313 



v přísluní svém, shledáme, že slejně počínajíc od punktů jarní a podzimní rovnoden- 

 nosti k oběma stranám g neočekávanou pravidelností se množí, až v letním a zimním 

 slunovratu nejhojněji se ukazují. Něco podobného pozoruje se při skloncích drah ko- 

 metních k ekliptice. Nejčetnější jsou sklonky 45", po obou stranách pak umenšují se. 

 Tylo věci nedopouštějí o tom pochybovati, že v drahách komelních jsou jisté poměry, 

 které však teprv budoucně mnohým a bedlivým pozorováním a vypočítáváním vyskou- 

 mati se musejí. 



Jiní hvězdářové, zavedeni patrnou a úplnou rozdílností komet od planet, vyslo- 

 vili domněnku, že komety jsou těla nebeská, nacházející se v první době svého útvaru, 

 klerá později v planety se promění. Souvisíf mínění toto s jiným všeobecnějším, dle 

 něhož všecka těla nebeská v rozličných dobách své jsoucnosti také rozličné podoby na 

 se berou, tak že během času děje se přechod od planet k slunci a t. d., jakož neméně 

 i mlhoviny nebeské nalézají se v takové přechodní době , představujíce roztroušené 

 látky budoucích stálic. 



A však, jakkoliv krátká ta doba, z níž máme pozorování hvězdářská, bez- 

 pečně spolu porovnati se dající, dokonce nestačí k důkazu, že svrchu dotčených proměn 

 nestává, proto že ještě pozorovány nebyly: nesmí bez povšimnutí zůstati ta okolnost, 

 že v přírodě ani jediný zjev domněnku takovou nepotvrzuje. Naopak dá se nepodobnost 

 takových proměn a přechodů ve zvláštním tomto případu též následující úvahou ukázati. 

 Jsou-li komety k tomu určeny, aby se někdy planetami staly, tož i nynější planety mu- 

 sely druhdy býti kometami. S přirozeností planet ale nesrovnává se veliká výstředivost 

 komelních drah. Tyto výstředivosti byly by se musely velmi zmenšiti, ješto však nelze 

 tomu připustiti, aby při všech planetách, které někdy kometami býti musily, toto zmen- 

 šování těch výstředivosti již docela bylo přestalo : tedy musela by se aspoň nějaká stopa 

 toho ubývání nalézati. Toho však naskrze není, a pozoruje se jediné periodické ko- 

 lísání výstředivosti v jistých určitých mezech. 



Ještě více však odporuje svrchu uvedené domněnce zpáteční běh některých 

 komet od východu k západu. Jestif theoricky nemožno, aby zpětběžná dráha proměnili 

 se měla v pravoběžnou, jakou naskrze mají všecky planety. Jsou tedy komety netoliko 

 podstatou a způsobou svou, nýbrž i během svým od planet tak rozdílný, že přechod 

 naskrze žádný nemůže místa míti. 



Sotva již lze pochybovati o tom, že všecky komety pohybují se okolo slunce ve 

 schodnicích, v nejhojnějších ale případech jsou tyto schodnice tak roztáhlé, že ani s ji- 

 stotou nemůžeme udali, jak daleko zabíhají do prostoru a jak dlouho trvá oběh. Vi- 

 díme totiž komety pro velmi slabé jejich světlo toliko na blízku slunce, tedy jenom 

 v malinké čásli jejich dalekosáhlých drah ; a jak mile vzdalují se od slunce, a tedy 

 rovněž také od země , ukrývají se i nejlepším našim dalekohledům. Tato nepříznivá 

 okolnost hlavně překáží pořádnému vypočtení oběhu jejich okolo slunce. Proto roz- 

 cházejí se hvězdářové tak velice v udáváni oběžního času komet, pohybujících se 

 v drahách výstředních. Pro kometu od r. 1769 nalezl Lexell oběžní čas 400 let, kdežto 

 Bessel, který pozorování svá s obzvláštní pečlivostí konal, udal týž čas na 2089 let. 

 Tento poslední ukázal také, že pochybení v pozorování jen o 5 sekund dělá v oběžním 

 čase již rozdíl 400 let. Tento příklad — a podobných dalo by se více uvésti — stačí 

 k dokázaní, jak těžko jest určiti oběžní čas komet, když tento více století obsahuje. 



