W I L L E M d e S I T T E R , ř e d i t e l univ. h v ě z d á r n y
v
L eid en u:
Velikost vesm íru. S e sv o le n ím a u to r o v ý m přeložil Dr. O tto S e y d l .
Dříve nežli budeme jednati o velikosti vesmíru, je potřebno přesně vym eziti, o čem mluvíme. V minulosti používali astrono mové slova »vesmír« poněkud volně. Asi před deseti lety byl jedním z pojmů velmi používaných pojem »teorie ostrovních ve smírů* — vesm írů v množném čísle! Vesmírem v tom to smyslu bylo, co dnes nazývám e soustavou Mléčné dráhy, hvězdná sou stav a taková jako je naše. Podle smyslu, ve kterém používám tolioto slova, jest jen jediný vesm ír, obsahující všechny ty to sou stav y a- všechno to, co může býti pozorováno a oo si můžeme mysliti jako pozorovatelné buď nyní nebo v budoucnosti. Vesmírem je veškerenstvo věcí, jež existují ve světě fysickém nebo vnějším. Nejbližší otázkou, již máme zodpověděti, jest: má vesm ír vůbec velikost? Tato otázka, zdali vesm ír má velikost konečnou nebo nekonečnou, zajím ala mysle některých největších m yslitelů lid stv a již od té doby, kdy existuje věda. Archimedes, nejvýznam nější řecký m atem atik (asi 2C0 př. Kr.), napsal zajím avý spisek, nazvaný »0 zrnech písečných«, formou dopisu králi syrakusském u, Gelonovi. Počíná takto: >'Jsou lidé, kteří se domnívají, králi Qelone, že počet zrn písku je nekonečný, to jest, nikoliv jen počet zrn písku v okolí Syrakus a v ostatních částech Sicilie, ale i ve všech částech světa obydle ného i neobydleného. Jiní se dom nívají, že není nekonečný, ale že není možno uvésti čísla tak velikého, aby převyšovalo řečené číslo počtu písečných zrn. Zdá se, že ti, kdo takto sm ýšlejí, by byli méně s to mysliti si číslo, jež by bylo větší nežli m nožství píseč ných zrn, jež by vyplnilo kouli rozm ěru Země, kdybychom v y plnili všechna moře a údolí až po nejvyšší vrcholky. Já však se pokusím ukázati m atem atickým uvažováním , jež budeš moci sledovati, že některá z čísel, jež jsem jm enoval a vysvětlil v knize zaslané Zeuxippovi, nejen převyšují počtem m nožství zrn písku v kouli velikostí rovné Zemi, ale i v prostoru velikosti celého vesm íru.« Argument Archimedův má především ráz m atem atický. Archimedes byl prvním učencem, jenž měl jasné ponětí o ne konečnosti ve sm ysle m atem atickém, jak jí rozumíme dnes, jenž zaP řek lad populární p řed n ášk y, k terou měl autor dne 20. ledna 1932 v e sp o lečn o sti »A stronom ical S o c ie ty of the P acific* v San F rancisku i v ji n ých m ístech S p o jen ý ch stá tů S e v . A m erik y a v K anadě. B y la otištěn a v e sborníku »P ublications of the A stron om ical S o c ie ty of the Pacific®, San F ran cisco. April 1932.
vedl do m atem atiky pojem spojitosti, nekonečně velikého a neko nečně malého. Mohou-li býti čítány věci jako zrna písku, musí jedno z nich býti poslední. Nevíme sice, kolik je jich, ale mchou-li býti spočítána-, není jich nekonečně mnoho. Archimedes, tak jako všichni Řekové, předpokládá a p r i o r i , že vesm ír, ač může býti velmi veJiký, jest konečný. Potom smaží se určiti jeho skutečnou velikost, což však má pro nás málo zají m avosti, poněvadž jest založeno na pozorovacích datech úplně ne dostatečných. Stejná otázka, zdali vesm ír jest konečný nebo ne konečný, byla projednávána různými filosofy i astronom y během více než posledních dvou tisíců let, jež uplynuly od té doby, kdy Archimedes psal dopis králi Gelonovi. O tázka tato nebyla dosud zodpověděna a snad nebude zodpověděna nikdy. Nezamýšlím za bývali se tu různými míněními o tom to předm ětě, než pokusím se vysvětliti, jakkoliv nedostatečně, dnešní naše m yšlenky o složení vesm íru. Počnem e blízko dom ova. Víme, že naše sluneční soustava, Slunce se Zemí a ostatními planetami, náJeží k velké hvězdné sou stavě, soustavě Mléčné dráhy, která tedy obsahuje nejen všechny stálice, jež můžeme spatřiti pouhým okem, ale i všechny ty, které můžeme spatřiti jako jednotlivé stálice našimi největším i daleko hledy. Za jasné noci pod širým nebem je vám nápadný široký svě telný pás, nejkrásnější rys oblohy, rozpínající sť od jedné části obzoru k druhé, známá Mléčná dráha. Rozprostírá se přes nebe velikou kružnicí a vyznačuje rovinu soum ěrnosti naší soustavy. Na jih od souhvězdí L a b u t ě dělí se ve dvě větve, které po stupujíce vzájem ně rovnoběžně se rozšiřují a dosahují největší šíře v souhvězdí S t ř e l c e . Potom se zase sjednocují. Od té doby, kdy Galilei namířil prvý dalekohled na nebe, je známo, že světlo Mléčné dráhy je způsobeno nesčetným i stálicemi, jež jsou tak těsně pospolu, že nemohou býti opatřeny jednotlivě. Pozdější pozo rování dalekohledy mocnějšími odkryly její podrobné složení. Skládá se z četných nakupení stálic, t. zv. hvězdných mraků. Mezi nimi a také v nich jsou tem ná m ísta různého tvaru a velikosti, tvo řící důležitý a charakteristický prvek složení. Vilém Herschel se domníval, že tato tem ná m ísta — nazýval je »díry do nebe« — jsou o tvory, jimiž můžeme patřiti mezi stálicemi do prázdného pro storu okolního. Ještě asi před patnácti lety se sm ýšlelo podobně. Postupně však byly seznány důvody k přesvědčení, že není míst, kde není vůbec hvězd, ale kde jest něco, co překáží spatřiti hvězdy, m račna tem né hm oty bud plynné nebo s větší pravděpodobností rozptý lené jako jemný prach. Mezi stálicemi a tem ným i m raky jest v Mléčné dráze mnoho jasných mlhovinových míst. Mlhoviny jsou dvojího druhu, bílé a zelené. Mlhoviny v Mléčné dráze jsou zelené. Dnes jsou všeobecně nazývány mlhovinami »nepravidelnými« podle tvaru nebo »galaktictkými«, poněvadž se vyskytují jen v Mléčné dráze nebo blízko
ní. Podle sp ek tra jejich světlo neobsahuje, tak jako světlo jiných hvězd, všechny barvy duhy, nýbrž jen m alý počet rozptýlených druhů světla, z nichž nejjasnější jest v části zelené a jež těm to mlhovinám dodává zeleného zbarvení. Nejkrásnějším příkladem nepravidelných galaktických mlhovin je znám á mlhovina v O r i o n u , viditelná pouhým okem. Skládá se z částí jasných a tem ných, jež jsou patrně stejného složení. Velká mlhovina v O r i o n u jest jen nejjasnější částí velmi rozsáhlé mlhoviny, jež pokrývá celé souhvězdí. Jasné a temné m lhoviny jsou patrně v úzké v zá jemné souvislosti a v souvislosti se zdánlivým rozložením stálic. P ěkný a poučný příklad této souvislosti rozložení stálic a jasných a tem ných mlhovin poskytuje oblast mlhoviny zvané S e v e r n í A m e r i k a v souhvězdí L a b u t ě . Studium m račen stálic (hvězdokup) a mlhovin v Mléčné dráze poskytuje nám některé p ředstavy o složení a veliké soustavě, je jímž hlavním zdánlivým znakem jest Mléčná dráha. K probádání obecné stav b y soustavy jsou m ožný dvě různé cesty přiblížení, jež chci rozeznávati jako přiblížení z nitra a z venku. Podle poslední m etody pokusíme se vypracovati složení sou stav y tak, že užijeme naší vlastní polohy jako východiska, probádajíce podrobnosti rozložení stálic v prostoru nejdříve v našem ckolí a pracujíce postupně dále a dále podle toho, jak to připustí data pozorování. Druhá m etoda pracuje analogicky s jinými tělesy nebes, o nichž m ám e důvody věřiti, že jsou podobným i soustavam i jako vlastní naše soustava. Studiem těchto soustav můžeme nabýti některých představ o tom, jak b y se nám jevila naše sou stava, kdybychom ji pozorovali zdáli. Již Vilém Herschel, snad největší astronom jaký kdy žil, domníval se, že některé z mlhovin jsou hvězdné soustavy podobné soustavě naší. Pojednává o »Mléčných d'rahách« v množném čísle. Ačkoliv Herschel, jak je přiro zené, dopustil se některých chyb, když ztotožňoval mlhoviny, ná ležející naší soustavě, s mlhovinami, jež jsou mimo ni, m nc’ié z mlhovin, jež považoval za soustavy podobné soustavě naší a ve vzdálenosti veliké jsou nyní také považovány za příslušející k této skupině. To jsou m lhoviny »bílě«. Spektroskop ukazuje, že jejich světlo obsahuje všechny b arv y tak jako světlo stálic. Jsou slo ženy ze stálic, nakupených ve hvězdná m račna, a z jasných a tem ných mlhovin tak jako soustava naše. Jedním z prvých objevů o těchto mlhovinách je ten, že ve liká většina jejich m á tv a r spirál. P rv á mlhovina, jejíž spirální tvar byl zjištěn, jest M e s s i e r 51, v souhvězdí H o n í c í c h p s ů . Tento objev jest jeden z prvých, učiněných (na jaře r. 1845) ve likým, šestistepovým reflektorem lorda Roose v Parsonstow nu v Irsku, k terý zůstal největším dalekohledem světa asi po tři čtvrtiny století. Jak dneska víme, jsou takových spirálných mlho vin na nebi nesčetné miliony. Všechny mají tentýž základní tvar, sestávající z jasného jádra, z něhož vybíhají dvě spirální ra mena ve vzdálenostech se zvětšujících: V ram enech jsou nakupení
stálic a m račna hvězd, prom ísená s jasným i a tem ným i mlhovinami. V těch ramenech, jež spatřujem e s hrany, probíhá všeobecně úzký tm avý pruh podél střední linie a dělí mlhovinu po délce tém ěř ve dvě poloviny. Nejbližším naším sousedem v prostoru mezi spirálným i mlho vinami je velká m lhovina v A n d r o m e d ě , jejíž vzdálenost jest jen asi milion světelných roků. Na fotografiích zhotovených největším i dalekohledy můžeme studovati podrobnosti jejího složení, jež je velmi podobné složení MJéčné dráhy. Tak na př. obraz jižní části m lhoviny v A n d r o m e d ě se velmi silně podobá hvězd nému m raku v souhvězdí S t ř e l c e . Tato podobnost složení ve likých spirálných mlhovin a Mléčné dráh y sm ěřuje k potvrzení teorie, vyslovené po prvé holandským aistronomem am atérem Dr. Eastonem r. 1900, že naše soustava má také tv a r spirální. T enkrát nebyla ještě všeobecně uznána důležitost zatemňující hm oty a Easton vykládal zjev obou v ětv í Mléčné dráhy předpo kladem, že obě ram ena spirály nejsou přesně v téže rovině. Dnes isme došli k závěru, že dělení je vlivem zatem ňující látky, která, jako ve spirálách, je nahrom aděna v úzké v rstv ě po obou s tra nách střední roviny soum ěrnosti, zakrývajíc našemu zraku střední část jád ra a to, co je za ním sm ěrem souhvězdí S t ř e l c e , a způ sobujíc zjev dvou větví oddělených tem nějším prostorem . Hlavní m yšlenka teorie Eastonovy, že naše hvězdná soustava má tv a r spirální, je však dnes všeobecně přijata. To je tedy výsledek ba dání, jež jsem nazval přiblížením z vnějšku. Druhým způsobem probadání složení soustavy jest přiblížení z nitra. T o je založeno úplně na životním díle profesora Kapteyna, tvůrce statistické astronom ie. Jeho m etody spočívají úplně na zákonech velkých čísel. P řím á pozorování stálic ukazují nám sm ěr v němž jsou, avšak jejich vzdálenosti přím o pozorovati nemůžeme. Kdybychom znali vzdálenosti všech těch milionů stálic, mohli b y chom v y tv o řiti model soustavy tak, že bychom pro každou stálici zvolili d rát příslušné délky a na jeho konec upevnili perlu nebo hrachové zrno znázorňující stálici. P ak bychom mohli studovati, zdali totc veliké seskupení stálic má určitou výstavbu, je-li zbu dováno podle nějakého plánu nebo zdali jest pouze seskupením náhodným. Abychom to zjistili, musíme studovati prům ěrná čísla. Budeme zjišťovati počet stálic, obsažený v jednotce objemu v růz ných m ístech soustavy. Jednotlivé stálice tu nerrají důležitosti; zajímají nás jen čísla prům ěrná. K apteynova m etoda sm ěřuje pouze k odvození průměrů, aniž b y se zabývala nejprvé zjišťováním vzdá leností jednotlivých stálic. Jeho badání jsou založena na zákonech statistiky a velkých čísel. Zjišťuje m nožství stálic určité jasnosti, určitého pohybu a jiných charakteristik. N ebylo by obtížné vysvětliti vám ty to m etody K apteynovy, jež jsou v podstatě velmi jednoduché. Nemohu však ubírati času našemu hlavnímu předm ětu: i pominu vysvětlení a uvedu jen výsledky. Kapteyn zjišťuje ze svých sčítání stálic a z rozboru toho m ateriálu hustotu stálic, to K0
jest počet stálic v objem ové jednotce v různých vzdálenostech od sluneční soustavy. Je přirozené, že jednotka objem u musí býti zvolena vhodně. Jednotkou, které použijeme, jest krychle o hraně rovné jedné Kapteynově jednotce vzdálenosti, jež činí asi 32'/* svě telného roku. Obr. 1 . znázorňuje řez Kapteynovou soustavou podle jeho po sledních výsledků, uveřejněných r. 1922, právě před sm rtí. Elipsy jsou řezy roviny nákresné s elipsoidy, jež představují plochy téže hustoty. Střední rovinou je rovina Mléčné dráhy a rovina sou m ěrnosti celé soustavy. P očet černých teček označuje hustotu: uprostřed jest asi 1 0 0 stálic v jednotce objemu, na vnějším elipsoidu pcuze jedna. Hm oty rychle ubývá ve sm ěru kolmém k střední ro-
f
— 1
20,000
;
i----------1 16,000
i " " —l----------------------f 8000
12.000
I
|*
4 0 00 2000
i
*
i
O
iOOO
2000
1
I 4000
parseků
světel, roků Obr. I. K a p tey n o v a so u sta v a .
vině a méně rychle v rovině sam otné. Slunce není přesně upro střed, ale v znázorněné poloze po straně, a kroužek kolem zná zorňuje obor všech stálic viditelných pouhým okem. Dílo Kapteynovo spočívá úplně na sčítání stálic. Existuje ještě mnoho milionů stálic, jež dosud nebyly spočteny, a je jisto, že sou stava Kapteynova není celou soustavou Mléčné dráhy, neboť jsou veliké části soustavy ležící mimo soustavu Kapteynovu. Mnoho velikých m račen stálic nemůže býti pojato v naše součty. S dal ším nashrom ážděním pozorování a jejich posouzením mohou býti Kapteynovy m etody časem rozšířeny dále než bylo možno Kapteynovi a jeho spolupracovníkům . Existence zastiňující hmoty však klade použití těchto metod přirozenou mez. Mezi nejzajím avější zjevy, jež jsou mimo Kapteynovu sou stavu, ale jež jsou ještě spojeny s velikou soustavou galaktickou, náležejí kulovité hvězdokupy. To jsou nahrom adění stálic v těsném shluku, z nichž v každém je snad 10.000 snad 100.000 stálic. Jsou tvaru zhruba kulovitého a mají silné zhuštění směrem ke středu útvaru. Všechny kulovité hvězdokupy jsou si vzájem ně podobné; pouze znalec rozezná jednu od idruhé na prvý pohled. Je jich asi ICO, nic více. Tento počet jest příliš malý, aby na něj mohlo býti použito metod statistických; kulovité hvězdokupy m usí býti stu dovány jednotlivě. Na štěstí můžeme pomocí metod, jichž výklad by tu zaujal mnoho času. stanovití jejich vzdálenosti a tak je možno ltii
v y tv cřiti model znázorňující jejich rozložení v prostoru se zřete lem k soustavě Kapteynově. Takový model je znázorněn v obr. 2. Je zřejmé, že jsou uspořádány zhruba soum ěrně se zřetelem ke středu v rovině soum ěrnosti Kapteynovy soustavy a celé soustavy galaktické. S oustava kulovitých hvězdokup je vně soustavy K apteynovy nebo jinými slovy Kapteynova soustava jest vně soustavy kulo vitých hvězdokup, avšak patrně jsou mezi oběma ú tv ary nějaké vztahy Směr, v němž je možno spatřiti střed soustavy kulovitých hvězdokup z polohy Slunce, je nam ířen k souhvězdí S t ř e l c e , o
I__________I__________I__________I__________1------------ 1------------ i------------ 1 .4 0 .0 0 0
. 2 0,000
O
+
20,000
■+ *0 .0 0 0
+
60,000
+
ÍO.OC3
+
100.000
světel, roků Obr. 2. S o u sta v a K a p te y n o v a a k u lo v ité h v ě z d o k u p y .
nejjesi ější to části Mléčné dráhy, kam bychom chtěli umístiti jád ro spirál, podle teorie již vysvětlené. S třed soustavy kulovitých hvězdokup může tak býti současně středem celé soustavy ga laktické. Jiný objev poslední doby, velmi důležitý, vrhl ještě více světla na tento problém. Jak se často přihází, objev jest výsledkem práce mnoha různých astronom ů, avšak jm éna Lindblad a Oort zaujím ají tu význačné místo. Z pohybů kulovitých hvězdokup vzhledem k stálicím soustavy K apteynovy a z rozlišitelných vzájem ných po hybů těchto stálic bylo odvozeno, že celek K apteynovy soustavy má rotační pohyb v střední rovině kolem středu soustavy kulovi tých hvězdokup a že vykoná jeden oběh asi za 200 až 250 milionů let. To zase ukazuje, že je tu střed celé soustavy.
Je-li tu otáčivý pohyb, m usí tu býti přitažlivá síla, aby v y rovnávala působení odstředivé síly, vznikající otáčením , právě tak jako v planetární soustavě přitažlivá síla Slunce zabraňuje plane tám, aby se vzdálily sm ěrem tečny a tak je udržuje v jejich d ra hách. Z pozorovaných pohybů můžeme přibližně odvoditi rozložení hm oty v soustavě. Bylo zjištěno, že větší část hm oty, snad něja kých 90%, musí býti shrom ážděno blízka středu. To zase pouka zuje k tomu, že toto místo jest jádrem soustavy. Spojíme-li n yní všechny skutečnosti, odvozené různými m eto dam i badání, dospívám e k těm to závěrům :
■
» ---------------- * - 1* 0 0 0
I--------------------------------- M ------------------ *------------------1--------------------------- 10,000 -4000 O * 0 0 0 ♦ lo p o o ♦ 20,0 0 0
1-------- -------------------1----------------- L sopoo
parsekú Obr. 3. O ortů v diagram g a la k tick é s o u sta v y .
Naše galaktická soustava má pravděpodobné složení spirální mlhoviny. Jád ro se ztotožňuje se středem soustavy kulovitých hvězdokup. Celá soustava má pohyb rotační kolem tohoto středu a jest velmi plochá. K apteynova soustava může býti analogickou jedné z kondensací nebo nakupenin stálic v jednom spirálném ra meni. Je pravděpodobně právě na vnějším okraji soustavy. Obr. 3. znázorňuje diagram aticky řez soustavou, způsobený rovinou kol mou k střední rovině soum ěrnosti. Soustava Kapteynova jest zcela vlevo. V pravo od ní jest jádro, a- ještě dále vpravo průsek roviny nákresné s ram eny spirály na druhé straně jádra. Diagram se velmi podobá nákresu spirální mlhoviny, spatřené s hrany, takové jako je na př. mlhovina N. G. C. 4565. Tečky naznačují kulovité hvězdo
kupy. Absorbující hmota není v diagram u vyznačena. Je soustře děna v úzké vrstvě podél střední roviny. P roto nám brání, s na šeho m ísta v Kapteynově soustavě na nejzazším konci obrázku, spatřiti střední část jádra a všechno, nebo největší část toho, co je vpravo od něho a co způsobuje zjev obcu větví Mléčné drány. Dospěli jsme k těm to závěrům : Naše galaktická soustava má spirálný tv ar, a sestává z velikého m nožství stálic spolu s mlho vinami jasným i a temnými. Otáčí se, což vysvětluje její sploštělý tvar. Z otáčení a ze sčí tání stálic můžeme odvoditi zhruba rozložení hm oty v soustavě. Úhrnná hmota může býti stanovena obnosem asi 1 0 0 .0 0 0 milionů hmot našeho Slunce. Daleko v prostoru jsou jiné soustavy jí po dobné. T o jsou mlhoviny spirální a jiné mimogalaktické mlhoviny. Jsou podobné soustavě naší a mají přibližně touž velikost, hmotu a složení. Je jich velmi mnoho, miliony milionů. Je nemožno říci, kolik milionů jich tam je, avšak je odhadnuto, že našimi největším i dalekohledy můžeme jich spatřiti asi 3 —5 milionů. Známe přibližně jejich vzdálenosti, aspoň vzdálenosti některých z nich, a můžeme tak sestrojiti jejich model. Zdá se, že mám e důvod věřiti, že jsou, aspoň v našem sousedství, v prostoru rozloženy přibližně rovno měrně, a smíme předpokládati, že toto stejnom ěrné rozložení je ta kové i ve větších vzdálenostech. Tak můžeme odhadnouti hustotu hm oty v prostoru v této části vesm íru, která obsahuje naše bez prostřední sousedství. Musíme ovšem použiti jednotky z veliké stupnice; tou zvolíme krychli o hraně milionu světelných roků. V této objem ové jednotce jest asi jedna galaktická soustava. Kdyby všechny tyto soustavy se prom ěnily v atom y vodíku nebo protonu a kdyby ty to atom y mohly býti rozděleny rovno měrně celým prostorem , byly by v krychlové stopě asi 3 nebo 4. To je ovšem hustota velmi malá. To je asi biliontá část hustoty, jež je v nejdokcnalejším vakuu našich laboratorních prací. Ovšem známe jen velmi malou část vesm íru, kterou můžeme zváti svým sousedstvím . Ačkoliv meze tohoto sousedství byly ohromně posu nuty vzrůstem mohutnosti našich dalekohledů — můžeme cdhadnouti, že tento vzrůst jest asi lOOOnásobný za posledních 15 let — je to stále ještě nepatrná část celého vesm íru. O těch částech ve smíru, jež jsou mimo naše sousedství, nevím e dosud nic, a jestliže chceme mluviti o vesm íru jako celku, musíme o něm zavésti určité předpoklady. Předpoklad, který činím, je tém ěř sam ozřejm ý, t. j. že naše sousedství není nijak privilegovanou částí prostoru, ale že jest zcela obyčejným dílem vesm íru, čili jinýrri slovy, že vesm ír, uvažovaný v m ěřítku dostatečně velikém, jest sležení rovnom ěr ného a isotrepieký. Potem hustota odvezená pro naše sousedství platí za hustotu vesm íru jako celku. To jest jedna ze dvou skuteč ností, ke které se dospělo z pozorování vesm íru. Druhý výsledek se vztahuje k pohybům spirálních mlhovin. Podařilo se nám zm ěřiti nejen jejich vzdálenosti, ale i jejich rychlosti. Výsledek byl ten, že všechny mají t. zv. kladné rych-
lcsti, t. j., že všechny se od nás vzdalují. Nevzdalují se však spe cielně od nás, nýbrž jedna od druhé. Rychlostí přibývá se v zrů stajícími vzdálenostm i a přibližně jsou rychlosti úm ěrné vzdále nostem. P ro to všechny vzájem né vzdálenosti vzrůstají v témž poměru i celá soustava se rozpíná. To je teorie o rozpínajícím se vesm íru, o které dnes se tolik hovoří. Není to vskutku žádná teorie, nýbrž je to pozorovaná skutečnost. Musíme pro ni najiti z á k l a d . Pravím úmyslně »základ« a nikoliv »vysvětlení«. V ýraz »vysvětlení* změnil během posledního čtvrtstoletí silně svůj význam . P řed třiceti lety jsme se domnívali, že dovedem e vysvětliti všechno, a sestrojiti úhledný model vesm íru. Dneska nejsme tak lehkovážní; poznali jsme, že m echanický model, i k dyby bylo možno sestrojiti takový, jenž b y přispěl k znázornění našich mo derních fysikálních teorií, by neznam enal nic krom ě slabé pomoci našich p ředstav a nepřispěl by ničím podstatným k našemu po rozumění přírodě. Tím se spokojujem e, když se nám podaří vyjádřiti pozorované skutečnosti řadou m atem atických formulí, vyja dřujících základní zákony přírody, a vztah mezi různými pozoro vaným i veličinami. Čím v íce je faktů a čím jsou rozm anitější ty, jež mohou býti vyjádřeny sérií m atem atických formulí, tím lepší ie teorie. T edy to, co máme učiniti, jest pokusiti se zbudovati teorii, jež by nám ukázala, nikoliv p r o č se vesm ír rozpíná, ale takovou, která obsahuje rozpínání jako nutný následek nebo aspoň jej v y jadřuje jako možnost pomocí zvláštních m atem atických formulací základních zákonů přírodních. Jiným i slovy: chceme se propra covat i k názoru, že rozpínání jest sam ozřejm á vlastnost vesmíru. Jak nalezneme, co je vlastní věcí vesm íru? P atrn ě to, že musí vyhověli všeobecným zákonům teorie relativity. Musíme tedy vypracovati ty to zákony, abychom seznali, zdali nám mohou poskytr.auti vesm ír, jenž se rozpíná. Zde musím podati několik poznámek o teorii relativity. V po pulárních pojednáních byla často vyložena nesprávně. Teorie re'ativ ity požívá pověsti, že je dosti obtížná k porozumění; tato po věst je však nezasloužená. Ovšem, každá věda jest obtížná, avšak teorie relativity není obtížnější, a je snad i méně obtížná nežli jiné íysikální teorie. Má také pověst, že je poněkud revolucionářská. Není takovou vůbec. Není ničím jiným nežli logickým důsledkem linie myšlení, již můžeme sledovati dějinami až k prvým počátkům mechaniky. Vskutku byl prvním relativistou zakladatel vědecké mechaniky, Archimedes. P ostupný rozvoj m yšlenek může pak býti sledován cd Galileiho, k terý počal tam, kde Archimedes pře stal, k Newtonovi a k Einsteinovi. P áteří N ew tonovy soustavy mechaniky jest zákon o setrvačnosti, objevený Qalileim. Skutečný význam jeho jest ten, že základní zákony přírodý musí býti vy jádřitelné diferenciálními rovnicem i d r u h é h o řádu. Newton objevil dále zákon gravitace, který, spolu se zákonem setrvačnosti, vyjadřuje pohyby planet a Měsíce a padání těles k Zemi. Veliký pokrok Einsteinovy teorie je, že spojuje tyto dva zákony v jeden.
Že musí býti těsné spojení gravitace a setrvačnosti, bylo již se znáno Newtonem, jenž o tom vykonal přesné pokusy. Avšak v jeho soustavě m echaniky měl tento vztah ráz náhodné totožnosti, něco jako zázrak. V Einsteinově teorii naproti tomu vychází ihned ze základních rovnic. T yto základní rovnice teorie relativity jsou také druhého řádu. Jsou ovšem poněkud složitější nežli rovnice klasické N ew tonovy m echaniky, avšak i dnešní m atem atikové jsou o b rat nější nežli za dob N ewtonových a proto dovedli tyto rovnice řešiti. Asi na počátku r. 1917 byla nalezena dvě řešení a byla do m něnka, že to jsou jediná možná řešení. Budu je nazývati, pro ne strannost, jednoduše řešení A a B. Každé z nich dává možný vesm ír: každé považuje vesm ír za konečný, jak to vyplývá z rovnic. Jak ý je pak rozdíl mezi oběm a vesm íry A a B ? Vzpomeňte si, že jsm e odvodili z pozorování dva výsledky: hustotu hm oty v pro storu a rozpínání. V řešení .4 jest jistá hustota. V esm ír je konečný. Následkem toho m á určitou velikost, již je možno m ěřiti určitou veličinou, zvanou poloměr. Mezi poloměrem a hustotou je m atem a tický vztah : známe-li jednu veličinu, m ůžem e vypočísti druhou. Ve vesm íru A však nemůže býti žádného soustavného pohybu, ani žádného rozpínání. Vesm ír A jest v rovnováze a proto nazývám jej vesmírem statickým. V případě B existuje soustavný pohyb, jenž má povahu roz pínání, jež jest přibližně úm ěrné vzdálenosti, právě jak bylo zjištěno z pozorování. Mezi polom ěrem a velikostí rozpínání je určitý m a tem atický vztah: známe-li veličinu jednu, můžem e vypočísti dru hou. Avšak ve vesm íru B je hustota rovna nule. V něm není nic, co by jevilo rozpínání. P roto jej nazývám p r á z d n ý v e s m í r . Ve kterém z těchto dvou možných světů žijem e? Vskutku ne můžeme očekávati, že náš vesm ír by přesně odpovídal některém u z obou. M atem atické složení je v žd y jen přiblížením skutečné pří rodě. P řesn á otázka musí zníti takto: k terý z obou vesm írů před stavuje nám nejlepší sblížení, vesm ír statický nebo prázdný? Ve statickém vesm íru nem ůže býti žádného rozpínání, kdežto náš vesm ír se rozpíná rychle. P roto astronom ové, není tomu ještě dlouho, byli všeobecně nakloněni věřiti tomu, že prázdný vesm ír jest nejlepším přiblížením. Je jisté, že náš vesm ír není úplně p rá zd ný, ale, jak jsm e poznali, je tém ěř prázdný. Jeho hustota jest bi liontým dílem pozemského vakua, nejdokcnalejšího. jaké dovedeme upraviti našimi přístroji. Avšak jak je přirozené, vyskytuje se otázka, zdali tento způsob m ěření prázdnoty vesm íru je správný. Smíme m ěřiti vesm ír našimi pozem ským i m íram i? P atrn ě to pří pustné není: vesm ír musíme m ěřiti jeho vlastním i m ěřítky. V p rá zd ném vesm íru je určitý vztah mezi velikostí rozpínání a poloměrem. P rv á veličina je dána pozorováním , i můžeme odvoditi veličinu druhou. P ak z hodnoty polom ěru můžeme nalézti hustotu, kterou by měl vesm ír, kdyby byl statický. Jestliže vypočtená hustota bude míti hodnotu, řekněme, 100 nebo i lOOOkrát větší nežli je hu stota vycházející z pozorování, pak bychom měli právo říci, že
prázdn ý vesm ír je dobré přiblížení skutečnosti. Jestliže však úlohu vypočtem e, seznám e jako výsledek hustotu pouze dvakrát až tři k rát větší. Vesm ír, m ísto aby byl tém ěř prázdný, jest skoro tak plný, jak vůbec m ůže býti. Tu jsme ted y v úzkých. Jsou jen dva m ožné d ruhy vesm írů, ale žádný z nich neodpovídá pozorováním. C esta z této obtížné situace jest jednoduchá, jak tomu často bývá. V ýklad podal Dr. L em aitre z Lovaně. Důvod, pro který vesm íry A a B máme za jedině možné, je ten, že před patnácti lety jsm e hledali pouze statické řešení v domněnce, že vesm ír může býti výstav b y trvalé. Opustíme-li tento předpoklad a připustím e, že vesm ír se vyvíjí z jednoho stavu do druhého, pak nem ám e pouze dvě možná řešení, ale nekonečný počet. Vesmír statický jest jed ním extrém ním stavem , m ajícím hustotu, ale žádnou rozpínavost, vesm ír p rázdný ale, m ající rozpínavost a žádnou hustotu, je dru hým extrém em ; mezi nimi je celá skupina řešení sm íšených, která obsahují jak ibfustotu, tak i rozpínavost. Toho druhu, ze skupiny ře šení smíšených, jest dnešní náš vesm ír; počal v minulosti jako v esm ír statický a od té doby se neustále zvětšoval. T ak se bude zvětšovati, až po době nekonečně dlouhé dosáhne stavu velmi po dobného vesm íru prázdném u. V této teorii jest vesm ír stále konečný a tu existuje m atem a tický vztah jednak mezi polcm ěrem počátečním a dnešním, jednak mezi hustotou a mírou rozpínání. I můžeme vskutku odpověděti na otázku; »Jak je veliký vesm ír?« Odpověď zní: vesm ír mění svou velikost: před několika miliardam i let byl jeho polom ěr asi tisíc milionů světelný let. Dnešní velikost poloměru jest mezi dvojná sobkem a dvacetinásobkem této veličiny a m íra rozpínání dnes je taková, že polom ěr se zvětší za dobu asi 1400 milionů roků. Ú hrnné m nožství hm oty ve vesm íru zůstává během rozpínání při bližně stejné. Původně jsm e měli vesm ír statický, jehož poloměr známe, a proto můžeme vypočísti jeho hustotu. Tak můžeme odpo věděti k otázce, kolik zrn písku nebo kolik protonů jest ve vesmíru. T o je číslo, které počíná číslicí 7 nebo 8 se 78 nulami. Konče své výklady, musím pronésti několik varovných slov. Teorie dneška není teorií zítřka. To, co jsem přednesl, není ná zorem dneška, nýbrž snad teorie posledního měsíce. Dnes věda se rozvíjí tak rychle, že by bylo pošetilé dom nívati se, že jsme do sáhli konečného stavu v jakémkoliv ohledu. Celek fysikálních věd, i s astronem ií jest ve stavu zm ěny a rychlého vývoje. Neustále jsou vym ýšleny teorie a přizpůsobovány novým pozorováním . I když jsme nedosáhli nic konečného, jsme přece na správné stopě. Teorie o rozpínajícím se vesm íru jest důležitým krokem k lepšímu porozumění přírodě a ve svých podstatných částech zůstane správ nou. ačkoliv konečná podoba, které nabude, a význam , který jí snad bude dán, nemůže býti dnes předvídán. I tvrzení, že vesm ír jest konečný, jež jsme ještě nedávno měli za tak jisté, stalo se n y n í zase pochybným , avšak je už mimo dnešní mé thema.
ir,7
Proudění ve hvězdných atm osférách. Spektroskopické studium stálic jest jednou z nejpřím ějších cest, vedoucích k zodpovědění otázek o jejich fysikálním složení. Spektra mnohých hvězd, pečlivě pozorovaných, ukazují periodická n^bo nepravidelná kolísání intensity i zřetelnosti jednotlivých čar. Tento zjev je znám ý u všech spektroskopických dvojhvězdy kde je způsoben vzájem ným překládáním spekter obou složek. Větší význam pro astrofysiku mají ale zm ěny ve spektru, způsobené fysikálními stavy, panujícími v atm osférách stálic. Takové jsou spek trální zm ěny, jaké pozorujeme u nových hvězd, prom ěnných hvězd dlcuhoperiodických, typu RV Tauri, cepheid, prom ěnných nepravi delných typů R Coronae a U Gemihorum. U většiny jich probíhají spektrální zm ěny současně se zrninam i světelnosti. Studují-li ie i spektra těch hvězd, které nejeví větších změn světla, mocnými spektrografy a sleduje-li se světlo hvězdy metodam i fotoelektrickýrrri, zjistí se i zde změny, které mnoho prozrazují o fysikálním složení jejich povrchů. T akovým i studiemi se zabývá v poslední době profesor P avel Quthnick, ředitel universitní hvězdárny v B erlíně-Babelsbergu. Ve sborníku Sitzsber. der preuss. Akad. (erste Mitteilung) uveřejnil asi před rokem své výzkum y o hvězdě a L yrae (W ega), nejkrás nější stálici severní oblohy.*) Světelné zm ěny její o amplitudě C‘03 mg shledal spolu s prof. Richardem P ragerem již v roce 1917; světelná křivka měla tv a r vlnovky, nebylo však možno u ní s ta novití naprosto žádné pravidelnosti. Jednotlivé vlny trv aly 1 —3 hod. Soustavné studium bylo započato na podzim r. 1930. H vězda byla současně pozorována spektroskopicky i fotoelektricky. Fotoelektrická měření konala Dr. M. G ussow ová na 12palcovém refraktoru; spektrum hvězdy současně fotografoval Guthnick se svým asisten tem, velikým 50palcovým reflektorem . Bylo shledáno, že se mění jasnost hvězdy i její radiální rychlost a- že tyto zm ěny spolu úzce souvisí. Světelné zm ěny o am plitudě 008 m g probíhají v periodě asi dvouhodinné; souběžně probíhaly zm ěny radiální rychlosti a to tak, že v době světelného maxima- se k nám hvězda nejvíce při bližovala, v minimu se pak vzdalovala. T ento zjev je charakte ristický pro cepheidy. F áze radiální i světelné však nastávají u W egy naprosto stejnodobě, kdežto u cepheid, jak známo-, m a ximum visuelní předbíhá maximum radiální o hodnotu zcela pa trnou. Dále světelná křivka cepheid přebíhá se znam enitou přes ností, zatím co u W egy ani v r. 1930 se nedala stanovit jakákoliv pravidelnost. Guthnick vykládá pozorované zjevy více méně p ra videlným vertikálním prouděním plynů v atm osféře hvězdy. Do kládá to především tím, že uvedeného radiálního pošinutí nejeví ve *) V iz též Cirkulář se k c e pro p o z o r o v á n í prom ěnných h v ě z d , 2, 15.
škeré linie ve spektru. la k na př. čáry ionisovaného vápníku, k teré jsou v y tv o řen y nejvyšším i vrstvam i atm osféry, změn radiální rych losti neukazují. T yto zm ěny byly pozorovány na čarách, vznikají cích v nižších částech atm osféry, na př. linie vodíku a kovů. To ukazuje, že hypotetická proudění nastávají v nižších částech atm o sféry hvězdy, níže než v rstv y , v nichž se vznáší ionisovaný vápník. P ozorovatelé v B abelsbergu věnovali pozornost i jiným stálicím teplých spektrálních tříd ( 7 L yrae, 7 U rsae minoris, U rsae maioris, a Geníinorium, 7 Bootis, 93 P ersei) a i u nich zjistili po dobné zjevy, ač ne tak výrazné jako u W egy. K neobyčejně zají m avým výsledkům došli u Capelly. Tato stálice jest, jak známo, spektroskopickou dvojhvězdou o oběžné době 104 dnů. Ve dnech 19, 20. a 28. ledna 1915 byly na ní pozorovány náhlé světelné zm ěny 0 periodě 0-072 dne a am plitudě 0-12 mg. Zjev trval několik málo dnů a byl pozorován již r. 1912 Stebbinsem pomocí selenového článku. R áz světelné křivky se úplně shodoval s cepheidami, a co je zajím avé, obě období, kdy úkaz byl pozorován, spadají přesně do doby horní konjunkce jasnější složky spektroskopické soustavy. Druhé sdělení profesora Quthnicka přináší výsledky nem éně zajím avé. Spektroskopicky byla studo>vána rovněž jedna z jasných hvězd naší oblohy, e Ursae maioris, a bylo zjištěno, že náleží typu a Camim ven. Jasnější složka visuelní dvojhvězdy aC Ve jest totiž rázem spektra velmi význačná. Na prom ěnlivost intensity jednotli vých ča r upozornil již v r. 1906 Ludendorff. Bělopolský v Pulkově zjistil, že intensita těchto ča r se mění periodicky v obdoH 5‘47 dne. Později studovali podrobně spektrum této stálice zvláště Gerasim ovič a M arkov. Nalezli, že veškeré spektrální linie možno rozdělit na čtyři skupiny. P rvou i druhou skupinu tvoří linie, které se mění v uvedené periodě a to obě opačně: když je prvá sku pina v maximu intensity, je druhá v minimu a naopak. T řetí, početně nejslabší, tvoří linie, jevící zdvojené fáze a čtvrtou tvoří čáry, je jichž intensita zůstává konstantní a nepodléhá kolísání. Do prvých dvou skupin náleží především neobyčejně silné čáry europia, terbia a některých jiných vzácných zemin, pak čáry vápníku, hořčíku atitanu, linie křemíku, železa, chrómu a jiných jeví fáze, posunuté vzhledem k předešlým o 180®. Současně se mění i radiální rychlost 1 jasnost, rovněž v periodě 5'47 dnů. Světelné zm ěny jsou ovšem nepatrné, 0-05 mg, a byly stanoveny až v poslední době velmi přesným m ěřením fotoelektrickým . Maximum skupiny čar europiových nastává současně s m aximem světelným ; as Caruim ven. má tedy jistě určité vztahy k cepheidám a zdá se, že k nim má blíže než k obvyklým spektroskopickým dvojhvězdám . Bylo nale zeno několik hvězd, více nebo méně přibližných tomuto typu. Tak sem pravděpodobně náleží podle studií Karla P. Hujera a O. S truveho 36t Eridani (47 mg, Aop, perioda = 0‘854d) a zcela jistě hvězda — 18°3789, která jeví rovněž velmi silné čáry europiové. Novým příslušníkem této třídy jest, jak Guthnick nalezl, e Ursae maioris (1-7 m g, A2-3). K zkoumání bylo použito spektrografu o jedncm
hranolu, relativní jasnost hvězdy umožnila značnou dispersi (pro čáru K 15 Ángstr./mm, pro Hy 23 Ángstr./mm). I zde se jeví ve spektru zřetelně prvá, 'druhá a třetí skupina linií; ze 129 prom ě řovaných čar náleží jich však do prvé skupiny 119, do druhé pouze vápníková čára H, čáry křem íkové a (snad) titanové. Dvojité fáze jev í vápníková linie K. jedna z nejsilnějších v celém spektru. P o čarách europia a terbia není ve spektru ani stopy. Rovněž »netečné« čáry čtvrté skupiny nebyly dosud s jistotou konstatovány. P erioda kolísání intensity ča r je 510 dne, což je rovněž periodou pro měnlivost radiální rychlosti o amplitudě 3-5 km. Světelné zm ěny dosud s bezpečností zjištěny nebyly. Quthnick exponoval též několik snímků pomocí polarisačního hranolu, ab y zjistil even tuelní vliv S tárková efektu na ostrost čar; výsledek byl záporný, vliv silného elektrického pole se v atm osféře hvězdy neprojevuje. Známá prom ěnná >/ Aquilae jevila v poslední době pozoruhod nou nepravidelnost. Její perioda je 7*176d; asi l ' 8 d po maximu se počíná jevit sekundární vlna tím, že pokles světelnosti ustane a prudčeji pokračuje až asi 2'4d po maximu. V r. 1930 měřil W. Bernheim er v Lundu tuto prom ěnnou novým selenovým článkem, jenž d al výsledky přesnější, než byla starší fotoclektrická pozoro vání W ylieova (Ap. J. 56, 225). V Lunds M eddelanden, řada 11., 61 popisuje, že v noci ze dne 18. na 19. června 1930, když hvězda dospěla k místu, kde se počíná jevit podružná vlna, náhle v inter valu 40 minut vzplanula o 0‘20 mg. Další pozorování Bernheimerovi přerušilo ranní svítání; pro ostatní dny se chovala hvězda již normálně. Skutečnost tohoto zjevu je zaručena, vysvětlení je v e lice obtížné. Zdá se však, že jde též o neobvyklé výbuchy v atm o sféře hvězdy. To připom íná některé starší teorie cepheid, zvláště Hagenovu, a činí celý problém tím záhadnější.
Zprávy sekcí pozorovatelů. P o zo r o v á n i P er se id dne II). VIII. 1932. S ta n o v is k o : v r ch S itn o (qs> = 48° 24' 14", / = l h 15in 31s, V = P o z o r o v a te lé : M. B u ch a ro v á a Dr. E. B uchar.
1010 m).
Za dob rých p o zo ro v a cích podm ínek b y lo v dob ě 20h 30m— 3h 0m napo čítán o celkem 127 P e r se id , z nichž 22 ja sn ějšíc h b ylo za k r esle n o do m apy. P rů m ěrn á v e lik o s t byla l -7m, b a r v a v ě tšin o u bílá: stop a b y la z azn am en án a u 10% v še c h zjevů . M imo to b y lo sp atřen o 16 léta v ic, n á ležejících jiným rojům . P o č e t P e r se id v je d n o tliv ý c h č a s o v ý c h in tervalech p o d á v á tato ta b u lk a : D ob a P o č e t léta v ic D oba P o č e t léta v ic 20h 30m— 21h 0™
2
21
0 —22 0
10
22 23
0 — 23 0 — 24
19 27
0 0
0h om— lh o m 1 0 —2 0 2 0 —3 0
16 26 27
N e v y s v ě tlite ln ý p ok les frek v en ce n astal v době 0b— l h. T ak é b y f zjištěn jin ý z a jím a v ý z je v , tý k a jíc í s e m ezid o b y d vou so u sed n ích výskytům B y lo totiž sh led án o, ž e le ta v ic e se o b jev u jí p ostup ně sp íše v k ra tších p ře stá v k á ch : je to zřejm é z tabu lk y, v e k teré je se sta v e n p o m ě r n ý p o čet v ý sk y tů v % pro d an é m e zid o b y : M ezidoba o™— l m 1— 2 2— 3 3— 4 4— 5 5— 6 6— 7 7—8 8— 9 9— 10 10— 11 P očet v ý sk y tů v % 31 17 15 10 7 4 7 4 2 2 1 N e jča stěji n a stá v á případ, ž e lé ta v ic e je n á sle d o v á n a druhou v je d n e m inutě: čím je p ř e stá v k a v ě tš í, tím řid čeji se v y s k y tu je n ásled u jící z jev . Je za jím a v é p oložití si otázku, jaká je p ravd ěp od ob n ost o b je v e n í se n o v é léta v ice , je stliž e jsm e již jednu spatřili. U p lyn u lo-li od p osled n íh o z je v it t minut, tu p ravd ěp od ob n ost P, ž e se n ějaká n á sled u jící lé ta v ic e vů b ec ob jev í, je v y já d ř e n a přibližným v ý r a ze m P = 0-41 I03*. V eličina P dosahu je h od n oty 1 z a dobu 10 m inut; to znam ená, že pak je již nutno, a b y n ějaká P e r se id a s e o b jevila. V zorec b y l o d v o z e n pro prům ěrné h od n oty za celo u n oc: v e sk u tečn o sti P z á v isí té ž na p ozoro v a c í době. P ro sou řad n ice radiantu b y ly o d v o z e n y z 12 léta v ic z a k reslen ý ch v b lízk o sti so u h v ě zd í P e r se a , ty to h o d n o ty :
á = + o6 -2 %
1925-0.
a — 3h 13m I
[) r
e
. Buchar.
Drobné zprávy. M ed ard ova kápě. Je jistě velm i z a jím a v é nejen odborníkům , a le i laikům sled o v a ti, pokud jsou p r a v d iv é různé lid o v é p ran ostik y, n a př. o le d o v ý c h m užích n ebo »M ed ard ova kápě — 40 dní kape«. P o k u sil jsem s e tuto p o sled n í pranostiku ze sk u tečn ý ch p o z o r o v á n í p otvrd iti nebo zam ítnouti. P o u žil jsem k tom u d lou h oletých p o z o r o v á n í s v é h o předchůd ce na sta n ic i m eteoro lo g ick é v Č es. B u d ějo v ic íc h prof. W e y d e h o z let 1884— 1915 a s v ý c h v la st ních z let 1920— 1932. P rof. W e y d e se sta v il z a obd obí 32 let od r. 1884— 1915 statistiku sr á ž k o v ý c h dní pro k a ž d ý den v roce. A b ych om m ohli p ra v d ě pod obn ost d e ště k teréh o k o liv dne p o su z o v a ti, v y jd e m e ze sta tistik y prů m ěrn éh o počtu d e štiv ý c h dní za to té ž období. D e štiv ý c h dní do roka je 186 z e 365 neboli 51-0%. P o d le sta tistik y W e y d e h o n e jd e štiv ě jši dni v roce jsou d va, a to 6. a 17. čer v en , jed en před a druh ý po M ed ard ovi: v t y dva d n y pršelo celk em 22krát z p o z o r o v a n ý c h 32 dnů, t. j. na 6 8 7 % . N e jsu ššf jso u tak é d v a d n y, a to 28. říjen a 7. listopad . V ty d n y pršelo jenom 7krát neboli na 21-9% proti norm álním 51-0% nah oře u v ed en ý m . W e y d e dále u vád í 5denn í období d e štiv á a d o ch á zí k v ý sle d k u statistick ém u , ž e n e j d e štiv ě jší období je od 15. do 19. červ n a , k d y p ršelo celk em po 99 dnů z p o z o r o v a n ý c h 160 dnů čili 61-9%. N e jsu šší obd obí p ětidenní b y lo od 28. října do 1. listopad u počtem 60 dnů z e 160 čili 37-5%. N e jd e štiv ě jší období 15denní podle W e y d e h o je od 15. do 29. č e r v e n c e p očtem 272 d e štiv ý c h dnů z p o z o r o v a n ý c h 480 čili 56’6% . N e jsu šší 15denní obd obí je od 13. do 27. října počtem 192 dní ze 480 čili 40'0% . Za 40denního období M ed ard ova pršelo po 699 dní ze 1280 čili 54-7% proti norm álním 51-0%. O bdobí od 5. če r v e n c e do 13. srpna je je ště poněkud d e štiv ě jší, a to p očtem 707 dní z 1280 p o z o r o v a n ý c h čili na 55-2%. K ažd é jin é období ať pětidenní, patnáctidenní či č ty řice tid e n n í je su šší. Z p o z o r o v á n í W e y d o v ý c h . je sic e vidn o. že období p o M ed ard ovi je proti o statn ím n e jv íc e d e štiv é a z toh o důvodu b y b y la sn ad ta to p ranostik a o d ů v o d n ěn a . N ení z ní v ša k m ožno usouditi na d o slo v n é zn ěn í její, p o n ěv a d ž tu není u v a ž o v á n přím o d e š tiv ý
den M edardův a se sta v e n í sta tistik y s toh oto sta n o v isk a b y b y lo velm i pracné. V yk onal jsem to v ša k podle p o zo ro v á n í v la stn íc h a přišel jsem k těm to v ý sle d k ů m : P o č e t p o z o r o v a n ý c h let je 13, dosti m álo sic e , a le p o s ta č í k u tv o řen í úsudku. Jsou to leta 1920 až 1932, te d y s letošn ím rokem , je n ž s e zd á b ý ti v tom to období z v lá š tě d e štiv ý m . P o č e t let, v n ic lú na M edarda pršelo, byl 6, te d y p očet p o z o r o v a n ý c h dní 240 a z nich pršelo 130 dní, v nichž b y ly sr á ž k y m ěřiteln ě, čili ročn ě prům ěrně 2,1-6 dne proti p ran ostik áln ím 40 dnům čili v procen tech 54 1 proti norm álním 51-0. P o č e t let, v nichž na M ed ard a n ep ršelo, b y l 7, p o č e t d e štiv ý c h dnů v tom období b y l prům ěrně ročn ě 20 z p o z o r o v a n ý c h 40, čili 50% . K lonila b y s e te d y tato p o z o r o v á n í k tom u, ž e sic e rok, v n ěm ž na M edarda prší, je d e štiv ě jší, a le ani to neod ů vod ň u je zn ám éh o lid o v éh o p ořek ad la: M ed ard ova káp ě — 40 dní kape. V zniklo patrně z toho, ž e sk u te čn ě období po M ed ard ovi je nej d e štiv ě jší v roce. L eto šn í rok 1932, v n ěm ž na M edarda nap ršelo 0 '2 mm. te d y velm i m álo, m ěl d e štiv ý c h dnů 22 ze 40 u v a ž o v a n ý c h . N ejča stěji p ršelo v roce 1926, a to po 32 d n y ze 40 a p očítám e-li i dny se srážkam j n ep atrn ým i, to je st n em ěřiteln ým i, ted y po 36 dní. V tom jed in ém přfpadě s e p o č e t b líží č íslu 40. J a r o s la v M aňák. Jakou č á st nebe p o k rývají h v ě z d y ? C e lk o v é s v ě tlo v še c h h v ě z d a n e b e sk ý c h tě le s (m lhovin, h vězd ok u p ) je e k v iv a le n tn í sv ě tlu 11CO h v ězd p rvé v e lik o s ti nebo jed in é h v ě z d y v e lik o sti — 6 6 . T ato h v ě z d a b y b y la o 20 hv. tříd sla b ší než S lu n ce a zářila b y te d y stom ilion krát slab ěji. Jelikož prů m ěrn á s v ítiv o s t v še c h h v ě z d s e blíží sv ítiv o s ti S lu n ce, je p o v r c h o v á ja sn o st n aší h v ě z d y asi stejn á, jako S lu n ce. P o d le toh o m ůžem e v y p o č íta t prům ěr, ja k ý b y m ěla n a še stá lice a d o sta n em e r = 0-l". Z jistím e si je ště , jaká je p r a v d ě p o d o b n o st, ž e pap rsek v y s la n ý s e Z em ě dopadne^ na některou h v ě z d u . Jelikož c elk o v á plocha o b loh y je 41.253 čtver. stupňů, je st p ra v d ě p od ob n ost dána pom ěrem obou č íse l, a si 2 . 10~8 nebo-li 1 : 20 bilionům . D o stá v á m e tím nejlep ší obraz o p rázd n otě sv ě to v é h o prostoru. (Journal of B . A. A. 42, 6.) Z. K. P rom ěn n á h v ězd a o n eik ratší d osu d zn á m é p eriod ě. O ob jevu té to pro m ě n n é jsem již referoval před rokem v tom to č a so p ise (Ř. H. XII, 149). V u p lynulém roce b y la h v ě z d a v isu e ln ě p o zo ro v á n a van G en tem . van den B o se m a H ertzsprun gem , fo to g ra fic k y A ldenem a M ayallem . V zh led em k ne o b y č e jn ě krátké p eriod ě použil H. A lden (A str. J. 958) 26p a lco v éh o refrak toru h v ě z d á r n y v Johannesburgu, k te r ý um ožnil e x p o sic e p ou ze d vou m in uto v é . A m plituda h v ě z d y je 14 05— 15 12 m g. P o m axim u je v í sv ě te ln á křivka n e o b y č e jn ě r y ch lý p o k les ja sn o sti — v 7 m inutách n a sta n e p ok les o celou h v. třídu! Je to te d y nejprudší sv ě te ln á zm ěn a h v ězd vůb ec, n o v y n e v y jím ajíc. Na m inim ální ja sn o sti se tr v á prom ěnná 40 m inut a v e z b ý v a jících 53 m inutách o p ět v y sto u p í k m axim u. K řivka sv ý m průběhem se te d y n e p o d o b á krátk op eriod ick ým cep h eid ám . U . M avall *) k s v é práci po u lil 6C palcového reflektoru h v ě z d á r n y na M ount W ilson u . E x p o sice b y ly třím in u tové, m ohu tný o p tic k ý p rostřed ek um ožnil té ž sle d o v a ti h vězd u b a r e v n ý m i filtry. B a r e v n ý in d ex v m axim u je + 0 - 5 m g , c o ž od p ovíd á sp ek tráln í třídě F— G. te d y m l a d š í m u stad iu , n ež je o b v y k lé u typu R R L yrae. S v ě te ln á křivka fo to v isu e ln í k lesá po m axim u 14 m inut, te d y o n ěco d éle, n e ž fotografick á. P eriod ? h v ě z d y je p od le n o v ý c h p o z o r o v á n í velm i přibližně shodná s p n o u hod notou van C en to v o u , činí 0-06974683 dne (100 m inut 241 se c .). T o je n ejk ratší p eriod a prom ěn n é h v ě z d y , dosud zn ám á. Druhou prom ěnnou o e x trém n ě k rátké p eriod ě ie n ed á v n o o b je v e n á cep heid a v so u h v ě zd í V ela. Je 7-8 v e l., o am plitudě 0-3 mg. její pe rioda je C-111110 dne (160 m inut). Z nám á krátkop eriodick á prom ěnná X X C y g n i o p eriod ě 0-13486527 d n e 2) (194 m inut) je na m ístě třetím . Z. K. J u p itero v y m ěsíce. T ěm , kdo nem ají » H v ězd á řsk é ročen k y«, připom í nám e, že 21. listopad u bude Jupiter b e z m ěsíčk ů . M ěsíc I. a III. budou za >) Publ. A str. S o c . P ac. 1931, 304. 2) V m é p rv é zp rá v ě v R. H. VII. 150. při o z n a č o v á n í p erio d y tisk o v o u ch y b o u v y p a d la nula před d esetin n ou tečk ou.
Jupiterem , II. p řech ází před ním a IV. je v e stínu p lan ety. M ěsíc IV. zm izí p osled n í v e 3 hod. 12 m in. S E Č a tep rv e po 40 min. se o b je v í m ě síc III. T en to z je v není příliš č a stý m . T ím z a jím a v ě jší je, ž e v tom to roce bylo m ožno p o zo ro v a ti pod obn é sesk u p en í již dne 3. k větn a. P o z o r o v a te lé udá v a jí, ž e ja sn o st m ě síc e III., k te r ý zů stal posledn í, počala c o d e v á té hod. náhle náp adn ě slábn out. V m inim u b y la asi p olo v ičn í n ežli norm ální. T e p rve po d e sá té hod. nab yl op ět o b v y k léh o v zh led u a v 10h 25m se ponořil do stínu Jupitera. T en to n e z v y k lý z je v b yl n ásled k em toho, ž e m ě síc III. se d ostal do stínu m ě síce II., ta k že n a stalo zatměrrf m ě síce m ěsícem jiným . T o té ž s e sta lo dne 2. p rosin ce 1931. P ři tom p ř ech á zely m ě síce I. a III. před Jupiterem . I byl m ě síc n ev id iteln ý m před počátk em s v é h o zatm ění, které b ylo ten tok ráte úplné. Za to ta lity jevil se m ěsíc úplně okrouh lý a č ern ý . »jako k otou č M erkura před Sluncem « (Van B iesb r o e c k ). K d yž se objevil m im o k otou č p la n ety Jupitera, b y l v ša k v id iteln ý jako h vězd ičk a 9. v e l., a čk o liv totalita za tm ěn í je ště nesk ončila. P ě t m inut potom se jevil úplně norm álně. b. I.
Nové knihy. R u d . Ž a n t a : Ke k ritice m ých »D ějin astronom ie^ (v iz »Ř íše h vězd * roč. XIII., č. 6 ). S tr. 10. M esop otam sk á astron om ie (to by b yl snad nej sp rá v n ější n á z e v ) v y v r c h o lila p rávě v d o b ě ch ald ejsk é. P ro to s e d od n es říká nejen b a b ylon sk á, a le té ž c h a ld ejsk á astron om ie. Z ejm én a tak dosud p íší h isto r ik o v é fran cou zští. S rovn ej o sta tn ě poznám ku o c h a ld ejsk é v z d ě lanosti v d ějep ise pro střed n í šk o ly , v y d a n é H istorick ým klubem . — N ikde netvrdím , že E gypťané p o z o r o v a li tolik iako B ab yloň an é. — S tr. 44. »jím ž mu b y l poledn ík R h o d sk ý « , je, b oh u žel, hrubé p řehléd nu tí; je to troska v ě t y , která m ěla b ý ti šk rtn uta c elá . P atrn o i z tisk o v é ú p ra v y . — Str. 45. »P tolem eus« u nás v tom to tvaru takřka zd o m á cn ělo (pod obn ě jako Ezop, K résus, E n eáš — v iz P ra v id la č esk é h o pravopisu ) a sám p. r ecen sen t tak k d y si psával. — Str. 59. K lep sy d ry n e b y ly v š e c h n y jako šk o p k y — zh o to v o v a ly se i v m en ších rozm ěrech , patrně pro m ěření kratších období č a so v ý c h . O statn ě jsem tam v lo žil op atrn é »prý«. — Str. 93/94. V ed le v e rse v kritice u v e d e n é ozn aču jí se jak o p osled n í slo v a B rah ova té ž »Non mihi íru stra v ix is s e vid eor«. P řiklonil jsem s e k v e r si druhé, od p ovíd ající sp íše se b e v ě d o m ém u v y stu p o v á n í hrdého D án a. T y c h ů v s y s té m je druhým d v ě ma (P t. a K op.) r o v n o c en n ý sic e m a tem a tick y , ale je m ech an ick y nem ožn ý. Ze proti K opern ík ovi je krokem zp ět, tvrd í v y n ik a jíc í odborníci. C h ybí mu v elk o lep á jed n o tn o st s o u s ta v y K op ern ík ovy. U p ozorňu ji, jak od su zu je T y c h ů v sy s té m n á š B. M ašek. — Str. 130. D ějin y a stron om ie u v á d ějí i o m y ly pracovníků . P ro to jsem tam uvedl i zřejm ě n esp rávn ou dom něnku B o lto novu, v ý z n a č n o u pro léta 70. a 80., k d y se rojily n em én ě p o šetilé dom n ěn ky o in žen ý rech na M artu. U v e d e n ý p a ssu s najdem e i v E n cyk lop ed ii m lád eže č e s k o slo v e n sk é , p o d ep sa n ý č esk ý m odb orn íkem . T o té ž platí o v y s v ě tlo v á n í p rsten ce S a tu rn ova. — Str. 148. P an rec en se n t v y tý k á , c o v š e v k n ížce není. B y l jsem nucen v p osled n í ch víli v y n e c h a ti c elo u kapitolu o našich h v ězd árn ách a zkrátiti kapitolu o Q a lileovi o v íc e n ež o p olovici, je žto rozsah k n ížk y je o m e ze n na 10 tisk. archů. — S tr. 156. S e tr v a č n o stí v y sv ě tlím e působení tan gen t, slo ž k y poh ybu zem sk éh o, n ik oliv je jí původ. K ritický postoj N ew ton ů v je důkazem jeh o stř íz liv o sti v ě d e c k é — nem ůže b ýti te d y ani řeči o »do nebe v o la jíc í k řiv d ě na jeho s v ě t lé pam átce«. — Z ajím avo, ž e s e po původu u v e d e n é slo ž k y ptá R o u ssea u v »Em ilu«. — Str. 158. O Z en grovi s e u n á s hojně m lu vilo v širších v r stv á ch . P ro to isem se o něm zm ínil a p osoud il jsein ho, tuším , šetrn ě a sp ra v ed liv ě. D r. A r n . D i t t r i c h : D o s lo v : M esop otám sk á astronom ie n evrch olí v době ch a ld ejsk é. ale v dob ě S e leu k o v c ů a A rsak ovců . — V kn ize na p íše p. autor: » . . . C haldejci a E gypťané, kteří hrom adí p o z o r o v a cí m ate-
r iá J ...« , v obraně řek ne: » . . . N ikde netvrdím , ž e E gypťané p o zo ro v a li tolik, jak o B ab yloň an é.« T ak se m lu ví u sou du , k d y ž se háji z tra c en á v ěc.^ — 2 e s e p oledn ík r h od sk ý d ostal p. au torovi na nebe, n elze om lou vati p řeh léd nutím. C te-li autor korekturu, m usí z a to, c o uzná, ručit. — Již jsm e v y m ýtili latin isa ce jako C om oenius, C a rtesiu s a podobně od stran ím e i n e v h o d n osti jako »P tolem eu s«. L o g ick é je, ab y se k aždém u říkalo, jak si říkal sám . »P tolem eu s« není lid o v ý m p ojm em jak o Ezop, ani literárním jako E n eáš, je to ozn a čen ím la tin sk é stř e d o v ě k é u čen o sti. — C o b y b y ly CaesarovL p latn ý v o d n í h od in y k o d m ěřo v á n í kratších ob d ob í? — Š lo z a jisté o táb o r o v é h od in y, te d y o škopek. — P ř e d s ta v te si prosím C aesara, jen ž n osí na s v ý c h tažen ích m alou klepsyd ru , je ž z a n e c h á v á v šu d e vlhk ou s t o p u . . . — K de jsou d ok lad y pro v e r si »Non m ihi frustra v ix is s e v id e o r« ? — Co p. autor tvrd í o so u sta v ě P to le m a io v ě , K opern ík ově a T y c h o n o v ě , dok azu je z n o v a , ž e nepochopil principu rela tiv n o sti. — P r o tla ch y d rzéh o A m eričana m ísto b ylo, ale pro zm ínku o F ričo v ě daru n e b y lo ? — C o n ásled u je o s e trv a čn o sti, N ew to n o v i, R o u sse a u o v i a Z en grovi, jso u p ozn ám k y n e p o v o la ného, jen ž se brání a d v o k á tsk ý m i p rostřed k y. Jak ý pak »kritický postoj N ew ton ů v«, k d y ž s e jed n á o to, ž e p. autor nerozu m í základů m n eb esk é m ech an ik y! S tátn ím u n a k la d a telstv í doporučuji, a b y n ep o řizo v a lo d alšíh o v y d á n í té to n ešť astn é knihy. Pozn. sk ončen u.
redakce:
V ým ěn u
názorů
ob ou autorů m ám e
tím to
za
Z hvězdáren a laboratoří. N o v é práce o S lu n ci. P rof. A b e 11 i,1) řed itel h v ě z d á r n y v A rcetri, u v e řejnil op ět sp o lečn á p o zo ro v á n í ch r o m o sfér y a protub erancí v roce 1931 a pou žil těch to v ý sle d k ů ke stru čn ém u rozboru. P rotu b eran ce b y ly p o z o r o v á n y v A rcetri 130 dní, v C atan ii 206 dní, v M adridu 143 dní, v C urychu a v A rose 254 dní. H vězd árn a K odaíkan al zasla la p o z o r o v á n í p osu vů čar v o d ík o v ý c h v ch rom osféře a in v e r se a p o su v ů čar Hax a D s na slun eč. p o vrchu. M ezi v ý s le d k y stan ic A rcetri, C atanii a C urychem je st dobrá sh oda. V ý s le d k y z M adridu d á v a jí h o d n o ty p om ěrně nízké. V roce 1931 h la v n í m axim a ploch protuberancí jso u jak r.a polokouli se v e rn í, tak na jižn í na 45°. V zh led em k roku p řed ch ázejícím u to znam ená zn ačn é p ošin u tí, neboť te h d y zm ín ěn á m axim a b yla kolem 25°. T o d ok azu je, jak se zdá, p očátek n o v é h o cyk lu . Na rozdíl od let p řed ch ázejících polok oule jižn í b y la te n to rok m én ě ak tivn í n ež se v e rn í. Z p o zo ro v á n í v še c h stan ic je s t zřejm é, ž e c e lk o v á p loch a protuberancí s e zm en šila od roku 1930 do 1931 o 68 U . P ., za tím c o od r. 1929 do 1930 b y l ú b ytek 291 U. P . V ý šk a c h r o m o sfér y b yla p o zo ro v á n a v A rcetri v e 118 dnech v ž d y v e v z d á le n o sti 30“ šíř k y a p o č í najíc od se v e r n íh o pólu. Na rozd íl od d ř ív ějšíc h p o zo ro v á n í, ten to rok b y ly z a n e d b á v á n y v ý š k y , jež b y ly pod v liv e m protuberancí tak, že se b u d p rostě v y n e c h á v a la ona m ísta, kde p rotub erance b y ly , nebo se m ěření v y k o n a la pod le m ožn osti v e v z d á len o sti n ěkolika m álo stupňů od ta k o v é h o m ísta . Z p ozorován í v y p lý v á m axim áln í v ý š k a na pólech a m inim ální na rovníku , p rávě tak jako v roce m inim a 1922. C o se tý č e střed n í v ý š k y (9'84") p ro v š e c h n y h eliografick é šířk y, je st tu z n a č n ý úb ytek , jak v zh led em k roku m axim a 1926 (10-77"), tak též k roku p řed ch ázejícím u 1930 (10-2S"). O če k á v á se , zd a-li během budoucího cy k lu , z m ěn y v ý š k y c h r o m o sfér y , jak ož i roztříd ěn í pod le h eliografick ých šířek , p o z o r o v a n é v m inulých letech , bu dou se op ak ovati p ravid eln ě. T o b y u k a zo v a lo na m c žn é a p ra v d ěp o d o b n é z m ěn y te p lo ty a tlaku na pólech a rovníku S lu n ce v e v z ta h u s proud y, jež b y ly p o z o r o v á n y u protuberancí a sk vrn a které sm ěřu jí k rovn ík u a n eb o k pólům.
H. v o n K l i i b e r 2) z a str o fy sik á ln í o b ser v a to ře E in ste in o v a ú stavu v P ostu p im i na zá k la d ě publikaci O. H o r n D ’ A r t u r a a L. T a f f a r a sr o v r a l pů vodn í d e sk y fo to g ra fií k o ro n y , z ísk a n é při úplném slu n ečn ím z a tm ění 14. led n a 1926, v ý p r a v a m i italskou (O ltregiu ba — v ý c h o d n í pobřeží A friky), anglick ou (B en k oelen — S u m atra), h o lan d sk o-in d ick o-n ěm eck ou (B en k oelen — Su m atra). M ezi fotografiem i z ísk a n ý m i v A frice a na S u m atře uplynul č a s o v ý in terval 2'/2 h od in y. Z těch to sr o v n á n í s e op ět uká zalo, ž e není m ožno p o c h y b o v a ti o sk u tečn o sti zm ěn uvn itř k oron y, p o z o rovan ý ch v tom to č a so v é m rozm ezí. A utor doporučuje při bu doucích z a tm ěních fotog ra fo v a ti koronu sy s te m a tic k y , a to ze sta n ic n avzájem v e lic e v z d á len ý ch . O v še m b y lo b y třeba předem v y k o n a ti vh o d n é sen sito m e tric k é z k o u šk y , ab y pak m ohlo b ýti pou žito fotografií ke quantitativním m ěřením fotom etrick ým . P o d le n ázoru au to ro v a b ylo b y sn ad n é poříditi fotografie tohoto druhu. J est k tom u třeba z a říze n í ne p rávě nákladného a pro každou stan ici p ou ze jed n oh o p o z o r o v a tele. O k rásn ém zdaru v p o zo ro v á n i slu n ečn í korony v roce 1930 m im o z a tm ění b y lo již refero v á n o v tom to č a so p ise . T eh d y s e p od ařilo stu d ovati polarisaci koron y a fo to g ra fo v a ti d v ě ja sn é čá ry jejíh o spektra. V polovici červ n a 1931 vrátil se B . L y o t 3) na P ie du Midi se zd ok on alen ým i pří stroji a zů stal tam až d o začátk u září. V té době se pokusil fotog ra fo v a ti koronu přím o a sp ek troh eliografem , c o ž se mu pro v h o d n o st p ozo ro v a cíh o m ísta a pom ocí p e č liv é u p ra v en ý ch přístrojů také podařilo. Ze 36 získ a n ých obrázků podařilo se určiti v ln o v o u délku z elen é č á r y s ch yb ou n ě kolika m álo Á n gstróm ů : 5302-85 Á. V ln o v á délka č á r y č e r v e n é b y la zm ě řena hod notou 6374-75 ± 15 Á. Jako v ý s le d e k d o savad n íh o p o zo ro v á n í koron y získ al autor ty to z k u še n o sti: P řím é fo to g ra fo v á n í koron y je st dosud ne snadné a d á v á zatím v ý s le d k y m éně u sp o k o jiv é než při fo to g ra fo v á n í při zatm ění. M ěření p o la r isa ce je st prostřed kem nejpoh odlnějším k určení tvaru korony. Nej z a jím a v ě jší m etod ou p o zo ro v á n í k oron y m im o za tm ěn í je st stu dium ja sn ý ch čar pom ocí sp ek trosk op u nebo sp ek troh eliografu . S e z n a m p r a c í : >) Q. A b etti: A ltezza della crom osfera del 1931, R end iconti della R eále A ccad em ia N azion ale dei L incei, 1932, v o l. X V , fasc. 4, R om a. — O. A b etti: O sse r v a zio n i di protub eranze e della crom osfera so lare e se g u ite nel 1931, M em orie d ella S o c ie tá A stron om ica Italiana, vo l. VI, N. 2, str. 221— 230. — 2) H. v o n K lúber: O sse r v a zio n i critich e su lle v a riazioni della coron a so la re durante 1‘e c lis s e del 14 Q en naio 1926, M em orie della S o c ie tá A stron om ica Italiana v o l. VI, N. 2, str. 275— 280. — 3) B . L y o t: La P h otograp h ie de la cou ron n e solaire en d ehors d e s é clip se s et son étude au sp ectroh éliograp h ie. L 'A stronom ie, Juin, 1932, str. 272— 287.
Bohumila N ováková.
Zprávy Lidové hvězdárny Stefánikovy. N á v ště v a na h v ězd á rn ě v září 1932. P o č a s í v m ěsíci z á ří b y lo zejm éna v p rvé p o lo v in ě velm i p řízn iv é a proto tak é h v ězd á rn a b y la ob ecen stv em hojně n a v ště v o v á n a . C elkem b y lo 1586 n á v štěv n ík ů , z nichž připadá na č le n y 265, na šk oln í a sp o lk o v é v ý p r a v y 539 a je d n o tliv ce 782. H rom ad ných v ý p r a v b ylo 19. Z toho šk oln ích v ý p r a v b v lo 8 a sp o lk o v ý ch n á v š tě v b ylo 11. V zá ří b y lo 14 v e če rů ja sn ý ch , 5 ob lačn ých a 11 zam račen ých . P o zo r o v á n i na h v ězd á rn ě v září 1932. P r o o b e c e n stv o b y lo uspořádáno celk em 18 p o zo ro v á n í: po v še c h n y ty to v e č e r y b yla p o zo ro v á n a planeta Saturn, po 8 v e če rů tak é M ěsíc, po 5 v e če rů kom eta P eltier-W h ip p leo v a a četn é m lh ovin y, h v ě z d o k u p y a d v o jh v ě z d y . N ejv íce tě le s za v e če r bylo p o zo ro v á n o 8, nejm én ě d v ě . V neděli dop oled n e b ý v a la p o zo ro v á n a také planeta V en u še, pokud p o ča sí p o z o r o v á n í připustilo, a od p oled n e n ěk d y slu neční spektrum . Z odb orn ých p o zo ro v á n í, kon aných č le n y se k c í, b y lo 24
p o z o r o v á n í S lu n ce, 6 p ozorován í h v ězd prom ěnných, 1 pozor, léta v ic a po 3 noci b yla foto g ra fo v á n a kom eta. Zatm ění M ěsíce 14. záři 1932 n em ohlo b ý ti na h v ě z d á r n ě p o zo ro v á n o , je žto b y lo zam račen o. P r o n á v š tě v n ík y , kteří m arně ček ali, b y la im proviso v á n a na stř e še h v ězd á rn y p řed n á šk a s e sv ě te ln ý m i ob razy. P rogram p ozorován í na h v ězd á rn ě v listopad u 1932. H vězdárna je pří stu pn a o b e c en stv u v listopad u iiž o 18. hodině. Š k oln í v ý p r a v y jsou v ítá n y již o 17. hodině a sp o lk o v é v ý p r a v y o 19. hodině. Š k oln í i sp o lk o v é v ý p ravy nutno na h v ězd á rn ě napřed o h lásiti. P rogram p o z o r o v á n í: po c e lý m ěsíc bu de m ožno je ště p o z o r o v a ti planetu S atu rn a: M ěsíc bude m ožno pozo ro v a ti od 1. do 12. XI. V ed le těch to d vou u v e d e n ý c h tě le s bude m ožno p o zo ro v a ti pod le ok oln ostí n ěk teré d v o jh v ě z d y , h v ě z d o k u p y a m lh ovin y.
• Zprávy ze Společnosti, j V ý b o ro v á sc h ů ze III. b y la 21. září 1932 v z a se d a c í síni L. H. Š . za pří tom nosti 10 členů. B y lo přijato 9 n o v ý c h členů a p rojednán y běžn é v ě c i spolku. B y lo u sn e se n o v y d a ti 300 kusů č le n sk ý c h odznak ů, je žto dří v ě jš í v y d á n í je rozebráno. D á le b y lo u v a ž o v á n o o v y d á n í stoln íh o k alen dáře astron om ick éh o na rok 1933. Č len sk á sc h ů ze I. b y la 3. října 1932 v poslu ch árn ě proí. D ra Jindř. S v o b o d y z a ú časti 36 členů a 6 hostů. M ístop řed sed a S p o leč n o sti ing. Dr. Jan Š ou rek oznám il č le n stv u , co b y lo v p osled n í době v e S p o leč n o sti a na h v ě z d á r n ě n ovéh o. Dr. G uth pak referoval o n ěk terých d ů ležitějších udá lo ste ch a stron om ick ých . Zm ínil se o úplném za tm ěn í S lu n ce, k teré b ylo m o žn o p o z o r o v a ti v se v e rn í A m erice, o zatm ěn í M ěsíce, k teré b y lo u n ás vid iteln é, a le v ě tšin o u b y lo siln ě rušen o m rak y, o plan etě V en u ši a její le tošn í sp odn í konjunkci, o tě le se D e lp o r to v ě, v e kterém b yla p oznán a plan etoid a (n a z v a n á A m or); h lavn ě pak s e z a b ý v a l kom etam i letošn íh o roku. D r. Guth zm ínil se postup ně o v še c h těch to k om etách (13 p očtem ) a hlavn ě o kom etě P eltier o v ě -W h ip p le o v ě , která je k om etou period ick ou s oběhem 288 roků. P ře d lo žil její fotografie, p o řízen é našim i č le n y pp. Ant. B e čv á ř em v B r a n d ý se n. L„ M g. P h . Fr. F isch erem v P r a z e -P o d o lí a továrn ík em E d vinem R olfem v C h otovicích u H ostinn éh o. S n ím k y jso u v e s m ě s v e lm i z d a řilé a ohon k o m ety dosahu je d élk y 98 m inut, tc je v kilom etrech 3'/» m i lionu km . K onečn ě s e zm ínil o m ezinárodn ím r o zšiř o v á n í zp ráv o o b jev ech n o v ý c h kom et z ústředí v K odani. P o to m podal zp rávu o p o z o r o v á n í lé ta v ic, zejm én a P er se id v srpnu 1932. Zm ínil se také o d vou v e lik ý c h m e teo rech ze dne 7. IX. a 18. IX. 1932, o k terých d o šlo h v ězd á rn ě m noho hlášení. Ke konci podal v ý k la d o v y sílá n í č a so v ý c h signálů k v ě d e ck ý m účelům a o přípravách k m ezinárodním u m ěřen í zem ě p isn ý ch d élek pro rok 1933. P ř e d sed a jíc í Ing. D r. Š ou rek pak referoval o zkoum ání sp ek tra pla n e ty V enu še. P o d le m ěření astron om a A d am se obsahu je atm o sféra V enušina asi lOOOkráte v íc e k ysličn ík u uh ličitého n ež atm osféra n a še: podle toho b y atm osféra p la n ety V en u še b y la pro n áš org a n ick ý ž iv o t n ed ých ateln á. N o v ý m členům S p o leč n o sti. Č len sk é leg itim a ce n o v ý m členům budou r o z e slá n y hrom adně pozd ěji, až dojd e n o v á z á so b a č le n sk ý c h odznaků, které jsou ob jed n án y. N ení te d y třeba jich rek lam ovati. N o v i č le n o v é z P rah y m ají přístup na h vězd árn u v o ln ý p rozatím i b ez legitim ace. D ruhé upom ínky členům a abonentům b y ly r o z e slá n y k 1. listopadu 1932. Je jistě m noho dlužníků, kteří sn ad opom enutím n eza sla li dosud sv ý c h p říspěvků . Jste-li m ezi nimi, v y r o v n e jte ihned sv o je n ed op latk y, po m ů žete v ý b o ru upraviti finanční p o m ěry S p o lečn o sti. Č lensk á sc h ů ze v listopad u bude 7. XI. 1932 v poslu ch . prof. S v o b o d y . P rah a II., K arlovo nám. č. 19, II. patro. Na program u je před n ášk a D ra H. S lo u k y o p o z o r o v á n í úplného zatm ění S lu n ce dne 31. srpna t. r. v A m e rice, jeh o ž se zúčastnil. Z ačátek sc h ů ze v 7 hodin v e č e r . M ajitel a v y d a v a te l Č esk á sp o le č n o st astron o m ick á v P ra z e IV. P etřín O d p o v ěd n ý red ak tor D r. O tto S e y d l, astron om S tátn í h v ě z d á r n y , P rah a I, K lem entinum . — T isk em k n ihtiskárny J ed n o ty č sl. m atem atiků a fysik ů . P ra b a -Z ižk o v . H u so v a 68.
