Komety. Meteory

§ 7 9 . K o m e ty . § 8 0 . G w ia z d y sp a d a ją c e , b o lid y i a e r c lity .

§ 8 1 . Ś w ia tło z o d ja k a ln e .

§ 7 9. K o m e t y .

K o m e t y „ g w ia z d y o g o n ia s te “ , — niegdyś ta je m n ic z e z w iastu n y nieszczęść, z o s ta ły obecnie w z n a c z n y m j u ż s to p n iu zb adane, a r u ­ ch y ich— u j ę t e w pew ne p ra w a . Obserwacje, u rząd zan e przez uczo­

nych, w y k r y ły n ie je d n ą s e tk ę k o m et. A ileż to je st k o m e t jeszcze n i e p o z n a n y c h z p o w odu swej odległości i słabego blasku!

Odległe k o m e t y u k a z u j ą się w postaci mglistych obłoczków, w id zialn y ch je d y n ie przy p o m o c y silnych teleskopów ( r y s . 144, 145, 146). W m i a r ę z b liż a n ia się do słońca a z a ra z em i do ziemi

oblo-R y s . 1 4 4 .

K osm ografja.

R y s . 14 5. R y s . 14 6.

11

R y s . 1 4 7 .

.zajm uje dziesiątki stopni przestrzeni n a niebie; m o g łab y ona sięgnąć

gu do pew nego s to p n ia się

N ie k t ó r z y u c z e n i u tr z y m u ją , że n ie m a k o m e t o d d a la ją c y c h s ię o d n a sz e g o s y s t e m a t u w n ie s k o ń ­ c z o n o ś ć . Z d a n ie m ic h — w s z y s t k ie k o m e ty p o sia d a ­ j ą o r b it y e lip ty c z n e ze sioń ^ gm w je d n y m z o g n isk . A ż e p r z y t y m n ie k tó r e z k o m e t m a ją o lb r z y m i m i- m o ś r ó d i o k r e s o b ie g u , w y n o s z ą c y w ie le t y s ię c y la t, w ię c są to k o m e t y , b ie g n ą c e t y lk o p o z o r n ie po d ro ­ g a c h p a r a b o lic z n y c h .

Z A D A N I A .

t ) O b lic z y ć p r z e c ię tn ą o d le g ło ś ć k o m e ty H a lle y ’a o d s ło ń c a ?

2 ) O b lic z y ć p r z e c ię tn ą s z y b k o ś ć k o m e ty E n c k e ’g o ?

§ 80. Gwiazdy spadające, bolidy i aerolity.

R y s . 1 5 3 .

K o m e ty , m a ją c e n iezn aczn ą gęsto ść P r z e c ię c ia s to ż k o w e ,

a d u ż ą rozciągłość, nie m o g ą b y ć ciałami

tr w a łe m i. K o m e t y , przech o d ząc w pobliżu słońca i p la n e t — ciał w iększej m a s y w p o ró w n a n iu z m a są k o m e t —- u le g a ją przy ciąg an iu t y c h ciał i r o z p a d a j ą się na części. P rzypuszczenie to stw ie rd z a ją o b s e rw o w a n e f a k t y ro z p a d a n ia się k o m e t ( r y s . 1 5 4 i 1 5 5 ) oraz p o ja w ia n ia się czasem, z a m ia s t sp odziew anych k om et, licznych

dro-KOŁO

EUP'-SA

R y s . 1 5 4 . R y s . 1 5 5 .

R o z p a d n ię c ie się k o m e ty B ie li K o m e ta B r o o k sa n a 2 cz ę śc i (r. 18 4 6 ). z r. 1899-go,

b n y c h ciał s ta ły c h — t a k z w a n y c h gwiazd sp a d a ją c y c h , o w adze n a j c z ę ś ­ ciej m niej, n iż gram o w ej; zjawisko ta k ie obserw ow ano w r. 1872, g d y — z a m i a s t oczekiw anej k o m e t y Bieli — n a s tą p ił rzęsisty deszcz gwiazd.

R o z p ro sz o n e cząstki k o m e t bieg n ą zw ykle po d rogach kom et:

zani-R y s . 1 5 6 .

zn aczn ie się z m n iejszy ilość z n a jd u ją c y c h się na

v> w M I i

ziemi ( r y s . 1 6 0 ) . P o d o b n e zjaw isk o r o z p r y ś n ię c ia się o lb rz y m ie g o

§ 8 1 . Światło zodjakalne.

W okolicach ró w nikow ych praw ie w k a ż d ą p o g o d n ą noc b ez­

k s ię ż y c o w ą m o ż e m y z a u w a ż y ć n a tle ciemnego n ie b a b a rd z o s ł a b e św iatło, o postaci sto ż k o w a te j; wznosi się ono n a d h o r y z o n te m p o ­ p rzez g w ia z d y z o d ja k u od stro n y , gdzie je st słońce; s tą d zw iem y to>

R y s. 162.

ś w ia tło z o d ja k a ln y m , czyli zw ierzyńcow ym . W n a sz y c h szerokościach;

św iatło to w y ją tk o w o ty lk o m oże być w idzialne; z p o w o d u bow iem nizkiego w znoszenia się z o d ja k u n a d p o z io m e m , św iatło z w ie rz y ń c o ­ we nizko się w znosi, w s k u t e k czego go nie w id ać. T y lk o w tyciu m iesiącach, k ie d y po zachodzie (lu ty , m arzec) lub p r z e d w sc h o d e m (wrzesień, p a ź d z ie rn ik ) słońca z o d ja k w ysoko się w znosi n a d n a s z y m p o zio m em , d elik a tn ie się zary so w u je św iatło zw ierzyńcow e. W m i e j ­ scow ościach o p rz e z ro cz y ste j a tm o sferze św iatło to p rz e c h o d z i przez:

całe sklepienie niebieskie.

Św iatło z o d ja k a ln e p ra w d o p o d o b n ie p o w s ta je w s k u t e k o d b i c i a p ro m ie n i św ietlnych od licznych m eteorów , k r ą ż ą c y c h d o k o ła słońca,, w p ła szczy źn ie e k lip ty k i.

XVIII. G w i a z d y .

§ 8 2 . I lo ś ć g w i a z d . G w ia z d o z b io r y . B la s k g w ia z d . § 8 3 . G w ia z d y z m ie n n e i n o w e . § 8 4 . O d le g ło ś ć g w ia z d o d z ie m i. § 8 5 . B o d o w a f i z y c z n a i c h e m i c z n a g w ia z d . § 8 6 . R u c h r z e c z y w is ty g w ia z d . G w ia ­ z d y p o d w ó j n e i w ie lo k r o tn e . M a s a g w ia z d . § 8 7 . G r o m a d y g w ia z d .

D r o g a m l e c z n a .

§ 82. Ilość gw iazd. G w iazdozbiory. B lask gw iazd.

P o z n a liś m y j u ż ciała, w ch o d zące w s k ład naszego s y s t e m a t u sło n e c z n e g o , p r z e n ie ś m y się t e r a z do gw iazd— ś w ia tó w bardziej odle­

g ły c h , i w s k u te k tego m niej z b a d a n y c h . Przeszło 100 m iljo n ó w ty c h ciał w id z im y przez teleskop; znacznie więcej m a m y ich n a czułych kliszach fo to g ra fic z n y ch ; a ileż to se te k m iljonów u k r y w a się jeszcze p rz e d n a s z y m w zrokiem ! G w iazd w id zialn y ch g o ły m okiem n a całej k u l i niebieskiej je s t ty lk o koło 7000; p r z y t y m w noc g w ia ź d z is tą

n a r a z o b s e rw u je m y n a półkuli nie­

bieskiej nie połow ę tej ilości, lecz m niej (koło 3000). N ie k tó re b o ­ w iem gw iazdy, z n a j d u j ą c e się p rz y horyzoncie, s t a j ą się nied o strzeg al- n em i, g d y ż prom ien ie, idące od nich, p rz e c h o d z ą przez g ru b s z ą w a r ­ s tw ę a tm o s f e r y (str. 19).

D la u ła tw ie n ia o r je n ta c ji w t y m m n ó s tw ie gw iazd ł ą c z y m y je w g w ia ­ zdozb io ry , różn iące się p o m ię d z y sobą u k ła d e m i w ielkością gwiazd;

poszczególne g w ia z d y t y c h g w ia z d o ­ zbiorów o z n a c z a m y k o le jn o w edług siły ich b lask u greck iem i literam i (a, ß, Y, S, s, t, 7] i t. d.). W ię k sz o ść n a z w g w iazdozbiorów o raz n ie k tó -

R y s . 1 6 3 . rych poszczególnych gw iazd

pocho-J a k daw n iej rysow an o gw iazd ozb iory, dzi z czasów b a r d z o odległych. N a ­ z w y te częściowo m a j ą zw iązek

2 z a ję c ia m i ludzi (Strzelec), częściowo p o św ięco n e są b o g o m (Per- se u s z ), lub p o s ta c io m m it y c z n y m (H erkules), wreszcie p a m ię c i w y ­ b i t n y c h ludzi ( T a r c z a Sobieskiego) i t. p.

KASS10PE

CEFEU51

P O L A R N A

M.NItmW.

Z ależnie od siły b lask u — dzielim y w szy stk ie z n a n e n a m g w ia z d y

— w zw iązk u z r u c h e m p o z o r n y m słońca po ek lip ty ce (str. 36). P o ­ z o s t a j ą s t a ł e m i je d y n ie s p ó łrz ę d n e rów nikow e gw iazd — zboczenie

i w s t ę p p r o s ty ; z re s z tą i te po wielu la ta c h u le g a ją z m ia n o m , w sk u - -tek precesji ( s tr. 65).

§ 83. Gwiazdy zm ienne i now e.

Z n a c z n a ilo ś ć gwiazd z m ien ia s to p n io w o silę swego blasku; są to g w ia z d y z m i e n n e . N ie k tó re z n ich z m ie n ia ją blask w ściśle o z n a c z o n y m okresie. N a p r z y k l a d — g w ia z d a ß gw iazd o zb io ru Perseusza z w a n a A lgolem w ciągu 2 dni 111/ 2 godzin b łyszczy ja k o g w ia z d a 2-ej w iel­

kości, n a s t ę p n i e s to p n io w o zm n ie jsz a się jej blask w ciągu 4 7 2 g o ­ d z i n i s t a j e się o n a g w ia z d ą 4-ej wielkości, p oczym w ciągu 4 7 2 go­

d zin b la s k jej się zw iększa i z n ó w s ta je się ona g w ia z d ą 2-ej wiel­

k o śc i. Z jaw isko to tło m a c z y się p e rjo d y c z n y m zasła n ia n ie m g w ia z d y p rz e z jej ciem nego s a te litę . N ie k tó re g w ia z d y z m ie n n e nie u le g a ją z m i a n o m t a k p raw id ło w o ok reso w y m . Istnieje w ię c p rz y p u sz c z en ie , i e to c ie m n e p la m y , tw o rzące się na g w ia z d a c h (an alo g iczn e do p l a m s ło n eczn y ch ), z m n ie js z a ją nieco siłę ich blasku: po u s tą p ie n iu t y c h p l a m — g w ia z d y z a c z y n a ją błyszczeć z d a w n ą siłą.

G w ia z d y n o w e o d ró ż n ia ją się od g w iazd z m ie n n y c h s z y b k ą

■zmianą siły b la sk u ; czasem w ciągu kilku dni d ro b n e te leskopow e g w i a z d y s t a j ą się w idzialne dla gołego oka — w postaci silnie b ły ­ s z c z ą c y c h gw iazd , p o c z y m w k ró tc e z n ó w całkowicie z n i k a j ą dla n a ­ sz e g o w zro k u . Z n a jb a r d z ie j z n a n y c h no w y ch g w iazd w s p o m n ijm y o gwieździe, k t ó r a w X V I - y m stu leciu z a ja ś n i a ł a nagle w g w ia z d o ­ z b io r z e K a ssio p e i b la sk ie m silniejszym od p l a n e t y W en ery , po czy m s t o p n io w o b lask jej zaczął się zm niejszać, a ż zn ik ła n a m z oczu.

P rz y c z y n a tego r a p to w n e g o s p o tę g o w a n ia się b la sk u gw iazd p o z o s t a j e d la n a s d o t y c h c z a s n ie w y tło m a c z o n ą; b y ć m oże, że z ja w i­

s k o to p o w s ta je — w s k u te k zderzenia d w uch ciał niebieskich; n ie w y ­ k l u c z o n y m je st ró w n ie ż p rzypuszczenie, że w d a n y m ciele z a c h o d z ą j a k i e ś w e w n ę t r z n e fizy czn o -ch em iczn e procesy.

§ 84. Odległość gw iazd od ziem i.

. O znacznej odległości g w iazd od naszego s y s t e m a t u m o ż e m y -wnioskować ch o c ia ż b y z tego f a k tu , że w szy stk ie on e — w idziane n a w e t p rz e z najsilniejsze te le s k o p y — m a j ą zawsze p o s ta ć p u n k c ik ó w (teleskop z w i ę k s z a je d y n ie siłę ich blasku).

Ścisłe w ięc obliczenie o lb rz y m ie j odległości gwiazd od ziem i nie je s t z a d a n ie m Jatw em . Chcąc rozwiązać to z a d a n ie nie m o ż e m y k ie ro w a ć się siłą b lask u gw iazd, k t ó r a b y n a j m n i e j nie św iadczy o mniejszej lu b w iększej odległości ich od nas: nieraz g w ia z d y b a r ­ dziej oddalone p o s ia d a ją blask silniejszy, czy to w s k u te k tego, że s ą więcej rozżarzone, czy te ż dlatego, że są w iększe. R ó w n ie ż — nie m o ż e m y p rz y obliczaniu odległości g w iazd k o rz y s ta ć z ich p a r a la k s y po zio m ej, n a wzór obliczania odległości słońca, k s ię ż y c a i planet;

d la odległych bo w iem gw iazd n ie p o d o b n a określić ich p a r a l a k s y p o ­ zio m ej (str. 53). K o r z y s t a m y p rz e to z innej p a ra la k s y , a m ia n o w i­

cie— rocznej (o p a ra la k s ie rocznej szczegółowo m ó w iliś m y n a str. 50).

M a ją c p a r a l a k s ę ro czn ą d a n e j g w iazd y oraz w ielk o ść p r o m ie n ia o rb i­

t y ziemskiej, m o ż e m y obliczyć m a t e m a t y c z n i e odległość g w ia z d y od słońca i od ziem i (im w ięk sza p a r a l a k s a roczna, t y m g w ia z d a leży bliżej).

Poniżej p o d a je m y p a r a l a k s ę ro czn ą n a jb a r d z ie j z n a n y c h b liż ­ s z y c h g w iazd oraz ich odległość w y m ie r z o n ą n a p o d s ta w ie ilości lat, w ciągu k t ó r y c h św iatło przebiega od ty c h ciał do ziemi (św iatło p rz e c h o d z i n a s e k u n d ę około 300,000 kilom.).

Ś w ia tło d o ­ P a r a la k s a c h o d z i d o z ie ­

r o c z n a m i w c ią g u la t

ot C e n ta u r a (n a jb liż s z a

o d n a s g w ia z d a ) 0 ” ,7 5 4

A ld e b a r a n 0 ,5 2 6

S y r ju s z 0 ,3 8 8

A lta ir 0 ,2 0 16

W e g a 0 ,1 6 2 0

K o z a 0,11 30

P o la r n a 0 ,0 7 47

A rk tu r 0 ,0 2 163

P o n iew aż p a r a la k s a ro czn a stw ie rd z o n a je s t ty lk o dla k ilk u d z ie ­ sięciu bliższych gwiazd, więc o odległości d alszy ch g w iazd ści­

s ły ch d a n y c h nie m a m y . P r a w d o p o d o b n ie są to gw iazdy, od k t ó ­ ry c h św iatło idzie do n as ty s ią c e lat. M ożliw ym je s t n a w e t, że w d an ej chwili p rz e s ta ły j u ż istnieć ja k ie ś odległe gw iazdy, a m im o t o p ro m ie n ie ich do n as d o ch o d zą i dochodzić jeszcze b ę d ą w cią­

gu ty s ię c y lat.

P o t y c h o lb rz y m ic h odległościach— ciała naszego s y s t e m a t u sło­

necznego w y d a d z ą się n a m d o sy ć błizkiem i. P rz e c ie ż św iatło od słońca idzie do n as zaledwie 8 m i n u t , od krańcow ej p l a n e t y N e p t u n a

— 4 godziny, g d y od n ajb liższej g w i a z d y — a ż 4 lata! Z aiste, g d y ­ b y ś m y mogli rzucić okiem a n a w e t sp o jrzeć przez teleskop z gwiazd na cały n a sz s y s t e m a t słoneczny, u j r z e lib y ś m y c o n a jw y ż e j m a łą b ły szczącą gwiazdkę-— nasze słońce.

§ 85. B udow a fizyczn a i ch em iczn a gw iazd.

B u d o w a fizy czn a i ch e m ic z n a gw iazd— ciał m a ją c y c h w łasne swe św iatło z o stała z b a d a n a , d zię k i z n a n e j n a m j u ż analizie w id m a ( p a t r z str. 138).

P o n iew aż gw iazdy, p o d o b n ie j a k słońce, m a j ą w id m o ciągłe z c ie m n y m i p r ą ż k a m i , w n io s k u je m y s tą d , że t e niezm iernie r o z ż a ­ rzone ciała są otoczone g a z o w ą a t m o s f e r ą o te m p e r a t u r z e niższej, aniżeli jąd ro . M iejsca z a ś c ie m n y c h linji w w id m ie świadczą, iż w sk ład g w ia ź d z is ty c h a tm o s f e r w c h o d z ą p ie rw ia stk i, w łaściw e słoń­

cu i ziemi (w odór, m agnez, żelazo i inne).

Poszczególne w id m a g w iazd r ó ż n ią się p o m ię d z y sobą, a ró ż n i­

ce t e n a s u w a ją n a m m y śl o n ie je d n a k o w y m ich s ta n ie fizy czn y m . G w ia z d y białe, do k t ó r y c h n a l e ż y przeszło połow a w sz y stk ic h g w iazd (np. Rigel, W eg a, Syrjusz), d a ją w id m o z nielicznem i cie- m n e m i p r ą ż k a m i , co w s k a z u je n a n iezw y k le w y s o k ą t e m p e r a t u r ę a tm o s f e r t y c h gw iazd, — z n a c z n ie w y ż s z ą od t e m p e r a t u r y naszego słońca.

W id m o gwiazd ż ó łty c h (np. K oza, A r k t u r ) zaw iera j u ż liczne p r ą ż k i m etalów , z czego w n io s k u je m y o z n a c z n y m oziębieniu się ich a tm o s fe ry . G w ia z d y te m a ją w id m o p o d o b n e do tego, ja k ie p o siad a słońce, a w ięc i t e m p e r a t u r a t a k ż e m usi b y ć z b liżo n a do słonecznej.

P ra w d o p o d o b n ie więc i słońce, w idziane z g w iazd, p rz e d s ta w ia ło b y się w postaci żółtej gw iazdki.

W w id m ie gwiazd czerw o n y ch (n p . « H erk u lesa, B eteigeuze), z n a j d u ją c y c h się n a niebie w niewielkiej ilości, m o ż e m y z a u w a ż y ć niezm iernie liczne p rą ż k i, s k u p io n e w szerokie p a sy . G w ia z d y te, o t e m p e r a t u r z e jeszcze niższej n iż gw iazd y żółte, otoczone są p r a ­ w d o p o d o b n ie a tm o s f e r ą oziębioną, w k tó re j skład w c h o d z ą — prócz p ie rw ia stk ó w — związki ch em iczne (węglowodór, tle n e k węgla i inne).

§ 86. R uch rzeczyw isty gwiazd. Gwiazdy podwójne

j e d n a d o k o ła drugiej, o b ie g a ją p r z y t y m — zgodnie z p r a w a m i K e p le ­ r a — d o k o ła w spólnego dla nich c e n t r u m ciężkości. Czas ich obie-

’gu j e s t b a r d z o ro z m a ity : w a h a się p o m ię d z y kilku a t y s i ą c a ­ mi lat. Z n a c z n y m im o ś ró d o r b it gwiazd p o d w ó jn y c h w ynosi p rz e ­ c ię tn ie 0,5.

G o ły m o k ie m m o ż e m y o b se r w o w a ć t y lk o w y j ą tk o w o p o d w ó jn e f iz y c z n ie

•g w ia zd y : g w ia z d ę & z g w ia z d o z b io r u B y k a (w ie c z o r e m z im ą ) i g w ia z d ę e, z g w ia ­ z d o z b io r u L u tn i (w le tn i w ie c z ó r ).

O p ierając się n a r u c h a c h n ie k tó r y c h bliższych gw iazd p o d w ó j­

n y c h , uczeni obliczyli ich m a sę , k t ó r a naogół p rz e w y ż sz a m a s ę n a ­ szego słońca. G ę sto ść za ś w iększości gw iazd je s t znacznie m n ie jsz a

od g ęsto śc i słońca, a nieraz g ęsto ść p r z e c ię tn a gw iazd je st m niejsza n a w e t od gęstości p ow ietrza.

§ 87. G ro m a d y gwiazd. D r o g a m leczn a.

G w iazd y są rozsiane n ie ró w n o m ie rn ie n a sklepieniu niebieskim . 'Gdy w n ie k tó ry c h m ie jsc a c h n a w e t przez teleskop nie w id zim y ż a ­

dnej gw iazdki, to w in n y c h gw iazdy, s k u p io n e w znacznej ilości, tw o rz ą t a k zw ane g r o m a d y g w i a z d . N a p r z y k ła d w z n a ­ nej g ro m ad zie P le ja d (w g w ia ­ zdozbiorze B y k a )— z a m ia s t kil­

k u gwiazd, w id zialn y ch go­

ły m okiem ( r y s . 1 6 5 —-A), przez lo rn e tk ę z o b a c z y m y dzie­

siątk i gwiazd, p rzez teleskop zaś n a niewielkiej przestrzeni

— całe setki.

W n ie k tó ry c h miejscach n ie b a g w ia z d y są t a k stłoczo- p , e j a d y ne, że g r o m a d y ich,

obserwo-A — P le ja d y o b s e r w o w a n e g o ły m o k ie m . w a n e . z z i e m i g o ł y m B — P le j a d y o b se r w o w a n e p r z e z s ła b ą lu n e tę , p r z y b ie r a ją p o sta ć m glistych

obłoczków; przez l u n e t ę n a ­ t o m i a s t w id z im y t u niezliczoną m oc gw iazd m n ie jsz y c h i większych,

p rz y c z y m k u k ra w ę d z i tego zbiorow iska gęsto ść gw iazd się z m n ie j­

s z a ( r y s . 1 6 6 , 1 5 7, 1 6 8 ). G ro m a d a gwiazd z gw iazdozbioru

Her-R y s . 1 6 5 .

R y s . 1 6 6.

G ro m a d a g w ia z d z g w ia z d . C en ta u ra .

R y s . 1 6 7 . G r o m a d a g w ia z d z g w ia z d o z b . W o d n ik a .

R y s . 1 6 8 . G ro m a d a g w ia z d z g w ia z d o z b . H e r k u le s a .

kulesa t a k je s t sk u p io n a, że n a w e t p rzez teleskop n ie p o d o b n a rozróżnić p oszczególnych gwiazd jej środka ( r y s . 1 6 8 ) .

P o d s t o p n ie m n a sz e j sz e r o k o śc i m o ­ ż e m y o b s e r w o w a ć w c ie m n e n o c e g o ły m o k ie m lu b z lo r n e tk ą g r o m a d y g w ia z d w p o s t a c i o b ło c z k a : 1) w g w ia z d . R a k a , 2) H e r k u le sa i 3; P e r se u s z a .

N ajw ięk sze i n ajw sp an ialsze skupienie gwiazd tw o rz y drogę m le c z n ą w postaci szerokiego pasa, k t ó r y o b e jm u je n aszą zie m ię w raz z c a ły m s y s t e m a t e m słonecznym .

W c ie m n ą noc b e zk sięży co w ą mo- R y s . 169.

ż e r n y p o d z i w i a ć t ę j a s n ą s m u g ę , F o to g r a fja m a le j c z ę ś c i d r o g i m le c z n e j..

k t ó r a w n ie k tó r y c h m iejscach się

rozszerza, w in n y c h zw ęża, lub się rozw idla. J a k ą ż to o lb r z y m i ą ilość gw iazd w sk a ż e n a m lu n e ta , skierow ana ku d ro d z e m lecznej ( r y s . 169)1 Z n a jd z ie się t u w iększość gwiazd telesk o p o w y ch ; w p o ­ bliżu drogi tej u k a ż ą się n a m n a jw s p a n ia ls z e gw iazdy. W m i a r ę o d d a la n ia się od drogi mlecznej -— ilość gwiazd szybko m aleje.

XIX. M g ł a w i c e .

§ 8 8 . M g ła w ic e . § 8 9. H y p o te z a K a n ta i L a p la c e ’a .

§ 8 8. M g ł a w i c e .

Nie w sz y stk ie m gliste obłoczki, o b serw ow ane n a sklepieniu n ie­

bie sk im , są odległemi g r o m a d a m i gwiazd; n ie k tó r y c h p r z y n a jsiln ie j­

szym n a w e t pow iększeniu — nie m o ż n a rozdzielić n a poszczególne g w ia z d y . N o szą one n a z w ę m gław ic. K s z t a ł t e m swoim i silnym ro z rz e d z e n ie m m gław ice p r z y p o m i n a j ą odległe k o m e t y , w idzialne t a k ż e w p o staci obłoczka (str. 161). O d r ó ż n ia ją się je d n a k od k o ­ m e t t y m , że nie z m ie n ia ją swego położenia p o m ię d z y g w ia z d a m i.

G o ły m okiem — a n a w e t przez lo r n e t k ę — niewiele s p o s trz e ż e m y ty c h m g lis ty c h ciał, niezm iernie od n a s o d d alo n y c h ; n a p r z .— w ciem ną noc je s i e n n ą lub n a p o c z ą tk u z im y m o ż e m y obserw ow ać m gław icę w g w iazd o zb io rze A n d ro m e d y ; przez lo rn e tk ę , a czasem i g o ły m ok ie m — w id z im y w zim ie— m g ła w ic ę O riona. N a t o m i a s t p r z y p o m o ­ cy l u n e t y j u ż m o ż n a obserw ow ać tysiące mgławic; o istnieniu zaś in n y c h , n iew id zialn y ch n a w e t p rzez najsilniejsze te le sk o p y , p r z e k o n y ­ wa n a s f o to g r a f ja ("porównaj od k ry cie k s ię ż y c ó w str. 148).

K s z t a ł t m g ław ic b y w a n a d z w y c z aj ró ż n o ro d n y : n p . m g ław ica O rio n a tw o r z y n ie fo re m n ą m a s ę ( r y s . 1 7 0 ) , in n e z n ó w m a j ą k s z t a ł t

R y s . 1 7 0 . M g ł a w i c a O r i o n a .

R y s . 1 7 1 . M g ła w ic a A n d r o m e d y .

pierścienia (w L u tn i r y s . 1 7 2 ) , ta rc z y , lub są spiralnie skręcone (z gw iazdozb. P s y gończe r y s . 1 7 3 ) . Istn ieją te ż m gławice p o ­ dw ójne: obok większego m glistego

obłoczka w y s tę p u je w t e d y m a ły obłoczek.

W id m o m gławic, sk ła d a ją c e się z ja s n y c h p rą ż k ó w (hel, w o ­ dór), dowodzi ich gazowej b u d o ­ w y (str. 138). G a z y te z a j m u j ą nie ra z o lb rz y m ią p rz e s trz e ń w ie lo ­ k r o t n i e w ięk szą od naszego syste- m a t u słonecznego; są one j e d n a k t a k rozrzedzone, że przez nie p rze­

św iecają gw iazdy, i nie z a u w a ż y ­ l ib y ś m y ż a d n y c h praw ie zm ia n ,

g d y b y np. ziem ia z n a la z ła się w ś ro d k u ta k ie j m gław icy.

S ta n o w ią ty l k o w y j ą t e k m gławice spiralne, k t ó r e m a j ą w idm o ciągłe ta k ie sam o, j a k g r o m a d y gwiazd, co dowodzi, że m gławice te s ą n a d z w y c z aj odległemi s k u p ien iam i gwiazd. G d y b y ś m y spojrzeli z ty c h odległych ś w ia tó w w kie­

r u n k u naszej ziem i, to m oże zo­

b a c z y l i b y ś m y d ro g ę m le c z n ą w p o ­ sta c i ta k ie j sa m e j niewielkiej spi­

ralnej m gław icy z n a s z y m syste- m a t e m w e w n ą trz .

§ 89. H ypoteza K anta i L aplace’a.

Mgławice odległe— t e obłoczki m g liste — są to m o że praro d zicielk i s y s t e m a t ó w słonecznych, z k t ó r y c h p o w s t a n ą z czasem n ow e gw iazd y

— słońca. M at er j a bow iem , b ę d ą c M g ła w ic a s p ir a ln a P s ó w G o ń c z y c h ,

w ieczną, p r z y jm u je coraz inne for­

m y . W szy stk ie ciała we wszechświecie p r a w d o p o d o b n ie nie b y ły ta k i e m i , ja k ie m i są obecnie i nie z a c h o w a ją n a zawsze swej obecnej p o staci. N ie k tó re z nich s ty g n ą , inne r o z ż a rz a ją się coraz bardziej, i n n e z n ó w z m ie n ia ją swój k s z ta łt. Nie dziw: ciała w swej w ę d r ó w ­

R y s . 1 7 2 . M g ła w ic a L u tn i.

ce w szech św iato w ej n a coraz to inne n a t r a f i a j ą w a r u n k i, p o n ie w a ż u le g a ją p rz y c ią g a n iu coraz t o in n y c h cial.

N ie p o d o b n a przew idzieć w sz y stk ic h z m ia n , ja k ie z a j d ą z ciała­

mi niebieskiem i. Przecież n i e z b a d a n y je st jeszcze n ależycie n ie ty lk o ruch gwiazd w p rzestrzen i, ale n a w e t i ruch naszego s y s t e m a t u sło­

n ecznego. Może słońce k ie d y ś o stygnie, i z a m r z e wszelkie życie n a ziem i; m o że w s k u te k zbliżenia się do in nego rozpalo n eg o słońca — g w ia z d y p o w s ta n ie p o d w ó jn y u k ła d słoneczny i znów z a p a n u j e ż y ­ cie; a m o że — n ie k tó re ciała mniejszej m a s y s p a d n ą na w iększe?

F a n t a z j a n asza w s tw a r z a n iu p o d o b n y c h h y p o t e z m o ż e b y ć n ie z m ie r­

nie w y b u ja ła , g d y ż d a n y c h n a u k o w y c h pod t y m w zg lę d e m m a m y niewiele.

Co się ty c z y przeszłości naszego s y s t e m a t u to m a m y j u ż p e ­ wne d an e, n a k tó r y c h oparli się K a n t oraz L ap lace i stw o rzy li z n a n ą h y p o t e z ę m gław icow ą, czyli obłoczkową.

W e d łu g tej h y p o te z y , nasz s y s t e m a t słoneczny m ia ł k ie d y ś p o ­ sta ć o lb rzy m iej rozpalonej m g ław icy kulistej, sięgającej od c e n t r u m słońca a ż po za d ro g ę N e p t u n a . K u la t a w iro w ała dokoła osi, m a ­ jącej ten sa m praw ie k ie ru n e k , co dzisiejsza oś o b ro tu słońca, i w s k u te k p ro m ie n io w a n ia ciepła k u rc z y ła się; r u c h jej o b ro to w y s ta w a ł się coraz prędszy; p r z y k u rc z e n iu się b o w ie m całej m a s y w i­

ru ją c e j, z e w n ę trz n e cząstki kuli, k tó r e biegły p rę d z e j aniżeli c ząstk i w e w n ę trz n e , z b liż y ły się k u środkow i, z a c h o w u ją c (n a zasadzie bez­

w ładności) w ięk szą swą szybkość. Cząstki te p rz e k a z y w a ły c z ą s tk o m śro d k o w y m , a w ięc i całej kuli coraz w ięk szą szy b k o ść w irow ą. J e ­ dn o cześn ie z w ięk szała się siła o d ś ro d k o w a n a ró w n ik u tej kuli, w s k u ­ t e k czego cząstki t u t a j się z n a jd u ją c e , o d d a liły się od osi o b ro tu , i p o w sta ło zgrubienie rów nikow e.

P r z y w z ra s ta ją c e j sile o d śro d k o w e j m a s a , k t ó r a tw o rz y ła z g r u ­ bienie rów nikow e, oderw ała się w p o s ta c i p ie rścien ia, w irującego n a ­ dal w raz z ku lą. P ierścień t e n p o p ę k a ł, n a s tę p n ie - — sk u p ił się, wreszcie p r z y ją ł k s z t a ł t k u listy . T a k p o w s ta ła w e d łu g h y p o te z y K a n t a i L a p la c e ’a p ierw sza p la n e ta naszego s y s t e m a t u — N e p t u n . P rz y d a ls z y m kurczeniu się m g ła w ic y tw o r z y ły się w p o d o b n y sposób in ­ n e pierścienie na jej ró w n ik u i następnie-— inne p la n e ty , a p o m ię d z y n ie m i— i n a sz a ziem ia. Ś ro d k o w a , p o z o sta ła część m g ław icy — to n a ­ sze słońce. Od p l a n e t z a ś b ieg n ący ch d o k o ła słońca i je d n o c z e ś n ie w iru ją c y c h dokoła osi, o d e rw a ły się k sięży ce t a k sam o, j a k p l a n e t y od słońca.

I n n e s ło ń c a c z y li g w ia z d y — w e d łu g h y p o t e z y K a n ta i L a p la c e ’a — p o w s t a ły t a k ż e w s k u t e k z g ę s z c z e n ia m g ła w ic .

Z w o len n icy h y p o t e z y pow yższej p r z y t a c z a j ą r o z m a ite d o w o d y jej słuszności, a m ianowicie: 1) p l a n e t y k r ą ż ą po o rb ita c h , leżących p ra w ie w p łasz c z y ź n ie ró w n ik a słonecznego, a p łasz c z y z n y o rb it k się ż y c ó w są niezn aczn ie ty lk o o d c h y lo n e od płaszczyzn rów ników o d p o w ied n ich p la n e t; 2) w sz y stk ie p l a n e t y b ie g n ą d o k o ła słońca i w iru ją dokoła osi w t y m s a m y m k ie ru n k u , co słońce d o k o ł a osi (z z a c h o d u n a w schód); 3) a n a lo g ic z n y m z m ia n o m , ja k ie zachodziły w kuli m gław icow ej, ulegnie w p ro w a d z o n a w r u c h w iro w y k ro p la oli­

w y , zaw ieszona w m ieszaninie s p ir y tu s u i w ody; 4) s t a n fiz yczny iał naszego s y s t e m a t u p o tw ie rd z a ich w sp ó ln e p ochodzenie z ogni- s to lo tn e j m gław icy: słońce ja k o ciało n a jw ię k sz e pozostało d o ty c h c z a s jeszcze w s ta n ie o g n is to lo tn y m , p l a n e t y — ciała znacznie m niejsze— ju ż częściowo o stygły, a księżyce, jak o c ia ła najmniejsze,^—^ostygły całko­

wicie.

Niezależnie od ty c h fa k tó w , p rz e m a w ia ją c y c h za h y p o t e z ą m g ła ­ wicową, m a m y liczne zjaw isk a, k tó r y c h ona nie tło m a c z y . W s te c z n y

— n a p r z y k ł a d — ru ch k sięży có w U r a n a i N e p t u n a oraz szybszy r u c h jed n eg o z k s ię ż y c ó w dokoła M arsa, aniżeli jego ru c h w irow y, s t a j ą n a w e t w sprzeczności z t ą h y p o te z ą ; d la te g o te ż h y p o te z ą K a n t a i L a p la c e ’a podlega ciągłym z m ia n o m , i m oże n a w e t z czasem u s t ą ­ pi m iejsca innej — lepszej. Myśl l u d z k a d ą ż y w y tr w a le n ap rz ó d , p rz e n ik a p rz e s tw o rz a coraz bardziej i n ie p o d o b n a w s k r z a ć jej granic.

do n a b y c ia we w sz y stk ic h k sięg arn iach : Mapa szkolna nieba cena kop. 75.

R u c h o m a m a p a n ie b a d a je m o ż n o ś ć o r je n to w a n ia się w g w ia z d o z b io r a c h k a ż d e g o d n ia i m ie s ią c a . N a o d w r o tn e j s tr o n ie m a p y p o d a n o s p o s ó b jej

u ż y w a n ia .

C N D X 1 E R I M URUD1IE

Podręcznik szkolny do oznaczania pospolitszych roślin w iosennych k w itn ą c y c h w k w ie tn iu , m a j u i pierwszej połowie czerwca cena kop. 35.

Podręcznik do oznaczania pospolitszych roślin letnich i jesiennych cena kop. 50.

P o d r ę c z n ik te n j e s t d a ls z y m c ią g ie m p o d r ę c z n ik a s z k o ln e g o d o o z n a c z a n ia p o s p o lit s z y c h r o ś lin w io s e n n y c h ; m o ż e b y ć t a k ż e u ż y w a n y n ie z a le ż n ie . R y ­ su n k i s c h e m a t y c z n e n a 2 1 t a b lic a c h u ła t w ia j ą s a m o d z ie ln e (b e z p o m o c y n a ­ u c z y c ie la ) o k r e ś la n ie p o d c z a s w a k a c ji. P o d r ę c z n ik t e n z a w ie r a k o ło 6 0 0 g a ­ tu n k ó w p o s p o lit s z y c h r o ślin k w ia to w y c h .

Gieografja Europy Zachodniej c e na kop. 60.

W krainie dyam entów cena k o p . 30.

W krainie starego lodowca c e na kop. 30.

O d c z y t y k r a jo z n a w c z e z a s to s o w a n e do la ta r n i

c z a r n o k s ię z k ie j.

W dokumencie Kosmografja do użytku szkolnego (Stron 175-200)