Ottův slovník naučný/Vidmo
Vidmo viz .

. První, kdo v. stálic vedle videm oběžnic pozoroval, byl  (v. Siria, Castora, Polluxe, Capelly, Betelgeuze). Donati pozoroval v-ma několika stálic, ale udaje jeho jsou nedokonalé, teprve Huggins a Miller pracovali přístroji dokonalejšími, jakož i Wolf, Rayet, Rutherfurd, pak Secchi, a jejich práce jsou již cenné. Huggins a Miller zobrazovali v-ma některých jasných stálic kartograficky jako Kirchhoff učinil s v-mem slunečním a hleděli srovnáváním čar vyzkoumati prvky v jejich ovzduší obsažené. Již oni soudili pravděpodobně, že všechny stálice možno srovnati se sluncem co do poměrů fysických. Rutherfurd rozpoznal 3 různé typy videm stálic. Secchi r. 1863 rozeznával dva typy, r. 1866 tři, r. 1868 čtyři: Typus I.: Hvězdy barevné s velmi širokými pruhy ve v-mu (α Orionis, α Scorpii, β Persei a j.). Typus II.: Hvězdy bílé (slabě barvené) s jemnými čarami ve v-mu (α Ursae maj., β Aquilae, Capella, Procyon a j.). Typus III.: Hvězdy modré se silnou čarou F a dvěma silnými pruhy ve fialové části vidma (Hγ a Hδ) mimo velmi jemné čáry jevící se však jen u nejjasnějších hvězd (Sirius, Wega, α Aquilae.). Typus IV.: Hvězdy se 3 jasnými pruhy oddělenými tmavými mezerami, nejjasnější pruh je zelený. Jasnosti pruhů přibývá od strany fialové až náhle zanikne. — Třídění Secchiho je ryze formální. Zöllner první poukázal k tomu, že v rázu v-ma hvězd jeví se stupeň vývoje jejich. Myšlenky této uchopil se též H. C. Vogel a ta vedla ho na základě rozsáhlých pozorování ke třídění hvězd a jejich videm, jež skoro všeobecně bylo přijato, totiž na 4 hlavní třídy s několika odděleními. První výklad tohoto roztřídění stálic podle videm podal Vogel r. 1873 (»Astr. N.« č. 2000.) Když později zdařilo se fotografovati v-ma stálic, hlavně části fialové a ultrafialové, bylo lze stanoviti jemnější rozdíly. I tato badání potvrdila myšlenku, že ve v-mech stálic obrážejí se různé doby (fase) vývoje:

 I.: Hvězdy s v-mem skoro nepřetržitým, zvláště jasným v části modré a fialové se všemi temnými čarami vodíkovými, které vynikají nad čáry kovův, ale samy nejsou ostré, nýbrž temné, široké čáry absorpční. Hvězdy ve vysokém žáru, hvězdy nejmladší.

a) 1. V-ma jen s temnými širokými čarami vodíkovými (α Leonis, β Librae, α Ophiuchi). 2. V-ma, v nichž vedle čar vodíkových patrny jsou i čáry jiných kovů, zvláště calcia, magnesia a natria, ale nikoli čáry plynu cleveitu; čára calcia λ = 3934 je velmi ostrá. 3. V-ma, v nichž čára λ = 3934 je skoro stejně silná jako vodíkové, čára cleveitu není znatelná, za to čáry jiných kovů (zvláště železa).

b) V-ma s vynikajícími čarami vodíku, ale i čarami cleveitu, zvláště λ 4026, 4472, 5016, 5876 (D3), mimo to čáry calcia, magnesia, natria a železa, na př. β, γ, δ, ε Orionis, α Cygni, γ Cassiopejae.

c) 1. V-ma s jasnými čarami vodíku. 2. V-ma, v nichž vedle čar vodíku ještě jasné čáry cleveitu (D3), calcia, magnesia a jiných kovů se jeví. (β Lyrae).

 II. Hvězdy s v-my, v nichž čáry kovové jsou velmi zřetelné; části modré a fialové ne tak jasné; v částech méně lomivých vyskytují se slabé pruhy. U hvězd těchto pokročilo ochlazení dále, kovové páry způsobují veliký počet čar absorpčních (hvězdy žluté).

a) V-ma s četnými čarami kovovými, zvláště nápadnými v části žluté a zelené. Čáry vodíkové jsou dosti silné, ale ne tak široké jako u tř. Ia; sem náleží slunce, Capella, Arcturus, Aldebaran a j. (Secchi II.)

b) V-ma, v nichž vedle temných čar a jednotlivých slabých pruhů též jasné čáry se jeví. V. skládá se vlastně ze tří složek: z v-ma spojitého, které způsobuje žhavá fotosféra, z v-ma absorpčního, které pochází asi od atmosféry nižší teploty a z v-ma emissního, jehož vznik asi je přičísti neobyčejně mocnému obalu z neznámých plynů, který objímá atmosféru absorpční. Sem náležejí nejspíše t. zv. hvězdy nové, jež náhle na nebi vzplanou, na př. T Coronae, hvězdy typu Wolf-Rayetova v Labuti, R Geminorum (měnlivá), η Argus.

 III. Hvězdy, v jejichž v-mu zříti je vedle čar temných ještě četná pásma tmavá (Banden) a části lomivější v-ma jsou nápadně slabé.

a) V-ma, v nichž vedle temných čar jsou tmavá pásma, z nichž nejnápadnější jsou ve stranu fialovou temná a ostře omezená, na stranu červenou bledá, přecházející v sousedící světlou čásť v-ma. Počet nejvýznačnějších pruhů absorpčních je 9. Měření délek vln pruhů těch vykonali H. C. Vogel a Dunér. (α Herculis, α Orionis, β Pegasi, Secchiho typ III.). V. skvrn slunečních podobá se tomuto v-mu. Z toho se soudí, že povrch hvězd těch jest asi v tom stavu, jako skvrny sluneční. Do této třídy náleží veliký počet hvězd měnlivých s dlouhou periodou a nepravidelných.

b) V-ma jako u třídy předešlé, ale omezení tmavých pásem jest opačné, k červené straně ostře, k části fialové jsou bledá a nenáhle přecházejí v jasné v. (Secchiho typ IV.). Známy jsou jen slabší hvězdy tohoto typu; jsou vesměs více méně červené. Zásluhou F. Krügera a T. E. Espina známe skoro všechny hvězdy až po 9. vel. s v-my pásmovými, typ III a) a b) severně od rovníku. Je jich asi 1800. Spektrofotografické badání, které počato bylo hvězdárnou Harvardskou, náleží k nejobsáhlejším a nejdůležitějším pracím devatenáctého století. Tato hvězdárna převzala úkol prozkoumati celé nebe spektrograficky pomocí fotografie. V Cambridgei (Sev. Am.) a v Arequipě (Peru) od r. 1891 fotografují se v-ma hvězd a tisíce desk uloženo je již v ohnivzdorných místnostech v Cambridgei. R. 1888—91 vykonáno fotografování videm hvězd jasnějších v Postupimi, kteréž výsledky diskutoval prof. Scheiner.

Zvláštní v. jeví ζ Puppis, fotografované v Arequipě. V. je spojité a v něm 3 soustavy čar. Čáry vodíkové a čára K jeví se temné jako v typu I., pak je viděti dvě jasné čáry λ 4652 a 4698 a konečně řadu čar s délkami vln λ 3814, 3857, 3923, 4028, 4203, 4505. Tyto poslední čáry příslušejí podle E. Pickeringa neznámému prvku. Je pravděpodobno z fotografií videm, že v atmosférách některých hvězd je přítomen kyslík a dusík. Huggins nalezl ve v-mech β Orionis a β Lyrae u čáry K asi 10 čar náležejících kyslíku. Podobně jeví Bellatrix a Riegel a j. hvězdy temné čáry souhlasící s nejsilnější čarou dusíku (λ 3995). Huggins pokládá tedy přítomnost kyslíku a dusíku na těchto hvězdách za pravděpodobnou. Podobně to tvrdí F. Mc Clean o β Crucis a též D. Gill. Tento shledal i čáru uhlíkovou λ 4267·2 a magnesiovou λ 4481·17. W. Hugginsovi podařilo se fotografovati oddělené v-ma několika hvězd podvojných. Podvojná 12 Canum jeví v obou složkách typus I., γ Leonis při obou typ II., u β Cygni jsou v-ma různá, hlavní hvězda má v. II. tř., průvodce I. tř.

O vlivu rotace stálic na rozšíření čar v-ma uvažoval první W. Abrey r. 1877. Vykládal tím způsobem rozšíření čar vodíkových ve v-mech třídy I. a dokonce z hodnoty rozšíření odvozoval střední dobu rotace. Prof. Vogel upozornil však, že toto jinak správné mínění není u hvězd I. třídy z několika příčin přípustno, hlavně proto, že by rozšíření k vůli rotaci nastati musilo u všech čar v-ma a nemohly by ostré, úzké čáry existovati vedle širokých vodíkových. Tato námitka byla tehdy zcela oprávněna. Ale zatím zdokonalily se přístroje optické a zvláště fotografie stala se velmi cennou pomůckou badací a tím se stalo, že i prof. Vogel má rozšíření čar následkem rotace za pravdě podobné u α Aquilae, β a δ Leonis, snad i β Cassiopejae. Kdyby rychlost rotační na rovníku hvězdním činila jen 27 km ve vteřině, nastalo by splývání čar v částech v-ma čarami bohatých. Tato rychlost jest jen dvakrát tak veliká jako na rovníku Jupitera, není tedy nemožná. Spektroskopem lze rozeznati hvězdy podvojné. Tak rozložil r. 1889 H. C. Vogel měnlivou β Persei (Algol), v téže asi době Edw. Pickering pozoroval na fotogr. v-mu ζ Ursae, že čára K je někdy podvojná, někdy nejasná, pak opět jednoduchá a ostrá a že změna se děje za 52 dní. Vyložil úkaz na základě Dopplerova principu, předpokládaje, že ζ Ursae je podvojná, opticky přímo nerozlučitelná s dobou oběhu 104 dní. Téhož roku sl. A. C. Maury nalezla na fotografiích Harvardské hvězdárny, že ve v-mu β Aurigae jeví se zdvojené čáry. Z pošinutí čar možno vypočísti i rychlost postupného pohybu celé soustavy a relativní rychlosti složek, dále i hmotu soustavy. H. C. Vogel dokázal dále spektrograficky pohyb ve dráze u α Virginis. Jmenované tři hvězdy jsou typické pro 3 třídy, ve které se podvojné spektroskopické dělí, totiž: 1. Hlavní hvězda jasná, průvodce poměrně tmavý, rovina dráhy jeho nalézá se ve směrnici k zemi, tak že hlavní hvězda bývá průvodcem periodicky zakrývána. 2. Jako u třídy první, ale rovina dráhy průvodce je nakloněna tak ke směrnici k zemi, že průvodce hlavní hvězdu nezakrývá. 3. Dvě jasné hvězdy pohybující se kolem společného těžiště. Do třídy 1. náležejí všechny měnlivé typu Algolu. Do třídy 2.: α Virginis, β Lyrae, δ Cephei, η Aquilae, α1 Geminorum, η Pegasi, χ Draconis, ο Leonis, ζ Geminorum, ϑ Ursae maj., i Pegasi, ϑ Draconis, ε Librae, β Capricorni, h Draconis, λ Androdae, ε Ursae min., ω Draconis, α Ursae min., υ Sagittarii, β Herculis, δ Orionis, ε Leonis. Z třídy 3. jsou dosud známy: ζ Ursae maj., β Aurigae, μ1 Scorpii, A. G. C. 10534 (Puppis), β Lupi, α Aurigae.

Spektroskopické pozorování hvězd umožnilo určiti mimo zdánlivé rychlosti i skutečné rychlosti ve směrnici k zemi a to na základě  (v. t.). První to zkusil P. Secchi, po něm Huggins, Vogel a Lohse. U 51 hvězd určen byl takto vlastní pohyb v Postupimi, a to tak přesně, jak to dotud nebylo možno. U některých hvězd shledány rychlosti neočekávaně veliké, u ξ Herculis − 70 km, u η Cephei − 86·8 km (− značí vzdalování). Tato čísla arci se zmenší na – 53 km a – 53 km, přihlédneme-li k pohybu slunce prostorem a předpokládáme-li jeho rychlost 17 km a Apex α =267°, δ = + 36°. Až budou rychlosti velikého počtu hvězd známy, bude lze i souditi o pohybu slunce prostorem světovým určitěji.

. Podle pozdějších výzkumů Vogela (1893) v.  souhlasí úplně s v-mem jasného nebe, tedy slunečním. Podařilo se mu identifikovati 28 čar. Také u  Vogel, Huggins a Secchi shledali úplný souhlas s v-mem slunečním, zjistivše přes 500 čar souhlasných. V.  (viz , str. 893 b) pozorovali Rutherfurd, Huggins, Secchi a Vogel. V Postupimi bylo v. r. 1892 a 1894 fotografováno a srovnáno 75 čar mezi čarami K a F a neshledána odchylka. Campbell srovnával r. 1894 v. Marta s v-mem Měsíce a neshledal žádného rozdílu. Z pozorováni těch nabyl Campbell přesvědčení, že by nebyl mohl přehlédnouti vliv ovzduší, které by jevilo 1/4 vlivu pohlcujícího atmosféry zemské. Vogel shledal v listopadu 1894 skupiny čar δ a α velmi zřetelné ve v-mu Marta, slabé ve v-mu měsíce. Huggins r. 1894 myslí, že viděl ve v-mu Marta čáru absorpční mezi λ 5860 a λ 5840, která není tellurická. Viditelnost této čáry podléhá změnám, které prý souvisí se změnami atmosféry na Martu. V.  viz t., str. 147 b. V.  (viz , str. 686) pozorovali nejprve Rutherfurd a Secchi, pak Huggins. Nejpřesnější měření vykonal Vogel. Většina čar souhlasí s čarami vidma slunečního. V méně lomivé části je několik čar a zvláště tmavé pásmo v červené části (λ 6178·5), z něhož lze souditi na silné pohlcování světla slunečního v atmosféře Jupitera. Také toto v. bylo několikráte fotografováno a neshledána odchylka od v-ma slunečního. Více než 100 čar bylo srovnáno. A. Bělopolskij určil v Pulkově rychlost rotační spektroskopem, výsledek je 6 zem. mil. a z toho lineární rychlost 11·42 km. S rotační dobou 9 hod. 55 min. a nejnovějším průměrem obdržíme lineární rychlost na rovníku 12·1—12·8 km za vteřinu, rozdíl je tedy malý a byl by ještě menší, kdyby měření průměru pro lom v atmosféře jeho nedávala hodnotu vesměs větší, než skutečnou.

V.  pozoroval Vogel a shledal souhlas s v-mem slunečním až na několik pásem v části červené a oranžové. Tato souhlasí se skupinami čar absorpčních ovzduší zemského až na silné pásmo λ 6182. Modré a fialové paprsky jsou v atmosféře Saturnově rovnoměrně pohlcovány, což je zvláště nápadné ve v-mu temného pásu rovníkového. Souhlasí tedy v. Saturnovo s Jupiterovým. Ve v-mu kruhů schází tento význačný pás v části červené aneb jest jen nepatrně znatelný, z čehož Vogel soudil, že kruhy obklopeny jsou jen nízkou nebo málo hustou vrstvou plynů. To potvrdil i prof. Keeler Lickovým refraktorem a fotografický snímek 40palcovým refraktorem Yerkesovým. Huggins pořídil r. 1887 a 1889 fotografie v-ma, na nichž je znáti čáry Hγ, G, H, K a dvě skupiny v části ultrafialové. Snímek pořízený v Postupimi 17. břez. 1892 podává 30 čar Fraunhoferových a nejeví nijakou úchylku od v-ma slunečního. O rotaci kruhů Saturna poučily nás spektroskopické výsledky, které obdrželi Jones a E. Keeler. Otáčejí-li se kruhy jako celek kolem Saturna, musí býti rychlost vnějšího kraje větší než vnitřního. Pozůstávají-li však kruhy ze shluku jednotlivých tělísek, musí naopak vnitřní kraj otáčeti se rychleji než vnější. Čáry v-ma budou tedy příslušně pošinuty a fotografie v-ma může rozhodnouti, které mínění souhlasí se skutečností. Prof. Keeler fotografoval v. Saturna a kruhů 9. a 10. dub. 1895. Fotografie jeví zřetelně nejen relativní pošinutí čar kruhů, které přísluší opačnému pohybu obou uch, ale sklon čar ukazuje, že vnější konce jsou méně pošinuty než vnitřní, z čehož jde, že kruhy skládají se z oddělených částí, které jako shluky meteorů krouží kolem Saturna. Měření udává rychlost kraje Saturna 10·3 km, střední rychlost kruhu 18·0 km, výpočet 10·3 km a 18·8 km. Souhlas je tedy překvapující. Tyto výsledky potvrdili W. W. Campbell na Lickově hvězdárně (rychlosti 9·77 km a 17·37 km, rozdíl rychlostí mezi vnitřním a zevním krajem 3·13 km), dále Deslandres, Bělopolskij (9·4 km, 21·0 km, 15·5 km).

Ve v-mu  (viz , str. 215 a) viděl nejprve Secchi několik temných pásem, přesnější pozorování vykonali Huggins a Vogel. Fotografické snímky v-ma v Postupimi r. 1892 neukazují ani čar absorpčních ani jasných (jak tvrdil Lockyer), ale za to četné čáry Fraunhoferovy. S tím souhlasí prof. Keeler. Témuž podařilo se viděti spojitá v-ma obou zevních družic.

V.  viz , str. 206 a.

 viz .

Literatura: Vogel, Untersuchungen über Spektra der Planeten (Lip., 1874); Scheiner, Spektralanalyse d. Gestirne (t., 1890); Gruss, Z říše hvězd (Praha, 1894); Klein, Handbuch d. allg. Himmelsbeschr. (Brunšvik,1901) a j. VRý.

Astronomie v Ottově slovníku naučném
Fyzika v Ottově slovníku naučném