Ottův slovník naučný/Venuše (Krasopaní)

Z Wikizdrojů, volně dostupné knihovny
Skočit na navigaci Skočit na vyhledávání
Údaje o textu
Titulek: Venuše (Krasopaní)
Autor: Václav Rosický
Zdroj: Ottův slovník naučný. Dvacátýšestý díl. Praha : J. Otto, 1907. S. 556–558. Dostupné online.
Licence: PD old 70
Heslo ve Wikipedii: Venuše (planeta)
Související články ve Wikipedii:
Přechod Venuše

Venuše (♀, Krasopaní) je podle vzdálenosti od slunce druhou oběžnicí. Hmota V. rovná se 1/406750 hmoty sluneční. Dráha její je málo výstředná (e = 0·00682), siderický oběh trvá 224·7 dne (čili 224 dní 16 hod. 49 min. 8 vt.), průměrná vzdálenost od slunce 0·7233322 vzdálenosti země čili 107,535.000 km. Rovina dráhy nakloněna je k rovině dráhy zemské jen o 3° 23·6’. Zdánlivý průměr ve střední vzdálenosti od slunce 17·55’’, skutečný 12.145 km. Poněvadž vzdálenost V. od země kolísá mezi 41 a 246 milliony km, mění se také zdánlivý průměr mezi 65·2’’ a 9·5’’. S tím souvisí také změny jasnosti a bylo shledáno, že za 220 dní jasnost V. kolísá jen něco málo než o 1 velikost. Jasnost její může předčiti jas všech ostatních hvězd a může býti časem tak veliká, že lze viděti V-ši pouhým okem na blízko slunce, a to až do 10° od slunce při dolní a na 5° při horní konjunkci (ovšem v horách, nikoli na blízku velikého města). Viditelné vidmo V. je podle Vogla a j. celkem vidmo sluneční. Pro pozorování teleskopické je V. málo přízniva, nutno se obmeziti nejvíce na pozorování denní, poněvadž blízko obzoru vadí nejen malá výška oběžnice, ale i veliký jas, a je třeba užiti temných skel. Hustota V. činí 0·807 hustoty země, čili 4·44 vzhledem k vodě. Síla tíže jest 0·802 tíže zemské a urychlení při volném pádě jen 7·m. Krychlový obsah je 0·975 obsahu zemského. Délka perihélu: 130° 9’ 49’’, délka uzlu vystupujícího 75° 46’ 49’’, střední pohyb denní 5767’ 67’’. Poněvadž V. obíhá kolem slunce uvnitř dráhy zemské, nemůže se zdánlivě od slunce více odchýliti než o 48° na východ neb západ. Na východě od slunce je V. večernicí (Hesperus), na západě jitřenkou (Lucifer). Brzy po východní a před západní největší odchylkou (elongací) V. zdá se státi a na blízku dolní konjunkce obrací se, koná pohyb zpětný. Také jeví se na ní měny osvětlení jako na měsíci. Jen je-li v horní konjunkci, je plně osvětlena, ale při tom nejdále od země vzdálena. Nejkrásněji jeví se úzký srp 35 – 40 dní před dolní konjunkcí nebo po ní; průměr jeho je pak asi 50’’ a v průhledném ovzduší (v Chile a Persii) bývá prý srp ten i pouhým okem viděti. Dalekohledem lze sledovati srp až blízko kotouče slunečního (při dolní konjunkci), kdy se jeví jako teninká jasná nitka. Na blízku rohů (pólů) shledal nejprve Gruithuisen v pros. 1813 jasné skvrny. Fontana zpozoroval 25. pros. 1645 na blízku jižního rohu temnou skvrnu, později Dom. Cassini viděl několik jasných míst na oběžnici a také temné skvrny. Ukázalo se, že skvrny ty pokračují na kotouči směrem rotace od západu k východu. Z této změny skvrn jakož i ze změn na rozích srpu soudilo se na rotační dobu. Tato určena byla různě: od starších pozorovatelův i některých novějších na asi 24 hod., od Schiparelliho pravděpodobně na 224·7 dne. Ale určení to je posud nejisté a příčinou toho je, že skvrny jsou tak málo zřetelné (většina skvrn je následkem přechodův osvětlení), že pozorovatel snadno může se klamati a že tu tedy platí o pozorovateli Vergiliův výrok: »aut videt aut vidisse putat.« R. 1790 Schröter objevil na konci rohů jakési popelavé světlo, jako by rohy na neosvětlenou čásť kotouče byly prodlouženy. Vykládá světlo to za soumrak v ovzduší V. Mínění to podporováno jest úkazem podobným při přechodu V. před sluncem, kdy se jeví temný kotouč obklopen jemným svitem. Na hranici světelné a na koncích rohů jeví se mnohé nepravidelnosti, hranice jeví se často zubatou. Neosvětlenou čásť kotouče bývá někdy viděti slabým, popelavým světlem, asi jako u měsíce. Zdá se, že úkaz ten je viděti jen při velmi průhledném vzduchu, a není vyloučeno, že vidíme temný kotouč jen následkem jasnějšího pozadí. Dlouho se myslilo, že V. má také družici, a někteří hvězdáři (v XVII. a XVIII. stol.) udávali, že ji spatřili. P. Stroobant pečlivým rozborem pozorování těch však ukázal, že zaměněna byla vždy nějaká stálice s domnělou družicí, a poněvadž i všestranné pátrání po ní při zatměních slunce zůstalo bez úspěchu, není o tom pochyby, že V. družice nemá.

Č. 4588. Měny a poměrné velikosti Venuše.

Přechází-li V. před sluncem, promítá se na kotouč sluneční jako kotouč úplně černý. Kdyby V. se pohybovala ve dráze zemské, nastal by při každé dolní konjunkci (kdy má oběžnice stejnou geocentrickou délku se sluncem a stojí mezi sluncem a zemí) přechod V. Doba mezi dvěma po sobě jdoucími přechody téže oběžnice rovnala by se synodickému oběhu, činila by tedy u V. 583·92 dne. Ale poněvadž dráha V. je ke dráze země o 3·4° nakloněna, bude tato oběžnice v dolní konjunkci přecházeti nad sluncem nebo pod ním. Přechod před sluncem nastane jen tehdy, bude-li se oběžnice nacházeti blízko jednoho uzlu, t. j. blízko bodu, kde dráha její protíná rovinu dráhy zemské; pak přímka spojující nějaký bod země s V-ší bude mířiti na slunce a pozorovatel na onom místě země uvidí temný kotouč oběžnice promítati se na slunce. Trigonometrickým výpočtem přesvědčíme se, že V. nesmí býti vzdálena od uzlu v délce více než 1° 47’, má-li přechod ještě nastati (u Merkuru 3° 29’). Tím se vysvětluje, že přechody V. jsou dosti vzácné, připadnou na 240 let jen 4. Poněvadž prostým okem není kotouč V. před sluncem viděti, nevěděli ve starém věku ničeho o přechodech této oběžnice ani o přechodu Merkura. První takový přechod Merkura předpověděný Keplerem pozoroval Gassendi v Paříži 7. list. 1631. Důležitější jsou přechody V. Edmund Halley poukázal totiž u příležitosti přechodu Merkura 7. list. 1677, že přechody podávají nám výborný prostředek, určiti parallaxu sluneční (v. t.). Kepler upozornil na přechod V. 6. pros 1631, který však nebyl v Evropě viditelný. Následující přechod 4. pros. 1639 přehledl Kepler, ale anglický farář Jeremiáš Horrox jej vypočetl a pozoroval v Hooleu. Přechody V. opakují se po uplynutí 8, 1051/2, 8, 1211/2, 8, pak opět po 1051/2 letech atd. a připadají na prosinec a červen. Poslední přechody V. udály se 8. pros. 1874 a 6. pros. 1882 a byly hvězdáři na četných místech pozorovány. Nejbližší přechod nastane až 8. čna 2004, druhý 6. čna 2012. Při přechodě takovém možno změřiti průměr oběžnice, ale ukázalo se, že pro irradiaci (přezařování) slunce obdrží se hodnota menší než z pozorování jiných. Dále jsou tyto přechody důležity proto, že dovolují opraviti theorii pohybu oběžnice. Také o fysických vlastnostech (ovzduší) mohou poskytnouti zprávy. Takový přechod počíná se zevním dotekem krajů V. a slunce, pak následuje dotek vnitřní, po nějakém čase druhý dotek vnitřní a konečně druhý zevní. Není tak snadno přesně stanoviti čas doteků zevních pro vlnění krajů následkem neklidu vzduchu atd. Užijeme-li ku pozorování dalekohledu s malým otvorem, povstane úkaz nazvaný Bailyho kapky (viz Baily beads). VRý.