Prosvetni glasnik

492

11Р0СВЕТНН ГЛАСНИК

Држећи се паЕ оне друге претпоставке т. ј. водећи рачуна и о не])авној површини Месечевој 2611пег је добио следећу Формулу: <[ _ 8ш (у — (!) — (т — <?). соз (у — р) •I, 8Ш (т, — /») — (Т ј — 0). СОЗ (Т, — р) ' ' ' ' т којој (I представља стадну кол.ичину елевационог угла Месечевнх узвиншца, а који овде износи 52°. Све што важи за Месец у овим Формудама, важи у исто време и за све пданете, код којих су поједине коллчине могле бити одређене. Из овога се јасно види, да ће се резултати ових Формула у многоме међу собом разлдковати тако, да се већ из некодико посматрања одмах може знати, да ли имамо иосла са каквим телом, чија је иовршина хомогена џли бреговита. Дејство неравне површине какве плаиете може се маскирати само онда, ако дотична планета има густу атмосФеру или ако се у њој налазе у великим количинама какви продукти кондензације који би били слични са нашим облацима. Констатовано је, да се код оних планета, код којих се оваке појаве дешавају, количина реФлектоване светлости врло добро слаже са Ват1)ег1>овом Формулом. Такав случај доказао је 8еМе1 код Венере 1852. г., а доцније, дошао је до истих резултата и 2б11иег (1865). 0 овој истој планети изражава се Н. С. Уо§е1 овим речима: „Венера је опкољена атмосФером, т којој лебди врло густ слој продуката кондензације. Тај се слој готово никако нс развлачи толико, да би се кроз н>ега могла провидити права површина њена." За остале планете ствар стоји сасвим друкче. Количина њихове светлости одређена је доста тачно и то највише помоћу 2о11пег-овог фотометра. Изузетак чини Меркур због незгодног положаја свога, јер је у непосредној близини Сунчевој, што у осталом код свих метода знатно отежава посматрање. Одређивање или мерење светлости планета, код којих се то могло извршити, извршено је помоћу две различите методе. Код ирве методе уноређује се сјај двеју светлих површина, од којих је једна осветљена светлошћу вештачке, а друга светлошћу природне звезде. Еод друге методе скупи се светлост природне звезде у једну светлу тачку, а тако исто и светлост вештачке звезде у другу светлу тачку, па се н>ихова релативна сјајност мери на начин, какав смо упознали код 2б11пеговог Фотометра. Ми ћемо у следећем изложити односе, у којима стоје светлости најважнијих тела нашег планетског система према Сунцу, онако, како их је 2б11пег израчунао из својих посматраља. При поставља&у односа између светлости Месечеве и Сунчеве светлости служио се обема поменутим методама, иајеувек добијао приближне резултате. При постављању пак односа између светлости Сунца и појединих планета, он је ишао иосредним путем. Из неколиких посматрања, поставио је прво однос између Сунчеве светлости н светлостп једне од најсјајнијих звезда. За ову звезду