JV° Warszawa, d. 3 listopada 1895 r.

JV° 4 4 . Warszawa, d. 3 listopada 1895 r. T o m X I V .

TYGODNIK POPULARNY, POŚWIĘCONY NAUKOM PRZYRODNICZYM.

P R E N U M ER A TA „W S Z E C H Ś W IA T A " . W W a rs z a w ie : rocznie rs. 8 kw artalnie „ 2 Z p r z e s y łk ą p o c z to w ą : rocznie rs. lo półrocznie „ 5 P ren u m ero w ać można w R edakcyi „W szechświata*

i w e w szystkich księgarniach w kraju i zagranicą.

K om itet R edakcyjny W s zec h ś w iata stanow ią Panow ie:

D eike K., D ickstein S., H oyer H., Jurkiew icz K., K w ietniew ski W ł., Kram sztyk S., M orozewicz J., Na- tanson J., Sztolcman J., Trzciński W. i W róblew ski W .

- ^ . d r e s Z E S e c i a ł ^ c ^ i : ^ S Z r a l s z o - w s l r i e - ^ r z e d . m i e ś o i e , IŃ T r 6 0 .

W K R A IN IE N A F T Y .

Od niepam iętnych czasów pers kopal w okolicach B aku niewielkie dołki, w k tó ­ rych zbierała się obficie wyciekająca ciecz ciem na i gęsta o mocnym charaktery stycz­

nym zapachu. Z b iera ł j ą stam tąd brudną,

•l wodą słoną zmieszaną, rozlew ał w worki skórzane i rozwoził na wielbłądach po wios­

kach okolicznych. Ceniono ciecz tę, jak o środek przeciw bólom reumatycznym, przy których nacierano nią skórę; używano jej też potrochu w charakterze substancyi światło- dajnej, paląc w lam pkach glinianych, t. zw.

.czyrakach, które i dziś jeszcze często spotkać m ożna u tubylców,

AV wielu miejscach ropa naftow a sam a są- ;

•czyła się na powierzchnię ziemi, gdzie lżejsze je j części składowe się ulatniały, reszta zaś tężała, przesycając ziemię i tworząc masę woskową, używaną obecnie do wylewania chodników i dachów, niektórych placów i ulic

w Baku.

J a k tu, na półwyspie A pszerońskim per- sowie, ta k na K aukazie zachodnim znali naf-

' tę oddawna czerkiesi, a w Pensylwanii—

indyanie A m eryki północnej. W zm ianki 0 oleju skalnym (petroleum ) znajdujem y też u pisarzy starożytnych—H erodota, A rystote-

| lesa, P lu tarch a, Pliniusza, S trabona; w E g ip ­ cie używano go wraz z wieloma innemi sub- stancyam i do balsam owania ciał ludzkich;

w Chinach i Jap o n ii też znano go od wieków.

G ru n t półwyspu Apszerońskiego sk ład ają zmieniające się kilkakrotnie w kierunku pio­

nowym trzeciorzędowe warstwy piasku, gliny 1 piaskowca, nakryte z wierzchu piaskami i glinami formacyj uralo-kaspijskich. N a fta nie tworzy, ja k to sobie wielu wyobraża, je ­ zior i rzek podziemnych, lecz przesiąka warstwy piasku trzeciorzędowego, zaw arte między dwoma nieprzepuszczającemi cieczy pokładam i gliny.

K w estya pochodzenia nafty ‘) je s t jeszcze dość ciemna i niezupełnie rozstrzygnięta.

•) Teorye pochodzenia nafty były wielokrot­

nie rozpatryw ane w naszem piśmie. P or. prze- dewszystkiem Wszechśw. z r. 1883, str. 165 i 181, gdzie autor, prof. R. Zuber, poddaje m ię ­ dzy innemi teorye mineralnego pochodzenia nafty bardzo gruntownej krytyce. Przypis. Red.

Je d n i usiłują, dowieść jej organicznego po­

chodzenia, inni mineralnego; z pośród o sta t­

nich pierwsze miejsce zajm uje hypoteza prof. Mendelejewa.

W iadom o powszechnie, że zewnętrzne warstwy skorupy ziemskiej zaw ierają p ier­

wiastki lżejsze, o ciężarach atomowych nie- przewyższających 40 (C a = 40); żaden z tych pierwiastków (H , O, N , Cl, P , S, Al, Si, N a, K , Mg, C a) nie spotyka się tu w związkach, których ciężar właściwy p rze­

wyższałby liczbę 4 (większość około 2 ‘/a);

gdy tymczasem obliczony średni ciężar w ła­

ściwy kuli ziemskiej wynosi aż pięć. W ynika stąd , że we w nętrzu ziemi muszą się znajdo­

wać ciała daleko cięższe od tych, k tóre s ta ­ nowią je j skorupę. J e s tto pewnik, stw ier­

dzony wielu drogam i i wynikający też, mię­

dzy innemi, z praw m echaniki, zastosow a­

nych według teoryi L aplacea o pochodzeniu naszej planety, jak o oderwanej cząstki m asy słonecznej.

P ow staje teraz pytanie, które z ciał znaj­

duje się we w nętrzu ziemi w przew ażającej ilości? M usimy się zgodzić, że pierw iastek ten powinien się spotykać też i na powierzch­

ni ziemi i w znacznej ilości wchodzić w skład słońca. Nie może nie przyjść nam n a myśl żelazo: ciężar jego właściwy, większy nieco od 7, wraz z ciężarem stosunkowym skorupy ziemskiej ( < 3) d aje właśnie liczbę do 5 zbliżoną, ta k ą , ja k a wynika z teoretycznych wyliczeń.

W jakiej postaci znajduje się żelazo we w nętrzu ziemi? Porów najm y roztopioną kulę ziem ską z piecem huty żelaznej. W o sta t­

nim przy stapianiu rudy żelaznej z węglem otrzym ujem y główną masę, przedstaw iającą związek tych dwu pierwiastków i zbierający się na wierzchu żużel; ostatni je s t zbliżony do zewnętrznych w arstw kuli ziemskiej.

Związek zaś m etalu z węglem powstać może tylko w nieobecności tlenu; w piecu huty że­

laznej tlen odciągają lżejsze pierw iastki, s ta ­ nowiące żużel, a osobliwie krzem i wapień.

Toż samo stosuje się do tych wielkich reak- cyj, ja k ie zachodziły w roztopionej kuli ziemskiej; oprócz tego, należy przypuszczać, że tlen, jak o pierw iastek lekki, je s t i był zawsze we w nętrzu ziemi w ilościach bardzo niewielkich. W ęgiel zaś je s t bardzo m ało lotny, ciężar właściwy jego pary znaczny,

690 N r 44.

oraz budowa cząsteczki złożona,—zawsze przeto trzym ać się m usiał bliżej środka roz­

topionej masy.

T ak tedy skład chemiczny żelaza, znajdu­

jącego się we w nętrzu ziemi, je st zbliżony do żelaza lanego: część węgla przedstaw ia w nim domieszkę mechaniczną, część je s t związana chemicznie. W takim też stanie spotykam y żelazo w m eteorytach.

P rzez szczeliny i rozluźnione pokłady sko­

rupy ziemskiej, osobliwie u stóp łańcuchów górskich, woda przedostaje się do w arstw głębszych, napotykając tam roztopione masy żelaza. Skutkiem zetknięcia tego m etal się- utlenia, a wodór daje z węglem węglowodo­

ry, które podnosząc się szczelinami w postaci pary do góry, zgęszczają się tu w ropę nafto­

wą i skupiają w w arstw ach dziurkowatych, przesiąkając je w mniejszym lub większym stopniu. W obec wielkiego parcia i obfitości wodoru tworzyć się tu m uszą tylko związki nasycone, t. j. takie, jakich mieszaninę przed­

staw ia olej skalny.

T a k a je s t w ogólnych zarysach hypoteza M endelejewa. D rogą doświadczalną nie je st jeszcze ona bynajm niej stwierdzona. T a jedno zaznaczyć można n a jej korzyść, że tra k tu ją c żelazo kwasami otrzymywano w la- boratoryach gazy i płyny, posiadające za­

pach nafty.

Oprócz tego istnieją różne inne, w równym stopniu częściowo tylko uzasadnione liypote- zy, usiłujące dowieść, że n afta powstała, z resztek organizmów roślinnych lub zwie­

rzęcych, drogą długich procesów rozkłado­

wych pod wpływem wysokiej tem peratury.

Choć niewiadomo, ja k i kiedy, ale w k aż­

dym razie należy przypuszczać, że n afta wy­

tw orzyła się we w nętrzu ziemi: gdyby po­

w stała na powierzchni, ulotniłaby się, zosta­

wiwszy woskową masę, k tó ra nie m ogłaby się przedostać pod ziemię; również niemożebnem je s t przypuszczenie, że wytworzyła się n&

dnie głębin wodnych, albowiem, jako sub- stancya lżejsza od wody, wypłynęłaby na jej powierzchnię i tu znów podległa działaniu atm osfery.

N astępnie, powszechnie przyjętym je s t fakt, że n afta powstała w warstwach, leżą­

cych daleko głębiej od tych, w których się obecnie znajduje. N a fta je s t lżejszą od wo­

dy, ta przeto może j ą wypierać do góry,—

W S Z E C H S W IA T .

N r 44. W SZECH SW IA T. 691 i tak wędrując, ropa szuka warstwy dziurko­

watej, w której rozgościć się może. N a K a u ­ kazie n afta przesiąka pokłady trzeciorzędo­

we, stosunkowo niezbyt dawne; tutaj przeto moźebną je st hypoteza jej organicznego po­

chodzenia; lecz ja k zastosować ta k ą hypotezę w Am eryce, gdzie ropę znajdujem y w piasku dewońskim, a naw et wapniaku syluryjskim?

W obec tego, że pow stała ona w warstwach jeszcze głębszych, należy przypuścić w po­

kładach epoki archaicznej tak niezm ierną ilość m ateryału organicznego, ja k a potrzebną je st do wytworzenia niewyczerpanych zapa­

sów oleju skalnego.

Z resztą, w tych dewońskich pokładach też nie widać śladów isto t organicznych, któ- reby koniecznie się zachować powinny, czy to w postaci skamieniałości, czy też węgla;

ostatni bowiem zawsze otrzym uje się przy rozpadaniu złożonych substancyj organicz­

nych na węglowodory, a zginąć nie mógł, bo wszak ja k skamieniałości, ta k też i węgiel przedstawiają, ciała trwalsze od ropy.

Przeciwnie, okoliczności, przy których naf- j ta się znajduje w A m eryce i na K aukazie, j

dowodzą, że pow stała ona w takiej głębi, | gdzie mowy być naw et nie może o organiz­

mach. B ardzo ważną wskazówkę daje fakt, j że naftę znajdujem y zawsze w pobliżu gór: I w Pensylwanii przem ysł naftowy ciągnie się linią u stóp gór A legańskich, tutaj źródła j nafty ciągną się pierścieniem ■ wokoło łańcu­

cha kaukaskiego. Góry przedstaw iają fałdy powierzchni ziemi; każda wyniosłość tworzy się kosztem odpowiedniej wklęsłości. W sku­

tek tych wygięć skorupy ziemskiej pokłady rozsuw ają się lub rozluźniają w niektórych miejscach, tworząc mniej lub więcej wyraźną szczelinę, ku górze się rozszerzającą; utwo­

rzenie wklęsłości wywołuje znów linią złam a­

nego oporu, rozszerzającą się ku środkowi ziemi. Przez tę ostatn ią właśnie wydostaje się n afta z głębin niedoścignionych i wędruje do góry, a napotkawszy po drodze warstwę najbardziej gościnną, t. j w dostatecznym stopniu dziurkow atą, wsiąka w nią, tworząc warstwę naftową.

W taki sposób obecność nafty w pewnych pokładach nie znajduje się w żadnym związ­

ku z ich geologicznemi epokami; zależy ona wyłącznie od ich własności fizycznych. Czas

I wytworzenia się nafty odpowiada zapewne chwili pow stania gór sąsiednich.

Przem ysł naftowy na K aukazie większe rozm iary p rzy jął dotychczas tylko na pół­

wyspie Apszerońskim . K oncentruje się on tu głównie w odległości dwu mil na. północo- wschód od Baku, w pobliżu wulkanu błotne­

go Bogo-Boga, w okolicach wsi B ałacha- ny, Sabunczy, Romany, Bulbuli, zajm ując przestrzeń przeszło 7 wiorst kwadratowych.

Do miejscowości tej dochodzi odnoga kolei żelaznej z Baku. N iedojeżdżając jeszcze, na kilka wiost od stacyi Sabunczy, widzi się z okna wagonu czerniejący na horyzoncie las wieży wiertniczych, zlanych ropą, zakurzo­

nych i zakopconych. Dziwnie rażąco odbija ta czarna ściana na jednostajnie szarem tle równego stepu i ta chm ura wiecznie unoszą­

cego się dymu, m ącąca piękną i czystą, h a r­

monią niezmierzonych przestrzeni ciemno- błękitnego nieba południowego.

W zdłuż plantu kolejowego widać ułożone na powierzchni ziemi ru ry żelazne, już to biegnące równolegle, już krzyżujące się, różnych wielkości, grubsze i cieńsze; r u ­ ram i temi sprowadzają ropę do rafineryj w Baku. Je s tto wielkie udogodnienie: kilka­

naście la t tem u przewożono surowy produkt beczkami na wozach. Ile czasu kosztowało takie transportow anie, ile kłopotów i kosz­

tów pociągało! Obecnie dzień i noc pracu­

ją c a pompa parowa przez jed nę dobę przele­

wa dziesiątki tysięcy pudów, napełniając w jednej chwili kotły i zbiorniki rafineryj.

N ieraz psują się te ru ry i ropa wycieka two­

rząc brudne żółte kałuże, k tó re zalew ają pola okoliczne, niszcząc resztę siły życiodajnej w tej m artw ej, żarem słońca spalonej ziemi, gdzie wichry ciągłe i tak prawie wywiały sła­

bą iskrę tlejącego w niej życia.

Przyjeżdżam y na stacyą. N ad słonem j e ­ ziorem, obficie zatłuszczonem ropą, która rozlawszy się na powierzchni cienkiemi warstewkam i, mieni się w blasku słońca b a r­

wami tęczy, roi się to mrowisko, gdzie prze­

sycone ostrym zapachem nafty i podziem­

nych gazów powietrze drży od huku setek maszyn parowych. J e d n a obok drugiej cisną się tu tysiącami wieże czarne, ropą ociekające: w jednych wre praca, huczy m a­

6 9 2 W SZEC H S W IA T. N r 4 4.

szyna, leje się ropa; inne już spełniły swe z a ­ danie i wydały owoc obfity—pusto i cicho w nich teraz. Inne znów stoją, nieruchome w wiecznym odpoczynku, wiecznie opuszczo-

gie, ogrom nie drogie—i pozostałe między niemi ważkie przejścia tw orzą zawikłany la ­ birynt, w którym trudno się oryentować.

W szędzie widać góry piasku, wielkie wały

W ytrysk nafty na półw yspie A szperouskim . W edług fo ografii 2 natury.

ne, przeklęte, jałow e: zam iast oczekiwanych bogactw wydały tylko zawiedzione nadzieje, bankructw a i przekleństw a. W ieże stoją blizko jedna koło drugiej, bo miejsce tu dro-

i olbrzymie doły, przedstaw iające zbiorniki ciemnej gęstej cieczy.

Gdzieniegdzie tyłko napotyka się szerokie drogi, przecinające ostrem i liniami tę ziemię,

w s z e c h s w i a t. 693 usianą wysoko sterczącemi czarnemi szkie­

letam i; a przy drodze widać czasem domy mieszkalne i kantory, te skromne i niepozorne przybytki potentatów.

W chodzę do wieży wiertniczej. Je stto budynek drewniany, sięgający 7—8 sążni wysokości, m ający 3 sążnie kwadr, u pod­

stawy i zwężający się do 1 kw. sążnia górnej platform y. P rzez wprawiony u sufitu blok przerzucona je s t gru b a lina, do której przy­

mocowane są przyrządy, służące do wierce­

nia. P rzy rządy owe wprawiane są w ruch przy pomocy maszyny parow ej, znajdującej się w budynku, przystawionym do jednej ze ścian wieży i z nią się komunikującym.

P o obraniu pewnego miejsca i wzniesieniu wieży, przed przystąpieniem do wiercenia wykopują z początku otwór od 3-—10 sążni głęboki, nieco szerszy, bo m ający w średnicy około l ' / 2 stopy. W otwór ów wprawiają pierwszą, najgrub szą ru rę, dającą początek szacbtowi.

Sam proces wiercenia podlega częstym zmianom i ulepszeniom, stanowiąc obszerny dział techniki i zw racając na siebie uwagę wielu specyalistów, którzy wciąż nad udosko­

naleniem jego pracują. Niezmienna zaś za­

sada jego polega na następującem : doliny, czy łańcucha, przerzuconego przez blok, przyw iązana je s t sztanga, czyli wielki (3 — 4 sążni) d rąg żelazny, do przeciwległego końca której przymocowywa się olbrzymie ciężkie dłuto; spadając z impetem na dno otworu, dłuto kruszy pokłady, wciąż się bardziej za­

głębiając; szybkość jego dochodzi 40 — 45 uderzeń na minutę. Pokruszoną ziemię wy­

dobywają w postaci gęstego b ło ta prży po­

mocy czerpaczki, przedstaw iającej wielki cy­

linder żelazny z klapam i, uchylającem i się tylko w jednę stronę, ja k u pomp wodnych.

W warstwach miękkich, piaszczystych miejsce dłuta, którego p ra ca byłaby tu zby- i teczną, zastępuje żelazny cylinder z podłuż­

n ą szparą w swej ściance; opuściwszy ów przyrząd, obracają sztangę źelaznemi klu­

czami i w ten sposób ziemia nabiera się do cylindra i następnie wyrzuca nazewnątrz.

Oprócz tego istnieje jeszcze jeden sposób wiercenia. Sztangi są tu zastąpione przez bardzo mocne ru rk i o m ałym otworze i gru- |

bych ściankach. R urkam i tem i pompują wodę, k tó ra dostając się do dna szachtu, rozmywa pokruszoną ziemię i następnie za­

b iera z sobą, wychodząc nazew nątrz sztangi i wylewając się na powierzchnię ziemi pod parciem nowych mas wody. System ten, zwany „am erykańskim ”, wygodny, bo sk ra­

cający znacznie proces czyszczenia szachtu, nie może tu być zastosowanym z powodu braku wody. AV lipcu i sierpniu beczka wo­

dy kosztuje 30—40 kop., tak że cena puda wynosi 1 '/a—2 kop., co przewyższa cenę ropy naftowej.

N a dno otworu opuszczają ru ry żelazne.

W raz z pogłębianiem szachtu nowe rury ustaw iają na tych, które już przedtem opusz­

czono i które w taki sposób wciąż się dalej w głąb posuwają. Lecz po dojściu do pew­

nej głębokości, zbierająca się ziemia zaczyna tamować ruch tych ru r najniższych —i wtedy nie d ają się więcej wdół posuwać, aby u stę­

pować miejsca nowym, zwierzchu przybyw a­

jącym . Wówczas biorą ru rę cokolwiek cieńszą i opuszczają wprost na dno, aby znów ją upychając z postępem wiercenia no­

wy szereg wytworzyć, zaczynający się od końca poprzedniego, koncentrycznie go obej­

mującego i dotykającego się swoją wewnętrz- nią do jego zewnętrznej ścianki. I w taki sposób, wciąż otwór pogłębiając, kilka razy zmienić trzeba średnicę rury.

W centrum przem ysłu naftowego, gdzie warstwy są wyczerpane, głębokość szachtu przekracza już nieraz 1000 stóp, zresztą nie 1 wszędzie je s t jednakow ą. W arstw y te bo­

wiem, ja k wogóle wszystkie pokłady czy to we wnętrzu, czy na powierzchni ziemi, czynią wiele zagięć w poziomej i pionowej płaszczyz- nie, a w niektórych miejscach zapewne nawet się przerywają. Z tego też powodu żm udna i ciężka p raca wiercenia nie zawsze uwień­

czoną bywa dobremi rezultatam i; nieraz szacht obdarza właściciela tylko stertam i wy­

dobywanego piasku, ziemi i błota.

Ukazanie się nafty poprzedza zwykle słona woda, żółtawej barwy, o kwaśnej reakcyi, za­

w ierająca n a 1000 części swej wagi około 36

| części N aC l, 0,7—KC1, 2 — CaCl2, oraz tro«

! chę związków magnezu, żelaza i fosforu, nie okazując zato ani śladu siarczanów, czem różni się zasadniczo od wody morskiej. N ie­

wiadomo, w jak im stosunku znajduje się ona

694 W SZECH SW 1AT. N r 44.

7, n a ftą i dlaczego je j towarzyszy; zapewne je s t pochodzenia dawnego i drogą powolnego parow ania doszła do znacznej koncen- tracyi.

Oprócz wody słonej nafcie tow arzyszą zawsze gazy węglowodorne, w ydostające się nieraz w wielkich ilościach i sprow adzające straszne wybuchy oraz pożary. G azy to (gaz błotny—C H 4) są produktem rozkładu n a tu ­ ralnego nafty według wzoru:

n a f t a g a z b ł o tn y

2C„ H 2„4-2 = (n + 1) C H 4 + (u— 1)C, albo też:

n a f t a n ie n a s y c o n y

Wfl) Cu H-2/z-|-2 == -0 Cm H2m—la "i"

n a s y c o n y

+ (na -j- m ) C H 4.

D ru g ą reakcyą potw ierdza znajdujący się w nafcie węglowodór nienasycony petrocen, według bowiem ogólnego praw a nasycone węglowodory wyższego rzędu ro zp ad ają się pod wpływem gorąca na nasycone niższego rzędu i nienasycone. G az błotny częścią wchłanianym bywa przez naftę, częścią zaś wypierany przez ciecz zbiera się nad przesy- conemi przez nią pokładam i.

K iedy wyrzucana czerpaczką z dna szach­

tu pokruszona ziemia przedstaw ia się w znacz­

nej ilości zm ieszaną z ropą, wówczas p rz ery ­ w ają wiercenie. Z am iast świdrów opuszcza­

j ą na dno szachtu długie cylindry, n apełnia­

jące się ropą przy pomocy klap odpowiednio wprawionych i mogące jednorazow o nabrać od 10— 20 pudów. Jak o ść i ilość otrzym ane­

go w ten sposób produktu bywa bardzo ro z­

m aitą; nieraz zdarza się, że czerpaczka naf- tonośna daje wciąż ropę brudną, zm ieszaną z wodą i piaskiem: nic nie pom aga ani wy­

bieranie jej, ani pogłębianie szachtu—i p ro ­ dukt okazuje się niezdatnym. W niektórych znów razach dopływ ropy bywa obfity, ciecz otrzym uje się czystą, a ilość je j dochodzi do 250 pudów na dobę. K ilkanaście la t tem u jeden szacht, znany pod nazwą „ K arm iciel- ki”, daw ał w przeciągu 12 la t po 8 000 pudów dziennie. W yp adek ten należy do w yjątko­

wych, wogóle jed n ak taki rodzaj otrzym yw a­

nia nafty (t. z. ta rta n je ), choć skrom ny i po­

wolny, je s t zato systematyczny, wytrwały i długo się nie wyczerpuje.

W ręcz przeciwnie bywa w tych razach kiedy n afta bije w postaci fontanny.

(Dok. nast.).

Edw ard S tru m p f.

Bieg słońca w przestrzeni.

(Dokończenie).

H ypotezy przytoczone, zastosowane bez żad­

nych zastrzeżeń, m ogą doprowadzić jedynie do pewnych ogólnych, przybliżonych rezulta­

tów. H ypoteza, dotycząca kierunku ruchów własnych gwiazd, o p arta była na przypusz­

czeniu, że kierunki te nie podlegają żadnym wspólnym prawom. K iedy się jednakże przekonano, że istnieją całe grupy gwiazd, zajm ujących na sklepieniu niebieskiem pozy- cye naw et bardzo od siebie odległe, których ruchy w łasne posiadają wspólny kierunek i jednakow e szybkości, że zatem w niektó­

rych przynajm niej regionach przestrzeni ta ­ jemnicze siły kosmiczne zd ają się wywierać silny wpływ na ruchy gwiazd,— naw et ogólne znaczenie powyższej hypotezy wielce się zmniejszyło. Bo istotnie, jeżeli w pewnej okolicy nieba kierunki własnych ruchów gwiazd zależne są od wspólnego praw a, to oczywiście, wobec zastosow ania do wyzna­

czenia apeksu wyżej oznaczonej metody, kie­

runki te m uszą silnie wpłynąć na rzetelność otrzym anych rezultatów . A by uniknąć błę­

dów, pochodzących z tego źródła, starano się zbadać, czy'niem a jakiego ogólnego praw a, którem u podlegają ruchy wszystkich gwiazd bez wyjątku. J a n H erschel naprzykład są ­ dził, że wielkie skupienie gwiazd w drodze mlecznej dałoby się może objaśnić krążeniem gwiazd w płaszczyznach, równoległych do płaszczyzny drogi mlecznej, powstrzymują- cem rozpierzchnięcie się gwiazd po całem sklepieniu niebieskiem, k tó re musiałoby być nieodzownym skutkiem zupełnego braku p ra ­

N r 44. W SZECH SW IAT. 695 widłowości w kierunkach ruchów własnych

gwiazd. Jeżeli zatem i bieg słońca odbywa się w płaszczyznie drogi mlecznej lub też w płaszczyznie, niezbyt względem drogi mlecznej pochylonej, to w kierunkach ruchów gwiazd, odniesionych do płaszczyzny drogi mlecznej, m usiałyby występować tylko nie­

zbyt wielkie różnice, a przynajmniej długość galaktocentryczna (t. j. odniesiona do płasz­

czyzny drogi mlecznej) m usiałaby zmieniać się prawidłowo. B adania, przeprowadzone w tym kierunku, nie potwierdziły przewidy­

wanej prawidłowości, z czego wnioskować n a­

leży, że płaszczyzny tych ruchów, które zna­

m y,—a dotyczę to wogóle gwiazd stosunko­

wo blizkich, z których większość widzimy na niebie w dali od drogi mlecznej—nie znajdują się w żadnym wspólnym stosunku do płasz­

czyzny drogi mlecznej. Co zaś dotyczę n ie ­ zliczonych gwiazd, tworzących samę widzial­

ną dla nas drogę mleczną, to być może, że w istocie ruchy ich odbywają się w płasz­

czyznie drogi mlecznej, ale o ruchach tych dotychczas nie posiadamy żadnej wiado­

mości.

Ponieważ na żadnej innej drodze ogólnego praw a, rządzącego rucham i gwiazd w p rze­

strzeni, dotychczas nie znaleziono, więc astro ­ nomowie, wyprowadzając kierunek własnego ruchu słońca na zasadzie obserwowanych ru ­ chów gwiazd, dla uniknięcia błędów, uwzględ­

niają przy swoich badaniach jedynie te ruchy, k tó re nie zn a jd u ją się w wyraźnej sprzeczno­

ści z hypotezam i, n a których badania się opierają; wykluczają oni mianowicie zazwy­

czaj gwiazdy, których ruchy zdają się do­

wodzić istnienia pomiędzy tem i gwiazdami jakiegoś związku, ja k również gwiazdy b a r­

dzo szybkie, których szybkość zdaje się być skutkiem jakichś wyjątkowych okoliczności, od których inne gwiazdy są niezależne.

Chociaż hypoteza, dotycząca szybkości bie­

gu gwiazd w przestrzeni, je s t do pewnego stopnia uzasadnioną, to jednakże nie może ona dotyczeć ruchów gwiazd na sklepieniu

•niebieskiem, ja k i my obserwujemy z ziemi;

-szybkość tych ruchów bowiem z jednej stro ­ ny zależną je s t od odległości gwiazd, z d ru ­ giej zaś strony od k ąta, ja k i kierunki tych ruchów tw orzą z kierunkiem linii widzenia.

Przedewszystkiem zatem, dla otrzym ania re­

zultatów prawdopodobnych, należy sprowa­

dzić obserwowane ruchy gwiazd do jedn ako ­ wej odległości. Ażeby to uczynić, trzeb a znać odległość gwiazd, jednakże, ja k wiado­

mo, pewnych danych względem odległości gwiazd, ja k naprzykład te, które wypływają ze znajomości paralaksy rocznej, posiadam y

! bardzo mało; wielkie znaczenie zatem przy

j badaniu biegu słońca posiadają te wzory, które d ają pewną normę ogólną dla określe­

nia przeciętnej odległości całych g ru p gwiazd na zasadzie ich wielkości fotometrycznej, r u ­ chów własnych, lub też połączonych tych dwu elementów.

Podzieliwszy wszystkie gwiazdy, których ruchy własne udało się wymierzyć, na grupy według odległości, wypływającej z tego ro­

dzaju wzorów, wyznacza się położenie apeksu na zasadzie ruchów gwiazd każdej grupy.

O trzym ane rezultaty d la współrzędnych apeksu powinny być w przybliżeniu jed nak o­

we, jeżeli hypotezy, wzory i dane obserw a­

cyjne, wzięte za podstawę rachunku, w przy­

bliżeniu odpowiadają rzeczywistości. T ak naprzykład w ostatnich czasach Stum pe do swoich rachunków zastosował 1054 gwiazdy, których ruch własny je st dosyć dobrze zba­

dany i pomiędzy którem i niem a gwiazd, tw o­

rzących jednakowym ruchem obdarzone g ru ­ py, ja k i gwiazd wyjątkowo szybkich; podzie­

lił on te gwiazdy na cztery grupy, w których przeciętny roczny ruch gwiazd wynosi odpo­

wiednio 0,23", 0,43", 0,85" i 2,39" i wywnios­

kowawszy na zasadzie tych ruchów przeciętną odległość gwiazd każdej grupy, otrzym ał cztery następujące rezultaty dla współrzęd­

nych apeksu:

I a = 287,4°, o = + 42,0°

I I a = 279,7°, 8 = + 40,5°

I I I a = 287,9°, 3 = + 32,1°

IV a = 285,2°, 3 = + 30,4“

W idzimy, że otrzym ane rezultaty istotnie gru pu ją się n a niewielkiej przestrzeni nieba i dają, jak o przeciętną wartość współrzęd­

ną apeksu a = 19,0'*, 8 = 4*36,15.

Prócz odległości gwiazd, przy badaniach, dotyczących biegu słońca, bardzo pożądaną je st znajomość kierunku ruchów gwiazd w przestrzeni, gdyż, zależnie od mniejszego lub większego k ą ta , jak i kierunek ruchu two­

rzy z linią widzenia, ruch gwiazdy obserwu­

jem y jedynie jak o mniejszy lub większy rzu t

696 W SZECH SW 1A T. N r 44.

rzeczywistego ruchu na pozorne sklepienie niebieskie. T ak a nieznajomość rzeczywis­

tych ruchów musi naturalnie silnie wpływać n a odległości gwiazd, wyprow adzane na za­

sadzie ruchów. K ieru n ek ruchu gwiazd w przestrzeni je st zupełnie określonym, jeżeli prócz szybkości ruchu kątowego, t. j. składo­

wej ruchu rzeczywistego, prostopadłej do prom ienia widzenia, znaną je s t d ru g a składo­

wa szybkości, przy p ad ająca w kierunku linii widzenia. B adania widmowe, mianowicie m etoda przesuw ania się prążków w widmie, dostarczy nam z biegiem czasu niewątpliwie wiele cennych danych w tym względzie, które pozwolą wyznaczyć współrzędne apeksu z do­

kładnością daleko większą, niż to dzisiaj je st możliwem.

D ane, otrzym ane na drodze spektroskopo­

wej, którem i rozporządzam y dzisiaj, już do pewnego stopnia zd a ją się potwierdzać r e ­ zultaty, otrzym ane przy pomocy wyżej opisa­

nych metod. Gwiazdy, leżące w stronie nie­

ba, ku której zwrócony je st bieg słońca, mo­

gą posiadać tylko n a d e r m ały ru ch para- laktyczny na sklepieniu nieba, gdyż główna część tego ruchu odbywać się musi w kieru n ­ ku linii widzenia; gw iazda zaś, leżąca w sa ­ mym apeksie, posiadać musi ruch wyłącznie w linii widzenia, przyczem ru ch ten zwrócony je s t ku nam; to samo dotyczę gwiazd, leżą­

cych w blizkości antiapeksu, z tą różnicą, że gwiazdy te m uszą się od nas oddalać. Z ba­

dań spektroskopowych wiemy, że do gwiazd, najszybciej się ku nam zbliżających, należą a O rła i p H erk ulesa, leżące bardzo blizko przypuszczalnego apeksu; z drugiej strony, najszybciej oddalającą się od nas gwiazdą je st a B yka czyli A ld eb aran , a również do bardzo szybko oddalających się gwiazd na­

leżą a W oźnicy (K oza) i wiele gwiazd Oryo- na (s, a, p, C, y i t. d.); są to wszystko gwiaz­

dy, leżące w półkuli antiapeksu. Je ż e li te znaczne szybkości w kierunku linii widzenia są rezultatem dodania do własnego ruchu tych gwiazd ru ch u paralaktycznego, to isto t­

nie moglibyśmy zjawisko powyższe uważać za potwierdzenie dawniej otrzym anych r e ­ zultatów . D la usunięcia wszelkiej w ątpli­

wości należałoby jeszcze stwierdzić, że wogó- le w okolicy przypuszczalnego apeksu spoty­

k a ją się w największej ilości ruchy szybkie, zwrócono ku nam , w stronie zaś przeciwleg­

łej nieba— w największej ilości ruchy szybkie w kierunku wręcz przeciwnym.

D rugiem zadaniem , jak ie się nastręcza przy badaniach nad biegiem słońca w prze*

strzeni, je s t oznaczenie szybkości tego biegu-.

Szybkość tę łatwo znaleźć, jeżeli znaną je s t odległość gwiazdy i wielkość tej części skła­

dowej jej ruchu obserwowanego, k tó ra je st odzwierciedleniem ruchu słońca. Składow ą ową m ożna w przybliżeniu znaleźć n ap rzy ­ k ła d w ten sposób, że, uwzględniając gwiazdy jakiejś grupy, których odległość przeciętna m ogła być obrachow aną na zasadzie odpo^

wiednich wzorów, przypuścimy, że, dodawszy ruchy wszystkich gwiazd tej grupy, ja k je widzimy z ziemi, według reg uły równoległo*

boków ruchów, otrzym aną wypadkową b ę­

dziemy mogli uważać za iloczyn składowej, odpowiadającej ruchowi paralaktycznem u w tej grupie, pomnożonej przez ilość gwiazd grupy. Do takiego przypuszczenia mamy zupełne prawo, jeżeli bowiem szybkości i kie­

runki ruch u własnego gwiazd nie podlegają żadnym prawom, tak, iż spodziewać się mo­

żemy, że przy użyciu znacznej ilości gwiazd znajdzie się dla każdego kierunku i szybkości kierunek i szybkość wręcz przeciwne, które się zatem z pierwszemi po dodaniu zniosą, to wypływa stąd, że, po dodaniu ruchów wszyst­

kich gwiazd danej grupy, składowe, odpowia­

dające ich własnym ruchom , w sumie się zniosą, a otrzym ana wypadkowa zatem bę­

dzie sum ą zaw artych w ruchach wszystkich gwiazd składowych ich ruchów paralak ty cz- nych, posiadających dla wszystkich gwiazd jeden i ten sam kierunek. N aturalnie, dla gwiazd jednakow o odległych ruch paralak- tyczny posiada zupełnie jednakow ą wielkość, ażeby zatem na zasadzie powyższej wypadko­

wej otrzym ać wielkość ruchu paralaktyczne­

go, należy j ą podzielić n a tyle części rów­

nych, ile gwiazd zaw iera b adan a grupa.

Prócz tego sposobu n atu raln ie dla oznacze­

nia szybkości biegu u k ład u słonecznego za- stosowywano wiele innych, k tó re jedn akże pom ijam milczeniem ze względu na ich pod­

stawy, mniej zrozum iałe dla osób, nieobezna- nych z m atem atyką. Z badań nad wiel­

kością ruchu paralaktycznego gwiazd wy­

pływa, że dla gwiazd, odległych od nas na odległość trzech la t św iatła, ruch ten niezbyt się różni od 4" na rok; im gwiazda znajduje

N r 4 4 . W SZ EC H SW IA T . 6 9 7

się dalej od nas, tera m niejszą naturalnie staje się składow a jej ruchu paralaktyczne­

go, tak , że średni ruch paralaktyczny wszyst­

kich gwiazd na 100 la t wynosi około 10".

Ruch 4" n a rok dla gwiazd o paralaksie 1"

odpowiada rzeczywistej szybkości około 20 km na sekundę, z ta k ą szybkością zatem słońce unosi nas w nieznane głębie przestworza.

N ie je s t to jeszcze wprawdzie wartość o sta­

teczna, jednakowoż wydaje się daleko bliższą prawdy, niż rezultaty dawniejsze, przypisu­

jące słońcu szybkość 7 mil i więcej na sekun­

dę. Im większą będzie ilość gwiazd, których rzeczywista szybkość w przestrzeni będzie znaną,—a do tego konieczną je st znajomość ruchu kątowego, szybkości w kierunku linii widzenia i p aralaksy rocznej,—tem wiaro- godniejsze będą rezultaty, otrzym ane dla szybkości słońca. Dziś tyle powiedzieć mo­

żemy prawie z zupełną pewnością, że szyb­

kość biegu słońca je s t znacznie m niejszą od szybkości ziemi naokoło słońca i że zaw arta je st w granicach od2-u do3-ch mil n a sekundę.

K ierunek linii, określającej dzisiejszy apeks ! biegu słońca, tworzy z płaszczyzną równika k ą t wielkości 35°, z płaszczyzną zaś ekliptyki k ąt 50°; co do położenia płaszczyzny drogi słońca dotychczas nie posiadam y żadnych wiadomości. O jakiejś określonej płaszczyz- nie tej drogi może być mowa naturalnie tylko w tym razie, jeżeli ta droga je s t linią krzywą; gdyby bowiem droga słońca była linią prostą, wszystkie płaszczyzny, przecho­

dzące przez tę prostą, równie dobrze można- by uważać za płaszczyzny drogi słońca.

Zbadanie k ształtu drogi słońca i określenie położenia płaszczyzny tej drogi musimy po- I zostawić bardzo odległej przyszłości, gdyż koniecznym do tego warunkiem je s t przede- wszystkiem możność wyznaczenia w każdej chwili pozycyi apeksu słońca z ta k ą ścisło­

ścią, z ja k ą dzisiaj, naprzykład, wyznaczamy pozycye gwiazd stałych n a sklepieniu nie­

bieskiem. Różnice, zachodzące w położeniu apeksu w różnych czasach, dadzą astronom o­

wi przyszłości możność oznaczenia kierunku, w jakim apeks przesuw a się na niebie, a koło wielkie, przeprowadzone przez różne pozycye apeksu, da mu płaszczyznę drogi słońca.

J a k długo czekać potrzeba, aż istotnie n a ­ stąpi dostrzegalna zmiana w położeniu apek­

su, zależeć to będzie od rozmiarów i stopnia

krzywości drogi słońca, jednakowoż la t ty ­ siące do tego czasu upłyną niezawodnie. P o ­ nieważ jednakże umysł ludzki, dążąc do zba­

dania tajem nic n atury , a nie zawsze posiada­

ją c dane pozytywne, s ta ra się fakty zastąpić mniej lub więcej ugruntowanem i hypotezam i, więc dotychczas już niejednokrotnie podej­

mowane było zadanie określenia drogi nasze­

go układu, pomimo nader szczupłych wiado­

mości, jakiem i można było rozporządzać w tym celu. Znam y skutkiem tego znaczną ilość słońc lub mas centralnych, albo też tylko punktów przestworza, naokoło których, w ciągu mniejszej lub większej liczby milio­

nów lat, ma obiegać słońce samo, lub też w orszaku innych jeszcze gwiazd, zn a jd u ją ­ cych się w domniemanym związku fizycznym ze słońcem. W tego rodzaju poszukiwaniach jednakże więcej jest fantazyi niż prawdopo­

dobieństwa i już wielka rozmaitość wyklucza­

jących się wzajemnie rezultatów najwymow­

niej świadczy, że do żadnego z nich wagi- przywiązywać nie można.

P rzyjm ując jak o przeciętną szybkość słoń­

ca 10" na 100 lat, otrzym amy, że ekliptyka, k tó ra tworzy z kierunkiem biegu słońca k ą t 58°, przesuwać się musi w ciągu tegoż czasu względem dzisiejszego jej położenia o blizko 8,5" na północ. Ponieważ płaszczyzna eklip­

tyki pozostaje sobie zawsze równoległą, więc skutkiem biegu słońca szerokość północna gwiazd zmniejszać się musi o 8,5" na 100 lat, szerokość zaś południowa musi o tę sam ą ilość wzrastać. Oczywistym skutkiem takie­

go przesuwania się ekliptyki będzie, że w od­

ległej przyszłości słońce w biegu swym rocz­

nym nie będzie się trzym ało pasa zwierzyń­

cowego, lecz krążyć będzie w pasie do zwie­

rzyńca równoległym, bardziej na północ przesuniętym. Tak, naprzykład, za jakich 180 000 lat słońce część swojej drogi odby­

wać będzie w gwiazdozbiorze Woźnicy, przed wielu zaś milionami la t (jeżeli ziemia tak długo krąży naokoło słońca i jeżeli droga słońca je st nie bardzo krzywą), płaszczyzna ekliptyki, pozostając równoległą do siebie, j przechodziła kolejno przez gwiazdozbiory [ Gołębia, Z ająca, Oryona, następnie dopiero

J dosięgła Byka, który i dziś jeszcze przecina;

przez jakie gwiazdozbiory w tych różnych epokach przechodziło słońce w ciągu roku, : łatwo odczytać na globusie nieba.

698 W SZ EC H SW IA T . N r 44.

N a dzisiejszych globusach, na których wielkiem kołem je st dzisiejsza ekliptyka, znajdziemy, źe gwiazdozbiory, przez które słońce w dawnych czasach kroczyło w pozor­

nym swym biegu rocznym, rozłożone są na małych kołach. N ie należy jednakże sądzić, źe rzeczywiście słońce podówczas określało na niebie m ałe koło, albo że wtedy gwiazdo­

zbiory na północnej i południowej półkuli rozmieszczone były bardzo nierównomiernie.

Co do pierwszego przypuszczenia, to należy zauważyć, że, ponieważ zawsze słońce leżeć musiało w płaszczyznie ekliptyki i ponieważ środkowym punktem sfery niebieskiej dla ziem ian zawsze musiało się wydawać położe­

nie ziemi, więc płaszczyzna ekliptyki, jak o przechodząca przez ziemię, a zatem przez środek sfery, zawsze tę ostatn ią dzieliła na dwie równe półkule, ekliptyka była zawsze wielkiem kołem na niebie. Co do drugiego | punktu, to musimy uwzględnić to, cośmy wy­

żej powiedzieli o widzialnych skutkach ruchu słońca: gwiazdy skupiają się w tej półkuli,

■od której się słońce oddala, rozsuw ają się zaś w półkuli, ku której słońce dąży. W idzimy dziś w odcinku kuli, m ającym u wierzchołka gwiazdy konstelacyi G ołębia, a stanowiącym może tylko 3/ 5 półkuli nieba, wszystkie gwiazdy, k tóre zapełniały dawniej całą pół- | kulę antiapeksu; ale zato m ałe grupy gwiazd tam ty ch czasów widzimy dzisiaj, jak o gwiaz­

dozbiory, zajm ujące daleko znaczniejszy obszar nieba, a gwiazdy, k tóre dawniej two­

rzyły jednę konstelacyą, dzisiaj może należą do różnych gwiazdozbiorów. Z upełnie prze­

ciwny stan rzeczy m a miejsce w większej części sfery niebieskiej, w której wielkie gwiazdozbiory pokurczyły się n a znacznie mniejsze grupy, gwiazdy dawniej bardzo odległe utw orzyły dzisiejsze gwiazdozbiory i t. d.

W spom inaliśm y niejednokrotnie w tym I arty k u le o grupach gwiazd, dążących w prze­

strzeń z jednakow ą szybkością w jednym kie- j

runku. B ardzo ciekawem je s t pytanie, czy i czasem słońce nasze nie znajduje się w j a ­ kimś związku kosmicznym z innemi gw iazda­

mi, wyrażającym się przez takie podobień­

stwo ruchów; gdyby się nam u dało znaleźć j

gwiazdy tego rodzaju i dowieść niewątpliwie, że ruchy ich są takie sam e, ja k ruchy słońca, j to , zam iast badać ruch słońca, musielibyśmy I

I tylko badać ru ch gwiazd tej grupy, do której słońce należy. Gwiazdy, tworzące ta k ą g ru ­ pę kosmicznie związaną, chociaż mogą być od siebie bardzo odległe, jednakowoż znajdują J się niezawodnie znacznie bliżej od siebie, aniżeli od gwiazd innych, do tego związku

! nienaleźących. Pomimo owej względnej blizkości gwiazdy jednej grupy, widziane z jakiejkolwiek gwiazdy tej samej grupy, m uszą się wydawać zupełnie nieruchomemi skutkiem brak u jakiegokolwiek ruchu względ­

nego, podczas gdy gwiazdy znacznie bardziej odległe, a posiadające ruch w innym kierun­

ku, będą się wydawały mniej lub więcej ru- chomemi. Jeż eli zatem słońce nasze je st gwiazdą jakiejś fizycznie związanej grupy, to dla nas inne gwiazdy tej grupy w ydają się zupełnie nieruchomemi; wywnioskowanie stąd, ja k to czyni się zwykłe, źe gwiazdy te znaj­

du ją się od nas bardzo daleko, w tym razie byłoby zupełnie blędnem . Z drugiej strony byłoby zbyt pospiesznem, gdybyśmy chcieli n a zasadzie pozornej nieruchomości jakiejś gwiazdy, wywnioskować, że gwiazda ta znaj­

duje się w związku kosmicznym ze słońcem.

A żeby się o tem przekonać należy jeszcze stwierdzić, że gwiazda nie posiada ruchu w kierunku linii widzenia i że posiada znacz­

n ą p aralaksę, jak o dowód, że mamy do czy­

nienia z gwiazdą względnie blizką; tylko w tym razie będziemy mieli pewność, że gwiaz­

d a obdarzona je s t ruchem zupełnie takim samym ja k słońce, gdyż, w przeciwnym r a ­ zie, naw et gdyby gwiazda nie posiadała żad­

nego ruchu w przestrzeni, co zresztą nie jest bardzo prawdopodobnem, m usiałaby ona nie­

zawodnie okazywać ruch paralaktyczny, skierowany ku antiapeksowi. Dotychczas jedn akże nie znamy gwiazd, które, na zasa­

dzie ich ruchów, moźnaby uważać za związa­

ne fizycznie ze słońcem.

M arcin Ernst.

Jednostka światła z octanem amyln.

M ierzenie św iatła, podobnie ja k każde in­

ne mierzenie, polega na porównywaniu pew­

nej jednostki, obranej za m iarę, z d aną

N r 44. W SZECH SW IA T. 699 wielkością. Co do wyboru takiej jednostki

w ostatnich czasach panow ała w technice wielka dowolność, k tó ra i dotąd jeszcze nie­

zupełnie została usuniętą. N aprzykład w A n­

glii do urzędowych pomiarów św iatła służy płomień świecy sperm acetowej, utrzym ywany na wysokości 45 mm; świeca ta norm alnie powinna spalać 7,78 g sperm acetu na godzi­

nę. W e F rancyi do tegoż celu służy od- daw na płomień lampy C arcela, w której się spala olej roślinny. W Niemczech, stosow­

nie do okolicy, używają płomieni rozmaitych świec—parafinowych, spermacetowych, ste a ­ rynowych i t. p., ograniczonych tylko do wy­

sokości płomienia. Były też próby zastoso­

wania do m ierzenia św iatła rozmaitych lamp benzynowych, naftowych i gazowych. W adą powszechną tych jednostek je s t niestałość płom ienia i jego św iatła, wynikająca z natury m ateryału spalanego, którym zawsze prawie je s t m ieszanina rozmaitych związków węgla {spermacet, parafina, wosk i t. p.), częstokroć m ało zbadanych i różniących się zarówno lotnością przy danej tem peraturze, ja k ciep­

łem spalenia i innemi własnościami fizyczne- mi i chemicznemi. Płom ień, zużywający takie mieszaniny niejednostajne, nie może się odznaczać stałością pomimo wszelkich p rz ed ­ siębranych po tem u ostrożności.

W yrazem ulepszenia w zajm ującej nas kwestyi musiało być zastosowanie ciała je d ­ norodnego o własnościach dobrze określo­

nych i składzie wiadomym, a zarazem p a lą ­ cego się płomieniem o tyle jasnym , ażeby się nadaw ał do porównywania z rozmaitemi ro­

dzajam i św iatła, napotykanem i na ziemi.

Dotychczas warunkom tym najlepiej odpo­

wiada lam pka pomysłu inż. H efner-A lte- necka, w której się spala octan amylu C 2H 3(C ,Hm)0 2 i o której ju ż wspominaliśmy w r. z. we Wszechświecie '). P od względem zewnętrznym lam pka ta nie odznacza się niczem szczególnem: octan amylu, ciało płyn­

ne (wrące przy 140°) i nadzwyczaj lotne, dostaje się tu z rezerw oaru po knocie do szyjki i ponad nią pali się płomieniem żółta­

wym, mocno zbliżonym do gazowego. O dpo­

wiednie urządzenie, w zasadzie takież samo,

*) P a trz W szechświat z r. 1894 „O in sty tu ­ cie fizyczno-technicznym w B erlinie” str. 605.

ja k w lam pach naftowych, pozwala wysunąć knot ó tyle, aby płomień m iał przepisaną wy­

sokość 40 mm, którą można obserwować albo katetom etrem albo, prościej, zapomocą lupy, przytwierdzonej na wysokości płom ie­

nia. W ysokie zalety jednostki tej wprow a­

dziły j ą dzisiaj do wszystkich zakładów i pracowni, gdzie tylko odbywają się pom iary światła. Między innemi, wszystkie prace z dziedziny fotom etryi w berlińskim instytu­

cie fizyczno-technicznym odnoszą się do niej, chociaż w praktyce codziennej pom iary św iatła odbywają się tu taj zapomocą lam pek żarowych o stałem zużyciu prądu, uprzednio porównanych z jednostką H efner-A ltenecka.

Ponieważ płomień tej lam pki pali się swo­

bodnie w powietrzu, logiczną przeto była myśl, że natężenie lampki może zależeć nie- tylko od dobroci wykonania przyrządu i czys­

tości octanu amylu, ale i od składu otaczają­

cego powietrza. Ju ż bowiem Methven zau­

ważył (1890), że nadm iar pary wodnej w po­

w ietrzu dosyć znacznie obniża natężenie wszelkich płomieni, B unte zaś robił umyślne doświadczenia z dwutlenkiem węgla, z któ­

rych się okazało, że przy 5 '/2°/0 dwutlenku węgla w powietrzu płomień już gaśnie i że wpływy te m ają jeszcze większe znaczenie dla płomieni osłoniętych cylindrem szklanym.

Oddawna też przypuszczano, że i ciśnienie barom etryczne może oddziaływać na światło jednostki fotometrycznej. Takim właśnie przyczynom musiano przypisać roczne w aha­

nia w natężeniu światła jednostki H efner- A ltenecka, zauważone w instytucie fizyczno- technicznym. Sądzimy, że wobec tego, do­

świadczenia, wykonane świeżo w owym insty­

tucie przez d-ra E. L ieben thala w celu zb a­

dania wpływów wspomnianych, powinny za­

ją ć nietylko ludzi fachowych, ale i ogół szerszy.

Przedewszystkiem , chcąc przekonać się o wpływie wilgotności, oznaczano tu przez cały rok bez żadnej przerwy wilgotność atm osferyczną zapomocą hygrom etru i psy­

chrom etru aspiracyjnego Assmana. W spó ł­

cześnie mierzono natężenie św iatła lam pki z octanem am ylu i oznaczano wysokość pło­

mienia zapomocą katetom etru. Z a punkt wyjścia do pomiarów obrano przeciętną w ar­

tość lampki H efner-A ltenecka, otrzym aną ze znacznej liczby postrzeżeń w instytucie w cią­

700 W SZEC H SW IA T. N r 44.

gu la t kilku; do porównywania służyły lam p­

ki żarowe o stałem zużyciu prąd n , których natężenie nie może zależyó od zm ian atm o- sferycznych. W ilgotność pow ietrza oznacza­

no w litrach pary wodnej, zaw artej w 1 m 3 pow ietrza suchego i pozbawionego dwutlenku węgla. N a zasadzie pom iarów bezpośred­

nich oraz wzorów m eteorologicznych, których tu przytaczać nie widzimy potrzeby, otrzym a­

no wielce ciekawe wyniki, zestawione w n a ­ stępującej tabelce:

Miesiąc W i 1 g o t n o ś ć 1694 Przeciętna* Minimum Maximum

kwiecień . . 9,14 6.91 12,05

maj . . . 10,29 6,98 16,37

czerwiec . . 12,31 8,94 14,83 lipiec . . . 14,43 11,48 18,48 sierpień . . 13,35 11,94 16,50 wrzesień . . 11,07 8,16 15,43 październik . 10,44 8,51 12,52

listopad . . 8,87 6,13 12,11

grudzień . 7,18 6,05 8,19

1895

styczeń . . 6,11 3,27 8,24

luty . . 5,25 3,18 6,95

m arzec . 5,77 4,71 8,13

Miesiąc N a tę i e n i e ś w i a t ł a 1894 Przeciętna Maximum Minimum kwiecień . . 0,999 .1,012 0,980

maj . . . 0,994 1,009 0,959

czerwiec . . 0,979 1,005 0,959 lipiec . . . 0,970 0,988 0,948 sierpień . . 0,972 0,981 0,956 wrzesień . . 0,986 1,001 0,958 październik . 0,991 1,016 0,977 listopad . . 1,000 1,017 0,977 grudzień . . 1,009 1,021 1,001

1895

styczeń . . 1,016 1,033 1,006 luty . . . 1,019 1,033 1,005 m arzec . . 1,010 1,022 1,002 Z tablicy tej wynika, że w marcu kwietniu i m aju tudzież październiku i listopadzie n a ­ tężenie św iatła było praw ie 1, gdy w m iesią­

cach czerwcu do września było ono średnio o 2 % zanizkie, zaś w grudniu, styczniu i lu ­ tym o tyleż zawysokie. Odpowiada to b a r­

dzo przeciętnym wahaniom wilgotności. J e d ­ nakże poszczególne w ahania nie były wogóle ta k m ałe i w m aiu naw et dochodziły do 5°/0.

N ajm niejsze natężenie św iatła, 0,948, m iało miejsce w lipcu, największe, 1,033, w stycz­

niu i lutym. Tym sposobem w roku załączo­

nym rozległość wahań wynosiła 0,5®/o- D odać też musimy, źe przeciętne odstęp­

stwo natężenia św iatła od wartości wielolet­

niej, przyjętej za podstawę do porównań, wy­

nosiło ± 1,78% . Zarówno na drodze g r a ­ ficznej, ja k m etodą najm niejszych kw adratów ,

| dowiedziono, źe moc św iatła lam pki H efn era

j z dostateczną ścisłością daje się wyrazić

| jak o linijna funkcya wilgotności pow ietrza, a to w granicach badanych od 3— 18 litrów w 1 m 3 powietrza.

y = 1,049 (1 - 0 ,0 0 5 3 x),

skąd wynika, że natężenie św iatła wciąż spa­

da, w m iarę wzrostu zawartości pary wodnej w powietrzu w stosunku 0,005 przyjętej je d ­ nostki na 1 litr pary czyli przeciętnie 0,55% . Ponieważ różnica między obserwowanem a obliczonem n a zasadzie przytoczonego wzo­

ru natężeniem św iatła wynosi najwyżej 0,9%,.

przeciętnie zaś ± 0,41% , przeto wzór ten istotnie pozwala obliczyć natężenie św iatła z uwzględnieniem wilgotności pow ietrza z błę- i dem nieprzenoszącym wogóle db 0,4% .

Dochodzimy zatem do kilku ważnych wnios- j ków. W początkowem określeniu jednostki j św iatła H efner-A ltenecka wilgotność po-

! w ietrzą nie była b ra n a w rachubę. Ponie- l waż wynikające stąd w ahania nie przenoszą

± 1,78% , przeto owo początkowe określenie lam pki do celów techniki najzupełniej wy­

starcza. In n a rzecz, skoro chodzi o pom iary ścisłe, naukowe, np. w astrofotom etryi, gdzie ułam ki świecy mogą mieć pewne znaczenie;, wtedy i wilgotność pow ietrza musi być wcią­

gana do określenia jednostki, innemi słowy, należy ustalić dla jakiej wilgotności natęże­

nie lam pki przyjm ujem y za 1. W takim r a ­ zie ze względów czysto praktycznych n ajle­

piej byłoby obrać jak iś przeciętny stan wil­

gotności. W instytucie fizyczno-technicznym warunkowi tem u stało się zadość ju ź przez to, że wszystkie pom iary odnoszą się tam do przeciętnej wartości otrzym anej z całego sze­

reg u wieloletnich postrzeźeń, a zatem d la pewnej wartości y — 1 odpowiadającej wił gotności x — 8,8 litra.

Ściśle więc jed nostka H e fn e rA lte n e c k a r używ ana w instytucie do urzędowych pom ia-

W SZ EC H SW IA T . 7QJ

N r 44.

rów św iatła je s t natężeniem tej jednostki przy zawartości pary wodnej 8,8 litra w 1 m 3 suchego i pozbawionego dwutlenku węgla po­

wietrza.

Autorowie pod ają skrócony sposób ozna­

czania wilgotności i wprow adzania jej do w ar­

tości jednostki.

N astępnym przedm iotem bad ań było ozna­

czenie wpływu dwutlenku węgla, zawartego w powietrzu na światło jednostki. W tym celu puszczano ten gaz z bomby do poko­

ju fotometrycznego dobrze przewietrzonego i oznaczano jego ilość m etodą H em pla, mierząc jednocześnie wilgotność i natężenie św iatła.

Owocem tych pomiarów i obliczeń, których tu podawać nie będziemy, było to, że zmianie zawartości dwutlenku węgla w powietrzu 0 1 litr odpowiada zm iana natężenia o 0,0072 jednostki przyjętej, czyli o 0,72% . A zatem jednakowe objętości pary wodnej i dw utlen­

ku węgla w niejednakowym stopniu obniżają natężenie światła, a stosunek między niemi je st 1 : 1,33, czyli dwutlenek węgla obniża je w stopniu wyższym. W rzeczywistości je d ­ nak wpływ dwutlenku węgla z powodu jego mniejszych ilości w powietrzu je s t daleko mniejszy. N aprz. w dobrze przewietrzanej izbie fotometrycznej instytutu fizyczno-teoh- nicznego zaw artość dwutlenku węgla zm ie­

niała się od 0,62 do 0,93 litra, co odpowiada zmianie natężenia o 0 ,2 % — wielkości prawie bez znaczenia wobec zwykłych błędów, nieod­

łącznych od pomiarów fotometrycznych.

W pływ dwutlenku węgla na pomiary oka­

zać się może szkodliwym tylko w pokojach małych, nieprzewietrzanych a przytem za­

cieśnionych rozm aitem i przyrządam i.

Co dotyczę wpływu ciśnienia barom etrycz- nego na pom iary św iatła, to d-r L iebenthal 1 jego asystenci przeprowadzili również sze­

reg pracowitych oznaczeń, z których wynika, że wpływ ten w granicach badanych, t. j. od 735 m m do 775 m m , je s t bardzo m ały a ma- ximum wahania barom etru o 40 m m odpo­

w iada zm iana zaledwie o 0,4 % natężenia je d ­ nostki przyjętej. J e s tto więc wielkość bez znaczenia nietylko dla pomiarów technicz­

nych, ale i bardzo nawet ścisłych, naukowych.

S. St.

SPRAW OZDANIE.

Pilne spraw y hygieniczne, przez d-ra Józefa Tchórznickiego. Z zapomogi kasy pomocy dla osób pracujących na polu naukowem imienia Mianowskiego. W arszaw a, 1896.

W dziełku pod powyższym tytułem z n a jd u je­

my czternaście większych i m niejszych rozpraw rozm aitej treści hygienicznej. W szystkie praw ie dotyczą hygieny publicznej; przew ażna część k ła ­ dzie nacisk na opłakane stosunki na prowincyi, w małych m iasteczkach i po wsiach. Stosunki te autorow i doskonale są znane. P . Tchórznicki nie poprzestaje wszakże na opisywaniu samem, lecz podaje rady praktyczne, dyktuje przepisy, zaleca, ja k postępować należy, by istniejące zło usunąć. W skazówki te w niektórych razach p o ­ p arte są przykładam i, dowodami skuteczności i t. d. i ta okoliczność nadaje książeczce p.

Tcliórznickiego tem większą w artość. A utor przem aw ia nie do specyalistów, lecz ma przede - wszystkiem na uwadze szerokie w arstwy inteli- gencyi naszej; posługuje się przeto językiem po­

pularnym , którym w łada doskonale. W wywody swoje wlewa dużo zapału i widać, że je s t szcze­

rze przejęty doniosłością spraw poruszanych.

Bezw ątpienia też przekona wielu swych czytel­

ników.

Dezynfekcya je s t głównym tem atem , p rzy n a j­

rozm aitszych okolicznościach wysuwanym przez d -ra Tchórznickiego na plan pierwszy. Poświę­

cono jej jeden oddzielny arty k u ł („K ilka słów w kwestyi dezynfekcyi” ), a oprócz tego obszerne roztrząsania o niej znajdujem y w rozpraw ach:

„Czyszczenie pieniędzy” , „Spluw aczka hygie- niczna” , „O rzezi i rzeźniach” , „Użycie m ate- ryałów torfowych w szpitalach” , „S anitarny stan pociągów” , „Odzież i akcesorya szpitalne” ,

„D yfteryt i kw arantanny” i „H andel starzy zn ą” . J a k daleko autor zachodzi w swych wymaganiach, najlepiej widać z artykułu o czyszczeniu pienię­

dzy, w którym domaga się, aby zarówno m etalo­

we ja k i papierowe pieniądze poddawane były starannem u oczyszczeniu, gdyż stać się mogą roznosicielam i zarazków chorobotwórczych. O ba­

wiam się bardzo, czy czytelnik, którem u inne kwestye hygieniczne— wobec ubóstw a naszej lite ­ r a tu ry — nietyle są znane, ja k życzyćby należało, nie nabierze po przeczytaniu wyłącznie tylko książeczki d r a Tchórznickiego zbyt jednostron­

nego o hygienie pojęcia. Nie je s t to bynajmniej z a rzu t skierowany w stronę autora, k tóry oczy­

wiście odpowiadać może tylko za to, co sam n a ­ pisał, a nie je s t winien tem u, że inne sprawy hy­

gieniczne nie zn ajd u ją u nas równie gorliwych propagatorów .

Nasuwa mi się tylko przy tej sposobności uw a­

ga, że hygieniści zbyt dużo stosunkowo mówią

7 0 2 W SZ EC H SW IA T N r 44.

0 środkach czysto zewnętrznych, m ających na celu walkę organizm u ludzkiego z wrogiemi wpływami otoczenia, a przepom inają o p o p u la ry ­ zowaniu tej części hygieny, a raczej fizyologii stosowanej, k tó ra poucza o w ew nętrznych śro d ­ kach ochrony, właściwych każdem u żywemu u stro ­ jow i. W dzisiejszym k ierunku medycyny, spe- cyalnie zaś bak*eryologii, w idnieją usiłow ania, skierowane k u wyzyskaniu sił odpornych, tk w ią ­ cych w norm alnym organizm ie, a będących d o ­ skonałym orężem w walce o istnienie. P raw da, że nie sformułowano dotychczas należycie p r z e ­ pisów, w edług których pos'ępow aó należy, by na tej drodze dojść do rezultatów praktycznych.

Łatw iej je s t zalecać sublim at, kwas karbolow y 1 sterylizow anie p a rą w odną, aniżeli nauczyć, j a ­ kim sposobem organizm człowieka może nabyć odporności przez wyzyskanie tych naturalnych środków sam oobrony, z którem i n a św iat p rz y ­ chodzi i k tó re najpewniej m ogą być znakom icie udoskonalone. N auka zam ało jeszcze pozyskała faktycznego m ateryału, aby m ogła w tym o s ta t­

nim kierunku dyktować człowiekowi przepisy, sięgające daleko w szczegóły życia powszedniego.

Z daje się je d n ak , że tu ta j szukać należy p rzy ­ szłości hygieny. Nie znaczy to bynajm niej, że człowiek z czasem, gdy przyszłość ta zostanie osiągnięta, będzie m ógł bezkarnie drwić sobie z otaczających go nieprzyjaciół, żo sta n ą się zby- tecznem i środki dezynfekcyjne i inne sposoby ochronne, zabezpieczające nas od ciosów ze­

wnętrznych. Nie powinniśmy zapom inać, w ja k różnorodnych okolicznościach w alka człowieka z otoczeniem się odbywa. C zęstokroć je s t ona ta k nierówną, że drobni nasi wrogowie— bakte- rye, niespodzianą naw ałnicą sp a d ają na nas i le­

dwie czasu starczy na zarządzenie najpierw szych, najpilniejszych środków ostrożności. Nigdy więc— pow tarzam y to — te środki obrony, k łóre w skazuje nam obecna n au k a hygieny, nie staną się zbytecznem i. Sądzę tylko, że ich ro la zm niej­

szy się wówczas, kiedy n atu ra ln ie jsz e, a więc ra- cyonalniejsze znajdziem y drogi sam oobrony. B y­

łoby pożądanem , ażeby hygieniści ju ż obecnie i w tym duchu naukę swą krzew ili. Ogólna bio­

logia i fizyologia p o d ają tu ta j m a tery ał dość obfi‘y.

D -r T chórznicki— do któ reg o dziełka p o w ra­

camy— dotykając spraw wyżej w spom nianych, idzie drogą udartą i u p rzy stęp n ia swym czytelni­

kom w form ie bardzo zajm ującej wyniki badań dawniejszych i nowszych, w części własnych, na polu hygieny publicznej. N iektóre spraw y, ja k np. hygienę św iątyń, p o ru sza u nas po ra z p ie rw ­ szy, dom agając się słusznie większego uw zględ­

nienia w arunków zdrow ia m odlących się ludzi.

W czterech ostatnich rozpraw ach, pom ieszczo­

nych w rozpatryw anym zbiorku, a u to r zajm uje się spraw am i jeszcze ogólniejszem i. A rtykuł

„L etnie m ieszkania w dw orach obyw a‘elskich”

ma na celu zwrócenie uw agi na korzyści, ja k ie osięgnąćby można, gdyby m ieszkańcy wielkich

m iast przez lato przem ieszkiw ali w domach oby­

w atelskich, położonych niezbyt od tych m iast d a ­ leko. W arty k u le „N asze rzeczk i” w skazuje a u to r źró d ła zanieczyszczania m niejszych rzek w k ra ju naszym i płynące stąd niebezpieczeń­

stwa dla zdrow ia m ieszkańców przybrzeżnych.

„Nasze wody m ineralne i stacye klim atyczno- leśn e” zajm ują się radam i dla popraw y ekono­

micznych i zdrowotnych warunków w zdrojow is­

kach krajow ych. W reszcie w ostatniej ro z p ra ­ wie p. t. „L as i zdrow ie” au to r energicznie wy­

stępuje przeciwko trzebieniu lasów, przytaczając argum enty treści hygienicznej.

K siążeczka p. Tchórznickiego spraw ia bardzo dobre wrażenie i ma wiele zalet, które powinny je j zapewnić szerokie koło czytelników.

D -r M. Flaum .

SE K C Y A CH EM ICZNA.

Posiedzenie 9-te w r. 1895 Sekcyi chemicznej odbyło się d. 12 października r. b. w gmachu M uzeum przem ysłu i rolnictwa.

P rotokuł posiedzenia poprzedniego został o d ­ czytany i przyjęty.

P . L udw ik B runer odczytał rzecz „O przesy­

ceniu i p rz e c h o d z e n iu ” . Przechłodzenie je s t zjawiskiem bardzo powszeclmem, właściwem p ra ­ wie w szystkim ciałom bez w yjątku. W pewnych w ypadkach je d n ak je s t ono bardzo znacznem i rozciąga się na bardzo wielką skalę tem p eratu ­ ry. Przechłodzenie najłatw iej wywołać w nie­

wielkiej masie ciała w naczyniach szklanych, k tó ­ rych ścianki są gładkie. W strząśnienie mecha­

niczne z m niejszą lub większą łatw ością powo­

duje krzepnięcie cieczy przechłodzonej.

0 ile dzisiejsze doświadczenie wnioskować po­

zw ala, przechłodzenie dla każdego ciała ma pew­

ną stałą granicę: przy pewnej oznaczonej tem pe­

ratu rze , zwanej te m p eratu rą absolutnego k rz e p ­ nięcia, płyn krzepnie natychmiastowo. T em pera­

tu rę tę oznaczyć je s t tru d n o , bo przechłodzenie zależy od ubocznych okoliczności, a samo skrzep­

nięcie nieraz zachodzi przedwcześnie. Mimo t a udało się j ą określić w pewnych przypadkach szczególnych. T ak np. dla octanu ołowiu tem ­ p e ra tu ra ta wynosi + 2 7 ° , dla tym olu oko­

ło — 5°.

Szybkość krzepnięcia płynu przechłodzonego je s t dla danych w arunków wielkością stałą i w o­

góle je s t tem większą, im dalej posuniętem z o ­ stało przechłodzenie. W niektórych p rzy p a d ­ kach zależy ona jeszcze i od tem peratury, przy