Dr. B. ŠTERNBERK., Stará Ďalu:
O rozpínání vesmíru. (D okončení.)
III. Vraťme se tedy k otázce vzdáleností exogalaktických mlhovin. Metodou cefeid byla stanovena vzdálenost a jinak ověřena pro obě mračna M agellanova (Shapley), mlhovinu N. G. C. 6822, divě velké, známé m lhoviny v Andromedě a Trojúhelníku, a konečně, méně jistě, pro jiná tři tělesa.20) Jako příklad uvádím, že v mlhovině v Trojúhelníku bylo měřenot 35 ceíeidl — To je tedy základ dal šího postupu Hubblovu, který budeme sledovati podle starší práce5) a zejména poslední.51) — Prvním předpokladem je, že těchto 8 útvarů (resp. 10, s dvěm a průvodci m lhoviny v Andromedě) před stavuje obecně typ y všech exogalaktických mlhovin. Soulad od vozených důsledků to podle Hubbla ověřuje — argument, se kterým se často v jeho pracích setkám e. P ro zm íněné m lhoviny počítá ze zdánlivých jasností a vzdáleností absolutní jasnosti n e j j a s n ě j š í c h h v ě z d v nich. V ycházejí čísla (v prvém řádku)*): — 5-8 7-4 5'6 6-3 5'8 — — 6-0 6'0 5'8 — 16-6 15-8 12 0 14-9 17-0 13 2 12-7 13*1 15*3 16-0
S tře d : — 6-1 m (fot.) S tře d : — 14-7 m (vis.)
V druhém řádku jsou ú h r n n é absolutní jasnosti c e l ý c h m l h o v i n většinou na základě zdánlivých jasností, odhadnutých visuelně vídeňským astronom em H oletschkem před 25 lety malým refraktorem a vzdálenosti.**) Rozchod hodnot v prvém řádku je nepatrný zejména tehdy, vynechám e-Ii druhé číslo, náležející m. M. M. T ato skutečnost vede k dom něnce, že je určitá horní m ez pro luminositu (absolutní jasnost) hvězd, stejná pro všechny exogalaktické m lhoviny. K další diskusi a určení této velikosti použil Hubble středních a starších spirál nebo nepravidelných mlhovin. Jen v těchto útvarech m ůžem e totiž nalézti jednotlivé hvězdy. A by měl stejnorodý materiál, musil se omeziti na mlho viny jasnější než 11*5 m šk ály H oletschkovy-H opm arm ovy. Na c e *) T y to m lhoviny m ají stejnou b a rv u , ta k ž e m ůže H ubble manipulovati s fotografickým i jasnostm i na p rv é m řád k u a visuelním i na druhém . *•) V tabulce H ubblově I.*1) je zřejm ě přeh o zen n á z e v v elk éh o a m alého M račn a M agellan o v a. *°) E. H ubble: N. G. C. 6822 a R em o te S te lla r S y ste m . Ap. J. 62, 409, 1925. — A S pirál N ebula a s a S te lla r S y stem M essier 33. Ap. J. 63, 236, 1926. — A S pirál N ebula as a S te lla r S y ste m M e ssie r 31. Ap. J. 69, 103, 1929. 21) E. H ubble and Aí. L. H u m a so n : T he v e lo city -d ista n ce relation am ong e x tra g a la c tic nebulae. Ap. J. 74, 43, 1931.
lém nebi bylo tehdy znám o 140 takových těles a z nich v e 40 b y ly k použití stálice. Hubble zkoumal rozdíly zdánlivých úhrnných velikostí a v eli kostí nejjasnějších hvězd; dosti dobře zaručená střední hodnota to hoto rozdílu činí u zm íněných 40 těles + 8*9 m. Nanesem e-li rozdíl 8*9 //? na střední hodnotu prvého řádku (— 6 1 m), obdržíme pro střední hodnotu úhrnné absolutní jasnosti mlhovin číslo — 15'0 m. Přímé v ý sled k y uvedených mlhovin dávaly ■— 14'7 m (druhý řá dek), o v šem se značnou nejistotou. Hubble se proto přiklání k lépe zajištěném u číslu a přijímá jako konečnou hodnotu průměrnou pro absolutní jasnost celé m lhoviny — 14-9 rn (visuální). K tomu číslu se ještě vrátím e. Vzhledem k rozdílu + 8-9 m přijímá pak pro abso lutní jasnost nejjasnějších hvězd číslo — 6'0 m (fot.). Tím dostal Hubble další pomůcku k stanovení vzdáleností tam, kde nelze idientifikovati cefeid. Užije se zdánlivé fotogr. jasnosti nejjasnějších hvězd tělesa (mi, ) a dosazením do jediné rovnice dosud napsané v našich článcích získávám e vzorec: log d = 0'2 tm, + 2 2. Z této formule můžeme ted y počítati vzdálenost m lhoviny po m ocí zdánlivé jasnosti nejjasnějších jejích hvězd. K námitce, že u tak vzdálených těles nerozliším e vzájem ně hvězdokup a jednotli vých hvězd, odpovídá Hubble, že v ý sle d k y pro vzdálenější tělesa jsou v souladu s výsled k y pro tělesa blízká. Ale jsou ještě jiné cesty . Pro m lhoviny, v nichž nevidím e žád ných isolovaných hvězd, mohou být kriteriem zdánlivé jejich roz m ěry a úhrnné jasnosti. Rozměrů lze použiti jen v jistém omezení. Rozbor materiálu v tom směru dokázal zejména, že intensita po vrchová je u každé třídy mlhovin (viz moje část I.) stejná, a že luminosita jádra je % lum inosity úhrnné. T yto zjištěné skutečnosti mají význam hlavně v tom směru, ž e ověřují soulad, »consistency« dat týkajících se útvarů tak vzdálených a vzájem ně se lišících. Pro určení vzdálenosti má větší význam úhrnná jasnost než prů měr mlhovin. Luminosita klesá zpravidla prudce od jádra m lhoviny ke kraji. Proto naměříme na fotografiích velmi různé průměry m lhoviny podle toho. jak dlcuho exponujeme, jakou máme sv ě te l nost optiky a citlivost desk. Naproti tomu tato vada odpadá u m ě ření úhrnných jasností, nebof zdroj světla je soustředěn v jádru. N ejvětší pramen nejistoty nyní spočívá v tom, že chybí bezpečná soustava a m etoda n e b u lá m íotom etrie. Kdežto visuální odhady jsou celkem snadné — spočívají jen v porovnání celkového dojmu m lhoviny s jasností stálice v dalekohledu co nejmenším — jsou u fotografických metod potíže. Nutno bud proměřovati krátkoohniskové sním ky, na nichž obrazy mlhovin se neliší od obrazů hvězd, nebo užívati extraíokálních snímků tak, že se obrázek zvětší na plošku větší, než je ohniskový obraz m lhoviny. Touto cestou — jistě poměrně nejsprávnější — získal některé fotografické velikosti Hubble. Podle mého názoru jediná přesná cesta je měření fotoelektrické. Poslední zdokonalení této m etody poskytují naději, že
bude možno jí použiti i na tak slabé útvary, jako jsou exogalaktické m lhoviny. Na sjezdu am erické fysikální společnosti v P asadeně v prosinci minulého roku referoval Sinclair Smith--) o tem, že na hvězdárně na Mount W ilscnu umístili fotoelektrický článek do ohniska »coudé« l'5m etrového dalekohledu. Toto pevné postavení umožnilo použiti H offm anova elektrometru, což spolu s evakuováním aparátu23) znamená značné zv ý šen í citli vosti a přesnosti. L ze měřiti fotoelektrické proudy až 30 elektronů za sekundu, ale když se nesestoupí pod 500 elektronů za sek., možno danou aparaturou měřiti h v ězd y 14 m! Vzpomínám při té příležitosti, že b y lo dávným piánem prof. Guthnicka sestrojiti zvláštní dalekohled pro fotoelektrická měření, kde by byl elektro metr pevně umístěn (v iz též 24). — Jak jsem v ysvětlil, uváděje tabulku mlhovin, pro něž jsou vzdálenesti přímo určeny, přijímá Hubble jako průměrnou hodnotu visuální jasnosti absolutní —• 14’9 m. Rozdíl jasnosti visuální a fotografické indikuje, jak známo, barvu. Tento index barvy vych ází u exogalaktických m lhcvin + 1T m. Spektra jasných, blízkých mlhovin jsou zřejmě trpasličího typu (G 3). Index prozrazuje, že je barva červenější, než by měla býti — příčina je zatím neznámá. Úhrnnou, absolutní, fotografickou jasnost máme ted y — 14'9 m + 11 m = — 13'8/n a vzorec pro v zd á le nost log d — 0'2 /«„ + 3’8, kdež in:i je zdánlivá, úhrnná jasnost fo tografická. Od vydání práce H ubblovy vzrostla literatura o těchto pracích. Máme zejména práci 11. S h a p leye a M iss Am es, diskutující 1249 exogalaktických mlhovin, jasnějších než 13. velikosti.23) Tohoto materiálu použil H. K nox-Shaw , loňský president anglické Royal Astroncmical S ociety, v e sv é přednášce na valném shromáždění společnosti dne 10. února t. r. Nemám dosud přesného textu této přednášky, jež vyjde asi ve 4. čísle letošního ročníku M onthly Notices c f the R. A. Soc., ale mohu referevati o hlavních m yšlenkách podle přehledu v e sbornjku O bservátory.26) Rozborem materiálu zmíněné am erické práce dochází K n ox-Shaw k velikosti — 14*5 m jako průměrné absolutní fotografické velikosti exogalaktické mlho viny (čísla v O b s e r v á t o r y jsou asi přehozena). Hubble udá val, jak jsem právě uvedl, — 13*8 w. T ato zm ěna O-7 m znamená, že je třeba zvětšiti llu bblovu škálu vzdáleností o 38%. Použití absolutní úhrnné jasnosti má jen a jen statistický sm ysl; to peznávám e na- rozchodu hodnot druhého řádku naší tabulky Sinclair S m ith : A sen sitiv e ste lla r ph o to m eter. P h y s. R ev. 43, 211, 1933. 23) A. E. W h ilfo rd : T h e ap plication of a therm ionic am pliiier to the p h o to m etry of sta rs. Ap. J. 76, 1932. -4) P. G u th n ick: 20 Ja h re lich telek trisch e P h o to m etrie. S te rn e 13, 2, 1933. ffi) ti. S h a p ley an d A. A m e s : A s u rv e y of th e e x tern al g alax ies b rig h te r than th e th irteen th m agnitude. H. A. SS. No 2. 1932. — P h o to m etrie su rv e y of n e a re r e x tra g a la c tic nebulae. H. B. 887. 1932. 26) A nnual G eneral M eeting of th e R oyal A stronom ica! S o ciety . O b se r v á to r y 56, 72, 1933.
(5 m \). T entýž rozptyl ukazují rozdíly zdánlivých úhrnných veli kostí a velikostí nejjasnějších hvězd u 40 m lhovin zkoum aných, jak jsem napsal, Hubblem. Je patrno, ž e rozptyl tkví v e velikostech úhrnných, ne nejjasnějších hvězd. Vidíme, že naše vědom osti o vzdálenostech exogalaktických mlhovin jsou podle nynějšího stavu v ěd y jen řádově správné. Přílišným skeptikům, lépe řečeno »rýpalúm«, bych připomněl ohrom ný pokrok, který je v tom, že nyní udávám e pro vzdálenosti čísla lišící se jen o faktor 2—3. Před několika lety bez velkých rozpaků jsm e se mohli příti o tom, je-li takový útvar 20.000 parseků nebo bilion parseků od nás vzdálen. A dále, podklad celé m etody není jen tak vratký, jak b y se ne informovanému mohlo zdáti. Jeden z nejobecnějších zákonů ve vesm íru je ten, že útvary stejné povahy mají zhruba touž velikost, jak zdůraznil v e sv é pěkné přednášce na sjezdu něm eckých lékařů a přírodozpytců E. Freundlich*7) Platí to stejně pro člověka jako pro spirální mlhovinu. Statistická platnost zákona o stejné abso lutní velikosti exogalaktických m lhovin dochází uplatnění zejm éna v případě kup těchto útvarů. T y to m lhoviny mají totiž tendenci tvořili shluky většího počtu jedinců, jež jsou od nás prakticky stejně daleko. Ihibble diskutuje 8 shluků (Virgo, P egasu s, P isces, Cancer, P erseus, Coma, Ursa Maior, Leo). Podle Lundm arka a Bernheim ra existuje takových kup (m etagalaktických) přes 200. Abych resum oval: cefeidy připouštějí stanovití vzdálenost nejbližších útvarů, u vzdálenějších používá se určité hodnoty ab so lutní jasnosti u nejjasnějších hvězd, konečně u nejvzdálenějších (statisticky) úhrnné absolutní jasnosti celé m lhoviny. Nezapom eňm e, že to byl prvý S liapley, který zavedl obdobný postup do astro nomie (jeho práce o kulových hvězdokupách). K určení průměrného rozložení hm oty v e vesm íru, jež má dů ležitý význam v teoretických úvahách, třeba znáti ještě hmotu exogalaktických mlhovin. O dhady postupují dvojí cestou, jednak pomocí úvah pohybových, pcdle otáčení těch soustav. Spektrálně byla zm ěřena rotace m lhoviny M 31 a NGC4594 (P e a se ). Druhá cesta je O pikova, který předpokládá, že svítící hmota exogalakti ckých mlhovin má tytéž vlastnosti, pokud se týká em isse světla, jako u galaktické sou stavy. V ýsledky řádově souhlasí. Vzhledem k sculadu ostatních poznatků soudí Htibble, že všech n y tyto útvary mají přibližně stejnou hmotu. Přijímá pro ni číslo 2-6 X 10’ hm oty Slunce. Další otázkou o všem je, jak jsou exogalaktické m lhoviny rozděleny v prostoru. M yslem e si, ž e jsou rozděleny zcela rovno měrně a že všechn y mají stejnou úhrnnou jasnost. Pak lze snadno odvoditi vzorec pro počet mlhovin viditelných až do určité, m ezní jasnosti úhrnné. Pro tuto zdánlivou jasnost a počet mlhovin A' platí: log /V = 0*6 - f konstanta. 2T) E. Freundlich: Die g e g e n w á rtig e A nschauung von A ufbau d es W eltg ebaudes. N aturw is. 21. 86. 1933.
Srovnám e-li statistiku s touto formulí, naleznem e podle Hubbla souhlas. Tuto skutečnost uvádí Hubble jako doklad pro domněnku o rovnoměrném rozdělení mlhorvin v prostoru a stejné úhrnné jas nosti všech. — Skutečnost ovšem nebude asi tak schem aticky jednoduchá. S hupiey v e sv ý ch posledních studiích58) zdůrazňuje nepravidelnosti v rozdělení těchto útvarů. Známé zm enšení počtu exogalaktických mlhovin v nízkých galaktických šířkách v y s v ě tluje se převážně bez pochyb pohlcováním sv ětla v naší soustavě galaktické. Naproti tomu v e větších šířkách nenalézá S h apley vztahu mezi počtem slabých hvězd a mlhovin. Soudí proto, že v těchto sm ěrech je absorpční hmota mimo naši Mléčnou Dráhu, anebo; což je jednodušší, jde o skutečné nepravidelnosti v rozdě lení exogalaktických mihovin. Ú vahy o pohlcování světla v galak tickém prostoru (viz na př. 58)) i v končinách vzdálenějších jsou pro naši otázku velm i důležité. Ta absorpční hmota má značný vliv na odhad střední specifické hm oty vesm íru: Hubble k ní nepřihlíží a dochází na základě úvah shora uvedených k číslu 1*5 X 10 ~3lgrlcnv>. D e Sitíer30) upozorňuje, že toto číslo třeba pova žo v a ti za dolní m ez. Horní m ez je dána předpokladem, že celý prostor mezi exogalaktickým i mlhovinami je vyplněn plynem ta k ové hustoty, aby pohlcování světla, jež z tohoto předpokladu plyne, n ev y šlo v ětší, než m ůžem e připustiti na základě pozorování. Podle soukrom ého sdělení M enzlova de S ittero vi obdrží se takto horní hranice 10_5# g rlcm 3; to odpovídá atomu vodíku na 100 cm 3. Pokusil jsem se v předcházejícím nastíniti současný stav na šich vědom ostí o m nožství a rozložení hm oty v e vesm íru. Zbývá pojedmati o rozpínání, expansi, která — jak se zdá — se v tom to pozorovaném vesm íru jeví. Stručně řečeno, spektra exogalaktických mlhovin jeví posuvy čar, jež. pokud je vykládám e podle principu D opplerova, vedou — alespoň u vzdálenějších útvarů — k p o s i t i v n í m rychlostem , ted y k vzdalování. Přesněji vzato,51) uka zuje se, že logaritm y radiálních rychlostí a zdánlivé úhrnné jas nosti jsou \ lineárním vztahu. Připom enem e-li si rovnici pro vzd á lenost mlhovin, to jest, přijmeme-li za správný poznatek o stejné absolutní jasnosti úhrnné těchto útvarů, vychází peměr rychlosti a vzdálenosti stálý, totiž 558 irm/sek na milion parseků (megaparsek) podle Hubblu. f e n n o v ý prvek, rychlost, je po měřicí stránce za jištěn celkem dobře. U žívá se sice nepatrných dispersí, ale chyba činí při rychlosti 20.000 k m lsek. pouze 300 km lsek. O všem da leko m éně jistý je t. zv . součinitel rozpínání, to jest to číslo 558 fcm/sek/megaparsek, jak už jsem se zmínil a z důvodů, jimiž jsem se obšírně zabýval. 1 když nepřihlížíme k nejistotě m etody 28) H. S h a p le y : N ote on the d istrib u tio n of rem o te g alax ies and íuint S ta r s . B. H arv . 890, 1. 1932. 29) p . van d e K am p: O n th e ab so rp tio n oí lig h t in the galactic sy stém . A. J. 47. 97, 1932. 30) W . d e S itte r: On the ex p an d in g u n iv erse. Ak. A m sterd am P ro c . 35. 596, 1932.
ceíeid a nebulární fotom etrie, vycházejí podle některých autoru na př. různé hodnoty při zkoumání isolovaných mlhovin a shluků. K nox-S h aw uvádí na citovaném m ístě 590 km pro isolované a 400 km pro shluky. To jsou v ý sled k y asi tak z celého dosud zná m ého materiálu (rychlosti a vzdálenosti pro 52 isolovaných mlhovin a 32 mlhovin v shlucích). K pioblém u m ožno se přiblížiti s druhé strany: platí-li vztah mezi rychlostí a vzdáleností přesně, máme v radiální rychlosti n o v ý prostředek k určení vzdáleností exog. mlhovin. Hubble a Hu~ m ason21) odvozují tak četnosti absolutních jasností pro m lhoviny. V této části sv é práce dopustili se om ylu, jak ukázal nedávno O ort:“) Jiná důležitá otázka, jež se už stýká s teorií, je vliv znač ných rychlostí mlhovin na rozdělení intensity v e spektru, tedy je jich barvu, jasnost a vůbec ztlumení sv ětla (Hubble-Humason, S to b b é, M ilné a j.). Vždyť určení vzdáleností jde přes zdánlivou jasnost. Je patrno, že bude třeba mnohem v íc e pozorovacího m a teriálu, aby bylo jasno aspoň po stránce m ěřící astronomie. M eze našich poznatků, jež b y ly některým i teoretiky zprvu přehlíženy, m ěly značný v liv na poslední v ý v o j teorií. A čkoliv tato stránka leží mimo hledisko, jež jsem si s počátku vytkl, přece chci s e stručně zmíniti o n ových věcech. Jak jsme poznali, pozo rování vede s výhradou nejistoty výsledků a poukazem k poněkud sm ělém u zobecnění vztahu zjištěného pro stovku útvarů na mi liony exogal. mlhovin k představě rozpínání vesm íru, lépe řečeno rozpínání soustavy exogalaktických mlhovin. V ývoj teoretických pokusů k objasnění této skutečnosti až do řešení L em a itro výcli hyl dostatečně zachycen v populární české literatuře (M aškův překlad výborné knihy J ea n so vy, brožura Sloukova, překlad de S ittro v a článku), na niž s s odvolávám . K sv é poznám ce v úvodu o ztrěn ě v dalším v ývoji připojuji, že nejnověji reklamuje prioritu pro sebe R obertson.3S) Sledujme tedy v ěc předně podle nové práce de S ittro v y .30) V zm íněných populárních pojednáních nalezne čtenář výklad o tom, jakou úlohu hrála kosm ologická konstanta / a kladné zakřivení prostoru. P ředstava o kladnosti obou těchto veličin stala se do té m íry částí přijaté teorie, že se přehlédla při přechodu k L em aitrcv ý m řešením důležitá okolnost. V těchto řešeních není totiž přede psáno znam énko ani pro /., ani pro zakřivení prostoru, obě mohou býti kladná, záporná nebo rovná nule vzájem ně neodvisle. D e S ittro v o nové řešení vede k jisté veličině P, jež závisí na rychlosti rozpí nání vesm íru a hustoty hm oty v něm, tedy na veličinách, jež po zorování umožňují určiti jen nedokonale. Proto m ožno udati pro P jen m eze: 0-01 < P < 15.000. S hodnotou neurčitou po tento stu peň je o všem obtížné počítati. Ale i kdyby bylo P známo přesně,. 31) O ort: Som e problem s con cern in g the d istrib u tio n oí lnm inosities a n d p eculiar velocities o í e x tra g a la c tic nebulae. BAN 226, 295. 1932. **) R o b ertso n : R elativ istic cosm ology. R ev. of m od. P h y s . 5, 62, 1933.
zů staly by hodnota /. a zakřivení prostoru neurčitými, ačkoliv b y vclba už byla om ezena. Není proto m ožno rozhodnouti m ezi jed notlivým i skupinami řešení. Za současného stavu v ě c í možno velm i dobře přijmouti / i zakřivení rovny nule, tedy návrat ke quasieuklidovskéinu prostoru. Situace b y byla docela jiná, kdyby bylo možno určiti hodnotu /. nebo zakřivení neodvisle jinou cestou. Jak znám o z uvedené literatury, odvodil Eddington z kvantové teorie a vlnové m echaniky vztah m ezi poloměrem vesm íru, počtem elek tronu v e vesm íru a znám ým i konstantam i fysikálním i. T akový vztah má sm ysl jen v uzavřeném vesm íru s konečnou hmotou, tedy v prostoru s positivní křivostí; jinými slovy, činí se a priori předpoklad o znaménku křivosti vesm íru. Dále: zmíněná rovnice E ddingtonova vede k číslu, udávajícímu rychlost rozpínání vesm íru ve v ý tečn é shodě s číslem od vozen ým Hubblem a Humasonem (5C0/em/se
and th e expansion of the u n iv erse.
z části proniknuta frontou částic pomalejších atd. Č ástice sm ěřující dovnitř koule proběhnou koulí a vyn oří se na opačné straně, na čež postupují do prázdného prostoru. T o platí pro kterýkoliv bod koule. P o uplynutí dostatečně dlouhé doby všech n y částice budou s e vzdalovati přibližně sm ěrem od středu naší koule. Jen nejpo malejší poběhnou ještě dovnitř. Ve větších vzdálenostech bude po kračovat! postup třídění, částice se rozdělí v pásma stoupající kladnou rychlosti, postupujeme-li sm ěrem od koule. Je přím o patrno a lze jednoduše dokázati, že po uplynutí dostatečně dlouhé doby t bude průměrná rychlost částic V ve vzdálenosti r úměrná této vzdálenosti: iV cvar/í. To však znamená rozpínání, soustavné vzdalování pro v šech n y částice dostatečně vzdálené a lineárnost vztahu mezi rychlostí a vzdáleností, led y přesně to, co ve vesm íru pozorujeme. Tento v ý klad je tak elementární, že na něj nikdo před .Milném nepřišel. K dyby byl býval předložen před rozšířením obecné teorie relati vity, byl by asi hladce přijat. Základní rozdíl mezi pokusy o v ý klad dříve zm íněným i a tím to pohybovým pokusem je ten, ž e starší teorie přičítaly rozpínání gravitaci, kdežto teorie M ilnova vede k rozpínání, ačkoliv gravitace působí proti. Význačnou úlohu hraje čas f = 0. Jestliže bychom nyní náhle obrátili pohyb všech mlhovin, takže b y rozpínání přešlo v smršťování, pak by sou stava nabyla za předpokladu součinitele rozpínání 500 fcm /sek/m esaparsek asi za 2 miliardy let svéh o nejm enšího objemu. Potom by se začala znovu rozpínati. T edy před 2 miliardami let prošel v e smír kritickým obdobím. Je těžko nahodilé, že m etody určení stáří Země docházejí cestam i zcela odlišným i rovněž k číslu 2 miliardy let, okolnost, na kterou už několik odborníků poukázalo. Připo m eňm e si teorii Jeansovu o vzniku sluneční soustavy, jež v y ž a duje setkání dvou stálic. T akové setkání by bylo mnohem pravdě podobnější v onom období nejmenšího objemu soustavy. Tím jednoduchým vysvětlen ím není ovšem vyčerpána M ilnova práce. B ylo třeba odpověděti na několik otázek, jako: lze připustiti dostatečné rychlosti mlhovin, aby m ohly uniknouti z gravitač ního působení ostatních? Jak m ožno srovnati představu přednostní končiny prostoru, totiž toho místa, na němž byly s počátku sou středěny m lhoviny, s obecným i idieami relativity prostoru? A j. Aby mohl uspokojivě odpověděti, přijímá Milné jen užší teorii re lativity a zavádí n o v ý zobecněný princip relativity tohoto znění: d va pozorovatelé, kteří se pohybují vůči sobě rovnom ěrně a přím očáře, docházejí k t o t o ž n ý m výsledkům pozorování vesm íru, t. j. oba vidí tentýž sled událostí v e svém euklidovském prostoru a časové škále. Milné dospívá k zákonu rozdělení hm oty a pohybu v e vesm íru, podle kterého vesm ír mlhovin zaujímá rozpínající se kouli (v třírozměrném Euklidově prostoru), jejímž středem je k te rákoliv mlhovina. Obvod koule rozpíná se rychlostí světla a mlho v in y jsou soustředěny k tom uto obvodu. Jich počet je nekonečný,.
přes to m nožství světla, jež zachytím e v kterém koliv směru, je konečné. K a ž d é m u pozorovateli se zdá, že ho obklopuje sou měrně sou stava nekonečného počtu mlhovin, rozpínající se podle známého zákona. Shrnem e-li měnící se v ý sled k y pozorování a teorie, musíme říci, že nejsme ještě tak daleko, a b y naše poznatky tvořily nezá vadný celek a jednotu. Jeví se v šak už v nich hrubé r y sy úspěchu lidského ducha, jehož velikosti nedovedem e asi nyní ani odhadnouti. *
R ésum é: L a u te u r ex p o se le problém e de 1'expansion de fu n iv e rs et son é ta t actuel du p o in t de v u e d es ré s u lta ts astro n o m iq u es. A prěs la récapitulation de la classification des néb u leu ses ex tra g a lac tiq u e s, il s'occupe de la m éthode des C ép h éid es e t des c ritíq u es qui s ’y ra p p o r te n t D an s la troisiěm e p artie, il explique co m m en t on m esu re les d istan c es e x tra g a la c tiques, en faisan t re s s o rtir les diíficultés de la p h o to m é trie nébulaire. II patle ensuite de la d istrib u tio n de la m atiěre d an s V univers, des v ite sse s rad iales d es nébuleu ses e x tra g a l. et de 1’in certitu d e du coěfficient de l’ex pansion. P o u r te rm in e r il d onne 1'apercu de 1’évolution de la th é o rie ap rěs la d éco u v erte des réso lu tio n s n o n statiq u es, su rto u t du tra v a il de de S itte r (Ac. A m sterdam 1932) et de Milné (1933).
Dr. E M IL B U C H A R . V ojen, zem ěp . ú sta v. P raha:
Foucaultův důkaz otáčení Země. Celé v ěk y trvalo, než si člověk uvědomil, že Zem ě, kterou dlouho považoval za nehybný střed vesm íru, je planetou, oživenou velmi mnoha pohyby, snad ještě složitějším i než jsou ty, jimiž je zmítána m ýdlová bublina pod náhodnými nárazy větru. D ošel ko nečně i k tomu, že nejen m atem atickým rozborem rozpitval po hyb ové zjevy, ale našel také jejich příčinu v jednotném zákonu gravitačním , platícím stejně v naší sluneční soustavě, jako v nejzazších hlubinách vesm íru. Na první pohled se nám nezdá nic pevnějšího než právě Země, po které chodíme. A přece její nehybnost je jen zdánlivá, neboť není vůbec klidu v celém vesm íru. Nyní vím e, že naše Země se všem i horstvy i oceány, vážící 6 . 1 021 tun, otáčí se jednou za den kolem sv é o s y , řítí se m im oto rychlostí 30 km za vteřinu po veliké elipse kolem Slunce, vykonávajíc při tom řadu výchylek a kolísání, vzniklých přitažlivostí ostatních těles naší soustavy. Ja kožto součástka v y šších a v y šších systém ů účastní se však i všech jejich mnohem závratnějších pohybů —< p evný bod vesm íru je asi navždy ztracen. O tom, že se Země otáčí kolem sv é o sy, nepochybuje již ni kdo; vždyť se o tom to pohybu každý může kdykoli přesvědčiti pozorováním zdánlivého denního otáčení nebeské koule. P řes to však nepostrádá zajím avosti dokázati si tuto všeobecně známou
pravdu ještě jiným způsobem, zakládajícím se na principu setrvač nosti hm oty v pohybu. P om ůcky k tomu potřebné jsou velm i jed noduché. P ředstavm e si těžkou kouli, zavěšenou na drátě tak, že může k ý v a ti v e všech m ožných sm ěrech; rozkývám e-li ji, shle dáme po určité době, že rovina kyvu se uchyluje cd původního sm ěru a sice u nás na severní polokouli v e směru pohybu hodino vých iučiček, dívám e-li se shora. Není to však kyvadlo, jež sj uchyluje, nýbrž Země, která se pod ním mezitím pootočila; k y vad le sam o zachovává vzhledem k hvězdám neproměnný sm ěr pohybu. Zjevu si povšim l již r. 1661 italský fysik V i v i a n i, jeho pří činy však nepochopil. T eprve r. 1851 francouzský učenec F o u c a u 11 neod visls objevil toto zajím avé chování se k yvadla a v y světlil je otáčením Země. Svůj proslulý pokus provedl v e velkém měřítku v pařížském Pantheonu, jehož v y so k ý vnitřek se k tomu ob zvláště hodil. Olověnou kouli, v á ž íc í 28 kg, za věsil na ocelový drát, který upevnil na klenbu vysokou 70 m \ tak dostal dlouhé k y vadlo, jehož doba kyvu činila 8 vteřin. Koule měla na spodní polo kouli hrot, který v y zn a čo v a l v jemném písku na podlaze sálu směr i:ohybu. Pokus byl vykonán za účasti velikého počtu diváků a plně se zdařil; v ý sled k y v šak neb yly nikde uveřejněny. Od té doby byl tento m echanický důkaz rotace Země opakován mnoho krát na rozličných m ístech, při čem ž b y lo používáno velikých ky vadel, technicky zdokonalených. Ztáčení roviny kyvu bylo m ěřer : kvantitativně a většinou byl shledán dobrý souhlas výsledků s teorií. U nás vykonal Foucaultův pokus prof. K. V. Z e n g e r ke konci minulého století; každoročně byl též předváděn posluchačům v e fysikálním sále Karlovy university a od r. 1932 lze jej viděti i v Technickém museu na Hradčanech. R ušivé v liv y , vznikající třením v závěsu, vcházejí tím méně do výsledku, čím je koule těžší a čím je kyvadlo delší. 2 e však js možno i v malém měřítku dosíci dobrých výsledků, plyne z pckusů, které jsem před dvěm a roky vykonal v přítomnosti něko lika interesentů a sv ý c h přátel s im provisovaným kyvadlem , po měrně malým. Olověná koule o průměru 9 cm vážila 4‘5 kg, oce lová závěsn á struna byla 0‘2 m m silná a 4-48 m dlouhá. Upevnění, nejchoulostivější to část kyvadla, b ylo vykonáno velm i pečlivě. Struna byla zaletována do jem ného otvoru m osazného špalíčku, zašroubovaného do k ovové deštičky; ta byla pak zapuštěna přímo do betonového stropu sklepení, v němž byl pokus konán. Kruh, dělený na stupně, podsunutý těsně pod hrot koule, sloužil k stano vení směru kyvů. Rada měření, vykonaných v prosinci 1931, byla vykonána takto; Koule byla středově připevněna v e vych ýlen é po loze žíní a když se dokonale ustálila, byla žíně přepálena a k y vadlo začalo k ývati. Sm ěr kyvů byl odčítán v obou krajních po lohách, čím ž se vyloučila m ožná výstřed nost kruhu a ke každému úhlovému čtení byl zjištěn v ž d y příslušný okamžik pozorování.
B rzy se však ukázalo, že rovinný pohyb přechází po nějaké době v protáhlou elipsu, pravděpodobně následkem tření a vibrací bodu závěsu. Ve skutečnosti každé kyvadlo opisuje brzy elipsu, nechť je upevněno jakkoli pečlivě; malá osa elip sy se postupem doby zv ě t šuje, zatím co velká osa se útlumem zkracuje. Příčinou tohoto zjevu je kroucení závěsu v e směru pohybu Země a v ý sled n ý pohyb je neuzavřená »spirala ovata«, jež byla znám a již Vivianimu. Teprve J. G. H a g e n správně poukázal k tomu, že oválnost kyvů je vlastně druhým, nezávislým důkazem zem ské rotace. V našem případě byla zjištěna zajím avá závislost velikosti • malé poloosy elipsy a sm yslu pohybu na azimutu roviny kyvu. V 1. kvadrantu byl totiž sm ěr postupu koule v elipse kladný, kdežto v e 2. kvadrantu byl záporný. Přisoudím e-li malé poloose b znam énko směru pohybu, tu pozorované hodnoty b y lo lze v y stihnouti vzorcem b = b« sin 2 A. v němž A značí aziinut roviny kyvu a b« konstantu. P cdie toho jen v e dvou sm ěrech a sice od severu k jihu a od východu k zá padu zůstávaly k y v y dostatečně dlouhou dobu rovinné, takže b y ly podrobeny jen pouhému vlivu rotace Země. Tato vlastnost vzhle dem k sv ěto v ý m stranám je asi jenom náhodná a má svůj původ pravděpodobně v závěsu. Vznik oválnosti dráhy podařilo se fysikovi C h a r r o n o v i odstraniti nedávno tím, že nad prostředkem kyvadla umístil vodo rovný prstenec. Při každém v ý k y v u se zá v ěsn ý drát dotkne prstence a ztratí tím postranní impuls, nechť je jeho příčina jaká koliv.1) P oněvadž pohyb kyvadla udržoval elektrom agneticky, do cílil velm i dlouhých řad pozorování, při nichž k y v y zůstávaly do konale rovinné. Povšim něm e si nyní výsledků, jež poskytlo naše kyvadlo. Změna roviny kyvu je dána diferenciální rovnicí2)
v Jiiž u> značí úhlovou rychlost otáčení Země, (p zeměpisnou šířku stanoviska, a, b poloosy elipsy, / délku kyvadla a g zrychlení zem ské tíže. První člen vyjadřuje závislost Foucaultova stáčení na zem ěpisné šířce. Podle tohoto t. zv. sinusového vztahu projevuje se stáčení plnou mírou jen na pólech; čím blíže k rovníku, tím \. menší, až na rovníku vůbec mizí. Druhý člen zavádí opravu ply noucí z eliptického pohybu, nechť je jeho původ jakýkoliv. Ovšem , že je výhodnější, je-li malá poloosa pokud m ožno malá; proto naše pozorování byla vykonána v blízkosti obou uvedených směrů, v nichž b bylo rovno skoro nule; m im oto pozorovací řady nebyly ‘) P odle pokusů, je ž v y k o n a l prof. F r. B oček, o sv ěd ču je se to to uspo řád án í i při použití m alého k y v a d la. V iz Č asopis pro p ě sto v á n í m a te m atik y a fysiky, roč. 1933, s tr. D 35. -) J. O. H agen: L a ro tatio n de la te rre , str. 60.
příliš dllouhé (nejdelší trvala l'A hodiny), takže integrál
ŤI/f /"** o
nedosáhl velkých hodnot. V prosinci r. 1931 jsem změřil celkem 50 poloh kyvadla s příslušným i rozm ěry elipsy a dobami pozoro vacími. Hodnoty pro stáčení F roviny kyvu v jedné hodině, opra vené o vliv oválnosti pohybu, obsahuje tato tabulka: P očet po z o ro v án í
19 12 9 10
S m ěr k y v ů
F
poledník I. vertikál poledník I. vertikál
— — — —
10-92" 12-36° 11‘58° 11-94°
V ýsledné stočení v jedné hodině jest tedy F = — 11-70° ± 0 -3 0 °. Hodnota vypočtená ze sinusového vztahu pro danou zeměpisnou šířku q3 = 50° 6 ' 19" je F = — 11-51°, tedy o 0-19° menší, než b ylo naměřeno. Odchylka činí 1-7%. Ze sinusového vztahu m ůžem e v ša k vyp očísti naopak zem ě pisnou šířku cp pozorovacího místa, neboť F
s i n = -------. (O
V našem případě dostávám e
Drobné zprávy. Z á k ry ty hvězd M ěsícem , p o z o ro v a n é na sou k ro m é h v ě z d á rn ě K. N ováka n a Sm íchově. (p =
50° 4' 42", A = 0h 57m 38s E G r. V ý šk a n a d m ořem (A drie)
218 m.
iMetoda re g istra č n í! Z á k ry t : SE Č D a tu m :
>• 1931. X I I . 20. 1932. 11. 18.
H uy g h en s.
H vězda ]x>zorovan: h m 27 A ri
V I. 11. V I. 11.
134 B G em B D 3° 2502 B D 3° 2503 20 T a u
D a tu m :
H vězda
s
v zh led em k roé o sobní rovnici:
h m
#
20 50 53-12
91
6 ‘5 19 44 11 18 6-9 22 1 40-28 8 1 22 1 5-69 4-1 0 28 52 14
19 44 10*85 22 1 39-95 22 1 5*36 0 28 51.86
132 132 183 132
i
! p o z o ro v á n : h rn
20 T a u q T au
41 43
9
1 46 38-00 1 31 52-81
vzhledem k mé osobní rovnici:
h m
s
0-33 ± 0 03 0-33 0-33 0-33 0-28
± ± ± ±
0 03 0-02 0 02 0-04
H uyghens. okulár, zvétšení:
O sobní ro v n ice :
132 132
1 * * 0*40 ± 0*02 ( 0*40 ± 0*02
8
1 46 37*30 1 31 51*41
O so b n í ro v in c e : *
6-4 20 50 53‘45
V ý s tu p : S E Č
1932. X I . 14. X I . 14.
zvětšení:
Poznámky: 20./X II. 31. Za tm av ý m o k rajem M ěsíce! M ěsíce b ezm račn é nebe. 18./II. 32. Za U ./V I. 32. Z a 1L/V L 32. Za 14./XI. 32. Z a 14./XI. 32. Z a
— 6-5° C. Ci, Ci S tr. Kolem
tm av ý m o k raje m M ěsíce! 0° C. tm a v ý m o k ra je m M ěsíce! — Za tm a v ý m o k rajem M ěsíce! o sv ětlen ý m o k rajem M ěsíce! tm av ý m o k raje m M ěsíce! tm av ý m o k rajem M ěsíce!
Č aso v á a u to rita : B attem e n ts (o p rav en é) G B R a D FY. S ta v hodin ± 0-05s. O p řístro jích atd. v iz : Ř íše hvězd , ročník XII, 1931, pag. 190. P ra h a-S m ích o v , 1931. XI. 29. K arel N o vá k. Ze s v ě ta kom et. Z kom et v m inulých letech o b jev en ý ch b y ly sle d o v á n y ty to : 1. S c h w a ssm a n n o v a -W achm annova 1925. II. T ato z a jím a v á kom eta, k terá, a č je nyní v afeliu — 7 a s tr. jedn. o d Slunce — je v í p ru d k é kolísání ja s nosti i zm ěn y v e vzhledu, k te ré jso u z ajím av ý m dokladem v n itřn í činnosti těch to tě le s. T ak jako loňského roku (viz R. H. XIV, 34) p ro d ě la la zn ačn é p ro m ěn y i v letošní opposici: v p rosinci a lednu b y la 17. vel., kolem 20. ledna stoupla náhle její jasn o st na 13. až 12. vel., 26. I. je v í z ře te ln é já d ro 14. vel. s kom atem o p rů m ěru 25". V ú n o ru o d h ad n u ta je jí v elik o st na 14., 21. a 22. II. jeví se jak o h v ězd ič k a 13-5 vel., ale b e z m l h o v i t é h o o b a l u — naopak 24. a 25. II. jak o m lhovinka 14-5 vel. a p rů m ěru 15" b e z j á d r a . — 2. G e d d eso va k o m eta 1932g b y la tělesem d o sažiteln ý m
i m enším dalekohledům . P o sle d n í p o zo ro v án í z P o zn a n ě /. 25. IÍI. u vádí 9-5 vel., ač je již v zd á le n a více než 3 a str. jedn. o d Slunce a 2 2 od Země. K oncem dubna, 30. IV. m á A R 13h 6m 23s a deklinaci + 35® 26'. — 3. B orely h o periodická k o m eta I932i je již m éně d o sažiteln ý m tělesem , neboť za čátk em března) b y la 14. vel. V polovici k v ě tn a b u d e (zf) 2-5 a str. jedn. od Zem ě a (r) 2-9 a str. jedn. od Slunce. D ne 16. V. je je jí p o lo h a: a = l l h 52-0m. á = + 3 9 °2 6 \ pohyb pom alý. — 4. D o d w ello va -F o rb e so va ko m eta 1932 n m ěla v lednu 10.— 12. vel. P o d le posledních elem en tů (H. H irose) je její d o b a oběhu 258 roků. P o lo h a v k v ětn u : a V. 4. 7h 12m 32s 8. 23 29 J = 24
ó — 40" 12 6' -+- 39® 58 4' r = 21.
Z letošních k o m et: 1. K om eta P e ltiero va 1933a (viz Ř. H. XIV, 57) b yla sle d o v án a během ú n o ra i b ře zn a n a celé řa d ě h v ě zd á re n . Je v í 9.— 12. v e likost. Jedna z posledních poloh získ án a b y la Dr. Š tern b e rk e m ve S ta ré Dale. P oloha koncem d u b n a: IV. 26: 30.
6h 15-8m 211
— 5° 30' — 6® 40'
A = 1*9
r=
1-7.
2. P eriodická ko m eta P o u so v a -W in n e c k o v a 1933 b. P o delším m arném hledání nalezl podle a u to ro v y p ů v o d n í efem erid y (viz 5 . II. XIV, str. 53/4) Dr. S c h o rr v H am b u rk u -B erg ed o rfu tu to p eriodickou kom etu jako těleso 14-5 vel.; by la od v y p o čten é h o m ísta v z d á le n a 2m v A R a — 31' v D. P ře s n é a d osud jediné posice z konce b ře z n a získal D r. Š te rn b e rk v e S ta ré Dale. k te rý se účastnil i jejího hledání, v e lk ý m zrcad lem h v ě z d á rn y v e S ta ré D ale; m alé z o rn é pole z rcad la p ři n e jisto tě efem erid y činilo to to hledání velm i obtížným . T ře b a že údaje Dr. C rom m elina a a u to ra o p růchodu perihelem nelišily se v záje m n ě o více než 1*3 dne. b y la n e jisto ta p ro n e přesnou z n a lo st denního pohybu v ě tš í: ta k podle posledních zb ěžn ý ch au to ro v ý ch v ýpočtů se zdálo, že bude nutno o ček áv ati prů ch o d kom ety p e ri helem d řív e, sn ad až o 3 d n y ; v tom sm y slu b y la v y ro z u m ě n a i S ta rá D ala, a tam byla poslední d n y so u s tře d ě n a p o z o rn o st k m ístu o něco po sunutém u proti původním u udání. P o d ro b n ý p o čet m ěl p ak z jistit hodnotu přesn ější. M ezitím v šak došla z p rá v a o o b jev en í v H am burku, k te rá u k á zala, že p rv n í p řed p o k lad denního pohybu byl sp rá v n ě jší. — Z p o zo ro v án í podle sv ý ch a a u to ro v ý c h elem entů určil D r. C rom m elin p růchod perihelem na 18 68. V. (C rom m elin u d á v a l 17-71, a u to r 18-997. V.). A u to r u d á v á pak průchod perihelem na 18-27, k te r ý ja k se v ša k zdá, bude nutno je š tě posun o u ti — o jakou veličinu, to v y p ly n e z dalších p o zo ro v án í. K o m eta je dosu d slab á a p ři letošním n á v ra tu nebude již p říliš jasn ější. Z ajím avo v ša k je, že p ři p říštím oběhu v r. 1939 přiblíží se zn ov u zn ačn ě k n aší Zemi — jako tom u bylo r. 1921 a h lav n ě 1927. P o z o ro v a te le m eteo rů pak u p o z o r ňujem e, a b y v ěn o v ali během č e rv n a zv ý še n o u p o z o rn o st m eteo rů m z r a diantů sou h v ězd í B o o tes, D raco, U rs. m aior, pro p rav d ěp o d o b n o u jejich so u v islo st s kom etou (podrob, viz Ř. H. VIII, 93). P o lo h a k o m ety : V.
8. 16.
21h 17m 21h 57m
+0® 25' — 2® 28'
J = 0-54
r = 11. Dr. V. Guth.
N ové práce o Slunci. Z nám á je d e n á c tile tá p erio d a slunečních sk v rn silně n asv ěd ču je tom u, že m n o žstv í slunečního z á ře n í m ůže b ý ti prom ěnné. P o d le našich zk u šen o stí s n e z á k ry to v ý m i pro m ěn n ý m i h v ězd am i se dá o ček áv ati, že ta to zm ěna m ůže b ý ti nejvíce p a trn a v u ltrafia lo v é části. T en to fakt byl po d n ětem E. P e ttito v i1), že se ujal p rá ce zk o u m án í u ltra fialového z á ře n í slunečního. Zvolil originelní m etodu, k te r á sp o č ív á v po užití term oelektrick éh o článku ja k o ž to m ěřicího p ro střed k u . A by b y ly v y
loučeny ch y b y , v y v o la n é č a sto při tom to druhu m ě řen í atm o sféro u , s ro v n áv al a u to r v ý c h y lk jr g a lv an o m etru . zp ů so b en é slunečním sv ětlem , jednou po průchodu stříb rem , po d ru h é zlatém . P rin c ip jeho rad io m e tru je s t tento r dvě křem en n é čočky, z nichž je d n a je s t p o stříb ře n á, d ru h á pozlacen á, jsou n am o n to v án y na o tá čiv ém terči tak, ž e o b rá z k y Slunce, jim i v y tv o ře n é v / O'32 u a /. 0-5 « , d o p ad ají s tříd a v ě na te rm o e le k tric k ý člán ek v perio dách jedné m inuty. T a k to se sta n o v í p o m ěr z á řen í ). 0-32 « ku ). 0-5 u k a ž d é č ty ři m inuty. Č a so v ý p rů b ěh k řiv k y po m ěru z á ře n í fialového k zeleném u je s t obdobný s průb ěh em k řiv k y slunečních sk v rn , a v š a k am p litu d a je s t tak veliká, že není m ožno v y lo ž iti zm ěnu pouze zm ěnou sluneční tep lo ty . Je s t m ožno, že č á s t této am p litu d y je s t zp ů so b en a atm o sférick ý m i a in strum en tálním i v liv y . V p ráci pak n ásled u je v y š e třo v á n í atm o sférick ý ch a instrum entálních chyb. D ále b y lo zkoum áno u ltrafialo v é z á ře n í oblohy. P o u žito bylo k tom u zv láštn íh o p o stříb řen é h o fo to elek tríck éh o článku. Mimo jin é bylo shledáno, že ro zd ělen í u ltrafialo v éh o z á ře n í po obloze není docela jed n o tn é, ale že je s t v ě tš í sm ěrem k o bzoru jižním u a m enší sm ě rem k severn ím u. B y la sta n o v e n a u ltrafialo v á hranice sp e k tra o blohy a přím ého s v ě tla slunečního opět pom ocí z v láštn íh o zařízen í, sk lád ajícíh o se z křem enného sp ek tro g ra fu a k o n k áv n í m říž k y s k řem en n ý m m onochrom átorem . V létě tato hranice p ro oblohu je s t kolem ,? 0 296 « a u p řím éh o sv ě tla něco m álo pod / 0 2 9 0 « . V zim ě jso u ty to h ran ice X 0-298 u a 1 0-296 u. D ále byla v y š e třo v á n a k řiv k a en erg ie v u ltrafialo v é č á sti sp e k tra pom ocí originelního u sp o řá d án í p řístro jů v R esearch L a b o ra to ry of D e s e rt S an ato riu m v T ucsoně. A by b y ly v y š e tře n y p o h y b y k o v o v ý ch p a r v e slunečních sk v rn ách , b yla v y k o n á n a G. A bettim v letech 1926— 30 serie p ozo ro v án í se sluneční v ěž í v A rcetri. S p e k tro g ra m y , sloužící k tom uto účelu, b y ly z ísk á n y pro 26 skupin sk v rn , a to se štěrb in o u ja k v poloze radiální, tak v poloze tangenciální. V zelen é k ra jin ě sp e k tra b y ly m ěřen y č á ry , n áležející rů zn ý m m ultipletúm M n, Ti. V. Fe. T outo p rac í nejen byly p o tv rzen y v ý sled k y , získ a n é E v ersh ed em a S t. Johnem v to m to oboru b a dání, ale b y ly též z jiště n y rů z n é n ové p o zn a tk y , k te ré p řisp ív ají je ště více k ch a ra k te ristic e p o z o ro v a n ý c h zjev ů . T a k v y c h á z e jí n a je v o a o sv ě t lují se v z ta h y m ezi intensitou a ex citačn ím p otenciálem č a r s ry ch lostm i radiálním i. P o h y b p a r kovů, tý k a jíc í se E v e rsh e d o v a efektu, b y l shledán n ep rav id eln ý a prom ěn n ý u rů z n ý c h sk v rn . Z p o zo ro v án í z v lá štn o stí po hybů p ar na sk v rn ác h p řich ází prof. A betti k tom uto z á v ě ru : Jak o ry c h lost pohybu je s t pro m ěn n á v abso lu tn í hodnotě, ta k ta k é c h a ra k te ristic k é znám ky pohybu jsou n ep rav id eln é a sn ad d o sah u jí p rav id eln o sti, v y p lý v a jící z efektu E v e rsh e d o v a jed in ě teh d y , k d y ž sk v rn a v e sv é m v ý v o ji do sáhne jed n o tn éh o a p rav id eln éh o já d ra b ez p ře v ra tů a ry ch lý c h zm ěn. S k o ro v ž d y byl nalezen v e sk v rn á c h pohyb tangenciální, o v šem p ro m ěn n ý a z něho pak byl od v o zo v án sm ě r ro ta ce v íru ve sk v rn ách , v ztah u jíc í se ke sp ek tro sk o p ick é v rs tv ě m ě řen ý ch čar. Ze sro v n á n í sm ěru vírů v e v rs tv ě p a r m etalických s v íry v o d ík u , zn ate ln ý m i na sp ek tro h elio g ram eeh , zho to v en ý ch v č á ře H a, v y sv ítá , že oba ty to v ír y m ají sm ě ry o p ačn é v p ře d cházejících sk v rn á c h bipolárních skupin, což je st prof. A bettim u podnětem k tom u, ab y u v ažo v al o v ztazích , je ž jsou m ezi m ag n etick ý m polem a p o hybem radiálním a v íro v ý m . L i t e r a t u r a : 1. Edison P e ttit: M easu rem en ts of u ltra -v io le t so la r radiation. T he A strop h y sicai Jo u rn al, Vol. 75, N. 3. — 2. G iorgio A b etti: Moti dei v ap o ri m etallici nelle m acchie del sole, M em orie della S o cieta A stronom ica Italiana, Vol. V I- 3 . B ohum ila N o vá ko vá . N ová h v ězd árn a. Roku 1926 zem řel v P a risů (T ex as. USA) am erick ý m ilionář W illiam M cD onald, k te rý o d k ázal u n iv ersitě sv é h o stá tu obnos, činící zatím 840.000 d olarů. Na jeho v ý slo v n é p řán í b ude obnosu použito k v y b u d o v án í nového astro n o m ick éh o ú sta v u . Je k rá sn ý m p říkladem ne zištnosti. že — ab y bylo to h o to o b ro v sk éh o obnosu co nejlépe v y u ž ito — T ex a ssk á u n iv ersita se spojila s u n iv ersito u C hicagskou, k te rá d á k dispo sici a stro n o m y a o d b o rn ík y Y erk e so v y h v ě z d á rn y . O tto S tru v e , jenž ne
d á v n o p ře v z a l v e d e n í Y erk eso v y h v ě z d á rn y , k te rá m á n e jv ě tší re fra k to r sv ě ta , d o stan e tím je š tě m ocnější dalekohled. Jeh o en erg ii se jistě p o d a ří podle p lánu v y b u d o v ati novou »M cD onald O b s e rv á to ry « běh em še sti let. U m ístěn a bude n a jednom z v rch ů D av iso v ý ch hor, v západním T ex asu . H lavním p řístro je m bude 200cm zrcad lo (80 p alců), s ohnisk o v o u v z d á le ností 9 m etrů. M ontáž bude podobná té, ja k o u m á 72palc. reflek to r v e V ictorii (D om inion A stro p h y sical O bs.) a 69palc. refl. P e rk in so v y h v ěz d á rn y (D elaw are, O hio). Na rozdíl o d těch to obou b ude n o v ý dalekohled míti z v lá štn í zařízen í, k te ré dovolí za c h y c o v a li o b rázek , v z n ik lý v ohnisku, v u zav ře n é m p ro s to ru s k o n stan tn í te p lo to u ; tu budou ta k é rů z n é m ěřicí p řístro je (sp ek tro g raf a j.). P ř i jed n o tn ém v e d e n i obou h v ě z d á re n bude p o sta rá n o o to, a b y jejich p ro g ra m byl náležitě ro z d ě le n . N o v ý reflek to r přev ezm e hlav n ě t y p ráce, k te ré jso u Y erk eso v u re fra k to ru p ro šp a tn é vzd u ch o v é p o m ěry v e W illiam s-B ay n e p ro v ed iteln é. H lav n ě bude se stu d o v ati chem ické složení h v ězd n ý ch atm osfér. R eflek to ru bude ta k é použí v án o k fo to g ra fo v á n í m lhovin. P ro sv o u v ě tš í sv ě te ln o st v y ro v n á se to to n o v é zrcad lo jistě reflek to ru H ookerovu. Die Stern e. b. lO v ztah u in te n sity kosm ického zářen i a m ag netického pole zem ského. Z nám ý badatel v oboru -kosm ického z ářen í, šv é d s k ý u čen ec D r. Axel C orlin, u v eřejn il n ed áv n o re fe rá t o v ý sled cích sv ého b a d á n í o p rom ěnli v o sti in te n sity kosm ického z á ře n i v A bisko (68° 21' sev. šířk y ) v e Š v éd sk u (L und C ircu lar 1 a 2). In te n sita kosm ického z á řen í se m ě ří podle stu p n ě ionisace, k tero u z á ře n í v z v lá štn ím p řístro ji způsobuje. C orlin používal ionisační k o m o ry , c h rá n ě n é železnou sk řín k o u o d ev en tu e ln ích účinků zem ské rad io a k tiv ity , tak že se v io n isačn í kom oře mohl p ro jev iti pouze účinek zářen í, dopadajícího kolm o sh o ra, kde b y la ko m o ra o te v ře n a . S v é v ý sle d k y op rav o v al v ž d y o ro zd íly , vzniklé n este jn ý m tlak em v zd u c h u : b y ly re d u k o v á n y v e sm ě s n a s ta v 715 m m sloupce rtu ti (n ad m o řsk á v ý šk a 388 m ). Z jistil, že in ten sita kosm ického z á ře n í (stupeň ionisace) souvisí s porucham i v zem ském m ag n etick ém poli a neo b y čejn ě silně s polární září. Z a m o h u tn é p o lárn í z á ře sto u p á stu p eň ionisace o v íce n ež 0-21 J. P ři k ažd é zm ěně v m agnetickém poli zem ském se je v í v z e stu p in ten sity pronik av éh o zářen í, a to s p o čátk u , k d y ž Z em ě v n ik á do elek tro n o v éh o m račna, em itov an éh o Sluncem , velm i silně a pak jí p o zv o ln a u b ý v á. Je st velm i zajím avo , ja k C orlin pou k azu je, že v z estu p n a stá v á m nohdy o n ě kolik hodin dřív e, než se p ro jev í m ag n etick á porucha. P o d le n o v ý c h n á zorů (viz Z eitschrift fůr P h y sik 1931) se zd á, že p o z o r o v a n é k o s mické zář en í jest rázu k o r p u s k u l á r n í h o a v zn ik á v nej v ý š š í ch v r s t v á c h a t m o s f é r y z e m s k é ú č i n k e m v l a s t n í h o , n e z n á m é h o z á ř e n í , p f ř i c h á z e j í a í h o z v e s m í r u . O p o v aze tohoto z á řen í nem ám e tušení a v ím e o něm pouze podle jeho účinků. Z. K. H luboké tep lo ty . V zn ám é fysikální la b o ra to ři v L ey d en u (H olandsko) podařilo se prof. K eesom ovi dosáh n o u ti te p lo ty — 272-29°. t. j. 0-71 abs. C h ráněno ztuh lý m dusíkem , kap aln ý m v zd u ch em a v zd u c h o p rá z d n ý m i v rstv am i, spočív á na dně zk u m av k y několik kr.pek tek u téh o helia. Z kapalniti helium podařilo se už n ěk o lik ráte, d okonce r. 1926 b y lo o b d ržen o v sta v u tuhém , ale n ejn ižší te p lo ta při tom d o saž e n á b y la d o su d o Ol* v y šš í, než tep lo ta prof. K eesom a. T e d z b ý v á jen 7 desetin stu p n ě, a b y se dosáhlo absolu tn í nuly, p ři níž v še u m írá — i hm ota. Za dob lo rd a K elvina se předpokládalo , že při absolutní nule žá d n á lá tk a ani íim ota e x isto v a li nem ůže, a tím ani teplota. T eď je v ě d a jiného n ázoru. L á tk a e x istu je i dále, jenom že p ře s tá v á pohyb jed n o tliv ý ch m olekul. T en to pohyb u rču je teplotu tě le sa : čím je s t ry ch lejší, tím ie tep lo ta v y šší. P ři ab so lu tn í nule p ak není žád n é tep lo ty — tom u se řík á sm rt chladem , na rozdíl od sm rti tepelné, p ři k te ré v e šk e rá hm ota se zm ění v tepelnou en erg ii n ásled k em z á řen í a ro z p ad u atom ů. K d y ž S lunce pohasne, p ře s ta n e pro naši Zemi p říjím án í tepla, a v šech en živ o t zan ik n e (ovšem ie ště p řed ú plným zh asn u tím
S lunce). P a k stálý m v y z a řo v á n ím o sta tk u tep la klesne tep lo ta tak , že z k a palní vzduch — n ap řed jeh o k y slík , p ak dusík — a pakl i ztuhne. P o sled n í sp ad n e helium jak o jem n ý déšť, ztu h n e ta k é , a tím n a sta n e konec každém u p ohybu n a Zemi — sm rt. A k a p k a helia v zkum avce ley d e n sk é la b o ra to ře je s t ohlasem n ezad ržiteln éh o k ro k u té to sm rti T ech n ik fiir A lle. b. I. P řím á p o zo ro v án í p ro tu b e ra n c í. P o z o ro v á n í p ro tu b e ra n c í b y lo dosud m ožné pom ocí sp ek tro sk o p u an eb o pom ocí p řístro je, založeného n a ste j ném principu (sp ektroh elio sk o p , sp ek tro h e lio g raf). P o z o ro v a ti je pouhým okem anebo pom ocí jed n o d u ch ý c h p ro stře d k ů bylo lze jen po k rá tk é a v zácn é o k am žik y plného slunečního zatm ěn í. B ěhem ro k u p o d ařilo s t L y o to v i n a h v ě z d á rn ě n a P ie du M idi, n ásled k em v e lk é č isto ty a p rů z ra č n o sti vzduchu sp atřiti p ro tu b e ra n c e za ú p lného slunečního sv itu . Z a ja s ných dnů b y la intensita o sv ě tle n í o blohy poblíž S lunce asi 1Uooooon p ří m ého slunečního svitu, a b a re v n ý filtr stačil, a b y by lo m ožno p ro tu b e ra n c e p o z o ro v a ti a fo to g rafo v ati. P o u ž ív á n í č e rv e n é h o filtru um ožnilo jejich sn ad n é p o z o ro v á n í i z a o k o ln o stí m éně p řízn iv ý ch . L y o t opak o v al sv é p o k u sy v M eudonu a p ře d n e d áv n e m popsal jejich v ý sle d k y . Mnohem h o rší atm o sférick é pod m ín k y v y ž á d a ly si o v šem zv láštn íh o filtru. P o u žito b y lo tru b ice, n ap ln ěn é slab ě k y selý m ro zto k em dusičnanu neodym ového, jejíž kon ce b y ly u z a v ře n y S c h o tto v ý m sklem RG 2. T a k o v ý filtr p ro p o u ští pouze n ep atrn é m n o ž stv í in fra č e rv e n ý c h p a p rsk ů a ú zk ý pás (asi 80 A) kolem v o d ík o v é č á ry Ha, v jejím ž sv ě tle se p o zo ru jí p ro tu b e ra n c e ve sp ek tro sk o p u . T en to filtr um ožnil v M eudonu fo to g ra fo v á n í p ro tu b e ra n c í i z a m lhavý ch dnů. E x p o n o v alo se 1 v teřin u , o b rá z e k Slunce měl p rů m ěr 8 cm . M im oto p o d a řilo s e L y o to v i p o z o ro v a ti ta k é sluneční koronu, pom ocí zv láštn íh o p řístro je , t. zv. k o ro n o g rafu . (N átuře.) b. I. O p rav a. V e sv ém sp ise »Stálice a h v ě z d y prom ěnné«, zjistil jsem n ě kolik tisk o v ý ch chyb. Je lik o ž se n ě k te ré tý k a jí v ěcn é s trá n k y a m ohh b y č te n á ře u v é st sn ad v om yl, uvádím je zďe: str. 3. pozn. 1. d ru h á r o v nice zní: m ~ — 2‘51og / m ísto — 2-512); str. 25. řá d e k 9. a 3. zdola: u č á ry H v y p a d l in d ex : jde o He; str. 26. řá d e k 14. sh o ra : S p ek tru m M iry v m axim u je M cs (v y p a d l in d ex ): str. 35. řá d ek 3. sh o ra : P o zn . 17 u W W i r g i n i s n álež í k p ře d ch á ze jíc í p ro m ěn n é r/ A q u i l a e ; str. 68, řá d e k 13. zd o la: m ísto V ogel čti V ogt. Z d e n ě k Kopal.
Nové knihy. Z d e n ě k K o p a l : S tá lic e a h v ě z d y p ro m ěn n é. V yšlo v publikacích S ekce pro p o zo ro v án í p ro m ěn n ý ch h v ě z d p ři Č esk é A stronom ické S poleč nosti. S v azek II. C ena Kč 12-— (člen sk á K č 9-— ). K aždý, kdo studuje p ro m ěn n é h v ě z d y a chce býti inform ován i o no v ý ch pracích tohoto oboru m oderní a stro fy sik y , jistě poznal, co znam ená zvládnouti b o h a tstv í m ateriálu , k te rý je přím o chrlen časo p isy a pracem i, o d borným i i am atérsk ý m i. P ro to je velm i v ítá n k rá tk ý přehled, ve kterém jsou z d ů razn ěn y p o d sta tn é jed n o tliv o sti a ienž při tom p o d á v á přehled o celém oboru. V něm ecké lite ra tu ře v y c h á z í p rá v ě dílo »H andbuch der A strophysik«, jehož jeden oddíl, z p ra c o v a n ý L udendorffem . je v ěn o v á n po dobném u účelu. Kniha ta to je s t v š a k p ro velikou cenu stě ží dostu p n á v ě t šin ě in terese n tů a proto m ožno jenom v ítati publikaci K opalovu, ve k te ré a u to r se sn aží podati na 70 strá n k á c h českém u č te n á ři p řeh led nyn ějšíh o sta v u našich v ěd o m o stí o h v ězd ách p ro m ěn n ý ch . T en to úkol se mu plně zdařil. V úvodu v y k lá d á n ě k te ré z ása d n í p o z n atk y astro fy sik áln í, n utné k porozum ění dalšího te x tu : z v láště pěkně je p o d án problém v ý v o je hvězd,
ilu stro v a n ý diag ram em R u sselo v ý m a postu p n ě zd o k o n ale n ý m S tró m b e rgem, Eddin/gtonem až k tv a ru Jean so v u . P a k p řech ází k jed n o tliv ý m tří dám p rom ěnný ch hvězd . P ro m ě n n é z á k ry to v é jso u zde líčen y jak o z v lá štn í p říp ad y d v o jh v ě z d a je p o jednáno o rů z n ý c h fy sikálních vlivech, k te ré v y tv á ře jí a m ění sv ěteln o u křivku. K sn ad n ějším u pochopení slouží v y o b razen í. . oddílu hvězd d lo uhoperiodických je st v ěn o v á n a n e jv ě tší č á st rá z u sp ek te r (p ráce Jo y h o o h v ězd ě M ira C eti a pod.) a důsled k ů z něho v y p lý v a jících, z v lá ště pokud se tý č e z ařaz e n í těch to stálic do posloupnosti h v ězd ! ého v ý v o je . N ejvíce m ísta je v ě n o v á n o o v šem problém u cefeid, ja k v k a pitole popisné, tak v jed n é z n ásledujících, n a d ep san é »Co způsobuje m ěníiv o st hvězd?« . V pop isn é kapitole p ro b rá n a jso u rů z n á k rite ria podle nichž řadím e n ěk te ré jedince do m en ších skupin, a to je d n ak p odle k řiv k y v isuelních zm ěn, jed n a k podle sp e k tra a jeho zm ěn ja k o funkce — či spíše příčin y — m ěnlivosti (i s o b rá z k y ); dále jsou tu em p irick y n alez en é v z ta h y m ezi jednotlivý m i zn ak y , ch arak terisu jícím i cefeidu, oddíl pseu d o ceíeid atd . M enší k ap itola v ěn o v á n a je ty p u R V T auri ja k o (p rav d ěp o d o b n ě) p řech o d ném u stad iu m ezi dlouhoperiodickým i a cefeidam i. V kapitole »Co zp ů so buje m ěnlivost hvězd« p o d á v á a u to r p řehled h y p o té s a teo rií, k terý m i různí astro fy sik o v é a m a te m a tik o v é sn aží se v y sv ě tliti p o z o ro v ací d cta. Ke konci je pojed n án o i o p racích — p roti sobě n am íře n ý c h a p ře c e se doplňujících — d v o u ang lick ý ch a stro fy sik ů , E d d in g to n a a Jean se. P o sle d n í dv ě kapitoly, o n ep rav id eln ý ch p ro m ěn n ý ch a »nových h v ězd ách « , p o d á v ají přehled p o zo ro v acích v ý sle d k ů a v y slo v e n ý c h h y p o tés. Z v lá ště o sno v ých hvězdách« jso u v ý stiž n ě n a č rtn u ty teo rie od n e jsta ršíh o sta d ia, k d y příčina v zniku » ro v é h v ězd y « b y la h led án a v okolí h v ě z d y (pád k o m ety neb p lan ety , v n ik n u tí do kosm ického m rak u a p.) až po n ejn o v ě jší dohady teo retick é a stro íy sik y . p o k lád ající v z p la n u tí h v ě z d y za zjev jen vnitřní, v lastnost, k tero u m á hm ota h v ě z d y , a b y d ospěla u rčitéh o sta d ia sv é h o v ý v o je (M ilné). K nížka K o palova tv o ří ja k si p o k ra čo v á n í publikace S ekcí ne d ávno v y d an é , k te rá v ša k o b sah u je pouze p ra k tic k é p o k y n y p ro p o zo ro vatele. P řá li b y ch o m si, ab y ta to publikace S ekce nejenom b y la v lídně p ři ja ta od těch, k te ří se zajím ají o p o zo ro v án í, ale ab y došla hojného ro z ší ření v astro n o m ick ý ch kruzích, k d e se sled u je rozvoj n ejn o v ějšíc h v ě d o m ostí na to m to poli v ěd y . R Rajchl. T he a d ju stm en t an d testin g oí telescope o b jectiv es. T. C ooke & S o n s. Ltd. B uckingham W o rk s, Y ork. S tra n 123, 48 o b razů a příloha. C en a Kč 50-—. P řá n ím každ éh o a m a té ra a stro n o m ? i o d b o rn ík a je, zn áti o b jek tiv sv éh o dalekohledu důk lad n ě a plně ho v y u žiti. P ře s n é optické z k o u šk y m etodou H artm annovou jsou ovšem n ejsp o leh liv ějším v o d ítk em k poznání v la s tn o stí astro n o m ick ý ch o b jektivů, a v ša k p ro a m a té ra poněkud obtížné. Tu nalezne neocenitelnou ro m ů ck u v C oo k o v ě p říru čce, o jejím ž o b sah u n á s poučí ty to k a p ito ly : I. A d.iustování o b jek tiv u . II. A chrom atism us. III. N e sp rá v n é cen tro v án í. IV. A stigm atism us. V. S férick á ab b erace. VI. P á s m o v á abberace. VII. D okonalý obraz. VIII. O b raz h v ě zd y . IX. M echanická napětí. X. V ztah m ezi tv are m k řiv ek a o ptickým vlivem d isto rse n ásled k em tíže. XI. T e rre s tric k é dalekohledy. XII. R eflek to ry . XIII. Z kušební m eto d a o s tří nože. XIV. C ookův fotovisuelní o b jek tiv . XV. P ra v id la , ja k n ak lád a ti s ob jektivem . XVI. S ek u n d árn í b a re v n á ab b erace re fra k to ru a je jí v ztah k teorii vidění. XVII. P opis d okonalého ach ro m atick éh o re fra k to ru . XVIII. P o k u s s 127spalcovým refra k to re m . — V těch to k apitolách je sn esen o tolik p rak tick ý ch inform ací o a stro n o m ick é optice a jejím zkoušení, že ú plně v y h o v í všem p o žad av k ů m h v ě z d á ře i a m a té ra . Ve z v lá štn í fo to g rafick é p ří loze jsou z o b ra z en y c h y b n é a sp rá v n é o b rá z k y h v ězd a tu p o sta č í po ro v n áv ati o b rá z k y se sk u tečn ý m i zje v y , aby ch o m v a d u o b jek tiv u sn ad n o n a lezli. P oslední tři k apitoly jso u p o jed n án í od H. D ennis T a y lo ra a tý k a jí se zvláštních úkolů astro o p tik y . Knihu m ůžem e d o poručiti nejen p ro její ry z e p rak tick ý v ý zn am , ale i p roto, že o tv írá n o v á pole pů so b n o sti p o zo ro v ateli a ukazuje d ů ležitý v ý z n a m znalosti o p tik y p ro h v ě z d á ře . Dr. H ubert Slouka.
Ze světa hvězdářů. D r. Jiř í Kaván. D ne 30. b řezn a b y la n aše astro n o m ic k á obec postižena citelnou z trá tou, úm rtím vrch n íh o k o m isaře S tá tn í h v ě z d á rn y , D r. Jiříh o K av án a. Z e snulý narodil se v P ra z e dne 3. ú n o ra 1877, zde v y stu d o v a l a dosáhl tu i_ učitelské způsobilosti z m a te m a tik y a fy sik y pro stře d n í šk o ly a dne 5. č erv n a 1902 hodnosti d o k to ra filosofie. P o řa d u let byl a siste n te m a po zd ěji ad ju n k tem astron o m ick éh o ú sta v u K arlo v y u n iv e rsity za ře d itelstv í D ra G ust. G russe, a tu se v ěn o v al a stro n o m ii p rak tick é s těm i om ezeným i p ro střed k y , k te ré ú sta v p o s k y to v a l: z a b ý v a l se p o zo ro v án ím slunečních sk v rn , zjev ů v so u stav ě p la n e ty J u p ite ra a p o zo ro v án ím m eteorů. V ýsledky pozo ro v án í u v eřejň o v al v e sb o rn ík u »A stronom ische N achrichten«. R efe roval o astro n o m ick ý ch p racích česk ý c h b a d ate lů do sb o rn ík u 3 A stronom . Jah resb erich t« a psal články ze sv éh o ob o ru do O tto v a S lovníku naučného. V té to době činnosti pořídil k atalo g k n ih o v n y sv éh o ú sta v u a js a členem »Jed n o ty českých m atem atik ů a fysiků«, se sta v il i k atalo g k n ih o v n y její, jenž v y šel tiskem . O d r. 1902 do 1909 působil na stře d n í škole a u v e ře jn il »Úvod do sférick é astro n o m ie a úlohy z té to v ě d y «, jež v y š ly v S o m m rově-H ubnero v ě sb írce »M aturitních o tá z e k z m atem atik y « . R. 1918 po p ře v ra tě zúčastnil se p ře v z e tí P ra ž s k é h v ě z d á rn y ve sp rá v u n o v éh o s tá tu a r. 1919 byl zm oc něn stá tn í sp ráv o u k p ře v z e tí stá tn í a stro fy sik á ln í o b se rv a to ře v e S ta ré Dale na S lovensku z rukou M aď arů. Ř ízením o b se rv a to ře p ak byl p ověřen. P o n ěv ad ž n e jv ě tší stro je ú stav u b y ly za v p ád u b o lševického n a S lovensko o d v eze n y do M aď arska, bylo nutno o p a třiti h v ě z d á rn ě v ý z b ro j novou. Kav án o v i se podařilo pohnouti m in isterstv o šk o lstv í a n á r. o sv ě ty k zak o u -. pení zrcad lo v éh o dalekohledu o p rů m ěru z rc a d la 60 cm , k te rý je dnes největším stro jem toho druhu v republice. Z esnulém u, žel, se v ša k n ep o d a řilo v y u ž iti toho stro je k v ěd e c k é p ráci. Neboť d řív e nežli byl stro j do konale p o stav en , byl K av án p řik áz á n službou S tá tn í h v ě z d á rn ě v P ra ze . Jeho v ě d e c k á p ráce ve S ta ré Ďale b y la od počátk u silně ru šen a, b a zn e m ožňována rozsáhlou p ra c í ad m in istračn í, k u ltu rn í a náro d n í, jíž tu bylo tak é potřebí. Jeho snaha, za c h rán iti h v ě z d á rn ě ro zsáh lé p ozem ky, jež za kladatel ú stav u , m aď arsk ý šlechtic Mik. T h ég e K onkoly, jí v ěn o v al, nem ěla kladného v ý sledku a K av án o v i, p ře s v še ch n o úsilí a tuhou práci, n ep o d a řilo se zab rán iti tom u, a b y p o zem k y n e p ře šly do rukou soukrom ých. Z kla m án po m ěry n a v rá til se do P ra h y a tu p raco v al, s pom ocí sv é choti, na se stav e n í ro zsáh lý ch tabulek num erick ý ch funkcí a tabu lek rozkladu čísel v prvočinitele od 1 do 256.000. O bojí tab u lk y jso u v y tiště n y . — D r. K av án byl id e a lista p o v a h y skrom né, n en áro čn ý , h o u že v n a tý pracovník. B yl v y nikajícím hudebníkem . O blíbeným jeho n á stro je m b y ly v a rh a n y . T ak se účastnil po lé ta ak tiv n ě m nohých k o n certů ch rám o v é hudby, pom áhal na různých kůrech p ražsk ý c h chrám ů a zejm én a v poslední době h rá v a l p ra videlně v neděli v a rh a n y v k o stele D om inikánů v P ra z e . B yl členem astro n o m ick éh o odboru C eskosl. N áro d ní ra d y b ad ate lsk é a C eskosl. národ, kom itétu při M ezin áro d n í Unii astronom ické. P o d le úm yslu, k te rý ze sn u lý pro jev il za sv éh o žití, v ěn u je jeho choť v šech n y sp isy jeho k n ihovny z teo rie čísel se dv ěm a počítacím i stroji »Jednotě českosl. m atem atik ů a fysiků«, ab y b a d ate lé, k te ří b y se chtěli z a b ý v ati podobným i pracem i, o ja k ý ch D r. K av án p řed koncem sv éh o ži vo ta p raco v al, měli k použití p říslu šn é pom ůcky. T ělo zesnulého bylo pohřbeno dne 3. dubna na sm ích o v sk ém hřb itov ě na M alvazinkách. N ad hrobem prom luvil prof. D r. F. Nušl jm énem S tá tn í h v ě z d á rn y a J e d n o ty čsl. m atem atik ů a fysiků, za C eskosl. N áro d n í radu badatelsk o u a C eskosl. n áro d , ko m itét a stro n o m ick ý p ro feso r č. v y so k é školy technické. D r. Jin d ř. S v o b o d a, a za n eibližší p řá te le a z a k ru h y hu dební učitel J. N. K olář. o tt o S evill
Zp rávy Lidové hvězdárny Stefánikovy. N ávštěva a pozorováni v březnu 1933. V b řezn u b y lo p ro p o z o ro v án í oblohy pom ěrně p řízn iv é p očasí a p ro to tak é n á v ště v a h v ě z d á rn y byla v ě tší. h v ě z d á rn u n av štív il celkem 1101 h o st; z toho bylo 229 členů, 15 hrom ad n ý ch n á v ště v s 502 ú ča stn ík y a 370 jed n o tliv ý ch n á v ště v n ík ů Ja sn ý c h v e č e rů bylo 17, oblačn ý ch 5 a z am ra č e n ý c h b y lo 9. P ro h o sty b y lo u sp o řád án o p o z o ro v án í o blohy po 21 v e č e r. N ejvíce b y ly p o zo ro v á n y p lan ety M ars a Ju p ite r, z nichž zejm én a Ju p ite r n á v š tě v y uspokojil. D ále by l p o zo ro v án M ěsíc, m lhoviny v O rionu, A ndrom edě a T rojúhelníku, n ěk te ré d v o jh v ě z d y a h v ězd o k u p y . Z o d b o rn ý ch pozorování, k o n an ý ch členy sek cí bylo 26 p o z o ro v án í slunečních sk v rn , 6 p o zo ro v án í hvězd prom ěn n ý ch a 2 p o z o ro v á n í slunečních p ro tu b eran cí. Mimo toho b y la po 4 v e č e ry obloha fo to g rafo v án a a n ěk o lik rá t k reslen y plan ety M ars a Ju p iter. Program pozorování na květen 1933. H v ě z d á rn a b ude v k v ětn u pro ob ecen stv o p řístu p n a denně mimo pondělí v 9 hodin v e č e r, p ro školní a sp olkové v ý p ra v y v 8 hodin v e č e r, v neděli jak o o b v y k le v 10, 15 a 21 hod. Z a pěkného p očasí bude h v ě z d á rn a o te v ře n a o d 10— 12 a od 15— 19 hod. a od 20 do 22 hod. P ra ž s k é člen y žád ám e, a b y přicházeli v neděli n a h v ězd árn u v y p o m áh a ti pokud jim bude m ožno k pokladně, nebo při p ro v á d ě n í o b ec e n stv a. P ro g ra m p o zo ro v á n í: po celý m ěsíc b ude m ožno p o zo ro v a ti p lan ety M arse a Ju p itera , M ěsíc od 1. do 7. k v ě tn a a od 28. do 31. k v ě tn a. Vedle toho podle o k o ln ostí budou d alek o h led y u k a z o v án a i jiná tělesa, jako dv o jh v ězd y , m lhoviny a h v ězd o k u p y .
• Z p rávy ze Společnosti, j Dary. N a v y d á v á n í časopisu přisp ěli: N ejm en o v an ý d á rc e Kč 2000-— . Ing. Jo sef Z áru b a-P fefferm an n , P ra h a B ubeneč, Kč 200-— . V ýbor děkuje tím to oběm a dárcům . Valná hromada za rok 1932 b y la v pondělí 3. dubna 1933 v poslucii. p ro feso ra Jin d ř. S v o b o d y za účasti 52 členů. P ře d s e d a D r. N ušl vzpom něl zesnulých členů v ro c e 1932 a připom něl ú m rtí D ra K avána, astro n o m a S tá tn í h v ě z d á rn y v P ra z e , k te rý v den v aln é h ro m ad y měl p rá v ě pohřeb. P říto m n í uctili pam átku zesn u lý ch povstán ím . P ro to k o l poslední valné hro m ad y , ani z p rá v y funkcionářů a z p rá v y sek cí n eb y ly čten y , ježto b y ly o tištěn y ve 4. čísle »Ríše h vězd«. R ev iso r účtů ing. Š im áček n av rh l, aby v ý b o ru bylo uděleno ab so lu to riu m . V šechny z p rá v y b y ly sc h v á le n y bez d eb aty . V olby b y ly v y k o n á n y aklam ací. P o d le sta n o v o dstoupila polo v in a v ý b o ru a p olovina n áh rad n ík ů . B yli to pp.: K arel A nděl, Jo se f Klepešta, Ing. V ik to r Rolčík, D r. Jin d řich S v o b o d a, Jo sef Š ípek, D r. Jan Š ourek, Ing. Ja ro s la v Š ty ch , n á h rad n íci: D r. A rn o št D ittrich, Dr. B ohu mil M ašek. P o n áv rh u v ý b o ru b y li všichni o d stupující člen o v é v ý b o ru zvoleni zase n a 2 ro k y : za n áh rad n ík a m ísto D ra M ašk a byl zvolen Dr. H u b ert Slouka, D r. D ittrich z ů stá v á v e funkci po d alší 2 ro k y . Vol ných n áv rh ů n eb y lo a p ro to p ře d se d a v alnou hro m ad u ukončil o 19 h. 30 m. Členská schůze b y la 3. d u b n a po v a ln é hrom adě. P ře d n á š e l D r. H. S louka o v ý v o ji n á z o rů na m im ogalaktické m lhoviny. P ře d n á š k a bude v p o d statě o tištěn a v časo p ise. P o p řed n á šc e prom luvil o nejnovějších n ázo rech n a rozpínání v esm íru prof. D r. Nušl. O bě p ře d n á šk y příto m n é velm i zaujaly. Příští členská schůze b ude te p rv e v říjnu 1933. V letních m ěsících se členské schůze nekonají. IX. výborová schůze b y la 1. dubna za účasti 9 členů v ý b o ru . Byli přijati 4 noví členové, p ro jed n án a do šlá k o resp o n d en ce a p řip ra v e n a k a n didátní listina p ro v o lb y n a v a ln é h ro m ad ě S polečnosti. M ajitel a v y d a v a te l Č esk á sp o lečn o st astro n o m ic k á v P ra z e IV. P etřín . O d pověd ný re d a k to r D r. O tto S ey d l, a stro n o m S tá tn í h v ě z d á rn y , P ra h a I, K lem entinum . — T iskem k n ih tisk á rn y Jed n o ty čsl. m atem atik ů a fysiků, P ra b a -2 iž k o v , H usova 68
