Jeden z prvých dalekohledů Galileových na terase hvězdárny v Arcetri. V čem tkví význam astronom ie pro prak tick ý život?

Č. 2. 1. II. 1942

ROČNÍK XXIII.

Jeden z p r v ý c h dalekohledů Galileových na terase h v ě z d á rn y v Arcetri. Doc. Dr. J. M. M ohr:

V čem tkví význam astronom ie pro prak tick ý život? Dr. B. B ed n á řo vá :

P řed 300 lety zemřel veliký hvězdář. V. Rant l :

Zodiakální světlo. V. St e h l ík :

.

F otografie infračerveným i paprsky a její využití v astronom ii. Z dílny hvězdáře am atéra: Dr. A . B ečvá ř:

Broušení zrcadlového objektivu. Jen bychom rádi věděli. (A stronom ický slovníček.)

VYDÁVÁ

ítais-

ČESKÁ

SPOLEČNOST

Cena 4 K.

AS TRONOMI CKÁ

:V'■:

v. -- V

' " ■ ' ■' " ' ‘

yů/

Seznam publikací vydaných Knihovnou přátel oblohy, nákladem České společnosti astronom ické v Praze, které jsou dosud na skladě: J. K lep ešta: J e možno předpovídat lidský osud % hvězd? C ena K 3,— , člen ­ s k á cen a K 2 ,--. D r. VI. G u th : O fotografován í meteorů. C ena K 6,— , člen sk á c en a K 4,— . D r. H. S lo u k a: O stavbě V esm íru. K 9.— , č le n sk á cena K 6,— . D r. H. S louk a: P oznejte souhvězdí. K 12,— , čle n sk á cen a K 8,— . C eny ro zu m ějí se m im o poštovného.

O bjednejte v adm inistraci: P ra h a IV .-Petřín, Lidová hvězdárna,

P řeh led d n e š n íc h vědom ostí pro š ir š í vrstvy. V české lite ra tu ře nem ěli jsm e v současné době díla, k teré by populárně a bez použití m atem atik y p robíralo soustavně všechny důležité astronom ické poznatky, k nim ž ta to věda dospěla. G russova astronom ie „Z říše hvězd”, vydaná koncem m inulého století, nezachycuje přirozeně m ohutný a p ře v ra tn ý rozm ach astronom ie za posledních čty řicet let. M oderní výsledky všech odvětví hvězdářských výzkum ů z p ra ­ covali nyní ve své knize čtyři astronom ové P ražské hvězdárny: Dr. VI. G uth, Doc. D r. F. Link, Doc. Dr. J. M. M ohr a Dr. B. Š ternberk, k teří jsou znám í čtenářům , našeho populárního časo­ pisu Ř íše hvězd a jejichž odborná kvalifikace zaručuje seriosnost celého díla. Předm luvu napsal P rof. Dr. F. Nušl, na obra­ zové části spolupracoval J. K lepešta.

VYDÁ ČESKÁ SPOLEČNOST ASTRONOMICKÁ N Á K L A D E M J E D N O T Y Č E SK Ý C H M A T E M A T IK Ů A F Y S IK Ů V PRAZE

ř í š e II. X X II I., Č. 2.

h v ě z d Řídí odpovědný redaktor.

1. Ú N O R A 1942.

Dne. Dr. J . M . M O H R :

V čem tkví význam astronom ie pro praktický život ? Jako je mnoho lidí, kteří jsou nekritickým i obdivovateli astro­ nomie, ta k také jsou mnozí, kteří se domnívají, že astronomie je veda, k terá nemá praktického význam u, a je proto zbytečným přepychem. Prvou skupinu tvoří lidé, kteří nemají daleko k víře v kouzla, báje a pověry, a druzí jsou obecným typem lidí. kteří s oblibou zapomínají na celek. Jistě že není sporu o tom , že astronomie měla od nepaměti veliký vliv na lidskou kulturu a že minulého člověka všech dílů světa zajím aly otázky astronomického rázu i když odpovědi na ně odpovídaly jen stupni jeho inteligence. Není také pochybnosti o tom, že astronomie měla a má veliký vliv na rozvoj ostatních věd, ať už to jsou přírodní vědy jako zeměpis, geologie, m atem atika, fysika, chemie i biologie nebo filosofické vědy. Avšak to není obsahem tohoto článku. Astronomie má 'špatnou pověst v široké veřejnosti j ?ko věda naprosto nepraktická. Je to omyl a je proto účelem těchto několika řádků v,kázati. v čem s p o č ív á j e j í v ý z n a m p ro ž i v o t d n e š n í h o č 1o v ě k a . Astronomie má totiž tu velikou zásluhu pro praktický život, že zkonkretisovala pojem času. Rotace Země kol osy a pohyb Země kol Slunce vedly k jeho definici. Doba, kterou potřebuje Země, aby se otočila kol své osy o 360°, se však nenazývá hvězdným dnem a není základem Časomíry, jak se často mylně soudí. H v ě z d n ý d e n je definován jsko doba, která uplyne mezi dvěma po sobě následujícími svrchními kulminacemi jarního bodu. Je st to onen bod, v němž se Slunce nalézá na obloze, když nastává astronomické jaro. Je dán průsečíkem nebeského rovníku s ekliptikou a vzhledem k okolnosti, že ani nebeský rovník ani ekliptika nejsou stálé, nýbrž že svoji posici na nebi mění, oběhne ekliptiku ve směru retrográdním , t. j. od východu k západu asi za 25 000 let. A tak skutečný

den hvězdný je o něco méně než jednu setinu vteřiny kratší než doba rotace zemské. Ačkoliv je tento rozdíl tak malý, přece astro­ nomie dnes ví, že není ani veličinou stálou, protože se jarní bod nepohybuje rovnoměrně po obloze a protože i ve zpomalování ro­ tace zemské jsou nepravidelnosti. V teřin hvězdného času se však neužilo k definování vteřiny v občanském životě a ve fysikální praksi. Zde používáme ta k zva­ ného slunečního času, k terý má základ ve střídání dne a noci. Rozeznáváme dva různé časy. Předně p r a v ý d e n s lu n e č n í — což jest doba, k terá uplyne mezi dvěma po sobě následujícími svrchními kulminacemi Slunce — a s t ř e d n í d e n s lu n e č n í, což jest doba, k terá by uplynula mezi dvěma svrchními kulminacemi Slunce, které by se rovnoměrně pohybovalo po nebeském rovníku (nikoliv po ekliptice). Čas, který by byl odvozen z pravého sluneč­ ního dne, byl by časem s různě dlouhými vteřinam i, protože časový rozdíl mezi dvěma kulminacemi Slunce je různý v různou roční dobu. Příčinou toho jest eliptická dráha Země kol Slunce a s ní spojená změna zemské rychlosti, která jest menší v létě a větší v zimě. Proto bylo nutno představit! si, že se po nebeském rovníku pohybuje rovnoměrně fiktivní Slunce, které prochází jarním bodem v okamžiku, kdy jím prochází Slunce skutečné, a že doba, která mezi těm ito po sobě následujícími průchody Slunce uplyne, se rovná 365,2422 středních slunečních dní. Nerovnoměrnost sluneč­ ního pohybu po obloze a nemožnost definovati čas pomocí pravého slunečního dne nejlépe vysvítá z ta k zvané r o v n ic e č a su , která, dána složitější m atem atickou formulí, udává rozdíl mezi slunečním časem středním a pravým . Tento rozdíl dosahuje v únoru tém ěř 15 m in, a v listopadu dokonce více než 16 min. Počátkem roku, v polovině dubna a června a počátkem záií jest rozdíl nulový. V polovině února jest tento rozdíl negativní, nastává tedy střední poledne tém ěř o 1/4 hodinu dříve než pravé poledne. N aopak v listo­ padu, kdy jest rozdíl positivní, nastává střední poledne více než o 1/4 hodiny později a proto odpoledne je o více než půl hodiny k ratší než dopoledne. Protože Slunce vrcholí na různých místech zemského povrchu v různou dobu, byly zavedeny svého času m ístní časy, které se ovšem později nemohly osvědčiti. Proto v r. 1884 zavedl washing­ tonský m ezinárodní kongres jednotný čas pro celá pásma, vzdálená od sebe 15°. A ta k vznikly časy západoevropský, středoevropský, východoevropský, k av k a zsk ý .a td . Ale nejen zavedení pořádku v rozdělení časů na zeměkouli jest zásluhou astronomie, nýbrž i uspořádání kalendáře. Bylo řečeno, že doba jednoho roku, kterém u říkáme tropický, se rovná 365.2422 středního dne. K dyby to to číslo bylo číslem celým, byl by problém kalendáře velmi jednoduchý. Ale protože tomu ta k není, zaváděl

starý k a l e n d á ř j u l i á n s k ý aspoň rok o délce 365,25 středního dne. Tento rok byl tedy delší a aby se tom u odpomohlo, měly vždy tři roky juliánské 365 dní a čtv rtý rok byl přestupný o 366 dnech. Avšak ani tím nebylo na delší dobu vyhověno skutečnosti. Tak na př. 400 roků j ubánských se rovná 146 100 středních dní, kdežto 400 tropických roků je rovno pouze 146 096,88 dní středních. Papež Řehoř X III. proto zavedl v XV I. století kalendář, zvaný g r e g o r iá n s k ý , v němž roky, jimiž končí století, jsou přestupným i jen tehdy, když století je dělitelno čtyřm i. Má tedy 400 roků gregoriánských 146 097 středních dní a tedy pouze jen o 0,12 střed­ ního dne více než 400 tropických roků, které musí býti základem kalendáře. Tato skutečnost má za následek, že teprve za více než 3000 rokli vznikne rozdíl jednoho dne proti tropickém u roku. R oky počítáme od křesťanské éry a označujeme v astronomii událost, která se sběhla na př. v polovici roku 1941 datem 1941,5. N aopak událost, která se sběhla v polovici roku 65 před Kristem , označí se datem 64,5 př. Kr. Při této příležitosti je dobře připomenouti nepříjem ný omyl, který se přihodil m nohým evropským a americkým universitám , když oslavovaly 8. prosince 1935 dvoutisící výročí narozenin Quinta H oratia Flacca. Ježto se Quintus Horatius Flaccus narodil roku 65 před K ristem , uplynulo tedy do s. prosince 1935 pouze 1999 let, což dokazuje, že se tehdy při vzpomenutých oslavách nikdo nedotázal astronomů. Daleko největšího upotřebení se dočkala astronomie v denním životě na moři. Tam se určí pomocí sextantu — jednoduchého přístroje hvězdářského, kterým se dají m ěřiti úhlové vzdálenosti dvou předm ětů a tedy také na př, výška Slunce, Měsíce nebo ja s­ nějších hvězd nad obzorem — poloha lodi s přesností jedné oblou­ kové m inuty. H odnota jedné obloukové m inuty na rovníku odpo­ vídá jedné n á m o ř n í m íli, jež vyjádřena v metrech se rovná přibližně 1852 m. To znamená, že na moři můžeme u d ati posici lodi s přesností více než dostatečnou, aby ta to loď byla spatřena jinou, uvážíme-li, že by přehlédl člověk vysoký pouze 1,5 m (míněna výška oka) na moři obzor, vzdálený tém ěř 43/á km, a lodník ve věžním koši ve výši 20 m nad hladinou moře by dohlédl do vzdále­ nosti 17.2 km. Uváží-li se, kolik lodí brázdí denně oceány a jaký ohrom ný význam hospodářský má nám ořní plavba, je pochopitelné, že astro ­ nomie dává zde denně lidstvu jeden z nejcennějších praktických darů, jež může věda dáti životu. Bez přesného určení m ísta na moři by se lodi pohybovaly jako ve tm ách a nemohly by se uvarovati neustálým změnám kursů, což by znamenalo velká časová zpoždění a zdražení dopravy. Jako na moři tak také i na zemi určují astronomická měření přesnou polohu libovolného místa. Děje se ta k tentokráte přesněj-

širo i. a citlivějšími přístroji než jaké jsou sexta nty. Jsou to buď teodolity, pasážníky nebo cirkum zenitály; pro m ěiení zeměpisných délek používá se ještě časových signálů, vysílaných radiotelegrafickými stanicem i podle hodin, které jsou um ístěny na velikých světových hvězdárnách. Takové hodiny dovolují neustálým pozo­ rováním hvězd udávat čas na jednu setinu časové vteřiny přesně. Takto je možno určiti na zemi místo s přesností jedné desetiny obloukové vteřiny, což znamená 11a rovníku asi 3 m ! A ta k vidíme, že astronomie není vědou přepychu. Hvězdáři nejsou, jak se dříve představovali, snílky nebo poety, kteří jsou vzdáleni světa, jeho praktického dění a života, kteří se nestarají o jeho potřeby, jsouce ponořeni jen ve svá bádání pod nebeskou klenbou. Moderní hvězdář je vědec, jehož snahy jsou stejného řádu a stejné podstaty, jaké se vyskytují u ostatních věd. Je opatřen největším i fysikálními přístroji, dalekohledy, spektroskopy a foto­ m etry. Analysuje a pozoruje věci nebe tak , jako fysik analysuje přírodní zje vy pozemské, jako mikrobiolog, který p á trá po nekoneč­ ně malém a lékař, který bádá o funkci jednotlivých orgánů našeho těla. A jestliže všude m etody a technika vědecké práce jsou stejné, pak také i cíle se velmi sbližují. Není vlastně věd, nýbrž je jedna, jediná věda všeobecná, ve které astronomie představuje větev velmi důležitou, velmi rozsáhle rozvětvenou, neobyčejně plodnou ne­ konečnými varietam i plodů, které vydává a které neustále zvětšují poklad lidských vědomostí.

Ur. B O H U M I L A B E D N Á Ř O V Á :

Před 300 lety zemřel velký hvězdář. Letos jest tom u 300 let, co zemřel v Arcetri. velký hvězdář, fysik a m atem atik G a lile o G a lile i. Člověk osudem pronásledo­ vaný, avšak genius, jenž zasvětil svůj život poznávání zákonů přírodních a ta k zavedl do vědy m ethodu experim entální, která až teprve po několika stoletích byla veřejně uznávána. Narodil se 18. února .1564 v Pise. Jeho otec byl hudebním teoretikem a skladatelem. Byli to scliudlí patriciové a pocházeli z Florencie. Galileo vystudoval v Pise, kde původně mělo býti jeho oborem lékařství, jež však brzy zaměnil za m atem atiku a fysiku. Věnoval se nějaký čas učitelské dráze, jakožto profesor, ale brzy si zvolil badatelskou práci, zavrhnuv tak dokonce i kariéru, když se zřekl jm enování doživotním profesorem v Padově. Toto rozhodnutí bylo mu umožněno, když ho velkovévoda toskánský Cosimo II.

povolal do Florencie, kde ho jmenoval svým vrchním m atem atikem a fysikem. Již za studia a později za učitelování došel k řadě objevů a vynálezů, povětšině z fysiky a m atem atiky. Sestrojil hydrostatické vážky, therm oskop, úměrné kružidlo a studoval zákon volného pádu, kyvadlových pohybů, stejnoměrného pohybu, pádu na šikmé ploše, zákon setrvačnosti, paralelogram sil, zákon urychlení pohybu atd. Prvým z jeho spisů byl roku 1606 o úměrném kružidle: L e o p e r a z io n i d e l c o m p a s s o g e o m e tr ic o e m i l i t a r e (O k ru ­ židle geometrickém a vojenském). O zákonech pádu napsal teprve ku konci svého života r. 1638: D is c o r s i e d i m o s t r a z i o n i m a te m a tic h e i n t o r n o a d u e n u o v e s c ie n z e a t t e n t i a ll a m ec a n ic a ed a i m o v im e ň ti lo c a l i (Rozmluvy a m atem atické demon­ strace o dvou nových vědách, týkající se m echaniky a místních pohybů). Nej význam nější jsou však jeho astronomické objevy, které také nás především zajímají. Je st neznámo datum , kdy do Benátek došla zpráva o vynalezení dalekohledu v Holandsku. Galileo se o tom odtam tud dozvěděl patrně v roce 1609. Tato zpráva jej inspi­ rovala k tom u, aby si sám sestrojil nezávisle podobný přístroj. To se mu brzy podařilo a ta k se mohl věnovati pozorování jednotlivých úkazů na nebi. D va z prvých jeho dalekohledů jsou zachovány ve Florencii v museu nazvaném Tribuna del Galileo. Před lety byly přeneseny na hvězdárnu do Árcetri, kde byly vyzkoušeny jednak v laboratoři, jednak pozorováním úkazů na obloze. O bjektivy těchto dalekohledů m ají prům ěr kolem dvou palců, jejich ohnisková dálka jest větší o něco než tři stopy a zvětšují 15 až 20krát. Pozorováním Měsíce, Ju p itera a Saturna se ukázalo, že jsou viděti tytéž zjevy, ta k jak je popsal Galileo se všemi ovšem chybami aberace a astigm atism u. Tyto chyby Galileo záhy poznal a snažil se je odstraniti používáním lepšího skla, lepším zpracováním a znásobením zvětšovací schop­ nosti. Jeho další dalekohledy zvětšovaly až 30krát. Zařídil si do­ konce ve svém domě dílnu na broušení skla a referuje o tom v dopise psaném z Florencie do P rah y vyslanci Giulianovi dei Medici, jemuž patrně slíbil jeden teleskop. Tak byla založena důležitá část optické fysiky, v níž našel G a lile o mnoho pokračovatelů, jichž řada jde až na naše časy. Již žák Galileův, slavný fysik italský T o r r ic e lli, věnoval se zdokonalení dalekohledu a zhotovil objektiv o prům ěru 4 palců a ohniskové dálce 19 stop. Kdežto Galileův dalekohled byl složen z jednoduchých čoček, ukázalo se později, že pro hvězdářské iičely jest lépe použiti čoček složených ze dvou nebo tří. Takový dalekohled teoreticky popsal již Kepler asi kolem roku 1610. To byly prvé pokusy zhotovení objektivů, které co do kvality i veli­ kosti nedají se ovšem srovnati s objektivy našich časů.

My, kteří se díváme na nebeská tělesa dnešními dokonalými teleskopy a obdivujeme se krásám vesmíru a jeho uspořádání, dovedeme si představiti nadšení Galileovo, když poprvé namířil dalekohled k obloze a viděl tam postupně tolik zajímavých věcí. které nad to potvrzovaly veškeré jeho dom něnky a které svědčily pro uznání učení Koperníkova, jehož se zastával. S jakou asi ra ­ dostí ukazoval svůj přístroj a své objevy benátským šlechticům, církevním i světským hodnostářům a všem svým přátelům . Tak objevil G a lile o svým dalekohledem již roku 1609 hory na Měsíci a napsal o tom : „tam quam altissima m ontium iuga ex parte Soli aversa obscuriores apparent, qua vero Sólem respiciunt lucidiores e x ta n t“ (vysoké horské řetězce, které se jeví tem né se strany odvrá­ cené od Slunce a jasné na druhé straně). Poznal existenci nespočet­ ného m nožství hvězd pozorováním Mléčné Dráhy, mlhovinu v Orionu, Praesepe a velký počet hvězd v Plejádách. Ve florencké národní knihovně jest zachován rukopis, v němž G a lile o popisuje objev měsíčků Jupiterových. Jin ak své nadšení a poznatky uložil v dopisech p,sáných přátelům a ve spise S id e r e u s N u n t i u s . Byl to skutečně epochální objev a chápeme opět nadšení Galileovo. Neboť v době, kdy byly nekonečné hádky o správnosti učení K o p e r n ík o v a a kdy dosud byla uznávána pouze autorita systém u A r i s t o t e l o v a , se Zemí uprostřed všehomíra, jak učil již P to le m a io s , v této době G a lile o , tušící pravdu, najednou objeví na nebi soustavu velké planety, kolem níž obíhají čtyři sa­ telity, právě tak, jak si to představoval K o p e r n ik . Je to již důkaz a dá se snadno převésti na celou soustavu sluneční. Konečně v červenci a v srpnu roku 1610 oznámil G a lile o objev slunečních skvrn. Mnozí historikové připisují tento objev Scheinerovi, ale ukázalo se, že prioritu měl Galileo. S c h e in e r sice sám se dožadoval, aby byl uznán za objevitele a jest znám dopis z roku 1611, v kterém psal o tom M arku Welserovi. Ten však, znaje Galileovu prioritu, předal jem u dopis. G a lije o ihned odpověděl třem i dopisy adresovaným i Akademii dei Lincei, k terá je bohužel se zpožděním publikovala v roce 1613 pod názvem: H i s t o r i a e d i m o s t r a z i o n i i n t o r n o a lle m a c e h ie s o la r i e lo ro a c c id e n t i (Historie a demonstrace o slunečních skvrnách, a jejich zvláštnosti). G a lile o poznal, že skvrny jsou součástí slunečního povrchu a že se s ním zároveň otáčejí. Poznal dokonce periodu rotace sluneční a přirovnával ji k lunárním u měsíci. Objevil také fakule a domníval se o nich, že jsou to m ísta, z nichž zmizely skvrny. N apsal o tom velkovévodovi Cosimovi II. V rukopise Galileově jsou také zachovány kresby slunečních skvrn s poznámkami z roku 1612. 25. července 1610 pozoroval G a lile o Saturna, který se mu v jeho dalekohledu jevil jako trojdílné těleso, a napsal o tom v do­ pise adresovaném Belisariovi de Vinta. Svým přátelům v Itálii

a v Německu to oznámil znám ým anagram em , který v rozluštění znam ená: „Altissimum planetam tergem inum observavi“ . Galileo přirozeně nemolil svým dalekohledem rozeznati prstenec Saturnův, místo něho viděl po obou stranách jakoby m alá tělíska. Pozorování vykonal několikráte a dokonce zjistil změny. Objev fází Venuše a poznání, že dostává světlo od Slunce, kolem něhož obíhá, byl zase důkazem správnosti učení Koperníkova. Zprávu o těchto pozorováních opět zaslal do P rah y Giulianovi dei Medici. Konečně objevil i libraci Měsíce a napsal o tom ve spise O p e r a z io n i m a t e m a t ic h e , který diktoval svým žákům, jsa již docela slepý. Všechny ty to objevy byly konány bohužel za stálého proná­ sledování, neboť četní nepřátelé jej obviňovali z kacířství a pod. Musil se bránit! opět novým i dopisy a spisy, někdy ovšem bez úspěchu. Přiznáním k učení Koperníkovu a zavržením starých systémů, nepodložených pozorováním, G a lile o na sebe uvalil pře­ devším nepřátelství některých církevních kruhů a tak 26. dubna roku 1616 z rozkazu papeže Pavla V. musil odpřísáhnouti před kardinálem Bellarminim, že Země stojí. Ani, když roku 1623 byl zvolen papežem znám ý podporovatel věd, florencký kardinál M a ffe o B a r b e r i n i pod jm énem U rbana V III., nezlepšily se pom ěry pro Galilea. Když potom věnoval papeži svůj slavný dialog: M a s s im i S is te m i (Hlavní Systémy), kterážto kniha byla p řijata a povolena (vyšla ve Florencii roku 1632), a jednal tam znovu 0 systém u Koperníkově, byl pohnán před soud do Řím a. Proces se konal v roce 1633, trv a l několik měsíců a skončil odsouzením Galilea do vězení. Vězněn však nebyl, patrně papež, donucen byv dáti souhlas k procesu, snažil se nakonec zmírnit! trest a vykázal mu pouze určitá m ísta k pobytu. Tak po odbytém procesu bydlel nějaký čas ve vile Medici u Říma, potom byl hostem v Sieně u arcibiskupa Ascania Piccolomini a Časem pobýval i u různých přátel v okolí Florencie. Brzy se však odebral do Arcetri, kde ve své vile ztrávil posledních pár let života. J a k bylo již vpředu uvedeno, mezi četnou Galileovou kores­ pondencí byly i dopisy do Prahy, jednak vyslanci Giuglianovi dei Medici, jednak Keplerovi, a dokonce našel se tu i nepřítel v M artinu Horkém, který napsal ostrý spis proti Galileovi. K pronásledování nepřátel se přidružila nemoc, konečně 1 úplné oslepnutí. To ztrpčovalo život velkého hvězdáře, jehož jediným potěšením na konci života bylo, že mohl trá v iti své dny blízko kláštera San M atteo, kde byla sestrou jeho velmi milovaná dcera Suor Maria Celeste. Zachovala se korespondence těchto dvou si blízkých bytostí, která kdysi zjasňovala sm utné dny tohoto nešťastného a zase přece jen šťastného člověka. Konečně přišel den

8. ledna 1642, kdy Galileo se rozžehnal s životem, jenž mu přinesl úspěchy, potěšení z práce a na druhé straně velká strádání. Pocho­ ván byl v kostele Santa Croce ve Florencii. Na uctění jeho pam átky jest ošetřována na Pian clei Giullari vila, ve které bydlel, a nedaleko, právě proti klášteru San M atteo, vystavěna byla hvězdárna, jejíž nynější program jest pozorování Slunce. Zbudovány tu byly ještě další dva universitní ústavy, fysikální a optický. Tak tém ěř po 300 letech oceněna byla práce a genialita velkého vědce a postaven mu krásný pomník, sloužící k pokračování jeho práce. Před lety byly znovu pietně vydány jeho spisy, zároveň s veškerou kores­ pondencí, která se zachovala.

V L A D IM ÍR R U M L :

Zodiakální světlo. Z atem něni světel ulic a p říb y tk ů poskytuje i obyvatelům m ěst výjim ečnou příležito st sp a třiti zajím avý úkaz únorových a jarn ích večerů, zodiakální světlo. N esvítí-li Měsíc, uvidím e za jasn ý ch večerů po setm ění jem ný světelný kužel se zaobleným hrotem , zvedajícím se šikm o vlevo vzhůru od západního obzoru.

Z o d iak áln í světlo, m o st a p ro tisv it.

Z o d i a k á l n í s v ě t l o čili světlo zvířetníkové se jeví po­ zorovateli jako kuželovitý, m atný, m lhovinovitý svit bez určité stru k tu ry , se širokou základnou na horizontu, s rozm azaným i a nezřetelným i okraji. Velká poloosa tohoto působivého světel­ ného zjevu obnáší 50°, m alá poloosa m á hodnotu 15°. V tropic­ kých krajinách je zodiakální světlo viděti každou noc. V jiných zeměpisných šířkách závisí viditelnost zodiakálního světla na sklonu ekliptiky k obzoru; čím strm ěji ekliptika vystupuje, tím jsou lepší předpoklady pro viditelnost zjevu. Průvodním i zjevy zodiakálního světla jsou protisvit (m alá elipsovitá zář o poloosách

20° a 15°) a světelný m ost, B arva zodiakálního světla jest u d á­ vána u různých pozorovatelů různě. Schmid uvádí, že v prvních pozorovacích hodinách m á zodiakální světlo zvláštní rudavý nádech, později m á barvu žlutou, pak žlutobílou, až konečně bílou. Podle některých pozorovatelů jeví zodiakální světlo náhlé změny intensity, tedy jakousi pulsaci (Jo n e s), zatím co jiní pozorovatelé tento zjev nikdy nepozorovali. Je možné, že se tu jedná o individuelní fysiologické příčiny celého zjevu. Podle S c h m i d a běží tu o reflexní působení vzdálených blesků na noční obloze. Velmi zajím avá, ale žádným jiným pozo­ rovatelem nepotvrzená, je zpráva B urkhartova, k te rý zjistil, že měsíční svit zesílil zodiakální světlo, což by dokum entovalo teretristick ý původ zjevu. Za průvodní zjev při zodiakálním světle považuje Schmid ta k zv. m ě s í č n í z o d i a k á l n í svit. Je to zjev jevící četné vnější podobnosti s vlastním zodiakálním svět­ lem, má ovšem m enší intensitu. Dá se pozorovati před východem a po západu Měsíce, N a ten to zjev poukázal první J o n e s. S c h o e n b e r g a P i c h zjistili v roce 1940 t. zv. šířkový efekt u zodiakálního světla. Tento efekt se projevuje v posuvu svě­ telné osy na severní polokouli na sever, na jižní na jih a obnáší celkem 2° při šířkovém rozdílu 45°. H o f f m e i s t e r popírá skutečnou existenci podobného zjevu a soudí, že se jedná o vliv extinkce na pozorování. Svůj názor dokládá skutečností, že při jeho pozorováních m á šířková diference větší absolutní hodnotu než u obou zmíněných badatelů a přece ničeho podobného ne­ nalézá. Zm ínky o zodiakálním světle („falešný soum rak” ) lze nalézti u východních národů a u národů střední A m eriky již z dávných dob. V Evropě nalézáme n ejstarší záznam y z pátého století po K r. Jsou doklady o tom, že zjev byl znám T y c h o B r a h e m u i K e p p l e r o v i . První, kdo zjev obsáhle a důkladně popsal, byl C h i 1 d r e y. Název zodiakální světlo pochází od C a s s in i h o. P ro tisv it byl po prvé pozorován P e z e n a s e m (1730), kdežto světelný m ost B r o r s e n e m (1854). Dvě a půl století uplynula, než evropští pozorovatelé seznali celý zjev v jeho úpl­ nosti ; je to přirozený důsledek nepatrné jasnosti protisvitu a svě­ telného m ostu. Předpokladem pozorování zodiakálního světla je více méně dokonalá průzračnost vzduchu a odstranění všech rušivých vlivů (umělé osvětlení). Rušivě působí vliv jasných hvězd, zvláště jestliže se vyskytují v okrajových partiích zodiakálního světla, pak vliv Mléčné dráhy a hvězdných skupin. Že pozorování jest ovlivněno extinkcí, je s t ovšem pochopitelné. Pozorování se děje tím způsobem, že se kreslí pyram ida zodiakálního světla a její světelná osa. Zvláště při zachycování světelné osy kolísají indi­

viduální chyby v dosti značném rozmezí. P ři tom poukazuji na okolnost, že světelná osa nemusí nutně souhlasiti s osou geo­ m etrickou (topografickou). A by nákres světelné osy vyhovoval skutečné poloze, zavádí H offm eister zachycování jednotlivých, bodů osy tím způsobem, že pozorovatel si zvolí po každé straně m ísta největší intensity hvězdu s dostatečnou svítivostí a odha­ duje polohu bodu světelné osy vzhledem k zvoleným hvězdám. Aby dostal ,,střed n í” zodiakální světlo prosté subjektivních vlivů a aby vym ýtil specifické chyby jednotlivých pozorování, zanáší H offm eister jednotlivá, pozorování do ekliptikálního systém u sou­ řadnic, takže na konec dostává obraz zodiakálního světla, k terý se značně blíží skutečnosti. P rvní kvalitativní rozbor sp ek tra zodiakálního světla provedl m ount-w ilsonský pozorovatel F a t h, k terý tu dokázal přítom ­ nost některých typických slunečních Fraunhoferových čar. Teorie zodiakálního světla lze rozděliti zásadně do dvou sk u p in : 1. d o m n ě n k y p o v a h y t e r e s t r i c k é , podle nichž je zodiakální světlo zjev vznikající přímo v atm osféře, respektive v přím é blízkosti Země; 2. d o m n ě n k y k o s m i c k é , které přisuzují zodiakálnímu světlu původ mimozemský. Ovšemže všechna možná vysvětlení se nedají zahrnouti do těchto dvou skupin, tak na př. Birkeland a Lehm an se domnívají, že původ celého zjevu tkví v elektrických vztazích mezi Sluncem a Zemí. Vývoj kosmické hypothesy zodiakálního světla se datuje od F a t i o d e D u i l l i e r a , k terý tvrdí, že Slunce je st obklopeno shlukem tělísek, reflektujících světlo. Dom něnku o prstencovité povaze tělesa zodiakálního světla vyslovil první Cassini. Mezi budovateli kosmické teorie je třeb a dále jm enovat! badatele Seeligera, Fessenkova, van R hijna a Schwenda. Za nejdokonalejší v tom to sm ěru nutno považovati H offm eisterovu p r s t e n c o v i t o u t e o r i i zodiakálního světla, pocházející z r. 1932. H offm eister vychází z předpokladu, že jedině kosmická teo ­ rie může zjev vysvětliti. Intensity jsou závislé na funkci hustoty a na fázovém zákonu. Podle Seeligera a Schwenda pro elongace do 90° závisí osová jasn o st tém ěř jen na funkci hustoty, při elongacích větších než udaná hodnota jen na fázovém úhlu. Tohoto omezení je nutno při řešení užiti, neboť při neznalosti obou funkcí by byla úloha obecně neřešitelná. Z m atem atické diskuse vyplývá, že rozložení jasn o sti nevy­ hovuje elipsoid, ať m á jakýkoliv pom ěr poloos. Stejně nebylo možno uvésti skutečně pozorované hodnoty a hodnoty teoreticky

Angstrom , z k ra tk a A, je d n o tk a d é lk y 0,000 000 01 cm , u ž ív a n á k v y ja d řo v á n í v ln o v ý c h d élek sv ě tla , n a z v a n á p o d le šv éd sk éh o fy sik a A. J . A n g stró m a , k te r ý jí p rv n ě u žil r. 1868. A nnihilace h m o ty (zán ik h m o ty ). P o d le so u časn é fy sik y je h m o ta energie a energie m á h m o tu (zák o n o ro v n o m o c n o sti h m o ty a energie). N a sta n e -li zá n ik h m o ty , o b jev í se m ísto n í energie (za 1 g 25 m ilio n ů k ilo w a th o d in ). U k a z u je se v ša k , že k z á n ik u h m o ty je tř e b a p o d m ín e k (na p ř. te p lo ty ), ja k é se v e v e sm íru p o d le so u č a sn ý c h n á z o rů n e v y s k y tu jí. O d z á n ik u tř e b a o d lišo v a t ú b y te k h m o ty p ři já d ro v ý c h rea k cíc h . Annus fictus čili B esselů v ro k se zač ín á a k ončí, k d y ž re k ta sc e n se stře d n íh o S lunce je p řesn ě 280° čili 18h 40“ . Z lom ek ro k u v y ja d řu je m e d e se tin n ý m číslem . A nom álie geom agnetická z n a m e n á obecně m ís tn í p o ru c h u g e o m ag n e tick éh o pole. A nom álie gravitační u rč ité h o m ís ta je o d c h y lk a sk u te č n é h o tíh o v é h o z ry c h ­ le n í co do v e lik o sti a sm ě ru od h o d n o ty n o rm á ln í v y p o č te n é . U k a z u je n a n e p ra v id e ln é rozlo žen í h m o t v okolí. A nom álie refrakční jso u n e p ra v id e ln o s ti v lo m u sv ěte ln é h o p a p rs k u , k te ré v z n ik a jí n e ste jn o ro d o s tí (n a p ř. rů z n o u te p lo to u ) v z d u šn ý c h v rs te v . V edle ry c h lý c h oscilací e x is tu jí i p o zv o ln é z m ě n y ; tě m i si v y sv ě tlu je m e č á st s o u s ta v n ý c h c h y b v m ěřící astro n o m ii. A nom álie v neb esk é m ech a n ice je rů z n ě d e fin o v a n ý ú h e l ležící v ro v in ě d rá h y p la n e ty . Anom álie pravá je ú h e l s v rc h o le m v e S lunci, k te r ý sv írá sp o jn ice s p říslu n ím a s o k a m ž ito u p o lo h o u p la n e ty n a d rá z e . Anom álie střední je tý ž ú h el v p říp a d ě , že b y m y šle n á p la n e ta o b íh a la ro v n o m ě rn ě s to u ž e d o b o u oběžn o u a p ro c h áz e la so u časn ě p říslu n ím s p la n e to u sk u te č n o u . Anom álie excentrická je ú h e l s v rc h o le m v e s tře d u k ru ž n ic e o p san é n a d h la v n í osou e lip tic k é d rá h y . J e d n o jeh o ra m e n o sm ěřu je k p říslu n í a d ru h é ra m e n o k b o d u n a k ru ž n ic i ležícím u svisle n a d o k a m ž ito u p o lo h o u p la n e ty v p říp a d ě , že si m y slím e h la v n í osu v o d o ro v n o u . V p říslu n í jso u v še c h n y tř i an o m alie ro v n y 0°, v o d slu n í 180° a m im o ty to b o d y se od sebe obecně liší. A ntalgol je ty p sk u te č n ě p ro m ě n n ý c h h v ěz d , celk em to to ž n ý s tříd o u , o z n a ­ č o v a n o u R R L y ra e n eb o k u p o v y ty p . J s o u to cefeidy s nej k ra tš í p erio d o u k o le m 0,5d, se so u m ě rn o u k řiv k o u , jež je o b rá c e n ím k řiv k y algolového ty p u — o d tu d n ázev . A nticyklona n á z e v o b o ru v y ššíh o tla k u v z d u c h u n a p o v rc h u zem ském , k te r ý se v y z n a č u je tím , že v jeh o s tře d u s e s tu p u je v z d u c h z v y šších p o lo h a sp irá lo v ě se ro zlév á po p o v rc h u zem sk ém ve tv a r u v elk éh o v íru , k te r ý se o táčí ve sm ě ru p ro ti h o d . ru čiček . T am , k d e v z d u c h se s tu p u je , p a n u je z p ra v id la p ěk n é, k lid n é a b ezo b lačn é p o časí, v zim ě p a k m lh y . A ntlia = V ý v ě v a , so u h v ě z d í již n í o b lo h y , tx A n t č ti a lfa A n tliae . Apastron n a d ráze d v o jh v ě z d y je nej v zd á le n ější b o d od o h n isk a , v n ěm ž se n aléz á d ru h á složka. O b d o b a a p o g ea n eb o ap h e lia . Apex m eteorický ro zu m ím e jím a p e x Z em ě, t . j. b o d n a n e b i, k e k te ré m u v d a n ý o k am žik sm ě řu je Z em ě p ři sv ém p o h y b u k o lem S lunce. P o č e tn o st sp o ra d ic k ý c h m e te o rů je tím v ě tší, čím je z e n ito v á v z d á le n o st a p e x u m enší. Apex sluneční je b o d n a n e b i, k e k te ré m u sm ě řu je p o h y b S lunce u rč e n ý ovšem re la tiv n ě v zh le d e m k o k o ln ím stá lic ím . L eží n a ro z h ra n í H e rk u la a L y ry . A ntiapex b o d ležící p ro ti a p e x u . A phelium (odsluní) je n ej v z d ále n ě jší b o d od S lu n ce n a d rá ze zem ské. Z em ě je v o d slu n í k o lem 5. červ en ce k a ž d é h o ro k u . A planát je o b je k tiv , u n ěh o ž je o p ra v e n a k u lo v á v a d a p ro b o d y m im o osu. U žív á se jich h la v n ě p ro trie d ry , h led ač e k o m e t a p o d ., k d e se v y ž a d u je zorné p ole s tře d n í v elik o sti.

Apogeum (odzem í) je n a d rá z e M ěsíce nej v z d á le n ě jší b o d od Z em ě. Apochroraat je k o m b in a c e t ř í rů z n ý c h čoček, k d e je o d stra n ě n o i se k u n d á rn í s p e k tru m a m o h o u b ý ti so u časn ě zm e n še n y i jin é v a d y o b je k tiv u . Apsidy jso u o b a h la v n í v rc h o ly oběžné elip sy p la n e ty . D n es se u ž ív á č a stě ji n a p ř. n á z v u p říslu n í a o d slu n í. Apus = R a jk a , so u h v ě z d í již n í ob lo h y , a A p s č ti a lfa A podis. Aquaridy delta je m e te o ric k ý ro j z k o n ce červ en ce. M ax im u m ro je 28. č e r­ v ence, tr v á n í 3 d n y . Z d á n liv ý r a d ia n t m á so u řad n ic e a 22h 49“ , d — 16c (poblíž ó A q r.). P rů m ě rn á h o d . frek v en ce 14. Aquaridy éta je m e te o ric k ý ro j H a lle y o v y k o m e ty (ve v ý s tu p n é m u zlu). Z d á n liv ý r a d ia n t m á so u řa d n ic e : a 22h 32m; <5— 2° (poblíž rj A q r). M ax im u m čin n o sti ro je 4. k v ě tn a , tr v á n í 8 d n ů . P rů m ě rn á h o d . fr e k ­ v en c e 7. Aquarius = V o d n á ř, so u h v ěz d í z v íře tn ík a , a A q r č ti a lfa A q u a rii. A quila O rel, so u h v ěz d í se v e rn í o b lo h y , a A q l č ti a lfa A q u ilae. A ra = O ltá ř, so u h v ězd í již n í o b lo h y , a A ra č ti a lfa A rae. Aries = B e ra n , so u h v ě z d í z v íře tn ík a , <x A ri č ti a lfa A rietis. Argelanderova m ethoda o d h a d u je ja s n o s t h v ě z d (zejm én a p ro m ě n n ý c h ) p o ro v n á n ím s o k o ln ím i h v ě z d a m i. Z n í v z n ik ly p o d o b n é m e th o d y Pogson o v a a P ic k e rin g o v a . A rm illa = a rm ilá rn í sfé ra je s ta ro v ě k ý p řís tro j se s tá v a jíc í z n ě k o lik a k ru h ů v p o d o b n é v z á je m n é poloze, ja k o u m a jí n a n e b i obzor, p o le d n ík a ro v n ík . P řís tr o je se u žív alo k m ě řen í p o lo h h v ězd , a to h o d in o v éh o ú h lu a d e k li­ nace. A spekt d v o u p la n e t n eb o p la n e ty v ů či S lunci je jis tá v ý z n a č n á p o lo h a obo u tě le s. H la v n í a s p e k ty js o u oposice, k o n ju n k c e a k v a d ra tu ry . A stasie je s ta v , k d y těleso, n a n ěž p ů so b í síly se s tá lý m i p ů so b išti, z ů s tá v á v k a ž d é po lo ze v ro v n o v á z e. A statické kyvadlo je k y v a d lo s u m ěle z v ě tše n o u d o b o u k y v u . T oho se d o ­ sá h n e zm en šen ím sily v ra c e jíc í k y v a d lo do ro v n o v á ž n é p o lo h y . P řík la d e m astatick ý c-h k y v a d e l jso u seism o g rafy . A steroidy, jin a k p la n e to id y , jso u m alé p la n e tk y , v y p lň u jíc í sv ý m i d ra h a m i p řib liž n ě p rs te n o v ý p ro s to r n a m ístě ve slu n ečn ím sy s té m u n e e x istu jíc í p á té p la n e ty m ezi M a rte m a J u p ite re m . B y lo jic h d o su d o b jev en o pom o cí m o d e rn íc h h v ě z d n ý c h m a p a pom o cí fo to g rafie asi 1400, v ed le jm e n jso u o z n a č o v á n y p o řa d o v ý m i čísly. A stigm atism us (n e-b o d o v o st) o p tic k ý c h sy s té m ů je v a d a sp o čív ající v e fa k tu , že i ú z k ý sv a z e k (ne v ša k n e k o n ečn ě ú zk ý ) p a p rs k ů se n e sp o ju je v je d in ý bo d . A stigm atism us na ose m á sv o u p říč in u v n e d o k o n a lo ste c h o p tic k ý c h p lo ch n eb o v n e ste jn o ro d o s ti m a te riá lu . Z to h o h le d isk a je č a sto i naše oko a stig m a tic k é . A stig m a tism u s o k a se d á o p ra v iti v á lc o v ě b ro u še n ý m i sk ly . A le i d o k o n alé o p tic k é sy s té m y jso u z a tíž e n y astigmatismem mimo osu. O b raz b o d u je o b ecn ě m a lá e lip tic k á s k v rn k a , k te r á p ře c h á z í v e d v o u m álo o d lišn ý ch v zd á le n o ste c h od čo čk y v e d v ě ú sečk y . V zd á len ě jší se n a z ý v á sa g itá ln í o b ra z a sm ě řu je k o p tic k é ose. B ližší je k n í k o lm á a n a z ý v á se ta n g e n c iá ln í o b raz . Ň ejle p ší z a o stře n í leží m ezi o b ěm a. O ba d ru h y o b ra z ů leží n a k u lo v ý c h p lo ch ác h , p ře d s ta v u jíc íc h z k le n u tí o b ra z u . A strofotom etrie h v ě z d n á fo to m e trie , t. j. m ě ře n í ja s n o s ti h v ěz d . A strofysika je n o v á č á s t a stro n o m ie z a b ý v a jíc í se fy sik á ln í a ch em ick o u p o d ­ s ta to u n e b e sk ý c h těles. J e j í z a č á tk y s p a d a jí do p o lo v in y 19. sto le tí, k d y b y lo zav ed en o p o u ž ití fo to g rafie a sp e k tro sk o p ie . A strograf je p řístro j sloužící k fo to g ra fo v á n í h v ě zd . S k lá d á se v p o d s ta tě z fo to g rafic k é k o m o ry a v isu á ln íh o d a le k o h le d u ste jn é d élk y , m o n to v a n ý c h ro v n o b ěžn ě n a sp o lečn é p a ra la k tic k é m o n tá ž i. V isu áln í d a le k o h le d slouží k v e d e n í d a le k o h le d u p ři fo to g ra fo v á n í a slu je té ž p o in ta č n í.

Astroláb v e s ta ro v ě k u p řís tro j p o d o b n ý a rm illá rn í sféře, jen ž e z a říz en ý k u rč o v á n í e k lip tik á ln íc h so u řa d n ic . Astroláb hranolový je m o d e rn í p řís tro j k u rč o v á n í zem ě p isn ý ch so u řad n ic z p o zo ro v án í, k d y h v ě z d a d o sá h n e u rč ité v ý š k y n a d ob zo rem . A strom etrie je sta rš í č á s t a stro n o m ie z a b ý v a jíc í se m ě ře n ím p o lo h těles n e b e sk ý ch . A stronom ie dynam ická z a b ý v á se m e c h a n ic k ý m i z á k o n y a p rin c ip y p o h y b u těles n e b e sk ý c h a p o č ín á te p rv e o b je v en ím g ra v ita č n íh o z á k o n a a p rin c ip u s e trv a č n o s ti N ew to n e m , n a lé z á p o k ra č o v á n í v m o d e rn í m e ch a n ic e n eb es a te o riíc h re la tiv ity . A stronom ie form ální p o p isu je i m ě ří n eb e sk é ú k a z y a p o h y b y n eb e sk ý c h tě le s, ale n e z k o u m á je jic h p říč in y . J e to té m ě ř v e šk e rá a stro n o m ie s ta r o ­ v ě k á a stře d o v ě k á až do G alileiho a N e w to n a . A stronom ie praktická sp o č ív á v e sk u te č n é m p o z o ro v á n í a m ě ře n í p o lo h S lunce, M ěsíce, p la n e t, k o m e t a td ., p o z o ro v á n í z a tm ě n í, z á k ry tů a v šech jin ý c h ú k a z ů , b u d v isu á ln ě , n eb o fo to g rafic k y . A stronom ie sférická řeší ú lo h y tý k a jíc í se p o lo h n e b e sk ý c h tě les n a n eb esk é k o u li p o m o cí sférick é trig o n o m e trie , ú lo h y u rč o v á n í zem ě p isn ý c h s o u ř a d ­ n ic, ja k o ž i p ro b lé m y m ě říc ích a p o z o ro v a c ích s tro jů . A stronom ie teoretická z a b ý v á se m a te m a tic k ý m v y š e třo v á n ím p ro b lé m ů p o h y b u těles n e b e sk ý c h , v ý p o č te m je jic h d r a h a v ý p o č te m p o ru c h , u ž ív a jíc k to m u cíli h la v n ě m e to d v y šší m a te m a tik y . A tm osféra hom ogenní (re d u k o v a n á ) je v r s tv a v z d u c h u te p lo ty 0° C a tla k u 760 m m r t u t i , tlu s tá 8 k m . S v islý sloupec v z d u c h u o d h la d in y m o ře až ke h ra n ic ím a tm o sfé ry je ro v n o c e n n ý co do a b so rp c e z á ře n í s p rá v ě z m ín ě ­ n o u v rs tv o u . A tm osféra sluneční — o b a l S lu n ce sa h a jíc í do z n a č n ý c h v ý še k a sk lá d a jíc í se z rů z n ý c h v rs te v — v e s p e k tru slu n eč n ím je s t z a z n a m e n á n a č e tn ý m i č a ra m i ■ — n e m á v š a k zcela c h a ra k te r n a ší zem sk é a tm o sfé ry . A tm osféra z e m s k á —• zem sk é o v z d u ší — je p ře d m ě te m b a d á n í m eteo ro lo g ie. Z em sk o u a tm . dělím e n a t ř i h la v n í v rs tv y : 1. vrstvy přízem ní, k d e s ta v y a d ěje js o u p o d m ín ě n y tě s n o u b líz k o stí p o v rc h u zem sk éh o , 2. volné ovzduší, k d e se již v liv zem sk éh o p o v rc h u n e p ro je v u je , (v n a šic h k ra jin á c h od 500 m a ž 1 km ), 3. vysokou, atmosféru v r s tv y n a d 40 k m . P ly n n ý o b al se p ro je v u je n a p o v rc h u zem sk ém tla k e m , zv. tla k e m v z d u c h u , v e lik o sti asi 1 k g n a 1 cm 2, k te r ý se n e p ra v id e ln ě m ě n í a je v ú z k é so u v islo sti s p rů b ě h e m počasí. A tom je n e jm e n ší č á stic e h m o ty (p rv k u ), n e d ě lite ln á ch em ick y . S k lá d á se z já d r a n a b ité h o k la d n ě a z u rč ité h o p o č tu z á p o rn ý c h e le k tro n ů . S ta rší a to m o v á m e c h a n ik a si p ře d s ta v o v a la já d r o ja k o S lunce, k o le m n ěhož k ro u ž í e le k tro n y ja k o p la n e ty (B o h rů v m o d el). P rů m ě r celého a to m u je ř á d o v ě asi 10—8 cm . P o d le m o d e rn í m e c h a n ik y je a to m b u d č á stic í n eb o v ln o u a n a še p o k u sn é u s p o řá d á n í ro zh o d n e , ja k se p ro je v í. A tom ové číslo (řado v é) ro v n á se p o č tu e le k tro n ů , o b k lo p u jícíc h v n o rm á l­ n ím s ta v u já d ro (pro v o d ík je 1, h e liu m 2, lith iu m 3, a td . až u r a n 92). A tom ová váha je v á h a a to m u , v y já d ř e n á v je d n o tk á c h 1,65 . 1 0 ~ 24 g, to je s t ta k , a b y b y la u k y s lík u ro v n a 16,0000 (v o d ík 1,0081, h e liu m 4,003, litiu m 6,940, a td . až u r a n 238,07). A trakce = p řita ž liv o s t n a p ř. g ra v ita č n í, p o d le z á k o n a N e w to n o v a n eb o e le k tric k á či m a g n e tic k á p o d le z á k o n a C ou lo m b o v a. A trakce zenitová. P ů so b e n ím zem sk é p řita ž liv o s ti z a k řiv u je se d r á h a m e ­ te o ru ta k , ja k o b y b y l m e te o r p řita h o v á n k z e n itu . Ú h lu m ezi p ů v o d n ím sm ěrem d rá h y a te č n o u k z a k řiv e n é d rá z e řík á m e z e n ito v á a tra k c e . J e tím v ě tš í, čím se m e te o r p o h y b u je p o m a le ji a čím je d r á h a m e te o ru m én ě sk lo n ě n a k o b zo ru . A uriga — V o zk a, so u h v ě zd í se v e rn í o b lo h y , a A u r č ti a lfa A u rig ae.

Aurigidy n a z ý v á m e m e te o ric k ý roj k o m e ty K iesso v y (1911). Z d á n liv ý r a ­ d ia n t m á so u řad n ic e: a 5b 44 ^1, <5 _j- 4 1 ° (poblíž a A u rig ae). R o j je č in n ý 31. s rp n a . O stré m a x im u m . O b jev e n v r. 1935, k d y h o d in o v á frek v en ce b y la 24. A vigace a s tro n o m ic k á je u rč o v á n í zem ěp isn é p o lo h y n a p a lu b ě le to u n u z p o z o ro v á n í S lunce a h v ě z d . A zim ut (A) je ú h el, k te r ý sv írá sv islá ro v in a p ro ch á z ející n e b e sk ý m tělesem s p o led n ík e m . A stro n o m ic k ý a z im u t p o č ítá m e od již n íh o b o d u (A = 0°), p ře s z á p a d (A = 90°), sev e r (A = 180°), k v ý c h o d u (A — 270°). A z im u t je je d n o u .z e sfé ric k ý ch so u řa d n ic t. zv. o b zo rn ík o v é s o u s ta v y .

B B ailyho perly (beads) jso u v id ite ln é tě s n ě p ře d z a č á tk e m a po sk o n čen í ú p ln é h o z a tm ě n í S lunce. N e ro v n o stm i m ěsíčn íh o o k ra je p ro n ik a jí posled n í slu n ečn í p a p rs k y a je v í se ja k o š ň ů ra p ere l. P o z o ro v a l a p o p sa l je p rv n ě B a ily p ři z a tm ě n í ro k u 1836. Balm erova serie (řad a) č a r je řa d a č a r v o d ík u u s p o řá d a n á p o d le jisté h o m a te m a tic k é h o z á k o n a , k te r ý o b jev il B a lm e r ro k u 1885. J e to p rv n í o b je ­ v e n á s p e k trá ln í z á k o n ito st, k te ré d n es z n ám e p ro v ě tš in u p rv k ů . D o B alm er o v y ř a d y p a tř í zn á m é v o d ík o v é č á ry H « 6563 A , 4861 A , H y 4341 A a td . B alónek piloto vací je g u m o v ý b aló n e k , p ln ě n ý p ly n e m leh čím v z d u c h u , k te r ý je v y p o u š tě n k m ě ře n í v ě tr u v e v ý šce. V y p u ště n ý b a ló n e k je sle d o v án p ilo to v a c ím th e o d o lite m , k te r ý m m ě řím e v e s te jn ý c h č a so v ý c h in t e r ­ v a le c h v ý š k u b a ló n k u n a d o b zo rem a je h o a z im u t. O d tu d p a k v y p o č te m e ry c h lo st a sm ěr v ě tr u v rů z n ý c h v ý šk á c h . B alónek registrační je v p o d s ta tě b a ló n e k p ilo to v a c í, v ě tš íc h ro z m ě rů , k te rý nese do v ý še sa m o p isn ý p řís tro j, z a z n a m e n á v a jíc í te p lo tu , tla k a v lh k o s t vzduchu. Bar je je d n o tk a p ro m ě ře n í tla k u v z d u c h u ; tla k 1 b a ru je ro v e n v á z e sloupce rtu ť o v é h o 0° C te p léh o (v. b a ro m e tr), p rů ře z u 1 c m 2 a v ý š k y 750,07 m m . V m eteo ro lo g ii v y ja d řu je m e tla k v z d u c h u v tisíc in á c h b a ru , t. j. v m illib a re c h . Barlowova čočka je ro z p ty lk a , k te ro u v k lá d á m e m ezi o k u lá r a o b je k tiv d alek o h le d u , a b y c h o m docílili p ro d lo u ž en í o h n isk o v é d á lk y o b je k tiv u . Barnardova hvězda (ta k é šip k a) je B a rn a rd e m o b je v e n á sla b á h v ě z d ič k a 10. v elik o sti v so u h v ě z d í H ad o n o še , k te r á m á nej v ě tš í d o su d zn á m ý v la s tn í p o h y b 10,3" za ro k . Barograf je v p o d s ta tě an e ro id , jeh o ž ru č ič k a z a p isu je tla k v z d u c h u n a sv islém v álci, k te r ý se o tá č í k o lem sv é svislé osy b u d je d n o u za 24 h o d in (je d n o d en n í b aro g ra f) n eb o je d n o u za 7 d n ů (tý d e n n í b a ro g ra f). Barometr je p řís tro j, k te r ý m m ěřím e tla k v z d u c h u . R tu ť o v ý b a ro m e tr se sk lá d á z n á d o b k y se r t u tí , do k te ré je p o n o ře n a sv islá sk le n ě n á tru b ic e , n a h o ře u z a v ře n á a v z d u c h o p rá z d n á . T la k v z d u c h u , p ů so b ící n a h la d in u r t u t i v n ád o b c e, v y tla č í do sk len ěn é tru b ic e rtu ť do ta k o v é v ý še, že v á h a sloupce r t u t i v tru b ic i se ro v n á tla k u v z d u c h u n a h la d in u r t u t i v n ád o b c e. B a ro m e try k o v o v é v iz a n e ro id . Barom etrický gradient je ro zd íl tla k u v z d u c h u n a d v o u m íste c h p o v rc h u zem ského , k te ré leží v e sm ě ru nej v ě tšíh o s p á d u tla k u (n a kolm ici k iso b aře v . t.), p ře p o č te n ý n a v z d á le n o st 111 k m . Síla v ě tr u záv isí p řím o n a v e li­ k o sti b a ro m e tric k é h o g ra d ie n tu .

vypočítané v souhlas předpokladem elipsoidu deform ovaného ro ­ tačním i plocham i vyšších řádů. Teprve předpoklad seřazení hm oty ve dvě tělesa plně vyhovuje. V nější těleso je prsténcem , v nitřní těleso m á tv ar, k te rý neodpovídá žádné geom etrické form ě (po­ užívám tedy term ínu prstenec pro v n itřn í těleso s touto v ý h ra ­ dou). Toto v n itřn í těleso m á m axim um h u sto ty ve vzdálenosti 0,7 a str. jedn., vnější prstenec ve vzdálenosti 2,4 a str. je d n .; jeví opačnou excentricitu. P ro pom ěr hm ot obou p rsten ců lze u d ati hodnoty 1:1 jako dolní mez a pom ěr 3:1 jako vrchní hranici. Kosmická teorie m á také u rčitý význam vzhledem k teorii pohybu M erkura. S e e 1 i g e r učinil totiž pokus vysvětliti posuv perihelia u M erkura pomocí hm ot zodiakálního světla. U Seeligerova elipsoidu je možno v oblasti M erkurovy d ráh y předpokládati vy­ soké hustoty. U H offm eisterova prstence, kde m axim um leží v blízkosti dráhy Venušiny (r = 0,7), není možno extrapolovati vysoké h u sto ty pro r — 0,4. Není tedy možný výklad posuvu perihelia M erkuru na podkladě kosmické teorie zodiakálního světla. Rovina zodiakálního světla má podle H offm eistera a M úllera sklon i = 3° k ekliptice a výstupný uzel u 90° délky. Z těchto dat odvodil H offm eister vztah tělesa zodiakálního světla k Ju p i­ terově dráze. N a tento vztah upozornil prvý Searle roku 1899. Jupiterův sklon k ekliptice jest ovšem m enší (i = 1,3°), ale p ře ­ bytek je možno považovati za paralaxu. Tohoto přebytku se dá použiti k určení vzdálenosti prstence od Země. Z H offm eisterových zkoumání vyplývá dále, že plocha sym etrie vnitřního prstence není rovina, nýbrž plocha, jejíž sklon jest určen draham i vnitřních planet. Střed uzlových délek M erkura, Venuše a M arta činí 56,8°, střední hodnota pro zodiakální těleso 53,3°. Poněvadž pro střední vzdálenost vnějšího prstence byla nalezena hodnota 2,4 astr. jednotek a poněvadž systém m alých planetek má vzdá­ lenost 2,8 astronom ických jednotek, je možno m ysliti na souvis­ lost tělesa zodiakálního světla se systém em planetoid, k čemuž přispívá okolnost, že oba prstence (jak zodiakálního světla, tak systém u m alých planetek) m ají stejnou polohu vzhledem k Ju p i­ terově dráze. Je dokonce možné, že jednotlivé částice tělesa zo­ diakálního světla m ají řádově stejnou velikost jako planetoidy. Ze taková tělesa nebyla nalezena, lze vysvětliti jejich obtížnou identifikací a nepatrným i stopam i na fotografické desce. V celku lze tedy říci, že objev podobných těles nezdá se být vyloučen. Co do původu tělesa zodiakálního světla přicházejí dvě mož­ nosti: buď je to shluk planetárních produktů, které vznikly kondensací, nebo zbytek mlhoviny, z níž vznikla sluneční soustava. Jako eventuelní nám itku proti kosmické teorii lze uvésti, že nevysvětluje kolísání jasnosti během téže noci. Plyne to z okol­

nosti, že při výpočtu se vychází od ,,středního”, tedy k o n stan t­ ního zodiakálního světla. P ro to B runner uvažuje o m ožnosti nahraditi vnitřní H offm eisterův prstenec zářením nejvyšších vrstev atm osféry, orientovaných vzhledem k slunečnímu vertikálu. Stejně není možno na podkladě H offm eisterovy teorie vyložiti kolísání barvy. Odhady barvy se však od pozorovatele k pozoro­ vateli značně liší a objektivní kriterium neexistuje. Podle toho jest ovšem nutno oceniti hodnotu této nám itky. Mezi hypotesy tere stric k é p a tří teorie J o n e s - H e i s s o v a, k teří se domnívají, že těleso zodiakálního světla m á prstencovitou po v ah u ; přisuzují ovšem tom uto prstenci podstatně jinou polohu než činí H offm eister, před stav u jíce si pom ěry uspo­ řádány podobným způsobem jako u prstence Saturnova, k terý se vznáší ve výši 10.000 km nad povrchem planety. R egner mluví o lomu slunečních paprsků v ovzduší jako o původu zodiakálního světla. Tím se značně přibližuje pojetí Schmidovu, k terý je p ře ­ svědčen o tere stric k é povaze celého zjevu. Schm idova teorie je ze všech teorií, k teré dovozují pozem ský původ zodiakálního světla, nejrozsáhleji rozvinuta a proto se o n í ,šíře ji zmíním. Zo­ diakální světlo je podle Schm ida povahy reflexní, je to nejvyšší a poslední soum rakový oblouk naší atm osféry. A by Schmid mohl vyložiti tv a r zodiakálního světla, přijím á předpoklad čočkovitého tv a ru zem ské atm o sféry s prům ěrnou výškou vzhledem k rů z ­ ným geofysikálním skutečnostem 500— 700 km. Podle toho by ovšem m usila světelná osa souhlasiti s rovníkem . Víme však z předcházejícího, že světelná osa zodiakálního světla je oriento­ vána vzhledem k ekliptice. Tuto nesrovnalost vykládá Schmid’ tím , že předpokládá úbytek úhlové rotace ve sm ěru svislém. Tuto retard aci nutno přičísti na v rub působení přitažlivosti nejbližších planet, Měsíce a Slunce. Rozdělení m oří a kontinentů m á pak vliv na polohu atm osférického pólu, jehož poloha nesouhlasí s pólem geografickým (a pochopitelně též nikoliv s pólem m agnetickým ). Schmid se domnívá, že rudý nádech zodiakálního světla v prvních pozorovacích hodinách m á za příčinu přítom nost so­ díku v ovzduší. Schmid dokládá atm osférický původ zodiakálního světla tak , že poukazuje na zjev známý pod jm énem měsíční zo­ diakální světlo, k terý jeví do značné m íry podobnosti se skuteč­ ným zodiakálním světlem. Tato argum entace je velice pochybná, neboť z B runnerových pozorování podobných zjevů vyplývá, že nejsou teretiistick éh o původu. Schmid uvádí zodiakální světlo v souvislost s jasem nočního nebe, k teréžto úkazy jso u si podle něho co do vzniku velice blízké. Noční jas oblohy byl vykládán buď jako perm anentní polární záře, nebo jako důsledek ustavič­ ného bom bardování nejvyšších vrstev atm osféry m eteory. Podle Schm ida jedná se o nepřím é osvětlení atm osférických vrstev.

Velmi podstatnou nám itku proti terestrickém u pojetí zodia­ kálního světla je neurčitelnost paralaxy. Schmidův poukaz na existenci atm osférické absorbce je nedostačující. Krom ě toho G r a f f , k te rý konal pozorování na stejném stan o v išti jako Schmid, dokazuje, že zjev pozorovaný Schmidem vzniká překlá­ dáním se dvou naprosto odlišných zjevů; jednak zjevu typicky soum rakového (k te rý není v souvislosti se zodiakálním světlem ), jednak zodiakálního světla. Krom ě toho, ja k z tohoto nástinu zřejmo, používá Schmid m nožství doplňujících hypotes, čímž teo­ rie pozbývá průkaznosti. V konečném porovnání vidíme, že H offm eisterova teorie je pom ěrně dokonalejší a vyhovuje bez doplňujících předpokladů pozorování lépe než teorie Schm idova. Vzhledem k H offm eisterově teorii lze říci, že problém zodiakálního světla je v podstatě rozřešen, a to ve prospěch kosmické domněnky. Bylo by třeba zjistiti, jakých hodnot dosahuje kolísání jasnosti během jedné noci a uvažovati o případných modifikacích H offm eisterovy teo­ rie ve sm yslu B runnerovy připom ínky.

V L A D IM ÍR S T E H L Í K :

F otografie infračerveným i paprsky a jej i využití v astronomii. Moderní astronom ie je jednou z přírodních věd, pro kterou m á fotografie infračerveným i paprsky velký význam. N eklam ­ ným důkazem toho jsou výsledky, který ch bylo na hvězdárnách v různých státech dosud dosaženo. Již v dobách, kdy se teprve vyvíjel tento obor fotografie, bylo použito infračervené desky ve spojení se sp ek tro g rafem a fotografováno nejčastěji spektrum slunečního světla, aby se zjistila oblast spektrální citlivosti těchto desek, případně vlnové délky, pro které jsou nejcitlivější. To byly vlastně prvopočátky astronom ické fotografie infračerveným i paprsky. Také za dneš­ ního stavu možno říci, že nejideálnější využití dobrých vlastností infračervených desek spočívá na poli spektroskopie. V následu­ jícím buďtež uvedeny nejdůležitější výsledky. Snímek V e l k é m l h o v i n y v O r i o n u na infračerve­ nou desku zachytil i stálice, nacházející se za mlhovinou, které se následkem m odravězeleného světla této m lhoviny při sním ku na obyčejnou desku vůbec neobjeví. Citlivost infračervené desky vykazuje v této spektrální oblasti mezeru, takže infračervená

v rstv a zůstane světlem mlhoviny tém ěř nedotčena. P roto stálice, nacházející se za mlhovinou, budou na sním ku i v její střední části dobře patrny. T řeba zdůrazniti, že při fotografování jiných m lhovin na infračervené desky nemusí býti výsledek právě ta k o ­ vý jako v uvedeném případě: je závislý na složení světla určité mlhoviny. A stronom ie velmi hodnotí W r i g h t o v y sním ky M a r t a , jež nasvědčují přítom nosti atm osféry na této planetě. Mimo to sním ky v infračerveném záření odhalily podrobnosti na jeho po­ vrchu, které se nezaznam enaly na obyčejných fotogr. deskách. W r i g h t před dvěm a lety opakoval fotografování M arta a to v infračerveném a ultrafialovém záření*) P ři sním ku v u ltra ­ fialovém záření se objevily obě polární čepičky velmi nápadně, kdežto na sním ku v infračerveném záření byla zpozorována pouze jižní polární čepička. W r i g h t z toho usoudil, že severní polární čepička je ve skutečnosti pouze m rakovou pokrývkou, naproti tom u oblast jižního pólu je p okryta mimo to i pevnou hm otou, pravděpodobně ledem nebo sněhem. Sním ky planet J u p i t e r a a S a t u r n a pomocí in fra ­ červených pap rsk ů přispěly k zjištění, že v atm osféře těchto planet je obsažen am oniak a m ethan. Tento poznatek přispěl do určité m íry k problém u sloučenin v atm osférách planet. Před časem proběhly zprávy, že na hvězdárně ve W isconsinu se podařilo sním kem na infračervenou desku objeviti novou stálici, jejíž vzdálenost od naší Země se odhaduje na 3000 svě­ telných let a že byla označena e A urigae. T ato zpráva se však nezakládá na skutečnosti, neboť e A urigae je již dlouho znám a. Je pravděpodobné, že tím to objevem je m alá hvězda v blízkosti uvedené stálice nebo studium slabší složky té to dvojhvězdy. R. 1875 prof. K. W. Zenger na České technice v Praze fo to ­ grafoval Slunce na desky, které si sám zcitlivoval k infračerve­ ným paprskům pomocí chlorofylu. Jeho pokusy byly v určitých sm ěrech nedávno opakovány, ale nedospělo se k valným vý ­ sledkům. Široké veřejnosti je známo, že v květnu r. 1936 byla Českou astronom ickou společností v Praze uspořádána výprava za slu­ nečním zatm ěním do Japonska. Tato výprava měla ve svém fo to ­ grafickém program u tak é fotografování s l u n e č n í k o r o n y na infračervenou desku. Spektroskopie, podobně jako mnoho jiných oborů, byla za­ vedením infračervených desek ve fotografii značně obohacena. Spektrální rozsah, k terý může býti až dosud prozkoum án fo to g ra ­ fickou m etodou (použitím infračervených paprsků) v posledních *) H v ě z d á řsk á ro č e n k a 1939.

letech velmi vzrostl, takže nynější p raktická mez je při 14.000 A (podle zjištění pasadenské hvězdárny, obr. 1). N ěkteré druhy infračervených desek se vyznačují na rozdíl od běžných fot. desek tvrdší gradací a velmi jem ným zrnem. P ro sním ky spekter jsou ty to okolnosti zvláště vítány, neboť um ožňují správné podání 12818 A

6400 A

13126 A

6563 A

13500A

6718 A

HX O br. 1. In fra č e rv e n é fo to g r a fic k é h ra n ice slun ečn íh o s p e k tra . S tře d n í p ru h u k a z u je sk u p in u č a r od 12.730 A — 13.500 A. N a obou s t r a ­ n á c h jso u č á ry od 6.365 A — 6.750 A. S n ím e k p o řízen n a E a stm a n o v ě IZ desce, exposicí 11 hodin, m říž k o v ý m s p e k tro g ra fe m r. 1935.

i nejjem nějších spektrálních čar. Zvláště nutno připom enout, že již r. 1919 M e r i l l o v i a M e g e r s o v i se podařilo získat snímek s l u n e č n í h o s p e k t r a, na němž byly zaznam enány vlnové délky až do 9600 A. Jejich sním ek je důležitým mezníkem ve fotografii infračerveným i paprsky, neboť deska pro ten to sní­ mek byla zcitlivěna dicyaninem.

7820 A

7883 A

O br. 2. P á sy n a svěd č u jící p ř íto m n o sti k y slič . u h ličitéh o ve s p e k tr u V enuše. A = S luneční s p e k tru m , B — s p e k tru m V enuše, B, = p ro d lo u žen é s p e k ­ tr u m V enuše.

Zvláště zajím avých výsledků bylo dosaženo při spektrálních snímcích S a t u r n a na infračervené desky. Ze sním ků bylo zjištěno, že spektrum S aturnova prstence se prodlužuje více do infračervené části, než spektrum S atu rn a sam otného. Spektrum prstence je v krátkovlnné oblasti slabší.

A d a m s a D u n h a m fotografovali roku 1932 s p e k ­ t r u m V e n u š e na infračervené desky. V oblasti vlnových délek 7820 A a 7883 A se vyskytly páry, náležející kysličníku uhličitému, k teré se ve slunečním spektru neobjevují (obr. 2). Spektrální sním ky p o l á r n í z á ř e na desky citlivé k in fra ­ červeným paprskům přispěly k objevení dvou nových čar, o nichž se předpokládá, že náležejí dusíku. Tím, co bylo v tom to článku pověděno, nejsou vyčerpány všechny možnosti využití tohoto oboru fotografie v astronom ii. Důležitou bude asi v budoucnosti ta okolnost, že hvězdy jsou tím červenější, čím jsou slabší (Seares), a že se rušivý vliv zem­ ské atm osféry nejm éně uplatňuje v infračervené fotografii. I Z dílny hvězdáře am atéra. A. BEČVÁŘ:

Broušení zrcadlového objektivu. V ý ro b a z rc a d la se ro z p a d á v n ěk o lik p ra c o v n íc h p o c h o d ů , n a v z á je m o d lišn ý ch ; p rv n í je h ru b é b ro u še n í, jím ž d o d á m e ro v n é m u k u s u su ro v éh o sk la k u lo v é za k řiv e n í, o d p o v íd a jíc í je h o b u d o u c í sv ě te ln o sti; p o to m p řijd e je m n ý v ý b ru s , k te r ý m tu to k u lo v o u p lo c h u d o k o n a le v y h la d ím e , aniž m ěním e d á le je jí k řiv o st. N a to p řijd e le ště n í, p ři n ěm ž v y b ro u š e n á p lo c h a d o sta n e sk e ln ý lesk a sc h o p n o st o d rá ž e t sv ě tlo , a n ak o n ec re tu š o p tick é p lo ch y , čili v y m o d e lo v á n í k o n ečn éh o tv a r u . U je d n o d u c h é h o re fle k to ru je to u to re tu š í z p ra v id la p ře c h o d od p lo c h y k u lo v é k p a ra b o lo id u —• p a ra b o lisace. S h o d o u o k o ln o stí je te n to p o stu p p rá c e z á ro v e ň p o s tu p e m je jí n e s n a d ­ n o sti; h ru b ý v ý b ru s d o k á ž e k a ž d ý ; p ři je m n é m v ý b ru s e se u k a z u jí p rv n í n esn áze, n a le štěn í m n o h ý z tro s k o tá a p a ra b o lisa c i d o k o n čí je n te n , k d o p řišel věci n a k lo u b . A b y ch o m m o h li sk la b ro u s it, m u sím e je n e jd řív e p řip e v n it n a p o d lo žk y . Ze d v o u s te jn ý c h k o to u č ů zvo lím e za b u d o u c í zrcad lo te n , k te r ý m á m én ě m e c h a n ic k ý c h v a d , a p řip e v n ím e je j n a k ru h o v o u p o d lo ž k u s ru k o v ě tí; d ru h ý k o to u č b u d e b ro u sic ím n á s tro je m čili ,,m isk o u ” a b u d e p řip e v n ě n n a č ty řh ra n n o u p o d lo ž k u , k te ro u p řišro u b u je m e n a p ra c o v n í stů l. L e p id lem je sm ěs o b u v n ic k é č ern é sm ů ly a p rá š k o v é k říd y , k te r á m u sí b ý t p o v y c h la d n u tí t a k tv r d á , a b y se n e d a la r ý p a t n e h te m ; ro z to p e n o u sm ěsí p o k a p e m e n e jp rv e p o d lo ž k u p ra v id e ln ý m i s o u s tře d n ý m i k ru h y k a p e k p o celé ploše; n a to z a h ře ­ jem e z v o ln a sklo n a ta k o v o u te p lo tu , a b y c h o m je je š tě p rá v ě u d rž e li v ru k o u , k a p k y sm ů ly n a h ře je m e do z m ě k n u tí a p o to m p o lo žím e sklo n a p o d lo žk u . K a p k y se n esm ě jí sp o jit d o h ro m a d y . K d y ž sklo v y c h la d lo , n e o d trh n e je od p o d lo ž k y ž á d n á síla, ale m ů žem e je o d le p it tím zp ů so b em , že u h o d ím e zleh k a k la d ív k e m n a p o d lo ž k u v e sm ě ru je jíh o p o lo m ě ru . K d o m á p o d lo ž k y z p ře k liž e k , v y v a ří je n e jp rv e v p a ra f in u n eb o je a lesp o ň d ů k la d n ě n a la k u je , a b y n a n ě v lh k o s t n e p ů so b ila . V ž á d n é m p říp a d ě se n e d o p o ru č u jí p o d lo žk y z o b y č e jn ý c h p rk é n e k , k te ré se v lh k o s tí b o rtí a zcela zkazí tv a r b ro u šen é p lo ch y . A b y se n á m p le ch o v á p o d lo žk a z rc a d la n e z a h řív a la n e ste jn o m ě rn ě od te p lý c h ru k o u , je n ejlé p e ji p o le p it n ě k o lik a v rs tv a m i p a p ír u n e b o 's u k n a . K p řip e v n ě n í sk la n a p o d lo ž k u se p ři lehčích

kusech d o b ře o sv ěd ču jí g u m o v é k ro u ž k y , ja k ý c h se u ž ív á k zav ě šo v án í p ře d m ě tů n a sklo v ý k la d n íc h sk řín í; řa d a ..ta k o v ý c h k ro u ž k ů v h o d n é v e li­ k o sti, p řišro u b o v a n á n a p o d lo ž k u , d rž í sklo s p ře k v a p u jíc í silou a m á tu v ý h o d u , že m ů žem e sklo v elm i ry c h le k d y k o liv o d lep it a zase p řile p it beze sm ů ly a n a h řív á n í. B rousicí m isk u p řišro u b u je m e za č ty řh ra n n o u p o d lo ž k u k p ra c o v n ím u sto lu . S tů l m u sí b ý t velm i s ta b iln í, n ejlép e k p o d laze p řiš ro u b o v a n ý , a ste jn ě p ř ís tu p n ý ze v šech s tra n . N ejlép e se o sv ěd ču je su d n a p ln ě n ý p ísk em , n a k te rý p řib ije m e čtv e rc o v é p rk n o d o sta te č n é síly. M usí sn é st zn ačn é n a m á h á n í a z ů s ta t n a m ístě, k a m jsm e jej p o sta v ili. P r i n c i p h ru b é h o v ý b ru s u je te n to : z ab ru su jem e-li d v ě s te jn á ro v in n á skla do sebe, u b ý v á sp o d n í sklo ry c h le ji n a k ra jíc h , v rc h n í ry c h le ji ve s tře d u ; tím se stává sp o d n í sklo k o n v e x n ím (v y p u k lý m ) a v rc h n í sklo k o n k á v n ím (d u tý m ). V n a še m p říp a d ě sp o d n ím sk lem je b ro u sicí m isk a p řišro u b o v a n á n a stole b ro u šen o u p lo ch o u v z h ů ru , a v rc h n ím sklem b u d o u c í zrcad lo , k te ré d ržím e v ru k o u b ro u še n o u p lo c h o u d o lů . Z a k tiv o v á n í obo u p lo ch p o s tu p u je ro v n o m ěrn ě s d o b o u b ro u šen í; tím je n á m d á n a m o ž n o st d o sá h n o u t ta k o v é h o p ro h lo u b e n í zrcad la, k te ré o d p o v íd á .sv ě te ln o sti, ja k o u jsm e m u určili. P o stu p /.a k tiv o v á n í p lo ch y se n e jlé p e sled u je sfé ro m e trem , k te r ý si k a ž d ý o b ra tn ý m e c h a n ik sn ad n o sám se stro jí p o d le u čeb n ice fy sik y ; té ž sfé ro m e try o p tik ů n a u rč o v á n í k řiv o s ti b rý lo v ý c h skel k o n a jí d o b ré slu žb y . K d o n e m á sférom e tr, u d ě lá si ša b lo n u ; n a k u s 2 m m zin k o v éh o p le c h u n a k re slí je h lo u jed n o ra m e u n ý m k ru ž id le m č á s t k ru ž n ic e o p o lo m ě ru ja k ý m á m ít k u lo v á p lo c h a jeho b u d o u cíh o z rc a d la , p le ch ro zřízn e Ju p en k o u p o d le té to k ru ž n ic e a obě p ů lk y do sebe zab ro u sí ta k , a b y n a sebe p řilé h a ly v k a ž d é poloze. T a k získá d v ě ša b lo n y o té ž e k řiv o sti, v y p u k lo u a d u to u , a p řilo žen ím v y p u k lé na zrcad lo m ů že sle d o v a t p o s tu p je h o p ro h lu b o v á n í; v e chv íli, k d y ša b lo n a p řiléh á n a sklo po celé délce, b y lo dosaženo ž á d a n é h o zak řiv e n í. K d o si v y ­ tížíte ša b lo n y d ia m a n te m ze sk la, b u d e je m ít ry c h le ji a p ře sn ěji za b ro u še n y . P ři b ro u še n í p o stu p u je m e ta k to : m isk u n a v lh č ím e v o d o u , p o sy p em e h ru b ý m sm irk em , a n a n i p o lo žím e zrcad lo ; zrcad lo d ržím e v ru k o u p o d o b n ě ja k o h o b lík ta k , že ru k o v ě ť p o d lo ž k y m á m e m ezi p a lc e m a u k a z o v á k e m obou ru k o u , p r s ty n a ta ž e n y . N y n í h o b lu je m e zrc a d le m m isk u ta h y ta k d lo u h ý m i, že s tře d z rc a d la se p o h y b u je od je d n o h o k ra je m isk y k d ru h é m u , p řech á ze je p o k a ž d é p ře s je jí stře d . Z rn k a sm irk u se ro z d rc u jí m ezi o b ěm a sk ly se z n a č ­ n ý m h lu k e m a ry jí do jejich p o v rc h u ; n em u sím e se n ik te ra k sn a ž it z ao b lo v a t p lo c h u m isk y , n eb o ť te n to děj n a s ta n e sá m zcela a u to m a tic k y a sta č í v y k o ­ n á v a t je d n o d u c h é ro v n é d lo u h é ta h y . Za c h v ilk u se z rn a sm irk u ro zd ro b í, p ře s ta n o u r ý t do sk la a. h lu k u sta n e. S tá h n e m e -zrcadlo s m isk y , šp in av o u sm irk o v o u k a ši o m y jem e h o u b o u , n a sy p e m e n o v o u d á v k u sm irk u a začnem e zn o v a. U ž po m alé chvilce se m ů žem e p ře s v ě d č it, že m isk a je sk u te č n ě n ejv íc rov,ryta n a k ra jíc h , k d e ž to zrcad lo u p ro s tře d . P ro to ž e chcem e v y ro b it so u m ě rn o u p lo c h u k u lo v o u , m u sím e sp ln it je d n u p o d m ín k u z á sa d n í d ů le ž ito s ti: ta h y z rc a d la p ře s m isk u m u sí j í t po všech m o žn ý ch p o lo m ěrech m isk y i z rc a d la a to. ta k , a b y v še c h n a m ísta k o to u č ů se o b ru šo v a la s te jn o u ry c h lo stí. T oho d o sáh n em e tím to p o stu p e m : J. zrcadlo o táčím e ste jn o m ě rn ě v ru k o u ; po k a ž d é m ta h u , k d y ž se s tře d y o bou k o to u č ů m íjejí, p o o to čím e zrcad lo p ro ti sm ěru h o d in asi o 1 cm ; 2. o b ch ázím e u sta v ič n ě p ra c o v n í stů l, tý m ž sm ěrem , čím ž v z n ik n e ro ta c e brousicí m isk y vůči z rca d lu o p a č n ý m sm ěrem ; p ři k a ž d é m ta h u , k d y ž p o ­ o točím e zrcad lo v ru c e, u d ě lá m e m a lý k rů č e k v p ra v o . S o u ča sn o st a, s te jn o ­ m ě rn o st tě c h to d v o u p o h y b ů m u sím e n a c v ič it a ta k je zrn ecItan iso v at, ab y p ra v id e ln o st a so u m ě rn o st b ro u še n í b y la za ru č e n a . P o s tu p b ro u še n í n á m to sá m p ro z ra d í: lesklé m e z ik ru ší n e ro z b ro u še n é h o sk la n a zrcad le, k te r é se p o s tu p n ě blíží k e k ra jů m , m u sí z ů s ta t s te jn ě širo k é n a celém o b v o d u , s t ř e ­ dově so u m ěrn é. N ení-li to m u ta k , n e p ra c u je m e d o sti ste jn o m ě rn ě .

H ru b é b ro u šen í p o s tu p u je d o sti ry ch le, z v lá ště p o u žív ám e-li n ěja k é h o tv rd šíh o b ro u sid la , a je d o k o n čen o za n ěk o lik h o d in . P ro sv ě te ln o st n a še h o b u d o u cíh o re fle k to ru se o v šem m u sím e ro z h o d n o u t p ře d e m a p o d le to h o si u d ě la t ša b lo n u . P ro z a č á te k n e ra d ím n ik o m u , a b y se p o k o u šel v y b ro u s it zrcad lo sv ě te ln ě jší než 1 : 10, te d y p ři p rů m ě ru 12 cm o h n isk o v á v z d á le n o st 120 cm . P o lo m ěr k řiv o sti z rc a d la (a te d y i šab lo n y ) b u d e ro v e n d v o jn á so b n é oh n isk o v é v z d ále n o sti, čili 240 cm . M álo sv ě te ln á z rc a d la m a jí tu v elk o u v ý h o d u , že je jic h p lo c h a n e m u sí b ý t v y m o d e lo v á n a s ta k o v o u p ře s n o stí ja k o u o b je k tiv u v elm i sv ěteln éh o , a že te n , k d o si n e b u d e v ě d ě t ra d y s p a rab o lisací, b u d e v id ě t d o sti d o b ře i z rc a d le m n e p a ra b o liso v á n ý m , k u lo v ý m . M álo sv ě te ln ý o b je k tiv , k te r ý m á p o m ě rn ě d lo u h o u o h n isk o v ou v z d á le n o st, d á v á značn é z v ětšen í i slab ším o k u lá re m a je p ro to v ý h o d n ý p ro p o z o ro v á n í Měsíce a p la n e t, což b ý v á h la v n ím p ro g ra m e m k a ž d éh o a m a té ra . S h ru b ý m b ro u še n ím p ře s ta n e m e ra d ě ji o něco d řív e než p o zd ěji, te d y k d y ž n á m n a zrcad le p o d šab lo n o u je š tě tro c h u p ro s v ítá sv ětlo n a k ra jíc h k o to u če; d ů v o d je te n , že p ři je m n é m b ro u še n í se n á m p lo c h a je š tě o něco p ro h lo u b í a d o sá h n e ta k u rčen é k řiv o sti. P ře sá h n e m e -li za k řiv en í, v rá tím e se velm i sn ad n o tím zp ů so b em , že v y m ě n ím e m isk u a zrcad lo a b ro u sím e chvíli m iskou m ísto zrcad lem . P ř i sp rá v n é m z p ů so b u b ro u še n í m ů žem e b ý t jisti, že p lo ch a n ašeh o z rc a d la i m isk y je stá le p lo ch o u k u lo v o u , n e b o ť je n d v ě koule n a sebe m o h o u v k a ž d é poloze p řesn ě p řilé h a t, m a jíc e v šu d e s te jn o u k řiv o st. J e p o d m ín k o u , a b y to m u ta k b y lo až do kon ce, a k to m u to cíli m u sí stá le s m ě řo v a t v še c h n a n a še sn a h a . K a ž d ý si m u sí sá m u v ě d o m it, co m ů že o h ro ž o v a t p ra v id e ln o st a s y m e trii jeh o p o s tu p u , a v y v a ro v a t se to h o ; k d o n e v y b ro u sí p lo c h u ro ta č n í, u rč itě zah o d í sv ů j v ý ro b e k .

| Výroky a postřehy. Přeháněli bychom, kdybychom tvrdili, že nej jednodušší spojení mezi' konstantam i atomové a jádrové f y s i k y vede mlhovinami. Bylo však třeba poznati úprk mlhovin, aby se objevila tato souvislost. — A . S . Eddington. Festsehrift fů r E lis Strdyngren. 1940.

I Nové knihy. Pozoruj aio obloliu. — P o d tím to n á z v e m v y d a la A stro n o m ic k á sekce P říro d o v ěd eck é sp o lečn o sti v M o rav sk é O stra v ě za red a k c e B . Č u rd y L ipovského b ro ž u ru o 24 s tra n á c h , k te r á m á slo u žili je d n a k ja k o p rv n í p říru č k a n o v ý m a d e p tů m a stro n o m ie, je d n a k m á d o k u m e n to v a ti čin n o st lé to sekce. O b sa h u je a stro n o m ic k á d a ta o Z em i, M ěsíci, S lunci a p la n e tá c h , sta ť o ry c h lo sti sv ě tla a z n í o d v o z en ý c h v z d á le n o ste c h a n ě k te ré ú d a je ze sférické astro n o m ie . V e d ru h é č á sti se d o č tem e o č in n o sti A stro n o m ick é sekce, k te r á č ítá 6 o d b o rů : p ro p o z o ro v á n í p ro m ě n n ý c h h v ěz d , m e te o rů , S lunce, p la n e t a M ěsíce, o d b o r p ře d n á š k o v ý a o d b o r te c h n ic k ý . D ále tu n a jd e m e v ý ta h ze se z n a m u k n ih sekce a p o n ě k u d n e k ritic k y v o len ý seznaní do p o ru čen é astro n o m ic k é lite r a tu ry . B ro ž u ru d o p lň u je 10 ilu stra c í n a p ř. ta b le a u d ale k o h le d ů členů sekce a v ý sle d k y s n im i docílené. T v o ře n í re g io ­ n á ln íc h sekcí, k ro u ž k ů a p o d . m á v e lk ý v ý z n a m p ro šířen í z á jm u a z ísk áv á n í astro n o m ic k é h o d o ro s tu a z to h o d ů v o d u se tě ším e z ú sp ě c h ů o stra v sk é sekce. S te jn ě je v ša k d ů le ž ité , a b y se ta k o v é k ro u ž k y tě sn ě p řim k n u ly k v ě tš ím o rg an isa č n ím celk ů m , ja k o je Č eská sp o lečn o st a stro n o m ic k á . O stra v sk á sekce p o ch o p ila d ů le ž ito st to h o to so u stře d ě n í a d ů sled n ě je ve své č in n o sti u p la tň u je . ' Llc.

j

Kdy, co a jak pozorovati.

D ů le ž ité u p o z o rn ě n í: V ešk eré časové ú d a je u v e d e n y jso u v čase s tře d o ­ e v ro p sk ém SEČ , n eb o v čase sv ě to v é m SČ. P ro t. zv. čas le tn í S E L Č p la tí v z ta h : le tn í čas (S E L Č ) = sv ě to v ý čas (SČ) + 2h — = s tře d o e v ro p s k ý čas (SE Č ) -|- lh . Č asy v ý c h o d u , z á p a d u a jin ý c h ú k a z ů jso u v y p o č te n y p ro p o le d n ík stře d o e v ro p s k ý a o b zo r p a d e s á té ro v n o b ě ž k y . 'n

5

<3 H

CO 00

o

CO CD »

00

CO (M 0 0 O í LO O lO 0 5 0 0 T íh 0 0 t > i-< 0 5

cá a •cá N

ec i> i-í"tjTi> o i-h

i— I I-Hf— ( (N
V lOHCCOTfí O Ol

C3

^£

,q CS f ' t ' I > __i

i,

K3 O l

CO ^

CO Ol

& o 'j A

05 00 l > t " t~~ I > 0 0 00 05 O H« M rt H (MN N (MN

'

(M <M (M

CO O

COCO C l H

°r.

°„

05

ň

co tJí co co oi m t''

to

rH lO

0„°05i

(M CO T}( T ř

h oi 05 oo i— i

oi

CO 312 TO3 o o

,ré_ M00t co >HTř 05 -+ > c O S o o" CO ^ r-H -<# 1—i CO

rř l lO CD 0 0 i—(

ocoo oo oo 05

05 05 05 05 05

■ >o

o

05 CO CO i— I

S k

.o

lO

CO 0 5 O l CO CO

05 co co t~ • 5 oTo o o" o" O o O J - , t ' 0 5 O H O l CO r t l 9^3 oioicococococo

,a -

CO CO Ol CD lO 05 O

o í

O l* oo C

S

f - í O l i—i 0 5

lOCOH-fi

~ LO“OO IQ § O O O o _05 ° 1 O O 'l 0 CO ^ ^

co 01

'CČ ^

z ^ of oí L~ I-H1C 00 ^ >o ^ Ng

o rfe o ffl

S ©

h oi oj q co ©^ oi co r f »C CO CO l ~ i '-

O l ÍO

0 0 O l I q 0 0 I—)

—I 0 5 0 f-H 0 1 —i

t" - CO1Tjí1 O l F—I rjH—1 CO 1—< 0 0 COO l CO —1

o

ť 00

1>1>lOrf OÍO 5q£ c3 11 CO CO CD CO CO CD

w li

01 oi oi ci

I> 00 05 O l > CO 0 5 CD I r-H H O l (

o £

^s

—t O l 01

0 0 HO O l O l i

o© o o o

05 t- O

£5 o 6o t> l> co T N5 CO 1—t *-0 CO

0

-

i—l Ol Ol01 Ol Ol Ol

>
IQ T ť »

Ol H

cá

>o

m

^

00 O

S

co ’—11 co oi H

1co i> i'

—

(N N

'? fl ja cá

oo t

: — -i

o

«řS & 3 — ( +J t/3 ,r^ á^ žc

o p

o®

05 05 00 t> I

§2

o

oo oT i

r-H(X) 00 t- COt-00 ■ —ř— ( lO 1 1 1 I 1 >nij -r 1 I 1 i -j._j . 0 s r- c co' + H- | j 1 cC sa. o t> 05 oo -+ Ol kl Cj rH Th CMco r~i Ol CČ ÍO 1^ 05 00 »o ■<# clO lO lO ic lO 1C Qh xrHo l> CO CO (D O 0(Mco co Tť cď r-H’*£><Mco 00 O .^ r—f r-H í-H i-H .1_ -|- I -! + + 05 O co (M05 rH oo' 1—1OÍ 05 LOCOOl Tti o -4-i
G. Z á k r y t y . (Č asy T p la tí p ro P ra h u .) D a tu m II. C. 28.

hvězda 38 V irg in is BT) + 1 6 ,1 6 7 9

V el. F á z e 6,1 R . . D

T SEČ . Oh 3,8™ L 6,3

a — 0,7 — 2,0

b p o s. i'ihel + 1 ,0 282° + 0 ,8 40 v . a.

Z právy Lidové hvězdárny. N ávštěva na hvězdárně v prosinci 1941. H v ě z d á rn u v p ro sin c i n a v š tí­ vilo 37 je d n o tliv ý c h n á v š tě v .o b ecen stv a, 1 h ro m a d n á s k u p in a s 20 ú č a stn ík y a 180 členů S polečnosti. Pozorování na hvězdárně v prosinci 1941. P ro n á v š tě v y o b e c e n stv a b y ly u s p o řá d á n y č ty ři p o z o ro v a cí v e čery u d a le k o h le d u . B y ly u k a z o v á n y p la n e ty V enuše, M ars, J u p ite r a S a tu rn , d ále M ěsíc a n ě k te ré d v o jh v ě z d y , h v ě z d o k u p y a m lh o v in y . Č lenové S polečnosti p o zo ro v ali slu n ečn í sk v rn y (22 p o zo ro v ací d n y ) a po v še c h n y ja s n é v eče ry b yly p o zo ro v á n y , p říp . i k reslen y p la n e ty M ars, .Ju p ite r a S a tu rn .

I Z právy Společnosti. A stronom ie. P o č á tk e m le d n a 1912 došlo o d p říslu šn ý c h ú řa d ů po v o len í k tisk u A s t r o n o m i e , k te ro u jsm e h odlali p ů v o d n ě v y d a ti k V án o ců m 1941. Dílo b ylo d án o ih n ed do sa z b y a v y jd e v ja rn íc h m ěsících; bližší d o b u v y d án í a p o s tu p p rá c e o zn ám ím e je š tě v n ě k te rý c h p říštích číslech ,, Říše h v ě z d ". A stro n o m ie b u d e k n ih o u , k te ro u již n a ši p řá te lé h v ě z d á řs tv í d á v n o p o s tr á ­ dali — z á k la d n í a stro n o m ic k o u p říru č k o u , u čeb n ic í, ve k te ré n a jd e k a ž d ý in te lig e n tn í č te n á ř p o p u lá rn í so u b o r m o d e rn ích p o z n a tk ů a stro n o m ic k ý c h , k n im ž ta to k rá lo v sk á v ě d a v p o sled n ích letech dospěla. P ro d e jn í cen u sdělím e p o zd ěji. P ro to ž e p o č e t v ý tis k ů n e b u d e příliš v elik ý , d o p o ru č u je m e člen ů m , a b y se v č a s p řih lá sili k z á z n am u . B u d e-li m ožno v y d a ti jis tý p o č e t v ý tis k ů v á z a n ý c h , o zn ám ím e p o zd ěji. S u b sk rib e n tů m b u d o u k n ih y ih n e d ro z e slá n y , ja k m ile v y jd o u . Veškeré štočky z archivu Íiíše hvězd.

M aje tn ík a v y d av a te l Č esk á společnost a stro n o m ic k á , P ra h a IV .-P e třín . — O dpovědný re d a k to r: P ro f. D r. F r.N u šl, P ra h a -B ře v n o v , Pod L ad ro n k o u 1351. — T isk em k n ih tis k á rn y „ P ro m e th e u s” , P ra h a V III., N a R okosce čís. 94. — Novin, zn ám k o v á n í povoleno č. ř. 159366/IIIa/37. — D ohlédací ú řa d P ra h a 25. V ych ází d e s e tk rá t ročně. — V P ra z e , 1. ú n o ra 1942.

PO ZO RUJTE

PROM ĚNNÉ

0 M I R A

HVĚZDY.

c e t í

2- I0m «5e

J R

L Y N C I S 6 -W "

5*

Uveřejňujem e další m apku dlouhoperiodických prom ěnných. Vhodné srovnávací hvězdy jsou označeny m alým i písm eny abe­ cedy a číslo vedle n ich značí hvězdnou velikost zaokrouhlenou na 0 ,lm. D esetinná tečk a je vynechána. N ávod v 9. čísle Ř. H. 1941.

Obsah č. 2. Doc. D r. J . M . M o h r : V čem tk v í v ý zn a m a stro n o m ie p ro p ra k tic k ý živ o t ? D r. B. B e d n á ř o v á : P ře d 300 le ty zem řel v elik ý h v ězd á ř. — V. R u m l : Z o d iak áln í světlo. — V. S t e h l í k : a její v yžití v astro n o m ii.

—

v á ř : B ro u šen í z rcad lo v éh o o b jek tiv u . n om ický slo v n íček .) — N ové k n ihy.

F o to g ra fie in fra č e rv e n ý m i p a p rs k y

Z dílny h v ězd áře a m a té ra :

D r. A . B e č ­

Je n b ychom rá d i věděli. (A s tro ­

Co a ja k p o zo ro v ali.

V ý ro k y a p o stře h y . —

Z p rá v y S polečnosti. — Z p rá v y Lidové h v ě zd árn y .

REDAKCE ftíŠE HVĚZD, Praha IV-Petřín, Lidová hvězdárna. V šechny o sta tn í z á le ž ito sti spolkové v y řiz u je A d m i n i s t r a e e „Ř íše h v ězd ” .

Administrace: Praha IV.-Petnn, Lidová hvězdárna. Úřední hodiny: ve všední dny od 14 do 18 hod., v neděli a ve sv á te k od 10 do 12 hodin. V pondělí se n e ú řad u je. Ke všem p ísem n ý m d o tazů m p řilo žte z n á m k u n a odpověď! A d m in istra c e p řijím á a v y řizu je dopisy, k ro m ě těch, k te ré se tý k a jí redakce, dotazy, re k lam a c e , o b jed n áv k y časo p isů a k n ih atd . Roční předplatné „Ř íše H vězd” činí K 40,— , jed n o tliv á čísla K 4,— . Č lenské příspěvky na rok 1942 (včetně č a so p isu ): Členové řádní v P r a z e K 50,— . N a v e n k o v ě K 45.— . S tu d u jíc í a dělníci K 30,— . N oví členové p la tí záp isn é K 10,- - ( stu d u jíc í a dělníci K 5,— ). — Členové zak lá d a jíc í p la tí K 1000,— jednou pro vždy a časopis d o stá v a jí z d a rm a . Veškeré peněžní zásilk y jenom složenkam i P oštovní spořitelny n a ú čet Č eské spo lečn o sti astro n o m ick é v P ra z e IV . (B ianco slož. o b d ržíte u každ éh o pošt. ú řa d u .) Ú čet č. 42628 Praha.

T elefon č. 463-05.

Praha IV.-Petřín, Lidová hvězdárna je s t o te v ře n a je n z a přízn iv éh o počasí k ro m ě po n dělk ů pro jedno tliv ce v 18 hodin a pro h ro m a d n é n á v ště v y v 19 hodin. (Tel. 463-05.) M ajetn ík a v y d av a te l Č esk á společnost a stro n o m ick á , P ra h a IV .-P e třín . — O dpovědný re d a k to r: P ro f. D r. F r.N u šl. P ra h a -B řev n o v , P o d L ad ro n k o u 1351. - T isk em k n ih tis k á rn y „ P ro m e th e u s” , P r a h a V III., N a R okosce čís. S4. — N ovin, zn ám k o v án í povoleno č. ř. 159366/IIIa/37. - D ohlédací ú řa d P ra h a 25. 1. ú n o ra 1942.