2 
pádech není ve skutečnosti ničím jiným než grafickým vyrovnáním jed- 
notlivých pozorovaných skupin, stanovití nej pravděpodobnější reelní 
průběh zjevu pozorovaného. Dlužno však na paměti míti, že pouze právě 
uvedená zkušenost o naprosté periodicitě jednotlivých fásí světelných 
opravňuje nás k tomu, abychom pozorování t. j. pozorované hodnoty, 
patřící různým epochám v střední čili normální hodnoty pomocí methody 
nej menších čtverců spojovali a takto získané normální body graficky 
v střední křivku světlosti vyrovnávali. Jest přůozeno, že jedině v těchto 
případech naprosto stejnoměrné periodičnosti světelných fásí tato methoda 
vede k výsledkům k další diskusi se hodícím, a myslím, že bude naprosto 
nevyhnutelno, celou tu velkou skupinu tak zvaných krátkoperiodických 
hvězd revidovati za tím účelem, které z nich patří Cepheidám neb Gemi- 
nidám a tyto s výše uvedeného stanoviska přesně prostudovati, čímž 
znalost naše o soustavě vesmíru znamenitě se rozšíří. Počet těchto hvězd 
bude velmi rychle vzrůstat!, neboť ty hvězdy proměnné, jichž perioda 
aneb multiplum periody leží blízko při 24^, nám dosud velmi snadno 
unikají. Docela jinaké poměry jsou při hvězdách Mira-typu. I zde vy- 
skytují se případy, kde absolutní světlost v jednotlivých fásích jest při- 
bližně stejná, případy tyto jsou velmi řídké, a nemáme nijaké záruky, 
že stav tento jest trvalý. Při bedlivějším studiu literatury nacházíme 
značné spory mezi jednotlivými pozorováními křivky světlosti v tom 
směru, že při jedné epoše označuje se, že křivka světlosti vykazuje sekun- 
dární oscillace nebo stagnace měny světelné, po nichž v jiné epoše není 
stopy. Druhý, vysoce drfležitý fakt jest ten, že konstatrrjeme často veliké 
rozdíly ve světlosti maxima a minima rr jednoho a téhož pozorovatele, 
ovšem pro různé epochy. Jsou-li tyto zjevy bezpečně zajištěny, jaký 
význam má potom střední křivka světlosti a k jakým úsudkům nás oprav- 
rruje? Pochybuji velice, že v těch případech střední křivka světlosti vůbec 
odpovídá něčemrr reelnímír, ve kterých jedná se o ony případy, při nichž 
se jedrrotlivé křivky ve svém průběhu silně liší. Zde jest křivka světlosti 
prázdný matematický útvar, který daleko neukazuje nějaké středirí zá- 
kladny v průběhu měny světelné, jak by se za to mělo. Případ takový 
representuje hvězda mnou pozorovaná RR Ursae majoris a sice v ná- 
sledujícím smyslu; Hvězda tato střídá svoji světlost téměř pravidelně tak, 
že maxima střídavě až o půldruhé velikosti se rozlišují, při čemž však 
jest velice zajímavo to, že světlá maxima jsorr ostrá, — zde výbuch svě- 
telný rychle stoupě do maxirrrální světlosti a rovněž tak rychle klesá. Při 
slabých maximech přibývá světlosti do rrrčité meze (11-í^) stejně rychle, 
načež postrrp měny světelné náhle se zarazí a táhloir, plochorr křivkorr 
maximum opisrrje. Není zde tedy celá fáse příshršné epochy zatemněna, 
nýbrž pouze určitá její část, což dovoluje nahlédnoirti alespoir z části do 
záhady za touto hvězdorr skryté. Mohlo by se usuzovat!, že světlá maxima 
dávají jakorrsi basi, ira které měna světelná probíhá a že v slabších epochách 
přistrrpuje sekundární zjev kosmický, který výbrrch světelný ve formě 
VI. 
