JSfc. 16 (1 5 0 6 ) . W arszaw a, dnia 16 k w ie tn ia 1911 r. T om X X X .
TYGODNIK POPULARNY, POŚWIECONY NAUKOM PRZYRODNICZYM.
P R EN UM ER A TA „W S Z E C H Ś W IA T A ".
W W arszaw ie! ro c z n ie r b . 8, k w a rta ln ie r b . 2.
Z prze syłk ą pocztow ą r o c z n ie r b . 10, p ó łr . r b . 5.
PRENUMEROWAĆ MOŻNA:
W R e d ak cy i „ W sz e c h św ia ta " i we w sz y stk ic h k się g a r
niach w k ra ju i za g ran icą.
R e d a k to r „ W s z e c h ś w ia ta '4 p rz y jm u je ze sp raw am i re d a k c y jn e m i c o d z ie n n ie od g o d z in y 6 do 8 w ie c z o re m w lo k alu re d a k c y i.
A d r e s R e d a k c y i: W S P Ó L N A JSfó. 3 7 . T e le f o n u 8 3 -1 4 .
C O W I E M Y O W N Ę T R Z U Z I E M I.
W iadom ości o w n ę trz u ziemi są t a k ograniczone, że w obecnym stan ie n auki sk re ślen ie mniej lub więcej pełnego o b ra zu tego, co się ta m dzieje, czyli s tw o rzenie pewnej s y n te z y budowy kuli z iem skiej j e s t zadaniem wręcz niemożliwem.
W sam ej rzeczy dla większości zag ad nień, doty czących w n ę trz a ziemi, a m ię dzy niem i dla n ajw ażniejszego z a g a d n ie n ia te m p e ra tu ry , nie zn a m y n a w e t d ro
gi, k t ó r a b y nas doprow adzić m ogła do m niej lub więcej p ew n y c h wniosków;
dla in n y c h znam y ju ż tę drogę, ale s t a w ia m y n a niej pierwsze kroki; r e s z ta — to w iadom ości luźne, dorywcze. W y n i
k a to z samej n a tu r y zadania; poniew aż nie m ożem y bezpośrednio z b a d ać w n ę trz a ziemi, więc wiadom ości nasze o niem to ty lk o mniej lub więcej p e w n e wnio
ski z o bserw acy i ty c h zjaw isk a s tr o n o m icznych i fizycznych, k tó ry c h p rzeb ieg tak i, a nie inny, j e s t w y n ik iem p ew n y ch w łasności budow y kuli ziemskiej. J a k sędzia śledczy w śró d poszlak i śladów n ie p e w n y c h s ta r a się uchwycić nić p rze
w odnią i odtw orzyć p rze b ieg jak ie g o ś w ypadk u, ta k uczony w różny ch zjaw is
kach n a niebie i ziemi s z u k a odpowiedzi na p y tan ie , co się dzieje we w n ę trz u ziemi.
Poniżej chciałbym prze dstaw ić w łaśnie te fakty, któ re człowiek zebrał d o ty c h czas dla sądzenia o budowie ziemi, o k r e ślić stopień p r a w d o p o d o b ie ń stw a , ja k i posiadają, wreszcie w sk a z a ć zjaw iska, z k tó ry c h w yprow adził swoje wnioski.
Jeżeli m owa o w n ę trz u ziemi, to prze- d e w sz y stk ie m n a s u w a się py tanie: w j a kich w a r u n k a c h z n a jd u je się m a te ry a , sk ła d a jąc a w nętrze ziemi, innem i sło
w y — j a k a te m p e r a t u r a i ja k ie ciśnienia ta m p a n u ją ? Zwłaszcza zagad nienie t e m p e r a t u r y w n ę trz a ziemi, ze w zględu n a jeg o znaczenie ogólne, zasłu g u je słusznie na m iano wielkiego. Tem sm utn iejszem je s t, że należy ono do rz ę d u p y tań , n a k tó re dotychczas żadnej odpowiedzi dać nie możemy. W rzeczy samej j a k o pod
staw ę do sądzenia m am y ty lk ą dw a zja
wiska, odnoszące się p r z y te m praw d o p o dobnie tylko do w a r s tw najbardziej ze
w n ę trz n y c h kuli ziemskiej. Są to: w y
soka te m p e ra tu ra , powyżej 1200°, law
w u lkanicznych i stałe w zrastanie te m p e
242 W SZEC H SW IA T .Na 16 r a t u r y w m ia rę p o s u w a n ia się w głąb
ziemi.
P r z y jr z y jm y się im nieco bliżej. P o m iary t e m p e r a t u r y w a r s tw ziemi, poczy
nione w g łęb o k ic h kopaln iach , podczas p r z e b ija n ia tun eló w , p r z e d e w s z y s tk ie m zaś podczas głęb okich w ierceń (te o s t a t nie o d zn aczają się n a jw ię k s z ą ścisłością), stw ierdziły, że t e m p e r a t u r a pokładów w z r a s ta s ta le w m iarę p o su w a n ia się w głąb ziemi. Ilość m etró w , n a j a k ą p o su n ą ć się należy w g łąb ziemi, ażeby te m p e r a t u r a p o dn io sła się o l°C n a z y w a m y sto p n iem albo g r a d y e n te m g e o te r m i
cznym (jest to zatem w ielkość, zm ienia
j ą c a się w s to s u n k u o d w ro tn y m do s z y b kości p r z y r o s tu te m p e ra tu ry ) . J a k o w a r tość śre d n ią g r a d y e n t u g e o te rm ic zn e g o p od a ją zw y kle 35 m dla 1°C. J e d n a k ż e w ielkość tę należy u w a ż a ć za o b o w ią z u ją c ą je d y n ie dla p a s a u m ia rk o w a n e g o p ół
kuli północnej od 30° do 50° szer. półn., do k tó re g o w y łączn ie sto su je się, cały p raw ie p ow ażny m a t e r y a ł o bse rw ac y jn y . Dla półk uli zaś południow ej m a te ry a ł j e s t ju ż n a d e r og raniczo n y n a w e t dla p a sa u m ia rk o w a n eg o ; dla k rain p o larn y c h obu półkul n ie m a go wcale; na ró w nik u wreszcie z n a m y j e d n ę ty lk o sta c y ę na w yspie Borneo (pod S a m a r y n d ą na 1°
szerok. połudn.).
i W rzeczyw istości n a w e t dla półkuli północnej g r a d y e n t g e o te rm ic zny ulega n a d zw y czaj silnym w ahaniom , zarów no średni dla ró żn y ch m iejscow ości (np.
14,4 m dla w ie rc e ń w Macholles w e F l a n c y i i 69,2 m dla kopalń miedzi nad jeziorem W y ż sz e m w A m e ry c e Północnej) j a k i w ciągu je d n e g o i teg o sam ego w iercenia na ró żn y c h głębokościach, tak np. dla w ie rc e n ia k lasy cznego w Speren- b e rg u (41 km n a płdn. od Berlina), docho
dzącego do głębokości 1268 m, gradyent, g e o te rm ic z n y w a h a ł się na ró żn y ch g ł ę bokościach od 21,3 m e t r a do 140 m e
tró w . N a różnice te w p ły w a ją różne w p ły w y poboczne, z k tó ry c h j e d n e d z ia ła ją c oziębiająco, zw iększają, inne zaś d z ia łają c w k i e r u n k u przeciw nym , z m n ie j
s z a ją g r a d y e n t.
D ro g ą d o św ia d cz a ln ą stw ierdzono w p ły w y nastę p u jąc e :
1) Blizkość wielkich m as wody, t. j.
morza, w p ły w a n a zw iększenie g r a d y e n t u geoterm icznego; np. dla w ie rc e n ia w P as de Calais — głębokiego na 1 400 m etrów g r a d y e n t g e o te rm ic zn y wynosił 56,6 m etra.
2) W tu n ela ch g r a d y e n t geo term iczn y dla części z n a jd u ją c y c h się pod s a m ą gó
r ą j e s t większy od norm alnego, n a t o m iast w częściach c ią gn ą c ych się pod tunelam i, tudzież w blizkości otworów tunelów m nie jsz y od norm alnego; p r z y czyny szukać należy w zwiększonem pro
m ieniow aniu ciepła w części górzystej z powodu własności atm o sfe ry i zw ięk
szenia prom ieniującej powierzchni. W ten sposób w tu n e lu St. G o tard zkim no to wano g r a d y e n t y 44 m pod s a m ą górą, a 29 m tylko pod doliną; w tu n e lu Sim- plońskim g r a d y e n t g e o te rm ic z n y w y n o sił 43,5 to.
3) W m iejscow ościach, noszących na sobie śla d y działalności wulkanów, w zg lęd
nie n a w e t dość daw nej, bo po czynając od końca ery trzeciej, g r a d y e n t g e o te r m iczny j e s t daleko m niejszy od n o rm a l
nego i w ynosi średnio od 11 do 24 w.
P rz y c z y n a tego z ja w is k a leży w m ałem p rzew odnictw ie cisplnem law\ s k u tk ie m czego pod z e w n ę trz n ą s k o ru p ą swoją p r z e c h o w u ją one przez czas długi w y s o k ą tem p e ra tu rę . W iadomo, że w lat kil
k a n a śc ie po w ylaniu się na pow ierzchnię s tru m ie n ia lawy, można zapalić kij, wło
ży w szy go w szczelinę w skorupie la
wy; w głębi ziemi w pływ wysokiej t e m p e r a t u r y law y daje się odczuwać bez po
ró w n a n ia dłużej, j a k to widać z pom ia
ró w geoterm icznych.
4) Dla sk ał o złem przew odnictw ie cieplnem: piaski, m arg le i t. p., g r a d y e n t g e o te rm ic z n y j e s t daleko m niejszy od ś redniego (16 — 25 m), a dla skał o do
brem przew odnictw ie cieplnem — w ięk
szy.
5) W re sz c ie blizkość pokładów, w y
d z ie lają c y ch ciepło na s k u te k przem ian
chem icznych, w nich zachodzących, j a k
z ja w is k a u tle n ia n ia i uw odniania, w p ły
w a znacznie n a zmniejszenie g r a d y e n t u
w w a r s tw a c h o taczających. N ależą t u
JV° 16 W SZEC H SW IA T 243 taj złoża kruszcow e, kopalnie w ęgla i te
r e n y naftowe.
Ja k ie ż w nioski co do s ta n u term ic z n e go ziemi możemy w yciągnąć ze zjaw iska g r a d y e n t u geoterm icznego? Prz ed e w sz y - s tk ie m n ależy zauważyć, że ilość ciepła d o sta rc za n e g o pow ierzchni ziemi tą dro g ą j e s t niewielka: 52 gram okalo ry e w c ią g u ro k u na 1 cm 2 powierzchni, t. j. ilość ciepła, k tó ra pod ciśnieniem 1 atm . mo
że ogrzać 52 g ra m y wody od 15° do 16°C.
Otóż w pasie u m ia rk o w a n y m , np. w W a r szawie, 1 cm
2powierzchni o trzy m u je 1000 r a z y więcej ciepła od słońca.
W g ra n ic a c h o bserw acy i ś re d n i gra- d y e n t g e o te rm ic zn y zdaje się być s t a łym , a p rzy n a jm n ie j w obecnym stanie o b se rw ac y i nie m ożem y orzec, czy z m n ie j
sza się on, lub awiększa wraz z głębo
kością.
N ajgłębsze nasze w iercenia dochodzą mniej więcej do 2 000 m etró w (najg łęb szy otw ór św idro w y j e s t na Ś lą sk u Gór
n y m w Czuchowie i dosięga 2 239 m e tró w głębokości), w s to s u n k u do d łu g o ści p ro m ie n ia kuli ziemskiej (6 356 kilo
m etrów ) są to zatem zaledwie lekkie na- kłócia n a s k ó rk a ziemi; to też ekstrapola- cya g r a d y e n t u geoterm icznego na całą długość p rom ienia ziemi j e s t zasadniczo niedozwolona. Możemy j e d n a k z pew nem p raw d o p o d o b ie ń stw e m przypuścić, że t e m p e r a t u r a w a r s tw w z r a s ta normalnie, t. j.
w s to s u n k u l°C na każde 35 metrów, jeszcze do pewnej głębokości poza g r a nicam i o sią g n ię te m i przez wiercenia;
w ta k im razie na głębokości 14 k ilom e
trów o trz y m a lib y ś m y te m p e ra tu rę 400°, d o sta te cz n ą dla tw o rze n ia się granitów , a n a głębokości 3 r a z y w iększej t e m p e r a t u r ę 1 200°, t. j. te m p e ra tu rę law, w re szcie n a głębokości 63 kilom etrów t e m p e r a t u r a o sią gn ę łaby 2 000°, co w y s t a r cza do stopienia w sz ystkic h sk ał n am z n a n y ch . Otóż istn ien ie podobnej w a r s tw y o wysokiej te m p e ra tu rz e , n a n ie wielkiej stosu n k o w o odległości od p o w ierzch ni ziemi, gdzie m a te ry a z n a jd o w a ła b y się w s ta n ie p łynn y m rz e c z y w i
ście, czy też tylko potencyalnie, t. j. g o to w a w k ażdej chwili sta ć się płynną w razie zm n iejszen ia c iś n ie n ia ,—j e s t b a r
dzo praw dopodobne i objaśniałoby nam do statecznie pochodzenie law w u lk a n ic z nych. Lecz o pochodzeniu ciepła w t y c h w a rs tw a c h w dzisiejszym s ta n ie wiedzy nic pew nego powiedzieć nie można; m o że ono by ć s k u tk ie m początkowego cie
pła ziemi lub być pochodzenia w tó rn ego (procesy chemiczne, połączone z w y d z ie laniem ciepła, obecność r a d u i t. p.).
Co do s ta n u term ic z n eg o w a rs tw n a j
głębszych, t. j. w n ę trz a ziemi, m usim y przy z n a ć się do zupełnej nieświadomości.
W rzeczy samej, jeżelibyśm y przypuścili, do czego z resztą nie m am y żadnego p ra wa, że t e m p e ra tu ra w z r a s ta jednak ow o do ś ro d k a ziemi, to o trz y m alib y śm y tam t e m p e ra tu rę 182 000°C. J e s t to bardzo nieprawdopodobne, jeżeli zważymy, że te m p e r a t u r a w a r s tw y słońca, w y s y ł a ją cej k u n a m św iatło i ciepło nie p rze w y ż sza 7 000° podług najno w szy ch obliczeń;
z drug iej s tr o n y obecność t a k wysokiej t e m p e r a t u r y nie zgadza się z tem i dane- mi, ja k i e p osiadam y dla gęstości i elas
tyczności w n ę trz a ziemi, k tó ry c h o b ja śnienie w ty m p rz y p a d k u w ym agałoby przypuszczeń, do któ ry c h bynajm niej nie je s t e ś m y upoważnieni.
W ogóle mówiąc, nie je s t e ś m y w sta n ie stw orzyć żadnej teo ry i term icznego s t a nu ziemi, ponieważ nie w iem y zupełnie, jak im praw om podlega je j wnętrze; nie wiemy, czy wobec olbrzym ich ciśnień (a może n a w e t i tem p e ra tu r), ja k ie tam p anu ją, m a t e r y a po dlega prawom analo
gicznym z p raw a m i stanów stałego, cie
kłego, lub gazowego; być może—j e s t to ja k iś i n n y s ta n m atery i, zupełnie nam
nieznany.
Z agadnienie te m p e r a t u r y w n ę trz a zie
mi sta ra n o się rozw iązać również na d ro dze geogenetycznej, ro ztrzą sa ją c , w ja k i sposób ziemia się kształtowała; je d n a k ż e wobec wszelkiego b r a k u obserw acyj, do
ty czących oziębiania się i krzepnięcia ciała wielkich rozm iarów, zawieszonego w przestrzeni, teo ry e te nie m ają żad n e go znaczenia dla celów poznania praw dy.
Naogół biorąc istn ieją trzy kierunki. J e
den z nich tw ierdzi, że, poczynając od
sta d y u m , k iedy ziem ia była kulą płyn n ą
o nadzw yczaj w ysokiej te m p e ra tu rz e ,
244 W SZECHSW IAT Nś 16 k rzep nięcie je j odbyw ało się bardzo w ol
no i szło od pow ierzchni k u środkowi, j a k w stopach; że z a te m pod sk o ru p ą zie
mi znajduje się j ą d r o p ły n n e lub może n a w e t gazowe o w ysokiej t e m p e ra tu rz e ; wobec w ie lk ic h ciśn ień ciało gazowe n a wet może się za chow yw a ć p rak ty c z n ie , j a k ciało stałe i w te n sposób o bjaśn iać należy g ę sto ść i sz ty w n o ść j ą d r a ziemi.
In ic y a to re m d ru g ie g o k i e r u n k u był lord Kelvin, k tó ry tw ierdził, że ziem ia p o trzeb o w ała stosu nko w o niew ielkiego o k resu czasu, p raw dopodobnie 40 m ilio
nów lat, ażeby całkowicie z ak rzep n ąć;
proces k rze p n ięc ia odby w ał się w k ie r u n k u od śro d k a k u po w ie rz c h n i ziemi, w s k u te k op ad a n ia części s ta ł y c h ku w n ę trzu; obecnie, zd aniem Kelvina, t e m p e r a t u r y w a r s tw w z r a s t a ją od p o w ierzch n i w g łą b tylk o z p o c z ą tk u szybko i r e g u larnie, n a s tę p n ie j e d n a k , p o c z y n ają c od głębokości 30 k ilo m e tró w sz y b k o ść przy
ro stu te m p e r a t u r y z a czyna się zm niejszać i poczy n ając od głębokości 300 kilom e
tró w t e m p e r a t u r a pozostaje niezm ien n ą aż do środka.
W o s ta tn ic h c z asa c h geolog polski J a czew ski s k re ś lił n a s tę p u j ą c ą h y po tez ę p o w s ta n ia ziemi. N a p o cz ątk u p la n e ta n a s z a była m g ła w ic ą, s k ła d a j ą c ą się z g a zów rozrz e d zo n y c h o n isk ie j t e m p e r a t u rze; m g ła w ic a p odlegała n a s tę p n ie pro ce
sowi za g ęsz c za n ia stop n io w eg o , idącego od ś ro d k a k u z e w n ą trz ; tow a rz ysz y ło mu wydzielanie ciepła, j a k o ró w n o w a ż n ik a w ykon a n e j p rac y p rzy c iąg a n ia , k tó re Udzielało się w a r s tw o m z e w n ę trz n y m , podnosząc ich te m p e ra tu rę ; obecnie zie
m ia przeszła j u ż c a łk o w ity c y k l z a g ęsz czania i w e w n ątrz j e s t ciałem stałem o -niskiej te m p e ra tu rz e ; wyższe te m p e r a t u r y z e w n ę trz n y c h w a r s tw ziemi należy o b jaśn iać s p ra w a m i c hem icznem i, po łą
czonemu z w y d z ie la n ie m ciepła.
' W la ta c h o s ta tn ic h zaczęto z a s t a n a w iać się, j a k ą rolę w s ta n ie te rm ic z n y m ziemi może o d g r y w a ć r a d (Joly, S tru tt).
Otóż i w ty m p rz y p a d k u , j a k w ty lu in n y c h r a d ok azał się rew o lu cy o n istą: od
wróci! z a g a d n ie n ie do g ó ry nogami. W sa- nfej rzeczy r a d z n a jd u je się w skałach ,
.
'-r r
.ulega dy socy acyi i wydziela ciepło, i, być może, w ydziela go więcej niż ziemia t r a ci przez prom ieniow anie, ziemia więc ogrzew a się stale, za m iast się oziębiać.
Wiadomo, że rad z aw iera ogromne ilo
ści energii: w 1 gram ie zaw iera je j tyle, ile potrzeba, aby podnieść 567 700 to n n n a w ysokość 1 m etra, co rów nozn aczn e j e s t 133X 107 g ram o -kalo ry om ciepła, t. j.
tej ilości ciepła, k tó ra wobec dziś p r z y j m ow anego g r a d y e n t u geoterm icznego uchodzi z ziemi w ciągu je d n e g o roku p rzez pole = 2 550 m etró w k w a d r a to wych.
Są to ilości ciepła t a k wielkie, że g d y by k a ż d y c e n ty m e tr sześcienny ziemi z a w ierał 1,75.10-13 g r a m a radu, to corocz
na p ro du kcy a ciepła z r a d u r ó w n a ła b y się ilości ciepła, traco n ej przez ziemię sk u tk ie m prom ieniow ania. T ym czasem sk a ły nasze z a w iera ją śred nio 74 razy więcej r a d u (130.1 0 - 13 w 1 cm3). Ażeby p ow etow ać roczną u t r a t ę ciepła przez prom ieniow anie ziemi, d o s tateezn em b y łoby przypuścić, że tylko sk o ru p a ziemi do głębokości 72 km zaw iera rad. Jeżeli j e d n a k w n ętrze ziemi również go zaw ie
ra, to wówczas ilość ciepła w ydzielanego jest w iększa od corocznej s t r a t y przez prom ieniow anie i w n ę trz e ziemi stale się ogrzewa. Źródłem wiecznie odnawiają- cem z apasy r a d u j e s t u ran , k tó re g o dy- socyacya j e s t n iesły c h an ie powolna.
(W ciągu ro ku ■ J I0 uranu).
Co dotyczę ciśnień p a n u ją c y c h we w n ę trz u ziemi, to pod ty m w zględem s to imy o ty le lepiej, że wiemy p rzy najm niej, że ciśnienia we w n ę trz u ziemi m uszą być, choćby ze w zględu na ciężar m as n a le g a ją c y c h n a s ie b ie —olbrzymie; ale j a k i e m ianowice i j a k rozmieszczone, nie możemy powiedzieć, gdyż do tego m u s ielibyśm y znać gęsto ść i s ta n s k u p ie n ia m a te ry i w k a ż d y m punkcie w n ę trz a zie
mi. Gęstość ziemi z na m y tylko średn ią
dla całej kuli ziemskiej (5,5), ale p raw
jej rozm ieszczenia w k ie ru n k u p rom ienia
ziemi nie znam y. G d yb yśm y założyli, że
ziem ia j e s t k u lą jedn o ro d n ą , ciekłą i g ę
stość jej ró w n a j e s t średniej gęstości
JV° 16 W SZEC H SW IA T •245 kuli ziem skiej, to w ed iug p raw hydro-
s ta t y k i o trz y m alib y śm y ciśnienia:
na p o w ierz ch n i na głębok. 0,5 E . na głęb. 1 B.
1 atm . 1271 140 atm . 1694 854 atm .
Poniew aż j e d n a k g ęstości różnych w a r s tw kuli ziemskiej w z ra sta ją z g łę bokością, choć w s to s u n k u nam n iez n a nym , więc w rzeczywistości ciśnienia n a głębokości 0,5 prom ienia ziemi będą m niejsze od przytoczonych, a ciśnienie w ś ro d k u ziem i—znacznie większe. Tak np. w ed łu g p raw L ap łac e a i L egendrea, prz y jm u ją c y c h , że gęstości w głębi w z r a s ta ją p ro p o rcy on aln ie do odległości od powierzchni, ciśnienie w środ k u ziemi dochodzi do 3 milionów atm osfer. Ciśnie
nia te są ta k wielkie, że są dla n a s n ie zrozumiałe, albowiem na p o d sta w ie n a szych doświadczeń i obserw acyj żadnego pojęcia m ieć nie możemy o tem , j a k ma- te r y a będzie się zachow yw ała w podob
nych w a ru n k a c h .
Oprócz tego wszędzie n a pow ierzchni ziemi s tw ie rd z a m y istnienie ciśnień b o cznych, k tóry ch rez u lta te m są fałdow a
nia i n a s u n ię c ia w a r s tw podczas pro ce
sów górotw órczych. O ile stw ierdzenie obecności podobnych ciśnień w w a r s tw a c h zew n ę trz n y ch , w n a s k ó rk u ziemi nie p rz e d s ta w ia najm niejszej trudności, o tyle nic j e s t e ś m y w stanie w skazać z w sz e lk ą p ew no ścią przyczyny, k tó ra w yw ołuje to ciśnienie. Jed n o j e s t tylko praw ie pewne, a mianowicie, że ciśnie
nia, o k t ó r y c h mowa, ogran iczają się t y l ko do w a r s tw najbardziej z e w n ę trz n y ch kuli ziem skiej. W sam ej rzeczy p rzeko nano się zapomocą obliczeń (Davison), że, bez w zględu na pochodzenie ty c h ci
śnień, nie m ogą one ciągnąć się wgłąb ziemi, więcej n a d 8 lub może in n ą po
dobnego rzę d u ilość kilom etrów. Pod tym pasem ciśnień bocznych, ś c is k a ją cych w a r s tw y , znajd u je się pas, w k t ó ry m w a r s tw y zam iast być śc iśn ięte p o d leg a ją rozciągnięciu. Granice tego pasa o ciśnieniach bocznych r ó w n y c h 0 znaj- d.ują się n a głębokościach 8 i 320 kilo
m etrów .
Z kolei p rzejdziem y teraz do ro z p a trz e n ia ty c h d any ch , k tó re p o siadam y co
do własności fizycznych w n ę trz a ziemi.
D otyczą one mianowicie gęstości i e la s tyczności albo sztyw ności kuli ziemskiej.
Co do gęstości ziemi, to przedew szyst- kiem znam y i to dostatecznie ściśle, średnią gęsto ść ziemi. W samej rzeczy średnia gęstość ziemi, j e s t to s to sune k m asy ziemi do je j objętości. Objętość ziemi znam y, znając je j w ym iary z p o miarów geodezyjnych; m asa zaś wchodzi w skład każdego rów n a n ia w yrażającego ciężar albo w ag ę jak ie g o b ąd ź ciała na powierzchni ziemi, skąd znajdziem y, że
. . g R 2 , .
m asa ziemi = , gdzie g je s t p r z y śpieszeniem siły ciężkości, znan em dla każdego p u n k t u n a pow ierzchni ziemi, R— promień kuli ziemskiej, wreszcie k — sp ółczynnik wchodzący w skład wzoru, w yrażająceg o siłę ciążenia powszechnego, k tó ry określam y, m ierząc siłę, z j a k ą p rzyciągają się dw a ciała o masie nam w iadomej na pow ierzchni ziemi.
Z powyższego w ynika, że ścisłość ozna
czenia masy, a co za tem idzie średniej gęstości ziemi zależy p rzed ew szy stkiem od ścisłości w oznaczeniu tego spółczyn- nika N ew ton ow skiego p rzy c iąg a n ia (k).
W ty m celu od ro k u 1736 do naszych czasów, fizycy dokonali całego szereg u doświadczeń i rez u lta te m licznych badań w ty m k ie r u n k u j e s t przyjęcie za ś re d nią g ęstość ziemi w artości Z ) = 5 , 5 z p r z y bliżeniem do V50.
D r u g ą daną, j a k ą posiadam y dla g ę stości ziemi, j e s t średn ia gę sto ść s k o r u py ziemskiej, k tó r ą możemy obliczyć w przybliżeniu, z n ając gęstości różnych skal w y s tę p u ją c y c h n a powierzchni. Gę
stości skał n ajw ażniejszy ch pod ty m względem w a h a ją się od dw u do trzech i jako ś re d n ią gęstość p rzyjąć możemy 2,6. W takim razie g ęstość m as spoczy
w a jących we w n ę trz u ziemi musi p r z e wyższać 5,5. Na zagęszczenie m as we w n ę trz u ziemi m usi w pływ ać p rz e d e w sz y stk ie m działanie w ielkich ciśnień, a n a s tę p n ie sam rodzaj m ate ry i, m iano
wicie obecność m eta li ciężkich, której dowodzą liczne względy.
T eraz nasuw a się p ytanie, j a k i m p r a
wom podlega rozk ład g ęstości we w n ę
246 W SZEC H SW IA T JSló 16 trz u ziemi? D oty chczas n a u k a nie d a ła
n am jeszcze pew nej odpowiedzi w ty m względzie. W iem y, że rozk ład gęstości w pływ a n a k s z ta ł t ziemi, a m ianow icie n a w artość sp ła sz c ze n ia elipsoidy ziem skiej, na w łasno ści jej r u c h u ob ro to wego, j a k np. m o m e n tu bezwładności;
wreszcie n a r u c h y p ow ierzch n i, zw ią za ne z p rz y p ły w a m i i o d p ły w a m i sk o ru p y ziemskiej. D o ty c h c za s je d n a k ż e tylko w a rto ść spła sz c ze nia ziemi dała n a m p e wne w skazów ki. Mianowicie, g d y b y zie
mia b y ła zupełnie s z ty w n a i s k ła d a ła się z w a r s tw je d n o r o d n y c h s p ółśro d k ow yc h, o gę sto śc i równej średn iej g ę sto śc i zie
mi, to spłaszczenie jej w yno siłob y 1/578 promienia. W r z e c z y w isto śc i sp ła sz c ze nie j e s t większe i w y n o si 1/291 p rom ienia, j a k to w y n ik a z n a jn o w s z y c h pom iarów g eod ezy jny ch. P o z w a la n a m to w y p ro wadzić dla s k ła d u w e w n ę tr z n e g o ziemi pew ien moduł 0,486, k t ó r y b y łb y 0,6, g d y b y ziem ia b y ła j e d n o r o d n a , a schodzi do zera w p r z y p a d k u , g d y b y gęstości ziemi z m ie n ia ły się w sposób c ią g ły od nieskończonie w ie lk ic h w ś ro d k u ziemi do zera n a je j po w ierzchni.
W nauce zn a n a j e s t p e w n a ilość w zo
rów, k tó re m a ją c te t r z y dane, t. j. g ę stości ś re d n ie k uli ziem skiej i je j s k o r u py, tudzież w a rto ś ć spłaszczenia i w y n i
k a ją c y stą d moduł, s t a r a j ą się p r z e d s ta wić rozkład gęstości w ta k i sposób, ab y zadosy ću czy nić p e w n y m p o stu la to m g e o detów i a stron om ów . P r a w ie w s z y s tk ie te form u ły p rz y jm u ją , że gęsto ść ziemi w z r a s ta w sposób ciągły od powierzchni do ś ro d k a ziemi; ty m c z a s e m to, co w ie m y o in n y c h w łasn ościach w n ę tr z a zie
mi, j a k sztyw n ość, k tó ra p raw d o po d o b nie m usi zm ieniać się m niej w ięcej ró w n o le gle do in n y ch własności f iz y c z n y c h ,—
stanow czo przeczy te m u założeniu i z w ła szcza ś ro d e k ziemi o p ro m ie n iu m niej więcej 4/ i 0 prom ienia ziem skiego zdaje się p r z e d s ta w ia ć śro dow isko je d n o r o d n e o w ła s n o śc ia c h fizycznych s tałych . W s k u t e k tego rz e c z y w is ta gę sto ść ś ro d k a zie mi będzie m n ie jsz a od tej, k tó ra w y n ik a z obliczeń L a p la c e a albo Rocha (10,6).
Za przybliżoną g ę s to ś ć j ą d r a śro d k o w eg o '
p rz y jm u je m y zazwyczaj mniej więcej g ę stość żelaza (7,7), albo nieco wyższą.
Czesław Łopuski.
(Dok. nasfc.).
P O L I S P E R M I A D O Ś W I A D C Z A L N A J A K O Ś R O D E K D O A N A L I Z Y Z J A
W I S K A Z A P Ł O D N I E N I A .
(D okończenie).
J a k a j e s t r o l a c i a ł e k n a s i e n n y c h w ś r e d n i c h p o l i s p e r m i a c h ? Za ś re d n ią polisperm ię p. B r a c h e t u w a ża ilość 4 — 10 ciałek n a sie n n y c h , g d y bowiem w iększa ich liczba p r ze n ik a do j a j a — r e z u lta ty s e g m e n ta c y i i ro zw oju są inne. Badając j a j a o średn iej polis- perm ii, zabite w 11/2 god. po p r z e n ik n ię ciu ciałek n a sie n n y c h , spo strz eg a m y w y r aź n e szlaki barw niko w e n a sien ne, idące mniej lub więcej prom ieniście od po
w ierzch ni j a j a ku je g o w n ę trz u . N a g ro m ad zen ie b a r w n ik a korowego w s k a z u je p u n k ty p rzen ikn ięcia ciałek n a sie n n y c h ; p u n k t y te leżą przew ażnie w półkuli g ó r
nej, a w razie słabej polisperm ii są j e d nakow o od siebie oddalone. Śledząc, szlaki pigm entow e można dostrzedz na ich zakończeniach małe, słabo z a b a rw io ne ją d r a , przepojone sokiem ją d r o w y m . Te j ą d r a sp e rm a ty c z n e leżą po śro d k u j a snej, d robnoziarnistej plam y, w której g u b ią się z ia r n a sz la k u barw nikow ego.
Ale nie ty lk o n a tem polega analogia z n o rm a ln em j ą d r e m n a sien nem . Cyto- plazm a j a j a u k ład a się prom ieniście do
okoła tej m asy ziarnistej naokołojądro- wej, innem i słowy, s k u p ie n ia te są p u n k t e m w yjścia wielkich gwiazd, w yw ołu
j ą c y c h o r y e n ta c y ę w ty m sa m y m k ie r u n k u m ałych b lasz e k żółtk ow y ch i de
l ik a tn y c h ziarn b a rw n ik o w y c h górnej
półkuli ja ja . Przez analogię m ożna s z u
kać w c e n tr u m gwiazd — sfery a t r a k c y j
nej w raz z centrozom em. W razie n ie z n a
cznej ilości szlaków b a rw n ik o w y c h w s z y
stk ie j ą d r e n a s ie n n e leżą na tej samej
głębokości. W k ró tc e potem , a w 2— 21/2 g.
JMs 16 W SZEC H SW IA T 247 po p rzep o jen iu sperm ą, gw iazdy n a s ie n
ne dosięgają zupełnego rozwoju i tw orzą doskonale odgraniczone sfery p ro m ien io wania, w ychodzące z jed n e g o centrozo- mu, k t ó r y widać pod p ostacią m asy z ia rn i
stej, p rzyklejonej do w ew n ętrznej po
w ierzchni ją d r a . Każdą z tych sfer, od g ran ic zo n ą n a z e w n ą trz powierzchnią j a ja , oddziela od sąsiednich rodzaj w a rs tw y
obojętnej, m ającej na prze k ro ja c h w y gląd jaśn ie jsz ej wstęgi. W śro d k u j a j a j a s n e linie rozchodzą się j a k promienie pięciogałęzistej gwiazdy. Układ to podo
bny do opisanego przez R iickerta u spo- d o u s ty c h . W a r s t w y zaś obojętne przy
po m in a ją linie zetkn ięcia się gwiazd m ę skiej i ż eńskiej, k tó re opisali K ostanecki i W ie rz e js k i u P h y s a fontinalis w fa
zach, poprzedzających kopulacyę pronu- kleusów.
W szystk o to dowodzi, że w wielona- s ien n em j a j u żaby każde ciałko n a sie n n e re a g u je n a o tac z a ją c ą cytoplazmę, tw o
rząc w niej sferę a tra k c y jn ą , k tó ra s t a nowi z a m k n ię ty s y ste m nie m ają cy z po
zostałemu styczności. Te sfery a tr a k c y j ne, u ż y w a ją c te rm in u Sachsa, możnaby n a z w a ć „en ergidam i sp e rm a ty c z n e m ii£.
W półkuli dolnej prom ienie znikają;
ta część j a j a , j a k i w w a r u n k a c h n o r m aln ych, s ta n ie się cz y n n ą z początkiem s e g m e n ta c y i. W przy p a d k u większej ilo
ści ciałek n a s ie n n y c h e n e rg id y przepla
t a j ą się, ale b udow a ich zostaje ta sama.
Badanie w cześniejszych okresów tw o rzenia się sfer a tr a k c y j n y c h j e s t bardzo ciekaw e. Na j a j a c h wielonasiennych, u trw a lo n y c h w l lU g. po przeniknięciu nasienia, szlaki barw ne są ju ż bardzo głębokie, lecz g w ia z d y z a ry s o w u ją się dopiero wkoło jąd e r. Szlaki, leżące bli
sko, id ą równolegle, poczem załam u ją się, rozchodząc pod k ą te m pro sty m . Na ty m poziomie z a ła m a n ia pojaw iają się promienie gwiazd. Zdarza się, że e n e r gidy nasienne, zlokalizowane w górnej półkuli ja ja , są różnej wielkości i k s z ta ł
tu; z jaw isko to zachodzi wobec słabej polisperm ii; j e d n a z energid, k tó rą mo
ż n a b y nazw ać główną, p rzew yższa w ów czas inne dodatkow e. Różna długość szlaków n a s ie n n y c h j e s t zapew ne wyni
kiem nierów noczesnego p rz e n ik a n ia cia
łek n asienn ych. Najw cześniejsze p rze n i
ka n a jd a l e j ; ‘-różnica w czasie może b y ć n a w e t nieznaczna, ju ż k ilka m in u t w pły
wa na zm ianę bu do w y ja ja . Dla p rz e n i
k nięcia powłoki żelatynow ej i ś c ia n k i j a jowej ciałko nasien ne potrzebuje 45 — 60
m., poczem V2 g. w y s ta rc z a do w y w o ła nia d y n a m ic zn y c h zjaw isk zapłodnienia.
W razie n orm alnego zapłodnienia kończą się one w 1V2 g. po prze n ik n ię c iu s p e r
my; widzieliśmy, że w polispermii ten sam czas j e s t p o trz e b n y do opanowania i podziału górnej półkuli j a j a przez j ą dra sperm aty czn e.
U s zk arłu pn i s k u tk i e m przeniknięcia ciałka nasiennego śc ia n k a żółtkow a pod-' nosi się a zarazem wydziela płyn pcza- żółtkowy, k tó ry w edług H ertw ig ó w s t a nowi tam ę dla dalszego p rzenikania cia
łek n a sie n n y c h . U żaby zauważono pó-1'- dobne zjawisko: zmniejszenie się jaja, i wydzielenie płynu wokółżółtkowego, • które rozpoczyna się w miejscu przenb knięcia ciałka nasiennego. Ciałka d od a t
kowe nie mogą ju ż po te m przenikać. ' R u c k e rt m niem ał, że j ą d r a ciałek n a siennych odpychają się, b a d a n ia p. B ra-' cheta wykazały, że od pychają się tylko centrozom y czynne, o czem będzie mowa niżej.
J a k s i ę z a c h o w u j e p r z e d j ą d r ó ż e ń s k i e w j a j a c h o ś r e d n i e j p o l i s p e r m i i ? J u ż w lV2 g. po przeni
knięciu p ły n u nasienn eg o można z a u w a żyć w lek k ie m wgłębieniu na powierzchni j a j a ciałka biegunow e. W k ró tc e potem ‘ w b a rw n ik u koro w y m tego zagłębienia pojawia Się p rzed jądro żeńskie pod po
stacią m ałego siateczkow atego ją d ra , któ rego nie otacza ani gwiazda, ani ja- ' sna w a r s tw a , co u t ru d n ia je g o odnale
zienie. W Va godz. później, g d y energi
dy s p erm aty czn e ju ż się u tw o rzyły , pro- n u kleus żeński opuszcza p owierzchnię j a j a i przen ika w żółtko. Czasami krótki b a rw n ik o w y ślad świadczy o .początku jeg o wędrówki. Stale pozbawiony cen- trozom u i gwiazdy, w yg lą d a j a k obce ' ciało, które trudno w y k ry ć pośród bar
w nika i m ałych blaszek żółtkowych. Opu
ściw szy powierzchnię jaja, wchodzi z ko
248 W S Z E C H S W IA T JNfe 16 nieczności w j e d n ę z e n e rg id s p e r m a ty
cznych, n a k tó re podzieliła się półkula górna. W w ielu j a j a c h w id ać zbliżanie się p r o n u k le u s a jalc g d y b y s k u tk ie m p rz y ciągania do ś ro d k a e n e rg id y , a n a r e s z cie p rzy w a rc ie do j ą d r a s p e rm a ty c z n eg o , k tó re w niej było u k r y te . K o pulacya od
by w a się w 2—2V2 godz. po p rzepo jen iu sperm ą. Z ja w isk a te dowodzą, że ty lk o je d n o j ą d r o s p e rm a ty c z n e łączy się z j ą
d r e m ż e ń sk iem i że niem a w y b o ru ze s tr o n y j ą d r a jajo w e g o , a działa tu ty lk o p rzy padek . Zagłębienie, na k tó re g o p o ziomie są w y r z u c a n e ciałka b iegunow e i w k tó re m p rz e b y w a j ą d r o żeńskie, z n a j d u je się n iec h y b n ie w sferze p r z y c ią g a nia jed n e j z e n e rg id s p e rm a ty c z n y c h , i je j j ą d r o będzie z a p ła d n ia ją ce m . Lecz czynność tę sp ełn ia ją d r o s p e rm a ty c z n e główne o ty le tylko, o ile j ą d r o żeńskie znajdzie się w t e r y t o r y u m je g o e n e r g i dy. T a k samo w j a j a c h dwu- i tró j- n a sienny ch po z a płodnieniu e n e rg id y nie są rów n o w ażn e pod w zględem j ą d r o w y m : j e d n a z n ic h m a j ą d r o am fim iksyjne, p o zostałe m ęskie. P o m im o to w 2 ł/2—3 g.
po przepojeniu sp e rm ą , w s z y s tk ie j ą d r a ro zpoczy n ają j e d n o c z e s n y i id e n ty c z n y podział m ito ty c z n y . Oczywiście j e d n a z blaszek ró w n ik o w y c h m usi posiadać p odw ójną ilość chromozomów. Z w y j ą t kiem k ilk u szczegółów cy tolo g iczn y ch m itoza w s z y s tk ic h j ą d e r o d b y w a się n o r m alnie, poczem n a s tę p u je podział j a j a na b lasto m e ro n y . W y g lą d tego podziału zale
ży ściśle od k s z t a ł t u i topografii e n erg id s p e rm a ty c z n y c h , od n ic h zależy k i e r u n e k osi wrzecion i planu brózdkow ania.
N a l e ż y t e r a z p o z n a ć l o s s p e r - m a t o z o i d ó w w j a j a c h o b a r d z o s i l n e j p o l i s p e r m i i . J a k ju ż było zaznaczone, j a j a te nie p o d le g a ją n ig d y p ra w d z iw e m u b r ó z d k o w a n iu i sk azan e są na s z y b k ą zagładę. B a d a n ia nad n ie mi pozwalają j e d n a k zro zu m ieć lepiej n iek tó re, n iew y ja śn io n e jeszcze, szcze
góły z a płodnienia norm alnego. Polisper- m ia dosięga t u 100 i więcej ciałek n a s ie n n y c h . W l V 4 g. po p rze p o jen iu s p e r mą, g d y tw o r z y się p rze d jąd ro żeńskie, całą okolicę k o ro w ą półk uli górnej w y p e łn ia ją k ró tk ie s z la k i sp e rm a ty c z n e , nie
p rze n ik ają c e głęboko w jaje. Z g ru p o w a ne są one często po 2, 3, 5 i 6, przy- czem leżą równolegle, biegn ą prosto lub faliście. Każdy zakończony j e s t ją d re m , otoczonem j a s n ą plamą. Po upływie p a r u m in u t w sz y stk ie szlaki j ą d r o w e g r u py zbliżają się do siebie, a j ą d r a ich, łą cząc się j a k podczas zapłodnienia, tw o rzą „ p o lik a ry o n y “ z 2, 3, 5, 6 ją d e r . Nie s p o s trz eg a m y żadny ch p rom ieniow ań cy- to p la z m a ty cz n y c h . Lecz w k ró tc e w ze
t k n ię c iu z każdem j ą d r e m ukazuje się mały, z ia rn is ty centrozom, s ta ją c y się ośrodkiem m ałych, lecz w yra ź n y ch gwiazd.
J ą d r a zlew ają się wówczas w m asy, ilość zaś centrozom ów ró w n a się ilości szla
ków s p e rm a ty c z n y c h . Każda z g ru p j ą d ro w y c h s ta je się ośrodkiem sfery d z ia łania, k tó r a oddziela się od sąsiednich i zachow uje j a k e n e rg id y w p olisperm ii u m ia rk o w a n ej. S ta d y u m to j e s t k ró tkie, poczem j ą d r a złożone dzielą się, a w czę
ści peryferycznej j a j a widać wielocen- tryczne, skom pliko w a n e mitozy, dające wielkie k iełk u ją c e ją d r a , ale nie dopro
w a d z a ją c e n ig d y do podziału k om ó rk o wego. Niewiadomo, co się dzieje z pro- nu k le u s e m żeńskim.
Z fak tó w pow yższych m ożem y w y p ro wadzić n a s tę p u ją c e wnioski: ciałk a n a sienne, przenikające do j a j a w obfitości, zlew ają się pomiędzy sobą, tw o rząc g r u py ją d r o w e w te d y tylko, g d y centrozo- m y ich są bezczynne; wobec c zynnych centrozom ów g r u p y j ą d e r i centrozom ów połączonych o d py chają się w zajem nie.
P o ró w nanie średniej i bardzo silnej po lisperm ii p ro w a dz i do n a stę p u ją c e g o p r a wa: jąd ra , pozbawione centrozom u, lub zw iązane z centrozom em n iec z y n n y m p rzy c iąg a ją się w zajem nie i zm ierzają do utw orze nia „polikaryonów "; p rzeciw nie zaś centrozom y i gw iazd y czynne odp y
cha ją się wzajem nie. W polispermii ś r e d niej zatem j ą d r a s p e rm a ty c z n e o d p y c h a ją się p asyw nie. W polisperm ii silnej j ą d r a m iały czas u k o n s ty tu o w a ć się i siła ich a tr a k c y j n a m ogła działać, zanim c e n tr o zom y w yszły ze s ta n u spoczynku. Gdy bardzo wiele ciałek na sie n n y c h wchodzi do jaja, czynność c entrozom u j e s t opóź
niona.
JS!ś 16 W SZ E C H SW IA T 249 U w a g i o g ó l n e . P o r ó w n y w ają c po-
lisperm ię fizyologiczną płazów ogon ias
ty ch, gadów i s p o d o u s ty c h z p o lisperm ią p rzy p a d k o w ą bezogonow ych i szkarłupni, dochodzim y do stw ierdzenia, że polisper
m ia fizyologiczną m a p u n k ty w spólne ze s ła b ą p o lisp erm ią dośw iadczalną u żaby, a m ianow icie — kopulacyę p r o n u k le u s a żeńskiego z je d n e m j ą d r e m nasiennem . Na tem kończy się analogia. Poza tem, g d y u ż a b y jed n o ciałko n asien n e kopu- lu je, a w szy stkie zapład niają, w polisper- mii fizyologicznej sperm ato zoidy d o d a t
kowe w y k a z u ją działalność różnorodną.
(U ow adów i bezogonow ych czynność t a j e s t słaba; u g a d ó w — j ą d r a d o d a tk o we dzielą się karyo k in e ty c z n ie ; u spodo
u s ty c h j ą d r a dodatko w e giną, lecz grały rolę w odżyw ianiu zarodka; przechodzą one przez dwie fazy: 1) dążą do zapłod
n ienia, 2) lecz w m iarę rozw oju centro- zomów— o d p y c h a ją się. Tylko j e d n a ener- g id a zapładnia). W j a j u żaby o seg m en - ta c y i całkow itej — w sz y stk ie ciałka n a sienne są czynne. W e w zajem n em od
p y c h a n iu się j ą d e r n a s ie n n y c h u spodo
u s ty c h R iick e rt widzi przystosow anie się do polispermii, sam oobronę od ciałek n a sienny ch dodatkow ych.
B a d a nia B ra c h e ta wykazały, że w j a j a c h o silnej polisperm ii p rzy c iąg a n ie się j ą d e r n a s ie n n y c h j e s t w y n ik iem p e w n e
go c h e m ita k ty zm u ; w polisperm ii u m ia r k ow an ej o d pyc ha ją c e działanie gwiazd i centrozom ów j e s t silniejsze od p rzy c ią g a n ia m iędzyjądrow ego. W y św ietlen ie ty c h d w u p raw p rzy c z yn ia się do zrozu
m ienia k o pu lac y i p ro n u k le u só w m ęs k ie go i ż eń sk ieg o w zw ykłem zapłodnieniu.
R iick e rt zauw ażył, że d la do k o nania się ko p u lac y i w z a płodnieniu norm alnem , n iez b ę d n e m j e s t, by j e d e n z pronukle
u só w s tr a c ił swój przyrząd ach ro m aty cz- ny. W razie słabej polisperm ii w y d z ie lanie się ciałek biegunow ych odbyw a się bez widocznej in te r w e n c y i centrozomu;
w razie silnej centrozom i potężne g w iazdy u c z estn ic z ą w tem z jaw isku, lecz n a s t ę pnie znikają. (Kostanecki i W ierzejski opisali d e g e n e ra c y ę gw iazdy i c en tro zo m u żeńskiego, walkę z gw iazdą m ęską, oraz opanow anie przezeń cyto p lazm y
w m ia rę zaniku figur a c h ro m aty c z n y ch jaja). W sz y s tk ie te f a k ty dowodzą, że w razie zapłodnienia no rm alnego j e d n a z gwiazd m usi być zwyrodniała, lub m u si jej zupełnie brakow ać. U jeż o w ca c ia ł
ka nasienne, przenikające przed u t w o r z e niem się gwiazd, działają zapładniająco, te zaś, k tó re w chodzą po ich p ojaw ieniu się z o sta ją odosobnione. Boveri objaśnia tem zjaw isko podwójnego wrzeciona.
Ze w s z y s tk ic h tych badań w yn ika w r e szcie, że p rz y c z y n ą zlania się j ą d e r mę
skiego z żeńskiem nie j e s t ich różnica jakościowa; p rzyc iąga nie istn ieje pomię
dzy w sz ystk ie m i j ą d r a m i bez względu na płeć. H ertw igow ie przypuszczali, że po
łączenie j ą d e r w yw ołane j e s t s k u tk ie m ku rcz e n ia się cytoplazm y, zachodzącego w chwili p r ze n ik an ia ciałka nasiennego;
podobną i n te r p re ta c y ę daw ali K ostanec
ki i W ierzejski. B ra c h et uważa za p r a wdopodobne, że r u c h y cytoplazm y, z a chodzące w ja ju , gdy centrozom n a s ie n n y zaczyna działać, sprz y ja ją zbliżeniu się pronukleusów , lecz nie uw aża ich za czynniki niezbędne. Praw dopodobnie p rz y czyna k opulacyi tk w i w ją d ra c h .
N a su w a się obecnie p ro b le m at nowy:
czy z ja w is k a przyciągania ją d ro w e g o m a j ą znaczenie ogólne, czy też są jed y n ie w y razem n a tu ra ln e j tendencyi jąder płcio
w ych do do pełniania się, t. j. o dtw orze
nia norm alnej liczby chromozomów? J e s t to k w e s ty a wielkiej wagi: od czasu j a k van B eneden w ykazał, że zapłodnienie polega na połączeniu się dw u połówek ją d r o w y c h i u tw o rze n iu j ą d r a przewężne- go, posiadającego chrom ozomy c h a r a k te ry sty c z n e dla g a tu n k u , zjaw isko to j e s t wszędzie zauważane, lecz n ik t go nie d y sk u tuje. W przypadkach, opisyw anych przez B racheta, chodziło o pronukleusy.
Czy jąd ra pełne z a ch o w y w a ły b y się p o dobnie? Odpowiedź j e s t t ru d n a . Pew nem pozostaje, że w nieobecności centrozom u czynnego, jąd ra , m ające w a rto ść p ro n u kleusów, zbliżają się. by się połączyć.
N. M.
250 W SZ E C H SW IA T J\Ó 16
R . B O H L I N.
