Ottův slovník naučný/Vidmo

Ottův slovník naučný
Vidlonožci	Vidmo	Vidmojev

Údaje o textu
Titulek:	Vidmo
Autor:	Václav Rosický
Zdroj:	Ottův slovník naučný. Dvacátýšestý díl. Praha : J. Otto, 1907. S. 669–671. Dostupné online.
Licence:	PD old 70
Heslo ve Wikipedii: Elektromagnetické spektrum
Související články ve Wikipedii: Spektrální čára

Vidmo viz Spektrum.

V-ma hvězd. První, kdo v. stálic vedle videm oběžnic pozoroval, byl Frauenhofer (v. Siria, Castora, Polluxe, Capelly, Betelgeuze). Donati pozoroval v-ma několika stálic, ale udaje jeho jsou nedokonalé, teprve Huggins a Miller pracovali přístroji dokonalejšími, jakož i Wolf, Rayet, Rutherfurd, pak Secchi, a jejich práce jsou již cenné. Huggins a Miller zobrazovali v-ma některých jasných stálic kartograficky jako Kirchhoff učinil s v-mem slunečním a hleděli srovnáváním čar vyzkoumati prvky v jejich ovzduší obsažené. Již oni soudili pravděpodobně, že všechny stálice možno srovnati se sluncem co do poměrů fysických. Rutherfurd rozpoznal 3 různé typy videm stálic. Secchi r. 1863 rozeznával dva typy, r. 1866 tři, r. 1868 čtyři: Typus I.: Hvězdy barevné s velmi širokými pruhy ve v-mu (α Orionis, α Scorpii, β Persei a j.). Typus II.: Hvězdy bílé (slabě barvené) s jemnými čarami ve v-mu (α Ursae maj., β Aquilae, Capella, Procyon a j.). Typus III.: Hvězdy modré se silnou čarou F a dvěma silnými pruhy ve fialové části vidma (H_γ a H_δ) mimo velmi jemné čáry jevící se však jen u nejjasnějších hvězd (Sirius, Wega, α Aquilae.). Typus IV.: Hvězdy se 3 jasnými pruhy oddělenými tmavými mezerami, nejjasnější pruh je zelený. Jasnosti pruhů přibývá od strany fialové až náhle zanikne. — Třídění Secchiho je ryze formální. Zöllner první poukázal k tomu, že v rázu v-ma hvězd jeví se stupeň vývoje jejich. Myšlenky této uchopil se též H. C. Vogel a ta vedla ho na základě rozsáhlých pozorování ke třídění hvězd a jejich videm, jež skoro všeobecně bylo přijato, totiž na 4 hlavní třídy s několika odděleními. První výklad tohoto roztřídění stálic podle videm podal Vogel r. 1873 (»Astr. N.« č. 2000.) Když později zdařilo se fotografovati v-ma stálic, hlavně části fialové a ultrafialové, bylo lze stanoviti jemnější rozdíly. I tato badání potvrdila myšlenku, že ve v-mech stálic obrážejí se různé doby (fase) vývoje:

Třída I.: Hvězdy s v-mem skoro nepřetržitým, zvláště jasným v části modré a fialové se všemi temnými čarami vodíkovými, které vynikají nad čáry kovův, ale samy nejsou ostré, nýbrž temné, široké čáry absorpční. Hvězdy ve vysokém žáru, hvězdy nejmladší.

a) 1. V-ma jen s temnými širokými čarami vodíkovými (α Leonis, β Librae, α Ophiuchi). 2. V-ma, v nichž vedle čar vodíkových patrny jsou i čáry jiných kovů, zvláště calcia, magnesia a natria, ale nikoli čáry plynu cleveitu; čára calcia λ = 3934 je velmi ostrá. 3. V-ma, v nichž čára λ = 3934 je skoro stejně silná jako vodíkové, čára cleveitu není znatelná, za to čáry jiných kovů (zvláště železa).

b) V-ma s vynikajícími čarami vodíku, ale i čarami cleveitu, zvláště λ 4026, 4472, 5016, 5876 (D₃), mimo to čáry calcia, magnesia, natria a železa, na př. β, γ, δ, ε Orionis, α Cygni, γ Cassiopejae.

c) 1. V-ma s jasnými čarami vodíku. 2. V-ma, v nichž vedle čar vodíku ještě jasné čáry cleveitu (D₃), calcia, magnesia a jiných kovů se jeví. (β Lyrae).

Třída II. Hvězdy s v-my, v nichž čáry kovové jsou velmi zřetelné; části modré a fialové ne tak jasné; v částech méně lomivých vyskytují se slabé pruhy. U hvězd těchto pokročilo ochlazení dále, kovové páry způsobují veliký počet čar absorpčních (hvězdy žluté).

a) V-ma s četnými čarami kovovými, zvláště nápadnými v části žluté a zelené. Čáry vodíkové jsou dosti silné, ale ne tak široké jako u tř. Ia; sem náleží slunce, Capella, Arcturus, Aldebaran a j. (Secchi II.)

b) V-ma, v nichž vedle temných čar a jednotlivých slabých pruhů též jasné čáry se jeví. V. skládá se vlastně ze tří složek: z v-ma spojitého, které způsobuje žhavá fotosféra, z v-ma absorpčního, které pochází asi od atmosféry nižší teploty a z v-ma emissního, jehož vznik asi je přičísti neobyčejně mocnému obalu z neznámých plynů, který objímá atmosféru absorpční. Sem náležejí nejspíše t. zv. hvězdy nové, jež náhle na nebi vzplanou, na př. T Coronae, hvězdy typu Wolf-Rayetova v Labuti, R Geminorum (měnlivá), η Argus.

Třída III. Hvězdy, v jejichž v-mu zříti je vedle čar temných ještě četná pásma tmavá (Banden) a části lomivější v-ma jsou nápadně slabé.

a) V-ma, v nichž vedle temných čar jsou tmavá pásma, z nichž nejnápadnější jsou ve stranu fialovou temná a ostře omezená, na stranu červenou bledá, přecházející v sousedící světlou čásť v-ma. Počet nejvýznačnějších pruhů absorpčních je 9. Měření délek vln pruhů těch vykonali H. C. Vogel a Dunér. (α Herculis, α Orionis, β Pegasi, Secchiho typ III.). V. skvrn slunečních podobá se tomuto v-mu. Z toho se soudí, že povrch hvězd těch jest asi v tom stavu, jako skvrny sluneční. Do této třídy náleží veliký počet hvězd měnlivých s dlouhou periodou a nepravidelných.

b) V-ma jako u třídy předešlé, ale omezení tmavých pásem jest opačné, k červené straně ostře, k části fialové jsou bledá a nenáhle přecházejí v jasné v. (Secchiho typ IV.). Známy jsou jen slabší hvězdy tohoto typu; jsou vesměs více méně červené. Zásluhou F. Krügera a T. E. Espina známe skoro všechny hvězdy až po 9. vel. s v-my pásmovými, typ III a) a b) severně od rovníku. Je jich asi 1800. Spektrofotografické badání, které počato bylo hvězdárnou Harvardskou, náleží k nejobsáhlejším a nejdůležitějším pracím devatenáctého století. Tato hvězdárna převzala úkol prozkoumati celé nebe spektrograficky pomocí fotografie. V Cambridgei (Sev. Am.) a v Arequipě (Peru) od r. 1891 fotografují se v-ma hvězd a tisíce desk uloženo je již v ohnivzdorných místnostech v Cambridgei. R. 1888—91 vykonáno fotografování videm hvězd jasnějších v Postupimi, kteréž výsledky diskutoval prof. Scheiner.

Zvláštní v. jeví ζ Puppis, fotografované v Arequipě. V. je spojité a v něm 3 soustavy čar. Čáry vodíkové a čára K jeví se temné jako v typu I., pak je viděti dvě jasné čáry λ 4652 a 4698 a konečně řadu čar s délkami vln λ 3814, 3857, 3923, 4028, 4203, 4505. Tyto poslední čáry příslušejí podle E. Pickeringa neznámému prvku. Je pravděpodobno z fotografií videm, že v atmosférách některých hvězd je přítomen kyslík a dusík. Huggins nalezl ve v-mech β Orionis a β Lyrae u čáry K asi 10 čar náležejících kyslíku. Podobně jeví Bellatrix a Riegel a j. hvězdy temné čáry souhlasící s nejsilnější čarou dusíku (λ 3995). Huggins pokládá tedy přítomnost kyslíku a dusíku na těchto hvězdách za pravděpodobnou. Podobně to tvrdí F. Mc Clean o β Crucis a též D. Gill. Tento shledal i čáru uhlíkovou λ 4267^·2 a magnesiovou λ 4481^·17. W. Hugginsovi podařilo se fotografovati oddělené v-ma několika hvězd podvojných. Podvojná 12 Canum jeví v obou složkách typus I., γ Leonis při obou typ II., u β Cygni jsou v-ma různá, hlavní hvězda má v. II. tř., průvodce I. tř.

O vlivu rotace stálic na rozšíření čar v-ma uvažoval první W. Abrey r. 1877. Vykládal tím způsobem rozšíření čar vodíkových ve v-mech třídy I. a dokonce z hodnoty rozšíření odvozoval střední dobu rotace. Prof. Vogel upozornil však, že toto jinak správné mínění není u hvězd I. třídy z několika příčin přípustno, hlavně proto, že by rozšíření k vůli rotaci nastati musilo u všech čar v-ma a nemohly by ostré, úzké čáry existovati vedle širokých vodíkových. Tato námitka byla tehdy zcela oprávněna. Ale zatím zdokonalily se přístroje optické a zvláště fotografie stala se velmi cennou pomůckou badací a tím se stalo, že i prof. Vogel má rozšíření čar následkem rotace za pravdě podobné u α Aquilae, β a δ Leonis, snad i β Cassiopejae. Kdyby rychlost rotační na rovníku hvězdním činila jen 27 km ve vteřině, nastalo by splývání čar v částech v-ma čarami bohatých. Tato rychlost jest jen dvakrát tak veliká jako na rovníku Jupitera, není tedy nemožná. Spektroskopem lze rozeznati hvězdy podvojné. Tak rozložil r. 1889 H. C. Vogel měnlivou β Persei (Algol), v téže asi době Edw. Pickering pozoroval na fotogr. v-mu ζ Ursae, že čára K je někdy podvojná, někdy nejasná, pak opět jednoduchá a ostrá a že změna se děje za 52 dní. Vyložil úkaz na základě Dopplerova principu, předpokládaje, že ζ Ursae je podvojná, opticky přímo nerozlučitelná s dobou oběhu 104 dní. Téhož roku sl. A. C. Maury nalezla na fotografiích Harvardské hvězdárny, že ve v-mu β Aurigae jeví se zdvojené čáry. Z pošinutí čar možno vypočísti i rychlost postupného pohybu celé soustavy a relativní rychlosti složek, dále i hmotu soustavy. H. C. Vogel dokázal dále spektrograficky pohyb ve dráze u α Virginis. Jmenované tři hvězdy jsou typické pro 3 třídy, ve které se podvojné spektroskopické dělí, totiž: 1. Hlavní hvězda jasná, průvodce poměrně tmavý, rovina dráhy jeho nalézá se ve směrnici k zemi, tak že hlavní hvězda bývá průvodcem periodicky zakrývána. 2. Jako u třídy první, ale rovina dráhy průvodce je nakloněna tak ke směrnici k zemi, že průvodce hlavní hvězdu nezakrývá. 3. Dvě jasné hvězdy pohybující se kolem společného těžiště. Do třídy 1. náležejí všechny měnlivé typu Algolu. Do třídy 2.: α Virginis, β Lyrae, δ Cephei, η Aquilae, α¹ Geminorum, η Pegasi, χ Draconis, ο Leonis, ζ Geminorum, ϑ Ursae maj., i Pegasi, ϑ Draconis, ε Librae, β Capricorni, h Draconis, λ Androdae, ε Ursae min., ω Draconis, α Ursae min., υ Sagittarii, β Herculis, δ Orionis, ε Leonis. Z třídy 3. jsou dosud známy: ζ Ursae maj., β Aurigae, μ¹ Scorpii, A. G. C. 10534 (Puppis), β Lupi, α Aurigae.

Spektroskopické pozorování hvězd umožnilo určiti mimo zdánlivé rychlosti i skutečné rychlosti ve směrnici k zemi a to na základě Dopplerova principu (v. t.). První to zkusil P. Secchi, po něm Huggins, Vogel a Lohse. U 51 hvězd určen byl takto vlastní pohyb v Postupimi, a to tak přesně, jak to dotud nebylo možno. U některých hvězd shledány rychlosti neočekávaně veliké, u ξ Herculis − 70 km, u η Cephei − 86^·8 km (− značí vzdalování). Tato čísla arci se zmenší na – 53 km a – 53 km, přihlédneme-li k pohybu slunce prostorem a předpokládáme-li jeho rychlost 17 km a Apex α =267°, δ = + 36°. Až budou rychlosti velikého počtu hvězd známy, bude lze i souditi o pohybu slunce prostorem světovým určitěji.

V-ma oběžnic. Podle pozdějších výzkumů Vogela (1893) v. Merkura souhlasí úplně s v-mem jasného nebe, tedy slunečním. Podařilo se mu identifikovati 28 čar. Také u Venuše Vogel, Huggins a Secchi shledali úplný souhlas s v-mem slunečním, zjistivše přes 500 čar souhlasných. V. Marta (viz Mars, str. 893 b) pozorovali Rutherfurd, Huggins, Secchi a Vogel. V Postupimi bylo v. r. 1892 a 1894 fotografováno a srovnáno 75 čar mezi čarami K a F a neshledána odchylka. Campbell srovnával r. 1894 v. Marta s v-mem Měsíce a neshledal žádného rozdílu. Z pozorováni těch nabyl Campbell přesvědčení, že by nebyl mohl přehlédnouti vliv ovzduší, které by jevilo ¹/₄ vlivu pohlcujícího atmosféry zemské. Vogel shledal v listopadu 1894 skupiny čar δ a α velmi zřetelné ve v-mu Marta, slabé ve v-mu měsíce. Huggins r. 1894 myslí, že viděl ve v-mu Marta čáru absorpční mezi λ 5860 a λ 5840, která není tellurická. Viditelnost této čáry podléhá změnám, které prý souvisí se změnami atmosféry na Martu. V. Měsíce viz t., str. 147 b. V. Jupitera (viz Jupiter, str. 686) pozorovali nejprve Rutherfurd a Secchi, pak Huggins. Nejpřesnější měření vykonal Vogel. Většina čar souhlasí s čarami vidma slunečního. V méně lomivé části je několik čar a zvláště tmavé pásmo v červené části (λ 6178^·5), z něhož lze souditi na silné pohlcování světla slunečního v atmosféře Jupitera. Také toto v. bylo několikráte fotografováno a neshledána odchylka od v-ma slunečního. Více než 100 čar bylo srovnáno. A. Bělopolskij určil v Pulkově rychlost rotační spektroskopem, výsledek je 6 zem. mil. a z toho lineární rychlost 11^·42 km. S rotační dobou 9 hod. 55 min. a nejnovějším průměrem obdržíme lineární rychlost na rovníku 12^·1—12^·8 km za vteřinu, rozdíl je tedy malý a byl by ještě menší, kdyby měření průměru pro lom v atmosféře jeho nedávala hodnotu vesměs větší, než skutečnou.

V. Saturna pozoroval Vogel a shledal souhlas s v-mem slunečním až na několik pásem v části červené a oranžové. Tato souhlasí se skupinami čar absorpčních ovzduší zemského až na silné pásmo λ 6182. Modré a fialové paprsky jsou v atmosféře Saturnově rovnoměrně pohlcovány, což je zvláště nápadné ve v-mu temného pásu rovníkového. Souhlasí tedy v. Saturnovo s Jupiterovým. Ve v-mu kruhů schází tento význačný pás v části červené aneb jest jen nepatrně znatelný, z čehož Vogel soudil, že kruhy obklopeny jsou jen nízkou nebo málo hustou vrstvou plynů. To potvrdil i prof. Keeler Lickovým refraktorem a fotografický snímek 40palcovým refraktorem Yerkesovým. Huggins pořídil r. 1887 a 1889 fotografie v-ma, na nichž je znáti čáry H_γ, G, H, K a dvě skupiny v části ultrafialové. Snímek pořízený v Postupimi 17. břez. 1892 podává 30 čar Fraunhoferových a nejeví nijakou úchylku od v-ma slunečního. O rotaci kruhů Saturna poučily nás spektroskopické výsledky, které obdrželi Jones a E. Keeler. Otáčejí-li se kruhy jako celek kolem Saturna, musí býti rychlost vnějšího kraje větší než vnitřního. Pozůstávají-li však kruhy ze shluku jednotlivých tělísek, musí naopak vnitřní kraj otáčeti se rychleji než vnější. Čáry v-ma budou tedy příslušně pošinuty a fotografie v-ma může rozhodnouti, které mínění souhlasí se skutečností. Prof. Keeler fotografoval v. Saturna a kruhů 9. a 10. dub. 1895. Fotografie jeví zřetelně nejen relativní pošinutí čar kruhů, které přísluší opačnému pohybu obou uch, ale sklon čar ukazuje, že vnější konce jsou méně pošinuty než vnitřní, z čehož jde, že kruhy skládají se z oddělených částí, které jako shluky meteorů krouží kolem Saturna. Měření udává rychlost kraje Saturna 10^·3 km, střední rychlost kruhu 18^·0 km, výpočet 10^·3 km a 18^·8 km. Souhlas je tedy překvapující. Tyto výsledky potvrdili W. W. Campbell na Lickově hvězdárně (rychlosti 9^·77 km a 17^·37 km, rozdíl rychlostí mezi vnitřním a zevním krajem 3^·13 km), dále Deslandres, Bělopolskij (9^·4 km, 21^·0 km, 15^·5 km).

Ve v-mu Urana (viz Uran, str. 215 a) viděl nejprve Secchi několik temných pásem, přesnější pozorování vykonali Huggins a Vogel. Fotografické snímky v-ma v Postupimi r. 1892 neukazují ani čar absorpčních ani jasných (jak tvrdil Lockyer), ale za to četné čáry Fraunhoferovy. S tím souhlasí prof. Keeler. Témuž podařilo se viděti spojitá v-ma obou zevních družic.

V. Neptunovo viz Neptun, str. 206 a.

V-ma vlasatic viz Vlasatice.

Literatura: Vogel, Untersuchungen über Spektra der Planeten (Lip., 1874); Scheiner, Spektralanalyse d. Gestirne (t., 1890); Gruss, Z říše hvězd (Praha, 1894); Klein, Handbuch d. allg. Himmelsbeschr. (Brunšvik,1901) a j. VRý.