí«. 25. 1924.) V ědění o nebi b ylo u seveřanů dom orodé. M ěli dom ácí znalce nebe jako islandský Sternencdd, jenž proto spolupůsobil při z a v e dení křesťanského roku na Islandě. B yl z rodu, v němž věd ěn í o h vě zdách se dědilo. Dále se jmenuje hvězd znalý Š véd Raudulf, jenž chod Slunce a M ěsíce počítal a běh všech těles nebeských znal, podle toho čas vy p očítá va l, kalendář stanovil. T en to vyu čil svému věd ěn í syna Sigurda. Upomíná to na hawaiské znalce h vězd Kilolani (K ilo = pátravě se dívati), kde vědom osti také z otce na syna se dělily. T o jsou jacísi řemeslníci, pro orientaci a kalendář. Odtud je cesta nahoru, k astronomům a dolů k astrologům. Na H aw ai se také v y sk y tu je astrologie. Tam ní Kilow ahine (wahine = žen a) se om e z o v a ly výhradně na věštění z hvězd. Není zajisté náhodou, že astro logie Tichého okeánu je ženskou záležitostí a že astrologie Orientu se opírá o početí a narození.
D r. R U D O L F S C H S E ID F R , P ra h a :
K otázce nejpresnějšího časom ěru astronomického. V e 2. sešitu tohoto ročníku »Ř íš e H v ě z d « připojila redakce k re ferátu p. K. N ová k a o mé knížce »H od in y a h odin ky« poznámku, v e které mne upozornila na podle jejího mínění nejdokonalejší časom ěr astronom ický nyní existující, totiž kom binaci volného k yvadla (fre e pendulum) se synchronisovaným i sekundárními hodinami — s la vě clock — které k podivuhodné dokonalosti, jak p ečlivým p o zo rováním zjistil ředitel h vězdárn y edinburgské prof. R. A. Sampson. přivedl ředitel The Synchronom e Comp. p. F. Hope-Jones. Nenašel jsem o tom to časoměru žádné zm ínky ani v anglické knize Q. F. C. G ordona: »CIockm aking past and present«, vyd a n é v roce 1925, ani v odborných knihách francouzských a něm eckých, pokud jsou mi přístupny. V yžá d a l jsem si ted y od p. prof. Dr. B. Maška publikace, týk a jící se volného k yvadla, které mi ochotně zapůjčil.1) Zmíním se stručně o principu tohoto časoměru. V yn á lezce se snažil učiniti vlastní regulátor hodin — k y v a d lo — pokud m ožno neodvislým od hodinového stroje. Kom pensované k y va d lo z niklové oceli nekoná jiné práce, než že otáčí každou třetí vteřinu o jeden zub kolečko, které každou půl minuty uvolní pravoúhlou páku. Ta dá kyvadlu n o v ý impuls v tom okamžiku, k d y ž k y va d lo prochází J) P r v n í d v ě v y d a la T h e Synch ronom e C om pan y Ltd . a jsou to: O b s e r v á to ry T im e lnstallations, Lon dýn 1924, T h e F re e Pendulum , Lon d ýn 1923, třetí je otisk H op e-Jon esova referátu v R o y a l S o c ie ty o f A rts (Journal o i the R o y a l S o c ie ty of A rts, N ro 3731, M ay 23, 1924. V ol. L X X II).
rovn ovážn ou polohou a u zavře zá ro veň elektrický proud k synchronisovaným hodinám. A b y učinil dobu kyvu nezávislou od změn hu sto ty vzduchu, uzavírá v y n á lezce — podobně jako R iefler — k y vadlo do vzduchotěsně uzavřeného válce. P o n ěva d ž jsem na 45. stránce s vé knížky napsal, že nejpřes nější dosud znám ý chod mají R ie íle ro v y hodiny čís. 23 na m nichov ské hvězdárně s va ria cí pouze 4/1000 vteřin y,2) zajím alo mne, oč b yla přesnost chodu těchto hodin předstižena vo ln ý m kyvadlem H ope-Jonesovým . Ku podivu nenašel jsem v e zm íněných pojednáních toho, co na první ráz charakterisuje přesnost časoměru, totiž č í s e l n o u hodnotu jeho varia ce. Jsou tam všeobecná rčení, jako v ý rok astronoma D yson a: » V poslední době v elic e zlepšil hodiny Riefler, leč od té doby, co viděl (D yson ) a u to ro vy (H o p e-J o n esovy) ho diny v Edinburku, zdálo se, že jsou daleko před hodinami R ieflerov ý m i.« Dále citát ze soukromého dopisu prof. Sampsona p. S h o rtto v i: »nebudu vám nyní podávati číselné zp rá v y , leč říkám, že hodiny jsou nesporně lepší než R ie íle r o v y a R iefler n evyrob il lepších hodin, než máme zd e,« t. j. v Edinburku.3) K rom ě těchto všeobecných po známek jsou otištěny v H ope-Jonesově přednášce z r. 1923 dva diagram y chodu jeho volného k yvadla, první za dobu od 4. června do 20. srpna 1922, druhý od 3. prosince 1922 do 25. února 1923.’ ) V yp očetl jsem z nich střední chod a střední v a r i a c i k y va d la a obdržel tyto v ý s le d k y : I. diagram . Střední chod: — 0.0143 sek, střed, v a ria ce: ± 0.C057 sek, II. diagram . Střední chod: — 0.0178 sek, střed, v a ria ce: ± 0.0058 sek. V ych á zí ted y pro obě období skorém stejná střední variace, a to + 0 .0 0 6 vteřiny. Je to pozoruhodná přesnost. S rovnám e-li však tuto hodnotu s va ria cí R ieíle ro vý ch hodin čís. 23 na m nichovské hvězdárně, které mají podle K ien leo vy podrobné práce střední v a riaci + 0.004 vteřin y, vidím e, že chod těchto hodin je asi o jednu třetinu pravidelnější než chod volného k yva d la Hope-Jonesova. S tá lost jeho chodu odpovídá asi va ria ci R ieíle ro vý ch hodin čís. 33, umí stěných taktéž na m nichovské hvězdárně. Z uvedeného v y s v ítá , že nemohu sdíleti názor redakce, že volné k y v a d lo Ilo p e-Jon esovo je nejdokonalejším časom ěrem astronomi ckým nyní existujícím. Nicm éně jsem dopsal v té v ě c i před delší dobou řediteli h vězd á rn y edinburgské prof. R. A . Sam psonovi, který se obíral srovn áváním H ope-Jonesových hodin. Sdělil jsem mu v ý sledek svého výpočtu z u veřejněných diagramů a ptal se, mohu-li uvedené variace p o va žo va ti za charakteristické pro voln é kyvadlo, či byla-li někde uveřejněna jiná pozorován í. Z á roveň jsem požádal '-’) H. K i e n l e : Untersuchungen uber Pendeluhren etc. der S tern w arte in M iinchen, sv. 11., seš. 2. M nich ov 1918. * ) Z toho soudím, že prof. S am pson ovi nebyla známa publikace K ien leova, podle které jsou nejpřesnější hodiny m nichovské hvězdárně. *) H od n oty prvn ího diagram u označuje Sampson jako lutním druhého diagram u jako relativní.
N eue Annalen v ý š e citovaná R ie íle r o v y na »sk orem abso
o sděleni střední variace R ieflero výc h hodin v Edinburgu. Na dotaz se mi nedostalo odpovědi. P r o úplnost uvádím, že asi před 13 ro k y se pokusil vy n á lezce křem enového k yva d la vídeňský in ženýr Satori zlepšiti cliod hodin podobným způsobem jako Hope-Jones. Oddělil k y v a d lo od hodin, u zavřel je vzduchotěsně a dával mu popud ohýbáním závěsn éh o pera pom ocí elektromagnetu/') M ěl jsem svého času příležitost propočítati chod a variaci tohoto časoměru podle srovn ávání na vídeňské hvězdárně. U kázalo se, že ani toto k y v a d lo není přesnější než ho diny R ie fle ro v y . Kdo měl příležitost, jako pisatel těchto řádků, sledovati po léta na seismické observatoři p oh yb y půdy, ať způsobené zem ětřesením i nebo t. z v . neklidem mikroseism ickým , přikloní se k R ieflero vu m í nění, že časom ěry, pou žívající k yva d la jako regulátoru, jsou sotva již schopny dalšího podstatného zdokonalení. T o , co jejich chod ještě ruší, není ani tak spojení s hodinovým strojem , jako neklid povrchu zemského, kterému se nevyhnem e ani v sebe hlubším sklepení. P o něvadž mikroseism ické p oh yb y zem ského povrchu, způsobené p ra v děpodobně n árazy příboje na strmá pobřeží,6) jsou v blízkosti po břeží daleko silnější než v e vn itrozem í (ač ani tam úplně nechybějí), nepřekvapilo by, k d y b y voln é k y v a d lo H ope-Jonesovo v y k a z o v a lo va ria ci menší než + 0.006 v teřin y na některé observatoři, položené vů či mořskému pobřeží přízn ivěji než Edinburg. N ež i tak nemůžeme než o b d ivo va ti dokonalost dnešních časoměrů astronom ických. U va žm e jen, že nám za ch o vá va jí ze dne na den čas s přesností v průměru 5 až Skráte větší, než m ůžem e čas jedním přesným m ěřením stanovití.
B O H . H R U D IČ K A , H r o to v ic e na M o ra v ě :
Severní záře v našich krajinách od roku 1885. Poloh a a rozložen í severních zá ří je, jak znám o, pod v liv e m silokřivek zem ského magnetismu. Zem ěpisné ro zložen í severních zá ři znázorňuje se isochasmami, t. j. čarami, spojujícími místa stejné hojnosti polárních září. Na mapě tv o ří isochasm y u zavřen é k řivk y, obepínající zem ěpisný a m agnetický pól. Isochasma největšího bohatství sev. zá ří jde podél sev. pobřeží A sie (asi 75° s. š.), sev. A m erik y (70°— 60° s. š.), přes j>žní Gronsko (60° s. š.), Island a S e vern í m ys. K severu a jihu od této isochasm y (přes 100 polárních světel do roka) četnosti sev. zá ří u bývá. P rů m ěrn ý počet jich v sev. 5) V iz článek Ing. M . Sch an zera: N eu er elektrisch er Pen d elan trieb v o n K arl S a tori in W ien . Z eitsch riít íiir Instrumentenkunde, X X X III.. 1913, str. 219. °) V iz Dr. R. Sch neider: U eb er die pulsatorischen Oszillationen des Erdbodens im W in te r 1907/08 in W ie n . M itteil. d. A k ad em ie der W issen . in W ie n n. F. X X X V ., 1909.
Škotsku činí 30 do roka, v jižní A n glii 6, v e střední E vrop ě se po hybuje m ezi 5 a ž 1, v jižní m ezi 1 až 0‘ 1. Dánský badatel P a u 1s e n soudil, že v dobách m axim a slu nečních skvrn pás polárních zá ří se posunuje k jihu. Period a sev. zá ří souvisí s periodou slunečních skvrn ; závislost těchto úkazů není však jednoduchá. V posledních 50 létech b yla sev. záře u nás úka zem velm i vzácn ým . P řes to, že značná maxima slunečních skvrn připadla na r. 1883, 1893, 1905 a 1917 n ebylo celkem slyšeti o sev. zářích. O všem sev. záře vy sk ytu jící se u nás jsou slabé a těžko pozorovateln é, takže v mnoha případech pozornosti ujdou; celkem však ty to světelné z je v y staly se, až na poslední pětiletí, velm i říd kým i. P ravděpodobn é v y s v ě tle n í tohoto úkazu najdeme v mnoha leté periodě sev. zá ří v našich šířkách. P o d le zápisů o sev. zářích v e Švýcarsku stanovena tato perioda na 55 let a snad na 220 let.1) Od roku 1885 měla b y trvati perioda minima, příští období m a x im a ’ b ylo b y ted y po roce 1940, k d y m ožno očekávati zv ý š e n í počtu sev. září u nás. V tom to období minima b y ly u nás p o zo ro vá n y význ ačn ější sev. zá ře: 12. zá ří 1892, 9. září 1898, 22. března 1920, 13. a 14. května 1921,’ ) 26. ledna, 5. a 9. března 1926. Již z těchto dat vidím e, že sev. zá ře jsou ro zložen y hlavně kolem rovnodennosti jarní a pod zimní. S evern í záře v r. 1892 se o b jevila v době vzrůstu sluneční čin nosti i denní variace m agnetických elementů k maximu v r. 1893.3) Popis z je v u :4) 12. září 1892, po 9. hodině večern í, o b jevil se na sev. obzoru světeln ý úkaz, činící dojem, jakoby někdo chodil v dálce se svítilnou. Náhle v y try s k l kolmo do v ý š e ú zký pruh světla červenožluté b a rv y . T en to pruh počal náhle měniti své b a rvy, a v y střídávaje všech n y tón y barevné stupnice, v ě jířo v itě se rozšiřoval. Vrchní o b ry s y pruhu se vln itě proh ýbaly, vystupujíce stále v ý š a v ý š e a postupujíce k východu. V několika minutách se na sev. ob zoru objevila jakoby světelná zeď zubatě nahoře zakončená a ba revně se »c h v ě jíc í«. Z počátku b y l světeln ý úkaz jen asi 25° nad obzorem , asi za 1 hodinu dostoupil tém ěř zenitu. P ř i tom jasnosti zjevu u bývalo, vrch ol jeho se zú žoval, takže světeln ý z je v nabyl podoby trojúhelníka. Slabá záře zůstala na severním obzoru až do půlnoci. H v ě z d y zá ří prosvitaly. T a to severn í záře byla pozorován a zaručeně v jihozáp. M o ra vě. V roce 1898 nastával celk ově pokles sluneční činnosti. V září toho roku vša k se m ocněji p rojevila značným i poruchami m agne tickým i i rušením telegrafního provozu. S evern í záře vzplála 9. září 1898 na ssv. obzoru v podobě červeného světla velm i intensivního *) V iz »M e te o ro l. Zeitschr. 32. 1915. ?) 21. prosince 1921 slabá s e v. zá ře p ozo ro v á n a v Pardubicích. V iz »R íš e M v ěz d «, III., str. 36. •’) V iz na př. Flam m arion: »P o p . astron oraie«, I., str. 441. 4) P o d le zápisu očitéh o svěd k a p. M U D ra Jar. S v o b o d y z M ohelna na M o ra v ě , jem už děkuji za zprávu.
m ezi 20.— 21. hodinou v rozsahu 15°— 20". P o zo ro vá n a byla v Č e chách i na M o ra vě. (B ezpečn ě v T řešti, Dačicích, Jemnici, Znojm ě a jinde.) V dalších 22 letech n eb yly u nás p o zo ro vá n y sev. záře, ač v Německu, zejména kolem m axim a slunečních skvrn v r. 1917, b y lo jich zaznamenáno několik. T e p rv e až v r. 1920 b yla opět sev. zá ře zaznamenána také u nás. V e dnech 19.— 25. března 1920 pozorován a b yla na slunečním kotouči skupina velk ých skvrn, která způsobila značné poruchy magnetické a severn í zá ři dne 22., k d y se octla uprostřed desky slu neční. S evern í záře vzp lá la brzo po západu Slunce žlu točerven ým světlem , jež mělo podobu odlesku vzdálen éh o požáru a svítilo asi 1 hodinu nad sev. obzorem . B yla pozorován a na celé M o ra v ě .5) V roce 1921, 13. a 14. května zaznam enány b y ly sev. záře v e velk é části E v ro p y i sev. A m erik y — v našich krajinách též. V iz 0 nich »R íše H v ě z d «, II., čl. D ra G. S v o b o d y : »S e v e rn í záře®. Od r. 1921 n eb yly u nás p o zo ro vá n y polární záře až letos, kdy nastal prudký vzestup sluneční činnosti po minimu v r. 1923/1924. V lednu 1926 se na sluneční desce o b je v ily velk é skvrn y, viditelné 1 prostým okem,®) 26. ledna se jejich v liv projevil ohrom ným i bou řemi m agnetickým i i sev. zářem i, jež p o zorová n y neobyčejně skvělé v celém Norsku a sev. krajinách A m erik y. M agnetická bouře za znamenaná 26.— 27. ledna 1926 byla jedna z nejsilnějších v posledním pětiletí. M agnetické poruchy za ča ly podle m ěření v e Staré Ď a le 7) na Slovensku 26. ledna t. r. o 1611 20m středoevropského času. M a x i mální a minimální hodnoty záp. m agnetické deklinace b y ly ty to : 26. ledna 1926 16'* 17 19 20 21 21
30"' 40 40 30 0 54
3° 4 3 4 3 4
45' 15 50 11 48 12
(min.) (m ax.) (min.) (m ax.) (min.) (m ax.)
Konec hrubých kmitů m agnetky m ezi 3. a 4. hodinou dne 27. ledna. Zajím avá věc, že měřená intensita radiopříjmu se v době m agne tické poruchy 2— 4krát zvýšila . (U v á d í tak Deslandres v »C om pt. R end.«, sv. 182, v poznámkách k mag. bouři z 26. ledna 1926.) S evern í záře b y la u nás p ozorová n a po 19. hodině na severo záp. obzoru v podobě červen a vélio světla, jež asi v e v ý š i 35° m i zelo. Záře n abývala odstínů do fia lo va a modra, takže někteří při rovn á va li ji k záři plamenů hořícího lihu; od obzoru byla zá ře od dělena tm avší plochou. Kolem 20. hodiny b y lo p ozorova ti rudý 5) Z p r á v y o ní obšírné b y ly tehdá v L id o v ý c h N ovinách. Je také o ní zm ínka v X IV . roč. »P ř ír o d y « v článku D ra V L N o v á k a »S e v e r n í zá ře «. 8) V iz »R íš e H v ě z d « roč. V II., str. 26. 7) Za zprávu děkuji lask avosti řed ite ls tv í ob serva toře.
ohn ivý pruh, roztažen ý na délku od S Z po S S V . Uprostřed pásu stál na výšku rudý sloup sytě červen ý, který po stranách přecházel do slabších odstínů až do vy tra cen í. Ke koncům se pás zú žo va L Z je v trval několik minut po 20. hodině, pak postoupil k SV , zeslábl, až zm izel. H v ě z d y zá ří prosvitaly. Záře pozorována zaručeně v Č e chách na západ po Prahu, na M o ra vě a na Slovensku na jih po Bratislavu, na vých o d po Lučenec.8) Druhá severn í zá ře pozorovan á letos u nás, se o b jevila 5. března. 3‘6 března 1926 prošla středním poledníkem Slunce skupina skvrn v heliograiické šířce — 27°. Zaujímala rozlohu asi 1700 milióntin slu nečního povrchu. Dne 5. března b yla u nás pozorován a magnetická porucha i severn í záře. (Skupina skvrn byla 21° za střed ovým po ledníkem Slunce.) S evern í záře byla p ozorován a též v Německu a Francii. Dne 5. března 1926 jevila deklinační magnetka podle sdělení státní O b servatoře astrofysikální v e Staré Ďale neklid m ezi 4h— l l h středoevr. času. Deklinace kolísala od 3° 45 do 4° 12'. Krátce po 20. hodině téhož dne se nad sev. obzorem objevila rudá zá ře paprskovitě ro zvětven á . P lá la asi 10 minut, načež zhasly paprsky a z b y lo slabé narudlé světlo, které po chvíli zm izelo. Tato severn í záře byla pozorován a v jz. M o ra vě. (Zaručeně v H ro to v i cích, M or. Krum lově, Znojm ě.) T ře tí letošní severn í záře b yla pozorován a 9. března. Na slu nečním kotouči se toho dne je v ila skupina m alých skvrn, na severu dlouhý filam ent až k okraji Slunce, kde b y ly mocné protuberance. Centrum poruchy leželo v délce 171'7°. S e v e rn í záře a magnetické poruchy b y ly zjištěn y a p o zo ro vá n y v Anglii i Francii. M ag. bouře z 26. ledna 1926 a 9. března 1926 jsou »oposičn í« — délka středo vý ch poledníků z 26. ledna a 9. března 1926 liší se vzájem n ě o 180°. Dne 9. března 1926 jevila deklinační magnetka v Staré Ďale m ezi 9h— 10h rozruch v mezích 3°54'— 4P8'. V ečer téhož dne v e 20h 45"' se ob jevila na S Z velm i intensivní rudá záře, sahající do v ý š e 30°; v plném jasu trvala asi 5in, pak přešla do zla to va a šedozelená a na obloze zb yla jenom slabá nazelenalá záře. V 21h 10m vzplála zá ře znovu sytou karm ínovou barvou, sa hající od S Z po S S V a do v ý š e tém ěř k zenitu; barevná plocha pak poněkud klesla a ro zvrs tv ila se na sloupkovité ú tva ry různé jasnosti o liv o v ě podlem ované. K d y ž po chvíli rudá b a rva zm izela, zb ylo opět nazelenalé světlo. P o půl 22h za svítilo opět rudě svě tlo 10° nad ob zorem asi l m velm i silné v podobě plamene, na všechn y strany se zeslabujícího. P o 5m zb yl na obzoru s iv ý oblak jemně zelen ý, m ě nící b a rv y přes šedorůžovou do žlutává.9) Zářil asi do 22h. V e č e r na obloze cirro vé m ráčky. T a to severn í záře byla bezpečně pozo 8) P o d le z p r á v y »L id . N o v in « z 27. února 1926. 9) O původu zeleného s v ětélk o vá n í v iz v »R ozh led ech m atem.-přír o d o v ě d .« v článku D ra J. Štěpánka: » 0 V e g a rd o v ý c h výzk u m ech s evern í záře-< (roč. V .).
ro vá n a v střední a jižní M o ra vě. N ěkteří radioam atéři měli rušený příjem , ač nebyla v ten čas nikde bouřka. Seřadím e-li data letošních m agnetických bouří a vyjád řím e-li jejich časové odlehlosti v šestinách rotační d o b y sluneční (4 dny, 13Va hod.), obdržím e: 13. 1,
18. L, 22. I.,
26. I.,
23. 11,
0 * ° ' 0 '
1 — 2 6’
3 — 6’
9 — 6'
— 6’
5. III,
9. III.,
14. IV.
1 1 — V 6 ’
12— 6 ’
20 — 6
Je ted y doba m agnetických poruch vyjádřiteln á celistvým i ná sobky V* rotační d ob y Slunce. Jasný a přesný vzta h zjevů pozem ských k činnosti sluneční však není dosud znám. Bude k tomu po třebí ještě mnoho studia a hlavně dosti materiálu, odvozeného ze sprá vn ě konaných pozorován í.10) 30000000000000000C
Zprávy ze Společnosti.
jriOOOOOOOOOOOt
>ooooo*xx>ooooooooooooooooaoooooooooooooocooooooo<
1. schůze výb o ru
dne 22. března
1926. Z nejdůležitějších bodů b ylo
u staven í v ý b o ru . Z a 1. m ístopředsedu b y l jednom yslně z v o le n dosavadní II. m ístopředseda p. dr. R. S chneid er a z a II. m ístopředsedu p. dr. Š oa rek. O statní funkcionáři zů stávají v e s v ý c h funkcích. (D r. S e y d l — jednatel, ing. B o re c k ý — h o v ě lo
pokladník, S ch tiller —
knihovník a zap isovatel.) A b y se v y
přáním členstva, v y s lo v e n ý m
na va ln é schůzi, usneseno pořádati
o p ě t populární přednášky, scházeti se pak na schůzích v ý b o r o v ý c h v ž d y nejm éně jednou za m ěsíc v e shodě se stanovam i. R o v n ě ž stran subvencí •učiní p. předseda příslušné k ro k y u p. presidenta, a u to v. Bati. 2. schůze v ý b o ru dne 27. března se konala v e form ě proh líd k y K le m entina a postaveného tam stroje Společnosti. 3. schůze výb o ru konala se dne 20. květn a t. r. N a této schůzi usne seno v prvn í řadě pod ěk ovati pí. P o k o rn é , choti zem řelého m ístopředsedy Sp olečn osti, za v e lk o m y s ln ý
dar
našemu
spolku, sk ládající
z částk y 5000 K č, jednak z řad y knih pro knihovnu.
se jednak
Bude u važován o
o vhodném způscbu uctění pam átky zem řelého p. m ístopředsedy. N aše
s ty k y
S e y d l; s ty k y v árn ík Šulc.
s B ritish
Astron om ical Association p oved e
jednatel
dr.
se S o ciété Astronom ique de France u d ržovati bude p. to K nih ovn ík ovi schvaluje se prodej n ěk terých ročníků »L\Astro-
nom ie« a »Journal o f the B ritish Astronom ical A ssociatio n «, pokud se v y sk ytu jí v
knihovně dvakrát. Pan
předseda sděluje, ž e b y b y la m ožnost
postaviti v R ie g r o v ý c h sadech na Vinohradech L id o v o u hvězdárnu za sou činnosti obce
pražské. U rč itě jš í z p r á v y a n á vrh y budou u ved en y v
re
ferátech schůzí příštích. K on ečn ě b yli přijati 3 n o v í čle n o v é a v y ř íz e n y v ě ci adm inistrativní. 10) Z p r á v y o letošních m agnetických poruchách a severních zářích jsou na různých místech v »N a tu re «, sv. 117, v »C om p tes R endus«, sv. 182, v »A stronom ische Nachrichten, sv. 227. (Z a lask avé upozornění děkuji p. VI. G uthovi.)
Schůze výb o ru (4 .) dne 29. če rv n a t. r. Schůzi zahájil a řídil předseda univ. prof. dr. F r. N u šl za přítom nosti 10 členů výb o ru . K protokolu v z á ležitosti s t a v b y
lidové
hvězdárny
v R ie g r o v ý c h
sadech podává
zp rávu p. dr. Nušl, k te rý se s pp. inž. Š tych em a J. K lepeštou zúčastnil jednání s p ovola n ým i činiteli. M ěstsk é radě hl. m ěsta P ra h y b y la podána žádost, ab y um ožnila postavení
alespoň
prozatím ní
lid o v é
h vězd árn y
v P ra ze . Společnost se za v á za la obstarati potřebné astronom ické p řístroje, odborný
v ý k la d
a agendu
h vězd árn y.
Současně podána žád ost m ístní
m ěstské radě na Král. Vinohradech, ab y naše snahy podepřela, c o ž tato přípisem slíbila. K žád ostem b y ly p řilo že n y n áčrty plánů. Současně b y lí někteří č le n o v é kulturní kom ise m ěstské rad y p ražské upozorněni na S p o lečnost a seznám eni s je jí činností. D ále b y lo jednáno o stavb ě h v ě z d á r n y p ř i n o v o s t a v b ě T e c h n i c k é h o m u s e a , ke které dojde v létech pozdějších, o pozůstalosti gen erála M. R. R o stislava Štefánika na Tahiti, je jíž
část b y la již
do P ra h y
poslána
(v ě d e c k é
zápisky, p rotok ol
o pozůstalosti a osobní korespondence), o pojištění dalekohledu na v ě ž i v Klem entinu a za říze n í kanceláře i knih ovny v e s p olk ové m ístnosti proti požáru, rozeslání
agitačních
střední školy. D ále b y lo
prospektů
a u k ázk ových
čísel
schváleno zaplacení některých
časopisu
na
účtů za štočk y,
p rospekty, ob aly na časopis a j., p řija to n o vých 7 členů, a usneseno subskribovati 200 výtisk ů III. dílu Atlasu. P ř i projedn ávání rozpočtu m ěstské rad y p ražské budou svolán i zástupci denního tisku, ab y jim b y ly
dány
inform ace o Společnosti a stavb ě lid o v é h vězdárny. 5. schůze výb o ru (p o letních prázdninách) konala se dne 17. zá ří 1926. Z nej důležitějších bodů jednání v y jím á m e : P an inž. Š ty ch , člen výb o ru , v y p r a c o v a l orientační plánek h vězd árn y v R ie g r o v ý c h sadech i je jíh o um ístění; plánek bude rozm nožen a p. ing. Š tych
zároveň
s p.
ředitelem
drem
N ušlem
sepíší
inform ativní
člán k y
jednak pro člen y m ěstské rad y, jednak pro noviny. N a h vězdárně bude snad m ožno umístiti d va naše s tro je ; v e d le hledače kom et ještě n ěk terý z obou menších strojů H e yd e o v ý c h . N á v š tě v a prozatím ní h vězd á rn y
Společn osti na v ě ž i K lem entina do
stoupila za poslední d v a m ěsíce počtu nomie znamená to jistě zn ačn ý úspěch.
111 osob. P r o popularisaci astro
U sneseno pořádali opět o b v y k lé m ěsíční členské schůze (v ž d y p rv n í pondělí v m ěsíci) pollínaje říjnem 1926. Panu jednateli uloženo, ab y se in form oval, zd a b y b ylo m ožno schůze konati v některé z poslucháren K le mentina), je ž jsou prostornější, než posluchárna p. dra S v o b o d y v
domě
»u M iillerů*. V program u p rvn í schůze prom lu ví p. prof. dr. Nušl, řed itel st. h vězd á rn y o internacionálním m ěření Zem ě letos na podzim. Konečně v y ř íz e n y drobnější v ě c i adm inistrativní a přijato n ových 15 členů. Členská schůze ze dne 1. březtia t
r. se konala za účasti 38 členů.
V této schůzi b y ly členstvu p ře d ložen y n ěkteré n o vé publikace »K n ih ovn y přátel o b lo h y « a to : D ra R. S ch neid era : H od in y a hodinky a h o tové již tisk y dvou prvních map S ch ů llero va atlasu. P ro g ra m schůze v yp ln il p. p řed seda,
k terý ,
zm íniv
se
n e jp rve
o
n ových
podnicích
»K n ih o v n y
přátel
o b lo h y *, v y p r á v ě l o s v ý c h zkušenostech s přednášením v našem rozhlase.
a v e dvou zajím avých , ač jednoduchých početních příkladech (p om ěr jas ností h vězd, cbsah m olekul v m oři), ukázal obdivuhodné d etaily V e s m íru .— N a touž schůzi došla zp rá v a o úmrtí našeho p. m ístop řed sedy dra K az. P ok ornéh o. Č len stvo v y z v á n o k hojné účasti na jeho pohřbu. Mimořádná členská schůze ze dne 11. dubna 1926 se konala za účasti 62 členů a 20 hostů v posluchárně č. 3. v Klementinu. Schůzi zahájil p. před s ed a
prof. Nušl,
ředitel
St.
h vězd árn y,
srdečným
uvítáním
přítom ných.
V proslovu upozornil na podniky, k teré pořádá v ý b o r Společnosti v m ě sících
dubnu
a
květnu,
ab y
poskytl
členstvu
p říležitost k
p o zo ro v á n í
oblohy. O rganisaci těchto podniků v z a li si na starost pp. K lepešta, Schiiller a K a d a v ý . Z á ro veň pochvalně se zm ínil p. předseda o členu v ý b o ru p. K lep eštovi, k te rý na naše p om ěry p o v á žliv o u in vesticí přes 36.000 K č z lásky k astronom ii umožňuje v y d á n í prvního českého h vězdnéh o atlasu, a o z á sluhám auktora atlasu p. Schiillera. N a to přistoupil p. předseda k vlastním u program u schůze, totiž k přednášce o historii Klem entina. Ž iv ě a poutavě v y p r á v ě l o potížích prvních ředitelů h vězd á rn y , k teří i svů j soukrom ý m a jetek
vk lád ali
do
zařízen í
ob s e rv a to ře,
i
ředitelů
pozdějších,
kteří,
ač
N ěm ci, v ž d y trpěli nepřízní vídeň ské v lá d y . Stejn ě se p. předseda zmínil o česk ých v ě d e c k ý c h p racovnících, již v
Klementinu působili a k teří po
zději nalezli útulek v e h vězd árn ě universitní nebo h vězd árn ě p. to v. Friče v
O n d řejově. Z á ro v eň
p ovzbu zu je
p. předseda
m ladé p ra co vn ík y, kteří
mají nyní lepší m ožnost v astronom ii se uplatniti i najiti v ní s v é povolání. Po
přednášce rozd ělili se účastníci na d v ě skupiny a za ve d e n í jednak
p. řed itele dra Nušla, jednak p. S ch iillera prohlédli si v ě ž , m eridiánovou síň a museum. Členská schůze ze dne 12. dubna t. r. se konala za účasti 38 členů v
posluchárně prof. dra S v o b o d y . N a této schůzi p rom lu vil p. předseda
p rof dr. Nušl o n ěkterých n o vých poznatcích v astronom ii o v ý v o ji h vězd a pom ěrech uvnitř stálic, v y š e d od diagram u R u ssellova a te o rií Eddington o v ý c h a Jeansových.
* P od n ik y Č. A. S. v e dnech sletových . P r o v e n k ovsk é člen y, účastníky všesokolskéh o sletu
v
P ra z e ,
uspořádala
Společnost
dne
5.
červen ce
o 9. hcd. dopoledne prohlídku musea státní h vězd árn y a p ozo ro vá n í slu nečních skvrn, v e č e r pak p rojek tovala p ozo ro ván í planety Saturna našim 120 mm refraktorem . P od n ik y b y ly oznám eny v »Ř íš i h v ě zd « a v denních listech pražských. M useem p roved l n á vštěvn ík y předseda společnosti univ. prof. dr. F r. N u šl a s v ý m p outavým výk la d em zaujal všech n y posluchače. D ále
b y lo
na
věži
státní
h vězd árn y
uspořádáno
p ozo ro ván í
slunečních
skvrn. Pan dr. Nušl podal k rá tk ý v ý k la d o podstatě Slunce a tv o ře n í se skvrn, načež zo d p o vě d ě l četné d ota zy návštěvníků. N a prom ítnutém obraze Slunce b y lo sledováno několik skupin skvrn, z nichž některé značných v e likostí. Ú čast 17 členů a 19 hostů. N aV ečer téhož dne p ro jek tovan é p ozo rován í Saturna se nekonalo pro n ep řízn ivé počasí. N a místě toho uspo řádal pan prcf. dr. Nušl přednášku se světeln ým i
cb razy.
P o č a l s v o ji
krátkou, ale velm i zajím avou rozp ravu vzpom ínkou na d ob y a snahy astro nomů, za k terých b y la stavěn a hvězdárna v Klementinu. Vzpom íná starých h vězd op ravců a hloubání tehdejších astronomů, jak objasniti plan etové po
h yb y a p řecházeje dále v ý v o je m astronom ie do dcb novějších zm iňuje se o hvězdárně v O n d řejově, která vzn ik á v počátcích ro z v o je astrofysik y. P o u ta v ý m způsobem vzpom něl počátků n o vých badání astronom ických — 0 stavb ě a obydlitelnosti těles nebeských. D ále přechází na n ejn ovější ba dání o Slunci na velik ých hvězdárnách am erických a nových názorech na v ý v o j sluncí a celých soustav slunečních z e spirálových m lhovin. P ř i pří ležitosti promítnutí obrázku pořízen éh o podle fo to gra fie bolidu pana K lepešty zm iňuje se o velik é ceně tohoto náhodného snímku a p řeje přítom nému auktorovi další ta k o vé štěstí. Přednášku končí posledním obrázkem Saturna podobný
jak o
náhradou
původ
za
překažen á
a soustavu
jeho
s patrnou pozorn ostí i zájm em
p ozo ro ván í
prstenů.
a
v y s v ě tlu je
Přednáška
b yla
p ra vd ě
vyslechnuta
a po ukončení b yl přednášející odměněn
nadšeným potleskem. Přítom n o b y lo 35 osob, z toho asi 20 členů. P o zo ro v á n í na klementinské v ě ž i v červnu až srpnu. V letních m ěsí cích b yla uspořádána četná p ozo ro vá n í Luny, Saturna a Jupitera ve d le několika v yc h á ze k do musea státní h vězd árn y. Ze stanovených p ozorován í Sa/turna a Lu n y v červnu a červen ci, je ž b y la oznámena v »R íš i h vězd * č. 3, konalo se jediné p ozo ro vá n í Lu n y dne 17. června, ostatní p ozorován i se nekonala p ro n ep řízn ivé počasí. V náhradu za to b yla uspořádána četná jiná p ozorován í, přístupná členstvu a u veden ým hostům, k d yž se pozd ěji počasí poněkud ustálilo.
Luna b y la
p ozo ro v á n a po osm večerů , celkem
10 a půl p ozo ro vacích hodin. Saturn b y l p ozorován po sedm večerů , celkem 8 a půl hodiny. Jupiter p ozorován po sedm večerů , dohrom ady 8 hodin. C elk o vá účast 111 osob, z toho 38 členů a 73 hosté. V ýk la d obstarali pp. inž. R o re ck ý , J. K lepešta a F. K adavý. D o pokladničky klementinské v e v ě ži b y lo vyb rá n o na d ob rovoln ých darech v e prospěch Společnosti od členů 1 hostů K č 284-30. Č etní hcsté p ro je v ili ž iv ý zájem o Společnost a m nozí přistoupili za členy. N á v š tě v y spolků na hvězdárně. F ed erace strojvůdců v Nuslích uspo řádala exkursi na hvězdárnu v Klem entinu pod vedením Clena Společnosti R Nst. Ja rk ovsk ého za účasti 126 oscb. N á v štěv n íci b yli rozděleni na čty ři skupiny a zúčastnili se p ozo ro vá n í Jupitera i prohlídky musea státní h v ě z dárn y od 30. srpna do 2. září. O v ý k la d v museu a při p ozorován í ro z dělili se pp. Ja rk o vs k ý a K adavý. M n o zí návštěvn íci p ro je vili značný zájem i znalosti astronom ické a přihlásili se za člen y Společnosti. P o
skonče
ných
exkurse
vych ázkách
p od ěk ovala
F ed e ra c e
strojvůdců
za
povolen í
zvláštn ím dopisem a v ě n o v a la Společnosti 100 Kč. Z účastníků b y lo 57 mužů, 33 žen y , 30 studujících a 6 učňů a dělníků. Profesorům a studentstvu střední šk oly soři
Adm inistrace rozeslala 15. zá ří na všechny
ukázková čísla »R íš e h v ě z d « spolu se žádostí, aby p ro fe
fy s ik y objednali náš časopis pro
studentstvo.
Z áro veň
b y lo
knihovnu ústavu a upozornili naň
pcsláno upozornění profesorům
a studujícím,
k teří jsou našimi členy, aby tuto akci m ěli v patrnosti a podle m ožnosti ji na ústavě podepřeli. K zásilkám b y ly p řip ojen y p rospekty a přihlašovací listy k získání nových členů. K celému nákladu tohoto čísla jsou p řilo že n y p rospekty a přihlašovací listy. U p ozorn ěte na Společnost v e svém o k clí a nabídněte prospekt. V e veřejn osti se
rrálo o nás v í, o časopise
rovn ěž.
U pozorn ěte na »R íš i
h v ě zd *
každého m ilovníka
h vězdné
ob loh y
a napište
nám, jak
nejlépe
z v ý š iti zájem o časopis a rozšířiti je j m ezi interesenty. Z »K n ih ovn y přátel o b lo h y «. S v a z e k III. »K n ih o v n y přátel oblohy « již v y š e l a obsahuje za jím a v ý spis znám ého ruského astronom a prof. V . V. S tru to n o v a » 0 ž iv o tě na sousedních s větech «. A u tor ro ze b írá s věd eck é stránky m ožnosti ob yd liteln osti sousedních planet naší sou sta vy a dochází k úsudku, ž e v současné době je nejspíše obydlen a Venuše. Spisek je psán velm i
pěkným
a přístupným
způsobem.
N ak lad atelství
v y p r a v ilo
spis
v zo rn ě a opatřilo 9 ilustracem i v textu, 4 jed n ob arevn ým i příloham i a b a revn ou reprodukcí dvou obrazů Venuše podle p ozo ro vá n í K a rla N ováka, člena naší Společnosti. S v a z e k b y l členům rozeslán na ukázku za sníženou cenu a jistě všem i člen y s radostí přijat. Jak si upravím e A n dělovu Mapu L u n y? A n d ělo va M apa selenographica, která v y š la jako III. sam ostatný díl Atlasu souh vězdí s evern í oblohy ná kladem »K n ih ovn y přátel o b lo h y «, je s v ým i ro zm ě ry poněkud neskladná. M apa v y š la na dvou tuhých kartonech 66 X 75 cm
a jejich
um ístění
(jiěm á
a u k azatel)
v
rozm ěrech
činí m nohým odběratelům obtíže.
P řip o ju
jem e návod, jak mapu nejlépe přizpůsobiti p otřebě a okolnostem jednot livců. K d o u žív á m apy jenom k orientaci na povrchu L u n y při studiu a má v ě tš í b yt, dá si obě m apy zasklíti, každou zv lá š ť. Zasklení i s rám y asi 80 K č z a oba ob razy. K d o potřebuje mapu ke studiu u dalekohledu, dá si zask líti jen němou mapu a druhou — se jm én y — plátnem , ja k o podlepujem e turistické m apy. K do sklené ob razy, ro z č tv r tí a podlepí si obě k Atlasu souhvězdí. P r o
si ro z č tv r tí a podlepí nem á kde
m apy, načež je
um ístiti z a m ůže složiti
šk oly i potřebu jed n otlivců budou v y d á n y
obě
m apy podlepené plátnem v celku a opatřeny jako jiné m apy nástěnné liš tami. C ena takto v y p ra v e n ý c h map z v ý š í se o 30 Kč.
K onečně je m ožno
ro zč tv rtiti obě m apy a jako osm listů zařad iti k S ch ullerovu Atlasu. Členské schůze s c b v y k lý m program em konají se opětně v ž d y v pon dělí o 19. hcd. v následujících dnech: 4. října, 8. listopadu a 6. prosince 1926, dále 10. ledna, 7. února, 7. b řezn a a 4. dubna 1927. Schůze konají se v posluchárně filo s o fick é fakulty v K lem entinu (v c h o d z K a r lo v y ulice, po sluchárna č. 3, v p ra v o v rohu n á d v o ří).
P ro g ra m je d n o tlivý c h schůzí bude
v ž d y oznám en v denních listech. N ové
členy, zejm én a
studující, upozorňujem e, že
s p o lk o v ý ro k sho
duje se s rokem občanským , nikoli s rok em školním. N o v ě hlásící se v září a dalších m ěsících budeme p o v a žo v a ti
za členy te p rv e od 1.
Z ap lacen ý p řísp ěvek platí na c e lý rok
1927. B ě ž n ý ročník časopisu
ledna 1927. bude
však těm to n o v ým členům účtován již v e členské ceně, na n o v ý ročník bude nutno zaplatiti n o v é předplatné. O p ra v y v e článku Dr. O- V e t t e r a :
T ad eáš H ájek z Hájku, v
roč. VI.
(1925) »Ř íš e H v ě z d «. Str. 170,
řád.25 m ísto
závěti
Str. 178,
řád.21 m ísto
Římě
má b ýti
pozůstalosti.
Str. 178,
řád. 32 m ísto M o r a v a n a
Str. 180,
řád.7 m ísto M D L V I má b ýti M D L X X V I.
Str. 183,
řád.39 m ísto
má b ýti R e ž n ě .
1589 má b ýti
nem á b ýti — . 1599.
M ajitel a v y d a v a te l Č eská astronom ická společnost v P r a z e 15. O d p ověd n ý redaktor Dr. B. M ašek, O n d řejov, Č ech y. — T iskem knihtiskárny Štorkán a spol., Z ižk o v , H u sova třídu č. 68.
