Nr. 13 (1688). W arszaw a, d n ia 15 m a ja 1928 r.
S E R J A D R U G A T om I (XXXIV).
PISMO P R Z Y R O D N IC Z E , W Y C H O D Z 1 1 i 15 K A Ż D E G O M IES IĄC A
Redaktor: R Y S Z A R D B Ł Ę D O W S K I Wydawca: T-wo wyd. „WSZECHŚWIAT" sp. z 0. o.
Adres Bedakcji: Polna 30, tel. 140-53.
Pracownia Zoologiczna W olnej W szechnicy Polskiej.
Redaktor przyjm uje codziennie w redakcji od godz. 14 do 15.
Adres Administracji: Szpitalna 1 m. 3, Administracja otwarta od 9 do 3 i od
Warunki prenumeraty i ogłoszeń na
tel. 295-85.
17 do 19.
okładce.
TREŚĆ: Czesław Białobrzeski: Ustrój i prom ieniowanie słońca i gwiazd. Z T o w a r z y s t w N a u k o w y c h . K r o n i k a N a u k o w a : Pomiary temperatury skóry, O składzie krwi u mięczaków. W i a d o m o ś c i b i e ż ą c e . Zgon prof. J ó z e f a R o s t a f i ń s k i e g o .
U S T R Ó J I P R O M I E N I O W A N I E S Ł O Ń C A I G W I A Z D
N a p isa ł
CZESŁAW BIAŁOBRZESKI.
N a u k a ścisła, w pierw szym rzędzie fizy ka, je st dziełem w y o b ra źn i u jętej w surow e k a rb y m eto d y m atem aty cz n ej i p o d le g a ją cej ustaw icznie k o n tro li dośw iadczenia.
T reść niniejszego szkicu d o starczy licznych dow odów słuszności w ypow iedzianego tw ierdzenia. W ielk i m a te m a ty k fra n c u sk i H e n ry k P o i n c a r e n a te j p odstaw ie w y ra ził się, że życie uczonego jest p raco w item m arzeniem .
R ezu ltaty tych m arzeń stanow ią n a jc e n niejszy b y ć m oże d o ro b e k człow ieka i z a ra zem p rz e k sz ta łc a ją do g ru n tu w a ru n k i życia n a n a sz y m ziem skim globie. Byle ty l
ko człow iek z n ich p o tra fił rozum nie s k o rzy stać! W d o b ie obecnej m arz en ia fizyka m a ją głów nie n a celu zrozum ienie b u dow y a to m u i n a tu r y św iatła, raczej w ogólności, n a tu ry p ro m ien io w an ia.
O bydw a za g ad n ien ia zresztą ściśle się łą
czą i p ró b y ich ro z w ią z a n ia stan o w ią głów n y p rz ed m io t te o rji k w antów .
Nie da się zaprzeczyć, że fizyk, p rz e n ik a jący m ocą w y o b ra źn i do św iata n iew id zia l
nego atom ów , d ąży jed n ak o w o ż do tego, ażeby n a tej d ro d z e zdobyć p o zn an ie z ja w isk i p rzed m io tó w o taczający ch go i d o stęp nych zm ysłom . Ale p oza g ra n ic am i n a szego św iata ziem skiego, k tó reg o p rz e d m io ty są d o stęp ne bezp o śred n iem u b a d a niu, rozpo ściera się m akro k o sm o s, św iat ciał niebieskich, stan o w iący dziedzictw o asltro- n o m ji, n a u k i n ęcącej ciekaw ość człow ieka od z a ra n ia jego dziejów . W iem y, ja k w sp a
n iałe s ą zdobycze tej n a u k i w czasach n o w ożytnych. W połow ie ubiegłego stulecia fizy k a o b d arzy ła a stro n o m ję p otężn ą m eto d ą analizy w idm ow ej, k tó ra stała się p o d w a lin ą astro fizyk i.
M ożna b y ło przew idzieć, że p otężny ro z
126 W S Z E C H Ś W IA T
JNT° 13
w ój fizy ki w b ieżącem stuleciu n ie p o z o sta n ie bez w p ły w u n a astro fizy k ę. W rzeczy sam ej, od k ilk u n a s tu la t ro zp o czął się, g łó w nie w t A nglji, o żyw iony ru c h n a u k o w y w ty m k ie ru n k u i ju ż m o żn a m ó w ić o p o w stan iu now ej gałęzi a stro n o m ji, k tó r ą n a zw iem y a stro fiz y k ą teo re ty czn ą . P o d o b n ie ja k fizy k a te o re ty c z n a sz u k a p ra w r z ą d z ą cych w świecie ato m ó w n ied o stęp n y m z m y słom , a stro fiz y k a teo re ty czn a u s iłu je p rz e n ik n ą ć w e w n ętrzn y u stró j sło ń ca i gw iazd, ażeby n a p o d staw ie zd o b y ty ch p o jęć z ro z u m ieć w łasności ty c h c ia ł n ieb iesk ich , d o stęp n e o bserw acji, a więc w p ierw szy m rzędzie ich p rom ieniow anie.
I tu i tam k o n tro lą słuszności te o rji jest je j zg o d n o ść z ca ło k sz tałte m ro z p o rz ą d z a l- nego m a te r ja łu o b serw acyjnego.
I.
Celem m o im jest p rz e d sta w ie n ie z p o m i
nięciem a p a ra tu m atem aty cz n eg o n a jw a ż n iejszych zdobyczy a stro fiz y k i teorety cznej.
P odstaw ow ym za g ad n ien iem w d z ie dzinie n a s in te re su ją c e j jest z b a d a n ie w a ru n k ó w ró w n o w ag i słońca, alb o in n e j gw iazdy.
Słońce, ja k w iadom o, n ależ y do u k ła d u gw iazdow ego d ro g i m lecznej, k tó ry z a w ie ra oko ło 3.109 gw iazd.
Je st o n o ta k sam o, ja k in n e g w iaz d y , ź ró d łem p ro m ie n io w a n ia n iezm iern ie potęż- n e m ; ilość en ergji, w y d a w a n e j przez sło ń ce w p rz e strz e ń o ta c z a ją c ą , w yn osi 3 ,8 .1033
erg./sek., czyli w sek u n d z ie n a k a ż d y g ra m m a sy słońca p rz y p a d a s tra ta en e rg ji ró w n a
1,9 erga.
N ie b acząc n a ta k w ielk ą ro z rz u tn o ś ć w sto su n k u do p o sia d a n y c h p rzez słońce za - p asó w energji, p ro m ie n io w a n ie jego w c ią gu k ilk u ty sięcy la t h is to rji lu d zk o ści nie uległo w idocznej zm ianie. Z n aczy to, że sto su n k i p a n u ją c e w g w iazd ach o d z n a c z a ją się o g ro m n ą trw ało ścią.
P ra g n ą c w y tw o rz y ć sobie pojęcie o u s tro ju fizy czn y m sło ń ca, m u sim y z ro b ić n a p o cz ątk u o k re ślo n e założenie d o ty czące s ta n u , ja k im z n a jd u je się jego m a te rja . Nie jest rzeczą tru d n ą w y z n acz y ć z d o sta te c z n ą ści
słością te m p e r a tu rę św iecącej p o w ierzch n i słońca, ta k zw an ej fo to sfe ry , z p o m o cą p o m ia ró w p ro m ien io w a n ia .
M etoda o p iera się n a d o b rz e z n a n y c h p ra w a c h p ro m ie n io w a n ia zw an eg o p ełn em i jest u ży w a n a np. celem w y z n a c z a n ia te m p e ra tu ry pieca hutniczeg o z odległości.
T e m p e ra tu ra fo to sfe ry n a z a sa d z ie ty ch p o m ia ró w w y nosi o k o ło 6000°. W sz y stk ie p ie rw ia stk i chem iczne o g rzan e do tej te m
* s
atp e ra tu ry m u szą zn a jd o w ać się w stan ie ga /o w y m . T ru d n o zatem w ątpić, że z e w n ętrz
n e w a rstw y k u li słonecznej są w stan ie gazu doskonałego.
Gdy p rz ejd sie m y do w a rstw głębiej p o ło żonych, w in n iśm y w ziąć p o d uw agę, że czę
ści m a te rji sło ń ca p rz y c ią g a ją się w edle p r a wa g ra w ita cji N ew tona, czyli p o siad ają ciężar.
W a rstw a w ew n ętrzn a z n a jd u je się pod ciśnieniem ró w n e m ciężaro w i w szystkich w a rstw w yżej położo ny ch i m u si te n ciężar zrów no w aży ć sw ą p rężnością. J a s n ą zatem jest rzeczą, że prężność, czyli ciśnienie m a terji szybko w z ra sta w głąb słońca i dosięga n iezm iernie w ielkich w arto ści w p ob liżu j e go śro d k a.
Ś red n ia gęstość słońca w ynosi 1,41;
w w a rs tw a c h głębokich gęstość m u si by ć zn acznie w ięk sza z p o w o d u O lbrzym ich ciś
nień, ja k im te w a rstw y podlegają.
W y d a w a ło się d o n ie d a w n a w ątpliw em , ażeby ta k zagęszczona m a te rja m og ła z a chow ać w łasności gazu doskonałego. A m e
ry k a ń s k i u czo ny H o m e r L a u e w ro z p raw ie z r. 1870, k tó ra zap o czą tk o w ała b a d a n ia n a d w e w n ętrzn y m u stro je m gw iazd, założył, że słońce jest k u lą gazu d o sk o n a łe go, tr a k tu ją c je d n a k to założenie ja k o g ru be p rzyb liżen ie. D opiero w r. 1924 E d- d i n g t o n w y k azał, że jest o n o w zu p e ł
ności u sp raw ied liw io n e; p óźn iej do te j kwe- stji po w rócim y . Z atem słońce i g w iazdy są to o lb rzy m ie k u le gazowe. P ra w o gazów do sk o n ały ch w y ra ż a się w zorem p = T , gdzie p o zn acza ciśnienie (prężność) gazu,
— gęstość, T ■— te m p e ra tu rę bezw zg lęd ną, a — s ta ły spółczynmik. W z ó r ten stw ier
dza, że ciśnienie gazu jest p ro p o rc jo n a ln e do gęstości i do te m p e ra tu ry bezw zględnej.
M oglibyśm y p rzyp uszczać, że te m p e ra tu ra w e w n ę trz n a słońca jest ta k a sam a lub m ało się ró ż n i od te m p e ra tu ry fotosfery.
J e d n a k to przy p u szczen ie b y ło b y niesłuszne z d w u pow odów . P o pierw sze, głębsza a n a liza o k azu je, że d o zró w n o w ażen ia szy b k ie
go w z ro stu ciśnienia, w yw ołanego siłą c ią żenia m a te rji słonecznej, nie w y starcza , aby je j gęstość rosła, m usi rów nocześnie w z ra stać te m p e ra tu ra , inaczej słońce n ie m og ło
by m ieć m asy i ob jęto ści tak ich , ja k ie z n a m y z o b serw acją. P o d rugie, z w e w n ę trz n y c h w a rstw słońca u staw iczn ie do pływ a en e rg ja k u w a rstw o m p ow ierzchn io w y m , p o k ry w a ją c a s tra tę en erg ji przez p ro m ie niow an ie. O tóż p rą d en e rg ji w y m ag a istn ie
nia s p a d k u te m p e ra tu ry od ś ro d k a słońca k u po w ierzch n i, albow iem en e rg ja cieplna alb o p ro m ie n ista p rz ep ły w a zaw sze w k ie ru n k u , w k tó ry m te m p e ra tu ra u b y w a . Obli
N i 13 W SZEC H ŚW IA T
czenia o p a rte n a założeniach n a jb a rd z ie j u z a sad n io n y ch p ro w a d z ą do w niosku , że te m p e ra tu ra w śro d k u sło ń ca i w iększości g w iazd w in n a b y ć zbliżona do 4 .IG7. Ś red n ią te m p e ra tu rę k u li słonecznej m o żn a ocenić n a 23.10“ sto p n i C elsjusza.
Nie n a le ż y sądzić, ażeby ta k w ysoka te m p e r a tu ra b y ła dla fizy k a czem ś przek racza- jące m g ran ice tego, co się sp o ty k a w d o św iadczeniu. Ciepło, ja k w iem y, jest ener- g ją k in ety cz n ą ru c h u cząsteczek lub a to m ów ciał.
W te m p e ra tu rz e 40.000.000° cząsteczka azo tu p o ru sz a ła b y się ze śre d n ią p rę d k o ścią około 200 km /sek. Tego ro d z a ju p r ę d k ość n ie jest w cale n ad z w y cz ajn a. Ziem ia p o ru sz a się d o k o ła słońca z p ręd k o ścią 30 km ./sek., zaś cząsteczka L jest w y rz u can a przez ra d C — z p rę d k o ścią 2 0 . 0 0 0 km ./sek.
W te m p e ra tu ra c h p an u ją c y c h we w n ętrzu słońca i gw iazd g ra ro lę d oniosłą czynnik, n a k tó ry a u to r tego a rty k u łu zw rócił u w a gę w r. 1913: jest to ciśnienie pro m ien io w an ia. M a x w e 11, n a p odstaw ie swej elek tro m ag n e ty c zn ej teo rji św iatła, udow odnił, że fa le św ietlne, lu b w ogóle fale e lek tro m a
gnetyczne w y w ie rają ciśnienie n a pow ierz
chnie ciał, n a k tó re tr a f ia ją podczas swego ro zch o d zen ia się. W w a ru n k a c h ziem skich to ciśnienie je s t nad zw y czaj m ałe: u p o w ierzch n i ziem i p ro m ien ie słoneczne w y w ie ra ją n a p ow ierzchnię czarną, u staw io n ą p ro sto p a d le d o ich k ie ru n k u i m a ją c ą pole m e tra k w a d rato w eg o , ciśnienie w ynoszące tylko 0,4 m g r. ciężaru.
Ale to ciśnien ie ro śn ie p ro p o rcjo n aln ie do 4-ej p otęgi te m p e ra tu ry ; jeśli je o z n a czym y przez q, to q = a l * (2), w czem a o znacza c z y n n ik stały.
N ietru d n o w ykazać, że w p rz y p a d k u te m p e ra tu r p a n u ją c y c h n a słońcu lub g w ia
z d a ch ciśnienie m a te rji p w y rażo ne przez w zó r (1) i ciśnienie p ro m ien io w a n ia q są w ielkościam i tego sam ego rzędu.
M aterja słoń ca w całej jego rozciągłości w y d a je p o tężn e p rom ieniow anie, od p o w ia
d ając e p o sia d a n e j przez n ią w ysokiej tem p e ra tu rz e ; k u lę słoneczną w yp ełn ia obok cząstek m a te rja ln y c h sw oiste ciało en e rg e
tyczne — en e rg ja p ro m ien ista. Z um ysłem użyłem w y ra z u „ciało“ , poniew aż w edług p o jęć fizy k i now oczesnej energji p ro m ie
n istej p r z y s łu g u je ‘m asa, bezw ładność, k tó rą m o ż n a u w a ż a ć za ozn ak ę ciele sn o śc i2) . Z pro cesem em isji p ro m ien io w a n ia łączy się proces abso rb cji.
t) O pojęciu ciała i materji w fizyce spółczesnej autor ogłosił artykuł w Kwartalniku Filozoficznym (T. V, zeszyt 1, 1927).
127
Jeśli w y o b ra zim y sobie objętość w ydzie
lo n ą w e w n ą trz gw iazdy, to m a te rja w niej z a w a rta p ro m ien iu je w ciągu jed n o stk i c z a r su p ra w ie ty le energji, ile jej p o ch łan ia z otoczenia. P o w iad am y „ p raw ie“ dlatego, że pew na, n iezn aczn a część p ro m ien io w a
n ia w ydzielonego o b sza ru w chodzi w sk ład swego p rą d u en ergji p ro m ien istej, k tó ry p rz ep ły w a po drodze, w zbo gacając się, o d śro d k a gw iazd y k u po w ierzch ni, sk ą d b ez
p o w ro tn ie rozchodzi się w p rz estrze n i o ta czającej.
W idzieliśm y, że p ro m ien io w a n ie w yp eł
n iając e k u lę słon eczn ą lu b g w iazdo w ą g ra ro lę w y b itn ą w ró w n o w ad ze ty ch ciał n ie bieskich, alb o w iem ciśnienie p ro m ie n io w a n ia jest teg o sam ego rz ę d u w ielkości, ja k ciśnienie gazow ej m a te rji. A u tor w zacy to w an ej ro z p raw ie w y kazał, że sto su n ek obu ro d z ajó w ciśn ień zależy od m a s y gw iazdy.
Im w iększą jest m asa gw iazdy, tem w iększą ro lę g ra ciśnienie prom ien io w an ia. E d d i n g t o n n a tej po d staw ie w y sn u ł in tere
sujące w nioski.
M asa sło ń ca w ynosi n iesp ełn a 2.1033 gr.
N a stę p u ją ca tab elk a u w idocznia, w ja k im sto su n k u ro zdziela się całk ow ite ciśnienie w ew nątrz gw iazdy w zależności o d m asy (inne cz y n n ik i w pły w ające n a te n stosunek są, ja k z a k ła d a m y , je d n a k o w e ):
M asa q P
1032 gr. 0,0016 0,9984
1033 „ 0,106 0,894
1034 „ 0,570 0,430
1035 „ 0,850 0,150
Ja k w idzim y, w p rz y p a d k u m a s m n ie j
szych o d 1 0 32 gr. ciśnienie p ro m ien io w a n ia jest zn ik o m o m ałe w p o ró w n a n iu z ciśnie
niem m a te rji gw iazdy. N ato m iast, jeżeli m a sa gw iazdy jest w iększa od 1 0 35 gr., to c i
śnienie m a te rji u stęp u je n a p la n d alszy w o bec ciśn ienia prom ien io w an ia. D la m asy około 1 0 34 gr. o b y d w a ro d z aje ciśnień m a ją w arto ść jed n ak o w ą.
F izy k, b u d u ją c teo rję k u l gazow ych, m ó g ł
by, niezależnie od jak ich k o lw iek obserw a- cyj, p rzew id yw ać, że p om ięd zy w arto ściam i m as 1 0 33 i 1 0 35 gr. p o w in n o zachod zić coś interesującego. Otóż isto tnie zach o d zą tu gw iazdy. M asy n iem al w szy stkich z b a d a n y ch gw iazd są z a w a rte we w sk az an y ch gran icach . E d d i n g t o n , celem w y tłu m aczenia tego u d erzająceg o fa k tu , w y sun ął n a stę p u ją c ą hipotezę.
Siłą sk u p ia ją c ą , k tó r a u tw o rz y ła z p ra - m a te rji o lb rzy m ie kule gazowe, t. j. gw ia
128 W S Z E C H Ś W IA T
N° 13
zdy, jest g ra w ita cja. D ąży ła o n a d o n ie o g raniczoneg o sk u p ia n ia m aterji.
Ale istnieje siła o c h a ra k te rz e p rzeciw n y m , ro z sad za ją ca k u lę gazow ą.
Je st n ią, w edle E d d i n g t o n a , ciśnie
nie p ro m ien io w a n ia . W p ły w jego jest n i
kły w p rz y p a d k u m asy m niejszej od 1 0 33 gr.
D alszy w szakże w zrost m a sy szy b k o p ro w adzi do przew ag i ciśn ien ia p ro m ie n io w a n ia n a d ciśnieniem m a te r ji i ró w n o w ag a gw iazdy staje się n ietrw a łą. C iśnienie p ro m ien io w an ia p o n a d 75% ogólnej w a rto śc i ciśn ien ia już je st gro źn e dla istn ie n ia k u li gazow ej. Z atem ciśnienie p ro m ie n io w a n ia stan o w i b y ć m oże ten cz y n n ik , k tó ry chao s p ierw o tn y ro zd zielił n a gw iazdy.
N ow e św iatło n a sta n fizyczny g w iazd rz u c a ją ro z w a ż a n ia dotyczące ta rc ia w ew nętrzn eg o albo lepkości.
W y o b ra ź m y sobie n a p rz . m a łą k u lk ę, p o ru sz a ją c ą się w gazie. O p ó r s p o ty k a n y przez k u lk ę je st w y n ik iem lepkości o śro d k a , w k tó ry m ru c h się o dbyw a. Gdy en e rg ja ru c h u cząsteczek o śro d k a w z ra sta , k u lk a n a p o ty k a n a w ięk sz y o p ó r; in n e m i słow y, lepkość o śro d k a gazow ego p o w ięk sz a się w m ia rę w zro stu te m p e ra tu ry , k tó ra , ja k w iem y, jest p ro p o rc jo n a ln a do e n e rg ji r u chu cząsteczkow ego. P a n u ją c e w e w n ę trz u gw iazd o lb rzy m ie te m p e ra tu ry s p ra w ia ją to, że lepkość m a te r ji gw iazdow ej je st n a d er znaczn a, ta k , że p o d w zględem lepkości m oże ona być p rz y ró w n a n a do oleistej g ę stej cieczy.
D a w n iej u ży w an e o k re śle n ie s ta n u sło ń ca lu b g w iazdy ja k o o g n isto -p ły n n eg o d o b rz e o d d aje jego c h a ra k te r.
To w cale nie p rz eszk a d za d o sk o n ało ści s ta n u gazow ego m a te rji gw iazdow ej. T a k więc d o sk o n ało ść cieczy i gazu są to p o ję cia głęboko ró ż n e, albow iem ciecz d o s k o n a ła jest zupełnie p o z b a w io n a lepkości. Nie dość n a tem .
J e a n s w r. 1926 sp o strzeg ł, że g w iazd y w in n y p o siad ać lep kość p ro m ie n istą . J a k już zazn aczy liśm y , e n e rg ja p ro m ie n is ta p o siad a m asę i s k u tk ie m tego staw ia o p ó r c ia łom p o ru sz a ją c y m się w o b s z a ra c h przez n ią w ypełn io n y ch . W p ra w d z ie ta m a s a jest znikom o m a ła , alb o w iem ilość g ra m ó w m a sy p rz y n ależn e j en e rg ji p ro m ie n io w a n ia ró w n a się ilości ergów en erg ji, pod zielonej przez k w a d ra t p rę d k o śc i św iatła (3.1010
cm /sek.), n a to m ia st p rę d k o ś ć tego flu id u energetycznego jest o g ro m n a w p o ró w n a niu z p rę d k o ścią m a te rji. R ach u n e k p ro w a dzi do nieoczekiw anego re z u lta tu , że w g w ia zdach, k tó ry c h ob jętość jest w ielk a w sto s u n k u do słońca, lepkość p ro m ie n io w a n ia przew y ższa k ilk aset ra z y le p k o ść m a te rji.
W p rz y p a d k u sło ńca i gw iazd zbliżonych do ń ro z m ia ra m i p rz ew ag a lepkości p ro m ie n io w an ia jest zn acznie m niejsza.
II.
Z ab ierzm y się te ra z do w y tw o rzen ia p o jęcia o tem , ja k i jest sk ła d m a te rji słonecz
nej i gw iazdow ej.
A naliza w id m o w a p ro m ien io w a n ia sło ń ca i gw iazd p rz ek o n y w a n as, że w sk ła d m ieszan in y gazow ej, tw orzącej ich ciała, w chodzą p ra w d o p o d o b n ie w szystkie p ie r
w iastk i zn an e n a ziem i.
O braz gw iazdy, ja k o m ieszan in y ro z m a i
tych atom ów b y łb y je d n a k d a le k i od rz e czyw istości. W iem y z dośw iadczeń ziem skich, że w te m p e ra tu ra c h w y so kich zach o dzi dyso cjacja, to znaczy cząsteczki ciał zło żonych ro z p a d a ją się n a ato m y ty ch p ie r
w iastk ów chem icznych, z k tó ry c h d a n e c ia ła są utw orzo ne.
W te m p e ra tu ra c h , ja k ie p a n u ją w ew nątrz gw iazd, ten proces d y so cjacji jest d a le j p o sunięty. R ozk łado w i u le g a ją już n iety lk o cząsteczki, lecz i sam e atom y. Z godnie ze spółczesnym p og ląd em n a b u d o w ę ato m u sk ła d a się on z cz ą stk i cen traln ej, zw an ej ją d re m , d o k o ła k tórego k rą ż ą elek tro n y , ni- czem p la n e ty d o k o ła słońca. J ą d ro m a n a bój elek try czn y d o d a tn i i w yw iera siłę p rz y ciąg ającą n a elektron y, k tó ry c h n a b ó j jest zaw sze ujem n y . E le k tro n y atom ow e tw o rzą g ru py , o znaczan e lite ram i K, L, M... G rup a K sk ła d a się z elek tro n ó w k rą ż ą c y c h n a j bliżej ją d ra i n a jm o c n ie j z nim zw iązanych.
G rup y n astęp n e k rą ż ą coraz d alej i łączność ich z ją d re m jest coraz słabsza.
F iz y k a now oczesna p o zn a ła szereg czy n ników , w yw o łu jący ch d ysocjację e le k tro n o wą, t. j. o d ry w a ją c y c h e lek tro n y od a to mów. N ajp otężn iejszy m z o m aw ian y ch czyn nik ów jest prom ien io w an ie k ró tk o fa lo we — n ad fijo łk o w e i, szczególnie, R oentge- now skie.
O d d ziały w an ie p om iędzy m a te rją i p r o m ien io w an iem w ed łu g spółczesnych p o g lą dów o dbyw a się w te n sposób, że w grę w cho dzą zaw sze ok reślone i skończone ilo ści energ ji pro m ien istej, ta k zw ane k w a n ty . W ielk ość E k w a n tu en erg ji zależy od d łu gości fali p ro m ien io w a n ia i jest dan a przez w zór s = h — = bv, w czem h o zn acza wiel-
X •
kość sta łą ( = 6,55.1027 erg. sek .), c — p rę d kość św iatła w pró żn i, •— d łu g o ść fali ro z p atry w a n e g o p ro m ien io w a n ia , v — częstość tegoż. J a k w idzim y , im k ró tsz ą jest fala, tem w iększy je st k w a n t energji. A żeby o d e r
w ać elek tro n od atom u , konieczne jest p o chłonięcie przez a to m k w a n tu p ro m ien io
JSTs 13 W SZ E C H SW IA T 129
w ania tem w iększego, im m ocniej elektron iest zw iązany z atom em .
Im w yższa jest te m p e ra tu ra m a te rji p r o m ieniującej, tem obficiej w p ro m ieniow an iu w y stęp u ją fale k rótsze, posiad ające k w a n ty wielkie.
W głębokiem w n ę trzu gw iazd n ajw iększa w a rto ść energji p ro m ien io w an ia p rz y p ad a n a fale dziedziny R oentgenów skiej.
K w anty tej dziedziny są tak potężne, że w y sta rc z a ją d o o d erw an ia w szystkich elek
tro n ó w od ato m ó w p ierw iastk ó w o m n ie j
szym ciężarze ato m ow ym ; ja k w iadom o, p ierw ia stk i chem iczne u k ła d a m y w szereg, w edług w z rastając y ch liczb atom ow ych, przyczem k a ż d a ta k a liczba oznacza ilość n a b o jó w elem e n ta rn y ch d o d atn ich (rów nych n abojo w i ele k tro n u ), posiad an y ch przez ją
d ro atom ow e d anego pierw iastka. Liczba ato m o w a d a je też ilość elektronów k r ą ż ą cych d o k o ła ją d ra w atom ie.
U tw orzony w te n sposób szereg p ie rw ia st
ków zgadza się, w yjąw szy nieliczne o d stę p stw a, z szeregiem ułożonym w edle w zra stający ch ciężarów atom ow ych. Jeśli więc zw rócim y n asz ą uw agę n a g ru p ę elek tro n ow ą K, n ajb liższą ją d ra , to łączność jej z ją d re m jest tem m ocniejsza, im w iększy ciężar ato m o w y p rzy słu g u je d an em u p ie r
w iastkow i. R ach u n ek o p a rty n a ogólnych p ra w ach rów n o w ag term o d y n a m icz n y ch p row adzi do w niosku, iż w te m p e ra tu ra c h , p a n u ją c y h w śro d k o w y ch o b sza rac h gw iazd, m niej w ięcej trzecia część zn a n y ch n am pierw iastków jest zupełnie pozbaw iona elek tro n ó w i sp ro w a d zo n a d o nagich jąd er.
P ierw iastk i o w yższym ciężarze atom ow ym są zdolne do u trz y m a n ia g ru p y K, k tó ra zresztą zaw iera ty lk o 2 elektrony. G rupa L, p o siad ają ca 8 elek tro n ó w pozostaje w zw ią
zku z ją d re m n ie więcej ja k u 2 0 p ierw ia st
ków' (nie licząc izotopów) o n ajw ięk sz y m ciężarze ato m o w y m *).
Z p rzedstaw ionego sta n u rzeczy w y nika, iż w m ieszanin ie gazow ej gw iazdy n a jlic z niej są re p rez en to w an e sw obodne, o d erw a
ne od ato m ó w elektrony. D alej m am y jony d o d atn ie z ro z m aitem i n ab o jam i, zaś w p o bliżu śro d k a gw iazdy w in n y zn ajd o w ać się w dużej ilości ją d ra całkiem pozbaw ione otoczenia elektronow ego. Zw ykłe atom y n eu tra ln e m ogą w ilościach w iększych s p o ty k ać się ty lk o w w arstw ach p o w ierzch n io w ych 2) .
1) Zauważym y, że atom po oderwaniu odeń elektronów pozostaje z nabojem dodatnim i nosi nazwę jonu.
2) Poniew aż w sensie równowagi term odyna
micznej wszystkie cząstki są równouprawnione,
T eraz zro zum iem y z łatw ością, dlaczego m a te rja słońca m oże zachow ać sta n gazu doskonałego p om im o w ielkich gęstości, j a kie p o siad a w w arstw ach środkow ych.
W rzeczy sam ej głów ną przy czyn ę o d stępstw ziem skich gazów od p ra w gazów d o sk o n ały ch stan ow i to, że cząsteczki i a to m y chem iczne m a ją ro z m ia ry n ie p o z w a la jące u w a żać ich za p u n k ty m aterja ln e , gdy gęstość m a te rji jest znaczna.
W zw y k ły ch w a ru n k a c h ziem skich atom zachow uje się ja k o ciałk o nieprzenikliw e, m ające ro z m ia ry linjow e rzęd u 1 0 8 cm.
G ranica ściśliw ości m a te rji zostaje o siąg nię
ta, gdy ato m y p ra w ie się sty k ają, ja k to już w p rzy bliżeniu zachodzi w ciele stałem lub ciekłem. W e w n ętrzu gw iazd najw ięk sza ilość cząstek m a te rji p rz y p a d a n a sw obodne elektro ny , k tó ry c h ro z m ia ry linjow e s ą rz ę d u 1 0 13 cm , czyli 1 0 0 . 0 0 0 ra z y m niejsze od atom ów . Jo n y i ją d ra d o d atn ie im ają w ię
ksze ro z m ia ry , ale w te m p e ra tu ra c h rzędu
1 0 7 jo ny są w ielekroć m niejsze od atom ów . Jeśli przy jm iem y , że gęstość tej potężnie wT energ ję u po sażo nej m a te rji jest o g ra n i
czona objętością jej cząstek, to n ie naileży u w ażać za niem ożliw e gęstości d o sięg ają
cych n aw et 1014. Z atem w a ru n k i p an u jące w gw iazdach są dalekie od tego, ażeby p o d w ażyć stosow alność p ra w gazu doskonałego.
M ożliwość olb rzy m ich gęstości jest n a d e r u d erzając y m w nioskiem z ro zw ażań teo re
tycznych n a d u stro je m gwiazd. P o tw ierd ze
nie tego w n iosk u, osiągnięte n a po dstaw ie obserw acyj n a d tow arzy szem S yrju sza, n a j jaśniejszej g w iazdy n ieb a, n ależ y u w ażać za im p o n u ją cy sukces teorji. S yrjusz w raz ze sw y m to w arzy szem tw o rz ą gw iazdę p o d w ójną, dzięki czem u m o żn a z dostateczn ą d o k ład n o ścią w yznaczyć m asę obu gwiazd.
M asa tow arzysza w ynosi przeszło 4/ 5 m asy słońca. Jestto gw iazda n ad zw y czaj słabo świecąca. G dybyśm y o ddalili słońce od nas n a odległość u k ła d u S y rjusza, jasn o ść jego b y łab y 360 ra zy w iększa, aniżeli jasn o ść tow arzy sza Syrjuszow ego. Nie b y ło b y nic dziw nego w tej n ik łej jasności, gd yby p o w ierzchn ia tow arzy sza S y rjusza b y ła słabo św iecąca podobnie, ja k u gw iazd czerw o nych. Otóż A d a m s w r. 1914 z d o ła ł w y k a zać, iż w idm o w y ty p jego o dpo w iad a gwie- ździe białej, nie różn iąc się o d sam ego Sy
rjusza. Z naczy to , że fo to sfe ra obu gw iazd świeci jaśn iej, aniżeli fo to sfera słońca. Je- d y n em n a tu ra ln e m tłu m aczen iem ty ch fa k tów jest w niosek, iż p o w ierzch n ia to w arzy sza Syrjuszow ego jest m a ła w p o ró w n a n iu energja cieplna materji gwiazdowej jest uzależ
niona głów nie od elektronów swobodnych.
W S Z E C H Ś W IA T 13
z p o w ierzch n ią słońca, p o m im o niew iele r ó żn iąc y ch się m as, i dlateg o c a łk o w ita ilość w y d a w an eg o przez tę gw iazdę św iatła jest ta k n iew ielka. Ł atw o d a się obliczyć, że p ro m ie ń n a sz e j g w iazd y je st m n ie jsz y od p ro m ie n ia U ra n a , w y n o sząc ty lk o 18.800 k m . T eraz n ie m ożem y c o fn ąć się p rz e d k o n sek w e n cją, że śre d n ia jej gęstość ró w n a się 61000 g r./cm3 (m asa litra = 61 to n ), czyli jest b lisk o 3000 r a z y w iększa od gę
stości p la ty n y . T ego ro d z a ju gęstość u z n a n o za n ied o rzeczn ą i z a g a d k a to w a rz y sz a S y
rju sza p o zo staw ała n ie ro z w ią z a n ą aż d o r.
1924, gdy E d d i n g t o n ze sk ła d u m a te rji gw iazd w y w n io sk o w a ł m o żliw ość w ielkich gęstości.
Ju ż w n a s tę p n y m ro k u w y żej p o d a n a w a rto ść gęstości to w arzy sza S y rju sz a zo
sta ła p o tw ierd z o n a n a d ro d z e całk iem o d m iennej.
Z godnie z o gólną te o rją w zg lędności o k re s d rg a ń p ro m ien iu jące g o a to m u zim niejsza się p o d w p ły w em sił g ra w ita c y jn y c h , s k u t
kiem czego o d p o w ied n ia lin ja w id m o w a p rz esu w a się k u czerw ieni. P rze su n ię cie rz e czone iest b a rd z o m ałe n aw et w po lu g r a : w itacy jn e m słońca, ta k , że d otychczas is t
n ien ia jego nie u d a ło się stw ierd zić z p e w nością. Otóż n a p o w ierzch n i to w arzy sza S yriuszow ego, z p o w o d u m ało ści jeg o p r o m ienia, g ra w ita c ja jest o w iele p o tę ż n ie j
sza. w obec czego p rzesunięcie w in n o b y ć 31 ra z y w iększe, aniżeli w fo to sferze sło ń ca. D zięki p o tężn y m śro d k o m o b se rw a to riu m n a M ount W ilso n w S ta n a c h Z je d n o czonych u d ało się p o k o n a ć tru d n o ś c i, zw ią za n e ze słab ą ja sn o śc ią b a d a n e j gw iazdv, ginącej w p ro m ie n ia c h sw ego jasnego to- w arzy sza i sk o n sta to w a ć p rzesu n ięcie w y m ag an e przez te o rię w zględności.
W y n ik i p o m ia ró w w y k o n a n y c h przez te goż A d a m s a okaizały się w d o sk o n ałej zgodności z p rz ew id y w an ie m .
Tli.
G łów nym tera z p rz ed m io te m naszy ch ro z w a żań b ed ą z a g a d n ie n ia źró d eł p ro m ie n io w an ia i ew olucji gw iazd.
W p ie rw je d n a k streścim y w k ilk u s ło w a c h n ie k tó re dane, zd o b y te n a d ro d z e ob- serw acy i astro n o m icz n y ch .
K lasy fik acja gw iazd iest p rz e p ro w a d z o n a n a p o d staw ie c h a ra k te ru ich w idm . O becnie p rz y ję ta k la sy fik a c ja (H a rv a rd sk a ) dzieli gw iazd y n a 11 klas. Z p o śró d n ic h w y m ie n im y 6 n a jw a ż n ie jsz y c h : s ą to k la sy B. A, F . G, K, M. D a m y c h a ra k te ry s ty k ę n a jk r ó t
szą, ieśli pow iem y, że w n asz y m szeregu k o lo r sto p n io w o zm ienia się od gw iazd j a
sk raw o b iały ch , b łęk itn aw y c h k la sy B, do gw iazd czerw onaw ych k la sy M. D o klasy G, za w iera ją cej gw iazdy żółtaw e, n ależy słońce. D odam jeszcze, że w w idm ach gw iazd B w y stę p u ją w y b itn ie lin je helu, k tó re już w k lasie A u s tę p u ją m iejsca linjom w o do ru . W k la sa c h dalszy ch coraz b a rd z ie j p rz e w a ż a ją lin je ab so rb cy jn e m etali.
O p ierając się n a p ra w a c h p ro m ien io w a
nia, m o żn a w y m ierzy ć te m p e ra tu rę fo to sfer gw iazd, ja k ju ż zazn aczy liśm y w § 1. T em p e ra tu ra ta u b y w a w szeregu w ym ienion ym N aprz. w edług R u s s e l l a gw iazdy B m a ją te m p e ra tu rę fo to sfe ry około 2 0 0 0 0°, g w ia
zdy M — o k o ło 3000°.
Ja sn o ść gw iazd b ezp ośredn io ob serw o w a
na zależy od dw u czyn nik ów — b ezw zględ
nej jasności d a n e j gw iazdy i jej odległości od nas. P rzez jasność bezw zględną ro z u m iem y jasn ość, ja k ą m ia ły b y gw iazdy, g d y by z n a jd o w a ły się w Je d n a k o w e j o d nas odległości *).
M iarą jasn o ści gw iazd iest liczba w y r a ża ją ca ich „w ielkość11. Im w iększą jest w iel
kość, tem m n iejszą jest jasn o ść gw iazdy.
Gdy dw ie g w iaz d y ró ż n ią się w ielkością 0 jed n o ść (naprz. je d n a gw iazda jest trz e ciej w ielkości, d ru g a —■ czw artej), to siły ich św iatła są: w sto su n k u ró w n y m 2.5.
B ezw zględna jasn o ść słońca w ynosi 4.8:
jest ono s k ro m n ą gw iazdą, istn ie ją bow iem gw iazdy, k tó ry c h jasność bezw zględna w y ra ża się liczbą u je m n ą : n iek tó re są k ilk aset razy jaśn iejsze od słońca.
R u s s e l l zb a d a ł zależność bezw zględnej iasności wielu gw iazd od k lasy w id m o w ej 1 o trz y m a ł u d e rz a ja c y obraz, k tó ry jest w y o b ra ż o n y n a ry su n k u A.
O g ro m n a w iększość gw iazd o k a z a ła się sk u p io n a w dw u pochylo nych d o siebie p a sach 2) . S tąd w y n ik a, że g w iazd y B w szy st
kie m a ją w ielką jasn o ść bezw zględną.
W d alszy ch k la sa c h n a stę p u je ro z d ział co
raz w y ra ź n ie jsz y n a dw ie g ru p y , gw iazd iasn y ch i słabo św iecących. W reszcie k lasa M sk ła d a się z g ru p y gw iazd n a d e r jasn y ch i g ru p y n ad zw y czaj słabej.
O tóż te m p e ra tu ra foto sfer gw iazd M jest w p rzy b liżen iu jed n ak o w a, d a le j m asy ffwiazd, iak w idzieliśm y, są z a w a rte w g ra nicach dość ciasnych. S kądże po cho dzi ta różn ica jasn o ści? P ra w d o p o d o b n ie gwia-
J) Przyjęto za tę odległość uw ażać taką. z k tó
rej paralaksa gwiazd w ynosiłaby 0,1 ” łuku.
!) Jeżeli z punktu wyobrażającego gwiazdę spuścim y prostopadłe na osie odciętych i rzędnych, to w przecięciu z pierwszą osią otrzym amy klasę w idm ow ą tej gwiazdy, w przecięciu zaś z osią rzędnych — jej bezwzględną jasność.
JsTs 13 W SZEC H ŚW IA T 131
B A F G
Rys. A.
K
. Mzdy w ielkiej jasn ości m a ją w ielką p ow ierz
chnię św iecącą, a zatem o g ro m n ą objętość w p o ró w n a n iu ze słabo św iecącem i g w ia
zdam i. W te n sposób o trzy m u jem y ro zd ział gw iazd n a o lbrzym ie i k arło w ate. W pasie słabo p o ch y lo n y m do osi klas m a m y g w ia
zdy olbrzy m ie, w pasie m ocno pochylonym m ieszczą się gw iazdy co raz bard ziej k a rło w ate w m ia rę tego, ja k o d d a la m y się od k lasy B.
Z au w aży m y , że w ielka objętość gw iazd w p asie o lb rzy m ó w została bezpośrednio stw ierd zo n a m eto d ą in terfe ren c y jn ą M i c h e l s o n a , zasto so w an ą w o b serw ato rju m na M ount W ilson. H e r t z s p r u n g i R u s - s e I I w ypow iedzieli hipotezę, że w ykres p rz ed staw io n y n a irys. A w y o b raża d ro g ę ew olucji gw iazdy. R odząc się gw iazda jest olbrzy m ią, m a n a d e r m a łą gęstość i s to su nkow o n is k ą te m p e ra tu rę ; zn a jd u je się o n a w ów czas w p ra w y m k o ń cu p asa o lb rz y m ów . W m ia rę zgęszczania się te m p e ra tu ra jej ro śn ie tak , że, p o m im o zm niejszonej p o w ierzchni, ja sn o ść nie ulega w iększej z m ia nie, przyczem gw iazda p o su w a się n a lewo.
Ale oto z ch w ilą dosięgnięcia k lasy B lub A ro zp o czy n a się ru c h p o w ro tn y k u klasie M, i d alszem u zgęszczeniu tow arzyszy o b n iż a nie się te m p e ra tu ry . W ja k i sposób m a m y w y tłu m acz y ć ten zw ro t? H o m e r L a u e w p ra cy , o k tó re j m ów iliśm y w § 1, u d o w odnił, iż te m p e ra tu ra ku li gazow ej w z ra
sta p odczas je j zgęszczania się, d o p ó k i m a- te rja zach o w u je się ja k o gaz d osk o n ały W y o b ra ż a n o zatem sobie, że g w iazda w p un kcie z w ro tn y m jest ta k zgęszczona, że p ra w o gazów d o sk o n ały ch p rz estaje do niej stosow ać się i gw iazda w d alszy m ciągu sw ej ew olucji k u rc ząc się oziębia, pod obn ie ja k tracące en erg ję ciało ciekłe.
Z auw ażyć należy, że m ilcząco tu z a k ła dam y , iż m a sa g w iazdy w ciągu jej ew olu
cji n ie ulega znaczniejszej zm ianie.
Otóż n a zasadzie ro z w aża ń § 2 n ie m o żem y zgodzić się z tą in te rp re ta c ją . W a r u n k i w ew n ątrz gw iazd są tego ro d z a ju , że p ra wo gazów d o sk o n ały ch nie tra c i m ocy n a wet w p rz y p a d k u gw iazd ty p u to w arzy sza S yrju sza, zw any ch często „b iałem i k arła - m i“ . P o zatem E d d in g to n z teo rji ró w n o w a
gi w yw n io sko w ał, że jasn o ść bezw zględna gw iazdy zależy głów nie od jej m asy , rosnąc w ra z z m asą. „B iałe k a r ły “ stan o w ią z re sztą w yjątek z te j reguły.
Jeśli więc p rz y jm iem y stało ść m a sy g w ia
zdy, p rz y n a jm n ie j w p rz y b liżen iu , to d ro g ą je j ew olucji w in n a być lin ja M N (rys. B \ , praw ie ró w n oległa do osi klas. J a k w id zi
m y, zag ad n ien ie ew olu cji gw iazdy sta ło się obecnie ciem nem i d o p u szczającem m o żliw ość ró żn y ch in te rp re ta c y j.
Z ach o w u jąc lin ję cy rk lo w ą R u s s e l l a P Q R ja k o d ro g ę ew olucji m u sim y zgodzić się n a konsek w en cję, iż m asa g w iazdy znacz
W SZ E C H ŚW IA T
N° 13
nie się zm niejsza w ciągu je j istn ie n ia : in a czej nie w y tłu m a c z y lib y śm y u b y tk u jasn o ści w zdłuż P Q, sk o ro jasn o ść zależy n ie m a l w yłącznie od m asy.
Jeżeli w iększy u b y te k m a sy n ie z a c h o dzi i d ro g ą ew olucji jest M N, to m u sim y w y w nio skow ać, iż gw iazda szybko p rz e b y w a całą tę d ro g ę z w y ją tk ie m m ałego o d cin k a, z n a jd u ją c e g o się w po b liżu p u n k tu O przecięcia z c y rk le m : tu g w iazda spędza w iększą część sw ego życia: inaczej n ie wy-
Rys. B.
tłu m a czy lib y śm y f a k tu , że p u n k ty , w y o b ra ż a ją ce g w iazdy n a w y k re sie R u s s e l l a , są sk u p io n e w pob liżu lin ji cy rklow ej.
Z p u n k tu w id zen ia fizy k i spółczesnej gw iazdy tra c ą n ie u sta n n ie m asę sk u tk iem p ro m ien io w a n ia . Ilość stra c o n y c h g ra m ó w m a sy ró w n a się ilości ergów w y p ro m ien io - w a n ej eneirgji, po dzielo n ej przez k w a d ra t p rę d k o ści św iatła, t. j. 9.1020. N aprz. słońce w ten sposób tra c i w k a ż d e j sek u n d zie 4,2.10”
to n n , co stan o w i w szakże ty lk o 2,1.1 0 " 1
cizęść jego masy). P ro m ie n iu ją c en e rg ję w ciąż w tak iej sam ej ilości, ja k obecnie, słońce strac iło b y c a łą sw ą m asę w p rz eciąg u zgórą 1 0 13 ( 1 0 biljonów ) lat.
R ozstrzygnięcie, n a ja k ie j d ro d z e o d b y w a się ew olucja gw iazdy, w y m ag a , ja k w id z i
m y, odpow iedzi n a p y ta n ie , jak ieg o rz ęd u w ielkości jest czas istn ie n ia gw iazdy. Jeżeli ten czas jest rz ęd u b iljo n a lat, g w iazd a u t r a ci zn a c z n ą część sw ej m a sy i d ro g ą ew olucji m oże b y ć w y k re s R u s s e l l a .
K w estje, dotyczące ew olucji gw iazd y i jej trw a n ia , w iąż ą się z izasadniczem z a g a d n ie n iem źród eł en erg ji, k tó rą g w iazda p ro m ie n iu je w p rz estrze ń o taczającą.
Z anim p rz e p ro w a d z im y n a ten te m a t k r ó t
k ą d y sk u sję, zw ró ćm y u w a g ę n a fa k t, że p ro m ien io w an ie gw iazd obliczone n a je d n o stk ę m a sy w y k a z u je zn a czn e różnice.
O g ran iczy m y się do jed n eg o p rz y k ła d u ; p o ró w n a jm y sło ń ce z K ap ellą (raczej jej sk ład o w ą jaśn iejszą, p o n iew aż je stto g w ia zda podwró jn a). O b a d w a c iała nieb iesk ie n ależ ą do tego sam ego typu w idm ow ego (G ).
Jed n a k o w o ż R ap ella jest g w iazd ą o lb rz y m ią, gęstość bo w iem je j jest 620 ra z y m n ie j
sza od gęstości słońca, m a sa zaś jest 4,18 ra z y w iększa. Ś red n ia te m p e ra tu ra obliczo
n a teoretyczn ie K apelli jest 4,3 ra z y niższa, aniżeli śre d n ia te m p e ra tu ra słońca.
Z p o ró w n a n ia jasn o ści bezw zględnych w y n ik a, że K apella n a k a ż d y g ra m swej m a sy p ro m ien iu je w sek un dzie 58 ergów ; słońce zaś, ja k już zazn aczy liśm y w § 1, ty lk o 1, 9erg., czyli 30,5 ra z y m niej. Tego ro d z a ju sto su nek p ro m ien io w a ń w y d a w ał się n iezro zu m iały m ; p rzy puszczan o, że p ro m ien io w an ie obliczone n a g ram w inno w z ra sta ć w raz ze w zrostem te m p e ra tu ry i gęstości, z a te m K apella p o w in n a b y łab y p ro m ien io w a ć n a d e r słabo w p o ró w n a n iu ze słońcem ; ty m czasem rzecz m a się w ręcz od w rotnie. A utor w ub ieg łym ro k u w y tłu m aczy ł te sto su n k i, u w id o cz n ia jąc m e c h a nizm p ro m ien io w a n ia gw iazdy. — T eorja u stro ju g w iazd jest o p a rta n a założeniu, że o b szary w ew n ętrzn e gw iazdy, z w y jątk iem w a rstw b lisk ich pow ierzchni, z n a jd u ją się w stan ie n a d e r zb liżo n y m do rów now agi, zaró w n o m ech an iczn ej, ja k cieplnej. Stąd w y nika, że, jeśli w ydzielim y w ew n ątrz gw iazdy niew ielki o b szar, to w każdej chw ili ilość energji w yp ro m ien io w an ej przez m a te rję o b sza ru ró w n a się ilości energji p och łon iętej. Otóż m a te rja sk ład a się z niezliczonych cząstek z n a jd u ją c y c h się w ru c h u n ieu p o rz ąd k o w a n y m , podległym p ra w o m p ra w d o p o d o b ień stw a; w ty ch w a ru n k a c h zaw sze istn ie ją flu k tu ac je , o d stę p stw a od d o sk o n ałej ró w now ag i, W szcze
gólności w d a n y m o b sza rze przew aża z b ie
giem czasu alb o em isja, albo albsorbcja.
W k aż d ej chw ili w ew n ątrz g w iazd y są ro zsian e w szędzie ta k ie o b szary-ogn isk a em isji i ab so rb eji.
Ł atw o zrozum ieć, że energ ja w yprom ie- n io w a n a p rzez o gn isk o em isy jn e n ie z o sta
nie w całości po ch ło n ięta przez o gn isk a ab- sorbcyjn e, lecz część jej, w p ra w d zie n ie zn aczn a, w y d o stan ie się n a p o w ierzch nię gw iazd y i stąd w p rzestrze ń o taczającą.
Ilość ognisk em isy jn y ch jest p ro p o rc jo n a ln a do o bjętości g w iazdy i tem się tłu m a czy fa k t, że n a d a n ą m asę w y prom ien io - w a n a n a z e w n ą trz en erg ja jest tem w iększa, im w iększą jest objętość gw iazdy i m niejszą gęstość j ) .
D an e w y p ro w ad zo n e z o bserw acy j o k a za ły się w zgodzie za d o w alając ej z w yw o
d a m i teoretycznem i.
P o s ta ra jm y się n a k o ń c u n aszy ch ro z w a żań p o szu k a ć odpow iedzi n a p y tan ie, z j a kich źró d eł słońce i g w iazd y p o k ry w a ją o l
*) W zrost temperatury wzmaga fluktuacje, skut
kiem czego rośnie też prom ieniowanie zewnętrzne.
JnTs 13 W SZ E C H ŚW IA T 133
b rz y m ią stra tę energji przez p ro m ien io wanie.
Tu n ależy liczyć się z żąd an iam i geolo
gów, w ed łu g k tó ry c h ew olucja sk o ru p y ziem skiej o d b y ła się w okresie co n a jm n iej 10” lat. A stronom ow ie są jeszcze b ard ziej w y m ag ający i obliczają istnienie słońca n a ja k ie 1010 lat. Z początku zw róćm y uw agę n a to, że słońce p o siad a w swem ciele o g ro m n y z a p a s energji w postaci energji p ro m ien io w a n ia o raz ru c h u cieplnego c z ą stek m aterji.
T en z a p a s w y czerp ałb y się w przeciągu czterdziestu k ilku m iljonów lat. Ja sn ą w szakże jest rzeczą, że słońce nie m ogło n ad w eręż ać tego zapasu, skoro, ja k należy przypuszczać, jego p rom ieniow anie u trz y m y w ało się bez w iększej zm ian y podczas ew olucji ziem i. W id c y fizycy ubiegłego s tu lecia, H e 1 m h o 11 z i lo rd K e l v i n w s k a zali, że energji d o starc za stopniow e k u r czenie się słońca, albow iem podczas tego procesu en e rg ja g ra w ita cy jn a p rzeo b raża się w ciepło.
Ł atw o obliczyć, że, g d y b y nie b yło in ny ch źródeł, słońce nie m ogłoby istnieć d łu żej, niż ja k ie 2.1 0 7 lat.
Źródeł en erg ji nie m ożem y p oszuk iw ać n a z ew n ą trz sło ń ca lub gw iazd, ja k to E d- d i n g t o n uw id o czn ił w sposób p rz e k o n y w ujący. S k u tk iem sp ad k u te m p e ra tu ry od śro d k a gw iazdy k u jej pow ierzchni p rą d energji k u p o w ierzch n i i stąd w p rzestrzeń o tacz ając ą będ zie istn ia ł niezależnie od procesów zachodzących n az ew n ą trz i ten p rą d w y czerp y w ałb y tę w ew n ętrzn ą energję gw iazdy, k tó ra , ja k w idzieliśm y, w inna pozo staw ać n ien aru szo n ą. W ew n ątrz gw iazd m u szą z a te m istnieć specjalne źró d ła p o tęż
ne, p o d trz y m u ją c e prom ieniow anie.
W y d a je się n iem al pew nem , że w chodzić tu w grę p o w in n y n ajgłębsze procesy p rz e ob ra żen ia m a te rji. N ajp ierw p rzy ch o d zą n a m yśl zjaw isk a prom ieniotw órczości, w k tó ry ch o dby w a się proces ro z p ad u sk o m p li
k o w a n y ch p ierw ia stk ó w o dużym ciężarze atom ow ym n a p ie rw ia stk i prostsze. Je d n a k i te pro cesy n ie s ą w ystarczające. N ietru d n o obliczyć, że, g d y b y słońce b y ło w całości u tw o rz o n e z u ra n u i jego pochodnych (w ilościach o d p o w iad a ją cy ch rów now adze p ro m ien io tw ó rc zej), proces ro z p ad u d o s ta r
czyłby ty lko połow y en e rg ji p ro m ien io w a
n ia słonecznego. N iektórzy b ad a cze (np.
Je a n s), u w a ż a ją za p ra w d o p o d o b n e istn ie
nie w e w n ę trzu gw iazd su b stan cy j o w ię k szym ciężarze ato m o w y m , niż u ra n , i p o tęż
niejszej .p ro m ien iotw ó rczości. H ipoteza la m a c h a ra k te r czysto spek ulatyw ny.
Z w róćm y nasze p o szu k iw a n ia w inn ym k ieru n k u , w p ro st przeciw nym .
M ożna przyp uszczać, że ją d r a d o d atn ie p ierw iastk ó w chem icznych w y tw o rz y ły isię z ją d e r w o do ru , t. j. p ro to n ó w pow iązany ch ze sobą p rz y pom ocy elektronów .
Ja k się zdaje, na ziem i obecnie nie is t
nieją w a ru n k i u m o żliw iające te procesy tw orzenia się pierw iastków .
O g ląd ając się za m iejscem , gdzieby one m ogły zachodzić, u zn ać m u sim y , że n a jb a r dziej obiecującem jest w n ętrze gwiazd, gdzie rozm aite czy nniki energetyczne w y
stęp u ją w najw ięk szej potędze.
E le m e n ta rn y m procesem ro z p a try w a n e go ro d z aju b y ło b y tw o rzen ie się helu z w o
d o ru ; proces ten st'ał się już n a w e t p rz ed m iotem b a d a n ia dośw iadczalnego, n arazie bez w yn iku przekonyw ającego. J ą d ro helu pow staje przez zespolenie czterech p ro to n ó w i dw u elektronów .
Otóż z p o m iaró w ciężarów ato m ow ych h elu w yn ik a, że pod czas tego procesu z a chodzi s tra ta m asy , poniew aż z 4 g ram ó w w odoru o trz y m u je się 3,97 gr. helu.
P rzy pu szczam y, że łączeniu się p ro to nó w i elektro nó w to w arzy szy w ydzielanie się ol
brzy m iej energji ró w n o w ażn ej stracon ej m asie, to znaczy ró w n e j 0.03.9.1020 ergów, czyli 6 ,4 .1012 k a lo ry j g ram o w y ch ; zatem utw orzenie helu z 4 g ra m ó w w o d o ru daje tyle energji, Aleby jej d o starczyło spalenie 800 tonn węgla.
Być m oże ta en ergja, lub jej znaczna część w ydzieliłaby się w postaci n ad e r k ró tk ich falo w ań elek tro m ag n ety czn y ch (typu p rom ieni T lub jeszcze k ró tszy ch ).
Z b a d a ń A s t o n a z d a je się w ynikać, że stra ty energji i m asy p rzy kształto w an iu się in n y ch pierw iastk ó w są znacznie
m niejsze. .
Zatem procesy b u d o w y pierw iastkó w z p ro to n ó w i elek tron ów m o głyb y zniszczyć nie więcej, ja k 1 % m asy słońca i jego życie trw ało b y , czerpiąc z teg o źród ła, n ajw y żej 1,5.1011 lat. Ów okres czasu w y p ad a jed n ak zn acznie zred u k o w ać , poniew aż słońce m o głoby w y m ienion y w iek osiągnąć tylko w tedy, g d yb y s k ła d a ło się po czątk ow o z s a m ego w o do ru , co nie w y d aje się p raw d o p o - dobnem .
N ajw ięcej energji d o starczy ć m oże c a łk o w ite unicestw ienie m aterji. P o jęcia spół- czesne nie sprzeciw ia ją się śm iałej hipotezie, że w pew ny ch w y ją tk o w y c h w a ru n k a c h p ro to n i elek tro n m ogą b yć p rzy m u szo n e do zlania się, przyczem ma ich m iejscu p o w stałab y fa la elek tro m ag n ety czn a n iezm ier
nie k ró tk a. P ro m ien io w an ie słoneczne m o głoby czerpać z tego ź ró d ła w ciągu czasu
134 W S Z E C H Ś W IA T N° 13
1 0 0 ra z y dłuższego, niż ze ź ró d ła p o p rz e d niego.
R ozstrzygnięcie, ja k ie z d w u o sta tn io w y m ien io n y ch źró d eł b y ło i jest g łó w n y m do staw c ą en e rg ji gw iazd, nie w y d a je się m o- żliw em w o b ec n y m stan ie w iedzy. B ędzie ono zależało od w y b o ru p o m ięd zy d w o m a w yżej w sk az an em i p o g lą d a m i n a ew olucję gw iazd. Jeżeli w ciągu sw ego życia g w ia
zda u tra e a z n a c z n ą część m a sy , w y p a d n ie o d d ać p ierw szeń stw o b a rd z ie j ra d y k a ln e j hipotezie u n ic e stw ia n ia się m a te rji.
J a k w idzieliśm y, d zia ła ln o ść ob u ro d z a jó w źród eł d aje p ra w d o p o d o b n ie p o cz ątek p ro m ien io w a n iu o b a rd z o k ró tk ie j fali, k tó re p o w in n o p o sia d a ć w y ją tk o w ą p rz e n ik li
wość. W zw iązku z te m z w ra c a u w a g ę fa k t istn ie n ia w n asz ej atm o sfe rz e p ro m ie n io w a nia w ielkiej przenikliw ości.
B a d a n ia d o tychczasow e zg odnie p ro w a dzą do w n io sk u o jego p o zaziem sk iem , kos- m icznem poch odzeniu. P o w sta n ie jego p rz y p isu ją p rz e o b ra ż a n iu się p ierw ia stk ó w w ciałach niebieskich. E d d i n g t o n jest zd a n ia , że źródłem p rz e n ik liw e g o p ro m ie n io w an ia, dosięgającego ziem i, są m gław ice.
W p ra w d z ie m a te rja m g ła w ic jest n a d e r ro zrzed zo n a i p o siad a sto su n k o w o n isk ą te m p e ra tu rę , co w y tw a rz a w a ru n k i fizy c z
n e m ało, ja k b y się zd a w ało , sp rz y ja ją c e procesom p rz e o b ra ż a n ia się p ierw ia stk ó w . M ożem y n a to odpow iedzieć, że ow e w a ru n k i są o k ry te tajem n icą. N ależy dodać, że, gdy p ro m ie n io w a n ie p rz e n ik liw e p o w staje w e w n ą trz g w iazdy, to ono ulega p rz ek ształce n iu s k u tk ie m o d d z ia ły w a n ia m a te rji i dosięga p o w ierzch n i, ja k o zw yk łe p ro m ien io w a n ie gw iazd. G łów ną ro lę tu o d g ry w a ć p o w in n o n ie d a w n o o d k ry te z ja w is ko ro z p ra sz a n ia k ró tk o fa lo w y c h pro m ien io - w ań, zw an e z jaw isk ie m C o m p t o n a , pod czas k tó reg o za ch o d zi p ow iększenie d łu g o - » ści fali.
O b ez p o śred n ie n a k re śle n ie o b ra z u ew o lucji gw iazd y p rzez z b a d a n ie stało ści jej rów n o w ag i p o k u sił się J e a n s , prezes K ró lew skiego T o w a rz y stw a astro n o m iczn eg o ,
(m im o, iż jest w łaściw ie fizy k iem ). Ze sw ych su b teln y ch b a d a ń J e a n s w y p ro
w a d za w niosek, że dyoga ew olucji gw iazdy jest zb liżona do c y rk la R u s s e l l a i koń- cow em stad jum jest sta n g w iazdy b iałej k a rło w a te j. P rz y zbliżaniu się do teg o stan u ró w n o w ag a s ta je się n ie sta łą i gw iazda, szyb ko się k u rcząc, n iem al ra p to w n ie p rz e chodzi ze s ta n u jasn ej, niezb y t gęstej gw iaz
dy d o stan u n iezm iern ie gęstej gw iazd y k a r ło w atej o m ałej jasności, w sk u tek w ielo krol nego zm n iejszenia p o w ierzch n i św iecącej.
O k azu je się, w edług J e a n s a , że nasze słońce jest b a rd z o b lisk ie tego fatalneg o p u n k tu zw rotneg o ew olucji, ta k , że prze o b ra żen ie się słońca w słab o św iecącego b ia łego k a r ła m oże rozpocząć się k a ż d e j chw ili.
Ażeby złagodzić tę n iep o k o jąc ą p e rs p e k tyw ę, zaznaczę, że d ociekan ia dotyczące ew olucji i stałości ró w n o w ag i gw iazd są n a d er tru d n e i J e a n s zm u szon y b y ł sk o ry gow ać n ie k tó re swe tw ierd zen ia. P o n a d to ch c ia łb y m w sk a z a ć d ro g ę ra tu n k u , o p a rtą n a b a d a n ia c h sam ego J e a n s a .
Słońce z n a jd u je się w ru c h u o b ro to w ym dość szybkim , p o siad a więc m o m en t o b ro tow y, k tó ry , w edle p ra w a m ech a n ik i, z a ch ow uje w a rto ść stałą w k a ż d y m u k ład zie od oso b n io n y m , niezależnie od zm ian w e
w n ę trz n y c h w n im zach od zących. M om ent ob ro to w y jest ró w n y iloczynow i Ao w c z e m I oznacza m o m en t b ezw ładn ości wTzględem osi o b ro tu . “ — p rę d k o ść k ąto w ą. M oże
m y tu a b stra h o w a ć od zn a n ej an o m alji. p o lega iącej n a n iejed n a k o w ej p rę d k o ści Obro
tu ró żn y ch części słońca, b io rą c śre d n ią jej w artość.
Gdy słońce zacznie gw ałto w n ie się k u r cz rć. po ciągnie to za sobą szybkie zm n iej
szanie się m o m en tu b ezw ład no ści i w k o n sekw encji, o g ro m n y w z ro st p rę d k o ści ru c h u obroto w ego o raz sił o d śro d k o w y ch z nim zw iązan ych . W reszcie słońce m oże nie w y trz y m a ć ich p a rc ia i ro z p a d n ie się n a dw ie części, sta ją c się gw iazd ą p o d w ó jn ą. W te dy, w re zu ltacie groźnego k a ta k liz m u , n a si n a stę p c y b ę d ą m ieli d w a słońca za m ia st je d n eg o i n aw et, p rzyp uszczaln ie, n a początku ich gęstość zm niejszy się znacznie, n a to m iast w sp ólna jasność b ędzie w iększa, a n i
żeli jasn o ść n aszeg o obecnego słońca.
Z T O W A R Z Y S T W N A U K O W Y C H
POLSKA AKADEM.JA UMIEJĘTNOŚCI.
Posiedzenie W ydziału ma tema tyczno-przy rodni czego odbyło się dnia 7 m aja r. b. Przedstaw iono następujące prace:
B. D y b o w s k i : Krótkie zestawienie w yników , tyczących się budow y i ew olucji zębów zwierząt ssących.
J. T a l k o - H r y n c e w i c z : Krakowiacy w spółcześni.
Z o f j a Z a l e w s k a : Studja nad ewolucją pręcików w przystosow aniu do krzyżow ego zapy
lania kw iatów szałwji.
W. L. A y r e s : O cyklicznie zespojonych krzy
wych ciągłych.
W. J a b ł o ń s k i : O absorbcji pasm owej w pa
rze kadmu.
S t. P i e ń k o w s k i : Nośnik pasm a X 2476, 3—2482.7 w w idm ie rtęci.
N° 13
W SZ E C H ŚW IA T 135T. B a n a c h i e w i c z : O pewnym sposobie w y
znaczania odległości kontynentów.
M. K a m i e ń s k i : Studja nad biegami komety W olffa.
H. H ł a s k o i D. W a ż e w s k i : O przewod
nictwie elektrycznem chlorowodoru, bromowodoru i jodow odoru i o ruchliwości jonu wodorowego.
POLSKIE TOWARZYSTWO CHEMICZNE.
Wr dniu 10 m aja r. b. odbyło się posiedzenie Polskiego Towarzystwa Chemicznego. Zgłoszono pracę Inż. M. B o r n s t e i n a : Kontrola graficz
na jako czynnik administracji przem ysłowej.
POSKIE T-WO FIZYCZNE.
Dn. 19 marca odbyło się posiedzenie W arszaw skiego Oddziału Polskiego Towarzystwa Fizyczne
go. Na porządku dziennym był pokaz doświadczalny prof. L. W ertensteina oraz referat d-ra A. Sołtana, streszczający w yniki pracy, w ykonanej przez nie
go w laboratorjum M. de Broglie‘a w Paryżu.
Prof. W ertenstein zadem onstrował doświadczenie, mające na celu wykazanie pewnej anomalji prze
wodnictwa cieplnego gazów silnie rozrzedzonych.
Tematem pracy p. A. Sołtana była dziedzina w id
mowa, zawarta pom iędzy nadfioletem i prom ienia
mi X, dotychczas badana spektoroskopowo jedynie przez Thoraeusa i Dauvilliera. Fizycy ci zapocząt
kowali badania nad prom ieniowaniem o długoś
ciach fal od 20 do 100A.
Główną trudność doświadczalną w tym obszarze w idm owym stanowi mała wydajność źródeł światła oraz brak kryształów o dostatecznie wielkiej sta
łej siatki, w zględnie brak siatek dyfrakcyjnych sztucznych o stałych dostatecznie małych; ostatnia trudność potęguje się jeszcze słabą zdolnością od
bijającą ciał w omawianej dziedzinie prom ienio
wania. W końcu silne jego pochłanianie zmusza do użycia spektrografów próżniowych, przez co rów
nież kom plikuje stronę doświadczalną zagadnienia.
P. Sołtnn w swej pracy badał widma prom ienio
wania, w ysyłanego przez różne ciała, bombardo
wane powolnem i elektronami przy zastosowaniu siatki dyfrakcyjnej na szkle w użyciu stycznem (Compton i Doan).
W ykonane zdjęcia pozw oliły uzupełnić nasze w ia
domości o przebiegu krzywych Moseleya dla szere
gu prążków i granic absorboji różnych pierwiastków.
Zostafy w ten sposób wykryte i wymierzone długo
ści fal prążków K azotu i boru, prążków M m olib
denu, prążków N tantalu, tungstenu, platyny i zło
ta, oraz prążki O toru. Pozatem p. Sołtan pow tó
rzył szereg pom iarów Dauvilliera, wykonanych przy pom ocy m etody obracającego się kryształu.
Porów nanie w yników pomiarów okazało, iż sto
sow anie kryształów do rozszczepiania prom ieniow a
nia w omawianej dziedzinie widmowej daje w y
niki błędne z powodu silnego załamania promieni przy przejściu przez powierzchnię kryształu oraz z powodu rozmycia prążków.
Praca p. Sołtana była wykonana przy pomocy spektrografu, zbudowanego przez p. Thibaud. Sta
nowi ona pierwszą próbę zastosowania siatki dy
frakcyjnej w użyciu stycznem w tym obszarze w id
mowym.
OBCHÓD DZIESIĘCIOLECIA POLSKIEGO TOWARZYSTWA GEOGRAFICZNEGO.
Dnia 9 marca odbył się w szczelnie zapełnionej auli Uniwersytetu W arszawskiego uroczysty obchód dziesięciolecia istnienia Polskiego Towarzystwa Ge
ograficznego. Zebranie zaszczycili swoją obecnością liczni przedstawiciele świata naukowego, a na ich czele Ks. Rek to r Szlagowski oraz p. W ito ld Sta
niewicz, Minister Reform Rolnych, jako przedsta
wiciel Rady Ministrów.
Prezes Towarzystwa p. W ładysła w Massalski zagaił zebranie dłuższem przemówieniem, stwierdzając, że geografja jest jedną z najstarszych nauk, a dzi
siaj łączy się z nią mniej lub więcej ściśle i na niej się opiera cały szereg nader ważnych dziedzin wiedzy oraz całe dziedziny życia państwowego, kul
turalnego i ekonomicznego. Skreślił w dalszym cią
gu w barwny sposób udział polskich geografów w ogólno-św iatow ym dorobku naukowym i przypo
mniał, że w iększość z pośród nich pracowała na chwałę nauki obcej.
Po przemówieniu prezesa sekretarz Dr. Jerzy Loth podał w rzeczowem i zwięzłem przemówieniu rzut oka na historję powstania i rozwoju tow arzy
stwa w ciągu (pierwszych dziesięciu lat jego istnie
nia. Treści tego sprawozdania nie podajemy tu, od
syłając czytelników do Nr. 8 „Wszechświata".
Następnie przemawiali przedstawiciele insty- tucyj naukowych: Prorektor prof. Hryniewiecki w im ieniu Uniwersytetu W arszawskiego uwydatnił znaczenie geografji naukowej w pojęciu nowoozes- ,11 em i złożył hołd jej dorobkowi naukowemu, zwra
cając rów nocześnie uwagę na słabe wyposażenie tej nauki w Uniwersytecie Warszawskim. Prof. Kras
s o w s k i przemawiał im ieniem Rektoratu W olnej W szechnicy Polskiej.
Prof. Jan Lewiński w imieniu Towarzystwa Nau
kow ego, wyraził Towarzystwu Geograficznemu uzna
nie za jego dotychczasową działalność i w gorących słowach zachęcał do dalszej owocnej pracy.
Prezes Towarzystwa Krajoznawczego p. Ałeksai, der Janowski, uw ypuklił znaczenie tow arzystw ge
ograficznych, jako czynników państwowo-twórczych.
Zwrócił uwagę na w spólność ideałów obydwóch to
w arzystw, zaznaczając, że Towarzystwo Krajoznaw cze jest jakgdyby terenem przygotowawczym , na którym urabiają się przyszli pracownicy na niwie geograficznej.
Prof. Jan Sosnowski z ramienia Towarzystwa Przyrodników im. Kopernika, stwierdził, że Polskie Towarzystwo Geograficzne było pierwszem, które dało impuls do zrzeszania się specjalistów pewnej dziedziny nauki. Za jego przykładem pow stały u nas towarzystwa geologiczne, botaniczne, zoologiczne i inne.
Prof. Dziubałtowski przemawiał w im ieniu p ol
skiego Towarzystwa Botanicznego wreszcie p. Głu
chowski w im ieniu polskiego Towarzystwa Em igra
cyjnego oraz tow arzystw a pionierów kolonjalnych.
Po przemówieniach delegatów sekretarz p. Jerzy Loth odczytał szereg listów i depesz gratulacyjnych.
Po zakończeniu form alnej części zebrania, prof.
Ludomir Sawicki, prezes Krakowskiego Oddziału Polskiego Towarzystwa Geograficznego, w ygłosił ciekawy odczyt, ilustrowany przezroczami, o w y
