Globus i mapy gieograficzne - IV*. Ruch ziemi dokoła osi

**IV*. Ruch ziemi dokoła osi**

XII. Globus i mapy gieograficzne

§ 43. Globus gieograficzny.

S z tu c z n ą k u l ę p r z e d s ta w ia ją c ą n a m całą ziem ię zw iem y g lo b u sem gieog raficzn y m . N a n im t a k sam o j a k na globusie niebieskim są oznaczone b ie g u n y oraz n a ry s o w a n a je st cała sieć rów noleżników i p o łu d n ik ó w , a s to p n ie ty c h linji w s k a z u ją n a m szerokość i dłu

g o ś ć gie ograficzną ro z m a ity c h miejsc powierzchni ziemi.

§ 44. Mapy gieograficzne.

M a p y gieograficzne, p rzed sta w ia jąc e całą ziemię lub te ż część jej w płaszczy źn ie, grzeszą n ied o k ład n o ścią t a k sam o, ją k m a p y nie

ba ( p a t r z s tr. 87). Do p rz e d sta w ie n ia całej ziemi n a m apie służy zwykle r z u t w a l c o w y ; g d y chodzi n a m o półkule, to k o rz y s ta m y najczęściej z r z u t u s t e r e o g r a f i c z n e g o r ó w n i k o w e g o ; dl a n a 

kreślenia poszczególnych części pow ierzchni ziemi u ż y w a j ą zwykle r z u t u s t o ż k o w e g o .

fljj R z u t walcowy. W rzucie w alco w y m przen o sim y pow ierzchnię ziem i n a pow ierzch n ię papierow ego walca, sty czn eg o do ziemi ( r y s . 7 4 ), a n a s tę p n ie go ro zw ijam y . W t y m rzucie w sz y stk ie równoleżniki

n ^ i i ?

s . j - J

V i I r ■ ■

)

( /

1 ^/ J d•'---V.

0--- ^!

R y s . 74. R y s . 7 5.

b ę d ą o d d a n e na p o w ierzch n i w alca w postaci je d n a k o w y c h kól ( m n o , m ^ O ! , t i f a f g ) ; południki zaś b ę d ą lin jam i p r o s te m i równole-głem i w zględem siebie f bc, I^Cj, b2c 3, bgCg). Po rozw inięciu walca o tr z y m u j e m y całą sieć połu d n ik ó w , p ro s to p a d ły c h do ró w n o le ż n i

ków ( r y s . 75). W rzucie t y m n a jd o k ła d n ie j są o d d a n e części zie

mi, leżące w miejscu z e tk n ię c ia się walca z p o w ierzch n ią ziemi i w pobliżu tego z e t k n i ę cia— więc n a ró w n ik u i k o ło rów nika. Miejsca o d d a lone od ró w n ik a są p r z e d staw io n e m niej dokładnie.

Im bliżej ku biegunom , t y m rów noleżniki są b a r dziej rozszerzone, a w zw ią

zku z t y m z a r y s y k ra jó w w y d ł u ż a j ą się niezm iernie w k ie r u n k u ró w n o leżn ik o w y m ( r y s . 7 5).

A b y zachow ać w rzu cie w alcow ym k s z t a ł t wysp, lądów i t, p., odpow iednio z w iększane są ku b iegunom s to p n ie p o łu d n ik a ; w s k u te k tego ró w n o leżniki ku b ie g u n o m coraz b ard ziej są ro zsu w an e ( r y s . 7 6), i k r a je k u bieg u n o m w y d łu ż a ją się w k ie ru n k u p o łu d n ik o w y m ; dzięki te m u pod o b ień stw o form z o sta je zach o w an e. P r z y k o rz y s ta n iu z takiej

R y s . 7 6 .

mapy, — zwanej m a p ą o r z u c i e M e r k a t o r a , —-p o w in n iśm y zawsze p a m ię ta ć , że ku b iegunom ląd y są stosunkow o zwiększone; n a p rz y - kład G re n la n d ja w y d a je się w iększą od Afryki.

b) R z u t stereograficzny rów nikow y. M apy półkul ziemskich k re ślone są zw ykle w rzucie stereograficznym ró w nikow ym . P rzy ty m rzucie u m ie sz c z a m y w idza w jakim kolw iek punkcie rów nika przezroczy

stej ziemi. O b s e rw a to r ten przenosi r o z m a ite linje i miejscowości przeciwległej półkuli n a płaszczyznę p ap ieru , przechodzącą przez p o łudnik, o d d a lo n y o 90° od p u n k t u widzenia.

R y s . 7 7 :

N a p r z y k ła d , g d y chcem y nakreślić półkulę zachodnią, to p u n k t widzenia o b ie r a m y w punkcie R 2 rów nika ( r y s . 7 7). Płaszczyznę p ap ieru , n a k t ó r ą p rzen o sim y wszystkie linje (równoleżniki i po łu dniki) w y o b r a ż a m y sobie w płaszczyźnie głównego południka

Ł u k m R i ü ró w n ik a będzie o d d a n y n a p apierze w postaci linji p ro stej m n. R z u t y rów noleżników (np. luk p s t ) b ę d ą m iały k sz ta łt łu

ków (łuk pt). R z u te m p o łu d n ik a B 1R 1B 2 n a papier będzie linja p r o  sta B 1O B 2, rz u te m zaś głównego połu d n ik a B 1m B 2 będzie linja p ó ł

kolista B 1m B 2. Inne południki p r z y jm ą n a m apie k s z ta łt półelips (np. linja B ^ B a b ęd zie rz u te m połu d n ik a B ^ B a ) . P r z y t y m , gdy główny p o łu d n ik zach o w u je swą wielkość, inne są znacznie z m n ie j

szone; im bliżej do śro d k a m a p y , t y m rz u ty południków bardziej się ścieśniają. T a k n a k r e ś lo n a m a p a półkuli zachodniej będzie m iała wygląd, p rz e d s ta w io n y n a r y s . 7 8 . Obszary, leżące po brzegach m apy, są stosunkow o powiększone, mieszczące się w środku mapy- stłoczone. D la n a k re śle n ia m a p y półkuli w schodniej o bieram y p u n k t widzenia w pun k cie R x ( r y s . 7 7).

Kosmografia. 7

R z a d z ie j s ą w u ż y c iu m a p y p ó łk u l z ie m s k ic h o r z u t a c h s te r e o g r a fic z n y c h b ie g u n o w y c h ( z a s a d y k r e ś le n ia ta k ic h m a p p a tr z str . 8 8 ).

c) R z u ty ortograficzne. M a p y p ó ł k u l ziem skich k reślone są t a k że w r z u t a c h o r to g r a f ic z n y c h . P u n k t w id z e n ia o b ie ra m y wówczas ju ż

/ ö

~a s

R y s . 7 9.

nie n a pow ierzchni ziemi lecz n a znacznej odległości od ziem i (np.

n a k się ż y c u ) i z w róconą do n a s p ó łk u lę z ie m s k ą przen o sim y na p rze

chodzącą przez środek ziemi płaszczyznę, papieru, p r o s to p a d łą do prom ieni w zrokow ych.

N a p rz y k ła d , g d y c h cem y n a k r e ślić p ó łk u lę w schodnią (rys. 79), to p u n k t w idzenia o b ie ra m y n a p rz e d łu

żeniu śre d n ic y ró w n ik a w p u n k c ie np.

A i p rz e n o sim y w szystkie linje z iem skie n a płaszczyznę p a p ie ru , przecho

dzącą przez głów ny p o łu d n ik b j m b a . P ro m ie n ie wzrokow e ( A r 2, a ^ , a2c2, a3 c3> a⁴c⁴> a6 cs , a 6 b2), w ychodzące z tego oddalonego p u n k t u A id ą ku ziem i równolegle, w s k u te k czego łuk m r 2n rów nika a t a k ż e luki s 2 c 2 l2, SC3 I3, s 4 c 4 l4> s6 c 5 l5 rów n oleżników b ę d ą o d d a n e n a pap ierze w p o staci linji p r o s ty c h m n , s 2 l 2, s l 3, s-iU’ M s - P r z y t y m — im bliżej biegunów, t y m rów noleżniki są b a r

dziej zbliżone ku sobie. R z u te m p o łu d n ik a b 1r 2b2 na papier będzie linja p r o s ta b ^ a , r z u te m zaś głównego p o łu d n ik a ^ 1 1 1 b 2 będzie linja półkolista bjLinba. Inne południki b ę d ą m ia ły na m apie k s z ta łt pół- elips; im bliżej głównego południka, t y m południki są bardziej skupione.

T a k n a k re ś lo n a m a p a półkuli zachodniej będzie m iała wygląd, p rz e d s ta w io n y n a r y s . 8 0 .

W id z im y , że n a tej m apie odwrotnie, niż na m apie stereogra- ficznej, stłoczone są bardziej obszary ziemi leżące przy krawędzi, w s k u te k czego z a r y s y k rajó w przy głów nym połu d n ik u są znacznie zmienione.

Chcąc n ak reślić m a p ę półkuli zachodniej, ob ieram y p u n k t wi

dzenia z przeciw ległej s tro n y ziemi. Dla nakreślenia m a p y półkuli

północnej lub południow ej um ieszczam y widza w przestw orzu na p rzed łu żen iu osi ziemskiej ( r y s . 81 i 82); płaszczyzną rz u tu wów

czas b ędzie płaszczyzna, przechodząca przez równik. R z u ta m i połu

dników b ę d ą linje p ro s te ( ro , r1o, r 2o), rozchodzące się p ro m ien io wo od b ieg u n a (⁰), a r z u t y rów noleżników u ło żą się w postaci kól w spółśrodkow ych, s k u p io n y c h około kraw ędzi m ap y .

R z u t y o r to g r a fic z n e są n a d z w y c z a j o d p o w ie d n ie p r z y k reślen iu m ap c ia ł n ie  b ie sk ic h (n p . k s ię ż y c a ), o g lą d a n y c h ze z n a c z n e j o d le g ło śc i.

d) R z u t stożkowy. Dla p rzedstaw ienia na m ap ie poszczególnych krajów lub części ś w iata k o rz y s ta m y zwykle z rz u tu stożkowego

R y s . 8 1 . R y s . 8 2 .

H y Po rozwinięciu s to ż k a na p rz e d s ta w io n ą na r y s . 8 4 .

( m a p y ^ E u r o p y , Azji, A m ery k i, E u r o p y środkow ej i t. d.)

W rzucie t y m ( r y s . 8 3 ) p rze

n o sim y d a n ą p o w ierzch n ię ziemi, leżącą np. p o m ię d z y r ó w n o le ż n ik a mi a 1 a2 i Cjc2, n a pow ierzch n ię sty czn eg o z k u lą z iem sk ą s to ż k a A M N . W ó w c z a s ró w n o leżn ik i b ę d ą od d a n e na pow ierzchni sto ż k a w po

staci kół (np. e e ^ a , h ł^ h - j, d d ^ , k k i k j ; połu d n ik i zaś b ę d ą w po

staci linji p ro s ty c h (np. A k , A k ^ A k 2). W t y m rzucie n a jd o k ła d n ie j j e s t o d d a n a p o w ierzch n ia ziemi, z n a j d u j ą c a się w m ie jsc u z e t k n i ę cia ż n ią s to ż k a i w p o b liżu tego m iejsca; w n a s z y m więc p r z y k ł a dzie n a ró w n o leżn ik u d d 2 i około niego. Miejsca, leżące bliżej bieg u n a i ró w n ik a, są m n iej dokładne.

. 8 4.

płaszczy zn ę o t r z y m u j e m y m a p ę ,

C zęsto s ą w u ż y c iu m a p y o r z u c ie s t o ż k o w y m z k r z y w e m i p o łu d n ik a m i i k r z y w e m i r ó w n o le ż n ik a m i. R z u t t a k i z w ie m y r z u t e m B o n n e ’a ( r y s . 8 5 ) .

R z u t s t o ż k o w y F l a m s t e e d a , u ż y w a n y z w y k le d la p r z e d s ta w ie n ia A fr y k i i A u s tr a lji, m a p r o ste r ó w n o le ż n ik i i k r z y w e p o łu d n ik i ( r y s . 8 6).

R y s . 8 5. R y s . 8 6.

Z A D A N I A .

1) C zy r z u t M e r k a to r a p o d r ó ż n e m i sz e r o k o śc ia m i m a je d n a k o w ą skalę?

2 ) K tó r e r z u ty z a c h o w u ją k r z y w e p o łu d n ik ' i k r z y w e r ó w n o le ż n ik i?

3 ) W y o b r a ź m y so b ie , że p a tr z y m y n a z ie m ię ze s ło ń c a 2 1 -g o m arca: w j a  k im r z u c ie p r z e d s ta w ia n a m s ię w ó w c z a s z iem ia ?

4 ) P r z y p o m o c y g ło b u su z ie m sk ie g o z n a le ź ć sz e r o k o ść i d łu g o ść g ie o g r a fi- c z n ą W a r s z a w y , B e r lin a , M o s k w y , M elb u rn a?

5) J a k i k s z t a łt m a lin ja , o z n a c z a ją c a n a g lo b u sie n a jb liż s z ą o d le g ło ść p o  m ię d z y W a r s z a w ą i P a r y ż e m ?

6 ) O b lic z y ć o d le g ło ś ć w k ilo m e tr a c h p o m ię d z y te m i m ia sta m i.

XIII. K s i ę ż y c .

§ 4 5 . O d leg ło ść k s ię ż y c a od z ie m i. § 4 6. K sz ta łt k się ż y c a . § 4 7 . W ie lk o ść k się ż y c a . § 4 8 . M asa i g ę s to ś ć k się ż y c a . § 4 9 . B u d o w a fiz y c z n a księżyca.

§ 5 0 . R u c h k się ż y c a d o k o ła z ie m i. § 51. R u c h w ę z łó w orb ity księżyca.

§ 5 2 . F a z y k s ię ż y c a . § 5 3 . Z ie m ia o b se r w o w a n a z k sięż y ca . Ś w ia tło p op ie

la te. § 5 4 . Z a ć m ie n ia k się ż y c a i sło ń c a . § 5 5. R u ch k się ż y c a d o k o ła osi.

§ 5 6 . L ib ra cja . § 5 7 . M iesiąc i ty d z ie ń . § 5 8. Z ad an ia.

U zbrojeni w w iadom ości, n a b y t e o naszej bryle, p o św ięćm y te raz nieco czasu n a sz e m u satelicie — księżycowi. Nieraz ten d o b ry nasz z n a jo m y pieści n as swemi łag o d n em i prom ieniam i, g d y się zn ajd zie

m y wieczorem podczas pełni n a d w odą albo w lesie. I blizkim się wówczas n a m w y d a je ten m ilczący pu co ło w aty to w arzysz, k t ó r y jest

j e d n a k t a k daleki: k się ż y c z n a j d u j e się poza a t m o s fe rą ziem ską. Nie

I O T K = 180° — a2; | W O T — | W 0 r 2 (szerokość gieogr. W) + | T 0 r 2 (szerokość gieogr. T); \ _ W K T = 3 6 0 ° — L . O W K — L O T K — l _ W O T ); te r a z m o ż e m y j u ż według praw ideł try g o n o m e - trji obliczyć p r z e k ą tn ą O K czw oroboku czyli odległość ziemi od k s ię  życa.

R o z w ią z u ją c c z w o r o b o k W O T K , a str o n o m z w y k le o b lic z a p a r a la k sę p o z io m ą d an ego c ia ła c z y li [ _ O K A (o p a r a la k sie p o z io m e j p a tr z str. 5 3 ) , p o c z y m j u ż z ła tw o ś c ią m o ż n a o b lic z y ć o d le g ło ść O K cia ła n ie b ie sk ie g o : w p r o sto k ą tn y m b o  w iem tr ó jk ą c ie A O K p r ó c z | O K A w ia d o m y n a m je s t b o k O A (p r o m ie ń z ie m i).

Odległość k s ię ż y c a od ziemi wynosi przeciętnie kolo 3 8 5 0 0 0 k i l . czyli ró w n a się 60 p ro m ie n io m ziem skim ( r y s . 8 8). Najbliższe położenie k się ż y c a w zględem ziemi jest o 2 1 0 0 0 kilom, mniejsze, n a j dalsze-— o ^{2 1 0 0 0} kilom, większe od przeciętnej odległości jego od ziemi.

§ 46. K ształt k siężyca.

K siężyc, ob serw o w an y gołym okiem podczas pełni przedstaw ia się n a m , ja k o p ra w id ło w y k rą ż e k . P r z y t y m ścisłe p o m ia ry k s z ta łtu jego nie w s k a z u ją znaczniejszego odchylenia od powierzchni kulistej.

K siężyc więc, ja k o ciało, wolno w irujące dokoła osi (jeden obrót w y k o n y w a w ciągu 27 dni 8 godz.), zachował lepiej k s z ta łt sfery

czny, aniżeli nasza ziemia.

O p o z o r n y m s p ła s z c z e n iu k s ię ż y c a o ra z sło ń c a p r z y h o r y z o n c ie p a tr z str. 62.

§ 47. W ielkość k siężyca.

P o n iew aż glob k siężycow y m a k s z ta łt k u listy , obliczanie z a ty m jego w y m ia ró w czyli obwodu, powierzchni i objętości opiera, się na obliczaniu p ro m ien ia. Z a d an ie to nie jest tr u d n e do rozwiązania,

R y s . 8 8 . S to s u n k o w a w ie lk o ś ć i o d le g ło ść k się ż y c a (K) od z ie m i (Z ).

o ile z n a m y p a ra la k s ę poziom ą księżyca, czyli najw ięk szy k ą t, pod jak im z o b a c z y lib y ś m y prom ień ziemi z księżyca (o paralaksie pozio

mej p a trz str. 53).

_

W id zim y , że n a jw ięk szy p rzypływ jest w p u n k ta c h a i c, n a j  w iększy o d p ły w — w p u n k t a c h d i b. K siężyc (K ,) więc przyciąga z na jw ię k sz ą siłą najbliżej leżącą siebie część ziem i— p u n k t a; przy- t y m cząstki z n a jd u ją c ej się tu w ody oceanicznej (*), bardziej ru c h o me, niż cząstki z w a rte j sk orupy, zb liżają się więcej do księżyca i po d n o sząc się, tw o rz ą koło p u n k t u a przypływ ; n a to m ia s t w p u n k ta c h b i d, skąd w oda odp ły w a ku a, m a m y odpływ. P rzypływ w p u n k c ie c tłó m a c z y m y ty m , że cała s k o ru p a ziemska, p rz y c ią g a na przez k się ż y c silniej, niż dalej leżąca w oda koło p u n k t u c, u s t ę  puje, w s k u te k czego w oda się podnosi, i p o w staje t u t a j przypływ .

W s k u t e k wirowego ru c h u ziemi ( p a tr z kierunek strzałki), coraz to inne p u n k t y m a j ą n a jw ięk szy p rz y p ły w i odpływ. P rzy p ły w n a j w iększy j a k b y p rzesu w a się stopniowo ze wschodu n a zachód od p u n k t u a do d oraz od p u n k t u c do b; woda stopniowo się p o dno

si n a p o łu d n ik a c h , coraz bardziej zachodnich. T a k sam o przesuwa się i o dpływ . P r z y t y m odległość p o m ię d z y n a jw ię k sz y m przypływ em a n a jw ię k s z y m o dpływ em po zo staje stale je d n a k o w a (90° dług. gieogr.) W reszcie po ⁶ -iu godzinach p u n k t a zajm ie miejsce p u n k tu b, p u n k t b— m iejsce p u n k t u c i t. d.

Po ⁶-iu więc godzinach najw iększy p rz y p ły w w d a n y m miejscu stopniow o pow inienby się zam ienić na n ajw ięk szy odpływ i odwro

tnie. T a k j e d n a k nie jest. P o m ię d z y n ajw ięk szy m odpływ em a n a j w ię k sz y m p rz y p ły w e m i odw rotnie je st pa u z a m ająca nie ⁶ godzin, lecz ⁶ g o d z i n ^{1 2} m i n . , a to dlatego, że księżyc w ykonyw a dokoła ziemi ru ch z zachodu ku wschodowi —• w t y m sa m y m k ie ru n k u , co i ziem ia dokoła osi; po ⁶-iu więc godzinach księżyc zajm ie położenie np. K 2, i n ajw ię k sz y p rz y p ły w dla p u n k t u d będzie dopiero wówczas, g d y p u n k t ten zajm ie położenie nie a, lecz a1 (najbliższe od księżyca); n a przejście zaś luku d a x p o trzeb a nieco więcej n iż ⁶ godz., a m ianowicie ⁶ godz. 12 min. T a k samo dla p u n k t u b najw ię k sz y p rz y p ły w n astąp i nie w punkcie c, lecz w pun k cie c x.

W r z e c z y w is to ś c i n a jw ię k s z e p r z y p ły w y b y w a ją z w y k le nie p o d c z a s g ó r o  w a n ia ( p o ło ż e n ie K-, k s ię ż y c a d la a ) i d o ło w a n ia (p o ło ż e n ie K j k s ię ż y c a dla p u n k tu C), le c z n ie c o p ó ź n ie j; z a u w a ż o n o b o w ie m , że p o p r z e jśc iu k s ię ż y c a p rzez p o łu d n ik w o d a s ię j e s z c z e p o d n o s i. T a k sa m o się o p ó ź n ia i o d p ły w . C zasem w s k u te k n ie r ó w n o śc i d n a m o r sk ie g o , p e w n e g o r o z k ła d u w y s p iub in n y c h ja k ic h k o l

w ie k p r z e s z k ó d p r z y p ły w i o d p ły w sp ó ź n ia ją się o k ilk a i k ilk a n a ś c ie g o d z in , a n a w e t o c a łą d o b ę .

*) P r z y p u s z c z a m y w d a n y m w y p a d k u , że w o d a r ó w n o m iern ie p o k r y w a ca łą sk o r u p ę z ie m sk ą .

P r z y p ły w y i o d p ły w y n ie w s z ę d z ie są je d n a k o w e j w ie lk o ś c i. W m o r z a c h , o d d z ie lo n y c h w ą z k ą c ie ś n in ą o d o c e a n u (n p . m o r z a — C zarn e, B a łt y c k ie ) , d o k t ó  r y c h w o d a w w ię k s z e j ilo ś c i n ie m o ż e w t a r g n ą ć an i z n ic h w y j ś ć , p r z y p ły w y i o d p ły w y s ą n ie d o str z e g a ln e . N a o c e a n a c h i w z a to k a c h o t w a r ty c h p r z y p ły w y i o d p ły w y są z n a c z n ie w ię k sz e (n p . w z a t o c e F u n d i n a w s c h o d n im w y b r z e ż u p ó łn . A m e r y k i w c z a s ie p r z y p ły w ó w w o d a s ię p o d n o s i do 2 0 m e tr ó w ). R o z k ła d w y s p , g łę b o k o ść m ó rz, p o w ie r z c h n ia d n a m o r sk ie g o o ra z w ie le in n y c h c z y n n ik ó w m o ż e w p ły n ą ć t a k ż e n a w ie lk o ś ć p r z y p ły w ó w i o d p ły w ó w .

Z m ie n n a t e ż j e s t w d a n e j m ie js c o w o śc i w ie lk o ś ć n a jw ię k s z y c h p r z y p ły w ó w i o d p ły w ó w , a t o w s k u te k d z ia ła n ia s ło ń c a . R z e c z j a sn a , ż e to o s t a t n ie (r y s. 8 9 ) p o d c z a s n o w iu i p e łn i z w ię k s z a p r z y p ły w i o d p ły w (p r z y p o ło ż e n iu Sx i S3 sło ń c e z n a jd u je s ię w t e d y m n ie jw ię c e j n a je d n e j lin ji z z ie m ią i k s ię ż y c e m K j). N a t o  m ia s t p o d c z a s p ie r w sz e j i o s ta tn ie j k w a d r y siła p r z y c ią g a n ia s ło ń c a z m n ie js z a p r z y  p ły w i o d p ły w (p o ło ż e n ie s ło ń c a S2 i S4; sło ń c e j e s t o d d a lo n e w t e d y o d k s ię ż y c a K j o 90°).

W y d a ć s ię n a m m o ż e d z iw n y m , ż e w d ru g im w y p a d k u p r z y p ły w t e ż b ę  d z ie w p u n k ta c h a i c, a o d p ły w — w p u n k ta c h b i c. Z d a w a ło b y się b o w ie m , że w s k u te k w ię k s z e g o p r z y c ią g a n ia o lb r z y m ie g o s ło ń c a p r z y p ły w y p o w in n y b y ć w ó w  cza s w p u n k ta c h b i d, a o d p ły w y — w p u n k ta c h a i c. J e d n a k ż e w s k u te k z n a  czn ej o d le g ło ś c i sło ń c a r ó ż n ic a w p r z y c ią g a n iu p r z e z n ie g o r o z m a ity c h p u n k tó w z ie m i je s t n ie z n a c z n a , i s ło ń c e w p o ło ż e n iu S 2 i S 4 m o ż e j e d y n ie z m n ie js z y ć p r z y  p ły w w p u n k t a c h a i c i o d p ły w w p u n k ta c h b i d .

W ie lk o ś ć p r z y p ły w u i o d p ły w u w t y m s a m y m m ie js c u z a le ż y t a k ż e o d n ie- z a w s z e je d n a k o w e j o d le g ło ś c i k s ię ż y c a o ra z sło ń c a od z ie m i. L a te m , g d y sło ń c e j e s t o d n a s d a le j, p r z y p ły w y i o d p ły w y p o d c z a s n o w iu i p e łn i są s ła b s z e , z im ą z a ś — siln ie jsz e .

Z n a m y j u ż siłę p rz y c ią g a n ia k się ż y c a , p r z e ja w ia ją c ą się w wiel

kości p rz y p ły w ó w i odpływ ów , w ia d o m a rów nież je s t n a m odległość księ ż y c a od ziemi; m o ż e m y t e ra z w edług p ra w a N e w to n a „ogólnego ciążen ia” obliczyć, j a k ą m a s ę powinien mieć k sięży c, a ż e b y móc na odległości 385000 kilom, spow odow ać p rz y p ły w i o d p ły w w ód ocea

nicznych. M asa k s ię ż y c a jest 81 razy m n ie jsz a od m a s y ziemi; p o niew aż z a ś o b ję to ść k się ż y c a je s t ty lk o 49 r a z y m niejsza od o b j ę tości ziemi, w n io s k u je m y więc, że k się ż y c je st rzad szy od ziemi.

Dzieląc m asę k się ż y c a przez jego objęto ść, d o w ia d u je m y się, że g ę stość k s ię ż y c a w ynosi 3,3 (g ę s to ś ć ziemi 5 7² str. 18).

D z ia ła n ie s iły p r z y c ią g a n ia k s ię ż y c a n a n a sz ą z ie m ię p r z e ja w ia się n ie ty lk o w p r z y p ły w a c h i o d p ły w a c h , le c z c z ę ś c io w o r ó w n ie ż i w p r e c e sji (str . 6 5 ) o ra z n u ta c ji (str . 70).

§ 49. B udow a fizyczn a k siężyca.

Blizki ziem i k się ż y c n ależy do ciał niebieskich, najlepiej z b a d a n y c h p o d w zględem b u d o w y fizycznej. P o w ynalezieniu lu n e ty przez

wielkiego uczonego Galileusza obserwacje te posunęły się szybkim krokiem, i obecnie m o ż e m y przez teleskop — t e n p o t ę ż n y w ytw ór umysłu ludzkiego — r o z p a try w a ć to ciało z odległości zaledwie kilku

dziesięciu kilo m etró w . N iestety , nie cały k sięży c jest d o s tę p n y dla naszych obserwacji (*); m o ż e m y oglądać nieco więcej niż jego poło

wę; k sięży c bowiem, zw rócony stale do ziemi t ą sa m ą stroną, tylko czasem u k a z u je n a m s k ra w e k swej drugiej połowy. P o zw alam y so

bie je d y n ie na m niejw ięcej praw d o p o d o b n e przypuszczenia, a m ia n o w icie— że niew idzialna przez nas połowa księżyca m a b u d o w ę fizy

czną, p o d o b n ą do części z b ad an ej.

K się ż y c — t a b ry ła m a rtw a , zastygła, św iecąca o d b ity m od słońca św iatłem , n ig d y nie zm ie

nia w y g lą d u swej powierzchni;

niem a t a m p ow ietrza, niem a wód, ani law y w ylew ającej się na pow ierzchnię. M niejszy od ziemi, księżyc p ręd zej osty g ł i zm artw iał, niż jego rodzicielka (według hy- p o tezy K a n t a i L a p la c e ’a k s ię życ n ie g d y ś oderw ał się od ognistolotnej ziemi).

A tm o sfera i w ody na księżycu.

Za h y p o te z ą , ż,e k się ż y c p o z b a wiony je st po w ietrza, p r z e m a w iają liczne f a k ty ; p a r ę z nich t u t a j wyszczególnię:

1) B r a k półcieni na k s ię życu n a s u w a n a m m yśl, że a t m o sfery t u niem a. Część ciem na k sięży ca ostro się odgranicza od jasnej (rys. 90, 92), g óry zaś,

z n a jd u ją c e się t u t a j , r z u c a ją ^{Q 0}

czarny cień (rys. 94). Na pe- „ . . o .

. , , . , , , . 1. M are C risium . 3. K r a ter L a n g re n u s.

wnej Odległości od kraw ędzi 2- () F o e c u n d ita tis . 4. „ P e ta v iu s .

k sięży ca gdzieniegdzie m o ż e m y

*) O b se r w a c ja p o w ie r z c h n i k s ię ż y c a p r z e z te le sk o p n a jo d p o w ie d n ie jsz a je s t okoto 1-ej i o s ta tn ie j k w a d r y . W y n io sło ś c i, k tó r e w ó w c z a s r z u c a ją cień , n a d a ją p o w ie r z c h n i k s ię ż y c a p la s t y c z n y w y g lą d , g d y p r z e c iw n ie — p o d c z a s p ełn i w s z e lk ie n ieró w n o śc i n a k s ię ż y c u się z a c ie r a ją . P r z y o b se r w a c ja c h n a le ż y p a m ię ta ć , że lu  n e ty a s tr o n o m ic z n e d a ją o b r a z y o d w r o tn e .

z a u w a ż y ć przez l u n e tę ja sn e p u n k c ik i lub paski na c z a rn y m tle ( r y s .

od-bija światło, aniżeli m a te r ja ł miejsc jasnych, co powoduje różnicę w blasku m iejsc ciem nych i jasn y ch . J a k ie t a m skały w y stę p u ją , czy w postaci skał z w a rty c h , czy te ż jak o m a te rja ł lu ź n y (kamienie, piasek i t. p.) — nie m o ż e m y jeszcze określić — z powodu n ie d o sta tecznego z b liżen ia do nas k sięży ca p rz y pom ocy teleskopu.

R e s z tę powierzchni z a j

m u ją k r a t e r y , g ó r y p i e r - ś c i e n i o w e , g ó r s k i e ł a ń c u c h y , s z c z e l i n y i s mu g i .

P rz y obserw ow aniu k s ię życa n a w e t p rzez sła b ą lu

n e tę sp o s trz e g a m y n a jego powierzchni liczne okrągłe ro zm aitej wielkości z a g łę bienia, pom im ow oli p rz y p o m in ające n a m zeszpeconą śladam i ospy tw a rz ( r y s . 92, 93 i 94); sk upione m ie j

scami w olbrzym iej ilości—

n a d a ją one księżycow i nie

zmiernie dziki c h a r a k t e r (np.

okolice k r a t e r u T ycho rys.

91— rys. 92— 3).Te ukształ- , „ R y s . Jż.

, . , 1. K r a ter A r c h im e d e s. 5 . M are H u m o r u m .

to w a m a są to pospolite na 2_ ^ Kopernika. 6. „ Nubium.

księżycu, dochodzące do 3. tt T y c h o . 7. „ P r o c e lla r u m .

ilości k ilk u se t ty się c y — k r a - 4. A p e n in y . 8. „ Im b riu m .

tery; okrągłe te k o tlin y ol

b rzym ich nieraz rozm iarów (około ^{2 0 0} kilom, średnicy) położone są zwykle niżej od poziomu sąsiednich miejscowości. W ały , ota czające te k r a te r y , s p a d a j ą stro m o na w ew nątrz, g d y z ew n ętrzn e ich zbocza są pochyle. Na płaskim ró w n y m dnie k ra te ró w sterczą poszczególne stożki, zw ykle niższe od wałów (rys. 93).

D okoła n ie k tó ry c h k r a te r ó w z a m ia s t jednolitego wału wznoszą się czasem liczne ła ń c u c h y górskie, pooddzielane dolinami (np. k r a ter K o p e rn ik a rys. 92— 2). Są to- góry pierścieniowe, zajm ujące nie

raz z n a c z n ą przestrzeń.

W id z im y więc, że góry n a księżycu sw ym k s z ta łte m kołow ym p r z y p o m in a ją do pewnego s to p n ia w u lk a n y ziemskie. Wyniosłości n a to m ia st, p o d o b n y c h do naszych gór fałdowych, m a m y tu niewiele (rys. 94 — 3, 91 — 3, 92 — 4). G óry t e — imienniczki gór europejskich

(Apeniny, Alpy, Pireneje i in n e )— ciągną się n ajczęściej w zd łu ż m ó rz , s p a d a ją c ku n im stro m o , a z przeciwległej s tro n y pochyło (rys. 94— 3).

S z c z y ty ich w znoszą się n a 7— 8 kilom.

R y s . 9 3 .

W y s o k o ś ć g ó r k s ię ż y c o w y c h ( a t a k ż e g łę b o k o ś ć k r a te r ó w ) o b lic z a ją p o d łu g d łu g o ś c i c ie n ia , r z u c a n e g o p r z e z n ie ( p o m ię d z y d łu g o ś c ią c ie n ia a w y s o k o ś c ią gór is t n ie j e ś c is ła z a le ż n o ś ć ). W y so k o ś ć g ó r n a k s ię ż y c u lic z o n a j e s t od ic h p o d s t a  w y , g d y n a z ie m i— o d p o z io m u w o d y w o c e a n ie .

G ó rz y s tą pow ierzch n ię k s ię ż y c a p rz e c in a ją liczne (przeszło lOOO) ciemne linje: są to szczeliny p o p ę k a n e j pow ierzchni k s ię ż y c a , w r

R y s. 9 4.

1. S z c z e lin y . 2 . K r a te r A r c h im e d e s . 3 . A p e n in y .

dzialne ty lk o p rz y m a ły m wzniesieniu słońca n a d poziom em (rys.

W— i); oświetlone przez słońce i położone wysoko g in ą dla oka naszego.

Szczeliny owe o znacznej głębokości (do 300 m etr.), ciągnące się setki kilom etrów , oraz olbrzym ie k r a t e r y i górskie łańcuchy, świadczą o p o tę ż n y c h siłach, k tó re działały niegdyś na t ę o b u m a r łą obecnie b ry łę.

P rz y w y so k im położeniu słońca, jak ju ż mówiliśmy, z n ik a ją szczeliny, n a t o m i a s t w y ra ź n ie w y s tę p u ją na ta rc z y księżyca (szcze

gólnie podczas pełni) prostolinijne, jasne smugi, rozchodzące się pro m ienisto od k ra te ró w (np. od k ra te ró w T ycho, K o p ern ik a rys. 91— j)

— czasem n a przestrzeni kilkuset kilom etrów. Poniew aż przy s m u gach nie w id z im y n ig d y cieniów, w nioskujem y, że nie są to w ynio

słości, ani te ż zagłębienia. Pozostaje więc tylko przypuszczenie, że w m iejscach, gdzie są sm ugi, m a te r ja ł k sięży ca silniej odbija świa

tło; są to więc j a k b y szczeliny, wypełnione m a te rja łe m silniej od b i

j a j ą c y m światło.

B u d o w a c h em iczn a księżyca, jak o ciała, niem ającego własnego św iatła, p r z y o b e c n y m stan ie nau k i nie może być z b a d a n a .

§ 50. R uch księżyca dokoła ziem i.

Prócz pozornego ru c h u dziennego na zachód w raz z całym skle

pieniem niebieskim , księżyc w y k o n y w a ła t w y do zaobserw ow ania ruch p o m ię d z y g w ia z d a m i w k ie ru n k u przeciw nym — n a wschód. W ciągu d o b y odsuw a się księżyc n a wschód od gwiazdy, koło której b y ł poprzednio, prz e c ię tn ie o 13°— i po 27 dniach ⁸ godzinach, czyli po t a k z w a n y m m i e s i ą c u g w i a z d o w y m , znów p ow raca do tej s a mej gw iazdy.

W zw iązku z ru ch em księżyca p om iędzy gw iazdam i stale zmie

nia się odległość n a sklepieniu pom iędzy księżycem a słońcem.

W p raw d zie słońce t a k ż e posuw a się n a wschód (¹° dziennie po ekli- p tyce) ale księżyc w yprzedza go znacznie; jeżeli np. księżyc był po

przednio w pobliżu słońca, t j n astę p n e g o dnia jest j u ż od d alo n y od niego o 12° na wschód. Przeciąg więc czasu p o m ięd zy górowaniami k sięży ca jest d łu ższy od d o b y słonecznej, m ianowicie o 48 m inut;

tyle bow iem czasu p o trz e b u je księżyc, b y w sw ym ruchu dziennym przejść t e ^{1 2}°, na k tó re on się odsunął ku wschodowi od słońca.

Księżyc, podobnie j a k i słońce, posuw a się n a wschód ( r y s . 9 5) p o ^ o k r ę g u ^ j k o ł a (MN), przechodzącego przez z o d ja k . D ro g a jego przecina e k lip ty k ę ( E K ) pod k ą t e m zaledwie 5° (509'); p rz y dzien

n y m więc ru c h u k się ż y c się wznosi t a k sam o, j a k p u n k t y ekliptyki, czasem w yżej, czasem niżej n a d poziom em . P u n k t y p rze

cięcia o rb ity k sięży ca z ekli- p t y k ą zw iem y w ę z ł a m i ; o d ró ż n ia m y w ę z e ł w s t ę p u j ą c y (W j), od którego księżyc przechodzi n a pół

noc, i w ę z e ł z s t ę p u j ą c y ( W 2), od k tó reg o księżyc przechodzi n a południe od ekliptyki. N ajb a rd z ie j o d d a lony je st k się ż y c od e k lip ty ki, g d y się z n a jd u je p o m i ę d zy w ę złam i (położ. M i N);

wówczas odległość śro d k a t a r c z y k s ię ż y c a od e kliptyki w ynosi 33000 kil.

P o w y ż sz y ruch k się ż y c a nie je s t ru c h e m p o zo rn y m , ja k im jest ruch słońca po ekliptyce, lecz— ru c h e m rzeczy w isty m k się ż y c a dokoła ziemi. W ciągu m iesiąca gwiazdowego (27 dni ⁸ godzin) księżyc rzeczywiście z a ta c z a d ro g ę dokoła ziemi na zasadzie z n a n y c h n a m j u ż p ra w K ep lera ( s t r . 4 4 ) , z n a jd u ją c y c h zastosow anie i p rz y ru c h u k się ż y c a d okoła ziemi.

W e d łu g pierw szego p r a w a K e p le ra k s ię ż y c p o su w a się po elip

sie, zbliżonej do koła, a w je d n y m z jej ognisk z n a jd u je się ziemia.

P r z y t y m o rb ita k s ię ż y c a je st bardziej w y d łu ż o n a , aniżeli o rb ita ziem ska; m im o śró d jej w ynosi Vis (m im o ś ró d o r b ity ziemskiej

Veo)-P u n k t y — p r z y z ie m n y i o d z ie m n y — n ie s ą p u n k ta m i s ta łe m i n a o r b ic ie k s ię  ż y c a (a n a lo g ja z r u c h e m p u n k t ó w p r z y s ło n e c z n e g o i o d s ło n e c z n e g o str . 7 0 ); p rze

s u w a ją s ię o n e p o o r b ic ie z z a c h o d u ku w s c h o d o w i p r a w ie o 3j/2° w c ią g u m ie  sią c a ; k ie r u n e k z a t y m o si w ie lk ie j d ro g i k s ię ż y c a s to p n io w o s ię z m ie n ia . P o 9 p ra w ie la ta c h p u n k t y — p r z y z ie m n y i o d z ie m n y — p o w r a c a ją d o p o p r z e d n ic h s w y c h p o ło ż e ń .

E lip t y c z n y m k s z t a łt e m d rogi k s ię ż y c a t ło m a c z y m y z m ie n n o ś ć w id z ia ln e j w ie lk o ś c i k s ię ż y c a (str . 104) o ra z je g o p a r a la k s y p o z io m e j.

W ed łu g drugiego p ra w a K eplera, k się ż y c po su w a się dokoła ziemi nierów nom iernie: w pobliżu p u n k t u p rz y z ie m n e g o biegnie p r ę dzej, blizko p u n k t u odziem nego— wolniej.

F a l i s t o ś ć d r o g i k s i ę ż y c a . J e ż e li w e ź m ie m y p o d u w a g ę, ż e k s ię ż y c — p ró cz r u ch u d o k o ła z ie m i— w y k o n y w a je sz c z e ruch w r a z z n ią d o k o ła sło ń c a , to p r z y j

d z ie m y d o w n io s k u , że d r o g a k s ię ż y c a p o w in n a b y ć n ie e lip są , le c z lin ją fa lis tą (r y s. 9 6 ).

•[f !

'/

y Egäsffiffg) •£'V- $;■' ’ v

R ys . 9 6 .

D la p o g lą d o w o ś c i— k r z y w iz n a d rogi k s ię ż y c a je s t p o w ię k sz o n a .

§ 51. R uch węzłów orbity k siężyca.

W ę z ły n ie z a jm u ją s ta łe g o p o ło ż e n ia n a e k lip ty c e : p r z e su w a ją s ię o n e ru  c h e m w s te c z n y m r o c z n ie p r z e sz ło o 19° i o b ie g a ją e k lip ty k ę w c ią g u la t 18% . In- n em i s ło w y — o r b ita k s ię ż y c a p r z e s u w a się p o e k lip ty c e , p r z e c in a ją c ją w co ra z to in n y m m ie js c u , p r z y c z y m z a c h o w u je w z g lę d e m niej s ta łe n a c h y le n ie (k o ło 5°).

U W A G A . R u c h t e n p r z y p o m in a n am w y p r z e d z a n ie p u n k tó w ró w n o n o c n y c h , z w ią z a n e z p r z e s u w a n ie m się r ó w n ik a n ie b ie sk ie g o p o e k lip ty c e (str . 65).

W s k u t e k p o w y ż s z e g o r u c h u — o r b ita k s ię ż y c a z m ie n ia [sw e n a c h y le n ie w z g lę  d e m r ó w n ik a , ja k t o w id z im y z ry s. 9 5. N a t y m r y s u n k u lin ja M N o z n a c z a or

b itę k s ię ż y c a — n p . w d a n ej c h w ili, a lin ja Mj N x b ę d z ie o r b itą k s ię ż y c a p o p rzeszło 9 la ta c h . W p ie r w s z y m w y p a d k u o r b ita k s ię ż y c a , n a jm n ie j n a c h y lo n a do r ó w n i

k a t w o r z y z n im k ą t 28% ° / ( ^ N R2 = X K R2 + V N K = 23V 20 + 5°); w d ru g im w y p a d k u n a c h y le n ie o r b ity k s ię ż y c a d o r ó w n ik a j e s t n a jw ię k s z e i w y n o si

IS 1/ .» / M , R , = ^ K R2 — v K M ! == 2 3 V 20— 5°).

W s k u te k n ie je d n a k o w e g o n a c h y le n ia o r b ity k s ię ż y c a w z g lę d e m r ó w n ik a , n a j

w y ż s z e i n a jn iż s z e p o ło ż e n ie k s ię ż y c a n a d p o z io m e m p r z y g ó r o w a n iu w c z a s ie o b ie  g ó w d o k o ła z ie m i— t e ż b y w a r o z m a ite .

U W A G A . Z n a ją c p o ło ż e n ie r ó w n ik a n ie b ie sk ie g o , m o ż e m y d la k a ż d e j m ie j

s c o w o ś c i o b lic z y ć m o ż liw e n a jw ię k s z e i n a jm n ie jsz e w z n o s z e n ie się k s ię ż y c a n a d p o z io m e m p r z y g ó r o w a n iu .

§ 52. Fazy księżyca.

W zw iązku ze z m ia n ą położenia księżyca w zględem słońca, czyli w zw iązku z ru c h e m k sięży ca dokoła ziemi, są t a k zw ane fazy lub o d m i a n y k s ię ż y c a . N a rys. 97 litera Z oznacza ziem ię z rów noleżni

k a m i i p o łu d n ik a m i, łu k M N — część drogi ziemskiej dokoła słońca,

W dokumencie Kosmografja do użytku szkolnego (Stron 109-175)