82 
nám tedy slunce neobjevilo se jasnější nežli Sirius, muselo by od nás 141,400krát tak 
vzdálené býti jako skutečně jest. Přijmeme-li ale, že vzdálenost Siria musí býti při nej- 
menším 200,000krát tak veliká jako vzdálenost slunce: tedy vyplývá z toho, že nejskro- 
vněji počítáno světlo skutečně od Siriusa vycházející alespoň dvakrát tak silné býti musí 
jako světlo sluneční, čili že Sirius vyrovná se alespoň dvěma sluncím, a však zdá Se, 
že jest mnohem větší. 
Zatím však jest u hvězdářů obyčej, rozdělovati hvězdy dle zdánlivé jejich jasno- 
sti na třídy, které jejich velikostmi nazýváme. O nejjasnějších hvězdách pravíme, že 
mají první velikost. Ty, které mají o tolik slabší světlost, že rozdíl ten znamenati se 
dá, jsou druhé velikosti, a tím spůsobem jde stupňování až k hvězdám šesté a sedmé 
velikosti, do kterýchžto tříd náležejí nejmenší hvězdy, které ještě prostým okem v nej- 
tmavější noci při úplně jasném nebi rozeznati můžeme. Pomocí dalekohledů pokračuje 
se ještě dále v tomto roziřidění hvězd dle stupně jejich jasnosti a viditelnosti, a pozo- 
rovatelé, užívající velmi silných nástrojů, rozeznávají hvězdy od 8. — 16. velikosti. Ale 
není žádného důvodu, abychom tuto stanovili jakési určité meze, poněvadž každé zvý- 
šení síly dalekohledů, jakého docíleno bylo poznenáhlým pokrokem optiky, vždy obje- 
vovalo na nebi outlejší předměty prv neviditelné. Hvězd první velikosti počítáme 18, 
druhé velikosti 55, třetí 191 atd. 
Co se lýče poměrů stálic v ohledu na jejich pohyby, pokládalo by se snad z po- 
čátku za věc nejjednodušší a nejpodobnější, že původně každé slálici vykázáno jest ur- 
čité místo v prostoru světovém, aby tam nepohnutě trvala. Ale veliké odkrytí Her- 
schelovo, že jsou hvězdy, které se okolo společného těžiště svého pohybují, rozšířilo tížní 
sílu i na nesmírnou říši stálic, čímž takřka nuceni jsme, přičítati všem stálicím pohybo- 
vání kruhové neb elliptické kolem nějaké střední tečky, poněvadž dle vzájemného se 
přitahování bylo by se jinak státi muselo spojení nebeských těles, anebo by se aspoň 
k tomu směřovati muselo, což přímo odporuje dosavadnímu pozorování. Nutnost ústřed- 
ního slunce byla z této příčiny dávno uznána, a jednotliví hvězdáři vyslovili i domnění 
svá o místě, kde by se nalezati mělo, jakož jmenovitě ukazováno na shvězdění Persea. 
Obdoba s naší sluneční soustavou žádala by, aby ústřední tělo hvězdní soustavy 
v poměru k ostatním hvězdám mělo převahu velikosti, a jest otázka, zdali která z hvězd, 
ježto na nebi spatřujeme, s touto výminkou se srovnává, jmenovitě pak na blízku Per- 
sea nenalezá se nižádná zářící hvězda, Proto připadli někteří hvězdářové na domněnku, 
že stálice pohybují se kolem společného svého těžiště čili že střed jejich pohybů jest 
toliko smyšlený, kdežto jiní za lo měli, že oustřední těleso nemusí nevyhnutelně býli 
samosvitné a tedy nám viditelné. Věc tato nesáhala přes domněnky, když Mádler r. 1846 
podrobně s ní zanášeli se počal. Slavělť se při tom na sadu přísně odůvodněnou, že, 
kdyby jak naše slunee tak i ostatní hvězdy obcházely kolem společného středu, musely 
by se pozorovati jisté proměny v těchto pohybech. Pozorujmež se stanoviště svého 
ústřední těleso, i bude se nám zdáti, jakoby toto samo pochybovalo se s touž rychlostí, 
která přináleží naší sluneční soustavě. Hvězdy za ústředním tělesem se nalezající mu- 
sejí pro větší svou vzdálenost zdánlivě slabší pohybování míli, což také platí o hvězdách 
za námi se nalezajících, poněvadž s námi v stejném směru pokračují; za to ale objeví 
se nám na levo a na pravo nejsilnější pohybování. Mádler vyvinul tyto poměry a uká- 
zal, kterak se v rozličných vzdálenostech od ústředního tělesa utvořiti musí. Když po- 
tom se pokusil, nabyté tak poukázky obráliti na nebe, přišel k výsledku, že ústřední 
