Dziwy przyrody : z 38 rys. oraz z 109 ilustracjami na 48 tablicach

D Z I W Y P R Z Y R O D Y

J J o l r

y/łbolztfijłerz-oi CJlszeursliLecjo

UjutmA^ot U l kloi^yu^. (7

B I B L I O T E K A W I E D Z Y T O M ¹⁵

ELLISON HAWKS

D Z I W Y P R Z Y R O D Y

Z 38 RYS. O R A Z Z 10? ILUSTRACJAM I N A 48 T A B L IC A C H

PRZEŁO ŻYŁ

D R . F E L IK S R U T K O W S K I

W Y D A N I E D R U G I E

T R Z A S K A , E V E R T i M I C H A L S K I S. A.

W A R SZ A W A , K R A K O W S K IE P R Z E D M IE Ś C IE 13 G M A C H H O T E L U E U R O P E JS K IE G O

THE BOOK OF NATURAL WONDERS.

WSZELKIE PR A W A ZASTRZEŻO N E

D R U K A R N IA N A R O D O W A W KRAKOW IE

S P I S R Z E C Z Y

R o z d z ia ł Str-

I. Z IE M IA J A K O P L A N E T A ... 1

1. G w i a z d y ... 1

2. O rb ita z i e m i ... 6

3. G lob z i e m s k i ... 13

4. P o m ia r y z i e m i ... 18

5 . S z e r o k o ść i d ł u g o ś ć ... 21

6. M asa i g ę s t o ś ć z i e m i ... . . . 2G II . D Z I W Y S K A Ł ...{ ' Y 30 1. C iep ło ta z i e m i ...v , . . . 30

2. W ie k z ie m i ...V . '..C 35 3 . C zego u czą n a s s k a ł y ... V ' ? ' . . 38 4 . P ie r w sz e is t o t y ż y j ą c e ... 46

5. Z ja w ie n ie s ię c z ł o w i e k a ... 53

I I I . N A T U R A W R O L I N I S Z C Z Y C I E L A ... 59

1. D e n u d a c ja a t m o s f e r y c z n a ... 59

2 . D e n u d a c ja r z e c z n a ... 64

3. D e n u d a c ja lo d o w c o w a , o su w isk o w a i m o rsk a . 70 IV . N A J W Y Ż S Z E G Ó R Y ... 8 0 1. W n ę tr z e z i e m i ... 8 0 2 . Z d o b y w a n ie s z c z y t ó w a l p e j s k i c h ... 86

3. H im a la je i M o u n t E v e r e s t ... 96

4. K i li m a n d ż a r o ...103

Y . T R Z Ę S I E N I A Z IE M I ...107

1. P r z y c z y n y tr z ę s ie ń z i e m i ... 107

2 . S k u tk i tr z ę s ie ń z i e m i ... 110

3. J a k się n o tu je tr z ę sie n ia z i e m i ...113

4 . S ły n n e tr z ę s ie n ia z i e m i ... 119

R o z d z i a ł Str.

V I. W U L K A N Y C Z Y N N E I W Y G A S Ł E ...129

1. S ły n n e w u lk a n y ...129

2 . W e z u w ju s z ... 139

3 . E tn a ... 147

4 . O d k o p y w a n ie z a s y p a n y c h m i a s t ...149

5 . W u lk a n y H a w a i ... 153

6. K r a k a to a ... 159

7. W y b u c h n a M a rty n ice ... 166

V I I . G O R Ą C E Ź R Ó D Ł A , G E J Z E R Y I Z N I K A J Ą C E W Y S P Y ... 168

1. G orące ź r ó d ł a ... 168

2 . G e j z e r y ... 171

3 . J e z io r o A s fa lto w e n a T r in id a d z ie . . . . . . 176

4 . Z n ik a ją ce w y s p y ... 180

V I I I . P Ł A S K O W Y Ż E , R Ó W N I N Y I P R E R J E . . . . 187

1. P ła s k o w y ż e i r ó w n in y ... 187

2 . T u n d r y i s t e p y ...190

3. C zerw o n o sk ó rzy i b a w o ł y ... 196

4 . O s a d n ic tw o n a p rerja ch k a n a d y j s k i c h ...204

I X . W I E L K I E P U S T Y N I E Ś W I A T A ...2 07 1. S a h a r a ... 2 0 7 2 . P u s ty n ie a r a b s k i e ...211

3. D ź w ię c z ą c e p i a s k i ... 2 1 8 4 . P u s ty n ia G o b i ... 2 2 4 5 . P o d b ó j D o lin y Ś m ie r c i... . 22 6 X . K R A T E R M E T E O R Y C Z N Y W A R I Z O N I E . . . 231

P R Z E D M O W A

W baśniach staro ży tn o ści mówi się o ziem i jak o o ży­

w ej, obdarzon ej czuciem istocie. I chociaż w w iekach późniejszych poczęto uw ażać ją za „ m a rtw ą “ i niepodle- g a ją c ą zm ianom , p rzy ro d n ik dzisiejszy wie doskonale, że sta ro ż y tn i byli bliżsi p raw d y , i że ziem ia je s t niem al rów nie

„ożyw iona“, ja k jak ak olw iek roślina lub zwierzę.

Ziem ia nig d y nie pozostaje w spokoju, lecz podlega zm ianom ciągłym , ta k je d n a k pow olnym , że niem al nie­

d o strzeg aln ym dla m ieszkańca jej pow ierzchni. K ażda o k ru szy n a m a te rji, z k tó rej składa się ziem ia, istn iała pierw otnie w in n y m stan ie, niż ten , w k tó ry m zn ajd u je się obecnie. To, co je s t dzisiaj ciałem stałem , było niegdyś p ły n n e. Gdzie dzisiaj z n a jd u je się ląd, ta m niegdyś było dno oceanu. D aw niejsze b u jn e lasy są dzisiaj p ok ładam i węgla, zagrzebanem i niejed n o k ro tn ie na setki m etrów pod pow ierzchnią ziem i. Ł a ń cu ch y górskie, wyższe od Alp dzisiejszych, zo stały s ta r te z pow ierzchni ziem i, a szczątki ich, zniesione do dalekich m órz, s ta n ą się ją d re m gór przyszłości.

N ieu stan n a działalność n a tu r y ciągnie się poprzez wieki, i żaden w ysiłek ludzi w strzy m ać jej nie m oże.

Ziem ia, podobnie ja k inne ciała niebieskie, a m oże n a w e t ca ły w szechśw iat, podlega procesom ewolucji. B adanie ty c h zm ian i procesów stanow i przed m io t jedn ej z n a jp o ­ w abniejszych gałęzi wiedzy, której najogólniejsze w yniki sta ra łe m się przedstaw ić w niniejszej książce, opisując n iek tó re dziw y n a tu ry , dające się obserw ow ać niem al wszędzie n a pow ierzchni ziem i. W książce ta k ic h rozm ia­

rów ja k n iniejsza m ożna tylko pobieżnie d o tk n ąć n a jb a r­

dziej rzu cający ch się w oczy dziwów n a tu ry . Czynię to je d n a k w nadziei, że obudzę w ten sposób zainteresow anie czy telnika. Jeżeli mi się to u d a, i zachęcę Go do dalszych stu d jó w n a d ty m zajm u jący m przedm iotem , książka m oja osiągnie cel, do którego dążyła.

E lliso n Hawks

T A B L IC A L

A. C zęść D rogi M lecznej w p o b liż u g w ia z d y T h eta O p liiu ch i.

T u gwiazdy tak gęsto skupione, żc niesposób odróżnić poszczególnych gwiazd.

B. S k u p ie n ie g w ia zd w g w ia z d o z b io r z e H e rk u lesa .

Poniew aż każda gwiazda jest słońcem , podobne skupienia sta­

nowi«! in n e wszechświaty.

T-4. B r z e g cien ia ziem i na k się ż y c u w c za sie jeg o z a ć m ie n ia .

13. M gław ica sp iraln a w W ie lk ie j N ie d ź w ie ­ d z ic y (U rsa M ajor).

N a fotografii widać środkow a owalną masę oraz długie odgalę- zienia m aterji mgławicowej. Są to zgęszczenia, stanowiące za­

pew ne zaczątki gwiazd.

R O Z D Z I A Ł P I E R W S Z Y

Z I E M I A J A K O P L A N E T A

9 1. G w ia z d y .

W ciem ną, pog od n ą noc zim ow ą niebo sk rz y się gw ia­

zdam i o ró żn y m sto p n iu b lask u : p o czyn ając od d robnych punk cikó w św ietlnych aż do tak ic h jarz ąc y c h się słońc, ja k Syrjusz, K apella lub A ld eb aran . G dy b yśm y sp y ta li kogo, ile je s t gw iazd w idocznych na niebie, odpo­

w iedziałby praw do p odo b nie: „Och, zapew ne m iljo n y !“

T ak a ocena b y łab y je d n a k n ajzupełniej błędna, gdyż n aw et osoba o o stry m w zroku bez pom ocy p rzy rząd ó w o p tycznych nie p o trafi jednocześnie odróżnić więcej, niż ty siąc pięćset gw iazd. I to w pogodną, bezksiężycow ą noc, gdyż p rzy św ietle księżyca, a n a w e t p rzy lekkiem zam gleniu, ilość gwiazd w idzialnych okiem n ieuzbrojonem zm niejsza się do połow y.

G w iazdy podzielono na wielkości n a p o dstaw ie ich w i­

docznego b lasku, nie biorąc w rach u b ę ich w ym iarów rzeczyw istych. Zauw ażono, że ilość gwiazd zwiększa się w m iarę zm niejszania się sto p n ia ich b lasku, ta k m ian o ­ wicie, że ilość gw iazd każdej wielkości je s t w przybliżeniu trz y k ro tn ie większa od ilości gw iazd wielkości poprzedza­

ją c e j. A więc n a firm am encie z n a jd u je się około dw udziestu gw iazd pierwszej wielkości, pięćdziesiąt dwie — drugiej, 190 — trzeciej, 530 — czw artej, 1620 — p ią te j, 4850 — szóstej i t. d. Osoba o do b ry m w zroku w idzi gw iazdy do p iąte j wielkości włącznie, dla w yjątk ow o ostrego w zroku s ą w idzialne i gw iazdy szóstej wielkości. J e s t to jed n a k g ranica, k tó rej przekroczyć nie m ożem y bez posiłkow ania się narzędziam i optycznem i.

Użycie lo rn e tk i um ożliw ia n a m odróżnienie dw adzieścia pięć ra z y większej ilości gwiazd (t. j. około czterdziestu

D ziw y przy ro d y 1

tysięcy), niż okiem nieuzbrojonem , a n a w e t m ała lu n e ta , np. o średnicy 2,5 cala, pozw ala w idzieć gw iazdy jed en astej w ielkości. P rz y pow iększaniu śred nicy o b jek ty w u lu n ety zw iększa się i ilość w idzialnych przez n ią gw iazd (tabl. I A).

Przez jed e n z n ajp o tężn iejszy ch in stru m e n tó w , czterdziesto- calow y re fra k to r ob serw ato rju m Y erkes w S ta n ac h Zjed­

noczonych, w idać 100.000.000 gw iazd, a przez 100-calową lu n etę o b serw ato rju m na M ount W ilson w K alifornji m ożna w idzieć i fotografow ać p o n ad biljon gwiazd! Czy te n s ta ły po stęp w zw iększaniu się ilości gw iazd trw a i n a d a l, innem i słowy, czy w szechśw iat je s t nieskończony, czy te ż nie, je s t sp raw ą sporn ą, z a jm u ją c ą obecnie u m y sły m a te m a ­ ty k ó w i uczniów słynnego E in ste in a . P ozo staw m y to zag ad ­ nienie ty m naukow com , gdyż um yst przeciętnego czytel­

n ika, ju ż i ta k d o stateczn ie p rzeładow any, nie m oże pod ążać za w y traw n y m m yślicielem w te niezgłębione otch łan ie.

T ak olbrzym ia ilość gwiazd unoszących się w p rze ­ strzen i nasuw a z n a tu r y rzeczy p y tan ie , czy nie m oże n a stą p ić zderzenie pom iędzy pew nem i gw iazdam i. Acz­

kolw iek, zasadniczo, m ożliwość zderzenia nie je s t w y­

łączona, je d n a k , wobec bezkresności p rzestrzeni — w szak zapew ne nie m a ona ani p o czątk u , ani końca — p rzy p a d e k ta k i nie je s t p raw d o pod o b ny . N aw et g d y b y przestrzeń nie b yła nieskończona, to je d n a k je s t ona ta k olbrzym ia, że tru d n o laikowi zdać sobie spraw ę z jej ogrom u i m ałego p raw do p o do b ieństw a sta rc ia się pom iędzy szy bu jącem i w niej ciałam i niebieskiem i. U trzy m u ją, że gw iazdy są rozrzucone na ta k w ielkich przestrzen iach , iż m ożliw ość starcia się dw óch gw iazd je s t rów nie m ała, ja k m ożli­

wość kolizji m iędzy trzem a m ucham i, odbyw ającem i ewolucje lotnicze na przestrzen i rów nej całem u lądowi europejskiem u. Szanse są isto tn ie nikle.

W y d aje się nam , że gw iazdy jasn e są bliższe, niż gw iazdy o słaby m blasku, lecz rzecz się ta k m a niezawsze. N iektóre ze św ietniejszych gw iazd są większe lub p o siad ają blask

Ziemia jako planeta 3

silniejszy, a z n a jd u ją się znacznie dalej niż inne, słabsze gw iazdy, zaw dzięczające swój słab y b lask nieznacznym w ym iarom lub m niejszem u n atężen iu św iatła. N ap rzy k ład gw iazda P ro x im a je s t dziesiątej wielkości i, wobec tego, niew idzialna golem okiem . J e s t ona je d n a k je d n ą z n a j­

bliższych n a m gw iazd, gdy n a to m ia s t S yrjusz, n ajśw iet­

niejsza gw iazda na niebie, z n a jd u je się dw a raz y dalej.

P ozory m ylą, i p rz y ocenianiu odległości gw iazd m ożem y polegać ty lk o n a ścisłym ra c h u n k u astron o m iczn ym .

W szystk ie gw iazdy są słońcam i lub p o ten cjaln em i słoń­

cam i i, odw rotnie, nasze słońce je s t gw iazdą. Z gw iazdy najbliższej z ie m i1 — słońce nasze w y g ląd ało by , ja k jed n a ze św ietniejszych gw iazd, z in n y ch — m iało by w ygląd nie­

p ozorny i b y ło by zagubione w śród ty sięcy in n y ch słońc na niebie. T ylko nasza stosunk o w a bliskość od słońca czyni je t a k w ielkiem i znacznem dla nas, p o m ijają c , oczywiście, to, że je s t ono dla n as najw ażniejszem ze w szystkich ciał niebieskich, gdyż bez jego św iatła i ciepła nie b y ło b y życia na ziem i.

Jeszcze m niejszą rolę we wszechświecie odgryw a te n św iat, na k tó ry m żyjem y. J e s t to ty lk o p la n e ta , i to jed n a z m n iejszych, k rąż ą c a naokoło słońca w tow arzy stw ie ośm iu in n y ch p la n e t o raz pew nej ilości asteroidów , k o m et i m eteorów . Ta rod zina niebieska, k tó rą m ożna porów nać z d ro b n iu tk ą w y sp ą, zarzuco n ą w śród niezm ierzonego oceanu p rzestrzeni, nosi m iano U k ładu Słonecznego.

W szystkie p la n e ty k rą ż ą naokoło słońca po elip tycznych drogach czyli o rb ita eh . W szy stkie o rb ity p la n e t są m niej lub więcej ek scentryczne, nie p rze c in a ją się ze so b ą i m a ją jed n o ognisko w spólne, leżące w śro d k u słońca. Odległości o rb it p la n e ta rn y c h od słońca zw iększają się stopniow o

1 Z n a jd u ją c e j się o d n a s w o d le g ło śc i w y n o s z ą c e j o k o ło 2 7 2 .0 0 0 je d n o s te k a s tr o n o m ic z n y c h (6 3 .3 1 0 je d n o s te k a str o n o m i­

c z n y c h = 1 ro k o w i św ia tła , t .j . o d le g ło śc i, k tó r ą p r z e b y w a w p rze­

cią g u ro k u św ia tło , r o z p r z e str z e n ia ją c e się z sz y b k o ś c ią 3 0 0 .0 0 0 k m n a se k u n d ę . O d le g ło ść ta ró w n a s ię 9 .4 0 8 .0 0 0 .0 0 0 .0 0 0 k m ).

J O W I S Z

S A T U R N

U R A N

N E P T U N

PLU TO N

w pew nym sto su n k u praw idłow ym (rys. 1). Czas p o trz e b n y na to , a b y p la n e ta u sku teczn iła całk ow ity swój obieg, zależy

od jej odległości od słoń­

ca. Ziemia, będąca trz e cią zkolei p la n e tą od słońca, p o trz e b u je 365% dni na d okonanie całkow itego obiegu, gdy n a to m ia s t obieg M erkurego, n a jb liż ­ szej słońcu p la n e ty , trw a tylko 88 dni, obieg zaś P lu to n a , n ajd alszej p lan e ­ t y — 250 la t. Dość tru d n o u p rzy to m n ić sobie, że zie­

m ia: 1) biegnie w p rze ­ strzen i w raz z całym u k ła ­ dem słonecznym z sz y b ­ kością około 1.200 k m n a m in u tę, 2) jednocześnie obiega naokoło słońca z szybkością około 1600 km n a m in u tę i wreszcie 3) o b raca się naokoło swej osi z szybkością w yno­

szącą dla każdego p u n k tu rów nika 1600 km na go­

dzinę. W przeciw ieństw ie do słońca, k tó re , ja k wi­

dzieliśm y, je s t gw iazdą, p la n e ty są św iatam i i nie w yprom ieniow ują an i św iatła, ani ciepła. Nie w iem y, czy istn ie ją p la n e ty krążące naokoło in n y ch g w ia z d 1 i czy istn ieje życie na

R ys. 1. — S y stem słoneczny.

N a tym diag ram ie ani p lan ety , an i ich o rb ity n ic są w yobrażone w rzeczyw istym stosunku.

1 W e d łu g o b e c n y c h p o g lą d ó w ty lk o n ie lic z n e g w ia z d y p o sia ­ d a ją k rą żą ce n a o k o ło n ich p la n e ty .

Ziemia jak o p lan eta 5 in n y ch p lan e tac h , należących do u k ład u słonecznego.

Te in teresu jące zagadn ienia nie z a jm u ją nas w n in iej­

szej książce, gdyż właściwie należą one do dziedziny astro n o m ji.

Słońce je s t najw iększem ciałem w układzie sło­

necznym . Jego średnica w ynosi 1.390.000 km , czyli je s t 109.1 ra z y w iększa od średn icy ziem i. Poniew aż pow ierzchnia kuli w z ra sta w sto su n k u p ro sty m do k w a­

d ra tu jej prom ienia, p rzeto pow ierzchnia słońca je s t 109.12 raz y większa od pow ierzchni ziemi, czyli p o ­ w ierzchnia słońca je s t około 12000 raz y w iększa od p o­

w ierzchni ziemi.

Chcąc p rzed staw ić te n sto su n ek n a m odelu, należałoby k ulę re p re z e n tu ją c ą słońce uczynić o śred n icy dziewięciu stó p (2.74 m), a w te d y k u lk a w y o b rażająca ziem ię m ia ła b y ty lk o jed e n cal (25.4 m m ) średnicy. D la zachow ania w łaści­

w ych sto su nkó w odległości, należało b y ku lk ę w y o b rażającą ziem ię um ieścić w odległości 297 m od kuli p rzedstaw iającej słońce, co w danej skali od pow iadało b y odległości ziem i od słońca, w ynoszącej około 149.000.000 km . Mówiąc n aw ia­

sem , n a m odelu w tejże skali n ajbliższa gw iazda b y łab y oddalo n a o 80.000 km !

Słońce n ieu sta n n ie w yprom ieniow uje sw oją m a te rję w p o sta c i ciepła, św iatła, prom ieni chem icznych lub m oże, p o n a d to , w p o staci in n y ch form energji, doty chczas nam niezn an y ch . Ilość w yprom reniow anej m a te rji słonecznej sz ac u ją n a 300.000.000.000 to n n dziennie. K ula słoneczna je s t je d n a k ta k olbrzym ia, że, n a w e t p rzy ta k silnem p ro ­ m ieniow aniu, m asa słońca jeszcze nie ulegnie w idocznem u zm niejszeniu po upływ ie 3.000.000.000 łat! Słońce w ysyła sw ą energję we w szystkich k ieru n k ach i znaczna jej część pozornie ginie w p rzestrzeni. T ylko d ro b n a część (około 1/1.980.000.000) ty c h życiod ajn y ch prom ieni p a d a na zie­

m ię; a je d n a k stan ow i ona o życiu zarów no roślin, ja k i zw ierząt naszej p lan ety .

2. O r b i t a z ie m i.

Poniew aż ziem ia obiega naokoło słońca po drodze zlekka elipty cznej, odległość jej od słońca, w zależności od położenia na orbicie, w aha się w granicach około 4.800.000 km . Średnia odległość ziemi od słońca w ynosi 149.000.000 km . Pociąg pośpieszny, id ący z szybkością 100 km na godzinę i biegnący n ieu stan n ie dzień i noc, p o trzebo w ałb y 175 la t n a przebycie drogi, dzielącej ziemię od słońca. Pocisk a rm a tn i, w ystrzelo ny z ziem i, dobiegłby do słońca po upływ ie 4 % la t. Św iatło, ro zp rzestrze­

niające się z szybkością 300.000 km n a sekundę, dochodzi od słońca do ziem i dopiero po upływ ie 499 sekund. Rzecz ciekaw a, że ziem ia z n a jd u je się najbliżej słońca w p o c z ątk u roku, n ajd alej zaś w lipcu. Odległość p rzeto ziem i od słońca nie m a nic w spólnego z poram i roku, gdyż inaczej najcieplej b y łob y u nas w styczn iu, a najchłodniej w lipcu.

S ta ro ż y tn y m zdaw ało się, że słońce k rą ż y naokoło ziem i, i dopiero M ikołaj K o p ern ik (1473— 1543) udow odnił, że słońce je s t ośrodkiem , naokoło którego k rą ż ą ziem ia i inne p lan e ty . T eorja K opernik a, ja k zwie się ona obecnie, znalazła gorliwego obrońcę i rzecznika w osobie słynnego Galileusza (1564— 1642), którego pism a w ty m p rz e d ­ miocie zaprow adziły wreszcie w 1616 r. przed T ry b u n a ł Inkw izycji. O trzy m ał on ■wtedy surow ą n ag an ę i polecenie zap rz e sta n ia o b ro n y i propagow ania te z y o krążeniu ziemi naokoło słońca. Nie wolno m u było n a w e t pod grozą k a ry ciężkiego w ięzienia dy sk u to w ać n a te n te m a t. Przez pewien czas w szystko było dobrze, lecz w 1633 r. Galileusz z p o ­ w odu swoich pism p o padł ponow nie w z a ta rg ze Św iętym T ry b u n ałem . S taw iony przed Inkw izycję, m usiał odw ołać swoje tw ierdzenie o obiegu ziem i naokoło słońca i w y ro­

kiem T ry b u n a łu był uw ięziony ponow nie. A toli po upływ ie ro k u pozwolono Galileuszowi pow rócić do swego dom u w A rcetri, gdzie u m arł w kilka la t później. R uch ziemi naokoło słońca je s t p rzy c z y n ą zjaw iska, że gw iazdy wscho-

Ziemia jak o p lan eta 7 dzą co noc o cztery m in u ty później — o okres czasu, o d p o w iad ający łukow i, o k tó ry ziem ia w ciągu doby p rze ­ sunęła się po swej orbicie. W ciągu m niej więcej m iesiąca te n ruch spraw ia d o strzeg aln ą zm ianę w w yglądzie nieba

i pow oduje zjaw ianie się in n y ch gw iazdozbiorów w różnych p o rach roku. W łaśnie przez obserw ow anie ciągłych zm ian w gw iazdozbiorach sta ro ż y tn i astronom ow ie m ogli w y­

kreślić p ozorną drogę słońca p om iędzy gw iazdam i. Ta d ro g a, czyli raczej pas gw iazd, z n an a je s t pod m ian em j i Z odjaku, nazw y pochodzącej od greckiego w y razu z o d i a - k o s (pas zw ierząt), poniew aż n iek tó re z k o n stelacy j, leżą­

c y c h w obrębie tego p asa, noszą nazw y zw ierząt (rys. 2).

W iem y obecnie, że w schód i zachód słońca są w yw ołane o b ro tem ziemi naokoło osi, i że sam o słońce nie posuw a się po niebie, choć ta k n a m się w y d a j e . T en dzienny ruch słońca by ł dla sta ro ż y tn y c h n ierozw iązalną zag ad k ą. N ie­

k tó rz y z nich przypuszczali, że gdy słońce zachodzi, to z a n u ­ rza się ono w w ody oceanu i siada do łodzi boga W ulk ana, k tó ry poprzez ciem ną północ przew ozi je szybko na w schód, a b y z n a sta n iem nowego dnia mogło znów rozpocząć swą codzienną w ędrów kę po sklepieniu n ieba. G recy sądzili, że H eljos, bóg słońca, codziennie przejeżdża w zło ty m wozie przez niebo, w nocy zaś tę sam ą podróż odbyw a w srebrn ym wozie jego sio stra Selene, bogini księżyca. N aw et później, gdy było ju ż w iadom o, że ziem ia nie je s t płask a, lecz k u lista, w yobrażano sobie, że je s t ona ośrodkiem w szech­

św iata, a gw iazdy są przym ocow ane do m aterjaln eg o fir­

m am e n tu . P o słu g ując się w ynalezioną przez siebie lu n etą , Galileusz o d kry ł, że p lam y słoneczne przesu w ają się po ta rc z y słońca, co w skazuje na to , że słońce, podobnie ja k ziem ia, o b raca się naokoło swej osi.

Z apom ocą dośw iadczenia,1 w ykonanego po raz pierw szy w 1851 r. przez słynnego francuskiego fizyka, Leona F o u c a u lta , dzisiaj z łatw ością m ożem y udow odnić, że ziem ia o braca się naokoło osi. F o u c a u lt zawiesił pod ko p u lą P a n te o n u w P a ry ż u na drucie długości G7 m etrów kulę żelazną w agi 28 kilogram ów , o p a trz o n ą u dołu ostrzem . Całość stan o w iła olbrzym ie w ahadło, k tó re, w prow adzone w ruch , znaczyło p rzy k ażd em w ahnięciu ślad na p iasku, k tó ry m b y ła p osy p an a p o sad zk a (rys. 3). Po zawieszeniu w ahadło odciągnięto n a b o k i przyw iązano szn urem do jed n ej z ko lum n gm achu. G dy w ahadło się uspokoiło, p rze ­ palono sznur, a b y bez w strząsu w prow adzić je w ru ch . K ażde w ahnięcie tego olbrzym iego w ah ad ła trw ało osiem sekund . J u ż po kilku m in u ta c h m ożna było spostrzec, że

1 D o ś w ia d c z e n ie F o u c a u lta p o le g a n a w ie lo k r o tn ie s tw ie r ­ d z o n y m fa k c ie , ż e p ła s z c z y z n a w a h a ń w p r o w a d z o n e g o w ruch w a h a d ła n ie u leg a z m ia n ie (prz. tłu m .).

Ziemia jak o p laneta 9 ku la znaczyła ślad na piasku w innein m iejscu, niż poprzednio (rys. 4). P o ­ niew aż płaszczyzna w ah ań w ah adła nie uległa zm ianie, zjaw isko to mogło być spow odow ane jed y n ie o b ro tem ziemi naokoło osi. Cała ziem ia w raz z P a n te o ­ nem o b racała się w k ieru n k u przeciw ­ n y m ruchow i skazów ek zegara pod nie­

zm ienną płaszczyzną w ah ań w ah ad ła.

G dyby dośw iadczenie F o u c a u lta było w y konane n a

biegunie, p o k ry ta piaskiem pow ierz­

chnia, n a k tó rej kula znaczyła śla­

dy, u sk u teczn iłab y pod w ahadłem cał­

kow ity o b ró t o 360°

po upływ ie 23 godzin 56 m in u t i 4,091 sek., t. j.

po upływ ie ta k zwanej doby gw iazd o w ej1 w ahadło p o ­ nownie znaczyłoby ślad w tem sam em m iejscu, co i w chwili rozpoczęcia dośw iadczenia. Na biegunie północ­

1 Są p ew n e p o d s ta w y do p r z y p u sz c z e n ia , ż e ziem ia o b ecn ie ob ra­

ca się n a o k o ło sw ej o si w o ln ie j n iż n ie g d y ś . P o n ie w a ż to zw o ln ien ie ru chu o b r o to w e g o ziem i w y n o s i m n iej n iż V200 se k u n d y -^ a stu le c ie , o b serw a cje m u sz ą b y ć p r o w a d z o n e p rzez s to s u n k o w o d łu g i ok res c za su , a b y w y k r y ć ró żn icę . P r o w a d z i się je w sp o só b n a s tę p u ją c y : P o tę ż n a sta c ja ra d jo w a w B o r d e a u x w y s y ła s y g n a ły cza su . A s tr o ­ n o m o w ie w r ó ż n y c h c z ę śc ia c h św ia ta n o tu ją d o k ła d n y c za s o d e­

b ran ia ty c h s y g n a łó w , a ró żn ica p o m ię d z y cz a se m B o r d e a u x i cz a se m m ie jsc o w y m , z a m ie n io n a n a sto p n ie , w s to su n k u 15 s t o p n i n a g o d z in ę , p o w in n a o d p o w ia d a ć r ó ż n ic y d łu g o ś c i g e o g r a ­ fic z n e j. G d y b y z c z a se m , po p o w tó r z e n iu d o św ia d c z e n ia , o k a z a ły się ja k ie ś n ie z g o d n o ś c i, b y ło b y to d o w o d e m b ą d ź z m ia n z a sz ły c h w s z y b k o ś c i o b ro tu z ie m i, b ą d ź d o w o d e m ru ch ó w sk o r u p y z ie m ­ s k ie j, p o w o d u ją c y c h z m ia n y d łu g o ś c i g eo g ra ficzn ej.

R ys. 3. — W ahadło F o u ­ caulta. Początkow y k ie ru ­

n e k w ahań, A — B.

R ys. 4.— W ahadło F ou cau l­

ta. K ie ru n e k w ahań po u pły­

w ie pew nego czasu, O —D .

nym ruch o d byw ałby się w kieru n k u zgodnym z ruchem skazów ek zegara, n a biegunie zaś południow ym — w p rze­

ciw nym . N a rów niku w ahadło znaczyłoby ślad zawsze w tern sam em m iejscu, gdyż ta m niem a o b ro tu w płaszczy­

źnie poziom ej, ja k w in n y ch m iejscach ziemi.

Oprócz dośw iadczenia F o u c a u lta istnieje jeszcze kilka in n y ch dowodów o b ro tu ziem i. W obliczeniach a rty le ry j­

skich w y p ad a uw zględniać fak t, żc pocisk, po opuszczeniu lufy, zbacza n a praw o na półkuli północnej, na lewo zaś — na południow ej. Zjaw isko to tłu m ac z y się tem , że ziem ia obraca się pod płaszczyzną ru ch u pocisku, k tó ra to p ła ­ szczyzna, podobnie ja k płaszczyzna w ah ań w ah ad ła F o u ­ c a u lta , je s t sta ła . N ależy n adm ienić, że ciekaw y w ynalazek busoli ro ta c y jn e j o p a rty je s t n a zasadzie o b ro tu ziemi.

Busola ta zn a jd u je szerokie zastosow anie w m ary n arce w ojennej, poniew aż nie m a na n ią w pływ u opancerzenie s ta tk u , ta k silnie w pływ ające na igłę m agnesow ą zwykłej busoli. P o n a d to , ta busola ro ta c y jn a je s t bardziej czuła, i igła jej zw raca się sw ym końcem ku biegunow i geogra­

ficznem u, nie zaś m agnetyczn em u , ja k to je s t w zw y­

kły ch busolach.

N a ru ch a c h ziemi o p arto podział czasu. P rzedew szyst- kiem należy tu doba, odpow iad ająca okresow i czasu, którego p o trzeb u je ziem ia n a uskutecznienie jednego całkow itego o b ro tu naokoło swej osi. Czas u p ły w ający pom iędzy jed - nem połu d n iem a n a stę p n e m nosi nazw ę d n i a s ł o n e c z ­ n e g o . D zielim y go na dw adzieścia cz te ry godziny, k a ż d ą zaś godzinę na sześćdziesiąt m in u t. P rzed w prow adzeniem zegarów godziny poznaw ano na zegarach słonecznych, czyli kom pasach, n a k tó ry c h chwilę p o łu d n ia znaczył cień, rzu c a n y przez gnom on podczas najw yższego położenia słoń­

ca n a sklepieniu n ieba. A czkolw iek zegary pom iędzy jed n em południem a n a stę p n e m w y k a z u ją rów nież dw adzieścia c z te ry rów ne godziny, chw ila połu d nia, w skazyw ana na zegarze, nie zgadza się ściśle z południem , w skazyw anem przez ko m pas słoneczny. T a różnica pom iędzy w skazaniem

Ziemia jak o p laneta 11 zegara a k o m pasu pochodzi stą d , że o rb ita ziem i je s t eliptyczn a, w sk u tek czego ziem ia posuw a się po niej z różną szybkością w różnych m iejscach. G dyby droga ziemi była kołem , ziem ia p o su w ałaby się po niej ruchem rów nom ier­

nym , a w ted y w skazania zegarów i kom pasu słonecznego b y ły b y w zupełnej zgodzie. Różnica p om iędzy czasem p r a w d z i w y m , w skazyw anym przez kom pas, a czasem s ł o n e c z n y m ś r e d n i m , w skazyw anym przez zegary, nosi nazw ę ró w nania czasu. J e s t to pew na ilość m in u t, k tó rą należy dodać lub o d jąć od czasu w skazyw anego przez kom pas, a b y o trz y m ać d o k ład n y c z a s ś r e d n i , w ska­

zy w any przez zegary.

Czas p o trz e b n y na to, ab y słońce ruchem pozornym przebiegło cały p as Z odjaku od jakiejko lw iek gw iazdy do tej sam ej zpow rotem , nazyw a się r o k i e m g w i a z d o w y m (lub praw dziw ym ). Długość jego w ynosi w p rz y b liż e n iu 1 365% dnia. J e s t to właściwie czas, którego p o trz e b u je zie­

m ia n a uskutecznienie całkow itego obiegu naokoło słońca.

Poniew aż u łam ek ćwierci dnia pow oduje liczne tr u d ­ ności w rach ub ie lat, w p ra k ty c e uw ażam y trz y kolejne la ta za m ające po 365 dni, a czw artem u rokowi, t. zw.

p r z e s t ę p n e m u , d a je m y dni 366. Ten dzień nadw yżki w rok u p rze stęp n y m po w staje, oczywiście, ze zbyw ający ch ć w iartek dni w la ta c h p o p rzed zających . Za ro k p rze stęp n y uw ażam y ten , którego liczba dzieli się przez cz te ry bez pozostałości.

1 Ś ciśle: 3 65 d n i, 6 g o d z in , 9 m in u t, 9 .5 s e k u n d y . W sk u te k p recesji c z y li c o fa n ia się p u n k tó w r ó w n o n o c n y c h , sp o w o d o w a ­ n eg o p o w o ln y m k o lis ty m ru ch em o si z ie m sk ie j, is tn ie je ró żn ica p o m ię d z y r o k i e m g w i a z d o w y m a r o k i e m z w r o t n i k o w y m , r o z u m ie ją c p rzez rok z w r o tn ik o w y ok res cz a su tr w a ją c y p o m ię d z y d w o m a k o le jn e m i p rzejścia m i sło ń c a p rzez p u n k t r ó w n o n o c y w io se n n e j. Z ja w isk o p recesji p o w o d u je p r z e su w a n ie się p u n k tó w r ó w n o n o c n y c h ku z a c h o d o w i, p rzez co rok z w r o tn ik o w y je s t króLszy od g w ia z d o w e g o , w y n o s i b o w ie m 3 65 d n i, 5 g o d z in , 4 8 m in u t i 46 se k u n d . M ów iąc o rok u c z y o la ta c h , z a w sz e m a m y n a m y ś li rok z w r o tn ik o w y , o ile to n ie je s t z a str z e ż o n e sp e c ja ln ie .

Tego sposobu p ostępow ania trz y m a się kalen d arz j u l - j a ń s k i , zaprow adzony przez Ju lju sz a Cezara, k tó ry , po dojściu do w ładzy, z a sta ł istn ieją cy do tego czasu kalendarz rzym sk i w stan ie najzupełniejszego nieładu. Z polecenia Cezara n iety lko k a żd y czw arty ro k m iał liczyć 366 dni, lecz i p o czątek roku , p rz y p a d a ją c y do tego czasu w m arcu, zo stał przeniesiony n a pierw szy dzień sty czn ia. Ślad dawnej ra c h u b y czasu p ozo stał dotychczas w wielu języ k ach w n a ­ zw ach n iek tó ry ch m iesięcy. N ap rzy k ład , m iesiąc wrzesień (S eptem b er — od w yrazu łacińskiego sep tem — siedem) nie je s t obecnie m iesiącem siódm ym , lecz dziew iątym . P ią ty m iesiąc rzym ski nosił pierw otnie nazw ę Q uintilis, lecz Cezar nazw ał go od swego im ienia Ju liu s (lipiec). A ugust, n a stę p c a Cezara, p o stą p ił podobnie, d a ją c m iesiącowi szó­

stem u , Sextilis, swoje im ię A ugustus (sierpień).

Ć w iartka dnia, odrzu can a w trzech k o lejnych la ta c h , w ynosi właściwie ty lk o 5 godzin 48 m in u t i 46 sekund.

J e s t to o I I¹⁴ m in - m niej, niż ćwierć dnia. W te n sposób, p rz y jm u ją c pełne ćwierć dnia (t. j. 6 godzin), popełniam y błąd, k tó ry w ciągu 129 la t u ra s ta do jednego dnia, a po upływ ie 400 la t — do trz e ch dni. A b y unieszkodliw ić ten b łąd, pap ież Grzegorz w yd ał rozporządzenie w 1582 roku , aby, p o czy nając od tej chwili, ty lk o te stulecia by ły uw a­

żane za p rzestęp n e, k tó ry c h liczba dzieli się przez 400.

D latego też, chociaż liczba 1900 dzieli się przez cztery, rok 1900 nie b ył rokiem p rzestęp n y m , i pom iędzy 1896 a 1904 nie było an i jednego ro k u przestępnego.

Gdy papież Grzegorz zabierał się do n a p ra w y k alen ­ d arza, z 11 % m inutow ych nad w yżek utw orzyło się ju ż całych dziesięć dni. Dla usunięcia tego błędu postanow ił on odrzucić z ra c h u b y dziesięć dni w te n sposób, że dzień n a s tę p u ją c y po czw arty m paźd ziernika 1582 m iał być u w ażan y nie za p ią ty , lecz za p ię tn a s ty . K alendarz g r e - g o r j a ń s k i zo stał o d razu w prow adzony we w szystkich k ra ja c h katolick ich , lecz k raje p ro te sta n c k ie i ob rządku greckiego w zb ran iały się p rzy ją ć reform ę p apieską. W An-

Ziemia jako p laneta 13 glji dopiero w r. 1752 w prow adzono k alen d arz gregorjański, czyniąc dzień n a s tę p u ją c y po 2 w rześnia nie 3, lecz 14.

Rów nież dopiero od 1752 r. zaczęto w A nglji za p oczątek ro k u uw ażać pierw szy dzień styczn ia, z a m iast 25 m arca, j a k to doty chczas było we zw yczaju. T a zm iana nie podo ­ bała się wielu i w różn y ch częściach k ra ju w y n ikły z tego pow odu zam ieszki. L udność w ołała: „O ddajcie n a m dwa ty g o d n ie “, sądząc, że u kradziono jej jed en aście dni, i że a k t p a rla m e n tu , w prow ad zający zm ianę k a len d arza, m iał n a celu w yciśnięcie z lu d u dro gą nielegalną p ro cen tó w od k a p ita łó w za te jedenaście dni, czynszu za m ieszkania i t. p.

3. G lo b z i e m s k i .

P ierw o tnem u człowiekowi w ydaw ało się rzeczą nieule- g ającą żadnej w ątpliw ości, że ziem ia je s t p łaska, a na niej spoczyw a kopuła niebios, na-

k s z ta łt przew róconej m iednicy, leżącej na stole. H in d usi wie­

rzyli, że p łask a ziem ia opiera się na d w u n a stu słupach, u trz y - m u ją c y ch się pionowo jed y n ie dzięki sk ład an iu ofiar ludzkich bogom (rys. 5). W yjaśnienie to pom ijało m ilczeniem drażliw e

p y tan ie , na czem, zkolei, spo- Rys- fl' ~ Dc^ “ £ f cic ° “ czyw ają owe słupy, n a to m ia st

trzęsienia ziem i przypisyw ało zan ied b yw an iu gorliwości religijnej i m ałej ilości ofiar. W edług innego poglądu, ziem ia je s t półkulą, p o d trz y m y w a n ą przez cztery słonie, sto ją c e na grzbiecie żółw ia; w tern tłu m aczen iu rów nież zapom inano powiedzieć, na czem w spierał się żółw (rys. 6).

G dy ludzie zaczęli odbyw ać dalsze podróże, przekonali się w prędce, że nie m ogą dotrzeć do „końca ś w ia ta “.

P odobnie ja k i do tęczy, nigd y do niego dojść nie mogli, niezależnie od długości p rze b y tej przez nich drogi. A naksy-

m an d e r (610— 546 przed Chr.) m niem ał, że ziem ia m a k sz ta łt bębna, którego ty lk o górna pow ierzchnia je s t zaludniona, bęben zaś sam spoczyw a na ścieśnionem po w ietrzu. W ypo­

w iadano przypuszczenia, że ziem ia m a k s z ta łt sześcianu, ja ja lub n a w e t tró jk ą ta . Ogólny je d n a k pogląd b ył tak i, że ziem ia je s t p łask ą rów niną, otoczoną m orzem , którego granice zakreśla linja ho ry zo n tu .

Dzisiaj każdem u w iadom o, że gdy o k rę t odpływ a, sto p ­ niowo znika za hory zon tem . P rzy pom ocy m ałej lu n ety w idać doskonale, że szczy ty m asztów o k rętu jeszcze s te r­

czą p o n ad lin ją ho ry zo n tu , gdy tym czasem k ad łu b o k rę tu ju ż się skrył pod nią. G dyby ziem ia była płaska, ja k sądzili sta ro ­

ży tni, o k rę t zn ikał­

b y w całości w od­

daleniu w m iarę pow iększania się odległości. Stopniow e zanurzan ie się o k rę tu pod h o ry zo n t często niewłaściwie p rz y ta c z a ją jak o dow ód kulistości ziem i. F a k t te n do­

w odzi jed yn ie, że pow ierzchnia ziemi je s t krzyw a.

Dwa fak ty , znane ju ż sta ro ż y tn y m , św iadczą n iew ą t­

pliwie, że ziem ia je s t kulą. G dy księżyc w chodzi w cień ziem i, ulega w te d y zaćm ieniu (rys. 7). W chwili g d y brzeg cienia ziem i d o ty k a księżyca, m a on k s z ta łt koła (tabl.

I I A), a ty lk o kula rzuca cień, k tó ry m a zawsze k s z ta łt kolisty. Poniew aż sta ro ż y tn i wiedzieli, że zaćm ienie księ­

życa je s t spow odow ane w ejściem jego w cień ziem i, i po­

niew aż zauw ażyli, że zarys cienia n a księżycu m a k s z ta łt koła, m ieli niesporne dow ody kulistości ziem i.1

Rys. 6. — In n e daw ne pojęcie o kształcie ziem i.

1 W r z e c z y sa m e j, A r y s to te le s (384— 3 2 2 p. Ch.) p od aw ał te n fa k t ja k o d o w ó d k u listo ś c i ziem i.

Ziemia jak o planeta 15 D alej, g dyb y ziem ia była p łaska, pew ne gw iazdy za­

chow yw ałyby stale sw oją określoną w ysokość n a d pozio­

m em , niezależnie od m iejsca obserw acji. J e d n a k ju ż oddaw na żeglarzom w iadom o, że te sam e gw iazdy, obserw ow ane w różn ych szerokościach, m a ją różne wysokości. G dy posu­

w am y się k u południow i, gw iazdy tw orzące gw iazdozbiór W ielkiej N iedźw iedzicy co noc ja k b y zbliżają się do h o ry ­ zo n tu , aż w reszcie, po czynając od pewnej szerokości, gw ia­

zdozbiór te n p rze staje by ć w idoczny, gdyż sk ry ł się pod

R ys. 7. — Częściowe zaćm ien ie księżyca.

h o ry zo n tem . Rów nocześnie je d n a k zjaw ia ją się n a niebie inne gw iazdy, niew idoczne w n aszych północnych szero­

kościach, i coraz wyżej w znoszą się na niebie w m iarę naszego posuw ania się ku południow i. W A u stra lji W ielka Niedźw iedzica je s t niew idoczna, n a to m ia s t w idać gw iazdy tw orzące K rzyż Południow y, którego nie w idzim y zupełnie na półkuli północnej.

G dyby ziem ia była płaska, m ieszkańcy w szystkich k ra ­ jów św iata o g lądalib y w schód słońca o tej sam ej porze.

T a k je d n a k nie je st, gdyż w A m eryce słońce wschodzi w ted y , gdy je s t ju ż południe w A nglji, w tej w sam ej zaś chwili zachodzi dla m ieszkańców In dy j W schodnich. P o ­ łudnie w A nglji je s t chw ilą północy dla Nowej Z elandji i odw rotnie.

S topień krzyw izny ziem i je s t ta k m ały, że z tru d e m daje się spostrzec. G d yb yśm y m ogli przyłożyć p rzy brzegu do pow ierzchni m orza zupełnie poziom ą, olbrzym ią linję dłu­

gości jednego kilo m etra, to drugi koniec łinji by łb y o d d a­

lony od pow ierzchni w ody jed y n ie o 13 cm . W y ra ż a ją c się inaczej, m ożem y powiedzieć, że krzyw izna ziem i w ynosi 13 cm n a kilom etr.

Ziem ia nie je s t k u lą reg u larn ą, lecz nieco spłaszczoną na biegunach. Średnica ziem i od bieguna do bieguna je s t m niejsza od średnicy rów nika o praw ie 43 km , co stanow i 1/297 część.1 Czasem ziem ię p oró w n y w ają z p o m arań czą, lecz to porów nanie je s t przesadzone. Spłaszczenie, odpow ia­

d ające spłaszczeniu ziemi, w yraziłoby się na kuli o śred nicy 450 m m w ielkością 1,5 m m . B yłoby ono zupełnie niedo­

strzegalne.

J a k zobaczym y później, ziem ia niegdyś była w stan ie ognisto-ciekłym i n a w e t dzisiaj w nętrze jej je s t rozpalone, choć niew iadom o, w ja k im stan ie skupienia ono się zn ajd u je.

O b rót ziem i naokoło osi pow oduje po w stan ie siły o d środ­

kow ej, dążącej do odrzucenia każdej cząstki ziem i (z w y­

ją tk ie m cząstek, leżących n a osi) n a zew n ątrz, w k ieru n k u p ro sto p a d ły m do osi. Siła odśrodkow a je s t n ajsilniejsza n a rów niku i zm niejsza się ku biegunom . P ow oduje to w ydęcie ziem i na rów niku i spłaszczenie jej n a biegunach. To spłasz­

czenie je s t p rzy c z y n ą różnic p om iędzy obserw acjam i a stro - nom icznem i, czynionem i w pobłiżu biegunów , a tak iem iż obserw acjam i — w pobliżu rów nika. S top n ie szerokości są o 1,2 km k ró tsze n a rów niku, niż na b ieg u n a c h .2 Tę różnicę należy m ieć n a uw adze p rz y p o m iarach obw odu ziemi, gdyż, g d y b y śm y opierali się jed y n ie na p o m iarach , w yko­

1 Z p o w o d u in n ej n ie reg u la rn o ści w b u d o w ie z ie m i, jej śred ­ n ica r ó w n ik o w a , m ie r z o n a od S ierra L e o n e d o w y s p M arszał­

k o w sk ic h n a P a c y fik u , je s t o 0 .8 k m d łu ższa n iż śr ed n ica p rzep ro ­ w a d z o n a od C ejlon u do w y sp G a la p a g o s.

2 Ś c iśle , s t o p n ie sz e r o k o śc i m a ją n a ró w n ik u 1 1 0 ,5 4 k m , na b ie g u n a c h 1 11,76 k m .

Ziemia jak o p laneta 17 n a n y c h w pobliżu rów nika, otrzy m alib y śm y re z u lta t m n ie j­

szy od istotnego.

Nie zaw adzi wiedzieć, że n a w e t ta k nieznaczne spłaszcze­

nie ziem i m oże być stw ierdzone zapom ocą w ahadła. Siłą w p ro w adzającą w ru ch w ahadło je s t przyciąganie ziemi.

G dyby ziem ia była reg u la rn ą k u lą, w ahadło poruszałoby się wszędzie z jed n ak o w ą szybkością. Poniew aż je d n a k nie je s t ona doskonałą kulą, szybkość w ah ań w ahadła je s t różna, w zależności od m iejsca, gdzie w ahadło w pro­

w adza się w ruch. N a biegunach w ah an ia są szybsze, niż n a rów niku, i szybkość ru ch u rośnie w m iarę zbliżania się do biegunów . Zegar w ahadłow y, w yregulow any n a rów niku, będzie się śpieszył o 3Va m in u ty , jeżeli przew ieziem y go na je d e n z biegunów . Pochodzi to s tą d , że n atężen ie p rzy cią­

g ania ziem i, w prow ad zające w ru ch w ahadło, zależy od odległości tegoż od środk a ziem i, a dzięki jej spłasz­

czeniu ta odległość je s t m niejsza na biegunach, niż na rów niku. W r. 1671— 73 J a n R ich er pojech ał do K a je n n y i ta m przek o n ał się, że jego w ahad ło pew nej długości po rusza się w olniej, niż w P a ry ż u . To odkrycie w zbudziło w nim podejrzenie, że ziem ia nie je s t do kładnie k u lista. Galileusz, obserw ując w a h a n ia wiszącej lam p y w k a te d rz e w Pizie, o d k ry ł, że czas oscylacji zwykłego w ah ad ła je s t niezależny od rozpiętości w ah ań . K ażd y ciężar, zaw ieszony na szn urku i w p raw io ny w ru ch w ahadłow y, w ah a się prędzej lub wol­

niej, zależnie jed y n ie od długości szn u rk a. Zegar w K ajen - nie p o ru szał się o 2 m in u ty i 28 se k u n d n a dobę w olniej, niż w y p ad ało w p oró w n an iu z czasem słonecznym , i trz e b a było skrócić w ahadło o 6 m m , a b y w ahało się ono z ta k ą sam ą szybkością, ja k w P a ry ż u . J e s t p rzeto rzeczą ja sn ą , że w ahadło sekundow e w jed n y m k ra ju m oże niem nie b y ć gdzie indziej. Czasy w a h a ń m a ją się ta k do siebie, j a k p ierw iastk i kw ad rato w e długości w ah ad ła. Jeżeli m am y trz y w ah ad ła o długościach, p o zo stający ch w sto su n k u 1:4:9, i jeżeli pierw sze z nich odb yw a jed n o w ahnięcie na se k u n d ę, to d ru gie p o trz e b u je na u sk uteczn ien ie w ahnięcia

.-. ,p2iwv przyrody 2

dwóch, a trzecie — trzech seku n d , gdyż 1, 2, 3 są pier­

w iastk am i k w ad rato w y m i z liczb 1, 4, 9. N a szerokości L o n d y n u w ahadło, k tó re m a w ykonyw ać 60 oscylacyj na m in u tę, w inno m ieć 994,08 m m długości.

Można tu n adm ienić, że p rzy czy n ą sp raw iającą to, że nie sp a d am y z ziemi w przestrzeń , je s t w zajem ne przy cią­

ganie cząstek składow ych ziemi. W w yniku pow staje ogólna siła p rzy ciąg ająca, skierow ana ku środkow i ziemi.

Niezależnie od tego, gdzie z n a jd u jem y się na pow ierzchni ziem i, jeste śm y zawsze przy ciągan i do jej śro dk a. W iem y, że piłka, rzucona w pow ietrze, spad a zpow rotem na ziemię.

Ziemia je s t zaw ieszona w p rzestrzen i bez żadnego oparcia, a poniew aż przestrzeń je s t bezgraniczna — nie posiada długości, szerokości i głębokości — niem a m iejsca, na k tó re ziem ia m ogłaby „sp aść“. W p rzestrzen i niem a „ d o łu “ lub

„g ó ry “, niem a północy czy południa, niem a żadnego

„b o k u “, gdyż słowa te nie m ają żadnego znaczenia ta m , gdzie nie istn ieje ani wierzch, ani dół, an i bok czegokolwiek.

Podobnież niem a tego, co ludzie n a z y w a ją czasem . W p rze­

strzen i niem a m iejsca an i na zegary, an i na kalendarze, są to bow iem ty lk o pew ne udogodnienia, w ym yślone przez człowieka dla jego o sobistych celów.

4. P o m i a r y z ie m i.

Pierw szą p ró b ę p o m iaru ziemi zaw dzięczam y E ra to s te - nesowi (276— 195 r. przed Chr.). W ychodząc z założenia, że, jeżeli ziem ia je s t ku lą, to krzyw izna jej m usi by ć jednakow a we w szystkich k ieru n k ach , E ra to ste n e s przyszedł do p rze­

k o n an ia, że krzyw iznę tę da się obliczyć przez zm ierzenie w ysokości słońca n a d poziom em w jcd n em m iejscu i po ­ rów nanie z w ysokością k ą to w ą słońca tegoż dnia w innem m iejscu, leżącem na ty m sam ym p o łu dn ik u. W te d y , tw ier­

dził, da się obliczyć obw ód całego p o łu d n ik a. R ozum ow anie jego było n a stę p u jąc e : W n ajd łu ższy m dniu w roku słońce zn ajd u je się w zenicie w S y e n e ;1 m ierząc tego d n ia w A le-

1 S y e n e , o b e c n ie A ssu a n w E g ip cie, le ż y p o d z w r o tn ik ie m ..

Ziemia jak o p lan eta 19 k sa n d rji k ą to w ą odległość słońca od zenitu, o trz y m am y wielkość łu k u po łu d n ik a pom iędzy tem i dw iem a m iejsco­

w ościam i. Z nając wreszcie rzeczyw istą odległość m iędzy Syene a A lek san d rją, m ożna łatw o obliczyć obw ód całego p ołu dnik a, czyli obw ód ziem i. P o m iar E ra to ste n e sa w y k a ­ zał, że w ielkość łu k u p o łu d n ik a pom iędzy Syene a A leksan­

d r ją w ynosi 1/B0 całego obw odu koła. Poniew aż zaś odległość m iędzy tem i m ia sta m i była zn an a i rów nała się 5.000 sta d jó w , więc obw ód p o łud n ika je s t 5 0 X 5 .0 0 0 = 250.000 stad jó w . N iestety , nie zn am y dokładnej długości jed n o stk i u ży tej m iary , t. j. sta d ju m , lecz jeżeli to było sta d ju m olim pijskie, to w yn ik o trz y m a n y przez E ra to ste n e sa był za d u ży o 20% . W edług je d n a k inn y ch au to ró w błąd nie przew yższał 1% . Średnica ziem i w ynosi w przybliżeniu 12.730 km , a obw ód j e j — 39.970 km . Średnicę ziem i m ożna w yznaczyć różnem i sposobam i, z k tó ry c h n a jp ro s t­

szym je s t dokon anie p o m iaru długości sto p n ia połu d n ik a.

S topień je s t je d n o s tk ą p o m iaru kątó w , podobnie ja k m e tr je s t je d n o stk ą m ia ry długości. Jeżeli obw ód koła podzielim y na 360 rów nych części i p u n k ty podziału połączym y ze środkiem koła, to k ą ty z a w arte pom iędzy dw iem a linjam i w ychodzącem i ze śro dka b ęd ą jednakow ej wielkości, nie­

zależnie od wielkości sam ego koła. K ą t z a w a rty pom iędzy skazów kam i wielkiego zegara wieżowego je s t zupełnie ta k i sam , ja k k ą t m iędzy skazów kam i zegarka kieszon­

kowego, w skazującego tę sam ą godzinę. W przeciągu go­

dzin y skazów ka m in u to w a zegarka przebiega cały obw ód koła, czyli 360°; przechodząc od X I I do V I, czyni połowę obw odu, czyli 180°; od X I I do I I I — ćw ierć okręgu, czyli 90°. K ażd y sto p ień dzielim y n a sześćdziesiąt rów nych czę­

ści, zw anych m in u tam i, a k a ż d ą m in u tę n a sześćdziesiąt sek u n d .1 Niezależnie od m eto d y stosow anej do po m iaru obw odu ziem i, nigdy nie m ożem y zm ierzyć całego jej

1 N a le ż y z a u w a ż y ć , ż e p o d z ia ły k ola z w a n e sto p n ia m i (°), m in u ta m i (') i se k u n d a m i {") n ie m a ją n ic w s p ó ln e g o z p o d zia łem cza su n a g o d z in y , m in u ty i se k u n d y .

obw odu; zawsze m usim y się zadow olić pom iarem ty lk o pew nej części obw odu, czyli pewnego lu k u kola. W y starcza to je d n a k n ajzup ełniej, jeżeli w iem y jednocześnie, jakiem u k ątow i odpow iada te n łu k , to je st, ja k a je s t wielkość k ą ta , zaw artego pom iędzy lin jam i, przeprow adzonem i od k oń­

ców zm ierzonego łu k u do środka ziemi. P rzedew szystkiem z a te m trzeb a w yznaczyć odległość pom iędzy dw iem a o bra- nem i stacjam i, oddalonem i od siebie o setk i kilom etrów ,

lecz leżącem i n a ty m sam ym p o łud nik u. Ta odległość stan ow i tylko pew ien u łam ek obw odu ziem i, lecz, z n ając wiel­

kość tego u łam k a, m o­

żem y zapom ocą zw y­

kłego m nożenia łatw o obliczyć caiosc. O dle­

głość m iędzy sta c jam i nie da się zm ierzyć bez­

pośrednio, np. ła ń ­ cuchem m ierniczym , z w y sta rc z a ją c ą do­

kładnością, trz e b a u- ciec się do geodezyj­

nej tria n g u la c ji. W ty m celu obiera się dwie główne stacje, a p o ­ m iędzy niem i szereg drugorzędn y ch, w te n sposób, że linje p ro ste, p rzeprow adzone pom iędzy sta c jam i, tw o rzą sieć tró jk ą tó w (rys. 8). K ażd a sta c ja w inna b y ć dobrze w idzialna p rzy n ajm n iej z dw óch in n y ch , k ą ty zaś pom iędzy sta c jam i m ierzy się z m ożliw ą d okładnością. M ając pom ie­

rzone w szystkie k ą ty tró jk ą tó w , w y b ie ra m y jakiekolw iek dwie sąsiad u jące sta c je i n ajd o k ład n iej m ierzym y bezpo­

średnio odległość m iędzy niem i, czyli bok jednego z t r ó j ­ k ątó w . Z nając w szystkie k ą ty tró jk ą tó w i jed e n bok, m o-

R ys. 8. — T ria n g u lac ja .

Ziemia jako planeta 21 żerny zapom ocą ra c h u n k u trygonom etrycznego obliczyć pozostałe boki, a później i odległość pom iędzy głównem i stacjam i. G dy t a została ju ż u stalo n a, pozostaje ozna­

czyć różnicę szerokości geograficznej pom iędzy głów­

nem i sta c jam i, t. j. k ą t, ja k i tw o rzą linje, przeprow adzone od ty c h stacy j do środ k a ziem i. P rzy p u śćm y , że k ą t te n w ynosi 6°, a odległość m iędzy sta c jam i głównem i — 666 km , 16 m , 66 cm . Poniew aż 6° stanow i Vgo obw odu koła (360°), więc odległość 666 km , 16 m , 66 cm je s t x/oo całego obw odu ziem i (rys. 9). Przez

pom nożenie o trz y m u je m y li­

czbę 39.969.996 km .

Średnicę ziem i łatw o m o­

żem y obliczyć, p a m ię ta jąc , że obw ód każdego koła je s t 3,14 raz y w iększy od jego średnicy. P oniew aż obw ód ziem i obliczyliśm y na 39.970 km , więc średnica jej w ynie­

sie 12.729 km . Pow ierzchnia

ziem i m a 512.000.000 km k w a d ra to w y ch , z czego 135.000.000 k m 2 p rz y p a d a na ląd. O bjętość ziem i w y­

nosi 1.082.841.315.900 kilom etrów sześciennych.

5. S z e r o k o ś ć i d ł u g o ś ć .

P u n k ty przecięcia się pow ierzchni ziem i z osią jej o b ro tu n azy w am y biegunam i. B ieguny są dw a: p ó łn ocn y i p o łu d ­ niow y. W ielkie koło, opasujące ziem ię w rów nych odle­

głościach od biegunów , nosi nazw ę rów n ik a. Dzieli on ziem ię n a dwie półkule: p ółnocną i południow ą. K ola przeprow adzone na ziemi rów nolegle do rów nika i p ro sto ­ p a d le do osi ziem skiej zw ą się rów noleżnikam i. P ółkola p ro sto p a d łe do rów nika i przechodzące przez obyd w a bie­

gu n y n a z y w a ją się p o łu d n ik am i. N azw a ta pochodzi s tą d , że w szystkie m iejscow ości, leżące n a ty m sam y m po łu d n ik u , m a ją p ołudnie jednocześnie.

R ys. 9. — Ł u k 6° n a pow ierzchni ziem i.

Położenie jakiegokolw iek p u n k tu na kuli zo staje w yzna­

czone z n ajzu p ełniejszą dokładnością, jeżeli w iem y, n a ja k im p o łu d n ik u i n a ja k im rów noleżniku kuli leży te n p u n k t.

Położenie drugiego p u n k tu w zględem pierwszego określić m ożem y z łatw ością, o brachow ując, o ile sto p n i ku północy, licząc po p o łu d n ik u , i o ile sto p n i ku w schodow i lub zacho­

dowi, licząc po rów noleżniku, p u n k t drugi je s t o dd alon y od pierwszego. Za sta ły p u n k t, od którego liczym y p o łu d ­ niki, uw aża się p o łu d n ik przecho d zący przez obserw ato - rju m w G reenw ich (pod L ondynem ). J e s t to p o łu d n ik O.1 Od niego liczą się po łu d n ik i ku w schodow i i k u zachodow i, ta k , że p o łu d n ik od d alo n y od p ołud n ik a w G reenw ich o k ą t 180° i leżący d okładnie po drugiej stro n ie kuli ziem skiej, m oże b y ć zw an y b ąd ź połud n ik iem 180° w sch., bądź po­

łu dn ikiem 180° zach. Na połowie odległości m iędzy p o łu d ­ nikiem G reenw ich a połu dnik iem 180° z n a jd u ją się po łud ­ niki 90° wsch. i 90° zach. L inje p ro ste, przeprow adzone do śro d k a ziem i od p u n k tó w przecięcia się ty c h dwóch p o ­ łudnikó w z rów nikiem , tw o rzą k ą ty p ro ste z p o d o b n ą linją, p rzep ro w adzon ą do śro dka ziem i od przecięcia się z rów ­ nikiem p o łu d n ik a 0°.

R ów nik, b ęd ący najw iększem kołem rów nolcżnikow em , uw aża się za rów noleżnik 0. Ilość sto p n i, m ierzona po p o ­ łu d n ik u ku północy lub południow i od rów nika, nazyw a się szerokością pó łn ocną lub południow ą, a ilość sto pn i, m ie­

rzona na jak im kolw iek rów noleżniku od p ołudnika 0 ku w schodow i lub zachodow i, zwie się długością w schodnią lub zach o dnią danego m iejsca.

Szerokość m iejsca m ożna określić przez p o m iar kątow ej odległości słońca od ze n itu w dzień rów nonocy, g dy na rów niku słońce je s t d o kładnie w zenicie. Można p o stą p ić inaczej: zm ierzyć w dzień rów nonocy k ą to w ą odległość słońca od poziom u i o d jąć o trz y m a n ą liczbę od 90°. W yn ik o trz y m a m y te n sam .

1 N ie w ła śc iw ie c z ę s to z w a n y p o łu d n ik ie m p ie r w sz y m (p r z y p . tłu m .).

Ziemia jako p laneta 2 3 W p od o b n y sposób określa się położenie s ta tk u na m o­

rzu. Różnica polega na tem , że p o n a d to m usim y znać d o k ład n y czas danego m iejsca, gdyż zależy on od długości geograficznej. G dy je s t południe w L ondynie, w B erlinie je s t godzina pierw sza po p ołudniu, w A denie je s t trzecia po poł., w S zan ghaju ósm a p p ., a północ na w yspach F idżi. O dbierając w L ondynie teleg ram z K a lk u ty , zauw a­

żym y, sp ojrzaw szy w chwili doręczenia jego na zegar, że teleg ram został n a d a n y w K alkucie o godzinie p ó ź n i e j ­ s z e j , niż ta , o k tó rej m y śm y go o trzy m ali. Sygnał czasu, n a d a n y w południe z G reenwich, zostanie w tejże chwili o d e b ra n y w K alkucie, lecz zegar m iejscow y będzie ta m w skazyw ał godzinę szó stą po południu. T en sam sygnał, o d e b ra n y zostanie w N ow ym O rleanie o godzinie szóstej rano w edług czasu m iejscowego. Mówiąc inaczej, gdy w G reenw ich południe, w N ow ym O rleanie je s t w te d y godzina szósta rano.

Słońce na rów niku je s t w zenicie ty lk o dwa raz y w roku:

w południe dni rów nonocy (wiosennej i jesiennej). W p o ­ zo stały ch d niach rok u słońce na rów niku w p ołudnie z n a j­

d uje się ku północy lub ku południow i od zen itu . Chcąc przeto określić szerokość z p o m iaru w ysokości kątow ej słońca nad poziom em , m usim y, o ile to nie je s t dzień rów nonocy, w prow adzić pew ną popraw kę. Polega ona na tem , że do obserw ow anej w ysokości słońca n a d poziom em m u sim y dodać lub od niej o d jąć pew ien k ą t, o k tó ry poło­

żenie słońca tego dnia różni się na rów niku od położenia zenitalnego. K ą ty te są o brachow ane zgóry na k a żd y dzień roku i um ieszczone w ta b lic a c h żeglarskich. P o m iar w yso­

kości słońca n a d poziom em zawsze u sk u tecznia się w po ­ łudnie, gdy słońce z n a jd u je się w najw yższym punkcie swej pozornej drogi po niebie. N a k ilk a m in u t przed p o łu d ­ niem oficerowie s ta tk u z s e k sta n ta m i w ręk a c h z a jm u ją m iejsce na pokładzie dla w ykon an ia obserw acyj. T rz y ­ m ając s e k s ta n t w praw ej ręce, oficer p a trz y jed n e m okiem przez lu n etk ę se k sta n tu i d o tą d porusza in stru m e n te m , do­

póki nie zobaczy linji h o ry zo n tu w śro d k u pola w idzenia.

W te d y przesuw a ram ię s e k sta n tu , na k tó rem z n a jd u je się m ałe zw ierciadło, o d b ijające prom ienie św iatła, p ad ające zgóry, do drugiego zw ierciadła. Od drugiego zw ierciadła p rom ienie św iatła przechodzą do lu n ety równolegle do prom ieni, id ących od linji h o ry zo n tu . W te n sposób do oka p atrząceg o przez lu n etę d o sta ją się jednocześnie bezpo­

średnie prom ienie słońca i prom ienie od bite, idące od linji h o ry zo n tu . A by te o d b ite m ogły sw obodnie przejść do lu n ety , drugie zw ierciadło je s t w ysrebrzone ty lk o do p o­

łowy.

S e k s ta n t skierow uje się w k ieru n k u słońca i d o tą d prze­

suw a jego ram ię, dopóki o braz słońca, o d b ity od zwierciadeł, nie będzie w idoczny w polu w idzenia lu n e ty . L in ja h o ry ­ zo n tu je s t w idoczna jednocześnie. O dczyt k ą ta w yniesienia u sk u teczn ia się w ted y , gdy dolna część ta rc z y słonecznej d o ty k a w polu w idzenia linji h o ry zo n tu . W chwilę później robi się d ru g ą obserw ację i znów o d czy tu je k ą t, k tó ry pow inien b yć ju ż nieco w iększy, niż poprzednio, jeżeli obserw acja b yła dobrze w y k o n an a. Czynność tę pow tarza się k ilk ak ro tn ie, a m ierzone k ą ty są coraz większe w m iarę zbliżania się chwili p o łu dnia. W pew nej chwili k ą ty zaczy­

n a ją się zm niejszać. Z naczy to , że chwila połu d nia m inęła.

N ajw iększy z. k ątó w , o d c z y ta n y c h w czasie obserw acji, je s t k ą te m w yniesienia słońca n a d poziom em . Dla w yzna­

czenia szerokości po zo staje ty lk o w prow adzić z tab lic p opraw k ę, o k tó rej była m owa pow yżej.

Po w yznaczeniu w te n sposób szerokości, należy jeszcze w yznaczyć długość. U skutecznia się to łatw o zapom ocą chro n o m etru . J e s t to właściwie d o k ład n y zegar, zawsze w sk azujący czas G reenwich, ró żny — ja k to w yjaśniliśm y pow yżej — od czasu na jak im k olw iek in n y m południku.

Różnica czasu zależy jed y n ie od długości m iejsca. Z tego w ynika, że, jeżeli gdziekolw iek zn am y różnicę pom iędzy czasem m iejscow ym a czasem Greenwich, m ożem y z ła t­

w ością w yznaczyć długość tego m iejsca. R óżnica czasu

T A B L IC A III

A. Mul p r z e d h isto r y c z n y .

P rzed m iljonam i lat łupek kam ieniołom ów w LIanberis, przedstaw ionych na ry su n k u , został osadzony na dnie oceanu w postaci grubej w arstwy m ułu.

B. W y b it n y p rzy k ła d fa łd o w a ń sk a ln y c h w A lp a ch .

Pierw otnie te w arstwy były ułożone poziom o.

A . W a p ie ń k r y n o id o w y 7. R ic h m o n d w Y o r k sh ir e .

B. R y b y k o p a ln e z p ia sk o w c a K arroo w A fr y c e P o łu d n io w e j.

C. S k a m ie n ia ło śc i m o rsk ie w w a p ie n iu a lp e jsk im .

Pom im o że w apień ten pochodzi z A lp, obecność w n im skam ieniałych m uszel m orskich świadczy o tem , iż u tw orzył się on na d n ie m orza.