Ottův slovník naučný/Měsíc
| Ottův slovník naučný | ||
| Mesiáš | Měsíc | Mesić |
| Údaje o textu | |
|---|---|
| Titulek: | Měsíc |
| Autor: | Václav Rosický, Matouš Václavek |
| Zdroj: | Ottův slovník naučný. Sedmnáctý díl. Praha : J. Otto, 1901. S. 145–147. Dostupné online. |
| Licence: |  PD old 70 |
 Heslo ve Wikipedii: Měsíc |
|
Měsíc: 1. doba, za kterou Luna oběhne naši zemi. Poněvadž počátek a konec doby té lze rozmanitě ustanoviti, rozeznávají hvězdáři patero m-ů. M. siderický jest vlastní doba oběhu Luny vzhledem ke stálicím, t. j. doba, po které navrátí se Luna k téže stálici; obnáší 27d 7h 43m 11·43s = 27·3216607 dne. Má-li Luna s některou stálicí stejnou délku, má ji po m-i siderickém opět. Poněkud kratší jest m. tropický, čili čas, po němž má Luna opět touž délku, jako před ním, 27d 7h 43m 4·64s = 27·3215813 dne. Jarní bod, od něhož délky se čítají, couvá totiž ročně průměrně o 50·2″ na západ (viz Praecesse); to obnáší za siderický m. 3·76″; aby oblouk ten proběhla, potřebuje naše Luna 6·79s (vteřin časových), o to pak jest m. tropický kratší než siderický. M. synodický (lunace) je doba od úplňku k úplňku, průměrně 29d 12h 44m 2·8s = 29·5305877 dne. Za siderický m. postoupí totiž slunce na zdánlivé dráze své asi o 26·9° k východu a Luna potřebuje asi 2 dny 5 hod., aby je dohonila; o to je synodický m. delší než siderický. — M. dračí je čas, jenž uplyne od průchodu Luny uzlem k následujícímu průchodu týmž uzlem, prům. 27d 5h 5m 35·7s = 27·2122192 dne. Poněvadž spojnice obou uzlův otočí se za 18 let a skoro 219 dní (přesně za 6798·336 dne) o 360° od východu k západu, a vystupující uzel denně couvá o 3m 11s, nemusí Luna vykonati celý oběh, aby se k témuž uzlu vrátila. — M. anomalistický jest doba mezi dvěma průchody Luny přízemím, průměr. 27d 13h 18m 33·2s = 27·5545505 dne. Přímka, spojující přízemí a odzemí Luny (apsidy), otočí se skoro za 9 let (3231·5 dne) jednou od západu k východu, přízemí tedy předbíhá, pročež je m. tento delší než siderický. M-e kalendáře křesťanského neřídí se během Luny, jsou to m-e sluneční. Rozdělení 3651/4 dne roku na 12 měsíců bylo rozmanitě provedeno (v. Kalendář). — M. malý, doplňovací, sluje v několika kalendářích oněch 5 nebo 6 dní doplňkových, které následují po 12 měsících majících po 30 dnech a jimiž se rok končí. — M. prázdný sluje v roku měsíčním m. o 29 dnech. — M. periodický sluje m. siderický i tropický, ale rozeznává se průměrný neb pravý m. period. dle toho, míní-li se pohyb Luny střední (průměrný) nebo pravý.
2. M., družice nebo průvodce oběžnic. O jednotlivých m-ích v. příslušné oběžnice.
3. M. (Luna), průvodce naší země, obíhá kolem ní ve střední vzdálenosti 384.455 km = 60·2745 rovníkových poloměrů zemských za 27d 7h 43m 11·43s ve dráze elliptické, jejíž výstřednost je 0·054908; proto kolísá vzdálenost m-e od středu země mezi 407.110 a 356.650 km. Rovina dráhy měsíční nakloněna je průměrně o 5° 8′ 47·9″ k rovině ekliptiky, sklon ten kolísá mezi 5° 0′ a 5° 18′. Společné těžiště země a m-e je 81krát dále od středu m-e než od středu země, připadá tudíž ještě do země, avšak blíže ku povrchu než ke středu zemskému. Dráhu m-e vzhledem k slunci považoval ještě Kepler nesprávně za čáru vlnitou s body obratů, kdežto heliocentrická dráha m-e skutečně obrací k slunci stále stranu vydutou. Na vyobr. č. 2736. znázorněna jest tečkovanou čarou heliocentrická dráha m-e, plnou čarou dráha země. To způsobuje veliká rychlost země ve dráze (30krát větší než rychlost m-e) a malý poloměr dráhy měsíčné. Kotouč m-e jeví se při úplňku jako dokonalý kruh, průměry jsou ve všech směrech stejné. Z toho bychom soudili, že pravý tvar m-e jest dokonalá koule. Přesná měření neukázala zploštění, střední průměr obnáší ve všech směrech 31′ 8·2″. Byl-li m. kdysi tekutý, jest nám přiznati, že se průměr jeho přitažlivostí zemskou prodloužil ve směru středů země a m-e. Tedy by měl tvar vejčitý a větší osa směřovala by k zemi. Lagrange dokázal to theoreticky, a z fotografií m-e pořízených (Warrenem de la Rue) v příslušných polohách plyne měřením, že obnáší zvýšení polovice m-e k zemi obrácené nad vlastní plochu kulovou 0·07 poloměru m-e. Těžiště jeho připadá dle Hansena asi 59 km dále od středu země než střed. Skutečný průměr obnáší 3480 km, tedy 1/3·7 průměru zemského, povrch 1/13 a obsah 1/49 příslušných veličin země. Hmota dle Harknessa nejnověji určená rovná se 1/81·068 hmoty zemské, tedy jest hutnost m-e tvaru kulovitého 3·4krát větší než vody, asi jako flintového skla, granátu nebo diamantu. Tíže na m-i rovná se 1/6 tíže zemské. Nejstarší badatelé o m-i počínaje Hevelem mínili, že m. má své ovzduší, jiní opět (Herschel st.) to popírali. Poslední názor zvítězil. Kdyby bylo ovzduší, byly by i rozmanité úkazy lomu světla, jež bylo by lze pozorovati. Poloměr m-e vypočtený ze zakrytí hvězd byl by menší než přímo měřený, hvězdy bylo by nějaký okamžik ještě viděti, když již m. je zakryl atd. Dosud nezdařilo se něco takového pozorovati, a z toho plyne, že m. nemá ovzduší, jehož hustota byla by větší než 1/1000 hustoty ovzduší zemského. Také spektrální rozbor světla měsíčního (Huggins a Miller) vedl k výsledku, že není znatelného ovzduší na m-ci. Jeť světlo měsíční odražené světlo sluneční beze zvláštních čar absorpčních. Ani účinky soumraku nejsou na m-i patrny. S tím pak souvisí, že na m-i nejsou ani tekutiny, které by jinak se vypařily a ovzduší (mračna) utvořily. Proto tam nemohou býti též tvorové lidem podobní. Chová-li však m. přece nějaké plyny, pak snad největší čásť jich shromáždila se na zadní části m-e od nás odvrácené. Hansen má takové excentrické umístění hmot lehčích na m-i za možné a O. Lohse pokládá též za moudřejší představiti si ovzduší na jedné straně m-e, než domnívati se, že nechová plynů vůbec.
Podoby a běh m-e. Nejnápadnější úkazy, jež dovolují souditi o tvaru m-e, jsou světelné jeho změny (podoby, fase). Poněvadž při úplňku má podobu kotouče, domníváme se, že má tvar koule, a tuto domněnku stvrzují nám světelné podoby jeho. Jen poměrně krátkou dobu vidíme celý kotouč osvětlený, úplněk; nalézá se přesně naproti slunci (v opposici, rozdíl délek činí 180°) a nebylo by nikdy obě tělesa zároveň viděti, kdyby nebylo lomu světla v ovzduší, který někdy způsobí, že obě blízko obzoru současně uzříme. Vychází-li úplněk na př. 21. března o 6. hod. več. v bodě východním, zapadá slunce tou dobou v bodě západním. Úplněk svítí pak po celou noc, vrcholí asi 40° nad obzorem a zapadá v bodě západním právě, když slunce v bodě východním vychází. Druhého dne vyšel by m. asi o hodinu později a jižně od bodu východního, vrcholil by o něco níže a zapadl dříve. Po dvou, třech dnech zpozorovali bychom, že na pravém (západním) kraji není m. úplný, že světlý okraj jeho je méně zakřiven, jako by přináležel většímu kruhu. Ve příštích dnech vycházel by m. asi o 50 min. později a vždy více na jih od bodu východního, zapadal by o 50 minut dříve, při tom denního jeho oblouku by stále ubývalo, jakož i výšky v poledníku. Průměrně za 1/4 . 29·53d = 7d 9h 11m po 21. březnu scházela by pravá (západní) polovice kotouče, nastala by poslední čtvrť. M. přiblížil by se zatím ke slunci o 90°, tak že rozdíl délek činil by 90°, m. byl by se sluncem v kvadratuře. M. vycházel by o půlnoci, vrcholil o 6. hod. ranní a zapadal v poledne. Pak by se body východu a západu m-e opět blížily bodu východnímu a západnímu, východy by se stále opozďovaly a západy urychlovaly, osvětlené části m-e by stále ubývalo, světelná hranice (terminator) ohýbala by se dovnitř, m. nabýval by tvaru srpu, obráceného vypouklou stranou na východ ke slunci. Za 12 neb 13 dní po úplňku vycházel by m. jako úzký srp blízko bodu východního krátce před sluncem a mizel by pak ve světle denním. Průměrně za 14d 18h 22m po úplňku zmizel by nám m. úplně, vycházel a zapadal by současně se sluncem, nastal by nový m. (neomenie), m. a slunce měly by stejnou délku, m. by byl se sluncem v konjunkci. Za 2—3 dny po tom spatřili bychom m. opět na západě po západu slunce jako úzký světlý srp, obrácený vypouklou stranou na západ ke slunci. V dalších dnech přibývalo by výšky m-e i srpu a 7d 9h 11m po novém m-i jevil by se m. v první čtvrti, svítě od 6 h. večer do západu o půl noci. Pak by se hranice světelná v první čtvrti m. půlící ohýbala přes polovici, m. by se plnil a 14d 18h 22m po novém m-i, tedy po celých 291/2 dnech, nastal by opět úplněk, který by však nevycházel již přesně v bodě východním, nýbrž poněkud na jih. Tyto podoby opakují se v jednotlivých lunacích, ale liší se tím, že m. má rozličné denní oblouky. Je-li slunce nejvýše, úplněk je nejníže, a naopak.
Hlavní změny lze takto celkem vytknouti:
21. března nastanou nový m. a úplněk, je-li m. v rovníku, 1. čtvrť, je-li m. v obratníku Raka, poslední čtvrť, je-li v obratníku Kozorožce;
21. června nastane 1. a poslední čtvrť, je-li m. v rovníku, nový m. v obratn. Raka, úplněk v obratníku Kozorožce;
23. září nastanou nový m. a úplněk v rovníku, poslední čtvrť v obratníku Raka, první v obratníku Kozorožce;
21. pros. nastane 1. a posl. čtvrť v rovníku, nový m. v obratn. Kozorožce, úplněk v obratníku Raka.
Zaznamenáme-li místa m-e mezi hvězdami na hvězdné mapě, shledáme, že zdánlivá dráha m-e je největší kruh na báni nebeské, svírající s drahou slunce úhel asi 5°. Protilehlé průseky obou drah slovou uzly m-e; uzel výstupný ☊ sluje též dračí hlava, uzel sestupný ☋ dračí ohon. Nastane otázka, proč není dráha m-e vyznačena na hvězdných mapách? Poněvadž se z příčin výše naznačených neustále mění. O podobách m-e podal správný výklad již Pythagoras uče, že m. jest koule svítící světlem slunečním a že rozličné podoby nastávají změnami trojúhelníku tvořeného sluncem, zemí a m-em. Podoby m-e snadno lze napodobiti na kouli přiměřeně (jako sluncem) osvětlené, na niž se díváme se stanoviska, jaké by měla země. Slunce je tak vzdáleno od země a m-e, že paprsky jeho lze míti za rovnoběžné. Vyobr. č. 2737. vysvětluje povstání podob m-e. Poněvadž srp po novém m-i při vzrůstání osvětlené části má podobu ☽, začátečního písmene D od latinského Decresco (ubývám), a srp před novým m-em při ubývání podobu ☾, začátečního písmene C od Cresco (rostu), nazván byl m. nejstarším lhářem (Luna mendax).
Několik dní po novoluní vidíme vedle srpu i tmavou čásť m-e a zdá se nám, že tmavá čásť ohraničena jest menším kruhem než světlý srp; jest to následkem irradiace (v. t.). Tmavá čásť m-e má barvu popelavou (lumière cendrée); toto světlo popelavé pochází od slunečních paprsků odražených na zemi a osvětlujících m., jak poprvé vysvětlil veliký umělec Leonardo da Vinci.
Místopis. Prostým okem vidíme na m-i, zvláště při úplňku, velké šedé skvrny nebo plochy rozličně osvětlené, často ostře ohraničené, ze kterých se již před vynalezením dalekohledu soudilo, že na m-i jsou nepravidelnosti podobné jako na zemi. Temnější okrouhlá místa nazvána byla moři a světlejší pevninami. V prvním čase po objevení jich Galileim r. 1610, kdy tento ponejprv dalekohledem na nebe hleděl, považována byla ona temnější místa za skutečná moře, obklopená jasnějším kamením pevnin. Ačkoli později mínění toho bylo zanecháno, přece podrženo bylo ono označení. Lid viděl na m-i tahy lidského obličeje; jiní viděli ve skvrnách m-e celou lidskou postavu. Francouzi poznávali v podobě té Jidáše, Indové, Číňané, Japonci a Severoameričané viděli ve skvrnách antilopu, zajíce atd. Někteří učenci měli m. za jakési zrcadlo, v němž viděli obraz země. Avšak již Anaxagoras tvrdil, že m. je svět s horami a s údolími. Galilei shledal na m-i dalekohledem hory, jichž vrcholky leskly se ve slunci, kdežto úpatí byla ve stínu. Také viděl, že hranice světla na m-i není přímá, nýbrž nepravidelná čára, a soudil z toho, že na m-i jsou hory podoby kruhovité. První výkresy m-e, o něž se pokusili Galilei, Scheiner a Schyrlaeus de Rheita, byly nedokonalé. Lepší výkresy dělal Fontana od r. 1630. Kepler pokládal kruhovité valy za města luňanů. První mapu m-e máme od Van Langrena. Další práce toho druhu viz ve čl. Selenografie.
Rozmanité útvary povrchu měsíčního roztříditi můžeme pomocí četných vyobrazení rukou lidskou nebo světlem zachycených na 4 hlav. skupiny: a) roviny, b) kratéry, c) hory a d) brázdy. — Roviny zaujímají více než polovici povrchu a dělí se dle Hevela a Riccioliho na moře (maria), bažiny (paludes), jezera (lacus) a zálivy (sinus). Moře jsou veliké, tmavé, již prostému oku nápadné plochy, na počet 14. Jména hlavních moří jsou: Mare Crisium (m. nepokojů), Mare Fœcunditatis (m. hojnosti), M. Nectaris (m. božského nápoje), M. Tranquillitatis (moře klidu), M. Serenitatis (m. jasna), M. Vaporum (m. par), M. Frigoris (m. chladu), M. Imbrium (m. dešťů, největší, větší než Rakousko-Uhersko), M. Nubium (m. mračen), M. Humorum (m. vláhy) a Oceanus Procellarum (m. bouří). Bažin je 8, jezera a zálivy, obyčejně ve spojení s moři, jasnější a ne tak určitě omezené. Světlé roviny jsou řídké a méně rozsáhlé.
Kratéry jsou na m-i nejčastější a proto charakteristické útvary. Jsou to útvary celkem kruhovité, obklopené valy se sklonem malým na straně vnější, avšak strmé na straně vnitřní, mající ve středu jeden nebo více kuželů kratérových, nižších než valy. Podle velikosti a tvaru dělí se na roviny valové, horské prsteny, kruhová pohoří, roviny kratérové, vlastní kratéry a menší útvary, zvané jamky a kužele kratérové. Valové roviny mají rozmanitý tvar a vzhled, uchylují se skoro všechny od tvaru kruhového, některé, jako Clavius, Maginus, mají více než 200 km v průměru, nejmenší asi 60 km. Jsou to horské planiny, jejichž vnitřní plocha je značně nižší než okolí. Nejvíce jich jest na polokouli jižní. Někde jsou tak hustě pohromadě, že povstaly mnohoúhelníky; zvláště táhne se řada rovin valových od středu m-e (Hipparcha a Ptolemaea) až k Tychonovi. Mnoho rovin valových jest na okraji m-e. Na severu a na východě jsou řidší. Horské prsteny sestávají z vrchů mírně vysokých, uspořádaných kruhovitě. Kruhová pohoří jsou obklíčena pravidelnými valy, mají asi 40—80 km v průměru a vyskytují se často po dvou, jako Atlas a Hercules, Aristillus a Autolycus. Největší kruhová pohoří jsou Posidonis, Koperník, Tycho a Theophilus. Častěji než u rovin valových přichází uvnitř pohoří kruhových určitý kužel nebo několik jich, zřídka jednotlivý kratér. Kratéry vyskytují se více na hřbetě samém, jakož i zevně. Kruhová pohoří nalézají se všude na m-i, ačkoli rozličně změněna; na jihu jsou hustší, na severu ojedinělá. Kruhových pohoří je několik set. Počet všech kratérův páčí Schmidt při zvětšení 600násobném na 100.000. Mnoho tisíc malých nemůžeme ovšem ani spatřiti. Z toho jest patrno, že na m-i převládají pohoří kruhová, kdežto na zemi řadová. Skoro nesčetný je počet malých a nejmenších kratérů, jamek a kuželů kratérových, jejichž průměr obnáší sotva 1 km. Útvary na m-i označeny byly jmény útvarů zemských (na př. Alpy, Apenniny, Kavkáz atd.) nebo jmény vynikajících učenců, svatých atd. Na vyobr. č. 2738. znázorněno je Mare Crisium s nejbližším okolím. Obraz je obrácený jako ve hvězdářském dalekohledu; sever je dole, západ na levo. M. Crisium jest ovální, ostře ohraničená krajina na m-i při západním kraji, 3100 m2 veliká a prostým okem viditelná. Je-li světelná hranice ubývajícího m-e blízko západu, snadno lze poznati, jak příkře spadá krajní pohoří a jak hluboko leží vnitřní moře. Pak vyniká i ohromná hmota předhoří Agarum na jihu, jež se vypíná 3000 m nad povrch moře. Sestává z několika souběžných hřbetů. Na již. kraji moře jsou příkrá pohoří, vynikající do roviny jako předhoří; u větší ještě míře vidíme to na kraji severním, zvláště mezi Cleomedem a Macrobiem. Cleomedes jest podlouhlá, čtyřhranná, valová rovina na dolním (sev.) kraji moře, 126 km dl., uvnitř vidíme několik kuželů a kratérů. Macrobius je krásné, kruhové pohoří průměru 675 km a 4000 m hluboké, s malým kratérem na vých. valu. Macrobia vidíme na pravo od zpodní polovice moře. Pamětihodná jest jakási terrassa, táhnoucí se souběžně s východním okrajem moře od sev. až skoro k jihu. V moři vidíme nahoře poněkud na pravo menší kruhové pohoří Picard (47·5 km v prům.). Na horním kraji vyobrazení vidíme na pravo kruhové pohoří Taruntia (70·5 km v prům.) s horou uprostřed.
| MĚSÍC. | |
 |
 |
Na příloze vidíme m. přibývající (v levo) a ubývající (na pravo), oba obrazy jsou opět obráceny jako ve hvězdářském dalekohledu; sever je dole. Na obou naznačen je šipkami základní kratér »Mösting A«, za každého osvětlení zřetelně viditelný, od něhož se při vyměřování vychází. Vidíme tu zřetelně množství kratérů, zejména na hranici světelné, a na první pohled poznáváme, že na m-i kruhová pohoří převládají. Z moří tu vidíme na m-i přibývajícím na záp. (levém) kraji M. Crisium, nad ním M. Foecunditatis a dále na pravo M. Nectaris, pod těmi na východ od M. Crisium M. Tranquillitatis a pod ním M. Serenitatis; na m-i ubývajícím na severu (dole) úzkou skvrnu M. Frigoris, nad ním okrouhlou velkou skvrnu, kterou tvoří M. Imbrium v pravo (na dol. kraji oblouk na pravo je Sinus Iridum, na levo druhý oblouk a vedle něho valová rovina Plató, 96·4 km v průměru), na levo nad Platónem Palus Nebularum a nad tím P. Putredinis, na vých. kraji velký Oceanus Procellarum, nad ním M. Nubium (nahoře na levo) a M. Humorum (na pravo). Z kruhových pohoří vidíme na první pohled dvě velkolepá na m-i ubývajícím; jedno, asi uprostřed, vypadá jako kulatá skvrna. Jest to nejkrásnější snad na m-i kruhové pohoří Copernicus. Od něho vycházejí paprsky, a na levo vidíme v oblouku pohoří Apenniny, pod nimi Kavkáz a dále Alpy (u Platóna); tato 3 pohoří tvoří skoro polokruh. Nad obloukem Apenninů je M. Vaporum, v němž vyniká kruh. pohoří Manilius (40·8 km v prům.). Druhé velkolepé pohoří kruhové jest blízko sev. pólu, uprostřed veliké, bílé skvrny; je to Tycho, od něhož vycházejí dlouhé paprsky. Nad Tychonem na levo vidíme valovou rovinu Maginus, nad ní jest Clavius. Na levo od Koperníka vidíme Eratosthena na počátku Apenninů. Pod obloukem Apenninů vidíme 4 kruhová pohoří, z nichž dvě jsou velmi nápadná a pravidelná; jsou to kolmo pod Eratosthenem Timocharis ležící pro sebe v M. Imbrium a velký kruh v levo od něho je Archimédés (80·1 km v prům.). Od Archiméda na levo horní, menší kruh jest Autolycus, a větší Aristillus. Souběžně s kolmou šipkou u kratéru »Mösting A« vidíme 4 souvislé kratéry; zpodní, malý kroužek je kruh. pohoří Herschel (39·3 km prům.), nad ním je velký kruh, veliká valová rovina Ptolemaeus (185·5 km průměru, asi o 22.000 km2), nad tou Alphonsus, valová rovina 133·5 km průměru a nad ní Arzachel, valová rovina 105·3 km prům. Na levo od Ptolemaea je Albategnius. Na m-i přibývajícím vidíme v horním cípu M. Foecunditatis nepravidelné kruh. pohoří Goclenia, v horním cípu horní části M. Nectaris kratér na polo rozbořený Fracastor, v horním cípu dolní části M. Nectaris velkolepé a nejhlubší kruh. pohoří na m-i Theophilus (102·4 km prům., od nejvyššího vrcholu do nejhlubšího místa je přes 5000 m), který svým valem vnikl do valu Cyrilla nad ním (málo znatelného), jenž opět souvisí s Kateřinou. Fracastor, Theophilus a Kateřina tvoří pravoúhlý trojúhelník, krajina tato patří k nejzajímavějším na m-i. Na záp. kraji M. Serenitatis táhne se pohoří Taurus, mezi M. Foecunditatis a horní částí M. Nectaris jsou Pyrenaeje, pod Koperníkem na pravo táhnou se Karpaty.
Horských pásem (pohoří, souhoří) jako na zemi je na m-i málo, za to převládají horské massivy. Pohoří a větších útvarův hornatých čítá se 17. Mohutné řetězy horské, jako Alpy, Kavkáz, Apenniny a j., převládají na severu, střídajíce se tu s jednotlivými horami, pahorky a hřbety; hřbety vyskytují se většinou na jihu, hlavně v sousedství pohoří kruhových. Mimo to jsou pohoří, spadající na některou stranu příkře, čímž povstávají pohoří krajní, na př. velikolepé massivy Apenninů. Celé toto pohoří je na ploše 44.000 km2. V některých krajinách spatříme četné kupy a pahorky, buď zcela nepravidelně roztroušeny nebo seřazeny. Častěji než na zemi spatřujeme na m-i ojedinělé, příkré a vysoké vrchy. Poněvadž na m-i schází úroveň, jakou na zemi činí hladina moře, nelze určovati absolutní výše hor měsíčních, nýbrž jen vzhledem na sousední planiny. Tato relativní výše hor na m-i neliší se od výše hor pozemských. Nejvyšší hora je na severovýchodním okraji pohoří kruhového, Curtius nazvaného, blízko jižního pólu; tato hora převyšuje patu pohoří asi o 8850 m, tedy asi jako nejvyšší vrch na zemi. Ale na zemi je to 1/720 poloměru, na m-i však 1/200. Tedy vzhledem na velikost tělesa nebeského jsou hory na m-i mnohem vyšší než na zemi. Vysoké hory jsou dále na jihu na okraji pohoří Doerffel a Leibniz; také v Apenninech a na Kavkáze jsou hory 6000 m vysoké. Jižní čásť m-e předčí svou divokou velikolepostí a rozmanitostí čásť severní. Valy velikých pohoří kruhových vyčnívají obyčejně jen 3—4000 m nad vnitřní plochu. Výšky hor na m-i měří se: 1. vzdáleností osvětleného vrcholu od hranice světelné (terminatoru) při východu nebo západu slunce na m-i (Galilei); 2. délkou stínu v poměru k výši slunce pod obzorem; 3. profily. Podivuhodné jsou světelné pruhy na povrchu měsíčném, jež jsou většinou uspořádány paprskovitě; za úplňku vynikají tak, že tam, kde se táhnou, nelze ničeho jiného viděti pro jejich lesk. Vycházejí bez výjimky z pohoří kruhových nebo z kratérů. Největší takovou soustavu má Tycho, pak Koperník, Kepler a Aristarch. Paprsky ty jsou přes pohoří, údolí i roviny (u Tychona táhnou se na 1/4 viditelného povrchu) a nemění při tom směru, tvaru, barvy, ale bývají rozvětveny a jako můstky spojeny. Většinou jsou 20—30 km široké, některé (u Aristarcha) velmi úzké, 2—4 km. Při osvětlení šikmém není jich viděti (nejsou to tedy ani značné vyvýšeniny, ani trhliny, neboť nevrhají stínu), nýbrž teprve, až slunce více vystoupí nad jejich obzor. Kruhová pohoří, z nichž paprsky vycházejí, lesknou se velmi. Dříve považovali paprsky ty za horské řetězy, za proudy lávy, vůbec za místa, která světlo více odrážejí. Velice pravděpodobný je náhled Nasmytha a Carpentera, že vznikly rozpraskáním povrchu měsíčního napjetím, jež předcházelo tuhnutí roztavených hmot sopečných. Podobně paprskovitě roztrhne se skleněná koule naplněná vodou, neprodyšně uzavřená, ponoříme-li ji do teplé vody; praskne na místě, kde odpor jest nejmenší, a tím povstanou paprskovité trhliny. Podobně popraskala tlakem zpodních vrstev pevná kůra m-e a trhlinami vytryskla roztavená hmota a rozlivši se po obou stranách trhlin způsobila paprsky širší, než byly trhliny. Takovýchto soustav paprskových udává Mädler 7; ale Schmidt upozornil na to, že je třeba počítati lesklé kratéry a mnohé ojedinělé lesklé body k útvarům s paprsky příbuzným, čím by počet jich dosáhl asi 100; neboť za příznivých okolností jeví se aureoly lesklých kratérů jako soubor velejemných paprskův, a z toho soudí Schmidt, že i lesklé body patří k těmto útvarům. Nejzajímavější takový lesklý bod je malý kratér Linné (v M. Serenitatis, jižně od Kavkázu); prazvláštní jest, že kratér ten v době, kdy Lohrmann a Mädler mapy své hotovili, beze vší pochybnosti vypadal jinak, než nyní. Ještě Schmidt viděl jej do r. 1843 jako jiný kratér asi 10 km široký a 340 km hluboký. Později líčí jej jako lesklou skvrnu, v jejímž středu mocným dalekohledem za šikmého osvětlení viděti jest malinkou černou tečku jako u jiných malých kratérů. Zdá se tedy, že tu máme před sebou obraz zemské sopky; černý bod by byl sopouch, lesklá skvrna vylitá láva.
Nejzajímavější útvary měsíč. jsou brázdy, jakési ohromné trhliny na povrchu m-e. Rozeznáváme dva druhy těchto brázd neb ryh, jež jsou patrně rozličného původu a z nichž jeden druh velmi zřídka se objevuje. Hlavní zástupce posledního druhu jest veliké příční údolí Alp, jako ohromný průlom, asi 4 km široké a 150 km dlouhé. Podobnou rýhu pozoroval Schmidt na západ od valu J. Caesara (na vých. cípu M. Tranquillitatis), jinak zdá se, že nic podobného na m-i se nenachází. Vlastní brázdy podobají se skutečným trhlinám na povrchu m-e; nejsou to údolí, nýbrž rozstupují se kolmo, nejsouce na krajích zvýšeny. Proto jsou viditelny jen za osvětlení velmi šikmého; jakmile slunce poněkud výše vystoupí a jednu stěnu osvětlí, mizejí. Jsou úzké, rovné (zřídka rozvětvené neb zakřivené), mnohdy 300—500 km dlouhé a pronikají valy, temena hor i jamky. Taková brázda počíná na svém konci nejširším na půdě kratéru (na př. u Hygina, jižně od Manilia), proráží val a táhne se dále. Přirovnávány byly k trhlinám na zemi, ale tyto nejsou nikdy tak ohromných rozměrů jako brázdy na m-i. Největší taková trhlina na zemi jest údolí Yosemiteské, jež, prorazivši žulu kalifornské Sierry Nevady, tvoří kolmé stěny 1000 m vysoké, jejichž horní kraje jsou od sebe vzdáleny 2—3 km. Ony řídké zakřivené a rozvětvené brázdy přirovnávají se k údolím řek, amerických Caňonů (zvl. Colorado), jen že tyto brázdy také protínají valy a řetězy horské.
Změny na m-i. Roku 1866 upozornil Schmidt na to, že v Mare Serenitatis stala se změna s kratérem Linné, že asi v polovici tohoto století dle jeho přesvědčení nastal sopečný výbuch, který vyplnil kratér lávou, jež přetekla přes val a vyrovnala svah, tak že nyní nevrhá stínu jako dříve. Někteří hvězdáři nepokládají změnu tu za skutečnou, poněvadž při množství podrobností snadno se takový malý kratér přehlédne, ale sluší uvážiti, že Lohrmann a Mädler používali kratéru Linné jako pevného bodu prvního řádu pro svá vyměřování a že jej tedy často pozorovali, a to když byl na hranici světelné a měl dlouhý stín, jehož nyní vůbec není, tak že by se nyní sotva hodil za východiště měření, poněvadž je nesnadno viditelný. U podvojného pohoří kruhového Messiera (v M. Fœcunditatis) shledali Beer a Mädler úplně týž tvar pro obě části, stejnou velikost, výšku, hloubku a barvu uvnitř, stejnou polohu některých vrcholů na valech; nyní jeví tvar rozmanitý. Ve valové rovině Posidonia (na záp. M. Serenitatis) jest uprostřed kratér (jáma), t. j. uprostřed má stín. Tento stín zmizel, jak Schröter a Schmidt pozorovali, v jistých dobách, což vysvětliti lze tím, že vnitřek jámy vyplněn byl časem tekutou látkou, která opět klesla. Jiný podobný úkaz je nový kratér, objevený J. Kleinem v Kolíně n. R. 19. kv. 1877 u Hygina. Ačkoli tato krajina ve středu m-e zajisté od všech badatelů několiksetkrát byla pozorována, není až do r. 1877 na žádném výkresu ani stopy po tomto kratéru, kdežto nyní je ho i slabšími dalekohledy snadno viděti za určitého osvětlení. Podobně je tomu s malým údolím poblíže tohoto kratéru, které dříve nebylo pozorováno. Konečně upozornil Weinek v Praze na malý kratér u kruhových pohoří Billy a Hansteen (na vých. kraji m-e), který ponejprv spatřil 14. říj. 1891 a který Schmidt nakreslil jako pahorek. Pochybují-li přece znalci při uvedených tuto úkazech, že dostačují, aby jimi byly dokázány skutečné změny na m-i, jsou toho důvodem ohromné potíže, s jakými podobná badání se dosud musí konati. Podíváme-li se totiž na dva výkresy nebo fotografie téže krajiny, pořízené za nestejného osvětlení, málo kdy ihned poznáme, že jde o tuže krajinu; tak se mění osvětlením její vzhled. K tomu přistupuje pak i librace, která působí změnu osvětlení i při stejné výšce slunce. Teprve veliký počet fotografií, nezávislých na osobním pojímání pozorovatele a pořízených při nejrozmanitějším osvětlení, může po několika desítiletích nás o tom lépe poučiti, působí-li přírodní síly ještě dosud na povrchu m-e změn. Ovšem nelze popírati, že takové fysické změny jsou možny, vzpomeneme-li jen na ohromné rozdíly tepelné, jimž jsou útvary na m-i vydány: po 14 dní našich silné záření sluneční a po 14 nocí ledová zima. Běží jen o to, jsou-li změny ty tak značné, aby byly znatelny. Třeba jen uvážiti, že 1″ obloukové blíže středu přísluší velikost 1800 m, abychom nahlédli, jak ohromné by byly síly, jež by způsobily změny v kratérech, jako jest Hyginus. Zajisté vznikla ohromná pohoří a tisíce kratérů v dobách, kdy byl povrch m-e ještě plastický. Ovšem nelze rozhodnouti, byly-li útvary ty vytvořeny silami jen sopečnými, aneb působila-li i voda, již m. dříve zajisté měl, která však nyní úkol svůj beze vší pochyby již vykonala. Jaké jest chemické složení a vnitřní uspořádání hmot m-e, toho se snad nikdy nedovíme.
Světlo a teplo m-e. Dle Zöllnerových přesných měření fotometrických vysílá m. na zemi 619.000krát méně světla než slunce. Albedo m-e určil Zöllner na 0·17, t. j. že se povrch jeho skládá průměrně z hmot dosti tmavých, odrážejících světlo asi jako hlína. Ale pouhý pohled ukazuje, že různé krajiny světlo odrážejí každá jinak. Pokusy určiti množství tepla, jež m. na zemi vysílá, jsou velice nesnadné a neměly až do nedávna výsledku. Výpočet udává, že m. odráží jen 1/280.000 tepla, přijatého od slunce. Tímto teplem stoupl by teploměr o 1/5000 stupně. Teprve pomocí článků thermických a soustředěním světla měsíčního velikými zrcadly kovovými podařilo se lordu Rosseovi a Marié Davymu dokázati teplo měsíční. Zejména však citlivý bolometr koná tu výtečné služby. Nejvíce tepla přichází na m. od slunce při úplňku, a to 1/82.600 tepla slunečního; takové teplo vysílal by m. na zemi, kdyby měl stálou teplotu 110° C. Za novoluní jest teplo měsíční sotva znatelno. Veškerého záření tepelného přibývá v první čtvrti mnohem rychleji, než ho v poslední čtvrti ubývá. To dokázali souhlasně Böddicker obrovským zrcadlem lorda Rosse a Frank Very bolometrem. Největší čásť tepla m-em vyzařovaného jest pohlcené teplo sluneční, nepatrná čásť tepla jest teplo odražené. Lord Rosse ustanovil také rozdíl teploty na povrchu měsíčním za úplňku a novoluní; rozdíl ten obnáší více než 300° C. Vlastní teploty m-e nelze ani příbližně udati; toliko lze říci, že teplota na pólech měsíčních klesne až na teplotu prostoru světového (jistě pod −100° C), na rovníku pak že přesahuje teplota 100° C v maximu, poněvadž krajiny rovníkové ozařovány bývají po 14 dní sluncem. Při úplných zatměních m-e lze dokázati, že m., jakmile vstoupí do stínu zemského, nepozbývá ihned se světlem slunečním i tepla, nýbrž že po nějakou dobu září vlastním teplem. To jest pochopitelno, povážíme-li, že na povrchu m-e panuje po 14 dní noc a po 14 dní trvá den, kdy paprsky sluneční nepřetržitě na táž místa svítí, aniž teplo jejich jest mírněno nějakou znatelnou vrstvou par.
Působení m-e na zemi. Přitažlivost m-e způsobuje na zemi slapy mořské (příliv a odliv). Podobné úkazy způsobuje m. i v ovzduší zemském. Účinek jejich jeví se periodickým kolísáním výšky rtuti v tlakoměru, ale kolísání to jest tak nepatrné, že není vědecky odůvodněno zakládati na něm předpovědi počasí. Ještě nejjistější[red 1] je theorie zemětřesení, založená na přitažlivosti m-e na žhavé tekuté hmoty vnitra zemského. Mnozí připisovali m-i vliv na přírodu a na psychické i fysické vlastnosti člověka, a dosud je mínění rozšířeno, že ovládá počasí, ač mínění to nelze skutečnými pozorováními podepříti.
Nerovnosti běhu měsíčního. Pohyb m-e kolem země podléhá rozmanitým poruchům. Především je to slunce, které svou ohromnou hmotou působí více než dvakrát silněji nežli země, ač je 400krát vzdálenější země. Slunce však působí přitažlivě též na zemi, záleží tedy vlastně na rozdílu obou sil. Rozdíl ten je velmi značný, ač obnáší nejvíce 1/179 síly, jíž země působí na m. Dále je rušena elliptická dráha m-e kolem země oběžnicemi a ellipsoidickým tvarem země. Proto náleží theorie pohybu m-e k nejobtížnějším částem mechaniky nebeské. Velká osa dráhy měsíčné (čára apsid) otáčí se zvolna ku předu (na východ) v rovině dráhy, a to za 3231·5 dne o 360°. M. musí tedy proběhnouti více než 360°, aby přišel opět do přízemí (perigea), odkud byl vyšel. Tato doba mezi dvěma průchody m-e přízemím sluje m. anomalistický. Apsidy pohybují se více než dvakrát rychleji na východ, než uzly couvají na západ. Též mění se vzájemná poloha čáry apsid a čáry syzygií (přímky vedené od země k úplňku nebo k novoluní). Za úplňku nebo novoluní právě v přízemí neb odzemí obě čáry splývají a slunce působí, že se výstřednost dráhy měsíč. zvětší; je-li m. v přízemí nebo v odzemí v první nebo v poslední čtvrti, zmenšuje slunce výstřednost dráhy. Tato nerovnost v pohybu m-e sluje evekcí (v. t.). Další velké nerovnosti jsou variace (v. t.) a rovnice roční (v. t.)[red 2]. K těmto velkým nerovnostem druží se velmi mnoho nerovností malých. O některých nerovnostech m-e pojednal již Newton ve spise Principia. J. Euler snažil se řešiti pohyb m-e analyticky, současně zabývali se analytickou theorií Clairaut (Théorie de la Lune, 1752) a T. Mayer (Theoria Lunae juxta systema Newtonianum, 1767). Obšírně vyložil theorii pohybu m-e Laplace (Mécanique céleste). Obrovské práce byly podniknuty, aby pozorování m-e uvedena byla v úplný souhlas s výpočtem: J. Plana, Théorie du mouvement de la Lune (Turin, 1832, 3 sv.), C. Delaunay, Théorie du mouv. de la Lune (Paříž, 1860—67, 2 vel. sv.; jeden vzorec vyplňuje 137 str. kvartových), P. A. Hansen, Tables de la L. construites d′après le principe newtonien de la gravitation universelle (Lond., 1857). Hansenovy tabulky slouží posud k vypočtení pohybu měsíčního. Bližší o theorii m-e ve čl. A. Seydlera: Historický rozvoj problemu tří těles (»Čas. math. a fys.«, 1886, XV.). Cassini odvodil z pozorování tyto 3 zákony pohybu m-e, jež později theoreticky odůvodnil Laplace: 1. m. otáčí se rovnoměrně kolem své osy v téže době, v níž obíhá kolem země. 2. Osa jeho svírá s ekliptikou stále úhel 88° 27′ 51″. 3. Sestupný uzel rovníku měsíčního na ekliptice splývá stále s výstupným uzlem dráhy měsíční na ekliptice. Ekliptika, rovina rovníku měsíčního a rovina dráhy měsíční mají jedinou společnou přímku uzlovou. Dle 1. zákona Cassiniho obrací m. k zemi vždy touž polovici svého povrchu, ale nestejnoměrný pohyb jeho a sklon osy působí zdánlivá kolébání čili librace (v. t.), jimiž vidíme celkem 4/7 povrchu.
Den a noc na m-i. Střední den měsíční rovná se polovici synodického m-e, tedy 354h 22m 1·4s, a mění se nepatrně za rok měsíční (jenž se rovná skoro našemu roku), vyjmeme-li krajiny kolem pólů. Na rovníku trvají den i noc vždy 354h 22m 1·4s, pro stř. šířku 45° trvá nejdelší den 357h 18m 30s, nejkratší 351h 25m 32s (rozdíl činí 5h 52m 58s), na 88° nejdelší den 449h 27m 53s, nejkratší 259h 16m 9s (rozdíl 190h 11m 44s). Nerovnosti tyto jsou průměrně 16krát menší než na zemi. Nerovnosti běhu měsíčního způsobují také nerovnosti délek dnů (a nocí). Jednotlivé dni mohou se tím státi o 4m—5m kratšími nebo delšími. Vysoké vrcholy hor jsou o několik hodin dříve sluncem osvětleny než roviny a údolí. Některá údolí pak nemají přímého světla slunečního. V krajinách polárních mají vyšší temena hor ustavičný svit sluneční, údolí pak nemají ani dne ani noci, mají soumrak, způsobený odrazem světla od sousedních hor. Příčina toho je, že slunce nemůže nikdy níže klesnouti pod pravý obzor točen než 11/2° a také nad obzor ten nemůže výše vystoupiti. Vyniká-li vrchol jen 580 m nad okolní krajinu, nemůže na něm slunce nikdy úplně zmizeti; ale na točnách jsou hory daleko vyšší. Noci jsou na m-i dvojí; noci na polokouli od země odvrácené jsou úplně tmavé, na polokouli se země viditelné jsou noci 13krát světlejší než na zemi světlo měsíční. V každé noci objevují se skoro tytéž podoby země. Pro střední krajiny m-e jest země v nadhlavníku, o poledni (měsíčném) nastane pro tyto krajiny novozemí, za odpoledne (jež trvá 177h 11m) má země podobu srpu, při západu slunce je I. čtvrť země, o půl noci plná země (úplněk země), při východu slunce poslední čtvrť. Obyvatelé m-e (selenité, jsou-li jací) spatří všecky krajiny zemské za 24h 50m. Země je pro m. předmět značně veliký (průměrně 32/3 krát větší než m. pro zemi) a září 13krát větší plochou. Poněvadž polední výšky slunce na m-i jen málo kolísají (jen o 3°, na zemi o 46° 55′), jsou tam všecky dni stejně světlé a noci stejně temné. Jelikož na m-i není takového soumraku jako na zemi, následovala by po dni nejtemnější noc, kdyby nenáhlý východ a západ slunce protiv těch nemírnil. Máme-li na zemi úplné zatmění m-e, je na přivrácené polovici m-e úplné zatmění slunce. Při částečném zatmění m-e mají zastíněné části m-e úplné, ostatní pak části částečné zatmění slunce. Zatmění země jsou na m-i jen v době, kdy někde na zemi jest úplné zatmění slunce. O zatmění m-e v. Zatmění. Spisy o m-i jednající: Gruss, Z říše hvězd; F. Studnička, Zeměpis; Nasmyth J. and Carpenter J., The Moon considered as a planet, a world and a satellite, 1874 (O m-i jako oběžnici, světu a družici); Nelson E., The Moon and the condition and configuration of its surface, 1876 (O m-i, jakosti a utváření jeho povrchu), obě díla do něm. přel. Klein; Plassmann Jos., Himmelskunde (Freiburk, 1898); dr. M. Wilh. Meyer, Das Weltgebäude (Lips. a Víd., 1898) a mn. j. VRý.
M. tmavý. Na Mor. Valašsku bylo (a posud někde je) zvykem, že v obci, kde nedělali nebo neuměli dělati rozpočtu obecního na celý rok (kde neměli přirážek), vybírali starostové na větší výdaje obecní od občanů tolik, co platil každý z nich daně na měsíc. Tím činem platili občané 13., 14. atd. m. v roce. Přespočetné tyto m-e daňkové sluly m-e tmavé. Vck.
Redakční poznámky
Toto jsou redakční poznámky projektu Wikizdroje, které se v původním textu nenacházejí.