Dr. A R N O ŠT DITTRICH. Stará Dala:
Zatm ění m ěsta Ur. C. S c h c c h , jenž m á v eliké záslu h y o b ab y lo n sk ý kalendář, učinil za jím a v ý objev, zasluhující v še o b ecn é pozornosti. J a s t r o w v díle »D i e R e l i g i o n B a b y 1 o n i e n s« uveřejnil několik z a tm ění m ěsíčních, připojiv z á ro v e ň jejich astro lo g ický v ý znam t. zv . o m e n . N ejzajím avější z tě c h to zatm ěn í jest uvedeno na str. 558: »Když v den 14. m ěsíce A daru n astan e zatm ěn í na jihu počí nající, na se v e ru končící, v p rv é hlídce počínající a v pcslední kon čící, jeho (m ěsíce) zatm ěn i viditelné, k d y ž jih p řed tebou, pak platí om en králi sv ě to v lá d y , zp u sto šen í (m ěsta) Ur, zničení jeho h ra deb, zničení m ě sta a jeho osad.*!1) 1 ento te x t jest veled ů ležitý m dokum entem p ro pochopení vzniku pozdější astro lo g ie. S k u tečn á b ab y lo n sk á astrologie nebyla takovou pošetilostí, jako dnešní pokoutní astro lo g ie in se rá to v ý ch Indů. Z a kládala na p ozorováních, tře b a ž e m ylně v y k lád an ý ch . Všímali si d at v k alen d áři, vším ali si dne a m ěsíce, ale nečítali let po našem způsobu. S ta rý o rien t ve sv ý c h začátcích dato val k v a litativ n ě ci továním v ý z n a č n é události uplynulého roku. S p ojovali datum dne a m ěsíce s událo stí bylo jim ta k p o v ěd cm o a sam ozřejm o jako nám připojení letopočtu. P řep ín ajíce periodicitu zjevů nebeských, k te ro u objevili, i n a událost d a to v a c í, dospěli k základní m yšlence své astrologie, k tero u objasním na u v edeném om en: Ur*) bylo m ěstem boha Sin, b o ž stv a M ěsíce. K dyž n astalo je d nou nápadné, neoby čejn ě dlouho trv a jíc í zatm ěn í M ěsíce a nedlouho potom m ěsíční m ěsto b y lo z tro sk o tá n o , jeho h ra d b y zničeny, ba ani o sad y n e u še tře n y , tu teh d ejší doba, jež v ěřila v p ře d zv ěsti a znam ení, spojila u d álo st n eb eskou s pozem skou a sp a třo v a la v za tm ění Sina p ře d z v ě st záh u b y S in o v á m ěsta Ur. (D élka 46\2°, šířka 31-0°.) Z áznam o zatm ěn í a dom něle k něm u náležející události se nám zachoval, p ro to že a stro lo g o v é ta k o v é z p rá v y schovávali, ch tě jíce jich použiti, k d y b y zase na 14. A daru padlo v touž dobu denní zatm ění v y zn am en an é co d o velikosti. Že m ěsto Ur se po oné k a tastro fě již n ezotavilo, nevadilo. P ře n e slo b y se om en pro stě na tehdejšího k rále sv ě to v lá d y , jenž si tře b a titul jen osoboval. Ja k ') C. Schoch, »Díe Ur-finsternis«, 1927, vlastním nákladem. 2) Ur je ono město, kde v sum erských hrobech královských, 5000 let starých, nalezly se kostry celého dvořenínstva, 59 resp. 74 kusů pohro madě. P atrn ě bylo utraceno. Viz »Kosmos«, str. 4 a 290 roč. 26, 1929. Tam na str. 17. barevný obraz zlatého vínku královnina, jenž iest realistickým napodobením vegetativní výzdoby ze zlata a drahokamů. P o d těmito hroby objevena nedávno 3 14 m silná v rstv a h l í n y a b a h n a . Pod ní umělecké, jemně zdobené keram iky. »předpotopní*.
se tak o v é p řesu n y dělají, lze p o d n es ještě stu d o v a ti u k ažd é v y k lád ačk y k a re t s d o b ře zav ed en o u živností. S choch p ra v í na doplňovacím listu sv ý ch p lanetárních tabulek na str. ozn ačen é (XVIII) v oddílu »Die C hronologie der D ynastie É rech III bis U r III«, že m ěsto U r r. —2290. m ělo snad skoro pul milionu o b y v a te l. P o sled n í král Ibi-Sin vládl 27 let. P rv n íc h osm let v lá d y b y lo plno úspěchů. »Susa. A dam dun a zem i A w an jako bo u ře přepadl a v jeden den podm anil*. P o dobně s A m ority »kteří ode d á v n a m ěsta neznají«. Ale pak z tra til o sad y m ěsta Ur. Je n v p rv ních osm i letech jeho v lá d y lze p ro k á z a ti jeho p an stv í i m im o m ěsto. Již r. —2300. om ezila se v lád a jeho jen na m ěsto U r sam otné. Ko lonie odňali m u Isb i-irra z Isinu a N aplanum z L a rsy . K tom u p ři pojil se později je ště jeho nejhorší nepřítei Elam . M arty riu m IbiSina z let —2300. až —2281. zrcad lí se v poesii této doby. Schoch se p o zastav u je nad tím . zda se m chl udržeti osm let proti třem n ep řátelů m : Isb i-irra, N aplanum a Elam u. I k d y b y p rý nechal sta rc e, žen y a děti p o v ražd iti, byli b y v ojsko do tří let v yhladověli. Což ale, bylo-li m ěsto U r opevněnou krajinou, jako kdysi pozdější B a b y lo n ? — Z ajisté bylo m ěsto U r teh d ejší P a říž í, hlavním m ěstem zem ěkoule a bylo d o jista lépe o p evněno, než k terék o liv jiné m ěsto tehejší. — N akonec byl Ibi-Sin v řetězech odvlečen do Elam u. Co se nám zachovalo jako om en m ěsíční, budem e se Schochem p ck lád ati za vzpom ínku na n eeb y čejn ě dlouhé zatm ění L uny, jež p řed ch ázelo záhubě m ěstsk éh o k rá lo v stv í U r. V ěnujm e n y n í tom uto zatm ěn í tro ch u pozornosti. Z ajisté bylo totáln í a m im ořádně dlouhé. B abyloňané dělili noc na tři t. zv. hlídky. P odle z p rá v y začalo zatm ění ve hlídce první, te d y v ečern í. Trvalo p řes druhou půlnoční a končilo v hlídce poslední, jitřní. V sta ro d á v n é m m ěstě U r neznali je ště časo m ěrn ý ch pro střed k ů , jak o b y ly vodní hodiny. H lídky se sta n o v ily odhadem tak. a b y se noc rozdělila na tři stejné díly. D íly ty b y ly v zim ě k ratší, v létě delší. V době rov n o d en n o sti m ěly m íti délku 4 hod. P ro posouzení do b y zatm ěn í m usím e aspoň přibližně zn á ti dobu roční. Tu u d ává d a tu m : »dne 14. A daru«. A dar jest XII. m ěsíc bab y lo n sk éh o k a lendáře. P od le S ch o ch o v ý ch studií připadl 1. Nisan kol r. —2400 (p o čátk y p a n stv í U r III. t. j. III. d y n a stie v U r), v tropickém roce z ro v n a ta k jako kol r. —500, totiž 3 až 7 dní po rovnodennosti jarní. Sdělením tím je m íněn stře d n í Nisan. Z ačátek skutečného Nisanu měl asi tak o v o u p o h y b liv o st jako naše V elikonoce. Neboť Nisan začínal, jako k a žd ý m ěsíc B aby loňanů, novým světlem Luny. P rv n í Nisan připadl te d y o byčejně na onen den, k d y n o v ý srp L u n y objevil se v den nejbližší udaném u in terv alu 3 až 7 dní po ro v n o d en n o sti jarní. • A daru jest poslední m ěsíc b ab y lo n sk ý , Nisan je m ěsícem prvním . Z atm ění připadlo na úplněk p řed 1. N isanem . jenž připadá p rů m ěrně 16 dní před udaným in terv alem . Z atem nil se te d y úplněk,
jenž byl nejbližší k lhútě 9 až 13 dnů před rov n o d en n o stí jarní. 1 ím u rč e n a přibližně roční d oba zatm ění. S chcch p rav í, že v A daru noční hlídka b ab y lo n sk á trv a la asi 4 hod. 8 min. N ejdelší m ožné zatm ěn í trv á v ša k 3 hod. 45 min. Když z p rá v a tv rd í, že zatm ěn í trv a lo p řes celou půlnoční hlídku, p řesahujíc do hlídky v e č e rn í i jitřní, m usilo trv a ti velm i dlouho. Z toho budem e u suzo v ati, že při zatm ěn í šířk a L uny byla nep atrn á a M ěsíc poblíže apogea sunul se co nejpom aleji zem ským stínem , procházeje jeho střed em , po p ř„ že od té to k rajnosti nebyl daleko. P ro n ep atrn o u šířku musil M ěsíc b ý ti sk o ro v uzlu. M ůžem e hrubě udati i délku úplňku. D élku S lunce, jež je v oposici s úplňkem , určím e z lh ů ty 9 až 13 dní před ja rn í ro v n o d en n o stí z podm ínky, že n ejk rajn ější » ad arový« úplněk k této lhútě p řipadne 58 dní před rov n o d en n o stí až 6 dní po ní. D élka S lunce je te d y v in terv alu 302 až 6 stupňů. D élka úplňku, pro cposici zatm ěním zaručenou, je pak 122 až 186 stupňu. T ak je mu u rčen na nebi in terv al 64 stupňů, čím se přihlíží zá ro v e ň k m ožnosti, že b y se m ezi A dar a Nisan vsunul XIII. p řestu p n ý m ěsíc. Ale i to to skrom né určení polohy platí jen teh d y , byl-li k a le n d á ř v pořád k u , t. j. když s přestupným i m ěsíci sp rá v n ě nakládali. Z atm ění m ěsta U r zhušťuje se nám v k o n k ré tn í problém : »Kdy bylo zatm ěn í k rá tc e p řed ch ázející záhubě státu Ur, k d y ž délka úplňku b y la mezi 122 až 186 stupni, a k d y ž M ěsíc byl blízký uzlu a nedaleko a p o g e a ?« M ůžem e dokonce popis zatm ěn í ještě o něco zostřiti. Ja s tro v ů v překlad p rav í, že zatm ěn í na jihu začalo a n a se v e ru skončilo. P řesn ě v dnešním sm yslu se te n to údaj arci chápati nesm í, neboť zatm ěn í L uny začínají vlev o , na v ý ch o d n í stran ě m ěsíčního terče a končí v p ra v o na záp ad n í s tra n ě úplňku. Schoch v cito v an é pu blikaci z 31. prosince 1927 p rav í, že u zatm ění m ěsíčních údaje stran nebeských nejsou v ž d y zřejm ým i. Z dá se, že obtíž ta by la n ed ávno od stran ěn a. V díle »A strcnom ische C hronologie« od N eugebauera z r. 1929 je uved en o 3) na str. 145. dílu I, že velm i pravděp o d o b n ě sm ěr »i 11 a n u«, dosud za s e v e r poklád an ý , je se v e ro zá p ad , »š u t u« — dosud jih — je jihov ý ch o d , »š a d u<> — dosud v ý c h c d — je s e v ero v ý ch o d . »a m u r r u« — dosud západ — je jihozápad. T ře b a te d y sta rší údaje sm ě ro v é důsledně k o rig o v a ti otečením v ě trn é růže n a šich m ap o 45 stupňů proti sm ěru ručiček hodinových. V ykonám e-li tu to o p ra v u na J a s tro w o v ě p řek lad u »omina«, dovím e se, že zatm ění na jihovýchodě úplňku začalo a n a se v e ro z á p ad ě jeho disku skon čilo. T o zní rozum něji, než p řík rý průchod stínem , jenž je m alým sklonem d rá h y m ěsíční k ekliptice 5° 9' vyloučen. Z áro v eň se d o jíd á m e , že M ěsíc byl v uzlu sestupném , neboť se zatem ňuje nej dřív e od jihu. U dání o M ěsíci: »jehc' zatm ěn í viditelné, když jih ie před te b o u . . . « , koriguje se pak na »jihcvýchod před tebou*. P a trn ě u d áv á se tu azim ut M ěsíce na začátk u zatm ění. 3) E. Unger, »Forschungen und Fortschritte«, č. 4. 343 (Berlin, 1928).
Z atm ění m ěsta U r je te d y velm i d o b ře c h a ra k te riso v á n o k v ali tativ n ím popisem jeho d áv n ý c h p o zo ro v atelů . Je n letopočet je n a h ra z e n »cm inem « o záhubě m ěsta U r. Z ajisté záhuba n astala ne dlouho po zatm ění. Jinak b y se bylo na zatm ěn í zapom nělo, nebo b y se b y lo v ztáh lo k jiné události, jako n e ště stí v k rálo v sk é rodině, n e ú rc d ě a p. Kdo chce v ě řit, v ž d y odů vodnění pro svou v íru n a lezne. Č ekám e ted y , že zatm ěn í n a sta lo v době konce v lád y krále lbi-Sir-a. K dy v ládl Ib i-S in ? — L eto p o čtem po našem způsobu toho arci u dati nem ůžem e. Ale za c h o v a ly se ta b u lk y rů zn ý ch d y n a stií m esop o tám sk ý ch stá tů , jež udávají, jak dlouho jednotliví panovníci vládli. T y to pom ů ck y jsou aspoň potud dokum entem , že u d áv ají m ínění bab y lo n sk ý ch učenců o jejich v lastn í d áv n o v ěk o sti. H lavním p ra m enem jest hranol W eld-B lundellův z A shm olean M useum , jehož n á pis publikoval Langdon r. 1923. P ro b lém em jest z ařa d ěn í in terv alů k rá lů do n ašeho k alen d áře. K řešen í u žívá se p ro stře d k ů jak a s tro nom ických, tak historických. U m ístění p rv é d y n astie babylonské v n ašem k alen d áři na př. podařilo se pom ocí tab u lk y V enuše.4) P o u žití h istorických sdělení cb jasnim na příkladě, jenž se tý k á p rá v ě pádu m ěsta Ur. P oslední k rál Ibi-Sin odvlečen byl jako z a ja te c do Elam u. N epochybně padlo m ěsto U r za téže invase d á m ského k rále K udurnanhundi-ho. P ři té to příležitosti od v lečen a byla z E rechu so cha b o ž stv a N ana. O té pak je zaznam enáno, že A šurbanipaP ) ji v rátil 1635 let po odvlečení, p řed svou csm ou válkou, jež b y la druhou proti Elam u. T o b y lo asi r. 642 až 639 a vede v so u sed stv í r. 2277. p ro elam sk ý v p ád do zem ě S um er za Kud urnanhundi-ho.B) L angdon rozhoduje se p ro r. 2301 př. Kr. jako poslední rek lb i-S in -ů v . Jd e mu h lavně o to, a b y zachoval so u časn o st tohoto krále s panovníkem Išb i-G irra z Isinu. Rok 2301 př. Kr. či r. —2300. jak čítají astro n o m o v é, či jeho b e z p ro střed n í předchůdce, byl by z d ůvodů h istorických letopočtem zatm ění m ěsta Ur. Schoch sy ste m a tic k y hledal veliké zatm ění v so u sed stv í tohoto letopočtu, jež by v y h o v o v a lo podm ínkám popisu. V in terv alu od —2317 d o —2270 nalezl jediné. Je to úplné zatm ění v ncci z 8. na 9. b ře z e n r. —2282. Ju liánském u d atu 8/9 III. odpovídá 17/18 11. jako g reg o rián sk é. Z atm ění začalo v 9 hod. 44 min. S tře d byl v 11 hod. 28 min. Konec v 1 hod. 2 min., v esm ě s ve středním čase U r-skéin. D c stínu zem ského vnořil se nejprve bod, jenž ležel na kotouči m ěsíčním 132 stupňů c d bodu sev ern íh o na jeho terči. Bod v ý stu p u stínu byl p řesn ě na záp ad ě disku m ěsíčního. 0 Langdon-Fotheringham . »The Venus tablets oí Ammizaduga«, 1928. — Viz k informaci o problém u: Říše hvězd, V: »Klínopis o pozorováni Venuše za vlády krále Ammi-zadugy« 185, 1924. 5) P ro nás jest snad zaijímavo, že Husův způsob psáti »š« pomocí háčku, užívá se v mezinárodním světě vědeckém v transkripci orientál ních jazyků. B) Langdon-Fotheringham . »The Venus ta b l e t s ...«, 82. pozn. 2.
Je te d y m ezi n ázo rem h isto rik ů o pádu k rá lo v stv í U r a Schoch o v ý m zatm ěním rozdíl 19 let. T o není m noho, uvážím e-li, že usi lujem e o d a to v á n í události, od níž nás děli č ty ři tisíciletí. P ře s to nezdá se mi ještě zcela jisto, je-li S ch cch o v o zatm ění skutečně z a tm ěním hledaným . Z aokrouhlím e-li jeho č aso v é údaje, začalo ve tři č tv rti na 10 v ečer, v rcholilo o půl d v a n ác té a končilo 1 hod. po půlnoci. Z ačalo sice v p rv é hlídce, ale končilo 81 m inut d řív e než začala hlídka tře tí. Zde jest m alá neshoda s textem z p rá v y . R o vn ěž ve sm ěrech není plné sh cd y . Jejich udání sev eru na M ě síci značí asi jen »nahoře« na disku úplňku. M yšlenka ta jest d o m ácí, m eso p o tám sk á, p ro to že zem í touto ře k y te k ly se se v e ru ; p roto je podnes na našich m apách s e v e r nahoře. P a k by se jen v m eridiánu b ab y lo n sk ý údaj k ry l s naším . P ro z a č á tek zatm ění, t. j. v ý ch o d n ě od m eridiánu, se úhel 132" zv ětší, p ro konec západně cd m eridiánu se úhel 270°, jenž určuje západ, zm enší. Je te d y z a čátek čítán cd zen ito v éh o bodu na v ý ch o d ě v poleze 132" plus o p ia v a , konec 270° m inus o p ra v a . P r v á poloha je blízká b ab y lo n ském u sdělení — jihovýchodně. D ruhá m ěla b y v ésti k se v e ro z á padu, (ídežto počet ukazuje na západ s odchylkou k jihu. — Ale neshoda ta to m ůže b ý ti od o p iso v atele, jenž p ředpokládá, že dlou hodobé zatm ěn í jde stře d e m stínu a soudí p ro to na an tip araleln o sí sm ěrů prvního a posledního d o ty k u , nedbaje stočení kotouče během dlouhého zatm ění. P ře s to m alé p o ch y b n o sti tu jscu! Kdo s velikou nám ahou nu m erickou ta k o v é zatm ěn í v y p o čítal, snadno bude se kloniti k tom u m ínění, že n esh o d y jsou od n edokonalosti zápisů či od opisovačů. Což ale, k d y b y p ů v ed neshod byl p ře c e jen o b jek tiv n í? — P rá v ě v přítom né době pořád se o p ra v u jí form ule, pom ocí k te rý ch se zatm ěn í počítají. Schoch sám m á na těch to zm ěnách vynikající podíl a tab u lk y jeho se u zn á v a jí za té d o b y nejlepší, co p ro s ta novení zatm ěn í m ám e. Z ejm éna jedna okolnost m ne znepokojuje. — R. 1927 v y d aí Schoch sv é »P laneten tafeln fůr jederm ann«. P ra v í na str. XLI1I. že údaje A lm agestu o zatm ěních do r. —200 jsou v ů bec bezcenné. K dyby se poznám ka ta o b racela jen p roti P tolem aiovi, m ohlo by se k ní přihlížeti. P to lem aio s je p ro feso rsk ý m ty p em v dobrém i nedobrém sm yslu. Jeho solidní u čen o st nikdy neobtěžuje sen sačností. Než ona s ta rá zatm ěn í uznal a u žíval H ipparch, genius, jenž problém y ře ší ve slohu K olum bova vejce. K dyž nyní Schoch Hipp arc h c v sk á p o zo ro v án í zav rh u je, znepokojuji se: k d y ž v z o rce jeho již před r. —200 n ev y h o v u ji, jak jim m ám e d ů v ě řo v a ti kolem —2000? Schoch, jenž byl pojišťovacím m atem atikem , v ěn oval těm to otázk ám o b ro v sk é m n o žstv í p ráce. K dyž si o b čas v tisk á rn ě p řed m ěstských b erlín sk ý ch novin » S teg litzer A nzeiger« v y d á zase v la st ním nákladem sdělení o dvou strá n k á c h , b ý v á to hutný refe rát dlouhodobé činnosti. N evěřím , že b y někdo jiný mohl mu tab u lk y c p ra v iti a tím P tolem aiovi v y h o v ě ti. N eshoda m ohla by b ý ti po-
v á h y objektivní. V zorce jsou z a říz e n y tak , a b y v y h o v o v a ly p ří to m nosti a stře d o v ě k u . P o k lád ajíce astro n o m ick é k o n sta n ty za neprom ěnlivé, u žívám e jich i p ro tisíciletí d řív ější. D osud v ša k ča sto k rá t veličiny, jež v sto u p ily v n aše v ý p o č ty jak o k o n stan ty , u k á z a ly se na k o n ec p rom ěnlivým i, záv islý m i na okolnostech p rom ěn livých, jež původně b y ly p řeh léd n u ty . Z atm ění se počítají n a zák lad ě m y šlen k y , že p o h y b y pod vli vem g ra v ita c e se o d eh ráv ající jsou ry z e periodické. T o, že na př. ro k je st k o n stan to u , p řed p o k lád á, že Zem ě bude se po eo n y v ra ceti po v y k o n an ém oběhu n a to té ž m ísto. P a k je ta k é lhostejno, zda b ěží n a p ra v o či n alevo. P a k jsou g ra v ita č n í p o h y b y v e sm yslu th erm o d y n am ik y zv ratn ý m i. T o se dosud m lčky p ředpokládá. Ale sam o zřejm é tc není. N aopak jsou v á ž n é d ů v o d y proti přísn é z v ra tnosti. Z a b ý v a l jsem se tím p ře d le ty v článku »T herm odynam ika statick éh o pole g ra v ita č n íh o n a p o v rchu Zem ě*.7) V rátil jsem se k o tá z c e s širšího hlediska v článku »Das G e se tz im A uíbau d e r T ra b a n te n sy ste m e« .5) P o jed n áv ám ta m o m ožnosti, z d a d rá h y tr a b an tů nejsou volně se zužujícím i spirálam i. P ro ro taci zem skou u b ý v á n í a n ep rav id eln o sti zdají še b ý ti již v dcsah u d n e šn í a s tro nom ie a běh L uny jest již v íce než p o d ezřelý . P ři tom to hlubším v n ik án í do z v lá štn o stí s o u s ta v y sluneční připadne sta ro d á v n ý m za tm ěním jako je zatm ěn í m ě sta U r důležitá úloha. Neboť zatm ění ta jsou n e jsta rší p o zo ro v án í, jež m ám e. P ro to b ab y lo n sk á a stro nom ie není h račkou, jak se podnes tu a tam m yslí. V ědy přírodní isou o d k á z á n y na p o zo ro v án í a zejm éna v astro n o m ii cena pozo ro v á n í s v ěk em nesm írně stoupá. N evadí ani n e d o statek p řesnosti, neboť ta stářím se v y ro v n á v á . Z atm ění m ěsta U r je st jaksi klíčem do těc h to n o vých studií. Ale není ojedinělým . Schoch píše,9) že ví o d ev íti ta k o v ý ch zatm ě ních ze znám é astro lo g ick é serie z v a n é Anu-Enlil. Jso u z r. —2750 až —2250. Č eká jich ještě celou řadu, až jen tisíce tabulek z m ěsta Ur, Kiš, N ippur, L ag aš a j. budou z p ra c o v á n y . Slíbil publikaci na d ů kaz, že jeho elem en ty slunečního a m ěsíčního pohybu vyh o v u ji zatm ěním po dobu 40C0 let.10) P ro stře d n ic tv ím P to lem aio v a A lm agestu*1) vím e, že H ipparch opřel svou teorii L uny a tím i naši o s ta rá b ab y lo n sk á zatm ění. N ejstarší bylo 19. III. 721 př. Kr. Zdá se, že časem d o stanem e širší základnu, nové tak o v é opěrné b o d y v m inulosti. M yslím , že pro žív ám e za č á tek epochy, k te ro u tušil a v n ará ž k á ch napověděl r. 1928 zem řelý jesu ita F. X. Kugler, jenž se úplně pro bab y lo n sk o u a stro ') Časop. mathem. a fys. XLV, 208—218, 1916. s) Astr. Nachr. 235, Nr. 5629—30, 1929. 9) C. Schoch, Die Neubearbeitung der Syzygientaíeln von Oppolzer, 1928. Mitt. d. Astron. Recheninstitutes, Berlin-Dahlem. Bd. 2. Nr. 2. P řed mluva I. 10) Viz předchozí citát na konci předm luvy, str. II. " ) Přeložil K. Manitius, sv. I, kniha 4. kapitola 1, str. 191. 1912.
noniií specialisoval, epochy, v níž klínopisná p o zo ro v án í stanou se i p ra k tic k y důležitým i. Z ad ržel jsem ru k o p is to h o to článku na p řán í S chochovo, abych mohl re fe ro v a ti i o jeho nejposlednějších pracích. Č ekal jsem jeho v lastn í pojednání, dostal jsem v ša k cd něho se p a rá t z řím ského časopisu »Biblica« ze srp n a 1929, s článkem p á te ra Jo h a n n a Schaum b e rg e ra »Die C hronologie d e r H am m urabi-zeit«, jenž obsahuje po slední v ý sle d k y S ch o ch o v y . S ch o ch o v y p om ěry jsou totiž neutěšen é. R. 1923 ztra til m ísto v pojišťovně, p ro to ž e F ran co u zi sk o ro na rok u zav řeli rý n sk ý m ost. N yní je p o čtářem v ú s ta v ě »Á stron. R echeninstitut«, BerlinD ahlern.4) Schoch dostal od o rien talistú F o rre ra a U ngnada pro 9 m ě síců ze 7. roku B u rsin o v y v lá d y d élk y těch to m ěsíců, a sdělení, zda m ěly 29 či 30 dnů. V době té třik rá t po sobě n ásled o v aly m ěsíce plné, m ající 30 dnu. T c je děj celkem v zá cn ý a ve spojení s přibližnou d cb cu v lá d y k rále B ursina je lze vypočísti, kdy to m ohlo b ý t. Bursin je tře tí z pěti k rálů III. d y n a stie m ěsta Ur. S choch nalezl sí sám p ro stře d k y k spolehlivém u v y počtení »nového sv ětla« p rv n íh o o b jev en í se nov éh o srpu L uny ve v e č e r ních červ án cích , jím ž m ěsíc B ab y lo ň an ů začínal. P roblém em tím z a b ý v a li se již B ab y lo ň an é sam i. J e n esm írně tě žk ý . K epler ještě jej pro h lašo v al za n e rc z ře š ite ln ý . S ch cch děkuje své ú sp ěchy hlavně tom u, že sám p o zo ro v al »nová světla«, ja k o k d ysi B ab y lo ň an é, beze v šech pom ůcek. K om binací sv ý c h p o zo ro v án í s o p ra v d o v ý m i sta ro b ab y lo n sk ý m i d csáh l p ro stře d k ů v ěd eck ý ch , jimiž se dopraco v al tří dat, k d y podle sledu plných a neplných m ěsíců 7. rok B ursinův byl. Jso u to léta —2320, — 2318, —2301. P o sled n í ro k Schoch p ředem vylučuje, p ro tože b y se tím vlád a Ibisinova k rá tila na 8 let. Je v š a k podle L a n g d c n a (1929) zaručeno již m nohem v íce než osm jeho ročních d ato v acích fcrm ulí. P rv n í rok b y dal Ibisinovi p rá v ě 27 let. jež mu te x ty klínové připisují. Ale tu se objevují 30tidenní m ěsíce za sebou jdoucí jako 6., 7., 8. m ěsíc, k d e ž to te x ty žád ají 7, 8, 9. P o tíž ta odpadne u roku —2318. P ro to se Schoch — po něja kém v áh án í — pro něj rozhodl a k rá tí vládu Ibisinovu o 2 léta. Tím je až na ta to d v ě léta zn o v a u rčen konec v lá d y Ibisinovy ve shodě se zatm ěním záh u b y m ě sta U r. T o to se p a trn ě sta n e žulovým pi lířem p ro chronologii i p ro teo rii L uny.
*) N.ežli tento článek byl vytištěn, Schoch umřel 19. listopadu 1929. (Pozn. red.)
O vypočítávání prům ěrů stálic. A stronom ie, opustiv ší z a č á tk em n o v o v ě k u om ezen ý n áz o r geo cen trick ý , z a v rh la též stře d o v ě k o u p ře d sta v u o hvězd n ém vesm íru. K řišťálová klenba, n a niž upevnil člověk svítící tě lesa, m ající vliv na jeho csud, b y la n a h ra z e n a p ře d sta v o u volného vesm íru, v y p ln ě ného určitou látkou o b sta rá v a jíc í šíře n í sv ěte ln é h o vlnění (tak zv a n ý sv ě te ln ý é te r), v n íž je o b ro v sk é nakupeni hm o ty zářících hvězd, zcela o b d obných n ašem u Slunci. V zd álen o st dělící jed n o tliv á ta to h m o tn á c e n tra je v š a k ta k v eliká, že n ašem u oku jeví se jako pouhé b e z ro z m ě rn é b o d y . K dyž byl objev en dalekohled, b y lo p řiro zen ě o ček áv án o , že bude m ožno zjistit jejich vzhled, to jest p ře d ev ším jejich zdán liv ý p rů m ěr, neboť v z d á le n o st stálice od nás bude m ožno zm enšiti v pom ěru z v ě tše n í dalekohledu. S k u te č n o st u k áz ala se v ša k jinou. I n ejv ětší zv ětšen í, k teréh o m ožno dosáhnouti u velkého stopalco vého zrcad la M t.-W ilsonského, nestačí, a b y nám ukázalo ko touček h v ězd n ý . N aopak, pohled tím to dalekohledem poučí nás o bod o v ém zdroji hvězd n ém lépe než k terý k o li m enší dalekohled. D ůvod to h o to je v optick ý ch v la stn o stec h dalekohledu. O hyb p ap rsk ů (difrakce) způsobuje, že p a p rsk y , v y ch ázející z bodového zdroje (h v ězd y ) n ezo b razí se v ohnisku objektivu zase p řesně jako body, n ý b rž tv o ří m alou plošku. P rů m ě r té to plošky (f), v y já d ře n ý v m íře obloukové, je d án em pirickým vzorcem f = 1'22 V D, kde D značí p rů m ěr objektivu, X délku v ln y sv ěteln éh o paprsku. P rů m ě r plochy jest pak v y já d ře n v o bloukových v teřinách. T e n to k o touček nám z a k rý v á sk u te č n ý o b ra z stálice v o h nis kové rovině, ta k ž e te p rv e v tom p říp a d ě , k d y difrakční k o to u ček (f) b ude m enší nežli o b raz stálice, stan e se sk u te čn ý h v ě zd n ý kotouček p a trn ý m a m ěřiteln ý m . N epřihlížím e-li k veličině l (kte rou m o žn o v n ě k te rý c h m ezích libovolně m ěniti, na př. pom ocí filtrů), z á v isí p rů m ě r d ifrakčního kotoučku toliko na prů m ěru ob jek tiv u a to nepřím o úm ěrně. C hcem e-li stan o v it, jakého prům ěru o bjektivu b y b y lo nutno užít, a b y k o touček n e jv ětších a nejbližších hvězd se stal p atrn ý m , to jest a b y p ře v ý šil prů m ěrem (v m íře úhlové) kotouček difrakční, d o sta n e m e 1) hodnotu pěti m etrů. Z toho je íhtfied zřejm é, že m ěřen í p rů m ě rů stálic cesto u p řím o u je zn e m ožněno n ed o sta te č n o stí našich optick ý ch pom ůcek. A by p řece získali h o d n o ty p rů m ěrů h v ězdných, dali se h v ě zd áři cestou nepřím ou, to jest teo retick ý m i úvaham i, na základě údajů, k te ré jim p o sk y tla foto m etrie h v ězd a m oderní astro fy sik a Úkolem tohoto článku je o b eznám iti se v základě s postupem ta*) Zdánlivý prům ěr oblouk, vteřiny.
stálic
nepřesahuje,
jak
uvidíme,
hodnotu
0-05
k o vých ú v ah . V ýsledky m ěřen í M ichelsonových a jeho sp o lu p ra covníků, k o n an ý ch m etodou zcela jinou a založenou na přím ém pozoro v án í a na in terferen ci sv ě tla , p o tv rd ily po jistý stupeň v ý sled k y ú vah te o re tic k ý c h .2) Ekvivalentní průměry stálic. D eíinice hvězdné velikosti. T e o retické ú v a h y o p rů m ě ru stá lic jso u z a lo žen y na sro v n áv án í ja s nosti stálice s ja sn o stí n a še h o Slunce, jehož z d án liv ý p rů m ěr znám e. P c n ě v a d ž nám jde toliko o zdánlivé p rů m ěry , je intensita sv ětla, k te ré k n ám h v ě z d a (Slunce) v y sílá, a ktero u fotom etricky vy jad řu jem e hvězdnou velikostí, záv islá toliko na dvou činitelích: na velikosti plochy, již stálice (Slunce) zdánlivě zaujím á, a na sv í tivosti plošné jedn o tk y jejího p o v rch u (anglicky 1 u m i n o s i t y). K usnad n ěn í v ý p o č tu n ejp rv e p ředpokládejm e, že stálice, jejíž prům ěr m ám e stan o v ití, m á tu té ž p o v rch o v o u sv ítiv o st jako Slunce. P a k rozdíl jasn o sti Slunce a stálice sp o čív á toliko v rozdílech v e likostí zdán liv ý ch ploch obou těles (a te d y i prům ěrů). T ak m ožno dospěti pouhým sro v n án ím obou sv ěteln ý ch intensit přím o k v eli kosti prů m ěru stálice. H o d n o ty p rů m ěrů tak to získ an ý ch (za p ře d pokladu ste jn é sv ítiv o sti plošné je d n o tk y [lum inosity]) nazý v ám e e k v i v a l e n t n í m i (pojem zav e d e n E. C. Pickeringem ). J a s n o s t s t á l i c e u rčujem e fo to m etrick y hvězdnou veli kostí. Z áklad k této hodnotě byl dán Ptolem aiem , k te rý rozdělil o b o r stálic viditelných pouhým okem na še st tříd. M oderní a s tro nom ie to to rozdělení, p ů v o d n ě přibližné, p řijala a učinila je p ře s nějším v tom sm ěru, že d efin o v ala h v ězdnou v elikost podle sk u tečné, m ěřiteln é in ten sity zářen í, k te ré k nám stálice vysílají. P ra v ím e , že stálice A jest slabší o jednu hvězdnou tříd u nežli stálice B. k d y ž její ja sn o st je st l/2 -512 jasnosti stálice B. Č íselně m á ovšem stálice A h v ězd n o u v elik o st o jednotku v ě tší než stálice B , poněvad ž s u b ý v ající sv ěteln o u inten sito u zv ětšu je se číslo, označující její hv ězd n o u v elikost. Jin ý m i slo v y , h v ězd n á tříd a v z ro ste o jed notku, k d y ž příslu šn á inten sita sv ě te ln á zm enší se o 2-512. T oto číslo b y lo z v o len o z á ro v e ň tak , a b y rozdíl pěti h v ězd n ý ch tříd byl ro v en pom ěru intensit 1 : 100 (p átá m ocnina čísla 2-512 d áv á p rá v ě 100). J e s t dále zřejm é, že v z rů stá -li h v ězdná velikost řadou aritm etickou (přirozenou řad o u číselnou), klesá příslušná intensita řadou g eom etrickou s p om ěrem 1/2'512.3) 2) Budeme jednati v dalším toliko o z d á n l i v é m průměru, což jest úhel, pod kterým se nám jeví kotouček, který zdánlivě stálice na obloze zaujímá. Je-li znám a vzdálenost (paralaxa) stálice, pak se snadno vypočte s k u t e č n ý prům ěr stálic. 3) M atem aticky vyjádřeno je hvězdná třída (m ) funkcí intensity svě telné (/), danou formulí Pogsonovou m = — 2-512 log /. P ro pom ěr dvou intensit / a ln Platí , = 2 - 5 1 2 " ' * odtud ý - = Num • O
'O
Io k
[0-4 (//i0 — m)].
K sta n o v e n í ek v iv alen tn íh o p rů m ěrů stálic sta č í sro v n a ti s v ě telnou intensitu d an é stálice se sv ěteln o u intensitou Slunce. Za stu d o v an o u stálici zvolm e na příklad A r k t u r a (a B o o t i s). Jeho h v ězd n á v elik o st je d án a číslem 0\24; h v ěz d n á velikost Slunce pak — 2672. R ozdíl m ezi h v ězd n ý m i velikostm i Slunce a A rk tu ra je 26’95. O dtud plyne p ro pom ěr intensit S lu n c e ^ _ 2.512 2o.™ A rk tu ru s což d áv á hodnotu 5 -8 .1 0 1". Jso u te d y plochy zd án liv ý ch kotoučků slunečního a stálice A rk tu ra ve vzájem ném pom ěru 5~8.10*° : 1. P ro to jsou p rů m ě ry obou koto u čk ů v pom ěru čísel ] 5‘8 . 1010 : 1 = 2-4. 105 : 1, jinak p sán o jak o 240.000 : 1. Z dán liv ý p rů m ě r sluneční je 32-4 o b loukových m inut. P ro e k v i v a le n tn í p rů m ě r A rk tu ra d o stá v á m e te d y 32-4 00 — -—ř— = 0 '0 0 8 1 obloukové v te řin y . 240000 Elektívní průměr stálic. T a k to z ísk an á h o d n o ta zdánlivého p rů m ě ru A rk tu ra bude jen te h d y sp ráv n o u , je-li sk utečně splněn hořejší p ředpoklad, t. j. jsou-li lum inosity Slunce a A rk tu ra stejné. T e n to před p o k lad a p r i o r i není o v šem splněn, p ro to je p o třeb í v ý sle d e k o p ra v it a p řihlédnouti k e sk u tečn é lum inositě obou těles. N ovějším b adáním o z á ře n í ab solutně černého tě le sa 4) byl o d v o zen zákon, podle něhož záv isí lum inosita n a teplotě tělesa. Z áv islo st ta je v y já d ře n a m a te m a tic k y zákonem S t e f a n - B o l t z mannovým
S — a.T4
k d ež S značí lum inositu tělesa, T tep lo tu (počítanou v m íře a b so lutní, to je st od stu p n ě — 273." C elsiova), a je k o n stan ta ú m ě r nosti. V y já d ře n slo v y zní zákon ta k to : velik o st e n erg ie v y z á ře n é ab solutně čern ý m tělesem v z rů s tá s teplotou, a je úm ěrn á její č tv rté m ocnině. Z nám e-li te d y tep lo tu stálice a Slunce, m ůžem e z u v ed e ného zák o n a ihned stan o v ití lum inositu jich povrchů. Určení teplot stálic. Zákon W ienův. K u rčení teplot stá lic po u ž ív á se několika m eto d , zalo žen ý ch n a p ře d p o k lad u , že stálice z á ří jak o abso lu tn ě č ern é těleso . N ejčastěji p o u žív á se jednoduché záv islo sti m ezi délkou vln y , v n íž n a s tá v á n e jv ě tší ra d ia c e ve spo 4) Absolutně černé těleso jest ideální těleso, které má tu vlastnost, že všechno záření naň dopadající pohlcuje. Velmi přibližně je možno dem onstrovati dutým tělesem, uvnitř začerněným , do něhož je udělán velmi m alý otvor. U vedeným podmínkám vyhovuje zhruba každé těleso s černým povrchem. — Předpoklad, že stálice září též jako absolutně černé těleso, jest dosti dobře splněn, jak ukazují výsledky, založené na tomto předpokladu a ověřené jinými metodami badacími.
jitém sp e k tru tě le sa (tu o značm e /.m a x ) a jeho teplotou (7 v m íře ab so lu tn í), d a n é zákonem W ien o v ý m i m a s
-
T — konst
P ro X v y já d ře n é v an g stro m e c h (jedna desetim iliontina mili m etru) je d án a k o n sta n ta číslem 28,000.000. Ze zák o n a W ien o v a v y p lý v á , že úloha stan o v ití teplotu stálice, je to to žn á s úlohou, stan o v ití délku v ln y (/max), k te rá odpovídá tom u m ístu spojitého sp ek tra, kam z celého z á ře n í d opadá nejvíce energie, čili kde, jak říkám e, je h u sto ta z á ře n í největší.
Na připojeném ob rázk u je g rafick y zn ázo rn ěno, k te ra k je ro z ložena z á řiv á en erg ie v y síla n á ro zžh av en ý m tělesem te p lo ty 9C0, 1100, 1250, 1450, 100 stu p ň ů absolutních, podél jedn o tliv ý ch vlno v ý ch délek spojitého sp e k tra . Z á ro v e ň je p a trn o , jak se posouvá m axim um v y z á ře n é en erg ie p ro určito u teplotu (v rc h o ly jednotli vý c h k řivek), k dyž tep lo ta ro ste , k m enším h odnotám v ln ových délek, jak to h o žá d á zák o n W ien ů v . Úkolem b ad án í a stro fy sik áln íh o bude nyní stan o v ití podobné k řiv k y , v y jad řu jící rozd ělen í en erg ie podél spojitého sp ek tra s tá lice, anebo stan o v ití pouze v elik o st příslu šn ý ch p o řadnic (£) p ro
tři neb v íce rů zn ý ch č á stí sp e k tra . P ak m ožno nalézti hledanou teplotu stálice sro v n á v á n ím získ an é k řiv k y s diag ram y . Z W ien o v a zák o n a te d y v y p lý v á , že tou m ěrou, jakou se z v y šuje tep lo ta stálice, p řech ází z á ře n í jí v y sílan é od b a rv y č erv e n é k žluté, bílé, a konečně k m odré. V tom ta k é je odůvodnění původního S ecchiho sp ek tráln íh o ro z tříd ě n í stá lic na č ty ři tříd y podle b a re v . Jiné klasifikace sp ek tráln í přihlížely m nohem podrobněji ke všem důsledkům , jež se p rojevují teplotou stálice, před ev ším k čarám p rvků, jejichž p říto m n o st neb n ep říto m n o st v e sp e k tru zá v isí jen na tep lo tě (nepřihlížím e-li k m enším odchylkám způsobeným rů z ným tlakem a hustotou, nebo i hm otou). T ak po delším táp án í u s tá lila se klasifikace sp e k te r stálic, n a v rž e n á h v ěz d árn o u h arv ard sk o u v C am bridži (U. S. A.), na sedm i h lav n ích spek tráln ích tříd ách (ne přihlížím e-li k hvězd ám W o lí-R a y e to v ý m , m lhovinám a pod.), k te ré odpovídají ro ztříd ěn í stálic podle te p lo ty 3): T říd a B A F Q K M N
B a rv a
Č á ry p rv k ů , jež se tu v y sk y tu jí
Typ
Bílá až m odrá Helium O rionisBílá Vodík Sirius, Vega Bílá Vodík. Vápník P ro c y o n Žlutá K ovy C apella, Slunce O ra n ž o v á Š iroké č á ry k o v ů A rk tu ru s Č e rv e n a v á P ru h y kysličníku titanu B etelgeuze Č e rv e n á P ru h y uhlíku 19 Piscium
T eplota 15.000° 10.000" 7.000® 6.000° 4.000° 3.000* 2.700"
S p ek tru m A rk tu ra b y lo stan o v en o tříd o u K ; tep lo ta té to tříd ě o d p o v íd ající je st te d y 4.000°. Slunce (tříd a G) m á tep lo tu 6.000°. T e p lo ty obou jsou te d y různé, budou te d y různé i jejich lum inosičy. P lo šn á jed n o tk a p o v rch u slunečního v y z á ří m nohem více energie, než plošná jed n o tk a povrchu A rk tu ra. A bychom dostali to též m nož stv í sv ě te ln é en erg ie i ze Slunce i od A rk tu ra, m useli bychom v zít u A rk tu ra plochu m nohem v ě tší než u Slunce, a to p rá v ě o tolik, oč je lum inosita A rk tu ra m enší. Jiným i slo v y , v našem vý sled k u nutno z v ětšiti plochu A rk tu ra p ro ti ploše sluneční v pom ěru lum inosit, to je st v pom ěru č tv rtý c h m ocnin p o v rch o v ý ch tep lo t: 6 .0 0 0 \ 4 4.000 /
1 .2 9 6 . 10 12 = 5 06. 2 5 6 . 1 0 12
Z toho plyne, že p rů m ě r A rk tu ra nutno z v ě tšit o 1 5'06, to je st o 2‘25. V ýsledná h odnota efek tiv n íh o p rům ěru A rk tu ra ob jev u je se n y n í obnosem 00182 obloukové v te řin y . Je z ajím av é sro v n ati n áš v ý sle d e k s v ý sle d k y jiných m e tod. R u s s e 1 u d áv á 0'019 jako teo retick o u ho d n o tu ; M i c h e I s o n n a 'e z l pom ocí 20stopového in te rfe ro m e tru p řip ev n ě n éh o na konec 5) Tam jsou teploty povrchové, t. zv. efektivní: odtud také název efek tivní prům ěry stálic.
lOOpalcového teleskopu h v ě z d á rn y na M t. W ilsonu hodnotu 0-024 obloukových sekund. Sou h las m ezi u v ed en ý m i v ý sle d k y je tudíž dosti do b rý . Hodnota skutečného průměru Arktura. N yní znám e te d y hod notu zd ánlivého p rů m ěru A rk tu ra ; z b ý v á ještě v y p o čísti sku tečn ý jeho prům ěr, což je úlohou velm i snadnou, znám e-li v zd álen o st, v e k teré A rk tu ru s od n ás je. V astro n o m ii v y jad řu jem e v z d ále n o st stálic p a r a l a x o u , to je st úhlem , pod ním ž b y se nám jevila s u v až o v a n é h v ě z d y v elk á poloosa d rá h y zem ské (t. zv . a stro nom ická jednička). S p o stu p n ý m ročním poh y b em Zem ě m ění s e z áro v eň sm ěr, v něm ž vidím e určito u stálici; je-li ta to h v ě z d a d o sta te č n ě blízká,, pak opisuje na obloze m alcu elipsu, p rů m ět to oné elipsy, jíž p ro bíhá n aše Zem ě. Cím je nám h v ě z d a bližší, tím je ta to elipsa v ě tší. Ohel, pod k te rý m se nám je v í její v elk á poloosa, jest p rá v ě p a ralaxou. A bychom dostali sk u te č n ý p rů m ě r stálice, v y já d ře n ý hodnotou velké poloosy d rá h y zem ské, sta č í děliti zd án liv ý p rů m ěr h v ě z d y její p aralax o u . N ásobím e-li v ý sle d e k číslem 110, dostanem e sk u tečn ý p rů m ěr, v y já d ře n ý v elik o stí p rů m ěru slunečního (nebof velká poloosa d rá h y zem ské je ro v n a 110 prů m ěrům slunečním ). P a ra la x a A rk tu ra je 0-075 o b lo u k o v ý ch v te řin . Bude te d y jeho sku tečn ý p rů m ěr v y já d ře n ý ja k o jednotkou p rů m ěrem Slunce m ítř velikost 0 0 182 .1 1 0 = 26-7 (p rů m ěrů slunečních). U U /o
T a k o v ý m to jednoduchým p ostupem m ožno podle údajů o h v ězd ných velikostech a teplotách v y p o č íta ti zdánlivé p rů m ě ry různýclr stálic a znám e-li p aralax u , i jejich p rů m ě ry skutečné.
Zprávy sekcí pozorovatelů. Velké meteory v záři—prosinci 1930.
_
G Č. tR
c •o
•6 Ě
č i
vel.
> .OO •_ SI = 5! E
S 5 IX. 13. 17 55 -— 3 Boo 13. 19 41 — 2 UMa 13 20 45 > > — 1 Lyr 14. 19 0 — 1 Her 16. 22 40 v. i. E NE (16. 22 4 0 — 7 116. 22 4 2 — 7 UMa 19. 19 9 — 2 Aqu 19. 19 5 9 — 2 Ser
si
£ a.
pornrov. místo
5m Uher. Brorl 3S P rah a LHŠ. 4 Písek 5m Uher. Brod 2 Sopotnice 3 W olfersdorf 5 Polepy 5S H. Cernošice 5m P raha LHS.
). 0
— 17-7 — 14-4 — 14-2 — 17-7 — 16-3 — 12-9 — 15-2 — 14-3 — 14-4
+490 + 50-1 + 49-3 + 4 9 -0 + 50T + 49-8 + 50-0 + 4 9 -9 +501
Pozorovatťf Rajchl. Žížka. Hofman. Rajchl. Brožík. Schramm. S tránský. Quth. K adavý.
c s « X. 2. 2. 3. 113. 113. 13.
O. C. d •ó JO Z E 15 50 20 15 0 8 17 5 17 9
> u •C SUP C-O vel. m 7. i. NNE Cap —1 — 1-5 Lac-Peg — 3-5 SSW —4 Capr Her 19 49 — 1
17. 19 25 — 5
Cet UMi 17. 20 44 — 3 Eri 18. 0 30 — 1 18. 18 5 9 — 2 UMi-Dra 18. 19 1 — 0-5 UMa 18. 20 25 — 19. 3 5 — 19. 18 4 — 20. 1 31 —
D rá 1-5 1 CM i-Hya 1 UMi-Dra 1 Ori-Mon
20. 17 45 > — 5 20. 21. 23. 213. 23. 30. XI. 3. 9. 14. 14. 14. 14. 114. 114. 14. 15. 15. 15. 16. 18. 23. 26. XII. 5. 20
20 3 20 21 22 20 23 18 19 19 19 19 21 21 22 3 3 3 17 2 19 18 21 17
Aql 19 — 1 UMi-UMa CM i 18— 2 29 — 2 Ari-Cet Aqu 31 — 1 41 — 1 P eg-C et 0 v. j. Tau 10 — 3 Gem 10— 2 Peg A qu 36 — 2 39 — 1 P er-D ra 41 0 P er 48 > — 1 Aqu-Cet 54 — 3 Per-UMi 54 — 1 Cam UMa 17— 3 4 — 3 UMa-Dra 36 — 1 Cas 50—2 Ori 48 j. Cyg-And 20 — 2 CMa 12 — 0 Cam-Dra 50 — 5 Aur 26 j. SE-N 4 3 — 4 Cyg-Peg
n •=
o. §■
pozorov. m ísto
i o
Pozorovatel
14-5 + 49-3 Dufek. 3 Sudoměřice 147 + 50-2 Bečvář. 3m B randýs n. L. 14-4 + 50-1 K adavý. 5S P rah a LHŠ. 3 Újezd-Kladno -141 + 5 0 -2 W alter. 3 P raha LHŠ. - 14 4 + 5 0 -1 Bláha. (Macháčková, 5S B randýs n. L. - 14-7 + 50-2 (Hartm anová. 4m B randýs n. L. -— 14 7 + 50-2 Bečvář. Polanová, 5S P raha LHŠ. — 14 4 + 5 0 1 i Letá. — 17-9 + 49-9 Píšala. 5S Kateřinky 5S P rah a LHŠ. — 14-4 + 5 0 -1 Žižka. 5S P raha LHŠ. — 14-4 + 50-1 Pěšina, 'i Žižka. 5S P raha LHŠ. — 14-4 + 50-1 Žižka. — 17-9 + 49-9 Píšala. 5S K ateřinky 5m B randýs n. L. — 14-7 + 50-2 Bečvář. 5m K ateřinky — 17-9 + 49-9 Píšala. — 17-9 + 4 9 -9 (sdělení p. 5 Kateřinky ÍPíšaly. 3S P rah a LHŠ. — 14 4 + 50-1 Letá. — 17-9 + 49-9 Píšala. 5” K ateřinky 5S O ndřejov — 14-8 + 49-9 Quth. 5S O ndřejov — 14-8 + 49-9 Guth. 5S O ndřejov — 14-8 + 49-9 Quth. — 14-2 + 50-8 Zárubnický. 4 Podm okly 4m Pr.-Sm íchov — 14-4 + 50-1 Štěpánek. 5 P rah a LHŠ. — 14-4 + 5 0 -1 Vaud. 5m O ndřejov — 14-8 + 49-9 Schiiller 5S O ndřejov — 14-8 + 49-9 Quth. 5S P ra h a LHŠ. — 14-4 + 5 0 -1 Klepešta. 5sm O ndřejov — 14-8 + 49-9 Schiiller. 5S O ndřejov — 14-8 + 49-9 Quth. 5S P raha LHŠ. — 14 4 + 5 0 -1 Kadavý. 5S P raha LHŠ. — 14-4 + 50-1 Kadavý. 5S O ndřejov — 14-8 + 49-9 Quth. 3S B randýs n. L. — 14-7 + 50-2 Bečvář. 3S B randýs n. L. — 14-7 + 50-2 Bečvář. 4 P raha-T ro ja — 14-4 + 5 0 1 Šupík. 3S B randýs n. L. — 14-7 + 50-2 Bečvář. — 13-4 + 5 0 -1 Schindler. 5m P odbořany 5S P raha LHŠ. — 14-4 + 50-1 Žižka. — 14-4 + 50-1 Hudec. 2 P raha — 14-4 + 5 0 -1 Polanová. 3m P raha V. Guth.
5 OOOOOOOCOOOOOOOO OOOOOOOO OOOOOOOC OOOOOOOCOOOOOOOCg OOOO OOOOOOOO OOOOOOOf c
Drobné zprávy.
? OOOOOOOO OOOOOOOO OOOOOOOO OOOOOOOO OOOOOOOO OOOOOOOO'
Projekt prof. Ritcheyho. Jak je čtenářům našeho časopisu známo, se strojil prof. Ritchey nový typ reflektoru spolu s profesorem Chrétienem z hvězdárny v Nizze, ve kterém pole ostrých obrazů je daleko v ětší n,ež v obyčejném reflektoru. Prof. Ritchey také sestrojil novou celulární kon strukci zrcadla, jež má nahraditi dosavadní pevnou, jednotnou plochu. Aby potvrdil svoje myšlenky, sestrojil nyní dalekohled o apertuře 20 palců.
Dalekohled byl odvezen do m ěsta Miami na Floridu, kde ho bude po užíváno k astrofotografii přes zimu; budou-li tam atm osférické pod mínky příznivé, opatří — jak se dovídám e — několik dárců z Djetroitu potřebný peníz k zbudování dalekohledu o prům ěru 20—25 stop (600—750 cm), což je daleko v ětší míra, nežli rozm ěry 200palcového dalekohledu, jenž má býti zbudován hvězdárnou na Mt. W ilsoně a Ka lifornským technologickým ústavem . P rofesor Ritchey má výtečnou po věst jako budovatel dalekohledu 60palcového a optických částí daleko hledu lOOpalcového hvězdárny na Mt. W ilsonu. Vědecký sv ět přeje mu úspěchu i v tomto novém podniku. Rotace Urana a Neptuna, stanovená spektroskopicky. Badání o tom to předm ětě bylo vykonáno Dr. J. H. Moorem a D. H. Menzelem na hvězdárně Lickově. R. 1911 Lowell a Slipher seznali ze spektroskopických pozorování Urana, že planeta rotuje tým ž směrem, jakým obíhají její měsíce a s pe riodou 103/4 hodiny. Leon L-ampbell, Slavenas a jiní podali zprávu o zm ěně světla planety přibližně v této době, kdežto Stebbins, z pozorování kona ných fotometrem fotoelektrickým, soudil, že světlo U rana je neproměnné. Nejnovější pozorování z Lickovy hvězdárny pomocí spektrografu potvrzují směr rotace planety, jakým jej shledal Lowell. Perioda rotace, odvozená z 15 spektrogram ů (přístroj o jednom hranolu) v r. 1928, 1929 a 1930, je toho řádu, jakého je číslo nalezené dříve. Spektrogram y přístroje o třech hra nolech (po exposicích 6 hodin) nejsou dosti exponovány a je obtížné je měřiti. P erioda odvozená ze dvou těchto spektrogram ů z r. 1927 jest 115 hodiny. Ú vahy o pravděpodobných pramenech rozdílných čísel pro ro taci planet, jichž bylo nabyto s různým i spektrografy, vede k poznatku, že pro tělesa jako Uran a Neptun, která mají malý zdánlivý prům ěr, ro tační perioda, určená spektrograficky, iest pouze přibližná. Špektrografem o jediném hranolu bylo pořízeno sedm dobrých spektrogram ů Neptuna r. 1918. Štěrbina byla postavena rovnoběžně s rovinou rovníku planety, iehož poloha byla odvozena Eichelbergerem a Newtonem za předpokladu, že dobře znám ý pohyb roviny dráhv měsíce ie způsoben přitažlivostí equatoriální protuberance na planetu. Všechny tyto spektrogram y jeví velmi znatelný sklon čar spektrálných ve smyslu, že část čáry, vznikající na v ý chodním kraji planety, je pošinuta k části fialové, což naznačuje, že ro tace Neptuna, tak jako jiných planet, s výjim kou Urana, děje se ve smyslu direktním. M ěřený sklon čar připouští přibližnou rotační periodu pro Neptuna 15-8 ± 1-0 hodin. Interstelární absorpce světla. Astronom Lickovy hvězdárny, Dr. R. J. Trumpler, který zkoumá otevřené hvězdokupy, nabyl určité znalosti, že uvnitř naší Mléčné dráhy světlo ztrácí na intensitě, když probíhá interstelárním prostorem . Tento pozna/tek 'je založen na skutečnosti, že vzdálenosti otevřených hvězdokup, odvozené z jejich úhlových průměrů, nesouhlasí se vzdálenostmi, odvozenými z velikostí spektrálních tříd stálic. Shle dávám e změnu barvy s distancí pro stálice téže spektrální třídy, což na značuje, že absorpce jest selektivní, t. j. že závisí na vlnové délce světla. Abychom nabvli poučení o fysikálním pochodu, jenž působí tuto absorpci a o povaze absorbujícího prostředí, je základní důležitosti nalézti zákon, podle něhož závisí absorpce na délce vlny. K tomu cíli byla pozorována spektra jasnějších stálic v hvězdokupě N. G. C, 6910 a N. Q. C. 6913 (vzdá lené asi 2000 parseků) pomocí křem enového spektrografu reflektoru Crossleyova a byla norovnána se spektry stálio téhož spektrálního typu, rela tivně blízkých. Tato spektra na panchrom atických deskách zabírají obor od 6300 A do 3200 A a jeví ihned veliký rozdíl intensity rozdělení spojitého spektra mezi stálicemi blízkými a vzdáleným i. Tento rozdíl, jenž musí býti vyvolán interstelární absorpcí světla, byl m ěřen zapisujícím mikrofoto metrem. V ýsledky poukazují k tomu, že absorpce vzrů stá rychle s ubýva jící délkou vlny; avšak nezdá se, že b y absorpce byla obráceně úm ěrná 4. mocnině délky vlny, kterýžto zákon by měl platiti, kdyby efekt byl způ soben Rayleighovým rozptýlením neobyčejně malých částic.
Vztah rychlosti a vzdálenosti mezi mlhovinami mimogalaktickými. Dr. Edw in Hubble v dřívějších badáních na Mt. W ilsonu ukázal, že postupná rychlost mlhovin vně Mléčné dráhy je přímo úm ěrná jejich vzdálenosti a že je asi 500 km za sekundu na každý milion parseků a že tento vztah platí do vzdálenosti asi 2,000.000 parseků. Tento vztah je potvrzen třicetičtyřm i novými rychlostmi, z nichž šestnáct jsou rychlosti těles ve čtyřech hvězdokupách velmi vzdálených a rozšiřuje obor platnosti toho vztahu do vzdálenosti asi 24,000.000 parseků. Vzdálenosti hvězdokup a souborů mlho vin jsou stanoveny ze středních velikostí: počáteční bod je odvozen z mlhovin, v nichž je možno spatřiti stálice. (The Journal of the R. A. Society of Canada.) Planetoida Eros pcdvojná? V A. N. 5762 uvádí J. H a r t m a n n zají m avé sděleni, že planetka Eros pravděpodobně není jednoduchým tělesem, ale pozůstává ze dvou odlišných částí, rotujících kolem společného těžiště. Důvodem k tomuto neočekávaném u závěru jsou mu dosavadní výsledky pozorování této planetoidy, jež překvapily ve dvou směrech. Především jasnost její ukázala se menší než bylo původně očekáváno, dále ukázaly s e značné odchylky skutečné dráhy od dráhy vypočtené, ačkoliv tato byla počítána pro neobyčejnou důležitost letošní oposice velmi pečlivě. U ve dené anomalie vysvětluje H artm ann hypotesou, kterou již vyslovil v roce 1901, když šlo o vysvětlení světelných variací planetoidy. Ukázalo se totiž, že příčinou pravdě nejpodobnější těchto změn je nepravi delný, úlomkovitý tv ar planetky. Nyní záleží na tom, jakým způ sobem jsou orientovány v tom to nepravidelném tělese dvě důležité osy, osa rotace a hlavní osa setrvačnosti. Jestliže obě tyto osy n e spadají v jedno, pak osa rotační nejen že koná rotační výkyvy, ale též může měnit svou polohu v tělese. Tím by s,e snadno vysvětlily veškeré změny světelné variace, hlavně změny amplitudy a periody. Má-li sku tečně planetoida Eros nepravidelný tvar, pak to může míti ještě jiné n á sledky. Při značné rotační rychlosti a nepatrné velikosti tíže — což obé u planetoidy Eros se vyskytuje — může v určité poloze rotační osy převládnouti odstředivá síla nad tíží, a planetoida roztrhne se pak ve dva kusy, rotující kolem těžiště, jež jediné pokračuje v předchozí dráze. Tím by se dala snadno vysvětlit odchylka skutečné polohy tělesa od polohy vypočtené. Menší jasnost planetky podporovala by onen názor. Jelikož planetka se jeví slabší asi o jednu a půl hvězdné třídy, činí nynější jas nost pouze čtvrtinu jasnosti vypočtené, čili — jednalo-li by se o těleso tvaru koule — činí nynější planetoida pouze osminu hmoty (poloviční poloměr!) nežli v roce 1901. H artm ann usuzuje, že v případě nepravidel ného tvaru činí nynější hmota planetky asi čtvrtinu hmoty dřívější. Zmen šení hmoty by bylo t“dy následkem odtrhnutí se části planetoidy. P o něvadž jde o úlomek dosti veliké hmoty, je možné ověření těchto úvah přímým pozorováním. D ráha jeho by byla uchýlena opačným sm ěrem od vypočtené dráhy planetoidy a obě tělesa měla by býti dosti blízko jedno vedle druhého, takže vyhledání onoho úlomku neposkytovalo by velikých obtíží. Podle fotom etrických pozorování dosud uveřejněných, jest variace jasnosti planetoidy zc.ela bezpečně zjištěna, při čemž křivka měnlivosti zdá se poukazovati na opačný ráz než u cefeid: rychlý, asi 40 minut trv ající sestup k minimu, a pomalý vzestup se sekundárními variacemi k následujícímu maximu. Podle všeho je i am plituda proměnná, kolísajíc u různých pozorovatelů v mezích 0-8 až P5 hvězdné velikosti. U jedno tlivých pozorovatelů činí tato m ěnlivcst am plitudy až 0-6 hvězdné v e likosti. Raichl. Dvoutisící výročí Vergilova narození až letošního roku. V celém kul turním světě oslavovalo se v říjnu r. 1930 dvoutisící výročí narození ne sm rtelného básníka Vergila. Astronom vatikánské hvězdárny, prof. Emanuelli, upozornil, že se to stalo neprávem , nebof dovršení 2000. roku na stane až letošního roku. Vergil narodil se 15. října roku 70 před Kristem. Nemyslící oslavovatelé počítali: — 70 + 2 0 0 0 = 1930. Zatím však:
od od
narození narození
Vergila do narození J. Krista uplynulo 69 roků, 77 dní, J. Krista do 15. X. 1930 uplynulo 1929 roků, 288 dní,
od
narození
Vergila do 15. X. 1930 uplynulo
1999 roků.
V. G. Vymoženosti moderní techniky a sluneční zatmění. Sluneční zatmění z 28. dubna 1930 viditelné v západních částech Spojených Států S evero am erických bylo zajím avě tím, že bylo tém ěř na rozhraní mezi zatm ě ním úplným a kruhovým ; jeho »úplnost« byla tak malá, že trv alo jen málo více než jednu vteřinu: to znam ená, že stín vrhaný Měsícem na Zern Ďyl velmi malý. Aby byly stanoveny p řísn ě jeho rozm ěry, chtěli Ameri čané užiti dvou zajím avých metod. Při první z nich chtěli z letadel přímo íotogratovati (filmovati) postup měsíčního stínu po povrchu zemském, a ab y i časově byly přechody přes význačné body zemského povrchu za jištěny, měl být k filmu přibrán i zachycovač zvuku, který měl současně na íilm zapisovati časový signál, vysílaný námořním úřadem. Druhá me toda spočívala ve změně záření při zatmění. V místech, kudy stín měl procházeti, byla rozestavena celá síť článků fotoelektrických, jejichž proud po patřičném zesílení poslán byl do galvanom etru. V ýchylka jeho i s ča sovým záznamem měla býti zachycena fotograficky. Ž křivek ubývání zá ření bylo by mcžno rekonstruovati jak v/ílikost stínu, tak i okam žiky za čátku a konce zatmění. M raky však znemožnily nadobro užití této druhé m etody; metody první se podařilo využiti tou měrou, že kapitánu Stevensenovi se podařilo fotografovati stín Měsíce na mracích. Také expedice z hvězdárny na Mt. W ilsonu užila k určení středu a trv án í zatmění zvu kového filmu (Fox M ovM one News). Přechod měsíčního kotouče před sluneční deskou byl filmován za současného natáčení údajů času, které jeden z pozorovatelů diktoval. (24 obrázků za sekundu.) Z filmu bylo možno určiti, ž“ úplné zatmění nastalo o 1-7 sec. dříve a trvalo o 0-2 sec. déle, než udával výpočet. (Pop. Astr. 38, 595 a 39. 20.) V. G.
F r i e d r i c h N o l k e : Der Entwicklungsgang unseres Planetensystems. 359 str., 18 obr. Váz. Kč 130-—. Ferd. Diimmlers Verlag, Berlin u. Bonn. 1930. Kdo se vážně zajím á o otázky kosmogonické, zejm éna o vznik naší sluneční soustavy, ten nalezne v knize Nólkeho velmi podrobný a kritický úvod k tomuto obtížnému studiu. T ato kniha je určena odborníkům, ale autor upravil ji tak, že i laik ji může s pochopením pročisti. Teoretické a obtížnější části knihy jsou tištěny drobně, snadněji přístupné části pak normálním písmem. Nólke postupuje ve svých úvahách velmi obezřetně a snaží se postaviti kosmogonii na pevný základ, založený na pozorováních. Ukazuje možnosti dalších výzkum ů a usnadňuje proto budoucím badatelům cestu. Kniha je rozdělena na dvě části: první obsahuje analysi vývojových možností sluneční soustavy, druhá synthesi jejího vývojového pochodu. Nezapomíná na otázky hvězdného vývoje, kterým i se podrobněji zabývá. Knihu možno doporučiti nejen odborníkům, ale i vážným am atérům . S i r J a m e s J e a n s : The Mysterious Universe. Pp. X +15t>, 2 obr. 30 Kč váz. Cambridge U niversity Press. Autor známé knihy »The U niverse around us«, která dosáhla značného úspěchu jak v Anglii tak i v cizině, vydal k ní doplněk ve jm enované knize »Tajemný vesmír«. Tato se značně odlišuje od prvé, jak již z obsahu patrno. Rozdělena je v pět kapitol: U m írající Slunce. — S vět moderní fy siky. — Hmota a záření. — R elativita a éter. — V hlubokých vodách. Chce-li se někdo coučiti o problémech moderní fysiky, nechť sáhne k této
knize; pozná, jak dnešní fysika se úplně liší od fysiky, které se vyučuje ve školách, kde se podává ucelená, krásná stavba fysikálních názorů, aniž by se poukazovalo k tomu, na jakých vratkých základech spočívá. Celý světový názor se nyní mění a Jeansova kniha upozorňuje prům ěrně vzdě laného čtenáře na tyto červánky nové vědy. Č eský překlad, k terý rná vbrzku vyjiti, bude obohacením naší přírodovědecké literatu ry a jest žádoucno, aby vyšel co možná nejdříve, neboť názory dnes v knize uváděné jako moderní a neánovější, budou za půl roku snad nahrazeny novými, do konalejšími a přírodě více se přimykajícími. C h . P . O l i v i e r : Comets. X + 246 stran. Ilustrováno. Váz. Kč 140-—. Bailliere, Tindall & Cox, 7—8 H enrietta S treet. Covent Qarden, London. P rofesor Olivier, ředitel hvězdárny Flow er O bservátory, vydal doplněk ke sv é znám é knize »Meteors«, vydané r. 1925. T entokráte jsou to ko mety, o nichž se populárním způsobem rozepsal. P e strý obsah knihy je zřejm ý z jejích kapitol: H istorický přehled. Všeobecné poznatky. Sku piny komet. Rodiny komet. C hvosty komet. S pektra komet. H alleyova ko meta. Bélova kometa. N ěkteré zajím avé komety. M orehouseova kometa. P ons-W inneckova kometa. Kometa z r. 1910. Kometa a proudy meteorů. S rážky komet se Zemí. Vznik komet. Závěr. Jelikož není mnoho souhrnné literatury o kometách, nalezne i odborník v O livierově knize mnoho zají mavého. Co snad nejvíce upoutá, jsou popisy a fotografie účinků pádu velkého sibiřského m eteoru z roku 19C8. Dozvíme se však i jinak mnoho zajím avých věcí, příhody ze života objevitelů komet, popisy objevů a j. Jistě nalezne tato poutavá knížka mnoho čtenářů. E. Z i n n e r : Die Qeschichte der Sternkunde. Stran XI + 673, 67 obr. Váz. Kč 18Q-—. Julius Springer, Berlín. Studium dějin astronom ie jest zam ěstnání velmi poutavé, avšak i ob tížné. Tím obtížnější úlohou je st pak napsati dějiny astronom ie. Autor m usí si položití určité meze. kterých nesmí překročiti, chce-li, aby kniha byla ho mogenní, aby nezabíhala někde do přílišných podrobností a jinde aby zase důležité věci nebyly pominuty. Prof. Zinner si úlohu ještě učinil obtížnější. Rozdělil astronomii podle jednotlivých národů a snaží se.podati, čím každý k této vědě přispěl. Pokud jde o astronomii Egypťanů, Babyloňanů, Reků. Římanů, Židů, P eršanů, Indů, Číňanů, Arabů a některých jiných národů i primitivních, možno říci, že se mu dobře podařilo vystihnouti n ed ů lež i tější ry sy jejich astronom ického vývoje. Některé kapitoly, na př. astro nomie Číňanů, jsou napsány výborně. Když však takového rozdělení astro nomie použil, měl ho důsledně zachovati. Je ale neomluvitelné a nevysvětli telné, jak mohl celou románskou astronom ii, francouzské hvězdáře, kteří v dobách, kdy kvetla nebeská mechanika, představovali elitu astronom ic kého světa, vsunouti do kapitoly (čítající na 300 stran), nazvané »Die Sternkunde der Germanen«. Astronomii Slovanů jsou v ěnovány dvě (!) strán k y ; výraz, kterého používá autor pro označení naší republiky iako »Die Tschechei«, je pro nás urážlivý, a chceme-li pohlížeti na prof. Zinn^ra jako na vážného muže. připisujeme toto označení jen neinformovanosti a nevědom ostem o skutečném stavu věci. — Pročtením knihy získá člověk dojem, že autor s velkou pílí vypsal podrobně dějiny astronom ie starověku a středověku, novověk však že úplně zanedbal. Označení jeho dějin »Von den ersten Anfángen bis zur Gegenwart« nemůžeme bráti za správné, neboť chybí tam každá zmínka o věhlasných badatelích moderní astrono mie, jako jsou: von Zeipel, Milné, Hubble. Andoyer. Gerasimovič. Bauschinger, Stracke. Brill, D eslandres, Freundlich a m. j. Tisková i obráz ková v ýprava knihy je výborná a bude-li čtenář používati knihy s určitou reservou vzhledem k jejím nedostatkům , nalezne tu mnoho zaiímavého. H. Slouka. A b b é M o r e u x : Le ciel et 1’univers, Paris, Librairie Oct. Doin. 1928, 634 str., XXIV tab., cena 120 fr. Známý autor astronom ických pojednání a spisů, populárních m ate m atických, fysikálních a filosofických učebnic, ředitel observatoře v Bourges,
Jesuita abbé Moreux, podává tu veřejnosti nádherné populární dílo 0 astronomii. Kniha ve velkém oktávu je tištěna na křídovém papíře, ozdobena v textu 595 obrazy často celostranným i a 24 barevným i pří lohami. Dílo je psáno velmi poutavě a přístupně, tém ěř nic nepředpoklá dajíc,^ obrazy voleny velmi instruktivní, výklad je pln vhodných srovnání z našeho okolí, takže je lze právem označiti za vzor populárního spisu. Pří tom v y čerpává i poslední pozorování, opírajíc se, jak je přirozené, 1 o četná pozorování autorova. Zvláštního kouzla dodává spisu četný ma teriál historický a nádherné reprodukce ze starých spisů. Autor neostýchá se reprodukovati i karikaturu a obrázky účinků kom ety z neastronom ických časopisů, čímž svou knihu mile oživuje. Po úvodě o 18 stránkách líčí autor na 418 stránkách soustavu sluneční, na dalších 176 stránkácli vesm ír hvězdný, kdežto zbývajících 26 stránek věnováno je tabulkám a rejstříkům. Povšimneme-li si ještě poměrně malé ceny, můžeme spis ten vřele doporučiti. Q. Vetter.
Zprávy lidové hvězdárny Stefánikovy. Návštěva a pozorováni na hvězdárně v prosinci 1930. R oku 1930 byl prosinec nejšpatnějším měsícem pro pozorování oblohy. Večer, kdy je hvězdárna přístupna obecenstvu, bylo 26kráte zataženo, jednoho večera bylo oblačno a pouze ve 4 večerech bylo jasno. Proto také počet návštěv na hvězdárně byl minimální. H vězdárnu navštívilo v tomto měsíci pouze 227 osob: z toho bylo 175 členů, 1 spolek (sociál, dem okrat, organisace děl nická z Dejvic) s 32 účastníky a 20 jednotlivých návštěvníků. P ro návštěvy obecenstva byía pouze 2 pozorování oblohy večer, kdy byla pozorována Luna, Jupiter, mlh. v Andromedě,' v Orionu, v Lyře, Plejády, hvězdokupa -/ a li v P erseu a některé dvojhvězdy. O becenstvo mělo také příležitost pozorovati jednou sluneční skvrny. Z odborných pozorování, konaných členy pozor, sekcí, bylo 14 pozorování slunečních skvrn, 3 pozorování pro měnných hvězd, 2 fotografování oblohy a jednou b yly pozorovány m eteory. Návštěva a pozorování na hvězdárně v únoru 1931. V únoru je hvěz dárna přístupna obecenstvu již o 17. hodině každého dne, vyjm a pondělí. V neděli a ve svátek je přístupna také dopoledne v 10 hodin a odpoledne ve 3 hodiny. — Na začátku měsíce bude na hvězdárně pro obecenstvo po zorování Jupitera a dvojhvězd, cd 5. II. do 20. II. budou pozorováni mlhoviny a hvězdokupy, od 20. II. do konce měsíce bude pozorována Luna, Jupiter a Mars. n o r v o n n o n n n fo o o n o o r.
Zprávy ze Společnosti ,5
Upozorněni studujícím a dělníkům. P řísp ěv k y na rok 1931 zůstávají pro studující a dělníky rovněž nezvýšeny. Činní členové platí příspěvky i předplatné Kč 30-—, přispívající Kč 35-—. Členská schůze IV. byla 5. ledna v posluchárně filosof, fakulty v Kle mentinu za účasti 44 členů a 20 hostů. Schůzi zahájil předseda Společnosti pan prof. Dr. Fr. Nušl přáním šťastného roku všem přítomným i nepřítom ným členům a přáním zdaru Společnosti v novém roce. Dr. Quth dodat kem k referátu z minulé schůze o pozorování Leonid v listopadu 1930 zmiňuje se o výsledku pozorování tohoto roje létavic v cizině, hlavně v Americe, kde bylo pozorováno až 120 létavic za hodinu. Maximum se tentokráte opozdilo proti očekávání o několik dní. Dále referoval o kometě 1930/ (Nakamura) a o nově objevených planetoidách. Počet malých planet
dostoupil do polovice roku 1930 čísla 1156. Konečně referoval o nové éfemeridě planetoidy Eros, vypočítané na základě jejího pozorování v po slední době. Dr. Nechvíle upozorňuje na vzácné uznání, kterého se dostalo prof. Nušloví za sestrojení cirkum zenitálu a za krásné výsledky, dosažené límto strojem. Mme. Edmée Chandon z P ařížské observatoře požádala v po sledních dnech D ra Nechvíleho, aby ji obstaral od prof. D ra Frant. Nušla popis přístroje a postup měření cirkumzenitálem, o kterém hodlá referovati ve svém díle o průchodních strojích. Dále referuje o přípravách k foto grafickému sledování planetky E ros na Lidové hvězdárně Šteíánikově. Všechny přípravné práce byly již vykonány a bylo započato již s pokus nými snímky. Nepříznivé počasí však fotografování znemožnilo a proto byl získán pouze jediný dobrý pokusný snímek (Plejády). Děkuje v.šetn za po moc v přípravných pracích a přeje si jen dobrého počasí. K práci má již zajištěnu pomoc několika členů. O bjektivy stro je jsou výborné a visuální obrazy planet a Měsíce jsou velice čisté a ostré. Hlavní část program u této schůze měl pan předseda Dr. Fr. Nušl. P řednášel o nové teorii o vý voji světů podb knihy S ira Jam esa .leanse: >The M ysterious Universe«. Jeans se domnívá, že planety se vytvořily při přiblížení se dvou sluncí a odloučení se částí hmoty od obou. Proto domnívá se také, že je prav d ě podobně ve Vesmíru velmi málo obydlených planet, nebo žádné, ježto ta kové přiblížení se dvou sluncí nemůže často nastati, ježto jsou hvězdy od sebe příliš vzdáleny. Jeans odhaduje, že mezi 10.000 hvězdam i je asi jen jediná, kde by snad byl život, ježto, pro rozvoj organického života jsou nutný určité podmínky tepelné a hustoty hmoty. Na počátku své p řed nášky poděkoval pan předseda Dr. Nechvílemu a všem jeho spolupracov níkům za pečlivou přípravu k fotografování Erose a naznačil, podaří-li se vykonati v ytčený úkol, že to bude míti pro Společnost i pro astronomii veliký význam . I kdyby však se z nějaké příčiny nic nepodařilo, pak je tu ten zisk, že alespoň přístroj je připraven a vyzkoušen. To je již cenný výsledek společné nám ahy, neboť ustavení a dobrá příprava stroje k foto grafování oblohy je už veliký kus práce. Vedle knihy Jean so v y upozornil pan předseda také na knihu: »Handbuch der Astrophysik«, která je dílem několika vynikajících astronom ů a je jednou z nejlepších knih o astrofysice. Příspěvky do Société astronomique de France bude letos opětně Spo lečnost posílati hromadně. Kdo je členem a přál by si zaslati příspěvky prostřednictvím naší adm inistrace, nechf pošle složenkou Společnosti (č. 42.628, Česká astronom ická společnost v P raze) Kč 47•—. Kdo nemá naší složenky, může obnos poslati bianco - složním listem , k te rý může koupiti na poště a napíše na něj jen uvedené číslo a jméno majitele účtu. Příspěvkové známky na členské legitimace budou vy d áv án y pražským členům při předložení legitimace a potvrzení o zaplacení příspěvku na běžný rok. Venkovským členům znám ky na legitimace poštou zasílány nebudou. Populární hvězdářské rozpravy. K četným dotazům oznamuje ^Knihovna přátel oblohy«, že bude pokračovati ve vydáv án í dalších sešitů sbírky »PopuIární hvězdářské rozpravy« ihned, jakmile to finanční pom ěry dovolí a podle toho, jak jednotliví autoři připraví své spisy do tisku. V ydavatel ství je nvní úplně zaneprázdněno vydáváním astronom ických pohlednic, po kterých bylo ze řad členstva rovněž voláno a hlavně vydáním Novákovy nástěnné mapy. Novákova nástěnná mapa severní oblohy již vyšla a byla všem při hlášeným rozeslána. Mapa je velice zdařilá, tisk čistý a dokonalý, takže bude nejen výbornou pomůckou pro školy (podlepená na plátně), ale i pěk nou ozdobou bytu našich členů-am atérů. zvláště těm, kteří již mají Andě lovu mapu Měsíce. Té je tato nástěnná mapa vhodným protějškem . P ro členy byla vydána mapa na kartoně. Členské schůze Společnosti, V únoru bude členská schůze dne 9. února o 19. hodině v I. posluch. filos. fakulty v Klementinu, další schůze budou 9. března a 13. dubna. N avštěvujte pravidelně tyto schůze!______________ Majitel a vydavatel Česká společnost astronom ická v P raze IV. Petřín. Odpovědný redaktor Dr. Otto Seydl, astronom státní hvězdárny, P rah a I, Klementinum. — Tiskem knihtiskárny Jednoty čsl. matematiků a fysiků, Praha-Žižkov. Husova 68.
