R O Č N ÍK X I I .
ftÍJ E N
1931.
Č ÍS L O 8.
Dr. A L O IS G R E G O R . S tá tn í ú sta v m eteo ro lo g ický, P raha:
Prof. Alfred Wegener. V u plyn ulých letních m ěsících byla p otvrzena zp ráva, ž e v li stopadu n eb o prosinci m inulého roku zah yn ul v bílé poušti grón sk é v ý z n a č n ý n ěm eck ý g e o fy sik , p rofesor Dr. Alfred W eg en er, o rg a nisátor a vů d ce polární v ě d e c k é v ý p r a v y n ěm eck éh o státu.
P ro f. A lfred W egener.
V ýznam tohoto u cen ce byl jed in ečn ý, n eb of W eg en er zasáhl s v ý m v y n a lé z a v ý m duchem d o ce lé řady o d v ě tv í g e o fy sik y , kterou dnes je m ožn o obsáhnouti jen s ob tížem i. Ti, kdož n yní přehlížejí jeho dílo, shodují se v tom , že těž iště jeho práce sp o čív á v m eteo ro logii. L eč W eg e n e r byl m nohostrannější. Na př. jeho g eo lo g ick á h yp oth esa o pohybu pevnin zav d a la podnět k tolika pracím , na ni n avazujícím , že podle jeho vlastn íh o názoru již přesahuje síly jed n o tliv c o v y to, ab y obsáhl literaturu jeho hypothesou v y v o la n o u . .Ji ným příkladem uplatnění jeho zn a lo stí b yl če stn ý úkol, k něm už jej v y v o lila něm ecká vlád a. N ěm eck o p o v a ž o v a lo W eg e n e ra za sv é h o
nejlepšího znalce polárního prostředí, takže mu svěřilo vedení dů ležité výpravy, což b ývá sam o o S G b é již životním dílem. 1 tento úkol vzal W egener jak náleží opravdově. Myslil totiž vžd y na věc a vůbec nic na reklamu. Kdo na př. věděl z denních listů minulé zim y, že v Grónsku prodlévá již déle než rok důležitá vědecká v ý prava, která podniká řadu nových úkolů stěžejního vzýnam u? Když s e A. W egener vypravil ze sv é základní stanice na západním pobřeží Grónska v říjnu minulého roku se zásobami vědeckého materiálu do stanice vnitrozem ské, aby tak zabránil odchodu málo zkušených druhů tam přezimujících a jejich jisté smrti, věděl, že jde o jeho život vlastní. Kdyby byl W egener tento celý úkol splnil, nebylo by se ani o tom psalo, ačkoliv to byl za loňského podzimu výkon sám o sobě úžasně nam áhavý, neboť zima nastala v Grónsku příliš záhy a s plnou prudkostí. Na zpáteční cestě z této pomocné výp ravy W egener zahynul. N ěm ecký sv ět v ěd eck ý právem v něm želí jed noho ze sv ý ch nejiepšich vrstevníků a dává ho za vzor mladé ge neraci v tom, jak vzácně podřídil svoji dobrodružnou povahu spor tovce vědeckém u snažení. A. W egener pracoval hlavně trojím sm ěrem : v meteorologii, polárním výzkum nictví a geologii pravěku. Kromě toho napsal i po jednání astronomická, z nichž nejobsáhlejší je o vzniku kráterů m ě síčních. P řes to však byla jeho životni dráha převážně m eteoro logická. V r. 1905 začala se jeho vědecká činnost na aerologické observatoři v Lindenbergu. kde působil též jeho bratr Kurt. Spolu podnikli četné balonové plavby a zv ý šili svého času sv ě to v ý rekord ča so v ý z 35 na 52 hodin. Od r. 1919 byl A. W'egener přednostou m eteorologického cddělení teoretického na ústavě »Deutsche Seewarte« v Hamburku a spolu mimořádným profesorem m eteorologie. V r. 1924 stal se profesorem geofysik y a m eteorologie na univer sitě ve Štýrském Hradci. Svoji vědeckou a úřednickou činnost v y plnil W egener účastí na dvou dánských výpravách, v r. 1906—8 podél východního pobřeží Grónska a r. 1912,13 napříč Grónskem pěšky po trati asi 1200 km dlouhé. Jako m eteorolog podnikl W e gener za těchto výprav 125 aerologických výzkum ů balonových a drakových až do v ý še 3100 m, takže byl prvním, kdo přinesl m eteorologii měření z volného ovzduší polárních krajin. T y to cesty W egener též posal v cestopise, jenž v y šel v r. 1930. V roce 1929 vydal se W'egener na třetí výpravu do Grónska jako vůdce a tato cesta stala se mu osudnou. W egen erovy vědecké práce z m eteorologie mají velký v ý znam. Když referent těchto řádek psal pro sborník »D vacáté století« o fysikálni m eteorologii dosavadních třiceti let. opíral se z celé třetiny o poznatky, získané A. W egenerem . V šecky tyto m yšlenky jiesou zvláštní rys názornosti a jsou tak jednoduché, že až mno hého zarážejí. Jeho práce týkají se profilu ovzduší podle dokladů astronom ických, therm odynam iky ovzduší hlavně v kapitole o krou pách, bouřkách a smrštích. W egen ero vy výzkum y z thermodyna-
m iky ovzduší získávají na průkaznosti četným i doklady číselným i a fotografickým i z jeho polárních cest a vzduchoplaveb. I některé kapitoly z m eteorologické optiky prohloubil. Jest příznačné pro důkladnost práce W egenerovy, že jeho krásná kniha o therm odynam ice ovzduší, jejíž prvé vydání vyšlo v r. 1911 a která obsahovala mnoho nových poznatků a úplně nové pojetí věci, v y šla v e druhém vydání v r. 1924 úplně beze změny. V názoru a profilu ovzduší (geocoroniová atmosféra jako přechod atm osféry zem ské k atm osféře sluneční) měl odpůrce (Vegard) i v sam otném pojetí therm odynam iky, prý příliš primitivním (ze snulý F. M. Exner), avšak něco lepšího nedovedl nikdo podati.
M inulost Zem ě podle teo rie W eg e n e ro v y , že pevn in y půvo d n ě spolu so u visely a postupně se oddělily. (Š to ček zapůjčil p. Dr. O to k a r M atoušek, d o cen t K arlo v y u n iv ersity .)
V širších kruzích přírodovědeckých stal se A. W egener po ce lém sv ětě znám ý svojí hypothesou, nyní teorií, o pohybu pevnin (epeiroforese), o níž uveřejnil první poznatky v r. 1912 a která se dotýká sam otných základů geologie velm i povážlivě. W egener v y chází z výsledků o i s o s t a s i i, rovnováze, a tvrdí, že pevniny (díly světa) jsou pouhými krami a že plovaly na mnohem těžším podkladu, jaký je obnažen na dně oceánů. P evniny byly kdysi jedna vedle druhé a postupem času se oddělily. Názor o zm izelé zemi »Atlantis« je pohádkou. Ledová hora též se nemůže propadnouti na dno moře. I dnes ještě je seskupení moří a pevnin neúměrné a ob rysy pevnin jsou takové, že by se přibližně daly k sobě připojiti. Nálezy paleobiologické stejných druhů na pevninách vzájemně
velm i odlehlých v y sv ětlí se nyní zcela prostě tak, že pevniny kdysi b yly jedna blízko druhé, pak se oddělily a plovou na pod kladu, jejž tvoří převládající hloubka dna oceánů 4000 m. W egener snesl tolik průkazného materiálu z četných oborů přírodovědeckých, že svoji sm ělou hypothesu postavil na dobrý základ.*) G eologové se namnoze brání stále proti jeho fantastickém u názoru, avšak dů kazům geofysikálním o isostasii, stále doplňovaným (pracuje na nich úspěšně mimo jiné i b ývalý pražský něm ecký astronom proí. A. P rey) je obtížné odporovati. Se svým tchánem profesorem V. Koppenem napsal W egener i nástin předhistorického podnebí s hle diska sv é teorie o pohybu pevnin. Gronsko je jednou z pevnin, která snad ještě je v pohybu; tam W egenera vábila vědecká snaha za novým i důkazy, jakož i současně m eteorologické problémy, které jsou nyní obecně v popředí zájmu o zdokonalení nepřetržitého m eteorologického pozorování v arktických končinách, aby se mohlo lépe ovládnouti sledování oběhu ovzduší vyšších šířek a prakticky z toho těžiti pro předpověď počasí. Nová polární výprava byla W egen erovým vytouženým snem, který se uskutečnil v r. 1929. Nejdříve podnikl W egener předběž nou výpravu, aby vyhledal vhodná stanoviště pozorovací na třech m ístech přibližně podél 72. rovnoběžky v Grónsku. Vlastní výpravu v létě 1930 stíhaly překážky již od počátku. Již příjezd do Grónska se zdržel o šest týdnů blokováním lodí v ledové tříšti a od té doby b y ly všech ny práce zpožděny. K tomu ještě přistoupil předčasný začátek tuhé zim y v září, takže ani pobřežní, základní stanice v Kamarujuku, položená 1000 m nad mořem, nebyla dostatečně zásobena a doplňování zásob rybami ze zálivu úplně selhalo pro jich nedo statek. M otorové sáně, určené k dopravě mezi Kamarujukem a stanicí »Eismitte«, položenou o 400 km na východ v e vnitrozem í, uvázly v e sněhu za dopravy od moře. Stanici »Eismitte« přičítal W egener největší význam . V zimě 1930/31 měla býti nepřetržitě v činnosti, takže by hlásila první zimní pozorování z vnitrozem í Grónska. Jiné stanice výzkum né, které již několik let pracují v Grónsku, leží těsně na pobřeží východním a západním. Před W egenerem se dosud nikdo neodvážil konati přes zimu m ěření uvnitř této ledové pouště. Profesor W egener m ěl v úmyslu přezim ovati na západní stanici v Kamarujuku. Na stanici »Eismitte« zůstali na zimu dr. Sorge a dr. Georgi. Koncem září minulého roku poslali tito učenci W egenerovi zprávu, že nejsou na zimu dostatečně za jištěni vědeckým i jiným materiálem, takže budou nuceni vrátiti se na pobřeží, nedostanou-li potřebných zásob do 20. října. Tím by b yl ztroskotal hlavní podnik, udržení stanice v e vnitrozem í. Proto se vydal sám W egener 21. září na cestu k »Eismitte« s doktorem Loewem , 13 Eskym áky. 15 sáněmi a 2000 kg nákladu. V ýprava byla *) P o d ro b n ě ji srv . p řísp ě v e k D ra O t. M ato u šk a v e sb o rn ík u »D vacáté století«, sv. 1 a W e g e n e rů v spis »Die E n tste h u n g d e r K ontinente und O zeane«, sbírka »W issenschaft«, sv a z e k 66 (V iew eg, B rau n sch w eig ).
stižena takovou nepohodou, mrazem až 40° a vánicem i, že za 17 dní ušla pouze 150 km. Eskym áci jeden po druhém W egenera opouštěli a zbytek W egener sám poslal zpět. D o »Eismitte« se dostal W e gener 30. října s Drem L oew em a jediným Eskym ákem Rasmuseiti, který mu zůstal věrný. V »Eismitte« se W egener podle dodatečných zpráv dlouho nezdržel a vrátil se zase zpět, den po sv ý ch padesá tinách, v průvodu Eskym áka Rasm use. V polovině listopadu vyšla z pobřeží W egenerovi vstříc výprava ke skladišti u 62. km podle W egenerova přání, jež vzkázal po posledních třech domorodcích, které poslal zpět na cestě do »Eismitte«. Tato kolona ušla 62 km za 21 dní; tak byla cesta nam áhavá. Čekala marně do 7. prosince, načež se vrátila a za jediný den příznivé pohody vykonala celých 62 km. Další pomocné v ý p ra v y v polární noci neb yly již možné a ani se nepředpokládalo, že b y se W egen er v prosinci vydal na zpáteční cestu. Stanoviště »Eismitte« nemělo bohužel vysílací sta nice radiové. Ani v březnu letošního roku nebylo pom yšlení na cestu pro ustavičné m razy 40stupňové a nepřetržité vánice. Ko nečně 23. dubna vydala se do »Eismitte« výprava nová a dospěla na místo 8. května. Až tam teprve bylo zjištěno, že W egener s Rasmusem odešli a na pobřeží se nevrátili. Záchranná výprava vydala se tedy ihned hledat zm izelého vůdce a ve vzdálenosti 189 km od »Eismitte« nalezla W egenerovu ledovou hrobku. M rtvola W egene rova byla zašita do spacího pytle, obložená pečlivě kožešinam i. P o průvodci W egen erově R asm usovi, jenž pietně pohřbil svého pána a převzal zápisníky, nebylo ani stop y a dodnes nebyl nalezen. Takto hrdinně vytrval W egener v e sv é úloze vůdce vědecké v ý pravy až do vyčerpání sil. Letos byl pověřen dalším vedením v ý pravy W egenerův bratr Kurt za podmínek již mnohem lepších. Tak na př. m otorové saně, uvolněné ze sněhu, vykonaly dráhu Kamarujuk-Eismitte v délce 400 km za pouhých 14 hodin! Tuto výpravu považoval prý W egener za svoji poslední. Pak by byl patrně do spěl ke klidnější práci a dalšímu zužitkování svý ch poznatků. Pří rodní věda v něm proto ztrácí mnoho, co se nahradit nedá!
R .N .C . B O H U M IL A N O V Á K O V Á v P ra ze :
Pozorování výšky chrom osféry a protuberancí. Chromosféra — jasná vrstva, které dodává charakteristického červenavého zabarvení přítomnost velkého m nožství vodíku v y sí lajícího čáru Ha, byla známa již dávno z pozorování při slunečním zatmění. Hmoty, které z ní vystupují ve tvarech proudů, mračen atd., se nazývají p r o t u b e r a n c e . Za obyčejných poměrů chromosféra a protuberance nejsou vi ditelný a to z téhož důvodu, z jakého nejsou viditelný h vězd y za
dne. Jsou totiž zakryty světlem , které se odráží od částic našeho ovzduší v blízkosti místa, kde je Slunce. Abychom tedy mohli pozorovati tyto zjevy, jest nutno zeslabiti po určitý stupeň světlo ovzduší a to tak, aby intensita pozorované v rstv y anebo protube rance se nezm ěnila. To jest právě možno docíliti pomocí spektroskopu. B ylo to roku 1868, kdy francouzský astronom Janssen poznal, že jest možno pozorovati jasné čáry v e spektrech protuberancí i za normálních okolností, za plného slunečního světla. Touž zajíma v o st objevil skoro současně Lockyer v Anglii. Jestliže nařídíme štěrbinu spektroskopu radiálně k okraji vidi telného kotouče slunečního, pak v e vzniklém spektru některé in tensivnější čáry, jako na příklad vodíková Ha, jsou prodlouženy
O br. 1. P o z o ro v á n í p ro tu b eran c i na o k raji Slunce.
jasnými čarami. Připojíme-li k spektroskopu mikrometr, m ůžem e měřiti délku převrácené čáry a tak určiti tloušťku v rstv y , v e -které tato vzniká. Takto nalezená v ý šk a v rstvy jest pro čáru Ha asi 10" až 15", kdežto při zatmění jest možno konstatovati slabou červenavou záři až do v ý š e několika obloukových minut. Jestliže štěrbina jest položena k okraji slunečního kotouče sm ě rem tečny, jest m ožno pozorovati v určité poloze mimo okraj čáru Ha úplně jasnou, kdežto posunem e-li štěrbinu za okraj, dostá vám e ve spektru kotouče jen čáru temnou, vyjím ajíc určitá místa, kde jest též možno pozorovati toto tak zvané p ř e v r á c e n í č á r y . Na okraji, v m ístech, kde jsou protuberance, jest rovněž ve spektru čára jasná. Tedy poloha a délka jasné čáry odpovídají určité vrstv ě v chrom osféře a protuberancích. Posunujem e-li štěr binou takto položenou m im o okraj, m ůžem e postupně pozorovati v rstv y různých výšek , tak jak jest to naznačeno na obr. 1., kde S i . . . Sn značí různé polohy štěrbiny. O tevřem e-li štěrbinu do šířky několika obloukových sekund, pak m ůžeme pozorovati již ne spek trum protuberance, ale její obraz ve sv ětle té dané čáry, pro náš
případ v e světle vodíkové čáry Ha. Tak jest možno stanovití též intensitu v různých výškách protuberance, jakož i plochu, kterou zabírá průmět protuberance. Mimo čáry Ha používá se k v yšetřen í v ý š k y chrom osféry též čar / / a K vápníkových, nebo čáry helia Dz. Kdežto čára Ha jest vhodná k visuelnímu pozorování, čáry H a K hodí se dobře k v y šetřování metodou fotografickou. O všem nyní, kdy fotografická technika jest tak zdokonalena, že se vyrábí již desky citlivé pro červenou část spektra, jest m ožno hotoviti spektrogram y a spektroheliogram y i pro červenou čáru vodíkovou. Hodnoty určení v ý šk y chrom osféry získané pom ocí různých čar liší se navzájem, nebof vrstvy, v nichž ty to vznikají, jsou v různých výškách nad po vrchem Slunce a mají různé tloušťky. Hodnoty určení v ý šk y chrom osféry vedle toho závisí též na použitém přístroji: na apertuře a ohniskové dálce dalekohledu, ja kož i na ohniskové dálce a dispersi spektroskopu. Jinou metodu zavedl F o x 1) na Y erkesově hvězdárně. Pom ocí hranolů odráží světlo ze dvou bodů položených na opačných kon cích slunečního průměru na štěrbinu a určuje dvojnásobnou výšku chrom osféry mezi maxim ální a minimální vzdáleností hranolů, při nichž sv ětlo přicházející od opačných konců slunečního okraje dává chromosférické čáry. Jeho v ý sled k y shodují se celkem s výsledky m etody již dříve popsané. Pro čáru vodíkovou Ha dostává výšku větší než 10" a pro heliovou Di v ě tší než 8". Tato metoda se hodí dobře též k měření slunečních průměrů v určitém monochromati ckém světle. Dá se předpokládati, že důležitost těchto pozorování jest v e liká proto, že podle teorie M ilneovy jest možno očekávati, že změna v ý šk y chrom osféry závisí na výsledku vyrovnávání síly gravitace a světeln ého tlaku. Komise pro výzkum sluneční atm osféry při Mezinárodní astro nomické unii, na valném shrom áždění v květnu roku 1922 v Římě, nahlédla důležitost těchto měření a usnesla se, aby byla pozoro vána sluneční činnost na různých místech Země. Hvězdárna v Arcetri v Itálii byla zvolena k tomu, ab y sbírala visuelní pozorování pro tuberancí na okraji.2) Počínajíc rokem 1922 jsou tato pozorování pravidelně publikována.3) Postupem času přihlásily se k této práci tyto hvězdárny: Arcetri, Katanie, Kodaikanal, M anchester, Sutton in Surrey, Zó-Sě, Zurych, Madrid a soukromá hvězdárna Bad Tólz. V Arcetri m ěla jsem příležitost sledovati podobná pozorování a tedy zmíním se o nich podrobněji. Tam jest používáno Amiciova equatoreálu, jehož objektiv v roce 1925 byl nahražen Z eissovým ]) A strophysical Journal 57, 1923, str. 234. — P ro f. G. A betti: S o lar P h y sics, str. 139, H andbuch d e r A stro p h y sik IV.. S p rin g er, B erlin, 1929. 2) P rof. F. N ušl: V alné sh ro m áž d ěn í M ezinárodní U nie A stronom ické v Řím ě — Ř íše hvězd, říjen 1922, str. 121. *) O sserv azio n i e Mem. del R. O sse rv a to rio A strofisico di A rcetri. fasc. 40 a následující, jakož i doplňky.
(36 c/n/5'40 m). Tento přístroj vidím e na obr. 2. K dolejší části equatoreálu jest připevněn spektroskop Zeissův, opatřený dvěm a sádkami hranolů Amiciho, které jest m ožno snadno vym ěňovati. Jedna sádka, jíž se obyčejně používá k pozorování protuberancí ve vodíkové čáře Ha, jest složena z e tří hranolů, a tu disperse jest 15° od t i p k Ha. Druhá sádka jest vhodná spíše k pozorování v e fialové části spektra a skládá se z hranolů s dispersí 5° od Hff k //o .4) V ýška chrom osféry určuje se tu tak. že se měří výšk a pře vrácené čáry Ha při štěrbině položené radiálně k okraji viditelného
O br. 2. E q u ato re ál Amiciho na h v ě z d á rn ě v A rcetri.
slunečního kotouče. Zvláště jest označována výšk a chrom osféry s protuberancemi, při* nichž se určuje též intensita v různých v ý š kách a po případě i směr. Mimo to stanoví se též plocha, kterou zabírají prům ěty protu berancí na okraji a to v takových jednotkách, že 1 U. P.*) = 1° X 1". Tato určení dějí se buď nepřímo ze zhotovených kreseb, anebo se to dělá přímo přístrojem sa m ý m ; to jest otevře se štěrbina spektroskopu na několik obloukových sekund na př. 20" a když byla na řízena směrem tečny k okraji kotouče, měří se mimo základny protuberance též postupné polohy pro každých 20" až k maximální v ý šc e a vyjadřují se též ve stupních okraje. Pom ocí těchto údajů 4) O sserv a z io n i e M.em. del R. O sse rv a to rio A strofisico di A rcetri. fasc. 39, 1922, str. 37. *) t. j. unité de p ro ti b eran ce.
a celkové v ý šk y , vyjádřené obloukovým i sekundami nebeské sféry, dostanem e plcchy profilů jednotlivých zastavení po 20" a tím i úplnou plochu pro každou protuberanci s přesností, jež může býti dobře srovnávána s přesností, získanou z odhadování obrázků. Této druhé m etody se používá v Arcetri. Pozorování jsou konána pravidelně pouze cd roku 1922; proto jest k disposici jen malá řada hodnot a není možno uvažovati o v ý sledcích než pro případ jednoho cyklu. Z pozorování profesora Abettiho z Arcetri a profesora Jim eneze z Madridu, vychází v době minima, že chromosféra je v y š š í na pólech než na rovníku, kdežto v době maxima jest celková v ý šk a chrom osféry v ětší a jednotlivé hodnoty jsou skoro stejné pro všech n y heliografické šířky.5) To ve skutečnosti odpovídá též výsledkům dřívějších pozorování Respighiho a Secchiho. Zajímavé jest srovnati zm ěny v ý šk y chrom osféry se změnou protuberančních jednotek a s relativními čísly skvrn, které vykonal profesor Abettť') graficky. Zde zvětšen í relativního čísla skvrn od povídá zv ětšen í hodnoty protuberančních jednotek a v ý šk y chromo sféry a rovněž m ísta klesání jsou stejná. P rotu b eran ce se dělí na klidné a eruptivní: klidné tvarem i p o lohou, se tr v á v a jí n ezm ěn ěn y po několik dní, jejich spektrum jest tv o řen o ob y čejn ě čaram i vodíku, vápníku a helia: eruptivní m ění polohu i tv a r v e lic e rych le a v jejich spektru jest m ožno zjistiti četn é čáry k ovů . S pektráln í čá ry jsou často p o k ro u cen y a jejich poloha jest zm ěněna pro v e lk ý p ohyb par, jež je v y síla jí. M ilné ap lik ací v ý sle d k ů v y še tř o v á n í rovn o v á h y v ch rom osférických v rstv á c h vápníku a studiem pohybů protuberancí zjistil, ž e sv ě te ln ý tlak, se sta n o v isk a m oderní a to m o v é teorie, sta čí k v y sv ě tle n í zjevů protuberančních.
Z pozorování chrom osféry s protuberancemi vyp lývá nejmenší výška na pólech a rovníku, kdežto největší jest v okolí 30° až 60" heliografické šířky. To jest m ožno pozorovati na obrázku 3., kde jest graficky znázorněna závislost chrom osféry s protuberancemi na heliografické šířce z pozorování v roce 1929 v Arcetri.7) Pro srovnání jest tam nakreslena též křivka zm ěny v ý šk y chrom osféry bez protuberancí pro tý ž rok. Z toho seznávám e, že v roce 1929, t. j. brzy po maximu, výšk a chrom osféry bez protuberancí jest skoro táž pro všech n y heliografické šířky, což se shoduje s tím, co bylo již vpředu naznačeno. Ze studia fotografií protuberancí v určitém jednobarevném světle, zhotovených pom ocí spektroheliografů, jakož i z visuelních pozorování, vych ází v ý šk a v ě tší pro vápníkové v r stv y čar H a K 5) P ro í. O. A betti: S o la r P h y sic s, H andbuch der A stro p h y sik , IV., str. 139, — R endiconti della R. Acc. Nac. dei Lincei, vol. X, ser. 0, fasc. 1—2, luglio 1929—VII, R om a, str. 9. 6) P řed ch ázející c ito v a n á publikace, tá ž strá n k a . 7) O sserv azio n i e Mem. del R. O sse rv a to rio A strofisico di A rcetri, řase. 47, 1930.
než pro vrstvu vysílající čáru Ha, což se shoduje s v ý sled k y pozo rování jinými metodami. Střední v ý šk a protuberancí jest m ezi 40" až 50", což odpovídá asi 29 až 36 tisícům kilometrů. O všem často jsou pozorovány jed notlivé protuberance mnohem v y šší, až i několik set tisíc km nad povrchem Slunce. Střední v ý šk a protuberancí jest v ětší za maxima než v době minima, jinak však se málo mění rok od roku. | i | i | i | i | r | - i T i-|-i | i | i | i | i | i | i r n - r j - q - i y - r i i
Z Á PA D
y
VÝCHOD
“t-
T
-
9*1—
r * ý
-
30*
O*
O* - ip
-
9* 10*
11’
i
12'
b 1 2 ";------
i*
r
15'\
ló*L
L
■1
1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1
■
1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1
O br. 3. V ý šk a c h ro m o sféry v ro ce 1929. (A rcetri.) -------------s p ro tu b eran cem i, ............... bez p ro tu b eran cí.
Zajím avé jest pozorování rozdělení protuberancí v různých helicgrafických šířkách pro různá léta. O byčejně se vyskytují dvě hlavní maxima ploch. P rvé z nich jest v m ezích 20° až 40° hel. šířky, t. j. v pásmu skvrn a sleduje celkem periodu llle to u , chybí však v blízkosti minima sluneční činnosti. Druhé pásm o m axim ál ního v ý sk y tu ploch protuberancí leží m ezi 40° až 80° hel. šířky. P o loha těchto maxim se mění rok od roku, jak v y sv ítá též z grafi ckého znázornění v obr. 4., kde na úsečky jsou nanášena léta, na pořadnice plochy v jednotkách protuberančních, nalezené z pozo rování v Arcetri.8) 8) 40— 47.
O sserv azio n i e Mem. del R. O sse rv a to rio A stro íísico di A rcetri, fasc.
K ovové eruptivní protuberance vysk ytu jí se v pásmech nižších héliografických šířek, v krajinách ostatních jsou obyčejně protu berance klidné. Lockyer v y šetřo v a l vztah mezi protuberancemi, polohou jejich maxim a tvarem korony a zjistil, že jest tu úzká souvislost. Není m ožno vypsati na tom to m ístě v še o tak zajím avých zje vech, jako jsou chromosféra a protuberance, jako není možno tu vylíčiti nadšení z těchto pozorování, o němž si udělá představu jen ten, kdo viděl vlastním zrakem červené vodíkové hm oty vroubící
O br. 4. P o lo h a hlavních m axim ploch p ro tu b e ra n c í na obou polokoulích v rů zn ý ch letech. (A rcetri.)
okraj Slunce, jež jsou jakoby v e stálém vření. T ento poslední fakt jest způsoben jednak vlastním i pohyby par, jednak jest důsledkem neklidu zem ské atm osféry. Účelem tohoto článku jest poukázati na vhodné pole působ nosti v e slunečním badání, k němuž není třeba velkých a náklad ných prostředků a jež proto b y bylo možno zavěsti okam žitě i u nás. Equatoreály, jimiž na zm íněných hvězdárnách se konají pozorování v ý šk y chrom osféry a protuberancí, mají apertury ob jektivů v mezích 15 cm až 40 cm. Jeden podobný dalekohled by
se jistě našel i na některé z našich hvězdáren, třeba dosud právě nepoužívaný, a dal by se takto upotřebiti ke skutečné cenné a vážné práci. R ovněž náklad na vhodný spektroskop protuberanční není tak veliký, aby jeho opatření nepřipouštěly pom ěry jakkoli skrovné. O důležitosti těchto měření zmínil se v P raze ostatně již pro fesor Abetti, u příležitosti přednášek, které konal letos v březnu na pozvání K arlovy university.9) O všem jest to jistě práce, která vyžaduje poměrné velké dávky trpělivosti, protože jest třeba čekati na konečné v ý sled k y dosti dlouhou dobu. A však trpělivost jest vlastnost, kterou musí býti vžd y důkladně vyzbrojen ten, kdo chce pracovati v astrofysice. Mimo to, podle m ého názoru, zdá se býti vhodné začíti u nás takto s pozorováním Slunce, a vyzk ou šeti tak, zda by bylo možno z klim atických důvodů zavésti tu s úspěchem též další a nákladnější pozorování na tomto poli.
Zprávy sekcí pozorovatelů. Zpráva sekce pro pozorováni proměnných hvězd. P ilní člen o v é sekce během letního p o zo ro v acíh o období, p ře s nepřízeň počasí, rozhojnili zn ačně m ateriál sekce, tak že n y ní m ám e již p ře s 16.000 pozorování. P . K ad av ý dosáhl 4000 p o zo ro v án i, pp. C ern o v , M atoušek a Vand překročili p rv ý tisíc a p o d e p san ý dosáhl 8C00. R o v n ě ž se přihlásilo několik nových členů. C irk u lář sekce během podzim ního o b d cb í n ev y jd e, koncem roku pak sekce v y d á p o pulární n áv o d k p o zo ro v án í prom ěn n ý ch hvězd , v ro zsah u několika čísel cirk u láře. T en to n áv o d byl již n ěk o lik ráte na ú stře d í sekce ž á d á n : prosím e pp. žad atele, a b y poshověli, fin an čn í situ ace nedovoluje n á vod v y d a ti ihned. Jelikož cirk u lář na podzim ní období n ev y jd e, o tisk u jem e po zo ro v ací pro g ram v těch to m ístech. V m ěsících říjn u a listo p ad u jsou k p o zo ro v á n í v h o d n é ty to h v ě z d y : P r o p r o s t é o k o : a C a s , o P er. a H er. y.O ph, R L vr. u C e p , ó Peg. P r o k u k á t k o : A E Aur, Y CVa, g U M a (A lk o r), R C o r , g Her, o H er. R S et. o Cas, VV Cep. P r o t r i e d r : X Per, S T Cum, A B Aur. R C e p . R Y B oo, U W Dra. X H er, A F C y g , V Del. W Z Cas. P r o d a l e k o h l e d : VX A n d , U X A nd, R S P er, AD P er, SU Per, T W Aur, UZ Aur. R X B o o . R W Boo. 393.1929 B oo. R R C o r . A C Her. A Z C y g , A X C y g . A W C y g . S V V id . S S c I , S W Cep. S T Cep. R W Cep. W Cep. 362. 1930 Del. V pozdějších hodinách v ečern ích m ožno p o zo ro v ati p ro m ěn n é v Blí žencích a O rionu. Z nám á hv ězd a dlouhoperiodická, X C yg n i, do sáh la již 15. z á ří zn ačné jasn o sti, tak ž e je viditelná p ouhým okem . M ožno o ček á v a ti. že leto šn í m a xim um bude velm i jasn é, neboť obě p řed ch ázející m axim a v m inulých le tech se projev ila nepříliš v ý zn ačn ě. U pozorňujem e v e šk e ré členy, zv lá ště začátečn ík y , na tu to hvězdu, velm i v h o dnou p ro p o čáte čn í v ý cv ik . Mapku o b d rží na po žád án í z L. H. Š. Z. K. 9) Viz autorčin re fe rá t v Říši h v ězd , č. 6, 1931.
:ooooooooa
1O OOOOOOO3 0 0 0 0 0 0 0 0 0 0 0 0 0 0 0 0 0 0 0 0 0 0 0 OOOOOOOO (
OOOO30000000oooooooc
Drobné zprávy.
8 OOOOOOOOOOOOOOOO yO O O O O O O O OOOOOOOOOOOO
XOOOOOOOCOOOOOOOO lOOOOOOOO OOOOOOOC OOOOOOOO OOOOOOOC O OOOOOOOO OOOOOOOJ
Proměnná hvězda U Cephei. T a to p ro m ěn n á b y la o b jev en a r. 1880 foto* grafick y paní C eraskou. Již p rv á p o z o ro v án í u k azo v ala zřete ln ě ráz z á k ry to v ý , typu Algol. N orm ální ja s n o st h v ě z d y je s t 6-9, v p erio d ě asi 2d 11™ klesá k velikosti 9-3. N o v ější fo to m etrick á p o zo ro v án í pak u kázala i sek u n d árn í minim um, veliko sti 7-0, n a stá v a jíc í asi 23h 55m po minimu hlavním . Z pracování visuelních p o z o ro v án í se podjali S hap ley , B ak e r a D ugan. E le m en ty dvojh v ězd n éh o sy stém u , k te ré tito astro n o m o v é odvodili z v isu e l ních pozorování, vzáje m n ě velm i d o b ře souhlasí. E x cen tricita d rá h y p rů vodce, na niž ukazuje to, že se k u n d á ř, minim um n e n a stá v á p řesn ě v polo vici periody, jest zan ed b ateln á. S tudium sp e k tra této h v ězd y vedlo k po divuhodným výsledkům a o tá z k u zn ačn ě kom plikovalo. S lip h er v r. 1907 zjistil pro hlavní h v ězd u sp ek tru m Ao. S p ek tru m slabšího p rů v o d c e foto grafoval Jo y nej větším reflek to rem s v ě ta : 21,/» hod. exposice u k ázala h lavní linie tříd y Ko. S y stem atick éh o stu d ia sp e k tra se podjal C a rp e n te r, k te rý 36palcovým re frak to re m L ick o v y h v ě z d á rn y získal v letech 1923—25 c e l kem 33 sním ků. V ždy b y lo vid iteln o pouze sp ek tru m hlavní h v ězd y a p o zo ro v án í se v ztah o v a la pouze na k o n stan tn í ja sn o st v m axim u. P ro m ěřen í jeho sp ek tro g ram ů dalo p řek v ap u jící v ý sle d k y . Linie HB — H t, jichž bylo použito k m ěřením , u k az o v a ly m ěnlivou radiál, ry c h lo st — 85 až + 152 km , sec. S pek tro sk o p ick é e lem en ty pak u k a zo v aly neo b y čejn ě velikou ex cen tricitu (0-474), při čem ž velká osa sv írá se zo rn ý m p ap rsk em úhel 65°. S ek u n d árn í m axim um podle sp ek tro sk o p ick ý ch elem entů n a stá v á pak o 12 hod. d řív e. V ýsledky, získ an é ze stu d ia sp ek tra , te d y n ap ro sto n esouhlasí s pozorováním i visuelním i, stře d n í ch y b a sp ek tro sk o p ick ý ch p o zo ro v án í ± 13 k m /s e c není daleko tak velká, ab y p o z o ro v an ě ro zd íly b y lo m ožno připsati na v ru b pozorov acích chyb. Jed in á č á steč n á m o žn o st v y sv ě tle n í jest, že přihlížím e k stáčen í č ar apsid. P o d le D ug an o v ý ch elem entů v r. 1915 velká poloosa sp lý v ala se zo rn o u linií, r. 1924 sv íra la již úhel 115°, což b v znam enalo p osuv o 13° ročně. (Die S te rn e 1931.) e Aurigae. O této h v ěz d ě bylo v tom to časo p ise již n ěk o lik ráte re fe ro váno. S velikým zájm em b y lo o ček áv án o je jí m inim um ; jeh o stře d měl podle L udendorffovy eřem erid y n astati v dubnu 1929. P rů b ěh zatm ění Ludendorffovy n á z o ry plně potv rd il. M. B e y e r z H am burku publikoval v A str. N achr. č. 5737 v ý sle d k y sv ý c h p o zo ro v án í. P o č á te k poklesu n astal podle něho 29. dubna 1928, m inim um trv a lo od 26. října 1928 do 9. říjn a 1929, nato n ásledoval vzestu p , u k o n čen ý 7. dubna 1930. H v ězd a s e trv á 27 let na sv é norm ální jasn o sti 3-2 m g. Mimo h lav n í rá z m ěnlivosti se jev í sek u n d árn í v ln y o am plitudě 0-15, p řek lád ající se p řes h lavní křivku. Jejich e x i stence b yla p o tv rzen a v isu eln ě Jacchiou, řo to elek tricky G ússow ovou a Hufferem . F y sik áln í p o d sta ta těch to vln je s t d o sud nezn ám á a zdá se, že ty to v ln y se je v í i v norm álním stad iu . N aše sekce pro p o z o ro v án í prom ěnných hvězd se zúčastnila po zo ro v án í v z estu p u sv ěteln o sti koncem r. 1929 a po čátkem r. 1930. P o d le n ašich p o z o ro v án í n astal konec v ze stu p u 27. ú n o ra, 1 naše p o zo ro v án í ukazují se k u n d árn í vlny. Z p raco v án í v e šk e réh o p o zo ro vacího m ateriálu z tohoto m inim a se podjala slečna Dr. G usso w o v á z B erlína-B abelsbergu: o ko n ečn ý ch v ý sled c íc h podám e je ště zp rá v u . Z d e n ě k Kopal. Nejlíratší perioda m ěnlivé h vězd y. H. v an G ent v Jo h an n esb u rg u o b jevil fotograficky prom ěnnou h v ězd u o n e jk ra tší p erio d ě dosud znám é. P řed b ěžn á hodnota pro p eriodu je st 0’069d, což činí asi l h 40m. P o n ěk u d nejistou činí tuto hodnotu pom ěrně dlouhé exposice, až 30m inutové. neboť jde o hvězdu o am plitudě 14— 15 m g. S o u řad n ice n ové p rom ěnné js o u : 8h 10m 38s, — 18° 44-9'. H v ězd a je s t te d y i v našich zem ěpis, šířk á c h p o zo ro v ateln a. A m atérsk ý m p řístro jů m je s t ovšem n ep řístu p n a. S v ěte ln á k řiv k a m á tv a r sinusoidy. N ení je ště jisto , zda h v ě z d a n en áleží ty p u W U M a: v tom to p říp a d ě b y u d an á p erio d a b y la poloviční, ale i tak b y to
byla n e jk ra tši zn ám á perioda. D osud b y la za h v ězd u n ejry ch leji se m ěnící p o v ažo v án a cepheida X X C yg (P = 1349u). (D ie S te rn e 1931.) i.und O bservátory Circular. H v ě z d á rn a v L undu v e Š v é d sk u počala v y d á v a ti s tím to n ázv em oběžník, jen ž bude o b sa h o v a ti d ro b n é z p rá v y a příležito stn é po zn ám k y z astro n o m ie, m eteo ro lo g ie a seism ologie. Do sud v y šly d va se šity , celkem 34 strá n k y . V úvodu zm iňuje se ředitel, K nut L uíidm ark, stru č n ě o dějinách té to h v ě z d á rn y , k d e b y lo v y k o n án o v posledních třiceti letech C. V. L. C h arlierem a jeho sp o lu p ra c o v n ík y tolik pro hvězdnou statistik u . P o č á tk y h v ě z d á rn y v L undu sá h a jí do r. 1668, k d y tam b y la zalo žen a u n iv ersita. P r v ý p ro íe so r astro n o m ie, A n d r e a s S p o l e (1630— 1699) m ěl h v ěz d á rn u v č ty řp a tro v é m dom ě, k te rý o b ý v al. T a to o b s e rv a to ř b y la zničena r. 1676, k d y L und za v á lk y s D ány z části v y h o řel. P o č átk e m 18. stol. b y la z říz e n a h v ě z d á rn a znovu v sta ré m biskupském paláci ze 16. stol. a tu s e trv a la až do r. 1867, k d y b y la zb u d o v án a h v ě z d á rn a nynější. Až do to h o to n o v éh o o bdobí n e b y ly v y d á v á n y žádné publikace. V ý sled k y astro n o m ick ý ch p ra c í b y ly u v e ře j ň o v án y v so u časn ý ch sb írk ách d ise rta c í pro d o sažen í d o k to rá tu filosofie. Od té doby, k d y h v ěz d árn ě s,e d o stalo definitivního sídla, b y ly v ý sled k y p ra c í publikovány , za ředitele D ra A x e l a M č l l e r a (1863— 1895) v so u č a sn ý c h astronom , sborn ících n ebo v publikacích rů zn ý ch u čených spo lečností. Z té to p erio d y sluší u v ésti M óllerova m ěřen í poloh p lan et a k o m et a v ý p o č ty jejich d rah , pásm o v á p o zo ro v á n í m ezi dek lin ací + 35.° a 40." a k a ta lo g 12.131 stálic a D r. N. C. D u n é r a p rác i o ro ta c i Slunce, o sp ek tre c h stálic III. tříd y a m ěření d v o jh v ězd . D oba od r. 1898 d o 1927, k d y b y l ředitelem D r. C. V. L. C h a r l i e r , je obdobím velm i in ten siv n í a d ůležité činnosti h v ě z d á rn y . T eh d y b y la v y k o n á n a m nohá b a d á n í o s tá licích, zejm én a o sta tistic e stálic a v.edle toho b y ly v y k o n á n y p rá c e z m a tem atick é sta tistik y i z jejích ap lik ací ná rů zn é p ro b lém y d em o g rafick é a politické. R. 1900 založil C h a rlie r d v ě řa d y publikací s n áz v em »M eddelanden fran L unds A stro n o m isk a O b se rv a to riu m , S e rie I. e t II.« P rv n í řad a, o sm erk o v éh o fo rm átu m á d o sud 125 čísel, d ru h á, k v a rto v é h o fo r m átu, 58 čísel. A čkoliv obě ty to řa d y o bsahují h lavní část p ublikací h v ě z d á rn y , jsou ještě m nohé p rá c e u v e ře jň o v á n y v rů zn ý c h jiných sb írk ách . V y d áv án ím oběžníku se n a v y c h á z e n í obou sé rií nic nezmění.^ V nich b u dou o tisk o v á n y p rác e v ětší, o k te rý c h v oběžnících budou tře b a k rá tk é , zatím ní z p rá v y . S e y d l. T ěleso Schw assm annovo-W achm annovo rychlého pohybu. T o to těleso objeveno bylo na h am b u rsk é h v ě z d á rn ě dne 22. III. 1931. P o h y b jeho byl ry ch lý , asi d v o jn áso b n ý o b v y k léh o pohybu planetoid, ač podle fysikalniho zjevu jde pravděp o d o b n ě o p lanetoidu. D rá h a tě le sa , o d v o zen á A. K arh rstedtem , ukazu je na dosti v ý stře d n o u elipsu, e = 0-366, o p erih elio v é distanci tém ěř 2 0 a str. jedn., o době oběhu 5 5 roků. Sklon d ráh y k ro v in ě ^kliptikv 33°. K oncem m ěsíce d u b n a a z ačátk em k v ě tn a m ělo tu to p o lohu (pro 0 hod. sv ět. č a su ): IV. 25. 11M-4® — 1 °4 0 \ V. 3. II* 1-O™ — 3° 12', vel. 13-8. „ _ (P odle BZ 10, a K odaňského cirk.) V. O. Diiusní mlhovina IC 405 kolem proměnné AE Aurigae b y la o b jev en a již p ře d 40 lety S c h á b e r l e m v isu eln ě 36palc. L ick o v ý m re fra k to re m a n e záv isle skoro so u časn ě prof. M a x W o l f e m v H eidelberku fotograficky astro g ra íe m B ru ceo v ý m (nikoliv te d y reflek to rem na Mt. W ilso n u , jak ne sp rá v n ě uvedl p. K opal na str. i3 a 90, XII. r. »R. h.«). D r. J. L. E. D r e y e r v p rvním doplňku N G C -katalogu ( I n d e x C a t a l o g u e o f N e b u l a e e t c . , M e m . R. A. S., V o l . 51, 1895: z k ra tk a IC) popisuje č. 405: »*6-7 w i t h p B , v L n e b« — h v ě z d a 6-7 (rozum í se B o ss 1249 — A E A u ri gae) s d osti jasnou, velm i ro zsáh lo u m lhovinou«. Ú zký v z ta h mezi m lho vinou a hvězdou dokázal r. 1922 E. P . H u b b 1 e n a Mt. W ilsonu, uživ 6 ° hranolu na lOpalc. C ookově dubletu (M t. W i l s o n C o n t r . , N r s . 241 a. 250): m lhovina m á sp ek tru m em isní se slabším sp o jitý m pozadím , o d p ovídající ionisaci sm ěsi plynu a kosm ického p rach u (tom uto přísluší lurni-
niscenční spojité pozadí), v y v o la n é k rá tk o v ln n ý m zářen ím h lavní hvězd y , ^ p ek tru m A E A urigae je s t B O p: rá z »p« (p e c u 1 i a r) v z ta h u je se z a jisté k okolní m lhovině, jež podkladem p articip u je na sním cích v idm a hvězdy. S ed esatip alco v ý reflek to r upozornil na c h a o tic k ý pohyb (z v lá ště v ra d iá l ních rych lo stech ) rů zn ý ch č ástí m lhoviny, p o d o b n ý tom u, ja k ý byl pozo ro v án ta k é na př. v m l h o v i n ě v O r i o n u . F o to g rafie osm ipalc. C ookeo v ý m tripletem v O ndřejov ě, z h o to v en é v letech 1928— 1930. dok ázaly , že hv ězd a i m lhovina obklo p en y jso u ro zsáh lo u t e m n o u m l h o v i n o u , je jíž lila \n í osa prochází 25 se v ern ě ji sm ěrem ZV, stá č í se sm ěrem jižním a na sev ero v ý ch o d ě p řim y k á se ke stálici, kde končí, v zd alu jíc se z áro v e ň strm ě od p o zo ro v atele (ry ch lý v z rů s t frek v en ce slab ý ch stálic). Na té to stra n ě je m lhovina IC 405 nejm o h u tn ější a je v í z ře te ln é o d stu p ň o v án í v sam o sta tn é v rs tv y (am erické fo to g rafie). F o to g ra fick y je velm i účinná a ro z sáhlá (3 0 ); na orig. neg ativ ech o n d ře jo v sk é h o o b jek tiv u m á 8 m m v p rů m ěru!^ T e m n á m l h o v i n a je téhož rá z u jak o B a r n a r d e m katalogiso v a n é ú tv a ry B 34 nebo B 226, zd án liv ý ch ro zm ěrů l-5°X 0-7°: od n ás v z d á lena je — podle m ých p ře d b ě žn ý c h v ý sled k ů — asi 250 p a r s e c. V p ří padu m lhoviny IC 405 m ám e je d e n z nejú p ln ějších důkazů o spo jito sti difusnich m lhovin g alak tick ý ch s m lhovinam i tem ným i, je ž sv ítí jak o mocné trubice C r o o k e s o v y , jsou-li v dosahu ionisačního vlivu h v ě zd v y s o kých p o v rch o v ý ch tem p eratu r. P o n ě v a d ž m ěnlivost A E A urigae nesporně souvisí se zm ěnam i v m lhovině, je s t ráz je jí pro m ěn n o sti zcela jistě n e p ravidelný, sn ad ty p u R C oronae bor., ale m nohem spíše ty p u zcela z v lá š t ního, pro k te rý nem ám e dosud v h o d n éh o zařa d ě n í. — N akonec pokládám za důležité d odati k článku p an a K opala (str. 90), že m l h o v i n a k o l e m R A quarii není »podobným « zjev e m ja k o IC 405, n ý b rž ú tv a re m rá zu n a p r o s t o rozdílného. Er. Schůller. Pařížská observatoř (O bservatoire National) bude přeložena. P odle anglického časopisu »N ature« b u d e p ř e l o ž e n a p a říž sk á h v ě z d á rn a do k rajin y P ro v e n c e někam poblíže p o říčí ře k y D u ran ce (se v e rn ě od M a r seille). D ůvodem k p řem ístěn í jsou n ev h o d n é atm o sférick é p odm ínky d o sa v ad n í polohy h v ě z d á rn y u p ro střed P a říž e , k te ré velm i ztěžují a s tro nom ická pozorování. P a říž sk é b u d o v y o b s e rv a to ře bude užito k uložení rů zných starších přístro jů , není již n ep o u žív a n ý ch , m ajících cenu jen h isto rickou. N ová h v ě z d á rn a má b y tí v y b u d o v á n a nák lad em asi 66 milionů Kč. P ražský poledník. P oledník P ra ž s k é h v ě z d á rn y b y l od let o sm d e sá tý ch min. sto letí dán p růsekem v lák en m erid ian o v éh o stro je v n á sta v b ě (m eridianové m ístnosti) na stře še K lem entina v P ra z e . V těch to dnech, kdy stav eb n í ú p ra v y K lem entina p ro ú če ly u n iv e rsitn í a technické kn ih o v n y pokročily až k t é t o č á s t i b u d o v y , b y la b ý v a lá m erid ian o v á m ístn o st zb o u rána. Na jejím m ístě budou sk lad iště knih. S o u řad n ice P ra ž s k é h v ězd ám } jso u : z. šířk a +50® 5 ' 16-0", z. délka od G reenw iče — 0h 57m 40\3S: nadm . v ý š k a 197 m. List na paměť úmrtí T yge Brahe. Z p o zů stalo sti A. K rause, m ajitele L idové h v ě z d á rn y v P ard u b icích , dostalo se k ro m ě jin ý ch publikací naší Společnosti sta ré h o tisku (o iednom listu) s rytin o u , p ře d sta v u jíc í p o rtré t B raheův, k te rý je na jeho n áh ro b k u . L ist je asi z d ru h é p oloviny XVIII. století a m á te x t latin sk ý a n ěm ecký. Jiné v y d á n í jeho (sta rší) nalezl Dr. O tto S eydl o prázd n in ách v Č ernínském arch iv u v Jin d ř. H radci. Toto v y d á n í m á v něm ec, tex tu n ě k te ré o d c h y lk y od v y d á n í m ladšího. Na Dam ěť 330. v ý ro č í ú m rtí astro n o m o v a (29. říjn a 1601) v y d al te n to list nyní J. K lepešta, jednatel Společnosti, s tex tem česk ý m a latinským a rep ro d u k ci podobizny B ra h e o v y s n áh ro b k u v 50 č íslo v an ý ch exem plářích. C ena i s po što v n ý m 17 Kč. O b je d n áv k y v y říd í J. K lepešta, P ra h a I.. N á p rstk o v a ul. 208. Absorpce světla v prostoru m ezihvězdném . T ato velice důležitá o tázk a , zdali je m ezih v ězd n ý p ro sto r ab so lu tn ě p rá z d n ý , neb vyplněn řídkou h m o tou, je pro a stro fy sik áln í b a d án í n eo b y čejn ě důležitou, neboť není-li p ro sto r absolutně p rá z d n ý , m usí sv ětlo hvězd, jím pro ch ázející, u trp ě ti jisté zm ěny po strá n c e k v a n tita tiv n í i k v alitativ n í. O tá zk a ta to b y la u v ed en a po p rv é
do pop ředí astro n o m ick éh o zájm u jak o a rg u m en t p roti O lb erso v ě n á m rc e proti nekonečnosti pro sto ru . B ylo p oukázáno, že celá obloha nem usí s te j nom ěrně jasn ě zářit, zav ed e-li se u rč itý abso rp čn í koeficient, t. j. p řed pokládá-li se, že sv ě tla h v ě z d y , v livem ab so rp ce v p ro sto ru , u b ý v á ry c h leji, než se čtv e rce m vzd álen o sti. V elikost tohoto abso rp čn íh o koeficientu byla v n ovější době hled án a C o m stockem a P ick erin g em , ale d o sažen á čísla b y la velm i n ep řesn á, neboť b a d á n í jejich b y la zalo žen a na velm i p ro blem atických p ředpokladech. O ba učenci uvažo v ali ta k é pouze ab so rp ci cel kovou, k te rá m ůže b ý t zp ů so b o v án a m rak y m eteo ritů a pod. a nikoliv ab sorpci selektivní, k tero u b y zp ů so b o v ala hm ota jem ně ro zp tý len á, na př. ioniso v an é ato m y . Na m o žn o st selek tiv n í ab so rp ce po p rv é p o ukázal K aptey n (Ap. J. 1909). N alezl, že sp ek tr, tř. XV. (podle M iss M aury, t. j. tř. K) m ožno ro zdělit na dvě skupiny, rep re se n to v a n é hvězdam i a Cas a a Boo. S p ek tra obou jsou tém ěř to to ž n á , ale h v ě zd y lypu a C as jev í silnou ab sorpci v e fialové části (t. j. jso u č e rv e n ější). D ále zjistil, že h v ě z d y ty p u a C as m ají m izivé v lastn í p o h y b y a jsou tu d íž p ra v d ěp o d o b n ě dále, než h v ě z d y typu a B oo, jejichž v la stn í p o h y b y jsou velm i zřeteln é. N ápadné zeslabení fial. konce sp e k tra u h v ězd ty p u a C asiopeiae m ůže b ý t zp ů so beno ab so rp cí sv ě tla v p ro sto ru , neboť ty to h v ě zd y jso u od nás m nohem vzd ále n ější, než h v ě z d y p rv éh o ty p u . V m inulém roce, na z ák la d ě doko nalých m ěření, tu to o tázk u znovu u v ažo v al T ru m p ler (Publ. A str. Soc. of the Pacific 1930: 214, 267). S ro v n áv a l h v ězd y tříd y B n ašeh o okolí s h v ěz dami téhož typ u v e hvězd o k u p ách , k te ré jsou m nohem v zd álen ější, a shle dal, že h v ězd y sp ek tr, tříd y B ve h v ězd o k u p ách jsou tak č erv en é, že jejich b arev , index se ro v n á indexu t ř . /(! T ak v e hv ězd o k u p ě N. O. C. 6910 (C ygni) je h v ězd a typu B . vis. vel. 7-0 m g, fot. vel. 8-0 m g! V dalekohledu je v í ty to h v ězd y zřeteln ě o ran ž o v é zb arv en í. T ru m p ler m ě 'il pom ocí reg istru jícíh o m ikrofotom etru stupeň zeslabení jak o funkci v lnové d élk y a ukázalo se, že k v y sv ě tle n í n ep o stačí v zo rec R ay leig h ů v , což v y k lád al T ru m p ler tím, že ve sv ěto v ém p ro sto ru jso u k ro m ě iontů též v olné ele k tro n y . Na základ ě stu d ia více r e ž 100 h v ězdokup určil pak v eliko st abso rp čn íh o koeficientu (Lick. Bull. 14, 134). P ři pro b ěh n u tí v z d á le n o sti 1000 p arsek ů je sv ětlo podle něho ab so rb o v án o o 0-67 m g, k te rá ž to hodn o ta je velm i b lízká hod notě S chalénov ě (0-5 m g ). D alek o sáh lý v ý zn am p ro p o tv rz en í těch to v ý zkum ů a hlavně určení, k te ré p rv k y absorpci způsobují, měl o bjev stacio nárních č a r ve h v ězd n ý ch sp ek trech . R. 1904 objevil H artm an n ve spektru dv o jh v ězd y b Oriortis linie io nisovaného v ápníku, k te ré n ejev ily posuvů, jak é jev í o sta tn í č á ry v livem o běhu složek d v o jh v ězd y . H artm an n je n a zval čaram i stacio n árn ím i a poukázal k tom u, že nem ohou v znikati v atm o sféře h v ězd y , n ý b rž v ro zsáh lém v áp n ík o v ém m raku, jenž je mezi hvězdou a nám i. P o d ro b n ě jší v ý z k u m y P la s k e tto v y a Y oungovy p o tv rd ily existenci těch to č a r i v e sp ek trech jin ý ch h v ězd tříd O—Ba. P říto m n o st těch to čar ve sp ek tru h v ě z d y b ý v á o zn ač o v án a c h arak teristik o u k (na př. k Oap). U tříd chladnějších, než Z?s p o zo ro v á n y dosud n ebyly. Ve sp e k tru z á k ry to v é prom ěnné U Ophiuchi b y la zjištěn a jiná c h a ra k te ristik a . S tu d ia sp ek tra se podjali S tru v e a M erill (Ap. J. 72, 199: 1930). S tálice U Ophiuchi je od n ás v zd ále n a asi 200 p arse k ů C t = 0-005". P la s k e tt). N a tře ch sp e k tro g rarrech, získ an ý ch v létě 1930 reflek to rem 60palcovým na Mt. VVilsonu, se u k ázaly stacio n árn í č á ry , ale nejen v áp n ík u , n ý b rž i sodíku. Č á ry jev í po sunutí — 21 k m /se c , z čehož 17-5 km sec p řip a d á na pohyb Slunce, pro v la stn í pohyb m rak ů z b ý v á tudíž 3-5 k m /se c . E ddington již v r. 1926 v y š e třo v a l podm ínky h u sto ty hm oty, ro zp tý len é v p ro sto ru a přišel k n á zoru, že stře d , h u sto ta je asi 10—24 g /c m 3 o teplotě 12.000° K : to to číslo jest podle odhadu jin ý ch učenců o něco zv ětšili. N ová p o zo ro v án í te d y Eddin gtonovy n á z o ry plně p o tvrd ila. P o d le O o rta se ty to m ra k y ú č astn í též ro tace naší galak tick é so u sta v y . N ovodobá p o zo ro v án í te d y s ta r ý n ázor, že m ezihvězdn ý p ro sto r je n ap ro sto p rá z d n ý , nep o tv rd ila. P ro s to r je v y plněn m rak y voln ý ch v áp n ík o v ý ch a so d ík o v ý ch m ra k ů : světlo , p ro sto rem přicházející, pod léh á zm ěnám k v alitativ n ím i k v an titativ n ím . Z trá to u sv ětla absorpcí v p ro sto ru nám na př. v y c h á z e jí příliš v elk é v zd ále n o sti p ro Ce-
phejdy, odvozujem e-li je na z á k la d ě k řiv k y p eriodické sv ěteln o sti. V livem zm ěn kv alitativ n ích — selek tiv n í ab so rp cí — se nám je v í v z d á le n é hvězd y č erv en ějším i, než v e sk u tečn o sti jsou. Z da s těm ito z je v y so u v isí problém č aso v ý ch rozdílů m ezi visuelním i a fotografickým i tážem i, z n á m ý též z a stro fy s ik y prom ěnných hvězd , není dosud rozhodnuto. Z m íněná hm ota vyplňuje ovšem pouze m eze g alak tick é so u sta v y . P ro s to r m im ogalaktickv, m ezi spirálným i m lhovinam i, je p ra v d ěp o d o b n ě p ráz d n ý . Zdeněk K opni Studium sluneční korony i mimo okam žiky zatmění. Až dosud bylo m ožno p o zo ro v ati koronu jen v k rá tk é m okam žiku úplného slunečního za tm ění, k te ré je s t v ša k zjev e m velice říd k ý m . Je ž to tv a r k o ro n y se m ění během let v souvislosti s in ten sito u sluneční činnosti, je s t sam o zřejm é, že č astá a prav id eln á pozo ro v án í k o ro n y by b y la velice důležitá. P o sled n í dobou snažili se ted y a stro fy zik o v é nalézii způsob, jak b y b y lo m ožno po z o ro v ati tuto v rs tv u slunečního v n ějšíh o obalu i při plném denním sv ětle. To se konečně podařilo v lé tě m inulého roku m ladém u francouzském u astronom u B. L y o t o v i. O sv ý c h pozo ro v án ích , k te rá v y k o n al na h v ěz d á rn ě P ie di Midi, položené v P y re n e jíc h ve v ý š í 2860 m etrů, píše L yot v červnovém čísle letošního ročníku časopisu »L'A stronom ie«. O dtam tud v y b írám n ěk terá zajím av á d a ta : V ohn isk o v é ro v in ě dalekohledu um ístil autor^ kotouček, k te rý měl p olom ěr o 30" v ětší, než b y l z d á n liv ý polom ěr slunečního obrázku. T ak mohl p o zo ro v ati pouze pom ocí jednoduchého okuláru jed n o tliv é protu b eran ce, če rv e n a v ě zb arv e n é . Za podm ínek zv láště p říhodných, um ožněných v y so k o u polohou o b se rv a to ře , p o zo ro v al kolem o b rázku slunečního slabé halo. k te ré stu d o v a l jed n ak p olarim etrem , jed n ak sp ek tro g rafem a dokázal, že č á s t jeh o náleží koroně. P o la rim e tre m , k te rý je st vlastn ě a u to ro v ý m v y n ále z e m a k te rý se dobře o svědčil p ři p o zo ro v án í planet, stu d o v al polarisaci sv ě tla , tv o řícíh o halo. T ak to mohl po zo ro v ati sto p y polariso v an éh o sv ě tla až do v zd ále n o sti 6 od o k ra je slunečního kotouče. Od této m eze v z rů s ta la po larisac e ry ch le sm ěrem ke Slunci a te p rv e ve v ý ši 3' zů stá v a la sk o ro k o n sta n tn í. B yla tím silnější, čím byl vzduch p rů h led n ější: naopak, p ro cházelo-li sv ětlo m rak y tře b a s jen leh kým i, nfcbylo m ožno jí k o n stato v a ti. Z toho m ožno souditi, že z jiště n á po larisace nebyla původu atm o sférick éh o a že n áležela koroně, k te rá ta k to byla p o zorována. P o několik dní b y la p o z o ro v án a p o larisac e v e v šech sm ěrech kolem slunečního kotouče v k o n stan tn í v zd ále n o sti 80". B ylo m ožno znam enati. že v blízkosti pólu b y la p o larisac e m éně in ten siv n í než v jiných sm ěrech: z v lá ště velice in ten siv n í b y la v e sm ěru N W . T ato okolnost sou visí s různou intensitou a rozlohou k o ro n y , neboť g rafy , n a k reslen é na zá kladě těchto pozorování, připom ínají velice tv a r ko ro n y , a to v souhlase se sluneční činností, k te rá v ro ce 1930 b y la asi d v a ro k y po maximu. P rá v ě tak kladných v ý sle d k ů n abyl a u to r, k d y ž použil sp ek trá ln í an aly se. Mimo dobu slunečního zatm ěn í je s t spojité sp ek tru m ko ro n y z a stře n o spektrem oblohy, ale jsou-li p říh o d n é podm ínky, je s t m ožno i na tom to jasn ém spojitém pozadí pozo ro v ati ja sn é č á ry . A utor n ařídil štěrb in u sp ek tro g rafu sm ěrem te č n y k o k raji kotouče a tak m ohl mimo č á ry F ra u n h o fero v y po z o ro v ati též d v ě ja sn é č á ry : zelenou, /. 5303, 2 A a červ en o u, / 6374, A. P rv á b y la jasn ější, ale celkově obě u k azo v aly touž zm ěnu ja sn o sti a délky, k terá o dpovídala velice d o b ře zm ěně p o larisace. T e d y n ejin ten siv n ější a neidelší b y ly ty to č á ry v b odě N W a n ejsla b ší na pólech. T y to v ý sled k y te d y dobře ukazují, že je s t m ožno p o zo ro v a ti koronu i mim o okam žiky zatm ění, a to jed n ak její sp o jité sp e k tru m : polarim etrem . a za d ru h é ja sn é č á ry sp e k tra : spektroskop em . Jak již tu b y lo n aznačeno, v ý z n a m tohoto objevu jest dalekosáhlý, po n ěv ad ž ta k to je s t m ožno p o zo ro v ati ko ro n u po dobu libovolně dlouhou, zejm éna p rav id eln ě, což m á velikou d ů ležito st pro fysikální studium Slunce. P ro z ajím a v o st připom ínám , že v roce 1868 byl to F ran co u z Jan sse n , k te rý po p rv é p o zo ro v al sluneční ch ro m o sféru mimo zatm ění, a nyní, k d j' se jed n á o studium ko ro n y , je st to opět F rancouz, k te rý p řichází s novou m etodou, slibující p řin ésti v ě d ě v elk ý užitek. Bohum ila N o vá ko vá .
lO O O OO O O Oo XOOOOOOOGOOOOOOOO
Nové knihy.
gooooooocooooooocoooc
iO OOOOOOOOOOOOOOOOOOOOOOOOOOOOOOOOOOOOOOO)000000008 (
P rnf. G i o r g i o A b e t t i : O sservazioni di protuberance e della crom osiera solare eseguite nel 1929. (P o z o ro v á n í v ý š k y ch ro m o sféry a p e r turbací.) M em orie della S o cieta A stronom ica Italian a, N uova serie, vol. V, N. 2. Na h v ě z d á rn ě v A rcetri by lo p o k račo v án o v roce 1929 v p rav id eln ém v isuelním p o zo ro v án í v ý š k y ch ro m o sféry a p e rtu rb ac í pom ocí e q u ato reálu A m iciova. Z p o zo ro v án í v A rcetri, C atanii, M adridu a C u ry ch u , b y la v y počten a plocha p ertu rb a cí a v y k o n án o sro v n án í s le ty p ředcházejícím i. P ro rok 1929 h lavní m axim a jsou n a se v e rn í polokouli v e 27° a na jižní kolem 20° hel. š ířk y : v ro ce 1928 jso u ta to m axim a m álo o dlišná, neboť se v y sk y tu jí kolem 30° a 17° hel. šířk y . P ra v id e ln ý chod cyklu m á te d y m alý posun k rovníku. T éž v ro ce 1929 je s t v ý šk a c h ro m o sféry (bez p ertu rb ací) n áp ad n ě táž pro v še ch n y hel. šířk y a ro v n á se v e stře d n í hodnotě 10" 38, k d ežto p ro p řed ch ázející léta b y ly n alez en y h o d n o ty v e lice b lízk é: 10" 22 (192$ a 10" 33 (1927). Od 3. b ře z n a do 18. p ro since 1929 bylo zh o to v en o na h v ě z d á rn ě v A rcetri 132 sp ek tro h elio g ram ů ve sv ě tle v o d ík o v é č á ry H a Po celém v id it. p o v rch u Slunce. Na těchto spektrohelio g ram ech b y ly zjiště n y in ten sity a plocha flokulí v e šk ále od 0° (úplné chyb ěn í) k 5° (n e jv ětší in ten sita), p ro sv ě tlé i tem n é ílokule. T ato p rá c e záro v e ň s o sta tn írri p o zo ro v án ím i byla u v e ře jn ě n a h v ě zd árn o u v C urychu ve sb o rn ík u »Bulletin fo r c h a ra c te r fig u res of so lar phenom ena«. — V ro c e 1929 u sp o řá d a l té ž prof. G. A betti n o v ý sv a z e k sp e k tro skopických o b rázk ů slunečních z p o zo ro v án í h v ě z d á re n v A rcetri, M adridu, C urychu, C atan ii a Z ó-S é z let 1925— 26, ja k o d o d ate k ke 43. a 44. sv azk u publikací h v ě z d á rn y v A rcetri s n ázv em olmmagini spettroscopiche del bordo solare 1925— 1926«. B oh. N o vá k o v á . C e c i l i a H. P a y n e : The stars oi high lum inosity. S tr. X I I I + 320. H a rv a rd O b se rv á to ry M onographs No 3. Mc. G raw -H ill B ook Co. New Y ork and London 1930. C en a 3-50 dolarů. S lečna H. P a y n e o v á z H a rv a rd sk é h v ě z d á rn y pokusila se již r. 1925 ve sv é knize »S tellar A tm ospheres« p o dati p řeh led h v ězd n ý ch sp e k te r sou č asn ě s kritikou po zo ro v acích m etod a v ý sle d k ů .. Ion isačn í teo rie byla te h d y te p rv e v počátcích v ý v o je , tak že v uvedeném spise pod an á klasifi k ace sp e k te r neb y la n áležitě o d ů v o d n ěn a a v y sv ě tle n a . V elký pokrok v teo re tic k é a stro fy sic e i n a sh ro m ážd ěn í p o zo ro v acíh o m ateriálu přim ěl auto rk u k v y d á n í nové k n ih y o h v ězd n ý ch sp ek trech , zejm én a k d y ž její původní p rá c e je již ro z e b rá n a . Kniha je ro zd ělen a n a 4 díly ; p rv n í, jako úvod, p o jed n á v á o sp ek trá ln í fotom etrii a v y sv ě tle n í tv a ru sp ek tráln ích čar, d ru h ý díl p ro b írá nám p řístu p n ý m ateriál h v ězd n ý ch sp e k te r, tře tí díl p o d áv á přehled v ý sled k ů p o zo ro v án í h v ězd tříd O. B , A. F. K. Aí. veleobrů a prom ěnných, a k o n ečn ě ve č tv rté m dílu naleznem e souhrn našich zn alo stí o h v ězd n ý ch atm o sférách . S lečn a P a y n e o v á je jistě jedním z nej lepších odborníků v dn ešn í a stro sp e k tro sk o p ii a její kniha, s řad o u v ý bo rn ý ch přeh led ů a tabulek, je dokladem značného po k ro k u a stro sp e k tro skopie v poslední době. H a r l a n T r u e S t e t s o n : Man and the Stars. S tr. 320. Mc. G raw Hill B ook Co. New Y ork an d London 1930. C ena 3-50 dolarů. N apsati p o pulární d ějin y astro n o m ie není jistě sn ad n o u p rací, im ů žem e pro to spokojeně sáh n o u ti po S te tso n c v ě knize, kde ta to úloha byla d obře ro zřeše n a. Jsou to typické o b ra z y z dějin astro n o m ie, ta k vhodně v y b ra n é , že č te n á ř souvisle m ůže sled o v ati v ý v o j lidského n ázo ru 11a vesm ír. N ázv y č ty ř hlavních částí, v e k te ré se ro z p a d á S te tso n o v a kniha, o sv ětlí její cíle. Jso u to : I. P o h led k nebi. II. M ěnící se n á z o ry . III. Měnící se v esm ír. IV. Č lověk se diví. K niha je k rásn ě v y p ra v e n a a v h o d n á pro každého v ážn ě jšíh o a stro n o m a -a m a té ra .
H a r l o w S h a p l e y : Flights from Chaos. S tr. 168, Mc. G raw Hil!. New Y ork and London 1930. C en a 2'50 dolarů. S h ap ley o v a kniha je s t zajím av ý m pokusem , p o d ati so u v islý přehled celého hm otného v esm íru , začín ajíc p ro to n em a elek tro n em a konče sou hrnem v šech vesm írů, k te rý zove »m etagalaxy«. N aleznem e v knize v ý b o rn ý přehled n ázorů, jak h v ě z d á ř velk éh o rozhledu pohlíží na v esm ír, od ložím e ji v ša k neuspokojeni, neboť po d ro b n á klasifikace hm otného sv ě ta plně nám dá pocítiti, že ten to sv ě t n ezn am en á nic jiného než jakousi k o stru , schém a, k terém u schází duše — en erg ie v še oživující. H loubavý h v ěz d ář s v elkým zájm em p řečte S h ap ley o v y n á z o ry , sh rn u té v knize, jejřž v lastn í z n ačn ý v ý zn am je v ša k ten, že n eú p ro sn ě donutí každ éh o č te n á ře k sam o sta tn ý m úsudkům a m yšlenkám . Dr. H ubert Slouka.
Z hvězdáren a laboratoří. N ové přístroje pro Royal O bservátory v Greenwiči. D r. lackson, p rv ý a siste n t h v ězd árn y , n av štív il při sv ém loňském z áje zd u na astro n o m ick ý k ongres něm ecké A stron. Q esellsch aít v B u d ap ešti n ejd ů ležitější h v ě z d árn y e v ro p sk é, ab y tu stu d o v al m o d ern í a stro n o m ick é p řístro je , zejm én a d a lekohledy z rcad lo v é a prů chodní stro je. V elký d a r Mr. W ilh an ia John sto n a Yappa 15.000 liber šterl., k teré h o se n ed áv n o h v ě z d á rn ě d ostalo, umožnil nyní uskutečnění plánů řed itele D ysona, k te rý v o b vyklé v ý ro č n í zp rá v ě (R ep o rt to the B o ard of V isito rs of the R o y al O b se rv á to ry ) oznám il koupi 36palcového reflektoru se sp ek tro g rafem a p o sta v en í n o v é kopule pro tento stro j. S oučasně povolila ad m ira lita koupi nového sedm ipalcového průchod ního stro je o ohniskové délce 2 '/2 tu. T en to stro j n ah rad í s ta rý průchodní stro j A iryho, k te rý m bylo během o sm d esáti let, k d y byl používán, po zo ro v án o 578.013 průchodů h v ězd a planet. K oupení obou p řístro jů je vel kým ziskem pro h v ě z d á rn u ; na průchodním stro jí se bude pok račo v ati v tradičním , m nohaletém p o zo ro v án í, k d ež to n o v ý m reflek to rem se sp e k tro grafem budou k onány m oderní a stro fy sik á ln í práce. N ový íotograíický refraktor Leidenské hvězdárny. P ro fe so r de S itter. ředitel h v ě z d á rn y v Leidenu, o bdržel z R o ck efellero v y n adace 110.000 do larů k zakoupení nových p řístro jů p ro svou h v ězd árn u . T en to v elk ý obnos byl je ště zv ětšen d a ry soukrom níků a obchodních podniků v H olandsku a bude v ěno ván zejm éna k v y b u d o v á n í sp o lu p ráce s jihoafrickou h v ě z d á r nou »Union O b serv ato ry « v JohEnnesburgu. B yl objed nán od firm y S ir H ow ard Q rubb, P a rs o n s & Co. d v o jiíý fo to g rafick ý dalekohled s o b jek ti vem o prům ěru 40 cm a o h n isk o v é délce 229 cm . dalekohled visuelní o prů m ěru 20 cm a ohniskové délce 344 cm . Jih o africk á v lá d a p o stav í pro tento stro j zv láštn í budovu na pozem cích »Union O b se rv á to ry * v Joh an n esburgu. Z akoupení n ových astro n o m ick ý ch p řístro jů ja k v G reenw iči, tak i v Leidenu v této době, h o sp o d á řsk y velm i obtížné, sv ě d č í o velkém po chopení. k te ré p říslu šn é v lá d y m ají p ro p o ž a d a v k y astro n o m ů . Dr. H ubert Slouka.
Zprávy Lidové hvězdárny Stefánikovy. N ávštěva na hvězdárně v srpnu 1931. V srp n u n av štív ilo h v ězd árn u celkem 496 osob. Z toho bylo 187 n á v ště v členských a 309 n á v ště v jed n o tlivců. S polkových n á v ště v nebylo. P o č a sí bylo celkem n ep řízn iv é. Po 15 večerů bylo zataženo, 7 v e č erů bylo o blačných a pouze 9 v e čerů bylo jasných.
Pozorováni na hvězdárně v srpnu 1931. P ro h o sty b y lo celkem 12 po zorování. N ejvíce b y la p o z o ro v án a p lan eta S a tu rn , dále Luna, hvězd o k u p y M II, M 13 a M 15, m lhoviny v A n drom edě a v L y ře a četn é d v p jh v ězd y . Z odbo rn ý ch p o zorování, k o n an ý ch členy sekcí, bylo nejv íce p o zo ro v án í slunečních sk v rn (25), p o z o ro v án í m eteo rů (P e rse id y i sy stem a tic k é) cel kem 11, pozo ro v án í p ro m ěn n ý ch h v ězd 5 a fo to g rafo v án í oblohy po 4 v e čery . P o z o ro v á n í P e rse id bylo ru šen o n ep řízn iv ý m počasím . P ozorování na hvězdárně v říjnu 1931. V říjnu je h v ě z d á rn a p řístu p n a denně, v y jm a pondělí, o 7. hod. večer. H lavním dalekohledem b u d e p ozo ro v án a v p rv é polovici m ěsíce plan eta S atu rn , v e d ru h é polovici M ěsíc. M enším dalekohledem (hledačem kom et) budou p o zo ro v án y podle okolností h v ězdokupy v P e rse u , H erkulu, v e Š títu a v P eg asu , m lhoviny v L y ře a A ndrom edě. V době, kdy bude oblohu p ře z a řo v a ti M ěsíc, budou p o zo ro v á n y hledačem kom et pouze d v o jh v ězd y . Školní n á v štěv y na hvězdárně v říjnu jsou v ítá n y v denních hodinách, nebo o 6. hod. v eč e r, spo lk o v é n á v ště v y o 8. hod. v ečern í. S p olkové i školní n á v š tě v y m usí b ý ti h lášen y napřed, ab y m ohla býti p řih lášk a P otvrzena. ^OOOOOOOO- MX X X X JO t OOOOOOOO JOUOOOOCOOOOOCXX OOOOOOOC o JOW XW UUO O O O O COCJ Q0 0 0 0 0 0 0 0 0 0 0 0 ^ * 0 0 0
.«joooooooocoooooooox oocoooooooooooci Zprávy ze Společnosti. I°°«>°°°w»<»ooooo<» * * ^ goooooooooooooooo O j0 0 0 0 * -< 0 0 X W O Q U * OOOOOOOO JUOUUO O TIXXXXXXX OOOOOOCv O
Dary členů. Na zařízen í h v ě z d á rn y v ě n o v a li: p. F ra n t. K ejř, náj. pivovaru v O boře Kč 32-— ; F ra n t. Jakl, lesní h a jn ý v N ovém P le se Kč 10'— : Ant. H onzák, Z am berk Kč 11-—. Několik členů v ěn o v alo m enší ob nosy, k teré nelze v šeck y u v eřejn iti p ro n ed o state k m ísta. V šem sr Ječný dik! V ýborov á schůze byla 15. z á ří v m ístn. L. H. Š za p říto m n o sti 10 členů výboru. B ylo p řijato 9 nových členů a v \ řízen a b ěž n á korespondence. Schválen n áv rh je d n atelů v na p o řád án í cyklu p řed n ášek , k te ré slíbili pp. Dr. Fr. Nušl, D r. S louka a K. H ujer. B ylo pojed n án o o finančních o tázk á ch a n a v ržen y n ěk teré k ro k y k o d stra n ěn í tě ž k é finanční situ ace, do k te ré se do stala S polečnost stav b o u h v ě z d á rn y . D ále bylo schváleno v y d á n í »Přehledů úkazů« na obloze na rok 1932 v ú p ra v ě bloko v éh o k alen d á ře. R u kopis je již p řip rav e n a bude ihned tištěn. Členská schůze bude v pondělí 5. říjn a o 19. hodině v p osluchárně prof. D r. Jindř. S vo b o d y , P ra h a II.. K arlovo n ám ěstí č. 19/11. N a pro g ram u mimo z p ráv o posledních událostech v astronom ii b ude p ře d n á šk a člena Společnosti p. K. H ujera, k te rý se v rá til z A m eriky po několikaletém po b y tu na velik ý ch am erick ý ch h v ě zd á rn á c h Y erkesově, M ount W ilsonu, H arv a rd sk é a j. B ude p ře d n á še ti na th e m a : P rá c e na am erick ý ch h v ě z d árn ách . Budou to p o stře h y , k te ré m ohou zvlášť zajím ati p řáte le h v ě z d á ř stv í a pro to na tu to schůzi n a še člen y , zejm éna p raž sk é , z v lá ště upo zorňujem e. C yklus pěti přednášek bude p o řá d á n L idovou h v ěz d árn o u Štefánikovou v e dnech 13. X., 20. X.. 27. X., 3. XI. a 10. XI. v ž d y v ú te rý o 19. hodině ve fysikálním sále českého v y so k éh o učení technického v P ra z e II., K ar lovo nám . č. 14. Ú vodní p řed n ášk u m á p ře d se d a C. A. S. prof. Dr. Fr. Nušl, další d vě p řed n á šk y člen K arel P. H ujer a d v ě p řed n á šk y Dr. H. Slouka. V p řed n ášk ách , k te ré budou d o p ro v áz e n y k rásn ý m i d iap o sitivy , budou p ro b rá n y v e šk e ré po k ro k y m o d ern í astro n o m ie za poslední dobu a p ro to je doporučujem e členům Společnosti. Na celý cy k lu s budou v y d á n y stálé vstu p en k y po Kč 10-— , č l e n s k é s t á l é v s t u p e n k y n a p r ů k a z l e g i t i m a c e p o K č 5-— . P ra ž š tí členové nechť si v y z v e d n o u p o tv rz o vací zn ám ky na zaplacené p řísp ě v k y za rok 1931 v kan celáři S polečnosti na L idové h v ě z d á rn ě Š tefán ik o v ě na P e třín ě . K terý člen nem á zaplacených přísp ěv k ů za ten to rok, nem a n áro k u na členskou vstu p en k u . M ajitel a v y d a v a te l Č esk á sp o lečn o st a stro n o m ick á v P ra z e IV. P etřín O dpovědný re d a k to r Dr. O tto S ey d l, astro n o m S tátn í h v ě z d á rn y , P ra h a I. K lem entinum . — T iskem k n ih tisk árn y Je d n o ty čsl. m atem atik ů a fysiků, P ra h a -Z iž k o v . H u so v a 68.
