Просветни гласник

НАУКА И НАСТАВА

503

најнепродуктивнијих. Што се пак хемискога албеда тиче, ту су нећ неколики експерименти Сг. Р. Воис1-а показади, да се и на томе пољу може непхто урадити. Он је одређивао хемиска адбеда пданета према хемиским адбедима земаљских материја. Тако је нашао : да је хемиско адбедо Јупитера два пута веће од хемискога адбеда беде хартије. То значи, да је при ФотограФисаљу Јупитера довољна подовпна онога времена, које је потребно, да се ФОтограФИше беда хартија с претпоетавком, да сдике: Јупитерова и беде хартије буду истог интензитета. Када је исти аутор упоређивао време трајања експозицпје за Месец н Јупитер, па да обе сдике буду подједнако интензивне, нашао је — с погдедом на разно одстојање њихово од Сунца — да је за снимање Месеца иотребно девет пута дуже време, него ди за снимање Јупитера. Упоређивањем центрадних Месечевих партија са сјајним нартијама Јупитерове површпне нађено .је, да је за Месечеве партије потребно 27 пута дуже време експозиције. Све ово дакле указује ва изванредно ведику вредност хемиског адбеда Јупитеровог. За остаде пданете није по овој ствари још ништа тако поуздано одређено. Напке1, Випзеп, и Козсое утврдиди су као правидо: да се време експозиције има у обрнутој сразмери са интензитетом рефдектоване кодичине светдости. По овом правиду добивени су неки подаци у некодико само и за-Сатурн; ади и та вредност још није дифинитзвно утврђена, с тога је и не помињемо. Ако се ови подаци за Јупитера и Сатурна споје са неким, и ако доста незнатним, подацима из спектрадне анадизе, која за обе ове ведике пданете даје потпуно анадоге спектре, онда ћемо, с погдедом и на историју развнтка нашег пданетског система, доћи на достл вероватан закључак: да се оба ова небесна тела још находе иа извесан начин у усијаном стању, у коме још зраче извесну количину своје властите светлости и тоилоте. Ваља се још само сетити, да, и сама иосматрања, на којима се овај закључак осдања, треба да се допуне и нрераде, па тек онда да му се призна тачност. То ће се нак моћи јамачно онда, када се могадне мадо сигурније говорити о кодичини рефдектоване светдости. Пре но што би почеди, на основу ових резудтата, изводити закључке о физичкој природи појединих небесних теда, да номенемо узгред и податке, које је на овоме пољу прикупио г. 1)-г 6. Ми11ег. Његови радови на пољу Фотометриских одредаба планета, попуниди су једну новећу нразнину у овој врсти испитивања. Свима пданетама одредио је ведичину сјајности (као код звезда) које су одређене у јединицама звезданих величина. При овоме је узео за прву ведичину сјаност звезде Алдебарана. По тој скали, сјајније звезде од ове, обележавају се бројевима иснодјединице, н. пр. 0,-1, — ,2 — 3 и т. д. ведичине. Ако се уз то претпостави, да свака виша кдаса испушта 2, 51 пута више светдости од прет-