page0023

—    19 —

IV — 0-20 sek., VI — 050 sek., VII — 1*30 sek., VIII — 300 sek., IX — 8‘00 sek., X — 2000 sek., XI — 5000 sek., XV — 33 minut, XVI — I godz. 23 minut¹),

. W miarę atoli postępu w budowie szkieł optycznych, kiedy to coraz inne szczegóły, rzec nawet można: nowe światy odsłaniały się przed zdumionem okiem człowieka, udoskonalać się musiało i pojęcie rozmiarów przestrzeni, przez te światy zajętej. Prosty przykład może najlepiej nas o tern pouczyć. Wiadomo, że średnica pozorna słońca ukazuje się nam średnio pod kątem 32'; im więcej będziemy się oddalać od słońca, tern mniejszy będzie kąt widzenia średnicy słońca. Przypuśćmy, że zamiast z ziemi, odległej od słońca 20 X 10⁶ mil geogr., spoglądać będziemy na słońce z Neptuna, który jest najodleglejszą planetą, wówczas średnica słońca ukazałaby się pod kątem tylko 64", bo odległość Neptuna od słońca wynosi średnio 600 X 10⁸ mil. Obliczono, że gdyby słońce posunęło się na miejsce nam najbliższej gwiazdy stałej a Centauri lub 61 Łabędzia, przedstawiłoby się ono nam jako gwiazda V lub VI wielkości, a w miarę oddalania się coraz większego, byłoby słońce coraz mniej widzialne. Odległości gwiazd poszczególnych oceniać można podług wielkości ich paralaksy. Paralaksą roczną zwiemy kąt, pod którym w stosunku do połowy średnicy orbity (drogi) ziemskiej (na około słońca), obranej za podstawę kąta, widzieć można dane ciało niebieskie, lub kąt, pod którym z danej gwiazdy można widzieć promień orbity ziemskiej. Otóż dopiero astronom Bradley odkrył w r. 1727 fakt, że nie które gwiazdy mają paralaksę roczną różną od zera, i próbował oznaczać odległości gwiazd stałych, ale bezskutecznie. Początkowo próbowano oznaczyć paralaksę roczną gwiazd z absolutnych obserwacyi; jednak przy tych obserwacyach błędy instrumentalne bywają większe od paralaksy. Natomiast przy pomiarach różniczkowych, np. przy pomiarach kątowej odległości między dwiema blizkiemi gwiazdami, te błędy są małe i para-laksa daje się oznaczyć. Astronom Bessel zdołał przy pomocy przyrządu, zwanego heliometrem, a wynalezionego przez Frauen-hofera z Monachium, oznaczyć paralaksy bardzo wielu gwiazd odległych. Podług obliczeń Gilla i Elkina wypada, że a Cen-

*) Por. Pohle dz. w. prz. str. 127.

http://rcin.org.pl

2“