81 
našeho od jednoho konce zemské dráhy až ke druhému, kterážto obě místa vzdálena jsou 
od sebe přes 40 milionů mil, spůsobí měnitelný úhel při. stálicích, jehož pomocí bychom 
vzdálenost jejich od nás mohli určili. Jakkoli. však zdokonaleny a zostřeny jsou pro- 
středky pozorování a měření, nepodařilo se doposavad hvězdářům, přijíti v tomto ohledu 
k nějakému posilivnímu a shodujícímu se výsledku, při vší ostrosti, s jakou pozorování 
tato se dála. Cesta, jakou při tom hvězdáři nastupují, jest velmi jednoduchá. Pomy- 
sleme si pozorovatele, hledícího v jižním směru na velmi vzdálený vrchol hory; mezi 
pozorovatelem a horou nechať leží kostelní věž, na pohled trochu k západu. Změní-li 
pozorovatel stanovisko své, postoupna trochu na západ, tedy zdáti se bude vzdálenost 
hory od věže menší; pakli se k východní straně uchylí, bude tato vzdálenost větší. 
Rozumí se, že při slejné změně slanoviště vzdálenost blíže ležících předmětů na pohled 
více se měnili bude nežli vzdálenost odlehlejších, tedy že podle zdánlivé změny vzdá- 
lenosti nějakého předmělu vypočísli se dá jeho skutečná vzdálenost od nás. 
Poměry zcela podobné nalezají se na nebi: země!, jak již zmíněno, probíhá 
v prostoru kruh mající 40 milionů mil v průměru, a možná tedy pozorovati hvězdy z roz- 
ličných, daleko od sebe vzdálených stanovišť. Nalezá-li se tedy vedle některé hvězdy 
první velikosti jiná, maličká hvězda, která tedy na samém konci naší soustavy se nalezá 
a za nesmírně vzdálenou považovati se musí, jak to n. p. při hlavní hvězdě lýry se na- 
lezá : tedy v tom čase, co země běh svůj vykoná, změní bližší hvězda v ohledu na vzdá- 
lenější poněkud místo své, kteroužto změnu když změříme, obdržíme vypočtením odleh- 
lost hvězdy. Tím spůsobem pozorováno více hvězd, i snaženo se určiti změnu jejich 
polohy, a však snahy tyio doposavad k žádnému jistému výsledku nevedly. Jediný ru- 
ský hvězdář Struve nalezl s jakousi podobností, že naprostá vzdálenost od nás největších 
hvězd jest skoro milionkrát tak veliká, jako vzdálenost slunce od země. Jediný prostře- 
dek, jímž můžeme chápali velikost takovýchto prostor, nalezáme v čase, jejž potřebuje 
světlo, aby je proběhlo. Jak známo, proběhne světlo v jedné sekundě 42.000 mil, i po- 
třebovalo by ledy více než deset let, aby se od hvězd první velikosti dostalo k nám. 
Jaké vzdálenosti musíme tedy přijmouti pro ony nesčíslné hvězdy velikosti na pohled 
menší, jaké nám odhaluje teleskop! Dejme lomu, že světlost nějaké hvězdy jakékoli ve- 
likosti obnáší polovičku světlosti jiné na pohled nejblíže větší hvězdy, tedy shledáme;, že 
hvězda první velikosti musela by býti 362krát tak vzdálena, aby se objevovala co hvězda 
šestnácté velikosti, jaká skrze silný dalekohled vždy ještě dobře jest viditelna. Z toho 
následuje, že mezi nesčíslným množstvím slálic mnoho jich býli musí, jejichž svěllo po- 
třebuje při nejmenším tisíc let, aby k nám došlo, a že tedy, když je pozorujeme a jejich 
zvláštnosti a proměny zaznamenáváme, skutečně jenom podivným spůsobem poznáváme 
onen stav, v jakém se nalezaly před tisíci lety. 
A však ani v ohledu velikosti stálic nedávají nám dalekohledy žádného přímého 
poučení, I zde musíme se, spokojiti pouhým přibližováním. I skrze nejsilnější daleko- 
hledy objevují se hvězdy pouze co světlé tečky bez měřitelné rozsáhlosti. Kdyby pak 
hvězdy první velikosti, jejichž pravdě podobná vzdálenost obnáší přes 20. bilionů mil, 
měly zdánlivý poloměr jen jediné sekundy, přece by skutečný jejich poloměr byl mno- 
hem větší nežli při slunci. 
Nasloupena jest však ještě jiná cesta ku poznání pravé velikosti stálic. Vůdcem 
při tomto, vyšetřování byla síla světlosti hvězd. Nalezeno totiž zkouškami, že světlo Si- 
Tia, nejjasnější lo hvězdy, má se k světlu slunečnímu jako 4 k 200,000,000,000, © Aby 
Živa 1855. 6 
