PRZYRODA i TECHNIKA
c z a s o p is m o , p o ś w ię c o n e p o p u l a r y z a c j i n au k p r z y r o d n i c z y c h i t e c h n i c z n y c h
W y c h o d z i r a z n a m i e s i ą c z w y j ą t k i e m l i p c a i s i e r p n i a
K O MI T E T R E D A K C Y J N Y : Przewodniczący prof. E. Romer, wiceprzew. prof. M. Si edl ecki R E D A K C J A : Dr. A n n a d l Aba nc o ur t - Koc z war o wa , Katowice, ul. Sienkiewicza 19 A D M I N I S T R A C J A : Lwów, Czarnieckiego 12. P .K .0 .500.800
T R E S C
Artykuły. Rybka E .: Odległość gwiazd. — GrodziAski Z. : Czy ryby słyszą ? — Lambor J. : Budowa stoczni w porcie zimowym w Tczewie. — Szmid J. : Celuloza drzewna.
Postępy i zdobycze wiedzy. Łob-nor, wędrujące jez io
ro. — Ziemia Północna. — Bakterje a temperatura. — W ilki w zachodniej Europie. — Nowe odkrycia czło
wieka kopalnego.
R zeczy ciekawe.
Co się dzieje w Polsce. Osadnictwo niemieckie w roz
w oju historycznym. — Nowe koleje w Polsce. — K a
lendarzyk astronomiczny na miesiąc kwiecień.
K siążki nadesłane. ŚAviat i Życie. — Sztuka na P o
morzu. — La transplantation animale. — La culture des tissus.
9. 2460i
R O K XII Z ES ZYT 3
M A R Z E C 1 9 3 3 Prenumerata roczna zł . 8'40
N A K Ł A D S. A. KSIĄŻNICA-ATLAS T . N. S. W., L W Ó W -W A R S Z A W A
Uwagi dla P. T. Współpracowników Przyrody i Techniki.
Artykuły i notatki uprasza się nadsyłać p r z e p i s a n e n a m a s z y n i e , lub pisane odręcznie w sposób b a r d z o c z y t e l n y . Artykuły te i notatki są honorowane w wysokości 60 zł.
za arkusz, o ile ukażą się w druku.
Oprócz honorarjum może autor otrzymać bezpłatnie 20 egzem
plarzy odnośnego zeszytu. Odbitki wykonuje się tylko na wyraźne życzenie autora na poczet honorarjum. Autorzy, reflektujący na odbitki, winni zaznaczyć, w jakiej formie życzą je sobie otrzymać (w okładce, bez okładki, z nadrukiem tytułu lub bez, łamane lub nie i t. p. ).
Rękopisów ani maszynopisów redakcja nie zwraca.
Uwagi dla P. T. Prenumeratorów.
Pisma w sprawie prenumeraty nadsyłać należy tylko pod adresem Admi
nistracji Przyrody i Techniki: Książnica-Atlas, Lwów, Czarnieckiego 12.
Prenumeratę najlepiej wpłacać blankietem P. K. O. na nr. 500.800.
Prenumerata roczna zł. 8,40, półroczna zł. 4,20.
Zeszyt pojedyńczy zł. 1,— .
S k ł a d y g ł ó w n e : Książnica-Atlas, Oddział w Warszawie, ul. Nowy Świat 59. — Księgarnia św. Wojciecha, Poznań, plac Wolności 1, Lublin i Wilno. — S. A. Krzyżanowski, Kraków, Linja A— B.
R. Jasielski, Stanisławów. — W . Uzarski, Rzeszów.
S k ł a d y h u r t o w e : Księgarnia Katolicka, Katowice, św. Jana 14.
S. Seipelt, Ska z ogr. odp., Łódź, Piotrkowska 47.
Zaprenumerowałeś już
„Świat i Życie“?
Patrz strona 3 okładki.
ROK XII. MARZEC 1933. ZESZYT 3.
PRZYRODA I TECHNIKA
CZASOPISMO POŚWIĘCONE POPULARYZACJI NAUK PRZYRODN. I TECHNICZNYCH W SZE LK IE PR AW A ZASTRZEŻONE. PRZEDRUK DOZWOLONY ZA PODANIEM ŹRÓDŁA.
EUGENJUSZ RYBKA, Lwów.
ODLEGŁOŚCI GWIAZD.
Zagadnienie określenia od ległości gw iazd stało się aktualnem z chw ilą p rzyjęcia te o rji K o p e r n i k a . D op ók i bow iem Ziem ia uważana była za nieruchom y środek świata, kwest ja wyznaczenia od ległości gw iazd nie istniała. Poprzestaw ano na stwierdzeniu faktu, że gw iazdy należą do n ajda lej położon ych ciał niebieskich, co ró w nież u czynił K o p e r n i k , pisząc w I księdze dzieła sw ego De re- volutionibus: Altissimum visibilium omnium, coelum fixarum stel- larum esse, neminem video dubitare — bez prób określenia odległości gw iazd. N iew ątpliw ie jed n ak K o p e r n i k zdaw ał sobie z tego sprawę, że roczn y ruch Ziem i dokoła Słońca pow inien znaleźć od zw ierciedlenie w pozornych zmianach położeń bliższych gwiazd.
Jeżeli bow iem Ziem ia opisuje w ciągu roku dokoła nieruchom ego Słońca krzyw ą zamkniętą, zbliżoną do elipsy, to nieruchom e gw iazdy pow in n y w ciągu rok u rów nież opisyw ać pewne krzyw e zamknięte, k tóry ch kształt zależy od kąta, ja k i tw orzy kierunek ze Słońca ku gw ieździe z płaszczyzną d rogi Ziemi, czyli z płaszczyzną ekliptyki.
Gwiazdy, położone w pobliżu bieguna ekliptyki, opisyw ać pow in n y elipsy tego samego kształtu, ja k i posiada droga Z iem i; elipsy te w miarę oddalania się od biegunów ek liptyk i stają się coraz bardziej spłaszczone, wreszcie, dla gwiazd, p ołożon ych w płaszczyźnie eklip
tyki, oś mała elipsy zanika i pozorne czyli paralaktyczne przesu
nięcia gwiazd, w yw ołane ruchem Ziemi, m ają kształt lin ij prostych.
Oś wielka, czyli najw iększa średnica elipsy, zależy tylk o od od ległości gw iazdy i w y d a je się nam tem większą, im bliżej położona jest gwiazda, ja k to w ykazu je rye. 1. Z tegoż rysunku w idzim y, że wielka oś tej elipsy, w yrażona w mierze kątow ej, oznacza nam kąt, pod jakim z danej gwiazdy widać średnicę orbity ziemskiej.
Połowa tego kąta, czyli kąt, pod jakim z gwiazdy widać prom ień orbity Ziemi, nosi nazwę p a r a l a k s y r o c z n e j gwiazdy.
Otóż, p rzyjm ując, że gw iazdy nie zn ajdu ją się od nas w nie
skończenie w ielkich odległościach, pow inniśm y stw ierdzić istnienie paralaktycznych przesunięć w położeniach gwiazd. Zagadnienie pa- ralaks gw iazd interesowało zarów no zw olenników ja k i przeciw n ików te o rji K o p e r n i k a . Pierw si przez od krycie paralaks pragnęli w ykazać rzeczyw istość ruchu Ziem i dokoła Słońca, d ru dzy zaś, k o rzystając z tego, że wszelkie p ró b y wyznaczania paralaks w ciągu
98 Odległości gwiazd.
X V I , X V I I i X V I I I w. okazyw ały się bezowocnem i, utw ierdzali się w przekonaniu, że Ziem ia jest nieruchomą. Tego zdania b ył słynny obserwator duński z X V I w., T y c h o d e B r a l i e, którego obser
w acje, dające dokładność 2' w pom iarach na niebie, nie w ykazyw ały żadnych przesunięć paralaktycznych w śród gwiazd.
Idee K o p e r n i k a znalazły świetne potw ierdzenie w pracach K e p l e r a , N e w t o n a i ich następców, sam zaś ruch Ziemi stw ierdzony został w X V I I I stuleciu przez B r a d l e y ’a, k tóry w y k ry ł zjaw isko t. z w. a b e r a c j i gwiazd. W yznaczenie paralaks gw iazd m iało w ięc posłużyć nietyle do udow odnienia słuszności te- o r ji K opernika, ile do w ykazania ogrom u wszechświata. P akt b o
wiem, że paralaks gw iazd nie udało się zm ierzyć aż do X I X w., dow odził, że gw iazdy są w tak olbrzym ich odległościach, że para- laktyczne ich przesunięcia są o wiele mniejsze, niż dokładność p o m iarów astronom icznych. Dopiero, gd y w X I X w. udoskonalono instrum enty tak, że p ozw oliły one na pom iary kątów m niejszych od 1", zagadnienie zmierzenia paralaks gw iazd zostało pom yślnie rozwiązane, przytem wszystkie paralaksy okazały się znacznie m niej- szemi od 1". Jak drobne kąty w chodzą w rachubę przy pom iarach paralaks, uprzytom nim y sobie, gd y zważym y, że 1 " jest to kąt, p od jak im w idać 1 cm z od ległości 2 km, a wiem y, że wszystkie paralaksy są m niejsze od tego kąta. Nie dziw im y się więc, że przez tyle setek lat paralaksy gw iazd b y ły nieuchwytne.
Pierwsze paralaksy gw iazd zostały zmierzone około 1838 r. pra
wie jednocześnie przez trzech astron om ów : B e s s e l a w Królewcu, S t r u v e g o w D orpacie i H e n d e r s o n a w Kapsztadzie. B e s - s e 1 w ybrał do pom iarów gwiazdę podw ójną 61 Cygni, wykazującą d ość znaczne przesunięcia roczne na niebie, czyli posiadającą znaczny r u c h w ł a s n y . B e s s e l przypuścił, że duży kątow y ruch wła
sny gw iazdy, w ynoszący 5 " rocznie, jest skutkiem stosunkowo nie
w ielkiej odległości 61 Cygni. W y b ó r B e s s e l ’a b ył dość trafny, w w yniku bowiem szeregu pom iarów okazało się, że paralaksa 61 C ygni w ynosi 0,35". Najświeższe obserw acje na w artość paralaksy 61 C ygni p od a ją 0,30", liczbę bardzo zbliżoną do w yników B e s-
Odległości gwiazd. 99 s e l ’a. — S t r u v e w y brał do pom iarów najjaśn iejszą gwiazdę p ół
kuli p ółn ocn ej nieba — W eg£ (a L y ra e ), uw ażając, że jasne gw iazdy p ow in n y leżeć bliżej, niż słabe. Jednakże paralaksa W egi, ja k k o l
w iek gw iazda ta jest 100 razy jaśniejsza od k ażdego ze składników 61 Cygni, okazała się znacznie niniejsza od paralaksy 61 Cygni.
W ed łu g pom iarów S t r u v e ’ g o paralaksa W e g i jest rów na 1/ 4", późniejsze jed n ak badania w ykazały, że paralaksa ta w ynosi za
ledw ie 0,08". — N ajszczęśliw szym okazał się w y b ó r H e n d e r s o n a , k tóry w y brał do zm ierzenia pąralaksy jasną gw iazdę p od w ójn ą nieba połu dniow ego, a Centauri. H e n d e r s o n znalazł, że para
laksa tej gw iazdy w ynosi w przybliżeniu 1", późniejsze zaś pom iary w ykazały, że paralaksa ta jest rów na 0,76". Gwiazda a Centauri dotychczas jest jed n ą z d w óch najbliższych gw iazd nieba.
W ten sposób pierw szy w yłom w dziedzinie wyznaczania odle
głości gw iazd został dokonany. O dległości te okazały się tak ogrom ne, że do ich w yrażenia zw ykłe nasze jedn ostki długości okazały się niedogodnemi. Łatwo bowiem obliczyć,.że 61 Cygni jest 688000 razy bardziej odległa od nas, niż Słońce. A przecież średnia odległość Ziem i od Słońca, nosząca nazwę j e d n o s t k i a s t r o n o m i c z n e j , jest olbrzymia w porównaniu z Ziemią, wynosi bowiem 1491/, m ilj ona km. G dybyśm y w ięc chcieli w yrazić odległość 61 Cygni w kilometrach, to w ypadłaby nam liczba 103000000000000 km.
Tak olbrzym ie liczb y są bardzo n iew ygodn e w użyciu i m ało prze
m aw iają nam do w yobraźni. D latego też od ległości gw iazd w y ra żam y w specjaln ych jednostkach, którem i są: r o k ś w i a t ł a i p a r s e k . R okiem światła nazyw am y odległość, którą światło, poruszające się z prędkością blisko 300000 km/sek, przebiega w cią
gu roku, zaś p a r s e k określam y ja k o odległość, skąd prom ień d ro g i Ziem i w id oczn y jest p o d kątem 1". W iedząc, ile sekund za
wiera rok zw rotnikow y, z łatw ością obliczym y, że 1 rok światła ró w n y jest 9,46 X 1012 k m ; rów nież bez trud u m ożem y obliczyć, że jeden parsek rów ny jest 20626.5 jedn. astr. czyli 3,08 X 1013 km, czyli inaczej jed en parsek rów n y jest 3,26 lat światła. A w ięc o d ległości trzech w spom nianych gwiazd, a Centauri, 61 C ygni i W e g i wynoszą od pow iednio 1,32, 3,33 i 12,5 parseków, w zględnie 4,30, 10,9 i 40,8 lat światła.
R yc. 2. Przesunięcie pozorn e gw iazdy w ciągu roku w skutek ruchu własnego i paralaksy.
W ciągu X I X stulecia kontynuow ano pom iary paralaks gwiazd, ob liczając p o zy cje badanych gwiazd, odniesione do gw iazd sąsied
nich sfery niebieskiej. O bserw acje wizualne b y ły bardzo uciążliwe
i jed yn ie paralaksy najbliższych gwiazd można było zm ierzyć. Prze
sunięcia bowiem paralaktyczne gw iazd są n aogół tak drobne, że w ym agają w ielkiej zręczności i rutyny od badaczy odległości gw iazdow ych. Zagadnienie się k om pliku je przez fakt, że zarówno Słońce ja k i gw iazdy nie są nieruchome, lecz poruszają się w prze
strzeni. A więc zaobserwowane przesunięcia gw iazd nie utworzą, b ynajm niej krzyw ej zam kniętej, lecz pew ną krzyw ą otwartą, uw i
docznioną na ryc. 2 grubą linją. G d yb y Słońce i gw iazda b y ły nie
ruchome, w ów czas zaobserwowana z Ziemi p o zy cja gw iazdy opisa
łaby elipsę dokoła p o zy cji Slt widzianej ze Słońca. D la prostoty rysunku przyjm ujem y, że heljocen tryczn a p o zy cja nieruchom ej gw iazdy leży w środku elipsy. W skutek jedn ak ruchu Słońca w śród gw iazd i ruchu własnego samej gw iazdy p o zy cja heljocen tryczn a gw iazdy S przesuwa się w kierunku, wskazanym przez strzałkę, zajm u jąc po upływ ie rok u położenie S5. Jednocześnie zaś w skutek ruchu Ziem i dokoła Słońca, p ozy cja geocentryczna gw iazdy opisy
wać będzie elipsę dokoła punktu S, w ypadk ow ą zaś obu tych ru
chów będzie krzyw a E 1E 2E 3E i E rt. Ł uk F E a będzie p od w ójn ą pa- ralaksą gw iazdy, a E 1 E 5 — pozornym je j ruchem własnym. Bada
ją c w ięc paralaksy gwiazd, zawsze otrzym u jem y ja k o produ kt u bocz
ny ich ruch własny.
W szystkie te przesunięcia są bardzo drobne i stanowią zazw yczaj niew ielki ułam ek sekundy. N ic w ięc dziw nego, że do 1900 r. zdo
łano w yzn aczyć paralaksy zaledwie 60 gwiazd. D opiero w bieżącem stuleciu, głów nie dzięki pracom amerykańskiego astronoma S c h 1 e- s i n g e r a, zakres naszych wiadom ości o odległościach gwiazd znacz
nie się rozszerzył w skutek zastosowania dokładn ych m etod fo to g ra ficzn ych . W ed łu g tych m etod fo to g ra fu je m y w pew nych odstępach czasu okolicę badanej gw iazdy i m ierzym y następnie możliwie n a j
dokładniej od ległość tej gw iazdy na kliszy od kilku w ybranych sła
bych gwiazd, które są naszemi głównem i punktam i odniesienia. D la
tego zw racam y się do gw iazd słabych, że leżą one naogół dalej od nas, niż badana jasna gwiazda, i ich przesunięcia paralaktyczne przeciętnie są małe w porów naniu z przesunięciam i gw iazd ja śn iej
szych.
F o to g ra fje p ok ryw a ją zw ykle odstęp k ilku lat i są w ykonyw ane w takich epokach, aby odchylenie paralaktyczne było ja k n ajw ięk sze. Przytem , aby uniknąć błędów system atycznych, musimy zacho
w yw ać bardzo wiele środków ostrożności, a w ięc najpierw wielkość badanej gw iazdy musi b yć sztucznie osłabiona, aby je j obraz na kliszy nie różnił się znacznie od obrazów słabych gw iazd odniesie
nia. Jest to koniecznem do pom iarów dokładn ych odległości na kli
szach. Poza tern fo to g r a fje pow inny b yć dokonyw ane w tej samej w ysokości na niebie i w najbardziej zbliżonych warunkach atm osfe
rycznych. W arunek ten ma na celu zmniejszenie w pływ u zmian, jak ie zachodzą w re fra k cji atm osferycznej. W reszcie starannie mu
szą b yć dobierane klisze i obserw acje pow in n y b yć um iejętnie roz
łożone w czasie.
100 Odległości gwiazd.
Odległości gwiazd. 101 G dy p rzy zachow aniu w szystkich środków ostrożności otrzym a
my w ciągu kilku lat zapom ocą dużego dłu googn iskow ego refraktora od 12 do 20 klisz, to m ożna się spodziew ać, że poznam y paralaksę gw iazdy z dokładnością do 0,01". Otrzym ana w ten sposób para- laksa jest w zględną, odnosi się bow iem do w ybran ych gw iazd p o
równania, m am y jed n ak ju ż m ożność znalezienia paralaksy średniej gw iazd porów nania każdej w ielkości, a w ięc m ożem y z naszych p o m iarów uzyskać paralaksę absolutną.
W ten sposób w ciągu bieżącego stulecia uzyskano paralaksy ok oło trzech tysięcy gw iazd, ilość zaś gw iazd ze znanemi od legło
ściami szybko wzrasta. Opisane m etody wyznaczania paralaks gw iazd noszą nazwę t r y g o n o m e t r y c z n y c h i paralaksy, tą d rogą uzyskiwane, nazyw am y rów nież t r y g o n o m e t r y c z n e m u Poniżej przytaczam tabelkę, zaw ierającą w ykaz najbliższych gwiazd, k tóry ch paralaksy są w iększe od 0,3".
N a j b l i ż s z e g w i a z d y .
Nr. Nazwa gwiazdy W ielkość Paralaksa O dległość R oczny
ruch Jasność
w sek. (S łońce = 1)
w m lata św. parseki w łasny
t Proxima Centauri . . . 10,5 0,783 4,16 1,28 3,85" 0,00005 2 a Centauri... 0,1 0,757
0,538
4,30 1,32 3,68" 1,40 3 Gwiazda Bernard’a . . 9,7 6,06 1,86 10,25" 0,0004 4 Wolf 3591 ... 13 0,404 8,08 2,48 4,84" 0,00002 5 Lalande 211852 . . . . 7,6 0,392 8,31 2,55 4,78" 0,005 6 Syrjusz... - 1 , 6 9,371 8,80 2,70 1,32" 28,003 7 B. D. — 12u 45233 . . . 10 0,350 9,32 2,86 — 0,001 8 Gwiazda Innesa . . . . 12 0,340 9,58 2,94 2,69" 0,0001 9 Gwiazda Kapteyna . . 9,2 0,317
0,315
10,3 3.16 3.17
8,76" 0,002 10 % C e t i ... 3,6 10,3 1,92" 9,30
11 Procjon... 0,5 0,312 10,4 3,21 1,24" 5,2 12 e Eridani... 3,8 0,310 10,5 3,23 0,07" 0,25 13 61 C y g n i... 5,0 0,300 10,9 3,33 5,20" 0,080
Z tabelki w idzim y, że najbliższą gw iazdą jest słaba gwiazda w gw iazdozbiorze Centaura, k tóra otrzym ała nazwę Proxim a. P raw dopod obn ie jest ona związana fizyczn ie z sąsiednią najbliższą gw ia
zdą a Centauri. W tabelce uderza nas ob fitość gw iazd słabych ; większość gw iazd w najbliższem sąsiedztwie naszego Słońca jest niew idoczna dla oka nieu zbrojon ego, zaledw ie zaś trzy gw iazdy są jaśniejsze od naszego Słońca. G dybyśm y zestawili wszystkie n a j
jaśniejsze gw iazdy, to spostrzeglibyśm y, że bardzo wiele z nich leży w olbrzym ich od nas odległościach. P akt ten jest bardzo doniosły, w skazuje bow iem na istnienie w y b itn ych różnic w rozm iarach gwiazd.
1 Nazwa oznacza numer w katalogu Wolfa.
2 Nazwa oznacza numer w katalogu Lalande’a.
3 Symbol oznacza katalog Bonner, Durchmusterung, oraz Nr. 4523 gwiazdy w pasie deklinacyjnym — 12°.
102 Odległości gwiazd.
M etody trygonom etryczne, ja k kolw iek bardzo dokładne i pewne, m ają ograniczoną możność stosowania ich tylk o do gw iazd z n a j
bliższego sąsiedztwa Słońca. Już bowiem paralaksy, m niejsze od 0,02", są bardzo trudne do zmierzenia, a przecież odległość 163 lat światła, odpow iadająca tej paralaksie, obejm u je drobną cząstkę na
szego układu gw iazdow ego. Do sondowania dalszych dziedzin prze
strzeni stosowane być muszą m etody p ośredn ie; astronom ja rozp o
rządza ju ż w ielu takiem i metodam i, pozw alającem i na określenie odległości bądź oddzielnych gwiazd, bądź też ich grup. Oczywiście, najw ażniejszem i dla nas są takie m etody, które dadzą się stosować indyw idualnie do gwiazd. W szystkie te m etody opierają się zasad
niczo na m etodach trygon om etryczn ych i głów nym celem ich jest wyznaczenie a b s o l u t n e j w i e l k o ś c i gwiazd.
Jak wiadom o, jasność gw iazd w yrażam y w w ielkościach gw iazdo
wych, które wzrastają, g d y obserw ow any przez nas pozorn y blask gw iazdy się zmniejsza. N ajsłabsze gw iazdy, w idoczne gołem okiem, są w ielkości szóstej, w najpotężniejszych lunetach dostrzegam y gw iazdy 17-ej w ielkości, a zapom ocą fo to g r a fji osiągam y nawet w ielkość 22-ą. W ielk ości gw iazd są tak zdefinjow ane, że p rzyro
stowi jed n ej w ielkości odpow iada 21/ 2-krotne zm niejszenie blasku.
W ielk ości oznaczamy, um ieszczając u góry przy cyfrze literę m. P o zorne w ielkości gw iazdow e, obserwowane przez nas, zależą od od ległości, im bowiem gw iazda jest bliżej, tem w y d a je się jaśniejszą.
A b y m óc porów n yw ać ze sobą jasności gwiazd, musimy je odnosić do pew nej stałej odległości. Za taką stałą odległość p rzyjm ujem y 10 parseków i w ielkości, jakie m iałyby gw iazdy, umieszczone w te j odległości, noszą nazwę a b s o l u t n y c h . W celu obliczenia abso
lutnych w ielkości gw iazd z zaobserwowanych musimy zastosować znane nam dobrze praw o fizyczne, że pozorna jasność punktu św ietlnego zmienia się odw rotnie proporcjonalnie do kw adratu od ległości. G dy w ięc znamy paralaksę gw iazdy i je j pozorną wielkość, możemy łatwo obliczyć je j wielkość absolutną i, naodwrót, gdy znamy w ielkość absolutną i pozorną gw iazdy, z łatw ością obliczam y je j paralaksę. Tę ostatnią w ielkość znamy z pom iarów fotom etrycz- nych, w ielkość zaś absolutną możemy ob liczyć dla pew nych gwiazd, b adając w łaściw ości ich widm. Otrzymane tą drogą paralaksy no
szą nazwę s p e k t r o s k o p o w y c h .
Zasada w yznaczania paralaks m etodą spektroskopow ą oparta jest na istnieniu dw óch zasadniczych grup w* świecie gwiazd. Do pierw szej z tych grup zaliczam y g w i a z d y o l b r z y m y , posiadające w ielką objętość i małą gęstość, do d ru giej zaś g w i a z d y k a r ł y o znacznej gęstości i m ałej objętości. Słońce nasze zaliczam y do gru py gw iazd karłów. Zarówno w śród olbrzym ów , ja k i w śród kar
łów , w ystępu ją gw ia zd y o różnej temperaturze, wskutek czego widma ich, zależnie od tem peratury, w ykazują analogiczne właściwości w obu grupach. W idm a gw iazd podzielono na kilka klas, z których 6 najważniejszych oznaczono literami B. A, F, G, K i M w miarę malejącej temperatury. W raz ze zmianą temperatury zmienia się
Odległości gwiazd. 103 barwa gwiazd, która dla gwiazd gorących klasy B i A jest biała, a staje się żółtą dla klasy G i czerwoną dla klasy M. W idm a dwóch gwiazd, należących do jedn ej i tej samej klasy widm owej, zawierają, oczywiście, prążki tych samych pierwiastków chemicznych, gd y je d nak jedna z gwiazd zaliczana jest do olbrzymów, druga zaś do kar
łów, to w podobnych naogół widmach w ystępują drobne różnice w natężeniu poszczególnych prążków. Np. w widmach olbrzymów w ystępują bardzo wybitnie wskutek małej gęstości prążki z j o n i- z o w a n y c h pierw iastków takich ja k tytan, stront, natomiast prążki tychże pierw iastków n o r m a l n y c h są słabe. Natomiast widm a karłów’ w ykazują w prost przeciw ne w łaściw ości: prążki wspom nianych norm alnych pierw iastków są w ydatne, prążki z jo n i
zow anych pierw iastków są słabe. A w ięc analiza w idm ow a pozw ala nam na odróżnienie gw iazdy olbrzym a od gw iazd y karła. Jeżeli te
raz znam y z pom iarów trygon om etryczn ych paralaksy gwiazd, k tó ry ch widm a badam y, to m ożem y ustalić zależność, jak a istnieje m ię
dzy w zględnem natężeniem p ew n ych p rążków w widm ie gw iazdy i je j w ielkością absolutną. G dy następnie u innej gw iazdy zbadam y w zględne natężenie ty ch prążków , to ze w spom nianej w yżej za
leżności zn ajd u jem y w ielkość absolutną gw iazdy, m ając zaś w iel
kość absolutną i pozorną, łatw o obliczam y odległość, czyli para- laksę.
Opisana m etoda nosi nazwę s p e k t r o s k o p o w e j i została wprowadzona do nauki przez A d a m s a i K o h l s c h i i t t e r a w 1914 r. D okładność w określeniu w ielk ości absolutnej wynosi
± 0 ,4 m, co odpowiada dokładności w wyznaczeniu paralaksy około 20°/o- Poniew aż w m etodach trygon om etryczn ych błąd średni w w y znaczeniu paralaksy w ynosi zazw yczaj około ± 0,01", więc, gd y pa- ralaksa jest w i ę k s z a od 0,05", to m etoda trygon om etryczn a daje pew niejsze w yniki, niż spek trosk op ow a ; natomiast, gd y paralaksa jest m n i e j s z a od 0,05", to lepiej jest określać odległość gw iazdy m etodą spektroskopow ą, o ile gw iazda jest dość jasna, aby m óc zba
dać dobrze je j widm o. Jak w idzim y, zasięg m etody spektroskopo
w ej jest bardzo zn aczn y; tą d rogą w yznaczam y odległości jasnych gw iazd olbrzym ów , k tóre n aogół leżą od nas bardzo daleko. D oty ch czas opublikow ano ju ż około 2000 paralaks spek trosk op ow ych ; obok m etod trygon om etryczn ych jest to n ajw ażn iejszy sposób sondow a
nia przestrzeni gw iazdow ej.
W spom niane dwie m etody b yn ajm n iej nie w yczerpu ją sposobów mierzenia od ległości g w ia zd ; bardzo w ybitn ą rolę od gry w ają jeszcze w tej dziedzinie m etody w yznaczania od ległości gw iazd p od w ójn ych (paralaksy dynam iczne), m etody średnich odległości pew n ych grup gw iazd i t. d. Z braku m iejsca jed n ak nie m ożem y zająć się opi
sem tych metod.
Godną jed n ak wspom nienia jest m etoda wyznaczania odległości gorących gw iazd klasy B z natężeń prążków zjonizow anego wapnia.
M etodę tę poda ł w ybitn y astronom amerykański O t t o S t r u v e w 1929 r. Jak zdołano ustalić z obserw acyj spektroskopow ych,
104 Odległości gwiazd.
prążki /jon izow a n eg o wapnia, obserwowane u wielu gw iazd gorą
cych klasy B, bynajm niej nie powstają wskutek absorbcji w atmo
sferach, otaczających gw iazdy, lecz wskutek absorbcji w przestrzeni m iędzy gw iazdow ej. Przestrzeń bowiem naszego układu gw iazdow ego nie jest całkow icie pusta, lecz jest w ypełniona bardzo rozrzedzoną m aterją, w k tórej szczególnie ob ficie w ystępuje wapń zjonizow any.
Pochodzenie tej m aterji oraz przyczyny, dlaczego właśnie wapń z jo nizow any w ystępu je w niej w znacznej obfitości, nie zostały całko
wicie w yjaśnione. F akt jed n ak istnienia tej jed n ej w ielkiej „atm o
sfery“ naszego świata gw iazd zdaje się nie ulegać wątpliw ości. R oz
rzedzenie tej m aterji m iędzygw iazdow ej jest niesłychanie w ie lk ie ; ja k w ynika z badań S t r u v e g o , gęstość wapnia zjonizow anego jest rzędu 5 X 1 0 ~ 30 g r/cm 3, czyli 5 X 10—15 gr/km 3, co odpowiada m niej w ięcej jednem u atom owi wapnia na 13 m 3.
B yc. 3.
P rzekrój układu W ielkiej Galaktyki.
Jakkolw iek gęstość m aterji m iędzygw iazdow ej jest taka mała, jednakże prom ień świetlny, biegnąc przez tę przestrzeń setki i ty siące lat, może ulec znacznej absorbcji. Otóż S t r u v e ustalił empi
rycznie, posiłk u jąc się paralaksami spektroskopow em i kilku gwiazd, zależność m iędzy natężeniem prążków wapnia zjonizow anego i odle
głością gwiazd. Na podstaw ie tej zależności w yznaczyć m ożem y od ległości gw iazd klasy B, gd y mamy m ożność zbadania w zględnych natężeń prążków wapniowych.
W ten sposób S t r u v e m u udało się sięgnąć ju ż do bardzo od ległych dziedzin naszego systemu gw iazdow ego, najdalszą bowiem gwiazdą, w k tórej widm ie prążki zjonizow anego wapnia w ystępują n ajw ybitn iej, jest y 2 Orionis. S t r u v e zn ajd u je dla tej gw iazdy olbrzymią odległość 9200 parseków, czyli 30000 lat światła. W iel
kość zaś absolutna tej gwiazdy równa jest — 10,3™, gwiazda ta jest w ięc m iljon razy jaśniejsza od Słońca.
U jem ną stroną m etody S t r u v e g o jest m ożność je j stosowania tylk o do gorących gw iazd klasy B, w widm ach bowiem gwiazd chłód-
Odległości gwiazd. 105 niej szych (od A do M) prążki z jonizowanego wapnia, powstające w atmosferach tych gwiazd, są tak intensywne, że zagłuszają całko
w icie prążki, w ynik ające w skutek absorbeji w przestrzeni między- gw iazdow ej.
Dzięki niezw ykłym sukcesom, ja k ie astronom ja osiągnęła w dzie
dzinie mierzenia odległości gwiazdowych, zdołaliśmy ju ż określić za
równo kształt, jak i rozm iary naszego systemu gwiazdowego. Okazuje się, że nasz lokalny układ gwiazdowy, do którego należą wszystkie gwiazdy, widoczne przez nas okiem nieuzbrojonem, ma kształt olbrzy-
R yc. 4. Chmury gw iazdow e w Strzelcu, w idoczne w kierunku środka W ielkiej Galaktyki.
miego dysku, rozciągającego się w płaszczyźnie Di’ogi Mlecznej na odległość około 20000 lat światła i posiadającego grubość około 3500 lat światła. Lecz nasz układ lokalny jest tylko jedną z grup gwiazdo
wych, wchodzących wt skład wielkiego układu galaktycznego, złożonego ze 100 m iljardów gwiazd i rozciągającego się w płaszczyźnie D rogi Mlecznej na odległość 200000 lat światła. Przekrój tej W ielkiej Galak
tyki, prostop ad ły do płaszczyzn y D rogi M lecznej, w yobraża załączona rycina. Czarne punkty, rozrzucone na rysunku, są to rzuty gromad kidistych na płaszczyznę przek roju . Grom ady te tw orzą kuliste u gru powanie, otaczające naszą W ielk ą Galaktykę.
106 Odległości gwiazd.
R yc. 5. Mały Obłok Magellana (na lew o) i grom ada kulista gwiazd 47 Tucanae (na praw o);
pierwsze zbiorow isko odległe o 102000 lat światła, drugie o 22000 lat św.
Nasz układ lokaln y zn ajd u je się mniej w ięcej pośrodku między brzegiem i środkiem dysku, uw idocznionego na rysunku. Środek układu W ielkiej Galaktyki odległy jest od nas o 50000 lat światła i oglądany jest przez nas pod postacią wspaniałych chmur gw iazdo
w y ch w gw iazdozbiorze Strzelca.
Poznanie rozm iarów naszego ogrom n ego układu galaktycznego nie wystarcza nam jednak, wiem y bowiem, że wszechświat na tym układzie się nie koń czy i ta W ielka Galaktyka, która zdumiewa nas swemi rozmiarami, w istocie jest tylk o bardzo drobną cząstką ca
łego w idzialnego wszechświata. Interesuje w ięc nas zagadnienie, w ja k ich odległościach leżą sąsiednie i dalsze ugrupow ania gwiazd, z k tóry ch najbliższe, znane p od nazwą grom ad kulistych, są fiz y cz nie związane z W ielką Galaktyką, inne zaś — ja k m gław ice spiral
ne — stanowią oddzielne św iaty gwiazd, takie same, ja k nasza Ga
laktyka.
Określenie odległości tych zbiorow isk gw iazd b yłob y niezmiernie trudne, gd y b y natura nie umieściła w nich „św iec fundam ental
nych “ , — gwiazd, k tórych rzeczyw iste jasności są nam skądinąd znane. Temi „fundam ental nemi świecam i“ są gw iazdy zmienne, t. zw. cefeidy, o regularnej zmianie blasku. A stronom ka am erykań
ska M i s s L e a v i t t znalazła bardzo dużo gwiazd tego typu w zbiorow isku gw iazdowem , znanem pod nazwą M ałego Obłoku M agellana, przyczem okazało się, że m iędzy ich w ielkością gw iazdo
wą pozorną i okresem istnieje ścisły związek. Im okres danej ce-
Odległości gwiazd. 107
R yc. 6. Mgławica pozagalaktyczna w gw iazdozbiorze W arkocz Bereniki (N. G. C. 4565);
zbiorow isko gwiazd, podobne do układu W ielkiej G alaktyki, oglądane „z kantu“ . (Por. ryc 3).
fe id y jest dłuższy, tem gw iazda ta jest jaśniejsza. Ponieważ Mały O błok M agellana należy do od ległych od nas zbiorow isk gwiazd, w ięc rozm iary tego zbiorow iska m ogą b yć pom inięte w obec od legło
ści i obserwowane przez nas cefeidy możemy uważać za równoodległe.
A w ięc związek m iędzy jasnością p o z o r n ą i okresem cefeid jest zarazem związkiem m iędzy jasnością a b s o l u t n ą i okresem. P o zostaje w ięc tylko znaleźć punkt zerow y tej zależności, to jest ok re
ślić w ielkości absolutne cefeid z M ałego O błoku M agellana, od n o
sząc je do odległości 10 parseków . Zostało to uskutecznione przez S h a p 1 e y ’a, k tóry w ten sposób dał bardzo użyteczną m etodę w y znaczali ia odległości zbiorowisk gwiazd, o ile występują tam cefeidy.
108 Czy ryby słyszą?
Z biorow isk gw iazd, zaw ierających cefeidy, naogół jest dość dużo.
A b y w yznaczyć ich odległość, w ystarczy zm ierzyć pozorną w ielkość gw iazdow ą cefeid i znaleźć ich okres, zależność zaś S h a p ł e y ’a d aje nam dla każdej w artości okresu wielkość absolutną, znając zaś w ielkość absolutną i pozorną, bez trudu zn ajdu jem y odległość. Tym sposobem przekonaliśm y się, że M ały Obłok M agellana od legły jest od nas o 102000 lat światła, najbliższa zaś z mgławic spiralnych, mgła
wica Androm edy, oddalona jest o 870000 lat światła.
O dległości bardzo dalekich zbiorow isk, od ległych ju ż o dziesiątki i setki m iljon ów lat światła, wyznaczam y innemi metodami, których z braku m iejsca om awiać nie m ogę. Z anotuję tylk o jed en ciekaw y fak t, w yjaśn ion y w ostatnich latach.
M gław ice spiralne w ykazują dziwną osobliw ość. Z widm ich w y nika, że m gław ice te od nas się od da la ją i to tern prędzej, im dalej m gław ica jest położona. Zm ierzone do chw ili obecnej prędkości przekraczają już 20000 km/sek, co odpowiada odległości przeszło 100 m iljon ów lat światła. Tajem nicze te ruchy oznaczają, że wszech
świat nasz „p ęczn ieje“ — rozszerza się, przyczem wzajem ne od legło
ści m iędzy wszystkiem i zbiorow iskam i gw iazd się powiększają.
Poznany przez nas ogrom wszechświata zmusza nas do postaw ie
nia pytania, gdzie jest kres Kosmosu i czy w ogóle taki kres istnieje.
Na to ostatnie pytanie zn ajdu jem y w nauce zadow alającą od p o wiedź, że wszechświat musi być skończony, a nawet teorja w zględ
ności pozw alała na obliczenie prom ienia tego wszechświata, zakła
dając, że jest on w rów nowadze. Niestety, lata ostatnie w prow adziły wiele trudności, z fak tu bowiem rozszerzania się wszechświata w y nika, że wszechświat nie jest w rów now adze i że prom ień je g o ulega zmianom. Nie mamy w ięc obecnie m ożności obliczenia prom ienia wszechświata z dostatecznem przybliżeniem. W każdym razie n a j
potężniejsze nawet „o c z y astronomiczne“ w ielkich teleskopów się
gnąć m ogą zaledwie do niew ielkiej części naszego Kosmosu. K resy wszechświata są jeszcze dla nas niedostępne i, być może, pozostaną niedostępne na zawsze w obec ograniczonych naszych m ożności w y dzierania tajem nic naturze.
Dr. ZYGMUNT GRUDZIŃSKI, Kraków.
CZY RYBY SŁYSZĄ?
W pewnym klasztorze alpejskim karmił braciszek od dziesiątków lat pstrągi, hodowane w sadzawce. R obił to zawsze z zachowaniem pewnego rytuału. O stałej godzinie szedł po obmurowaniu sadzawki głośno, człapiąc twardemi podeszwami sandałów o kamienie, dzwonił uroczyście dzwonkiem i rzucał hojną ręką pokarm rybom. Opowiadał wszystkim, że pstrągi na głos dzwonka zbierają się u stóp jego na ucztę. I moc było świadków tego. Sława klasztoru, posiadającego ryby
Czy ryby słyszą? 109 słyszące, rozchodziła się daleko i liczni turyści zbaczali z utartych wielkich szlaków, aby zobaczyć to dziwo.
A ż zjaw ił się jakiś przyrodnik i rozwiał piękny mit. Pokazał, że wystarczy przejść się brzegiem sadzawki, a pstrągi tłumnie rzucą się w kierunku spacerującego. W ystarczy również bezszelestnie podejść do wody, a ry by nadpłyną. Natomiast napróżno będzie się dzwonić, jeżeli wprzód spędzi się bez ruchu kilkadziesiąt minut nad brzegiem wody. R yby zbierały się w danem miejscu, bo stuk sandałów braciszka
R yc. 1. Strzebla (Phoxin us laeuis). A — głow a z w y ry sow a n y m błędnikiem . B — błędnik. Górna składa się z baniek (a), przew odów półkolistych (6) i łagiew ki (c); dolna część z w oreczka (d)
i ślimaka (e).
alarmował je za pośrednictwem ziemi i wody, bo widziały jego syl
wetkę na tle jasnego nieba, bo odczuwały fale, powstałe przy spadaniu pokarmu na wodę. Dzwonka zaś nie słyszały. Zawyrokowano więc — ry by nie słyszą.
A le znaleźli się znowu ludzie, pow ątpiew ający o słuszności tego wyroku. Rozpoczęli badać reakcje różnych ryb na rozmaite dźwięki — proste i skomplikowane — jednak znowm bezskutecznie. R yby nie słyszały, albo udawały, że nie słyszą, albo nie um iały tego pokazać, że słyszą. Należało je, o ile posiadają zmysł słuchu, zbliżony do na
szego, nauczyć reagować na dźwięki, w sposób dla nas zrozu m iały;
czyli należało zastosować w t tym wypadku metodę P a w ł o w a w y
woływania odruchów, zależnych od dźwięków'.
Z badaniami temi wiążą się między innemi nazwiska P a r k e r a . i jego uczniów, H a e m p l a , W e s t e r f i e l da, Mc . D o n a l d a , F r i - s c h a , F r o l o f f a i S t e t t e r a . Dodatne wyniki osiągnięto z różnemi rybami, jak z sumem karłowatym ( A m i u r u s n e b u l o s u s ) , z kolką ( G a s t e r o s t e u s ) , z F u n d u l u s h e t e r o c l i t u s , C y n o - s i o n r e g a l i s i ze strzeblą (P h o x i n u s l a e v i s ) .
Stetter tresował głównie strzeble i sumy. W tym celu powtarzał kilkakrotnie w pewnej odległości od akwarjum z rybą jakiś dźwięk zapomocą piszczałki Engelmanna lub widełek stroikowTych. Po chwili wrzucał do wody trochę mięsa skrobanego. R yba rzuciła się natych
110 Czy ryby słyszą?
miast w kierunku spadającego pokarmu i łowiła go zręcznie w otwarty pyszczek. Taki zabieg powtarzano trzy razy dziennie. Po kilku dniach strzebla tak się przyzwyczaiła do związku między dźwiękiem a opada
niem mięsa do wody, że ju ż na sam dźwięk pływała w akwarjum z ożywieniem i łapała pyszczkiem wodę naoślep. Stetter używał do doświadczeń przyrządów, w yw ołujących dźwięki o różnej częstotliwości drgań. S t r z e b l a reagowała na nie w skali od 16— 6.000 drgnień na sekundę. Górna granica słyszalności s u m a dochodziła do dźwię
ków o 13.000 drgnień.
Strzeble uczyły się również odróżniać poszczególne dźwięki od sie
bie. Tresurę komplikowano o tyle, że ryby, nastawione na poszukiwa
nie pokarmu pod wpływem np. tonu e2, uczono równocześnie reago
wać w sposób zupełnie inny na ton np. d4. Strzebla zwykle początko
wo na dźwięk d 4 szukała pokarmu, ale delikatny klaps prętem szklan- nym pouczał ją, że przed tym dźwiękiem należy się kryć. Po kilku dniach takiej tresury strzebla reagowała na dźwięk e2 szukaniem p o
karmu, na d 4 ucieczką, czyli, że odróżniała te dwa dźwięki od siebie.
Z szeregu doświadczeń dalszych wynikało, że przeciętne strzeble od
różniają doskonale dwa dźwięki oddalone od siebie o jedną oktawę, wyjątkow e osobniki o tercję.
Po takich doświadczeniach nie było wątpliwości, że ryby reagują na dźwięki. Należało teraz wyjaśnić, gdzie mieści się zmysł odbierania dźw ięków ; czy w błędniku, a jeżeli tak, to w jakiej jego części. W iele doświadczeń różnych badaczy przemawiało za tem, że błędnik jest narządem słuchu u ryb. W łaściwie wchodzi tu w rachubę jego dolna część, złożona z woreczka i ślimaka, natomiast łagiewka, przewody półkoliste i ich bańki, stanowiące górną część błędnika, grają rolę narządów równowagi.
Ostatnio F r i s c h i S t e t t e r potwierdzili te obserwacje. Praca ich, precyzyjn a pod względem metodycznym, dała wyniki pewne i jednolite. Za m aterjał do doświadczeń służyła strzebla. Małe roz
m iary tej ryby (do 11 cm ) utrudniają zabiegi op era cyjn e; strzebla daje się jednak łatwo tresować i dostępna jest w każdej okolicy we większej ilości.
B łędnik strzebli dzieli się na wyraźne dwa o d cin k i: górny i dolny, co ułatwia ewentualne usuwanie pożądanej części bez uszkodzenia po
zostałej. Trudność doświadczalna polegała w doborze odpowiednich narzędzi operacyjnych oraz na stworzeniu takich warunków podczas -samego zabiegu, aby ryba mogła normalnie oddychać, a znajdowała się
w narkozie.
Przed operacją usypiano rybkę 1/ 4°/0 roztworem wodnym uretanu, poczem nakładano je j na koniec głowy rodzaj maski. Przez maskę można było skierowywać do pyszczka i oskrzel dowolnie prąd wody czystej lub roztworu uretanu i utrzymywać przez to rybę w narkozie umiarkowanej. Pierwszy etap operacji polegał na przebiciu kości czaszki, czego dokonano zapomocą delikatnych świderków dentystycz
nych. Poczem można było cienkim haczykiem wyłuskać odpowiednią część błędnika. Łatwiejszy był dostęp do łagiewki, niż do woreczka.
Czy ryby słyszą! 111 W pierwszym wypadku wystarczyło odskrobać kawałek skóry nad odpowiedniemi kościami boku czaszki; przeświecające części błędnika ułatwiały orjentację co do miejsca, w którem należało zapuścić świder.
Do woreczka i ślimaka dowiercali się autorzy od strony skrzel i p od niebienia. Jedna operacja trwała przeciętnie 20 minut.
Obustronne usunięcie łagiewki z przewodami półkolistemi i ich banieczkami pow oduje silne zaburzenia równowagi. Ryba po takiej operacji leży nieruchom o na dnie naczynia, często na boku a nie na brzuchu. Od czasu do czasu zrywa się i pływ a w yw ijają c przy tern kozły w fantastyczny sposób. Nie umie utrzym ać równowagi, ani też odpowiednio ekonomicznie poruszać ogonem. Po wielu próbach uczy się pływ ać normalnie, przyczem wzrok gra rolę decydującą w od najdyw aniu normalnego położenia. Strzeble, pozbawione górnej czę
ści błędnika i oślepione, n igdy nie opanowywały zaburzeń w rów no
wadze, jednak i takie ry by dały się doskonale tresować na ton y „g ło dowe“ i „odstraszające“ . Granica słyszalności i ostrość słuchu pozosta
ją takie, jakie b yły u ryb nieoperowanych.
Trudniejszy zabieg — usunięcie woreczka i ślimaka — wykonali Frisch i Stetter na 111 osobnikach, którym obustronnie usunęli te części błędnika. Z tego do dalszych doświadczeń nadawały się 63 osobniki; operację przeżywały od kilku tygodni do 18 miesięcy. W e wodzie poruszały się przez cały czas normalnie i zręcznie łow iły p o
karm. Jeżeli zaś u pewnych osobników wystąpiły zaburzenia równo
wagi, wtedy znajdowano zawsze jakieś schorzenia łagiewki lub rdzenia.
Tresura tych ryb na tony średnie i wysokie, np. piszczałką Engel-, manna e2, nie doprowadzała do żadnego rezultatu. Pomimo, że ćw i
czenia powtarzano do 100 razy, strzeble pozostawały obojętne na te dźwięki. R yb y normalne lub bez łagiewki uczyły się reagować na to
n y ju ż po 13-u próbach. Strzeble bez dolnej części błędnika słyszały zato dźwięki niskie, odpowiadające 16— 150 drgnieniom na sekundę.
Należało w jakiś sposób wytłum aczyć ten nieoczekiwany wynik do
świadczenia. R yba bez wroreczka i ślimaka reagują na niskie dźwięki.
Może słyszą je łagiewką lub bańkami przewodów półkolistych? Usu
wano więc strzeblom dolne i górne części błędnika, mimo tego reago
w ały na te tony. Przypuszczano wtedy, że może w organach lin ij bocz
nych mieści się zmysł do odbierania wrażeń dźwiękowych. A le po w ycięciu wszystkich nerwów, obsługujących te organy, po oślepieniu i po pozbawieniu błędnika, ry by reagowały na niskie tony. Pozostały wreszcie ciała zmysłowe skóry jako domniemane ośrodki zmysłu słu
chowego, ograniczonego do dźwięków' o 16— 150 drgnieniach. Niestety, doświadczalnie tych ciał zmysłowych zniszczyć bez zabicia lub uszko
dzenia ciężkiego ry b y nie można. A le mimo tego można je podejrzewać o zdolności odbierania wrażeń słu chow ych : 1) ponieważ żaden ich organ (łagiewka, woreczek, organa lin ji bocznej) nie odbierały ich, 2) przez podobieństwo do stosunków' u ludzi, którzy skórą odczuwają pewne niskie tony.
Z błędnikiem łączy się anatomicznie — przynajm niej u niektórych ryb — pęcherz pływ ny. Pęcherz nie dochodzi wprost do głowy, lecz
112 Budowa stoczni w porcie zimowym w Tczewie.
łączy się z szeregiem kostek (aparat W ebera), które dochodzą do błęd
nika i stykają się z nim. Po wycięciu pęcherza pływnego i podwią
zaniu jego wywodu, ry by łapią pilnie powietrze pyszczkiem i gro
madzą je w przewodzie pokarmowym. W ted y pływ ają zupełnie n or
malnie. Jeżeli oddzieli się je siatką drucianą od powierzchni wody, nie mogą tego powietrza nagromadzić. R yby takie o pustych trzewiach reagują na dźwięki naogół podobnie jak i nieoperowane. Na pewne tony, jak np. e2, e4, piszczałki Engelmana odpowiadają nieregularnie.
A le przy użyciu równoczesnem dwu takich piszczałek, czyli przy wzmocnieniu siły t o n u , reagują normalnie. Pęcherz pływ ny zatem, razem z aparatem W ebera, wzmacniają ostrość słyszenia.
Po tych tak dokładnych i wszechstronnych badaniach można po
wiedzieć, że strzebla (zapewne też większa część ryb kostnoszkiełeto- w ych) słyszy tony o ilości drgnień od 16— 6.000 na sekundę zapomocą dolnej części błędnika, t. z. zapomocą woreczka i ślimaka. Tony niższe od 16— 150 drgnień odróżnia prawdopodobnie zapomocą ciałek zmysło
wych skóry. Pęcherz pływ ny i organ W ebera gra rolę pomocniczą i służy tylko do wzmacniania ostrości słyszenia.
Inż. JUL JAN LAMBOR, Tczew.
BUDOWA STOCZNI W PORCIE ZIMOWYM W TCZEWIE.
W yciągan ie statków m orskich czy rzecznych z w od y na ląd, dla celów remontu, konsei-waeji dna, kontroli poszycia i t. d., co p o winno b yć zasadniczo rokrocznie wykonane, nie jest rzeczą łatw ą i w ym aga specjaln ych urządzeń, zwanych stocznią lub dokiem . M szerszeni p o ję ciu słowa dok lub stocznia rozum iem y w arsztaty bu d ow y lub rem ontu statków, ściśle biorąc nazwa ta określa urzą
dzenie, służące do podnoszenia statków z w ody, w zględnie spuszcza
nia z lądu na wodę, przyczem rozumie się, że przy tego rod zaju urządzeniach muszą istnieć rów nocześnie warsztaty mechaniczne, um ożliw iające budowę, w zględnie rem ont statków.
D oki służą do rem ontu i budow y w iększych statków , przyczem rozróżniam y doki suche i doki pływ ające. D ok i suche są budowane nakształt śluzy kom orow ej, służącej do śluzowania statków przy p rzejściu z kanału o niższym poziom ie w od y do kanału o wyższym poziom ie i odw rotnie, a różnią się od śluzy k om orow ej tylk o tern, że m ają jedn ą głow ę zamkniętą bramą, t. zn., że są tylk o z jed n ej strony otw arte a z dru giej ślepo zakończone. Po w prow adzeniu statku do tej kom ory i odpow iedniem podp arciu gó, szczelnie się zamyka w rota i w ypom p ow u je wodę, a po w ykonanym rem oncie statku wpuszcza się w odę do doku przez otw arcie kanałów obiego
w ych i, po w yrów naniu się zw ierciadeł w ody, statek można w y p ro
wadzić. W ym iary k om ory zależą od w ielkości statków, jakie m ają z doku korzystać, przyczem głębokość w o d y w kom orze może być
Bodowa stoczni w porcie zimowym w Tczewie. 118
znacznie m niejsza, niż głębok ość zanurzenia statku pełnego, ponie
waż do napraw y idą statki próżne.
D ok p ły w a ją cy składa się z płaskiej skrzyni żelaznej, ze w szyst
kich stron szczelnie zam kniętej i w środku p odzielon ej przepierze
niami na oddzielne kom ory. D w ie przeciw ległe ściany tej skrzyni są w yprow adzon e w górę kilkanaście m etrów ponad górne dno skrzyni, w środku są próżne i szczelnie zamknięte. Przez napełnienie wodą kom ór skrzyni, dok zatapia się do pew nej głębokości, co zezwala na w prow adzenie do niego statku. Następnie w odę z kom ór w y pom pow u je się, dok podnosi się w górę ,w raz ze statkiem, k tóry w miarę w ypom pow yw an ia w o d y trzeba podpierać z b ok ów o ściany d oku i zdołu od strony dna, jeżeli statek posiada kil.
M niejsze statki m orskie i statki rzeczne b udu je się i naprawia na rów ni p och yłej, zw anej stocznią, w zględnie helingiem (w zasto
sowaniu do stoczni p o d łu żn e j). Na rów ni tej, która spada do w od y z nachyleniem 1 : 8 do 1 : 20, są ułożone tory, w chodzące głęboko w w odę, zależnie od zanurzenia statków , jakie na tej stoczni m ają być naprawiane. Żelazne w ózki, k tóre poruszają się po tych torach, p rzy spuszczaniu do najniższego punktu toru są tak zanurzone w w odzie, że statek może na nie w płynąć. Po odpow iedniem p od parciu statku, w ózki wraz ze statkiem w yciąga się na ląd windam i 0 napędzie m echanicznym , w zględnie ręcznym.
Stocznia może b yć podłużna lub poprzeczna. P rzy stoczni p o dłużnej statek w y ciąga się wzdłuż osi dłu giej statku i w tym w y padku wóz jest odpow iednio szeroki i porusza się na paru torach.
Na stoczni podłużnej w yciąga się zw ykle statki większe. Stocznia poprzeczna ma d ow oln ą ilość torów w pew nych odstępach od siebie 1 na każdym torze porusza je d e n w ózek (dw a lub trzy koła na o s i ) ; statek w prow adza się, um ieszczając go na kilku wózkach, i wszystkie w ózki w y ciąga się jednocześnie rów nom iernie w górę przy p om ocy napędu m echanicznego. W tym w ypadk u statek w y ciąga się w górę w kierunku je g o osi poprzeczn ej i stąd stocznia poprzeczna.
R yc. 1. O góln y w idok basenu portu zim ow ego z zabitą ścianą szczelną.
R yc. 2. Stocznia w Tczew ie. Oddzielona grodzą cz ęść basenu portow ego przed w ypom pow aniem w od y . W idok na podłoże beton ow e stoczni przed zawożeniem szyn. W środku zw rotow y kafar pływ ający zabija piloty dla podłoża zato
pionego.
8
114 Budowa- stoczni w porcie zimowym w Tczewie.
W isła, ja k o głów na arterja naszych d ró g w odnych, jest za słabo zaopatrzona w urządzenia do bu d ow y i rem ontu statków. N owe statki buduje jed yn ie pryw atna stocznia firm y L lo y d B ydgoski w B yd goszczy i przedsiębiorstw o państwowe Stocznia M odlińska w M odlinie (Państw ow e Z ak łady In żyn ierji) nie licząc stoczni gdań
skiej (M iędzynarodow e Tow arzystw o B u dow y Okrętów i M aszyn) i p ryw atn ych d oków w Gdańsku. Państwowe stocznie w W arszawie, Toruniu i doniedawna w Tczewie są słabo rozbudow ane i z trudem zaspakajają p otrzeby licznego taboru rzecznego państw ow ego, ja k lodołam acze, parow ce, m otorów ki, galary, b agry i t. d., potrzebne do w ykon yw an ia i utrzym ania regu la cji W isły i je j stanu żeglow nego. Przytem ostatnio wym ienione stocznie, budow ane przed k ilk u dziesięciu laty, o przestarzałych urządzeniach, napędzie ręcznym, słabo w yposażone w urządzenia warsztatowe, n adają się raczej do m niejszych robót. Z aborcy, m ając u siebie w k ra ju doskonale urzą-
R yc. 3. Uszczelnianie ściany szczelnej gliną, R yc. 4. W ykonanie podłoża b eton ow ego, przyw iezioną szalandam i od bagrow nicy. Na
prawo żelazna ściana oporow a mola, przezna
cz on eg o pod dźwig.
dzone stocznie i doki i dobre połączenie z niemi drogą wodną, nie mieli potrzeby rozbudow yw ania stoczni i warsztatów na W iśle, ale u nas rozbudow a i usprawnienie naszych stoczni stała się sprawą pierw szorzędnego znaczenia, zwłaszcza w obec zam ierzonej regu lacji W isły na małą w odę, która niezawodnie z chw ilą poprawienia się k on ju n ktu ry będzie rozpoczęta, przyczem tabor kierow nictw a regu la cji znacznie zostanie zwiększony, a istniejące stocznie, które nawet dziś nie zaspakajają potrzeb, będą tern bardziej niew ystarczające.
Z tych p ow od ów postanow iono przedew szystkiem rozbudow ać stocznie w porcie zim ow ym w Tczewie, k tóry kon cen truje największą ilość taboru rzecznego dolnej W isły. P rojek t, w ykonany przez D y rek cję D róg W odn ych w Toruniu, został z końcem 1929 r. zatw ier
dzony przez M inisterstwo R obót P ublicznych i z początkiem 1930 r.
Zarząd D róg W odn ych w Tczewie przystąpił do budowy.
P rojek t przew idyw ał podnośnię poprzeczną, o m ożliwie n ajw ięk szych rozm iarach w kierunku poprzecznym , o ile na to pozw alają warunki lokalne na zachodnim brzegu portu. W ym iary pochylni
Budowa stoczni w porcie zimowym w Tczewie. 115
R yc. 5. Basen w y p om p ow an y i zakładanie Ryc. 6. Prace w basenie częściow o w ypom - podtorzy zatopionych W środku pom py przy pow anym .
pracy.
p rzy ję to 82 m szerokości i 106 m długości, co um ożliw iło ułożenie 8 torów o rozstawie szyn 2 ni i odstępie pom iędzy poszczególnem i toram i 10 m. W ten sposób po torach porusza się 8 w ózków , a n a j
dłuższy ob jek t p rzy w yciągan iu go na ląd m ieści się na czterech wózkach.
Zasadnicze nachylenie stoczni w ynosi 1 :1 0 , a jed yn ie w górnej części, gdzie o b je k ty ustawia się do rem ontu, nachylenie m aleje do 1 .25 na długości 11 m, natom iast w części p od w od n ej torów , ze w zględu na zm niejszony ciężar zatopionych w ózk ów i ob jek tu w w o dzie, nachylenie wzrasta do .1: 8,9 na długości 11,2 m. T ory schodzą do w o d y tak głęboko, że najniższy punkt głow y szyny osiąga p o ziom — 1,00 m poniżej poziom u morza. Szyny w części podw od n ej osadzone są na k on stru k cji drew nianej na pilotach, natomiast w czę
ści p ow yżej średniego niskiego stanu w od y na beton ow ych podłuż- nicach.
Na każdym z ośmiu torów porusza się w ózek żelazny o zmien
iłem nachyleniu p latform y, dostosow anem do różnego nachylenia toru. N ośność każdego w ózka obliczona jest na 50 tonn. O dpow ied
nio do w ielkości w yciągan ego statku w ózki włącza się pojed yn czo, p od w ójn ie lub w w iększej ilości jednocześnie. W ózk i te zapom ocą lin stalow ych o p rzek roju 30 mm, k ierow anych przez w ielokrążki środkiem toru, spuszcza się, w zględnie w yciąga z w od y w indą bęben-
R yc. 7. Najniższa część torów zatopionych w chwili w ypom pow an ia b asen u ; w głębi
pom py w ruchu.
R yc. 8. Zabijanie pilotów p ływ ających kata
rem m otorow ym .
116 Budowa stoczni w porcie zimowym w Tczewie.
k ow ą o napędzie motorem elektrycznym prądu zmiennego o sile 11 KM . W in d a z m otorem jest umieszczona na górnym je j końcu.
W zdłuż ostatniego toru, w odległości 5 m od niego p rojek tu je się wybudowanie mola z umieszczonym na niem dźwigiem mechanicznym dla podnoszenia ze statku cięższych przedm iotów , ja k kotły, silniki i t. d.. D źw ig otrzym uje połączenie k olejk ą w ąskotorow ą wprost z warsztatam i mechanicznemi, które zn a jd u ją się na m iejscu przy stoczni. Ponadto przewidziano teren na ewentualne w ybudow anie now ych w arsztatów m echanicznych na w ypadek, gd y b y w przyszło
ści dotychczasow e w arsztaty okazały się niew ystarczające.
W pierw szych dniach 1930 r. Zarząd D róg W od n y ch w Tczewie przystąpił do realizowania w yżej opisanego p rojek tu i dzisiaj, mimo przydzielanych niew ielkich k red ytów w związku z ogólną depresją gospodarczą, najw ażniejsza i największa część robót została ukoń
czona.
R ob oty ziemne, zm ieniające zupełnie k on figu ra cję zachodniej czę
ści portu, zostały wykonane, czem ob jęto kilkanaście tys. m3 ziemi, nadsypano i zniwelowano teren pod przyszłe, powiększone warsztaty, założono na całej długości stoczni betonow e podtorza i konstrukcję drewnianą, ułożono szyny, w ybudow ano dom ek m aszynowy, w y k o nano w indy, w ózki, bloki, fundam enty oporow e i t. d. tak, że obecnie nowa stocznia jest w ruchu. Nie w ykonano jeszcze mola p od dźw ig, k tórego budow ę rozpoczęto. R o b o ty te w ykonano czę
ściow o we własnym zarządzie, jed yn ie dostaw y urządzeń m echanicz
nych oddano do w ykonania drogą lic y ta cji firm om krajow ym . N ajtrudniejszą a zarazem najw ażniejszą częścią w budow ie b yło założenie podtorza zatopionego. R ob oty te musiały być w ykonane na sucho, zatem część basenu portow ego, gdzie tory stoczni zn ajd u ją się pod zwierciadłem w ody, trzeba b yło w ypom pow ać. W tym celu tę część basenu portow ego o pow ierzchni blisko 1/ 2 ha w zwierciadle w od y (p rzy średnim stanie w o d y ) otoczono grodzą, złożoną z dw óch rzędów ścian, zabitych w odstępie 2 m, częściowo drewnianych, a czę
ściow o żelaznych, systemu „R ote-E rde“ , a przestrzeń m iędzy ob y
dwiem a ścianami w ypełniono szczelnie gliną. Z uw agi na to, że próbne sondowania dna portu, wykonane do głębokości 8 m poniżej dna, w ykazały na całej przestrzeni jed yn ie piasek i lekki żwir, ściany szczelne musiano zabijać ja k n ajgłębiej, średnio do głębokości 3— 4-m, a to celem zmniejszenia spodziew anego przesiąkania w od y p op od grodzą do w ypom pow anego basenu. Ściany szczelne i p iloty p od torza, które zabito do m ożliw ej głębokości jeszcze przed w ypom p o
waniem basenu, zabijano p rzy użyciu kafarów m otorow ych (ro p n y ch ). C ałkowita długość ściany grodzy w ynosiła 128 m i musiała w ytrzym ać parcie słupa w od y o w ysokości około 4 m spiętrzenia.
Pompowania: basenu dokonano przy p om ocy dw óch pom p centry- fugaln ych o napędzie elektrycznym , w y da jn ości 650 m 3/godz. łącznie.
W miarę obniżania się zw ierciadła w od y w basenie pom pow anym uszczelniono jednocześnie grodzę od wewnątrz i zabezpieczono m iej
sca słabe. W miarę postępu pom pow ania i w zrastającego spiętrzę-
nia w od y, przesiąkanie w od y przez nieszczelności grod zy w paru m iejscach b yło dość znaczne i groziło przerw aniem ściany szczelnej, m iejsca te doraźnie zabezpieczono i uszczelniono gliną i workam i z piaskiem tak, że przesiąkanie w o d y w zupełności ustało. R ów n o
cześnie z obniżeniem zwierciadła w od y w basenie, przeprowadzono ro b o ty przy kon stru k cji podtorza zatopionego w p a rtji osuszonej.
R oboty p rzy osuszeniu basenu i k on stru k cji p odtorza trw ały tylk o 8 dni, przyczem p om py p ra cow a ły dzień i n oc razem, w zględ nie na zmianę w chwilach, g d y do w ykonania p ra cy p rzy podtorzu wystarczało utrzym yw anie osiągniętego stanu w od y. C ałkowita ilość wody, ja k ą w ypom pow an o łącznie z dopływ em w o d y do basenu w czasie pom pow ania, w ynosiła ok oło 40 tys. m 3, przyczem zużyto 3110 K W .h . en ergji elektryczn ej. D o p ły w w o d y do w ypom pow anego basenu p op od ścianą szczelną i ze źródeł w ynosił 90— 150 m 3/godz., zależnie od spiętrzenia w ody.
R o b o ty te zostały ukończone, szyny założone i dziś poruszają się ju ż na nich w ózki. Grodzę stopniow o rozbiera się.
N adm ienić należy, że w związku z budow ą stoczni poprzecznej rozszerzono znacznie basen portu zim ow ego p rzy p om ocy w ielk iej bagrow n icy m orskiej system u kubłow ego, przez co uzyskano znaczne zwiększenie pow ierzchni dość szczupłego basenu i odpow iednie m ie j
sce p od budow ę stoczni. Prace te w ykon an o jeszcze w 1928/9 r.
P rócz w ybudow ania n ow ej stoczni poprzeczn ej, zmechanizowano jednocześnie dotychczasow ą starą stocznię podłużną, d od a ją c je j, w m iejsce napędu ręcznego, w indę o napędzie elektrycznym , p rzy
czem w inda ta w razie p otrzeby może rów nocześnie obsługiw ać także stocznię podłużną.
Celuloza drzewna. 117
Inż. JA N SZM1D, Pionki (Zagożdżon).
CELULOZA DRZEWNA.
Główną część składową błon komórkowych wszystkich roślin stano
wi błonnik czyli celuloza, nazwana tak przez T e s s i e d u M o t a y.
Celuloza jest najbardziej rozpowszechnionym związkiem organicz
nym naszego globu. W edług obliczeń H. S c h r o e d e r a ogólna ilość związków węgla, odpowiadająca całkowitej roślinności kuli ziemskiej, wynosi w przeliczeniu na kwas węglowy 1000— 1100 biljonów kilo
gramów, z czego 90°/o przypada na celulozę. Musimy zgodzić się, iż są to już liczby „astronomiczne“ .
Mimo tak kolosalnego rozpowszechnienia i wielkiego znaczenia technicznego, celuloza do dnia dzisiejszego nie doczekała się zupełnego rozwiązania zagadki swej budowy wewnętrznej oraz ustalenia swej cząsteczki.
Celulozę uważamy za spolim eryzowany węglowodan o podstawo
wym łańcuchu sześcioczłonowym. P rzypisujem y je j wzór sumaryczny
118 Celuloza drzewna.
(C 6H 10O5)n oraz wiemy, iż posiada ona 3 wolne gru py alkoholowe (O H ) i nie wykazuje własności redukujących.
W skutek posiadania wolnych grup alkoholowych, ma celuloza zdolność tworzenia estrów1 i eterów. Pochodne te, specjalnie estry kwasu azotowego (nitroceluloza), estry kwasu octowego (acetocelulo- za) oraz ksantogenowe połączenia mają duże znaczenie techniczne.
Celuloza charakteryzuje się dużą odpornością w stosunku do całego szeregu odczynników chemicznych, stąd je j szerokie zastosowanie praktyczne.
Pod wpływem rozcieńczonych kwasów celuloza hydrolizuje ilościo
wo, dając glukozę w myśl równania
(C oH 10O0)n + n H 20 = n C6H 120 6
Sprawa określenia liczby n, jak również ustalenia wzajemnego wewnętrznego, przestrzennego ugrupowania poszczególnych atomów i cząsteczek nie jest definityw nie rozwiązana.
W literaturze naukowej spotykamy się z wielką ilością rozmaitych hipotetycznych, mniej lub więcej trafnych rozwiązań tych zagadnień.
W yniki najnowszych badań rentgenologicznych R. V. H e r z o g a , W . J a n c k e ’g o i M. P o 1 a n y i ’e g o potwierdzają poprzednio przez N a g e l i ’e g o postawioną hipotezę, która głosi, iż c e l u l o z a j e s t s w e g o r o d z a j u s u b s t a n c j ą k r y s t a l i c z n ą , 0 drobniutkich kryształkach, nieuchwytnych nawet dla najczulszych mikroskopów. Te kryształki, których wielkość w różnych gatunkach celulozy — zależnie od je j pochodzenia (bawełna, drzewo, słoma 1 t. p .) — jest różna, noszą nazwę micel i są niejako podstawo- wemi, aczkolwiek złożonemi cząsteczkami celulozy. Dokładniejsze ba
dania pozwoliły nietylko wymierzyć osi krystalograficzne micel i stwierdzić, z jakim układem krystalograficznym mamy do czynie
nia, lecz dały oprócz tego możność skonstatowania faktu, że podłużne osi poszczególnych micel są ułożone równolegle do osi podłużnych włókien celulozy, czem możemy sobie doskonale wytłumaczyć zachowa
nie się celulozy w czasie procesu pęcznienia przy zanurzeniu je j do pewnych płynów.
Pęcznienie polega na wchłanianiu cieczy przez ciało stałe, bez wi
docznej utraty jednorodności, z jednoczesnem zwiększeniem wielkości i wyraźnem obniżeniem spójności wewnętrznej. Pęcznienie jest niezmier
nie charakterystycznem zjawiskiem dla celulozy oraz je j pochodnych i zachodzi zawsze w ten sposób, że przyrost długości równolegle do osi podłużnej włókna jest niewspółmiernie mały ze znacznym przyrostem w kierunku prostopadłym do osi. Nie znamy dotychczas ani jednego wypadku, by jakikolwiek preparat celulozy łub je j pochodnej w od
powiednich warunkach nie ulegał pęcznieniu.
Nie w głębiając się dalej w tę ciekawą teorję micelarnej budowy celulozy, zajm iem y się sprawą je j występowania w przyrodzie. Jak ju ż wspomnieliśmy, celuloza występuje bardzo obficie i powszechnie w świecie roślinnym. Młode liście zawierają je j do 10% , starsze do 2 0 % . Poniżej podajem y tabelkę procentowej zawartości celulozy
