Oznaczenie kształtu i rozm iarów naszej planety było oddawna i jest zadaniem pierw ­ szorzędnego naukowego i praktycznego zna­

JM ® 32 (1115). W arszawa, dnia 9 sierpnia 1903 r. Tom XX II.

T Y G O D N I K P O P U L A R N Y , P O Ś W I Ę C O N Y NAUKOM P R Z Y R O D N I C Z Y M .

P R E N U M E R A T A „ W S Z E C H Ś W I A T A 4*.

W W a r s z a w i e : roczn ie rub. 8 , k w artaln ie rub. 2.

Z p r z e s y łk ą p o c z t o w ą : roczn ie rub. 10, półroczn ie rub. 5.

Prenum erować można w R edakcyi W szech św iata i w e w szystkich księgarniach w kraju i zagranicą.

R ed ak tor W szech św ia ta p rzyjm u je ze sprawam i redakcyjnem i codziennie od godzin y 6 do 8 wieczorem w lokalu redakcyi.

A d r e s R e d a k c y i : M A R S Z A Ł K O W S K A N r . 118.

M . T . H U B E R .

P O M I A R Z I E M I .

O d czyt pu bliczny, w y g ło s zo n y w K rak ow ie d. 26 marca r. b.

Oznaczenie kształtu i rozm iarów naszej planety było oddawna i jest zadaniem pierw ­ szorzędnego naukowego i praktycznego zna­

czenia. W całej ogólności zadanie to z obec­

nego stanowiska naukowego przedstaw ia się jako nadzw yczaj złożone, tak, że zajm uje się niem oddzielna gałąź w iedzy, zwana geo- dezyą wyższą, w odróżnieniu od geodezyi niższej, uczącej m ierzyć niew ielkie obszary ziemi do celów praktycznych. (W y ra z geo- dezya, który m ożnaby dosłownie przetłum a­

czyć na „ziem iom ierstw o“ , jest w zięty z g rec­

kiego, podobnie jak w iele innycli znanych term inów naukowych, np. geografia, g eo lo ­ gia, geognozya, geonom ia).

Z nauk ogólnych, którem i posługuje się geodezya, pierwsze miejsce zajm uje oczyw i­

ście m atem atyka, zawdzięczająca geod ezyi nawzajem niejeden n ow y temat, k tóry b ył bodźcem do doniosłych odkryć m atem atycz­

nych. R ów n orzęd n ego praw ie znaczenia jest dla geod ezyi mechanika teoretyczna i astronomia. Zw łaszcza ta ostatnia do­

starczyła i dostarcza ju ż od daw ien dawna jednego z najw ażniejszych środków pom ia­

ru, o których w krótce będzie mowa, posłu-

I gując się naodwrót w w ydatny sposób rezul­

tatam i geodezyi.

A że b y w jasny sposób przedstawić zada­

nie i m etody pomiaru ziemi, najdogodniej iść drogą historyczną, albowiem po pierw ­ sze, w najelementarniejszem traktowaniu przedmiotu niewiele zm ieniły się nasze po­

toczne wyobrażenia o kształcie i wym iarach ziem i od dwu przeszło tysiącoleci; pow tóre zaś nadzwyczaj interesującem jest śledzić przebieg usiłowań ludzkich w celu pokona­

nia trudności zadania, tudzież w pływ , jaki w yw a rł rozwój ogólnych w ym ienionych po­

w yżej nauk na istotę naszych wyobrażeii nietyllco o kształcie i rozmiarach ziemi, ale także o wielu innych w ażnych kwestyach bezpośrednio z niemi połączonych.

N ie było oczyw iście m ow y o usiłowaniu pomiaru ziem i w czasach, g d y wśród na­

rodu reprezentującego najstarszą kulturę w Europie, t. j. u greków, panowało naiwne mniemanie, że ziem ia jest płaskim nieregu­

larnym krążkiem, otoczonym naokół ocea­

nem. T o zapatrywanie, wyrażone w e p o ­ pejach Homera, pochodzących, jak w iado­

mo, z I X wieku przed Chrystusem, u trzy­

mało się aż do czasów Pitagorasa (ur. 582 a. Chr.), pomimo wyraźnej sprzeczności z najzw yczajniejszym faktem , że statek cho­

wa się pow oli za w ypukłą powierzchnię m o­

rza w miarę oddalania się od w idza stojące­

go na w ybrzeżu.

482

W o b e c dzisiejszej znajom ości w ielkości z ie ­ m i bardzo łatw o obliczyć, że człow iek stoją­

cy w rów nej w ysokości ze zw ierciad łem w o­

dy p rzy brzegu m orza nie m oże w idzieć z powodu w ypukłości powierzchni morza dru giego człowieka, je ż e li ten znajduje się w odległości większej niż 4'/2 rów nież nie zobaczy on zw y k łeg o p iętrow ego domu w odległości większej niż 1372 km (jeżeli naturalnie zarówno dru gi człowiek, ja k dom, stoją na w ysokości zw ierciadła morza). S k o­

ro zaś dla objęcia okiem w iększej przestrze­

ni pow ierzchni ziem i w stępujem y na w y ­ niosłości, to prom ień w idnokręgu powiększa zrazu dwu-, trzy-, czterokrotnie, je ż e li w znie­

sienie staje się 4, 9, a w reszcie 16 razy większe.

D ostrzegł to praw dopodobnie Pitagoras, który, o ile w iadom o, p ierw szy ośw iadczył się stanowczo za kulistym kształtem ziemi.

Obszerniejsze rozw ażanie nad kształtem ziem i znajdujem y w dziele A rystotelesa „

- pl ot>pavoo“ , w którem ten filo z o f (384— 322 a. Ohr.) przytacza argu m enty za i prze­

ciw, kończąc wnioskiem , że ziem ia ma kształt kuli, słow am i: n&vavxaiov. stvai to t/y(- [xa a<paipci£t§7j<;“ .

N ie m am y żadnej wiadom ości, czy obaj w ym ienieni m yśliciele g recc y nie usiłowali oznaczyć w ielkości ziem i na podstaw ie sw o­

ich teoryj. W razie uważania bow iem ziem i za kulę kw estya pom iaru przedstaw ia się nadzwyczaj prosto, g d y ż rozm ia ry k u li okre­

śla m atem atycznie tylk o jed na wielkość, np.

obwód, z którego ła tw o ob liczyć promień.

Trudno było, co prawda, m yśleć o bezpo­

średnim pom iarze całego obwodu kuli, k tó ­ rej zaledw ie bardzo m ała część była dostęp­

ną i znaną, ale najelem entarniejsze rozw a ża ­ nie geom etryczne uczy, że m ierząc pewną część obwodu i kąt środkow y je j od p ow ia ­ dający, m ożem y nader ła tw o ob liczyć cały obwód, a w ięc i promień.

T o też niezbyt długo po A rystotelesie, bo w III- c im wieku przed Ohr., pierw szego, stw ierdzonego historycznie pomiaru ziem i dokonał uczony aleksandryjski Eratostenes (276— 195 a. Chr.), który w u m iejętny spo­

sób u żył słońca do zm ierzenia kąta, jaki tw orzą pion y w d w u -p u n k tach A i B po­

w ierzchni ziemi. Już w ów czas bow iem do­

myślano się ogrom nej odległości słońca

[ w porównaniu z w ym iaram i ziemskiemi, wskutek czego promienie słońca można na znacznych przestrzeniach ziem i uważać z bardzo w ielki em przybliżeniem za rów no­

ległe. Obecnie w iem y np., znając odległość słońca od ziemi, że popełniony przytem błąd w ynosi zaledw ie 1" na 720 km odległości punktów A i B. (Jest to kąt widzenia 5 mm z oddalenia 1 km). Otóż Eratostenes zauważył, że w m iejscowości Assuan (staro­

żytnej Syenie), położonej w E g ip cie połud­

n iow ym (pod 24° szer. półn.), w czasie let­

niego przesilenia dnia z nocą słońce ośw ie­

cało całkow icie wnętrze studni w południe, co dow odziło, że prom ienie słońca padały pionow o, podczas g d y równocześnie w w y ­

suniętej na północ A leksan dryi tw o rz y ły z pionem kąt, wynoszący okrągło ł/5() kąta pełnego, czy li 1/i0 . 360°. K ą t ten m ierzono wówczas zapomocą cienia rzuconego przez tyczk ę pionową. Odległość A leksan dryi od Assuan Eratostenes ocenił z ilości dni p o ­ trzebnych do podróży m iędzy tem i miastami na 5000 stadyów. Jak z tych danych obli­

czyć obwód ziem i uważanej za kulę, okazuje się jasno z fig . 1, w yobrażającej przekrój ziem i płaszczyzną przechodzącą przez pun­

k ty A. (Assuan) i B (Aleksandrya). Proste S A i S 'B oznaczają kierunki prom ieni słoń­

ca, kąt zatem s, ja k i tw o rz y ły prom ienie słońca z pionem w A leksandryi, podczas g d y w Assuan b y ły pionowe, jest zarazem ką­

tem środkow ym odpowiadającym łu kow i AB

na pow ierzch ni ziemi. Pon iew aż ten kąt

j Y o 32

483 Eratostenes oznaczył na Y50 kąta pełnego,

w ięc odległość A leksan dryi i Assuan winna być Y 50 obwodu ziemi, k tóry zatem w ypada na 50 X 5000 = 250000 stadyów. Z w a ­ żyw szy, że 1 stadyon = 185 m, pom iar Era- tostenesa daje ja k o wielkość obwodu ziem i 46 250 km, a więc około 16% zaw iele, g d yż w rzeczywistości obwód ziem i ma blizko 40000 km. P rzy czyn a tak znacznego błędu leży głów n ie w bardzo niedokładnej ocenie długości łuku AB i w niedokładnym pom ia­

rze kąta s. R zu t oka na mapę wystarcza, aby się przekonać, że Syena nie leży na sa­

m ym zwrotniku Raka, lecz praw ie o 1/2° szer.

na północ, wskutek czego prom ienie słońca nie m ogą tam być n ig d y pionowe, lecz zba­

czały o ]/2° od pionu w czasie obserwacyi Eratostena. N ad to obserwacye słońca w A le ­ ksandryi i Assuan dokonywane w południe nie m ogą uchodzić za równoczesne, g d y ż oba te miasta nie leżą na tym samym po­

łudniku, nie m ają w ięc południa w tej sa­

mej chwili. W o b ec tych źródeł błędu m oż­

na uważać pow yższy w yn ik pierwszego po­

miaru ziem i za w zględnie bardzo dobry.

W podobny sposób, co Eratostenes, w sta­

rożytności jeszcze Posidonius (132— 51 a.

Chr.) oznaczył obwód ziem i p rz y pomocy łuku R o d u s—Aleksandrya, którego długość ocenił także na 50 00>stadyów (chociaż jest on w rzeczywistości o */4 krótszy od łuku A leksan drya— Syena). D o pomiaru kąta P o ­ sidonius u żył g w ia z d y „Canopus“ , która o pewnej porze była w idzialna z w yspy R o ­ dus na horyzoncie, podczas g d y w Aleksan­

d ryi znajdowała się równocześnie o T1/^0, t. j.

V48 kąta pełnego w yżej. Stąd w ypada na ob­

wód ziem i 240000 stadyów, czy li 44400 km, a w ięc o 11# zawiele.

Zasada pomiaru ziem i, użyta przez Erato- stenesa i Posidoniusa, pozostała od ow ych czasów przez długie w iek i niezmieniona, m i­

mo coraz doskonalszych narzędzi do m ierze­

nia kątów i długości. Co prawda pierwsze l 1/2 tysiąca lat ery chrześciańskiej dało ty l­

ko jeden pom iar ziem i w ykonany przez ara­

bów około r. 817 po Chr. za panowania ka­

lifa Alm anona. N a rów ninie Żindżar, nieda­

leko sławnej stolicy kalifów , Bagdadu, Cha- lid ben A bdu lm elik i A li ben Iz a zm ierzyli stopień południka z w ynikiem 562/3 m il arabskich (po 4 000 łokci). Jest to, wedle

najnowszych badań porównaw czych miar arabskich z dzisiejszemi, dość dokładna lic z ­ ba. Od tego czasu m ija znów 7 wieków, aż do r. 1525, w którym francuz Fernel, z za­

wodu lekarz, m ierzy drogę z Pa ryża do Am iens obrotam i kół wozu, a szerokości g e o ­ graficzne obu tych miast, leżących na tym samym południku, kwadrantem i otrzym uje, naturalnie przypadkowo, rezultat różniący się od najdokładniejszych późniejszych p o ­ m iarów o 0,1%.

N iedłu go potem, bo w r. 1617 rozpoczyna się nowa epoka w historyi pomiaru ziemi wskutek zastosowania tryangu lacyi przez ni- derlandczyka W illeb rorda Snelliusa, który opisuje swój pom iar w dziele zatytułowa- nem : „Eratosthenes Batavus, de terrae am- bitu vera ąuantitate . . . “ Zasada tryan gu ­ lacyi jest prosta. W yob raźm y sobie na płaszczyznie szereg trójkątów o wspólnych bokach (fig . 2). M ierząc długość jednego boku i kąty wszystkich trójkątów, można w szystkie pozostałe boki obliczyć sposoba­

mi, które podaje trygonom etrya płaska. P o ­ dobnie rzecz się ma na powierzchni kuli, gdzie bokami trójkątów są łuki kół wielkich, t. j. najkrótsze linie, ja k ie m iędzy dwuma punktami na powierzchni kuli poprowadzić można. Odpowiedniem i obliczeniami zajm uje się trygonom etrya kulista. N adto obliczyć można długość każdej linii poprowadzonej m iędzy w ierzchołkam i dwu odległych trójką­

tów, np. A B . Cel tryangulacyi jest jasny.

U cią żliw y i kosztow ny pomiar długości ogra­

nicza się do minimum, w ykonyw ając go ty l­

ko w najkorzystniejszych warunkach na niewielu w ybranych bokach, a zastępując zresztą łatw ym i szybkim stosunkowo po­

miarem kątów i w ygod n iejszym od m ierze­

nia rachunkiem. Teoretycznie w ystarczyłby nawet pomiar bezpośredni jed nego tylk o bo­

ku w danej sieci tryangulacyjnej, dla w ię­

kszej jednak dokładności m ierzy się dwa, a w większych sieciach i w ięcej boków, znajdujących się w znacznej wzajem nej od­

ległości.

Pom iar zatem obwodu ziem i uważanej za kulę przedstawia się przy pom ocy tryangu­

lacyi w sposób następujący : Obrawszy w od­

ległości kilkudziesięciu lub kilkuset kilom e­

tró w dw a punkty A i B na pow ierzchni zie­

m i (fig . 1, lew a strona), oznacza się z m ożli­

484

M 32 w ą dokładnością ich szerokości g e o g ra fic z­

ne, m ierząc zapom ocą g w ia z d k ą ty h i //, ja k ie kierunek osi ziemskiej tw o rz y z pozio­

m am i w obu punktach, czy li t. zw . w ysoko­

ści bieguna. N a przestrzeni pom iędzy A i B obiera się sieć punktów położon ych na wzgórzach, wieżach i t. p. wyniosłościach,

Fig. 2.

których w zajem ne odległości wynoszą kilka do kilkunastu kilom etrów i o ile możności nie są zb yt różne (fig . 2). Z e w zględ u bo­

wiem na dokładność pom iaru sieć trójk ą tów rów nobocznych b yłab y najkorzystniejszą.

W w yb orze punktów trzeba nadto uważać, a b y z każdego m ożna b y ło w id zieć o ile możności w szystkie p u n k ty sąsiednie, k tó ­ rych liczba w aha się zw y cza jn ie pom iędzy

4 a 7. Idealne linie (łuki) łączące punkty są­

siednie stanowią boki trójkątów sieci tryan- gu lacyjnej. W szystk ie kąty zaw arte pom ię­

d zy tom i bokami (a w łaściw ie m iędzy piono- w em i płaszczyznam i tych boków) m ierzy się starannie zapomocą instrumentu zwanego teodolitem ; prócz tego w punktach A i l i m ierzy się także azym uty a, t. j. kąty, ja k ie w ychodzące z tych punktów boki tworzą z południkam i. Pom iar azym utów jest ko­

nieczny, g d y punkty A i B nie leżą na je d ­ nym południku, g d y ż w ted y różnica szero­

kości geograficzn ych tych punktów nie jest rów na kątowi, pod jakim ze środka kuli ziemskiej w idzielibyśm y łuk AB (lecz jest od tego kąta mniejszą). G d yb y punkty A i B leża ły na ty m samym południku, to o c zy w i­

ście nie b yłob y potrzeby m ierzyć azymutu.

(Jak poprzednio zaznaczyłem, skorzystał z teg o Fernel, mierząc łuk P a ry ż — Am iens).

W reszcie oznacza się długość przynajm niej jed nego boku, np. MN, bądź to zapomocą bezpośredniego pomiaru, bądź też w sposób, o którym w krótce będzie mowa. Z tych wszystkich danych oblicza się długość łu- ku A B , albo długość części południka od­

powiadającej różnicy szerokości punktów A i B (a w ięc cl na fig . 2), a stąd oblicza się długość stopnia południka, lub obwód ziemi w ten sam sposób, ja k to czyn ił Eratostenes na podstawie sw ego prym ityw n ego pomiaru.

Siec tryangulacyjna założona dla pomiaru południka służyć m oże zarazem za podstawę szczegółow ego pomiaru, czyli zdjęcia kraju, k tó ry obejmuje, a to w celu sporządzenia dokładnych map. L in ia bezpośrednio m ie­

rzona tw o rzy w każdej tryan gu lacyi t. zw.

bazis (t. j. podstawę pomiaru). D ługość je j geodeci obierają w bardzo obszernych g ra ­ nicach stosownie do jakości terenu, narzędzi pomiaru i zapatryw ań teoretycznych na do­

kładność m ierzenia bezpośredniego i po­

średniego. Snellius m ierzył bardzo krótką bazis, wynoszącą m ianowicie 87,05 prętów

= 327,85 m. Pon iew aż boki trójkąta sieci tryangulacyjnej są znacznie większe, w ięc dla połączenia z niemi bazis Snellius u żył pierw szy osobnej sieci przedstawionej sche­

m atycznie na fig . 3. ab oznacza krótką ba­

zis zm ierzoną bezpośrednio, a MN bok je d ­

nego z trójk ą tów sieci głów n ej, naznaczonej

liniam i przerywanem i. Z m ierzyw szy w szyst­

M 32

485 kie kąty sieci pom ocniczej, zawartej w czw o­

rokącie M K N L , można z ab obliczyć MN.

Takiej sieci pomocniczej dla bazis używ a się po dziś dzień w większych, tryangula- cyach, g d y ż nierównie łatw iej jest wykonać dobry pomiar kątów niż długości.

Fig. 3.

Pom iar Snelliusa obejm ow ał sieć złożoną z 33 trójkątów , której punkty skrajne leżały w A lkm aar i B ergen op Zoom , a m iały róż­

nicę szerokości 1"11'30''. W y n ik b ył nastę­

pujący : 1 stopień południka ■— 28500 prę­

tów reńskich, z czego w ypada 1/i południka

= 9660 km, a w ięc o 3 x/2% zamało. N ad­

m ienić trzeba, że Snellius u żyw ał jeszcze tych samych instrumentów kątomierniczych, co je g o bezpośredni poprzednicy, a więc kw adrantów z dioptram i (przeziernicami).

T eod olit z lunetą, u żyw an y obecnie po­

wszechnie do pomiaru kątów, ukazał się do­

piero w sto lat później.

Snellius rozpoczął powtarzać pomiar, sta­

rając się o większą dokładność, jednakże śmierć przerw ała dzieło, które dopiero w ro­

ku 1719 dokończył Musschenbrock.

Pom ięd zy tem i datam i dokonano paru po­

m iarów m niejszego znaczenia, choć oryginal­

nych metodą, i t a k :

W r. 1633 anglik N orw ood zm ierzył bez­

pośrednio łańcuchem m ierniczym łuk L o n ­ d y n — Y o r k około 300 km długi.

W r. 1645 Grrimaldi i R iccioli oznaczyli we W łoszech długość stopnia południka bez obserwacyj astronomicznych na następują­

cej zasadzie, objaśnionej na fig. 4 : Niech A i B będą dwuma punktami powierzchni ziemi, położonem i dostatecznie w ysoko po­

nad otaczającym terenem, aby b y ły nawza­

jem widoczne dla znajdujących się na nich obserwatorów. W ted y można zm ierzyć bez­

pośrednio wzajem ne odległości zenitalne z i z', t. j. kąty, jakie prosta A B tw orzy z p io­

nami A Z i B Z ', a z nich obliczyć bardzo łatw o kąt środkowy s. T a metoda, tak pro­

sta i łatwa w zasadzie, tylk o dlatego nie rozpowszechniła się później,^ że w pomia­

rze kątów pionowych, jakiem i są 3 i z\ trze­

ba uw zględnić refrakcyą, t. j. załamanie prom ieni światła p rzy przejściu przez w ar­

stw y powietrza o nierównej gęstości, wsku­

tek czego linia w idzenia A B , czyli oś celowa (jak ją nazywają geodeci), nie jest prostą lecz krzyw ą; kształt jej zaś zależy w bardzo za w iły sposób od względnej wysokości pun­

któw A i B, stanu barom etrycznego, tem- peratury i t. d., i tylko w razie zupełnie spokojnego pow ietrza jest przez dłuższy czas niezmienny.

Zapatrywania na kształt ziem i u legły do­

niosłej zasadniczej zmianie w drugiej poło­

w ie X V I I i pierwszej X V I I I wieku, wsku­

tek ugruntowania podstaw mechaniki przez New tona (1642— 1727) i pom iarów przepro­

wadzonych staraniem A kadem ii paryskiej, założonej w r. 1666. M ianow icie znaleziono w tym czasie, że ziem ia jest na biegunach spłaszczona, że w ięc przyjm ow any dotychczas kształt kuli jest tylk o pierwszem przybliże­

niem. Spłaszczenie to w yn osi okrągło ‘ /sno prom ienia rów nikow ego, a zatem w zględnie niewiele, i g d yb yśm y je u w zględn ili spo­

rządzając globus o średnicy 1 m , to trzebaby w praw nego oka, aby dostrzedz różnicę śred­

nic, wynoszącą około 3 mm. B ezw zględ n ie

jednak różnica średnicy rów nikow ej i bie­

486

Ns 32 gunowej w ynosi przeszło 42 km, co jes t w iel­

kością dość znaczną w porów naniu z róż­

nicam i w ysokości pu nktów fizycznej po­

w ierzchni lądów , które, ja k w iadom o, w yn o­

szą najw yżej 9 Inn niespełna (G-aurisankar).

N a naszym globusie odpow iadałoby to % mm.

Z b liżają c się do ery pom iarów ściślejszych w ypada określić dokładniej, co rozum iem y w g eod ezyi przez pow ierzchnię ziem i. N a razie zaznaczym y krótko, że przedm iotem pomiaru jest ta powierzchnia, ja k ą b y m ia ­ ły w szystkie oceany i m orza pomyślane w ch w ili spoczynku i połączone siecią ideal­

nych kanałów, ciągnących się przez w szyst­

kie lądy.

Pierw sze pom iary, w ykonane staraniem A kadem ii paryskiej w latach 1683 -1 7 1 3 pom iędzy C ollioure a Dunkierką, rozpoczął Picard, a skończył znany powszechnie ja k o m atem atyk Jakób Oassini. P o raz pierw szy znaleziono przytem , że stopnie południka nie są równe, co dow odziło, że kształt ziem i nie jes t kulisty. W y n ik a ło to zarazem z teo­

retycznych rozw ażań w ielk iego N ew tona, którego słynne d z ie ło : „Ph ilosop h iae natura- lis principia m athom atica“ ukazało się w ro­

ku 1686. N a podstawie od k rytego przez sie­

bie prawa przyciągan ia powszechnego N e w ­ ton w yw nioskow ał, że pow ierzch nia morza, a w ięc i idealna pow ierzchnia ziem i musi być bardziej w yp u k ła na rów niku niż na biegunach wskutek obrotu ziem i około osi.

I chociaż pom iar Cassiniego, z powodu nie­

w ystarczającej dokładności, dał rezultat wręcz przeciw ny, bo w yp ad ało z niego, że stopnie południka m aleją ku biegunowi, czy li że ziem ia ma kształt ja jo w a ty , to je d ­ nak g orący spór, ja k i pow stał na ten tem at m ięd zy uczonym i angielskim i a francuskimi, w y w o ła ł słynne ekspedycye naukowe dla pomiaru ziem i w latach 1735— 1736 do Peru i L apon ii, k ra jów o znacznej, bo 68° w y n o ­ szącej różn icy szerokości. W w yp ra w ie do Peru brali udział Bouguer, Lacondam ine i inni; w yb itn iejszym i zaś uczestnikam i w y ­ p ra w y lapońskiej b y li M aupertuis, Clairaut i Celsius. W y n ik i tych ekspedycyj p otw ier­

d z iły w zupełności teoryę N ew tona, popartą ju ż dawniej dośw iadczeniam i R ichera z w a ­ hadłem. T e n prosty przyrząd, stanow iący obecnie jeden z najcenniejszych środków po­

m iaru ziemi, posłu żył ju ż w ówczas do stw ier­

dzenia, że ziem ia jest spłaszczona. R icher znalazł m ianow icie,' że wahnienia tego sa­

m ego wahadła staw ały się dłuższe w miarę zbliżania się ku rów nikow i, czyli że siła ciężkości w tych warunkach malała. (T rw a ­ nie bowiem wahnienia pozostaje w znanym m atem atycznym związku z przyśpieszeniem ziemskiem, a w ięc i z siłą ciężkości). . Owo zm niejszenie siły ciężkości dało się na pod­

stawie zasad dynam iki tylk o w części obja­

śnić jako skutek obrotu ziem i (w yw ołu jące­

go t. zw. siłę odśrodkową); pozostała reszta dowodzi, że odległość od środka ziem i w zra­

sta w m iarę posuwania się ku rów nikow i, że zatem ziem ia nie jest kulista.

K ie d y się o tem przekonano dokładnie, przyjęto ja k o geom etryczny kształt ziemi elipsoidę obrotową spłaszczoną, czyli sferoi- dę, t. j. bryłę utworzoną przez obrót elip­

sy (jako południka) około swej osi małej (b fig. 6), ten bowiem kształt odpow iadał teoryi dynam icznej opracowanej szczegóło­

w o przez Clairauta (1713 — 1765), wedle k tó ­ rej ciecz nie podlegająca działaniu sił ze­

wnętrznych, lecz tylk o wzajem nemu p rz y ­ ciąganiu swych cząstek, m oże zachować stale kształt sferoidy, je ż e li się obraca je d ­ nostajnie ja k ciało stałe („T h eo rie de la fig u ­ rę de la terre“ 1743).

Na tem przyjęciu opierały się teraz liczne pom iary ziem i w drugiej połow ie X V I I I i pierwszej X I X stulecia, np. w 1751 na przylądku Dobrej N ad ziei przez Lacaillea, a w państwie kościelnem przez Boscoyicha i Lam airea; w r. 1764 w górnych W łoszech przez Beccarię i w A m eryce północnej przez Masona i Dixona; w r. 1770 na W ę ­ grzech przez Liesganiga; w r. 1783 w A n g lii przez R o y a i D alby ego; w r. 1790 w In d y ach wschodnich przez B urrow a i w r. 1792 ostat­

ni w stuleciu, słynny „w ielk i francuski p o ­ m iar południka “ przez Delam brea i Me- chaina.

G łów n ym celem tego pomiaru, przedsię­

w ziętego z w ielkim nakładem i staranno­

ścią, było oznaczenie z m ożliw ą dokładnością nowej m iary długości, t. j. metra, określone­

g o wówczas jako

cz^ść ćw ierci po­

łudnika sferoidy ziemskiej. Przypuszczano bowiem, że tym sposobem będzie zapew nio­

na niezmienność takiej naturalnej m iary po

wszystkie czasy, naw et na w ypadek znisz­

No 32

487 czenia w zorców m etalowych, sporządzonych

na podstawie pomiaru. Lu bo nowsze bada­

nia naukowe uznały to zapatrywanie za błędne, to jednak rozpowszechniony dzisiaj układ m etryczn y m iar i wag, najgododniej- szy z istniejących dotychczas, pozostanie na zawsze trw a ły m pomnikiem związanego z nim pomiaru ziemi, który dał jako długość ćw ierci południka 5 130 740 „T o ises11 po 864 linij paryskich. Z tego obliczono dłu­

gość metra, jako 10-milionową część, na linij paryskich 443,295936, co ostatecznie zao­

krąglono na 3 miejsca dziesiętne (443,296) i sporządzono bardzo starannie prostopadło- ścienną sztabę platynow ą, mającą od końca do końca długość tak określonego metra w tem peraturze topniejącego lodu (0°) (w y ­ obraża ją fig . 5 B ). T a sztaba przechow y­

wana do dziś dnia w Paryżu nosi nazwę

„m etre des archives“ i była aż do najnow­

szych czasów jed y n y m wzorcem m iary dłu­

gości układu m etrycznego, chociaż wkrótce po przyjęciu teg o układu przez większość narodów cyw ilizow an ych uznano, że kształt w zorca pod w ielu w zględam i nie odpowiada w ym aganiom nauki ścisłej i powinien być zastąpiony, innym , zwłaszcza, że zaniechano zupełnie nieracyonalnej definicyi metra, ja ­ ko m iary w ziętej z natury. W skutek prac

„m iędzynarodow ego biura m iar i w a g “ w P a ­ ryżu, założonego wskutek uchwały kom isyi m iędzynarodowej z r. 1.872 i 1875, rozporzą­

dzam y obecnie znaczną liczbą w zorców na­

der racyonalnie skonstruowanych i z nad­

zw yczajną ścisłością porównanych z pary­

skim „m etre des archives“ . „

U chw ała owej kom isyi brzm iała w stresz­

czeniu, ja k następuje:

„N a le ży sporządzić 30 w zorców m etrowych 0 ile można tej samej długości, co paryski metre des arch., porów nać je pom iędzy sobą 1 rozdzielić pom iędzy poszczególne państwa, należące do konw encyi m etrowej, ażeby na przyszłość stanow iły podstawę wszelkich dalszych porów nań i m iar“ .

J ako m ateryał na te m etry normalne przy- jęto po starannych 'rozważaniach aliaż 90#

platyn y i 10% irydu, sama platyna bowiem, z której sporządzono „m etre des archives“ , ma budowę zb y t porowatą. K s zta łt obrano pryzm atyczn y (fig. 5 a) o przekroju podob- nym^do lite ry X , ażeby sztywność sztaby

była m ożliw ie największa. (B yłaby ona np.

26 razy w iększa w razie teg o kształtu prze­

kroju, niż kształtu m etra „des archives“ , g d y b y obiedwie sztaby b y ły zrobione z tej samej ilości m ateryału) Sztaba spoczywa stale na dwu wałkach, aby wskutek zmiany tem peratury m ogła się swobodnie wydłużać bez nieprzewidzianych deform acyj. Nadto obliczono odległość w ałków tak, ażeby ugię­

cie sztaby pod własnym ciężarem i powsta­

jące wskutek tego skrócenie było możebnie najmniejsze. Długość sztaby jest większa

od 1 mj wskutek czego m etr je s t oznaczony dwiem a bardzo delikatnem i kreskami, w yry - tem i na środkowej ścianie a, przechodzącej przez środek ciężkości sztaby. Odstęp kre­

sek starano się zrobić jaknaj mniej różnym od długości „m etre des arch.l< (we wspólnej temperaturze 0°), a następnie porównywano jeszcze obie te m iary z nadzwyczajną sta­

rannością, z użyciem wszelkich środków, na jakie zdobyła się nowoczesna technika in ­

strumentów m ierniczych.

Obecnie zatem można uważać kwestyę ustalenia i zabezpieczenia m iary długości za ostatecznie załatwioną na długie czasy, do­

póki przynajm niej do wszystkich celów nau­

kow ych i technicznych w ystarczać będzie dokładność, z jaką przeprowadzono p orów ­ nyw anie w zorców m etrowych w Paryżu.

(DN)

G R U P A D R O B N Y C H P L A N E T .

Odległości planet od słońca wzrastają

w pewien p ra w id łow y sposób. T o też ju ż

K e p le r zw rócił uwagę na w ielką przestrzeń,

488

M 32 dzielącą, drogę Marsa od d rog i Jow isza, i w y ­

raził przypuszczenie istnienia planety n iew i­

dzialnej w tej przestrzeni. W drugiej poło­

w ie X V I I I wieku zw rócił na to baczniejszą uw agę Titius, a m yśli tego ostatniego sfor­

m ułow ał ściśle Bode, tw orząc prawo, zwane obecnie prawem B odego i Titiusa. P ra w o to polega na szeregu liczb w zrastających i przedstawia się ja k następuje, jeżeli odleg­

łość ziem i od słońca oznaczym y przez licz­

bę 10:

Merkury : 4 -f- 0 = 4 5 7,0 mil. Jem 57,9 W enus : 4 + 3 = 7 99,7 11 11 108,1 Ziemia : 4 -f- 2 x 3 = 10 142,5 n 149,5 Mars : 4 -f- 4 x 3 = 16 228,0 11

227,8

? : 4 + 8 X 3 = 28 399,0 11 — Jowisz : 4 -f 16 X 3 = 52 741,0 11 777,7 Saturn : 4-[-32 X 3 = 100 1 425,0 11 1425,9 Uran : 4 + 6 4 X 3 = 196 2 793,0

2 867,5 Jeżeli odległość Saturna od słońca, ozna­

czoną przez liczbę 100, p rzy jm iem y rów ną 1425 mil. km, w ów czas odległości wszystkich pozostałych planet od słońca w yra ża ją się za- pomocą liczb, w ypisanych w drugiej kolum ­ nie. W trzeciąj podane są rzeczyw iste śred­

nie odległości planet. Porów n an ie tych dwu szeregów liczb wyka-zuje, że praw o B odego i Titiusa do pew nego stopnia odpowiada rzeczywistości. W łaściw ie jed n ak pierw szy w yra z tego szeregu jes t u tw orzon y nie­

praw idłow o. N a to zw rócił u w agę Gauss.

W sp ółczyn n ik i liczby 3 przedstaw iają postęp geom etryczn y : 1, 2, 4, 8 . . . , a w ięc w spół­

czynnik pierw szy nie pow inien być 0, lecz ^, czy li odległość M erku rego w yn osiłab y w ó w ­ czas 4 -f- | . 3 = 5,5, a w m ilionach k ilo ­ m etrów 78,4, co znacznie różn iłob y się od rzeczyw istej odległości.

I. Odkrycie planet: Ceres, Pallas, Juno i Westa.

D. 13 marca 1781 r. Herschel od k rył pla­

netę nazwaną .Uranem , a której odległość nieźle odpowiadała szeregow i B od ego i T i ­ tiusa, ja k to w idać z pow yżej podanej ta­

bliczki. W ów czas zaczęto usilnie zajm ow ać się kw estyą w ielkiej p rzerw y, istniejącej po­

m ięd zy Marsem a Jow iszem . W r. 1785 Zach w y zn a czy ł przypuszczalne elem enty m ożliw ej planety i rozpoczął poszukiwania.

W r. 1796 Zach w ystą p ił na kongresie astro­

nom icznym w G otha i zachęcał astronom ów do poszukiwań w ty m kierunku. W k ró tc e

też, bo w połow ie 1800 r. powstał związek, do którego n a le ż e li: Titius, Bode, Zach, Lam bert, P ia zzi i inni. Tym czasem p rzy ­ padek w krótce rozw iązał tę kwestyę. Od roku 1792 P ia z zi zajm ow ał się

Palerm o w yznaczeniem położenia gw iazd, b y w ydać n ow y katalog gw iazd stałych. D. 1 stycznia 1801 r. zauw ażył on gwiazdkę, której po­

przednio nie obserwował. N astępnego w ie­

czoru obserwował znów tę gw iazdę, lecz spostrzegł, że położenie je j nieco się zmieni­

ło. P o kilku dniach obserwacyi przekonał się o ruchu teg o ciała i zawnioskował, że nie jest to gw iazda stała. Początkow o P ia z ­ zi przypuszczał, że ma do czynienia z kome­

tą, ale w krótce przekonał się, że jes t to od 30 la t poszukiwana planeta. O trzym ała ona nazw ę Ceres Ferdinandea na cześć założy­

ciela obserwatoryum w Palerm o F erd yn a n ­ da I V . Burckhardt w Paryżu ju ż w maju w yzn a czy ł drogę eliptyczną tej planety z 5 obserwacyj, ale pomimo to nikt nie m ógł je j odnaleźć w nadchodzącej jesieni i zimie.

D opiero, g d y Gauss podał n ow y sposób obliczania d róg z obserwacyj, wykonanych w krótkim przeciągu czasu, i w yzn a czył po­

łożenie tej planety, znalazł ją Olbers 1 stycz­

nia 1802 r. Pon iew aż Ceres odpowiadała przerw ie w szeregu B odego i Titiusa, p rzy­

puszczano więc, że . kw estya ta została ju ż rozwiązana. T o też zdumienie było ogólne, g d y Olbers d. 28 marca 1802 r. znalazł g w ia zd ę 7-ej wielkości, posiadającą ruch własny, a która bynajm niej nie była podob­

na do kom ety. Przypuszczenie, żeby to m o­

g ła b yć planeta, znalazło w ielu przeciw ni­

ków, przedewszystkiem B odego, k tórzy p rzy­

puszczali, że będzie to kometa, pomimo, że do tego czasu nie obserwowano kom et bez atm osfery świecącej dokoła jądra i bez w ar­

kocza. Tym czasem rachunek w yk azyw a ł, że droga tego ciała m oże być tylk o elip tycz­

ną. Okazało się m ianowicie, że okres obie­

gu dokoła słońca równa się praw ie okresowi obiegu Cerery, ale ekscentryczność i poch y­

lenie d rogi do ek liptyki znacznie różnią się od odpow iednich w ielkości dla innych pla­

net. G d y w ięc przekonano się o istnieniu

2 planet, zrodziło się przypuszczenie, że

w pasie tym pom iędzy Marsem a Jowiszem

m oże się znajdow ać i w ięcej planet. Z ro ­

zum iano też brak dokładnych katalogów

M 32

489 g w iazd stałych, które pozw oliłyb y oryento-

w ać się wśród mnóstwa drobnych ciał nie­

bieskich. Od tego też czasu datuje się pra­

ca nad układaniem katalogów. Pierw szy podejm uje podobną pracę H ard in g i w ro­

ku 1822 w yd a je „A tla s novus coelestis‘£, zaw ierający 120000 gw iazd. Podczas swych poszukiwań natrafił d. 1 września 1804 roku na gw iazdkę 7— 8 wielkości w konstelacyi R y b i w krótce zau w ażył je j ruch własny.

N a zasadzie obserwacyi H ardinga Gauss w y ­ znaczył drogę tego ciała. Okazało się, że jest to trzecia planeta, krążąca w tym sa­

m ym pasie; otrzym ała ona nazwę Juno. P o kilkuletniej przerw ie Olbers znalazł 29 mar­

ca 1807 r. w konstelacyi P an n y gw iazdkę 5 — 6 wielkości, która też okazała się plane­

tą i otrzym ała nazwę Westa.

2. Drugi okres odkryć do roku 1891.

D ziesięcioletnie jednak dalsze poszukiwa­

nia planet pozostały bez skutku i zaczęto przypuszczać, że tylk o te cztery planety krążą w przestrzeni pom iędzy Marsem a J o ­ wiszem. W spółcześnie pracowano w dalszym ciągu nad układaniem katalogów . W r. 1824 Bessel poddał myśl, aby obserwować spe- cyalnie pas nieba od -f 15° do — 15° w zbo­

czeniu. W y d a n ie to ciągnęło się do r. 1859.

Tym czasem amator astronomii, K a ro l Hen- cke, poszukiwał samodzielnie planet. D. 8-go grudnia 1845 r. H encke zauw ażył gwiazdkę, m niejszą niż 9 wielkości, której nie znalazł ani na swych mapach, ani w katalogu w y ­ dawanym przez akademię. Obserwacye swo­

je przesłał do Berlina, i wkrótce Encke m ógł ju ż stw ierdzić fakt, że odkryto znów plane­

tę, która otrzym ała nazwę Astrea. Tenże H encke znalazł znów planetę d. 1 lipca 1847 roku, której Gauss dał nazw ę Heba.

W k rótce, bo d. 13 sierpnia 1847 r. H ind od­

nalazł nową planetę, nazwaną Iris. Jedno­

cześnie H in d i V a lz zw rócili uwagę na to, że w poszukiwaniu planet największą w agę przedstawia znajomość dokładna gwiazd w pasie ekliptycznym , g d y ż wskutek nie­

znacznego pochylenia dróg planet w zględem ekliptyki, planety nie bardzo są oddalone od tej ostatniej. T o też rozpoczęto w krótce pracę układania katalogów pasa ekliptycz- nego. W dw a m iesiące później H in d t zna­

lazł znów nową planetę, nazwaną Flora;

ogółem zaś od krył 10 planet. Od tej epoki datuje się coraz większa ilość odkrywanych planet. W r. 1849 znalazł nową planetę

j

Gasparis, k tóry ogółem od krył 9 planet.

Siedemnastą z rzędu planetę Thetis odkrył R obert Lu ther d. 17 kw ietnia 1852 r.; ten ostatni odnalazł ogółem 24 planety.

Dotychczas oprócz nazw y oznaczano jes z­

cze każdą nową planetę zapomocą jakiegoś znaku, jak to ma miejsce dla w ielkich pla­

net. W skutek jednak zb y t w ielkiej liczby tych planet uznano to za zb y t uciążliwe, i w roku 1851 astronomowie R u d o lf W o lf i Gould zaproponowali, aby przed liczbą da­

nej planety umieszczać liczbę kolejną jej od­

krycia, zawartą w nawiasie, np. (17) Thetis.

W k ró tce zaczęto dawać planetom nazw y nie- tylk o z m itologii, i tak p o ja w iły się takie nazw y, jak Heidelberga, Berolina lub Euro­

pa, A sia i inne. Co dotyczę ogólnej nazw y tej grom ady drobnych planet, to W . Her- schel nazwał je aoratami, t. j. niewidzialne- mi, a następnie dał im nazwę asteroid. Inni nazyw ali je planetoidami, lcoplanetami, L it- trow zaś nazw ał je zenaraidami, jako krążą- cem i pom iędzy Jowiszem (Zeus) a Marsem (Ares). Z nazw tych u trzym ały się plane- toidy i asteroidy, lub nareszcie nazwa drob­

nych planet.

Z biegiem czasu odkrycia w zrastały i w ro­

ku 1854 zanotowano po raz pierw szy fakt odkrycia w ciągu jednego w ieczoru dwu planet, m ianowicie L u th er odkrył planetę (28) Bellona, a M arth — (29) A m phitrite.

W k rótce zaś jeden obserwator od krył w cią­

gu jednego w ieczoru dw ie planety, miano­

w icie Goldschmidt, który znalazł d. 19 w rze­

śnia 1857 r. (48) Doris i (49) Pales. Często też zdarzało się, że poszukując jednej ze zna­

lezionych planet znajdowano przypadkow o now ą planetę, ja k to w yd arzyło się astrono­

m ow i Eergusonow i. Odkrycia te nastręczały ogrom ną pracę rachunkową. Trudność zaś w yznaczenia dokładnie następnej opozycyi polegała na tem, że często planetę obserwo­

w ano zaledwie parę razy. T a k np. (41) D a- phne obserwowano zaledwie 4 razy. T o też pow tórnie została znaleziona dopiero po sześciu latach przez Luthra. Tym czasem jeszcze w r. 1857 Goldschmidt w id ział pla­

netę w pobliżu miejsca, w yznaczonego dla

Daphne, i nazw ał ją Pseuclo-Daphne; g d y

490

M 32 zaś po czterech latach znów została odkryta,

okazało się, że nie była to Daphne. Planeta ta z kolei odkrycia była 47, ale, ponieważ w ciągu tych czterech la t odkryto kilka in­

nych planet, by nie zm ieniać rachuby, zosta­

ła oznaczona ja k o (56) Meleta. Przyp a d k i podobne p o w tó rzy ły się i później.

W ob ec ogrom nego nawału pracy rachun­

kow ej ju ż Gauss zalecał, by obserwować ty lk o większe planety i tych ruch ściśle wyznaczać; a o d zyw ały się też głosy, ja k np.

astrononoma Papego, by przerw ać na jakiś czas poszukiwania. A le g ło s y te nie odnio­

sły skutku i liczba odkryć stale wzrastała.

Około r. 1860 w ystępują w tej dziedzinie astronom owie Tem pel, T u ttle i Peters; ten ostatni odkrył około 50 planet. W ie lk ą ilość odkryć zaw dzięczał on bardzo dokład­

nym mapom g w ia zd w pasie ekliptycznym , które sporządzono w obserwatoryum w Litch - field. Około r. 1875 rozpoczyna się okres jeszcze bardziej o b fity pod w zględem odkryć plan et: około osiemdziesięciu od k rył J. Pa- lisa.

Jeżeli zestawim y ilość planet, od k ryw a ­ nych corocznie w ciągu okresu od r. 1852 do r. 1891, otrzym am y rezultat następujący:

1852 8 1862 5 1872 1 1 1882 11

1853 4 1863 2 1873 6 1883 4

1854 6 1864 3 1874 6 1884 9

1855 4 1865 3 1875 17 1885 9

1856 5 1866 6 1876 12 1886 1 1

1857 9 1867 4 1877 10 1887 7

1858 5 1868 12 1878 12 1888 10

1859 1 1869 2 1879 20 1889 16

1860 5 1870 3 1880 8 1890 15

1861 10 1871 5 1881 1 1891 21

3. Zastosowanie fotografii do odkrycia drobnych planet.

Około r. 1850 w ystępuje n o w y czynnik w dziedzinie odkryć drobnych planet, m ia­

now icie fo togra fia . Zastosowana do zd e j­

mowania obrazów sklepienia niebieskiego, fo to g ra fia nie miała początkow o teg o zna­

czenia, jakiem dziś poszczycić się może; po­

czątkow o tylk o jaśniejsze g w ia z d y daw ały obrazy. A w ięc o zastosowaniu fo to g r a fii do poszukiwania tak drobnych ciał, ja k iem i są planetoidy, naw et m ow y b yć nie m ogło.

Ulepszenie datuje się od r. 1871, a zasługi niepoślednie p o łożyli pod tym w zględem bracia H en ry. Zapom ocą ich objektyw u można było podczas ekspozycyi, wynoszącej

45 minut, otrzym yw ać obrazy g w ia zd 12-ej wielkości. P rzyrząd, zapomocą którego usku­

tecznia się zdjęcia, łączy się z mechanizmem zegarow ym ; ruch tego ostatniego powinien odpow iadać pozornemu ruchowi sklepienia niebieskiego. W ów czas obrazy gw iazd przed­

stawiają się ja k o niewielkie krążki, których średnica wzrasta w raz z jasnością gw iazd;

je ż e li zaś w śród fotografow an ych gw iazd znajduje się ciało, zmieniające swe miejsce wśród gw iazd stałych, wówczas obraz tego ciała przedstawi się w postaci niewielkiej kreski, której długość zależy zarówno od szybkości ruchu tego ciała, ja k i od długo­

ści ekspozycyi. N a leży jeszcze zw rócić uwa­

gę, że gw ia zd y stałe działają w ciągu ekspo­

z y c y i na te same punkty kliszy, g d y tym ­ czasem ciała, obdarzone ruchem, zmieniają miejsce swego działania, a zatem działanie ich na kliszę staje się słabszem.

W r. 1886 Roberts znalazł zapomocą fo to ­ grafii .odkrytą ju ż poprzednio planetę (80) Sa- pho, której jednak w ciągu kilku opozycyj nie można było odnaleźć. N ajw iększe za­

sługi w tej dziedzinie położył Maks W o lf w Heidelbergu, który od r. 1891, po udosko­

naleniu swych przyrządów , zajm uje się stale fotogra fią i odkrył ju ż w iele planet na tej drodze. Z w ró c ił on też uw agę na to, że nie należy zadawalać się jednem zdjęciem, trudno bowiem uniknąć wówczas om yłek, np. wskutek skazy na kliszy lub obrazu dwu bliskich gwuazd. Jeżeli zaś otrzym am y dwa zdjęcia jedno po drugiem, wówczas ślad planetoidy na jednej kliszy pow inien być przedłużeniem śladu na drugiej. W ro­

ku 1891 W o lf poszukiwał odkrytej przez Palisę planety (275) Sapientia 10 wielkości, a której później ju ż nie widziano. 20 gru d­

nia tegoż roku znalazł tę planetę, lecz poło­

żenie je j znacznie się różniło od obrachowa- nego. Jednocześnie zaś W o l f znalazł nową planetę, której dał nazwę Brucia. Od tego czasu zaw dzięczam y W o lfo w i w iele now ych planet. W k ró tce i w N icei zastosowano fo ­ tografię do badań nieba, i na polu odkryć now ych planet Charlois p o łożył w ielkie za­

sługi. Obecnie ju ż i w w ielu innych obser- w atoryach prowadzą badania fotograficzne.

(DS)

W e d łu g G. W i l t a streścił Wl. D z.

M 32

491

O. LODGE.

E L E K T R Y C Z N O Ś Ć I M A T E R Y A .

O d czy t w yp ow ied zia n y w K olegiu m w B e lfa ś c ie d. 5 lu tego 1903 r.

(

).

Z daje się, że wszystkie zjawiska elektrycz­

ne zależą od elektronów. W przypadku przew odnictwa gazów , to, co dostrzegam y, jest tylk o biegiem cząsteczek; nazywam ten objaw „sposobem pocisków “ czyli cząste­

czek, będących w biegu swobodnym. GTdy rozw ażam y przew odnictwo cieczy, mamy do czynienia z ładunkami, poruszającemi się powolnie, zatrzym yw anem i przez atomy, które mają przesunąć; ładunki w ięc te prze­

chodzą bardzo powolnie; atom y się zderzają, torując sobie drogę poprzez materyę, p ozo­

stającą w spoczynku; zamiast w ięc przebyć około 1000 m il w ciągu sekundy, nie prze­

byw ają więcej nad jeden cal w ciągu g o d zi­

ny, zresztą ich prędkość zależy od użytego potencyału; taki sposób przenoszenia się ła ­ dunku nazywam „ptasim posiew em 1', co ma oznaczać, że ładunek jest tutaj przenoszony z miejsca na miejsce na podobieństwo tego, ja k ziarno nasienne jest przenoszone przez ptaka. P ta k i i ziarno poruszają się razem dotąd, dopóki nie dojdą do elektrodu, u k tó­

rego elektron zostaje uroniony. W razie przewodnika m etalow ego i w ogóle stałego, atom y nie m ogą się przesuwać, ja k w cie­

czy, m ogą tylk o podlegać m ałym drganiom na swoich miejscach; są one bowiem um iej­

scowione, sztywne, skrystalizowane. G dy elektrony przechodzą przez metal, przeby­

w ają drogę od jed nego atomu do drugiego i niekoniecznie do sąsiedniego; ten sposób przenoszenia się elektronów może być na­

zw any łańcuchowym.

Jeszcze słowo o promieniowaniu. Bez- wątpienia przew odn ictw o objaśnia się w ten sposób, lecz ja k w yjaśnić promieniowanie?

N iedaw no jeszcze prom ieniowanie było za­

gadką. A to m y m ateryi drgają; prom ienio­

wanie zaś jest zbiorem fa l eteru. Sądzono tedy i zdawało się to wówczas naturalnem, że drganie atom ów m ateryi może w yw ołać fale eteru zupełnie w ten sposób, ja k dzwon w yw ołu je fale głosow e w powietrzu. Spo­

sobu powstawania światła nie rozumiano

wówczas jasno; sądzono bowiem, że to coś podobnego do w ytw arzania dźwięku przez dzwon lub przez piorun. W szelakoż pewne doświadczenia, które robiłem w Liverpoolu , wskazały, że m aterya i eter nie są ze sobą w żadnym związku i że sama m aterya nie m oże w yw ołać fa l w eterze. Tak w ięc na­

leży przyjąć, że to nietyle materya, ile ładu­

nek unoszony przez nią podlega drganiom i że tedy prom ieniowanie spowodowane jest nie przez atom, lecz przez elektron, który jest przez ten atom unoszony. I właśnie to w okresie przyśpieszenia pojaw ia się pro­

mieniowanie. G d y atom wprost tylk o prze­

nosi ładunek, niema prom ieniowania. N ic nie ujawnia się w promieniach katodalnych dopóty, dopóki prędkość i kierunek ruchu pozostają niezmienionemi; dopiero, g d y na­

stępuje przyśpieszenie, opóźnienie lub za­

krzyw ienie ruchu, zjaw ia się prom ieniowa­

nie. Elektron m ógłb y także, na podobień­

stwo satelity, krążyć w około atomu, zamiast w prost tylk o drgać. W yw oła łob y to p rzy­

śpieszenie dośrodkowe, które spow odow ało­

b y skutek taki sam, jak przyśpieszenie po­

dłużne.

Lecz, g d y prom ieniowanie spowodowane jes t ruchem okrężnym (orbitalnym ), elek­

tron może ulegać w p ły w o w i pola m agne­

tyczn ego : wszelki ruch elektronu w yw ołu je prąd elektryczny, a prądy podlegają w p ły ­ wom magnesu. Źródło światła, umieszczo­

ne pom iędzy dwuma biegunami magnesu, powinno podlegać pewnym zmianom. F a ­ raday w yk on yw ał m nóstwo doświadczeń w tym w zględzie, lecz bez powodzenia z t e ­ go powodu, że środki, ja k ie b y ły do rozpo­

rządzenia w ow ym czasie, nie były dosta­

teczne. Dzisiaj przy pom ocy siatki R ow - landa widm o otrzym uje się daleko jaśniejsze, tak, że kilka lat temu Zeeman w Am sterda­

mie m ógł stwierdzić działanie m agnetyzm u na światło.

Częstokroć się zdarza, że ludzie genialni przew idują w ięcej, aniżeli współczesna im generacya m oże wypełnić. Rozm aici auto- rowie, a m ianowicie Fitzgerald, Larm or, L o ­ rentz i inni podali teorye tych zjawisk; L o ­ rentz opracował ją wszechstronniej niż inni.

Przedstaw ia się tu przykład bardzo zajm u­

ją c y przepowiedni naukowej. A u torow ie ci

przepowiedzieli, że zjawisko, które zauwa­

492

J\T» 32 ż y ł potem Zeeman, pow inno istnieć, jeżeli

św iatło w yw ołane jest przez elektrony, o ży ­ w ione ruchem obrotow ym . Czas pozw ala m i tylk o na podanie krótk iego objaśnienia.

Objaśnienie to przenosi nas do dziedziny astronomii; było ono dano sześć la t temu przez Stoneya, k tóry w istocie opierał się na zasadach astronom icznych. Określił on w zupełności te zaburzenia, lecz nie p rzy p i­

syw ał ich magnesowi. L a rm o r zaś i inni prze­

ciw nie p rzyp isyw ali je m a g n e s o w i: odgadli oni, że g d y przystosujem y do prądu ok ręż­

nego albo kołow ego potężne pole m agne­

tyczne, okrąg ten (orbita) pow in ien się od­

kształcić (zm ienić kształt); w ogóle pole ma­

gnetyczne w yw ołu je siłę odkształcania. P o ­ n iew aż jednak elektron będący w ruchu po­

siada bezwładność, przeto zastosowanie do niego siły odkształcenia nie pozostaw i go jed y n ie pod działaniem tej siły, lecz prócz teg o przeniesie g o w inne miejsce, podobnie ja k to w idzim y w przypadku planety lub bąka, którym się dzieci bawią. W y tw a rza się ted y ruch, k tóry w astronom ii nazyw a się ruchem precesyjnym (w yp rzedzan ie pun­

któw równonocnych). W szelk ie ciało, bę­

dące w ruchu obrotow ym i obdarzone bez­

władnością, nie podlega w prost działaniu siły perturbacyjnej, lecz zbacza pod kątem prostym . W ten sposób też elektron, będą­

cy w ruchu w irow ym , nie zachow uje tego ruchu g d y siła zacznie działać, lecz obracać się będzie naokoło lin ij m agnetycznych ru­

chem precesyjnym , ruchem, k tóry rozłoży na trz y części linie pierw otne w idm a sło­

necznego.

(Prelegent wykonywa doświadczenie objaśnia­

jące to i pokazuje, że gd y badamy polaryzacyę linij, widzimy, że drgania odbywają się zupełnie tak, jak to było przepowiedzianem).

P rócz tego znaleziono, że z w zajem nej odległości tych linij można obrachować sto­

sunek, zachodzący pom iędzy w ielkością ła­

dunku a bezwładnością tej części m ateryi, która jest w ruchu obrotow ym . Okazało się, że cząsteczki prom ieniujące, czy li elek­

trony, które Loren tz, L a rm o r i inni w p ro­

w adzili do swej teoryi światła, m iały tę sa­

rnę bezwładność i ten sam ładunek, co czą­

steczki prom ieni katodalnych. W szystkie zjawiska, dotyczące przew odn ictw a i pro­

mieniowania, są ściśle związane z tem i naj-

drobniejszem i cząsteczkami, które posiadają zawsze tę samę bezwładność, ten sam ładu­

nek i ten sam stopień prędkości; masa zaś ich stanowi około jednej tysiącznej masy atomu wodoru.

(Pomijając powinowactwo chemiczne i spój­

ność, prelegent roztrząsa inne zjawiska, w yw oły­

wane przez te cząsteczki).

T e cząsteczki zdolne do w yw ołania pro­

m ieniowania w idzialnego, w yk on yw ają swo­

je obroty z ogrom ną prędkością. Liczba drgań, w ytw arzających światło widzialne, w yn osi od 400 do 800 trylion ów na sekundę i, jak k olw iek cząsteczki te nie oddalają się na znaczne odległości od atomu, wszelakoż muszą się poruszać z nadzwyczajną szybko­

ścią, z tego w ynika, naturalnie, że niektóre z nich odryw ają się od atomu i uchodzą. T o zajść może z rozm aitych przyczyn : uchodzą one np. pod działaniem św iatła ultrafioleto­

w ego i w tedy w ytw arzają elektryczność od- jem ną. L ec z są ciała, które w yd zielają te cząsteczki bez zew nętrznego pobudzenia.

P ierw szem ciałem, w którem odkryto tę własność jest uran. O d y umieścimy blasz­

kę glinow ą, albo też inną przegrodę pom ię­

dzy kaw ałkiem uranu a p łytą fotograficzną, ta ostatnia ulegnie zmianie, ja kby pod dzia­

łaniem światła. Zjaw isko to od krył Becque- rel i nazwał je prom ieniowaniem m ateryi.

Russell w badaniach swoich znalazł też roz­

m aite ciała, posiadające własność w yd ziela ­ nia pew nych promieni. P rzed m iot ten jed ­ nak został najdalej posunięty i najlepiej roz­

w in ięty przez pana i panią Curie, którzy odkryli polon i rad. Szczególniej to ostat­

nie ciało posiada własności uranu w w yso­

kim stopniu. Prom ienie, w ydzielane przez te ciała godne są zastanowienia; m ają one własności przenikania w najw yższym stop­

niu i posiadają bardzo znaczne natężenie, naw et większe niż prom ienie X , wydzielane przez rurkę Roentgena. Prom ienie radu przenikają nietylko płytk i z glinu i drzewa, lecz nawet płytk i z ołowiu grube na 3/8 cala i po tem wszystkiem pozostała w nich siła przenikania jes t jeszcze tak znaczna, jak prom ieni w ydzielanych przez uran. N ależy bliżej zbadać mechanizm, który powoduje w ydobyw anie się tak znacznej ilości prom ie­

ni, zanim można będzie w yrobić sobie do­

kładne pojęcie o tem zjawisku. W y d a je się

Ma 32

493 ono pewnego rodzajn w yparow yw aniem elek­

tryczności, w ydzielaniem cząsteczek.

Są trz y rodzaje prom ieniowania : 1) pro­

mieniowanie, w którem cząsteczki w yd ziela­

jące się są w net powstrzym ane przez prze­

szkody: są to prom ienie pochłaniane; 2) pro­

mieniowanie, w którem cząsteczki w yd ziela­

jące się m ają szczególniejszą własność p rze­

nikania i 3) zw y k łe promienie X . Prom ie­

nie X są to fa le eteru; nie stanowią one światła, lecz coś w tym rodzaju. Prom ienie przenikające są to elektrony, które się ode­

rwały. N ajbardziej godne uw agi są pro­

m ienie pierw szego rodzaju, m ianowicie te, które z łatwością są powstrzym ywane; one to bowiem są w yw ołan e przez atom y mate- ryi, w ydzielające się z prędkością, którą można porównać z prędkością światła. P o raz to pierw szy m aterya okazuje się o ży w io ­ na taką prędkością. P . Rutherford z M o n t­

realu w ym ie rzy ł prędkość i masę tych czą­

steczek łatw o pochłanianych. Z pom iarów tych w ynika, że sąto atom y m ateryi, które poruszają się z prędkością, wynoszącą jednę dziesiątą część prędkości światła. P rz y jm u ­ ją, że w szystkie ciała ogrzane i wszystkie ciała naładowane elektrycznością odjem ną w ydzielają te cząsteczki. Działalność pro­

mienista (radioaktywność) przedstawia się zupełnie w tej samej postaci. K rop le pada­

jącego deszczu posiadają tę działalność;

liście drzew i większość ciał, w ystaw ionych na działanie słońca, są radioaktywnem i;

trudnoby znaleźć ciało, które nie b yłoby do pewnego stopnia radioaktyw nem i najczę­

ściej zdarzający się sposób powstawania ra­

dioaktyw ności zdaje się polegać na odryw a­

niu się elektronów, w yw ołanem przez siłę odśrodkową, albo też przez spotykanie się atomów.

W ielkość elektronów można w yznaczyć na zasadzie hypotezy, że atom m ateryalny składa się z nich, ja k rów nież na zasadzie hypotezy, że bezwładność m ateryi jest elek- tyczną, czyli inaczej, że składa się z bez­

władności ładunków elektrycznych na tych elektronach. Oczywistość tego przedstawia się sama przez się : są pow ody, na zasadzie których należy wnosić, że bezwładność elek­

tryczna jest jed yn ie istniejącą bezwładno­

ścią, i to p o w od y nietylko filozoficzne, ale i takie, które zostały stwierdzone bezpo-

średniemi doświadczeniami fizycznem i. N a tych to zasadach można z łatwością w yzn a ­ czyć wielkość elektronu. U w ażając średni­

cę je g o za niewiadomą, a znając ładunek i masę, można obliczyć wielkość tej średni­

cy. Jest ona przynajm niej jedną stotysięcz- ną częścią średnicy atomu, w przeciwnym razie nie m iałaby dostatecznej bezwładności.

E lektrony są ciałami najmniejszemi ze wszystkich ciał, jakie znamy.

B y ł czas, g d y atom przedstawiał granicę rozdrobnienia, m ateryi; w rzeczy samej, nie jest on wielkim , wszelako, w porównaniu z elektronem ma wielkość dość znaczną.

A b y uprzytom nić sobie stosunek wielkości atomu i elektronu, w yobraźm y sobie, że elek­

tron ma wielkość punktu drukarskiego, w te­

d y wielkość atomu przedstawi się jako bu­

dynek, m ający 160 stóp długości, 80 szei-o- kości i 40 wysokości, a ponieważ w atomie wodoru jest około 1000 elektronów, przeto w yobraźm y sobie te 1000 punktów rozrzu­

conych wewnątrz tego budynku, a w yrob im y sobie pojęcie stosunku elektronu do atomu.

W istocie atom jest zajęty przez elektrony, posiadające znaczną energię i rzutkość, ja k ­ k olw iek są małe. Zajm ują one atom zupeł­

nie tak, ja k żołnierze zajm ują pewien kraj, to znaczy, że nie pozostawiają żadnej m iej­

scowości otwartą. Zupełnie tak i elek tro­

ny posiadają energię, mocą której nie pozo­

stawiają żadnej części atomu otwartą; czy ­ nią tedy atom nieprzenikliw ym , ja k rów ­ nież nadają mu i inne własności, m iędzy niem i i możność działania chemicznego. Ze pow inow actw o chemiczne jest siłą elektrycz­

ną, to przyznawano ju ż oddawna. H um - phrey D a v y ju ż to przypuszczał. Sądzę, że g d y b y atom zaw ierał w sobie nadmiar elek­

tronów , albo też zamało ich, nie posiadałby wcale siły chemicznej. A to m m oże posia­

dać siłę molekularną (m iędzycząsteczkową), która jest spójnością; to pytanie m ożnaby wyjaśnić obszernie, gdyż, podług mnie, i spójność także można uważać za objaw elektryczny, lecz nie w tem znaczeniu, że jest to przyciąganie pom iędzy elektryczno­

ścią dodatnią a odjemną.

Związek, zachodzący pom iędzy elektro­

nem a atomem, stanowi przedm iot nadzw y­

czaj godn y uwagi. W szelakoż nie należy

sądzić, że elektron pozostaje w atomie nie­