3 
námi pozorované stlumí. Tento výklad příslušnou přeměnou myšlénky 
pro Cepheidy Guthnickem v A. N., 4284 podané, byl by snad možný, 
kdyby nebylo té okolnosti, že obdobný případ u hvězdy RR Bootis mnou 
určený jest daleko více komplikován. Zde kolísají jak maxima, tak mi- 
nima a sice v tom smyslu, že slabšímu maximu předchází rovněž slabší 
minimum a tak jest vlastně celá křivka od určitého bodu náhle zatemněna. 
Podati výklad tohoto zjevu jest dosud liplně nemožno, a snad přinese 
trochu světla do tohoto problému moje studium této křivky ve světle 
ultrafialovém. Veškeré tyto změny právě proto, že dějí se dvoj periodicky, 
vyrovnávají se ve střední křivce světlosti, která probíhá úplně hladce, 
prozrazujíc ovšem velikými odchylkami mezi pozorováním a grafickým 
řešením nepřirozenost svého významu. Druhý případ, kde střední křivka 
světlosti vede k docela nesprávným závěrům, jest ten, kde absolutní 
světlost silně se mění a pozorování nejsou v různých epochách stejno- 
měrně rozdělena, při čemž současně různé epochy stejně nejsou zastoupeny. 
Pak ovšem methoda středních hodnot ztrácí svého oprávnění a užití její 
vede k výsledkům docela neoprávněným. Myslím, že mnohá sekundární 
oscillace v střední křivce světlosti, ač zdánlivě pozorováním doložena, padá 
na vi'ub užité methody zrovna tak, jako naopak mnohé obdobné zjevy, 
které nemají výslovné periodicity v střední křivce světlosti, budou po- 
tlačeny. Z toho patrno, že dosavadní rozdělení hvězd na základě střední 
křivky světlosti jest zejména v krátkoperiodických typech velmi ne- 
spolehlivo. Rovněž bude nutno stanovití hranici mezi dlouhopcriodickými 
Cepheidami a Geminidami ze strany jedné a krátkoperiodickými Mira- 
hvězdami ze strany druhé. Tak platila dosud hvězda RW Cassiopeiae 
za Mira-typus, kdežto střední křivka světlosti mnou odvozená ukazuje 
zřejmě na S-Cephei-typus, jehožto perioda jest poměrně dlouhá, obnášejíc 
14'80 dne. 
Povede-li ovšem methoda užitá Markwickem (British Astronomical 
Association) a Campbell-em (H. A.) k nesporným výsledkům, jest mi 
dosti pochybno. Seřadování výsledků několika pozorovateli získaných 
o jedné a téže epoše v střední křivku světlosti jest i v tom případu ne- 
bezpečno, kde bere se zřetel na osobní rovnici jednotlivých pozorovatelů. 
Redukce všech pozorování na ideálního středního pozorovatele trpí dle 
mého názoru tím předpokladem, že osobní konstanta pokládá se za ve- 
ličinu stálou, kdežto při pozorováních methodou Argelander-ovou jest 
tatáž komplikovanou funkcí jak světlosti, tak zvláště barevného tonu 
studovaných hvězd. Mají tudíž křivky světlosti touto addiční methodou 
získané cenu dosti omezenou a slouží více méně pouze k přesnějšímu 
určení jednotlivé epochy. 
S tohoto stanoviska zpracován byl materiál mnou získaný pro později 
uvedené hvězdy a výsledky zde dosažené umožňují srovnání s výsledky 
jiných pozorovatelů a určení vnitřní přesnosti jednotlivých řad. Střední 
hodnota stupně z 5000 mých pozorování odvozené obnáší 0'068 hvězdné 
VI. 
1 * 
