T Y G O D N I K P O P U L A R N Y , P O Ś W I Ę C O N Y N AUK OM P R Z Y R O D N I C Z Y M .
P B E N C M E R A T A „ W S Z E C H Ś W IA T A ".
W W a r s z a w i e
:
rocznie rub. 8 , kw artalnie rub. 2 . Z p r z e s y ł k ą p o c z t o w ą:
rocznie rub. 10, półrocznie rub. 5.Prenumerować można w R edakcyi W szechśw iata i we w szystkich księgarniach w k raju i zagranicą.
R edaktor W szechśw iata przyjm uje ze spraw am i redakcyjnem i codziennie od godziny 6 do 8 wieczorem w lokalu redakcyi.
A d r e s R e d a k c y i : M A R S Z A Ł K O W S K A N r . 118.
BU RZA M AGNETYCZNA W D. 31 P A Ź D Z IE R N IK A R. 1903.
J a k wiadomo, elem enty m agnetyzm u ziem
skiego podlegają, nieustannym zmianom.
Zm iany te są albo wiekowe, t. j. odbyw ają się stale w pewnym określonym kierunku przez długi przeciąg czasu, albo peryodyczne, za
chodzące w pew nym okresie, po którym ele
m enty m agnetyczne znowu otrzym ują w ar
tość swą średnią; jedne i drugie zm iany są norm alne i podlegają praw om stałym . J e d nakowoż niekiedy te n norm alny przebieg zmian zostaje w sposób gw ałtow ny zakłóco
ny, elem enty w ciągu krótkiego czasu ulega
ją znacznym i nieregularnym wahaniom, przekraczającym często obszarem norm alne oscylacye peryodyczne, po upływ ie zaś je d nego lub kilku dni, a czasami kilku godzin, zakłócenia te znikają i w szystko powraca do stanu normalnego. Takie gw ałtow ne zabu
rzenia noszą nazwę burz m agnetycznych.
Jedną z najsilniejszych burz m agnetycz
nych była burza, obserwowana w d. 31 paź
dziernika r. 1903, o której pragnę podać k ib ka szczegółów czytelnikom W szechświata.
Badaniam i m agnetycznem i zajm uje się kilkadziesiąt obserw atoryów m agnetycznych, porozrzucanych we w szystkich częściach świata. Do najw ażniejszych należą: K ew (w Anglii), P ark St. M aur we F rancyi, Pa-
włowsk w Rossyi, Poczdam w Niemczech;
wszystkie obserw atorya i stacye m ają za główne zadanie badać, o ile możności nie
przerwanie, przebieg zmian elementów m ag
netycznych.
Elem entam i m agnetycznem i są: 1) zbocze
nie m agnetyczne, t. j. k ą t pomiędzy południ
kiem m agnetycznym a południkiem astro
nomicznym m iejsca obserwacyi;
2) nachylę- lenie, t. j. k ąt między kierunkiem swobod
nie zawieszonej igiełki magnesowej a pozio
mem miejsca obserwacyi; 3) natężenie pozio
me m agnetyzm u ziemskiego, t. j. składowa natężenia całkowitego, przypadająca w kie
runku przeciw nym w płaszczyznie południ
ka m agnetycznego; 4) natężenie pionowe, t. j. składowa natężenia w kierunku piono
wym w tejże płaszczyznie.
Istnieje cały szereg przyrządów , służą
cych do dokładnego pom iaru wartości tych czterech elementów. Prócz tego istnieją przyrządy samozapisujące, które utrw alają nam nieustannie przebieg zmian tych ele
mentów zapomocą linij krzyw ych. Szcze
gólnie w czasie niespodzianych burz m agne
tycznych te ostatnie przyrządy oddają nauce nieocenione usługi, gdyż bez nich większa część burz m agnetycznych nie m ogłaby być zauważona.
Przebieg burzy m agnetycznej d. 31 paź
dziernika- r. 1903, w edług spraw ozdań kilku
najważniejszych obserwatoryów magnetycz-
178
W S Z E C H Ś W IA TM 12 nych, był następujący (podajemy wszędzie
czas zachodnio-europejski):
W Poczdam ie zaburzenia m agnetyczne roz
poczęły się o 8b52m wiecz. d. 30 października, lecz były początkowo dosyć nieznaczne, do
piero o 6h2m rano d. 31 rozpoczęła się praw ie nagle właściwa burza. S trzałka zboczenia m agnetycznego w ciągu 3 m inut odchyliła się na zachód o 7,7', natężenie poziome wzrosło o 65 y, natężenie pionowe o 3 y (1? = 0,00001 O. Gr. S.), następnie do godzi
n y
1-ej odbywały się w ahania w okresie około 10 s. i am plitudzie 5 do 10 y. Po go
dzinie
1-ej drobne oscylacye u stały i w ystą
p iły w ahania o dłuższym okresie i wielkim obszarze, a na krótko przed godz. 7-ą wiecz.
strzałka zboczenia osiągnęła najszybsze o d chylenie od średniego położenia na zachód i po upływ ie zaledwie 7 m in u t —na wschód.
Zachodnie odchylenie wynosiło 1°28', w schod
nie 1°38', czyli obszar 3°6', co odpowiada zm ia
nie natężenia pola m agnetycznego o
1 0 2 0y.
T ak wielkie zm iany w średnich szeroko
ściach dotychczas jeszcze nie były obserwo
wane, tylko w czasie burz m agnetycznych w okolicach podbiegunow ych zauważono po
dobne. Natężenie siły poziomej było n a j
większe około
2popołudniu, przew yższało norm alne o przeszło
2 0 0y, najm niejsze było o 6łl4:0rn wieczorem, przeszło o 700 y m niej
sze od norm alnego. Cała am plituda w yno
siła co najm niej 950 y. D la siły pionowej otrzym ano tu am plitudę zm ian 950 y, m axi- m um 780 y było o 2h28m p., m inim um 180 y o 5h46m p. Potem , aż do ran a 1 listopada, wszystkie elem enty podlegały dosyć reg u la r
nym w ahaniom o coraz m niejszym obszarze.
W ogólności w ahania elem entów w ciągu kilku m in ut przew yższały często k ilk ak ro t
nie norm alne w ahania dzienne, a od czasu istnienia obserw atoryum (14 lat) podobnie gw ałtow nej burzy tam nie obserwowano.
W obserw atoryum w K ew (Anglia), ener
giczne ruchy m agnetografów rozpoczęły się o 6h3m rano. Najsilniejszej zm ianie uległo początkowo natężenie poziome, wzrosło o 60 y, a do godziny 6h45m zm niejszyło się o 240 y.
W tym sam ym czasie strzałk a zboczeń od
chylała się na zachód o 34'. Czas n ajsilniej
szej burzy przypada na godziny
1 0ran o do 7 wieczorem. Pom iędzy g. 1 a 7-ą po po
łu dn iu było
2 0oscylacyj igły magnesowej
o obszarze
2 0' i m nóstwo m niejszych oscyla
cyj, które następow ały bardzo szybko po so
bie. W ogólności obszar w ahań igły w yno
sił
2°
1 2'. N atężenie poziome zmniejszało się w ogólności do godz. 1-ej. Od tej chwili rozpoczął się nag ły w zrost i natężenie w cią
g u 20 m in. osiągnęło w artość 690 y ponad normę, m axim um 750 y ponad norm ę przy
padło m iędzy 4h a 5h po południu. Zm iana natężenia w ynosiła 0,04$ całkowitej w arto
ści, a obszar w ahań przeszło 800 y. Natęże
nie pionowe było początkowo mało zmienio
ne, stopniowo około południa zaczęło silnie oscylować. Około l b40m po południu w cią
g u
6m in. natężenie zmieniało się w gran i
cach 350 y. Między 5h10m a 5h50rn natężenie zm niejszyło się o 450 y. Zaburzenia drobne trw ały do ran a 1 listopada. W ogólności w K ew burza była nieco słabsza niż w Pocz
dam ie, silniejsza w tem obserw atoryum była burza 13— 14 lutego 1892 r.
W obserw atoryum m agnetycznem Val-Jo- yeux we F ran cy i burza zaczęła się w tym samym czasie, co i w poprzednich, początek charakteryzow ał się wzrostem zboczenia i na
tężenia poziomego oraz zmniejszeniem skła
dowej pionowej. W szelkie oscylacye zbo
czenia oraz składowej poziomej trw ały nie
przerw anie od g. 7 rano do g. 10 wieczór.
Obszar zm ian zboczenia wynosił 2°4', n aj
większą w artość m iał o
2h
2 1m po południu, najm niejszą o 7h5m. Zm iany były niekiedy bardzo szybkie; tak w ciągu 3 m in ut od l h52m do l h55m zmniejszyło się zboczenie o 1°39', a w czasie 2h—2h5m wzrosło o 1°18'.
Obszar w aryacyj składowej poziomej wyno
sił 680 y, składowej pionowej 520 y; zm iany te odpow iadają V
29i Ysi w artości absolut
nej owych składow ych. Burza zeszłoroczna w tem obserw atoryum pod względem siły ustępuje ty lk o burzy 17 listopada 1882 r.
W Poli zboczenie zmieniało się w g ran i
cach 63', m aximum było o 2h35m po połud
niu, m inim um o 6h58m wieczorem. Obszar zmian składowej wynosił 558 y, m axim um było zaraz na początku, t. j. 6h3m rano, m i
nim um 2h34"1 po południu. Obszar składo
wej pionowej nie da się dokładnie określić,
w ynosił przeszło 200 y. W ogólności nie
obserwowano tak wielkich w ahań od czasu
założenia obserw atoryum , burze r. 1882 i 1894
były słabsze.
M 1 2
W SZ E C H ŚW IA T179 Nie mnożąc m ateryału obserwacyjnego,
z danych przytoczonych wynika, że zaburze
nie przynajm niej w E uropie rozpoczęło się 0 tym samym czasie, t. j. o 6h2m rano, n a tę żenie jego wszakże nie wszędzie było jed n a
kowe; szczegóły co do poszczególnych faz zjawiska różnią się też dosyć znacznie, ale ogólny przebieg jest wszędzie ten sam.
W szędzie obserwowano oscylacye bardzo gw ałtow ne i bezustanne, oscylacye igły zbo
czenia oraz natężenia poziomego wszędzie odpowiadały sobie pod względem kierunku zmian, oscylacye składowej pionowej m iały kierunek w ogólności przeciwny; w artość składowej poziomej w czasie burzy była przeważnie niższa od norm alnej, chwilami tylko była stosunkowo nieznacznie wyższą, wartość składowej pionowej przeciwnie była w ogólności wyższa od norm alnej; zboczenie oscylowało praw ie sym etrycznie względem średniej wartości, z pew ną przew agą po stronie wschodniej. Różnice w przebiegu zjawiska odnoszą się głównie do względne
go obszaru oddzielnych oscylacyj, przez co 1 epoki ekstrem ów absolutnych są przew aż
nie inne; ale ekstrem om bezwzględnym je d nej stacyi odpowiadają m axim a lub m inim a, aczkolwiek nie bezwzględne na innych sta- cyach. W yrażają się różnice warunków lo
kalnych, w jakich się poszczególne stacye znajdują.
W związku z tą burzą m agnetyczną znaj
dowały się bardzo dotkliw e zaburzenia w ko- m unikacyi elektrycznej, a więc szczególnie telegraficznej i telefonicznej. J a k wiadomo, przez skorupę ziemską przepływ ają bez przerwy ziemskie p rąd y elektryczne. W ko- m unikacyi telegraficznej prądy depeszowe po przejściu przez przyrządy, odprowadzane są do ziemi, co, pomimo prądów ziemskich, w norm alnych w arunkach je s t możliwe. Ale w razie silnych zaburzeń m agnetycznych elektryczność ziemska również podlega za- bu rżeniom, prądy zm ieniają kierunek, a n a tężenie ich w zrasta. Przechodzą one w tedy do przewodników i działają na przyrządy stacyjne tak , ja k p rąd y przebiegające po drutach i służące do telegrafow ania. P rz y rządy są w nieustannym ru ch u i w ym iana telegram ów w ty ch w arunkach jest niemoż
liwą.
Skutkiem burzy m agnetycznej 31 paździer
nika kom unikacya była przerw ana na wielu liniach telegraficznych w Rossyi, Niemczech, Francyi, A nglii, Ameryce i t. d. W edług St. P etersburger H eralda z 31 października do Petersburga nie przyszedł ani jeden tele
gram z w ew nątrz, ani z zewnątrz kraju.
Niemcy stosunkowo mało ucierpiały, tylko kom unikacya zewnętrzna chwilam i była prze
rw ana. W Londynie kom unikacya z Fran- cyą, Belgią, Niemcami, Rossyą, Hiszpanią i A m eryką dopiero 1 listopada została przy
wróconą. We F rancyi, prócz wszystkich wymienionych krajów, nie można było tele
grafow ać do W łoch i A fryki. Kable linii pół- nocno-am erykańskiej były nieczynne „d. 31 od godziny 7-ej do 11-ej rano i później kil
kakrotnie na krótszy przeciąg czasu, w cią
gu całego dnia. W ew nętrzna kom unikacya w Stanach Zjednoczonych na
8godzin zu
pełnie była przerwana. W Skandynaw ii linie do Niemiec i A nglii funkcyonow ały znośnie, między Szwecyą a Norwegią źle, a między Norwegią a D anią nie funkcyono
wały wcale. W ogóle zaburzenia kom unika
cyjne odczuto mniej lub bardziej dotkliwie na ogromnej przestrzeni od A m eryki do Europy wschodniej, od Skandynaw ii na pół
noc do Senegalu na południe—o ile to do
tychczas jest wiadome. Prawdopodobnie wszakże obszar zaburzeń je s t znacznie wię
kszy, ja k świadczą o tem zorze południowe, które obserwowano w A ustralii. Ja k o cu
riosum swego rodzaju przytaczam y zaburze
nia w ruchach tram w ajów elektrycznych w Genewie.
Ciekawe są niektóre szczegóły, dotyczące zaburzeń telegraficznych. N a liniach bar
dzo bliskich daw ały się one odczuć niekiedy z bardzo rozm aitą siłą. W M adrycie zabu
rzenia rozpoczęły się o 9h30m rano, a m iano
wicie z ziemi płynęły prądy nieprzerwanie, które m aximum natężenia osiągnęły między 13h30™ a 3h po południu; później p rądy w y stępow ały tylko w przerw ach krótszych lub dłuższych i o godzinie 9-ej wiecz. nastąpił zupełny spokój. Lecz prądy te nie w ystę
pow ały na wszystkich liniach,—przeważnie tylko w liniach idących z północy na po
łudnie; zaburzenia były tem słabsze i tem krócej trw ające, im bardziej kierunek linii zbliżał się do zachodnio-wschodniego. To zja
wisko zaobserwowano powszechnie w Hisz
1 8 0
W S Z E C H ŚW IA Tpanii i P ortugalii. Nie było wcale zaburzeń na linii ciągnącej się wzdłuż brzegów Anda- luzyi od M alagi do A lm eryi, ja k również na linii poprzecznej w starej K astylii. N aten
czas najsilniejsze zaburzenia były na linii na północ od G renady, oraz na północno- wschodniej linii G renada—M urcia. Tę sa
rnę zależność zaburzeń od k ieru n ku linij ob
serwowano też we Francyi, gdzie n a n iek tó
rych liniach w schodnio-zachodnich żadnych zaburzeń nie zaznaczono.
P rąd y ziemskie były ta k silne, że w p ra
wiały na stacyach w ruch dzwonki elektrycz
ne, a w Nowym Yorku natężenie prądów do
sięgły 675 wolt.
Zorze północne, tow arzyszące zazwyczaj burzom m agnetycznym , i ty m razem w ystą
piły wspaniale. Do obserw atoryum m agne
tycznego w Paw łow sku doniesiono o obser
w ow aniu zorzy północnej z K oły, Mezena, A rchangielska, Moskwy, N ow ogrodu Niżo
wego, K ijow a i t. d. W E uropie zachodniej, niestety, d. 31 października przew ażnie pano
w ała niepogoda i dlatego nie m am y wiado- ści o zorzach północnych z innych okolic.
Z ato w Nowym Y orku w nocy z 30 na 31 b y ła piękna pogoda, w ystąp iła też tam nie
bywale w spaniała zorza m iędzy g. 2 a 4 r a no (czas miejscowy). Św iatło zorzy, ja k p i
sze tam tejszy spraw odaw ca, było oślepiające, ja k w czasie niezbyt dalekiego pożaru. W ie
lu też uważało je za pożar. Białe snopy prom ieni wznosiły się przew ażnie ku górze, gdzie tw orzyły ruchom e fale św iatła żółte
go, czerwonego, zielonego, ze w szystkiem i odcieniami. Pow ietrze było przesycone elek
trycznością. W A ustralii w kilku m iejsco
wościach, jak ju ż zaznaczono wyżej, obser
wowano zorze południowe.
Że burze m agnetyczne, ja k również zjaw i
ska im towarzyszące, znajd u ją się w ścisłym związku z działalnością słońca, je s t to rze- rzą oddaw na znaną. W pływ słońca w ystę
puje wyraźnie w dziennych i rocznych w a
haniach elementów m agnetycznych, ale prze
de wszystkiem o związku zjaw isk m agn e
tycznych ze słońcem świadczy okres 26-dnio- wy, odpow iadający obrotow i słońca doko
ła osi, oraz okres
1 1-letni, odpow iadający
1 1
-letniem u okresowi plam słonecznych. Na czem wszakże ten związek polega, d o ty ch czas jeszcze napew no powiedzieć nie można,
szczególnie dotyczy to owych nagłych zabu
rzeń, o któ ry ch mowa w tym artykule.
Przedew szystkiem zwrócono uwagę na plam y słoneczne, i w istocie okazało się, że krzyw a częstości zaburzeń m agnetycznych
| dla dłuższego czasu zgadza się pod wzglę-
j
dem przebiegu z krzyw ą, przedstaw iającą ilość plam słonecznych. W r. 1887 M ar
chand na podstaw ie bardzo obfitego m ate
ry ału w ypow iedział zasadę, że perturbacye m agnetyczne zachodzą wówczas, gdy grupa większych plam lub pochodni słonecznych przechodzi przez centralny południk sło
neczny (t. j. południk, w którego płaszczyz- nie przypada prom ień wodzący ziemi w tej chwili). Stąd też jasnem jest, że zaburzenia często następują po sobie w okresach, sta now iących wielokrotność okresu obrotu słoń
ca, jeżeli przyczyną ich je s t ta sama grupa plam .
Jeżeli wszakże weźmie się pod uw agę od
dzielne zjawiska, to z jednej strony nie każ
dej plam ie odpow iadają zaburzenia m agne
tyczne, pow tóre zachodzą zaburzenia, gdy niem a n a tarczy słonecznej wybitniejszej plam y, a przedewszystkiem niem a propor- nalności pom iędzy siłą zaburzeń a wielko
ścią plam.
W czasie burzy m agnetycznej 31 paździer
nika na słońcu widzialne były 3 g ru py plam:
dobrze rozw inięta g ru pa plam w szerokości południow ej 25°, na samym południku cen
traln y m , oraz dwie g rup y n a brzegu wschod
nim tarczy w szerokościach + 1 8 ° i —
2 2°.
N ajw ybitniejszą pod względem wielkości i liczby tow arzyszących pochodni była g ru p a południow a na brzegu. Trudno roz
strzygnąć, k tó ra z ty ch grup spowodowała zaburzenie m agnetyczne. Ciekawem jest, że g dy t a ostatnia z wym ienionych gru p znaj
dow ała się w bliskości południka centralne
go w d.
1 1października, również obserwo
wano zaburzenie m agnetyczne, ale znacznie słabsze, bo wynoszące w zboczeniu tylko 34', chociaż ta plam a była w tedy znacznie większa.
Quenisset sądzi, że zaburzenia m agnetycz
ne znajdują się raczej w związku z pochod
niam i, niż z plam am i. W przypadku rozpa
tryw anym pochodnie m iały być w yjątko
wo silnie rozw inięte, otaczały plam ę cen tral
n ą i ciągnęły się za nią na przestrzeni prze
M 12
W S Z E C H ŚW IA T181 szło 200000 Tm. Można je było naw et fo
tografow ać w dzień przejścia przez południk centralny. Tego samego zdania jest i M ar
chand, k tó ry c«yni cały szereg dawniejszych zaburzeń m agnetycznych zależnym od tej oddawna już istniejącej g ru p y pochodni.
Takie przejścia i burze notowano 10 k w ie t
nia,
8m aja, 24 sierpnia, 21 w rześnia 1902 r.
oraz 31 m arca, 13 sierpnia, 9 września, 5 paź
dziernika i 31 paźdz. 1903 r. W czasie nie
których z tych przejść na tarczy słonecznej nie było żadnej plam y, co stw ierdzać się zdaje, że znaczenie plam w zjaw isku burz m agnetycznych je s t podrzędne.
Jednakow oż i pochodnie nie rozw iązu
ją kwestyi, bo z jednej strony Deslandres, na podstaw ie fotografij M eudońskich oraz dokładniejszego zbadania p ły t Quenisseta, twierdzi, że pochodnie słoneczne z d. 31 paź
dziernika bynajm niej nie należały do w yjąt
kowo w ybitnych, a z m ateryału obserwacyj
nego wogóle w ynika, że w epokach bardzo silnego rozw oju pochodni—elem enty m agne
tyczne zm ieniały się często całkiem regu
larnie.
Najlepiej, ja k w ynika z zestawienia Elli- sa, epoki burz m agnetycznych zgadzają się z występowaniem protuberancyj w blizkości biegunów słonecznych. W latach 1903—1906 właśnie przypada okres występow ania takich protuberancyj biegunowych. Niestety, do
tychczas niema obserwacyj, któreby stw ier
dzały, że w czasie burzy m agnetycznej 31 paź
dziernika r. 1903 takie protuberancye w isto
cie istniały.
Ze wszystkich dotychczasow ych badań wypływa jeden w ynik stanowczy: burze m a
gnetyczne znajdują się w ścisłym związku ze zjawiskami, zachodzącemi n a słońcu. Czy zachodzi tu wszakże związek przyczynowy, czy tylko równoległość, k tó ra wskazywałaby istnienie wspólnej przyczyny tych zjawisk, tego napewno tw ierdzić nie można. Pierw -*
sze z ty ch przypuszczeń m a za sobą większe prawdopodobieństwo, jednakże dotychczaso
we badania nie pozw alają na dokładne ozna
czenie zjaw iska na słońcu, któreby pod wzglę
dem natężenia ściśle odpowiadało burzom m agnetycznym . Przyjm u jąc plam y lub po
chodnie, należałoby je podzielić na czynne i nieczynne w stosunku do burz m agnetycz
nych, ale na oddzielenie jednych od drugich
środki dziś stosowane nie w ystarczają. Gdy- by naturaln ie na innej drodze o czynności lub nieczynności plam lub pochodni przeko
nać się m ożna było, to badania m agnetyczne byłyby doskonałym analizatorem utw orów słonecznych w tym kierunku. Co do p ro tu berancyj, to, zgodnie z tem, co wyżej powie
dziano o protuberancyach biegunow ych (hy
poteza N. Lockyera), samo położenie ich he- liograficzne daw ałoby środek do odróżnienia protuberancyj czynnych od nieczynnych.
Dodać należy, że na słońcu zachodzi m nó
stwo procesów dotychczas niezbadanych, pro
cesów, których zewnętrznym wyrazem są zjawiska, zachodzące na powierzchni słońca.
Co kry je się poza temi zjaw iskam i wew nątrz słońca, o tem wiadomości nasze są nadzw y
czaj skąpe, a i z tego, co się dzieje na po
wierzchni słońca, widzimy to tylko, co n a j
bardziej narzuca się obserwacyi. P rz y p ad kowo, naprzykład, w czasie opisywanej tu burzy m agnetycznej między godz.
1 0a
1 1-ą F ow ler w K ensington obserwował plamę centralną przez spektroskop. Z auw ażył on w niej odwróconą linię C wodoru, k tó ra by
ła przytem gw ałtow nie skręcona. Oczywi
ście trudno twierdzić, czy ten gw ałtow ny ruch m ateryi w prom ieniu widzenia jest w związku z burzą m agnetyczną, ale może to służyć za przykład, jak wiele momentów w wyjaśnieniu burz m agnetycznych nie zo
stało uwzględnionych i uwzględnionych jesz
cze być nie mogło. Deslandres skutkiem tego proponuje stałe rejestrow anie wszyst
kich szczegółów na słońcu, które dzisiejsze- mi środkami badać można. Gdy się uda wyjaśnić przyczynę burz m agnetycznych, być może z czasem badania m agnetyzm u ziemskiego przyczynią się do dokładniejsze
go wyjaśnienia zjawisk słonecznych.
M. E rnst.
EKNEST SOLVAY.
O S W O IS T E J PO TENCYA LIZACY I E N E R G II.
W iele um ysłów naukow ych ubolewa nad
tem, że z powodu radu, który, utrzym ując
się w tem peraturze wyższej od tem peratury
182
W S Z E C H Ś W IA T.No 12 otoczenia, zdaje się w ysyłać energię nieogra-
niczenie—niektórzy znakom ici badacze tak prędko dochodzą do w niosku o możliwości rozbratu z wielkiem i zasadami fizycznemi, na k tó ry ch dźw ignęła się budowa wiedzy now ożytnej. Gotowi są przyjąć, że energia może w ytw arzać się sam orzutnie w łonie jednego i tego samego ciała, w jednem i tem samem miejscu przestrzeni, bez żadnego udziału ciał obcych lub obcych energij, tak że w rezultacie przyczyna w ytw órcza zdaje się odtwarzać sam a siebie w sposób nieogra
niczony.
G dyby mi było dozwolone, w tej okolicz
ności wyjątkowej a krytycznej, zabrać głos w im ieniu pierwszych, powiedziałbym , że, zanim się weźmie rzeczy ze stro n y do pew nego stopnia tajem niczej, należałoby może p ostarać się ująć je w sposób prostszy, i za
proponow ałbym tłum aczenie następujące.
E nergia, k tó rą w ytw arzam y m y sami spo
sobami fizycznemi, chem icznem i lub mecha- nicznemi (należą tu, oczywiście, i sam e istoty żywe), pochodziłaby, że ta k powiem, w yłącz
nie ze słońca, ja k to przyjm ow ano zawsze.
Składałaby się ona z nieskończonej liczby rozm aitych prom ieni energetycznych, nie w yłączając w szystkich tych, które n ap o ty k a m y w prom ieniow aniu ciał fosforyzujących i radioaktyw nych, co zdaje się rzeczą stw ier
dzoną.
K ażdy z pom iędzy ty ch rozlicznych p ro m ieni nap o tyka wśród różnych ciał, tw orzą
cych nasze ośrodki, luźno rozproszone czą
steczki, zdolne do potencyalizow ania tych prom ieni z zachow aniem ich właściwości, t. j . cząsteczki, zdolne do odbierania ich i za
trzym yw ania czasowego w sposób swoisty pod postacią energii utajonej, jakikolw iek zresztą byłby m echanizm tej potencyalizacyi swoistej, o którym będzie m owa później. Za
sada, o któ rą tu ta j chodzi, polega n a tem , że receptyw ność (receptivite) pewnego danego ciała na energię (podobnie ja k jego przezro
czystość lub nieprzezroczystość) je s t zm ien
n a w zależności od jego n a tu ry i stan u fizycz
nego cząsteczkowego oraz od n a tu ry i stanu cząsteczkowego ciała, które energię w ysyła.
A toli istnieją ciała takie, k tó re w składzie swym zaw ierają cząsteczki szczególnego ro
dzaju, lub n aw et ciała, złożone całkowicie z tego rodzaju cząsteczek. Cząsteczki te
obdarzone są większą receptyw nością na rozm aite prom ienie energetyczne, aniżeli wyżej w spom niane cząsteczki luźne; takiem i cząsteczkami wobec niektórych promieni są cząsteczki ciał fosforyzujących, zaś wobec innych prom ieni cząsteczki ciał radioaktyw nych, ta k że ciała te, będąc wprowadzone do jakichkolw iek ośrodków, depotencyalizują te ośrodki na swoję korzyść, przyciągając do siebie energię specyalną, a nadto k o n cen tru
j ą tę energię w małej stosunkowo przestrze
ni, jak ą przedstaw ia ich objętość własna.
W tem przypuszczeniu, oko nasze, które nie może dostrzedz tej energii w stanie luź
nego rozproszenia, staje się zdolnem do uję
cia jej, skoro zostaje ona w ten sposób skon
centrow ana na danem ciele i wskutek tego ciało w ydaje nam się świecącem; podobnież ciało dostrzegalne dla zwierzęcia, które w i
dzi w nocy, dla nas zaś niedostrzegalno, mo
że, teoretycznie, stać się widzialnem i dla nas, jeżeli światło zostanie skoncentrow ane zapomocą soczewki.
Jeżeli energia skoncentrow ana zaw ierała przed koncentracyą swoją promienie o tem peraturze podniesionej, które, będąc rozpro
szone, w pływ ały tylko nieuchw ytnie na tem p e ra tu rę średnią ośrodka, jedyną, jak ą rege- stru ją p rzyrządy pomiarowe, to term om etr, zanurzony w te promienie skoncentrowane, z koniecznością wskazywać będzie tem pera
tu rę wyższą od tem p eratu ry ośrodka, podob
nie ja k w wiązce prom ieni słonecznych, w y
chodzących z soczewki skupiającej, stw ier
dzam y tem peraturę wyższą, aniżeli w wiązce padającej.
P od ług tego, co powiedzieliśmy wyżej, energia ciał radioaktyw nych byłaby jedno
cześnie czerpana z ich ośrodka i w ysyłana z tego ośrodka, praw dopodobnie nie bez pewnej straty, w skutek zdolności zarazem receptyw nej i emisyjnej ty ch ciał, co bez- w ątpienia prow adziłoby do przyjęcia pewnej dwoistości w ich budowie łub w ich składzie cząsteczkowym; fak t, że ciała fosforyzujące i radioaktyw ne nie ulegają praw u Kirchhof- fa, zdaje się już przem aw iać za tak ą dwoi
stością.
Z drugiej strony, istnieją substancye che
miczne, które wobec rozm aitych promieni
energii swoistej, przyciąganych przez ciała
radioaktyw ne, ujaw niają receptyw ność jesz
W SZ EC H ŚW IA T
1 8 3
cze większą, aniżeli same ciała radioaktyw ne. Do takich substancyj należy np. chlo
rek srebra. Gdybyśm y umieścili dostatecz
nie grubą w arstw ę takiej substancyi pomię
dzy ciałem radioaktyw nem a ośrodkiem, gdybyśm y np. dane ciało radioaktyw ne oto
czyli nią bezpośrednio i w zupełności, to działanie m echanizm u odnaw iania, odbiera
nia i w ysyłania prom ieni zostałoby, o ile się zdaje, utrudnione. Rzecz tę m ożnaby się postarać sprawdzić doświadczalnie.
Zasadą nową w teoryi niniejszej, nie bę
dącą jednak w sprzeczności z wielkiemi za
sadami współczesnej wiedzy fizycznej, była
by t r w a ł o ś ć c e c h y s w o i s t e j , w ł a ś c i w e j k a ż d e m u z p o m i ę d z y p r o m i e n i e n e r g e t y c z n y c h , p r z y c z e m s w o i s t o ś ć t e j c e c h y r o z c i ą g a ł a b y s i ę a ż n a s a m ę p o t e n c y a l i z a c y ę . Innem i słowy: indyw idualność substancyj słonecznych, w ysyłających te prom ienie, nie przestaw ałaby istnieć w okresie unierucho
mienia potencyalnego, a linie ich widmowe pow innyby się odnajdow ać w energii, w ysy
łanej przez ciała radioaktyw ne. F a k t ten został już, zdaje się, stw ierdzony przez R am saya, przynajm niej w przypadku helu, który, rzecz prosta, m usiał przedewszystkiem zw ró
cić na siebie uwagę tego badacza.
(Comptes rendus). S. B.
PO CHO DZENIE
RO ŚLIN NAGOZALĄŻKOW YCH. *)
Chociaż znajomość nasza roślin zarodniko
wych w ostatnich czasach niezm iernie wzro- j
sła, to jed n ak pod względem ilości znanych | gatunków dotychczas jeszcze przew aga p o
zostaje po stronie roślin kw iatow ych. W e
dług najnow szych obliczeń z pomiędzy 175000 znanych gatunków mniej więcej niż
4/ 7
czyli
1 0 0 0 0 0przypada na rośliny kw iato
we. W obecnym stanie naszej wiedzy b ota
nicznej możemy w szystkie rośliny kwiatowe nazwać nasiennemi, gdyż kw iat i tworzenie się nasienia są ściśle z sobą złączone i stano-
x) Według referatu D. H. Scotta (Naturę, ze
szyt
6 8, 1903 r.).
wią stałe i ważne cechy charakterystyczne roślin wspomnianych. Bezkwiatowe, jak paprotniki, mszaki, wodorosty i grzyby ina
czej nazywamy roślinami zarodnikowemi.
Rośliny nasienne, pośród których spotyka
m y i karłów i praw dziw ych olbrzymów, za
władnąwszy praw ie całą powierzchnią lądo
wą ziemi, m ają przeważające znaczenie w obecnym świecie roślinnym nietylko pod względem ilości gatunków , lecz i ze względu na wielkie korzyści, jakie przynoszą człowie
kowi.
Jakim że okolicznościom zawdzięczają one to znaczenie i przewagę?
Rozwiązanie tego pytania należy do n aj
trudniejszych zadań, ponieważ wszystkie praw ie dziś żyjące organizm y są dobrze przystosowane do warunków życia, w prze
ciwnym bowiem razie nie m ogłyby istnieć, a nic zapewne nie wym aga tak starannej i długiej pracy, jak zbadanie działających niegdyś czynników, które w walce o b y t w y
wołały odpowiednią przew agę jednej g ru p y nad inną. W szystko zatem sprowadza się do poznania w arunków, w jakich toczyła się i toczy walka, do wyjaśnienia przyczyn, k tó re doprowadziły do pow stania roślin na
siennych.
U najprostszych roślin pośród wyższych bezkwiatowych, np. u paproci ,jednako-za- rodnikowych, zarodniki kiełkując w yrastają w plechowate przedrośla, które w ydają orga
ny płciowe, plem nie i rodnie. Zapłodnienie jajeczka w ym aga obecności wody, w której mogą pływać samodzielnie poruszające się płciowe elem enty męskie, plemniki. W a ru nek ten dla roślin może przedstaw iać pewne trudności, obecność wody zabezpiecza jed nak do pewnego stopnia proces rozm naża
nia. U wyżej stojących pod względem sy
stem atycznym rozpłaszczek (Selaginellae)
| widzimy ju ż zróżnicowanie zarodników:
w jednych zarodniach m niejszych (microspo- rangia) tw orzą się liczne nieznacznej wielko
ści m ikrospory męskie, inne znów większe (macrosporangia) w ydają niewiele, lecz zato
! większe m akrospory żeńskie. W grupie
| dzierzęg (Hydropterides) w zarodni rozwija I się tylko jedna m akrospora, k tó ra jeżeli jest
j otoczona szczególną błoną, ja k np. u Azolla,
| staje się bardzo podobną do zalążka. W mi-
| krosporach przedrośla zaledwie rozw ijają się;
1 8 4
W S Z E C H ŚW IA TH o 12 zarodnik zaś m a jedyne zadanie wytworzyć
plem niki. M akrospora musi nagrom adzić zapas pokarm u, potrzebnego dla rozwoju nasienia, a odpowiednio do tego rozw ija się większe przedrośle, które n atu ralnie w po
rów naniu z paprociam i dąży do zatracenia cecli rośliny samodzielnej, stając się w prost tylko zbiornikiem m ateryj pokarm ow ych.
Z tak ą różnozarodnikowością złączone są pewne widoczne korzyści dla roślin. Z aro d niki męskie są zwykle małe, skutkiem czego m ogą tworzyć się w odpowiednio wielkiej ilości, a rozsiewanie ich nie n apotyka żad
nych poważnych trudności. T k an k a przed- rośla, ustępując na drugi plan, rozw ija się tylko wówczas, gdy zachodzi tego potrzeba, mianowicie w związku z kom órkam i jajowe- mi, z których pow stają nowe pokolenia.
Z drugiej znów stro n y różnozarodniko- wość, pomimo cech dodatnich, ma i złe swo
je strony, przedstaw ia bowiem pew ne tr u d ności w samym akcie zapłodnienia. Aby ono mogło nastąpić, zarodniki obudw u ro dzajów m uszą spotkać się, a do tego potrze
bna je s t pew na ilość wody. To konieczne połączenie m akrospor z m ikrosporam i zależy zatem tylko od przypadku; poniew aż m ikro- spory tw orzą się w znacznej ilości, pewność zapłodnienia jajeczka jest do pew nego sto p
nia zabezpieczona.
T rudność wspom niana m usiała być znacz
nie większa u dużych drzew iastych roślin bezkwiatowych okresu paleozoicznego. J e żeli ich zarodniki były naw et unoszone przez w iatr w celu rozsiania, to jedn ak praw dopo
dobieństwo wspólnego zatrzym ania się ich w jednem m iejscu było bardzo m ałe. Być może, że pow stanie całego szeregu przysto
sowań, które doprow adziły do w ytw arzania przez rośliny nasion, zawdzięcza swój począ
tek właśnie tej trudności.
Jeżeliby m ikrospory mogły być p rzy n o szone do m akrospor w ty m czasie, g d y te ostatnie są jeszcze n a roślinie m acierzystej, to w takim razie zespolenie się jajeczka z plem nikiem m ogłoby nastąpić z większą pewnością, gdyż wówczas m ogłyby pow stać rozm aite przystosow ania do pochwycenia i zastosow ania mikrospor. N iektóre z obec
nie żyjących roślin bezkwiatowych cel ten osiągnęły; badania p-ny L yon w ykazały, że j u n iektórych gatunków rozpłaszczki m ikro- ;
i m akrospory spotykają się w zarodni, i że tu uw alniają się plemniki; następuje zapłod
nienie, a rozwój nasienia może rozpocząć się naw et przed spadnięciem m akrospory Najpierwszem zatem dążeniem roślin było to, aby zapłodnienie albo raczej spotkanie się zarodników obudwu rodzajów nastąpiło na roślinie m acierzystej. To właśnie, jak wiemy, je s t jed ną z najbardziej stałych cech roślin nasiennych. Proces ten nosi u nich nazwę zapylenia, a m ikrospora—pyłku.
Zobaczmy teraz, jak odbyw a się ten pro
ces u niektórych obecnie żyjących niższych roślin nasiennych?
W szystkie rośliny nasienne, ja k wiadomo, dzielim y na dwie grom ady: okrytozalążkowe (Angiospermae), których zalążek je s t u k ry ty w zalążni, i nagozalążkowe (Gymnosper- mae) o zalążkach nagich. U pierwszych za
płodnienie następuje wówczas, gdy łagiew- ka pyłku przeciśnie się przez tkanki słupka do zalążka; u nagozalążkow ych pyłek pada bezpośrednio n a zalążek, a łagiew ka, aby dostać się do jajeczka, m a do przebycia nie
wielką drogę.
K w estya pochodzenia okrytozałążkowych je s t bodaj czy n iejedny m z najtrudniejszych do rozw iązania problem atów w dziedzinie botaniki. M usimy ją poniechać, a zwrócić się przedewszystkiem do niższych roślin n a
siennych, mianowicie nagozalążkowych, aby w yjaśnić sobie pochodzenie roślin nasien
nych wogóle. Przytem nagozalążkowe są starsze, ponieważ spotykam y je ju ż w epoce dewońskiej, gdy tym czasem okrytozalążko
we, o ile wiemy, ukazują się dopiero w okre
sie mezozoicznym, przy koiicu epoki kre
dowej.
N ajbardziej znane i rozpowszechnione obecnie w szeregu roślin nasiennych rośli
ny nagozalążkow e-iglaste są pod względem swojej organizacyi zawysoko posunięte, aby m ogły służyć do w yśw ietlenia kw estyi po
chodzenia roślin nagozalążkowych, musimy przeto zwrócić głów ną uw agę na kłodzinia- ste (Cycadeae), które ze w szystkich żyjących roślin kw iatow ych najbardziej zbliżają się do bezkwiatowych. G rupa ta obecnie jest bardzo nieliczna, obejm uje bowiem tylko około 70 gatunków , spotykanych w strefie podzw rotnikow ej Starego i Nowego Św iata.
Z ew nętrznym swoim pokrojem rośliny te,
W SZ E C H ŚW IA T
185 dochodzące wielkości m ałych drzew, okazu
ją wielkie podobieństwo do palm, a jeszcze większe do paproci. U g a tu n k u Stangeria, pochodzącego *z A fryki zwrotnikowej, liście kształtem swoim i nerw acyą są tak zbliżone do liści niektórych paproci, że przez długi czas, zanim poznano sposób rozm nażania się jego, był on opisyw any przez większość bo
taników, jako g atun ek paproci Lom aria.
U wszystkich kłodziniastych kw iaty prę
cikowe w kształcie łusek, m ających na spod
niej stronie liczne pylniki, zebrane są w szysz
ki. K w iaty żeńskie, za w yjątkiem niektó
rych gatunków , tw orzą także szyszki, złożo
ne z łuskow atych owocolistków, na których osadzone są po dw a duże zalążki. U typo
wego rodzaju sagowca (Cycas) nie znajduje
my szyszek żeńskich. Ł uskow ate znacznej wielkości owocolistki ułożone są w różyczki n a wierzchołku pnia głów nego pośród zwy
kłych liści i zwykle m ają po kilka zalążków, które niezależnie od zapłodnienia dochodzą do znacznej wielkości.
Wobec tego, że zalążki sagowca mieszczą się na tak mało zmienionych liściach, które, ja k i liście zwykłe, w yrastają z głównego pnia, jest on pośród roślin kw iatow ych ro dzajem najbardziej zbliżonym pod tym wzglę
dem do paproci. Przed zbliżeniem się okre
su zapylania zalążek sięga wielkości orzecha.
Składa się z osłonek zew nętrznych i ośrod
ka, ściśle ze sobą połączonych, oprócz tego miejsca, gdzie znajduje się k rótk i kanał, pro
wadzący do ośrodka. W ierzchołek tego o stat
niego zaopatrzony jest w jam kę, t. zw. ko
morę pyłkow ą, co stanow i cechę charakte
rystyczną, k tóra między żyjącemi roślinam i spotyka się praw ie wyłącznie u kłodzinia
stych. Pyłek, przyniesiony na okienko osło
nek przez w iatr lub owady, zostaje przyjęty przez kroplę substancyi śluzowatej, a pod
czas stopniowego jej w ysychania zostaje w ciągnięty do kom ory pyłkow ej. Tu pyłek zatrzym uje się i wypuszcza łagiew kę ku tkankom woreczka zalążkowego. W taki sposób odbywa się zapylenie. Zapłodnienie, t. j. istotne połączenie kom órki męskiej z żeń
ską, następuje dopiero później po p aru n a
w et miesiącach. Pogrążona w tkance ośrod
ka m ikrospora czyli woreczek zalążkowy rozrasta się do olbrzym ich stosunkowo roz
miarów, w ypełnia się przedroślem , a na g ó r
nym jej końcu rozw ijają się kom órki jajowe tak wielkie, że mogą być łatw o zauważone gołem okiem.
Pyłek zachowuje się ja k m ikrospora roślin bezkwiatowych i wydaje dwa duże plem ni
ki, każdy ze spiralną w stęgą rzęs, organów ruchu. Ł agiew ka pod wpływem wody na
brzmiewa, pęka, i uw alnia leniwie porusza
jące się plem niki, które zapomocą uw olnio
nej przez łagiew kę wody płyną ku jaje cz kom i zapładniają je. Podobny proces za
płodnienia, zauważony po raz pierwszy w ro
ku 1896 przez dw u botaników japońskich, Ikeno i Hirase, a niezależnie od nich w ro ku 1897 przez W ebbera, spotyka się n ietyl
ko u kłodziniastych, lecz i u szczególnego drzewa, zwanego miłorząbem (Ginkgo bilo- ba), g atunku bardzo rozpowszechnionego w daw nych epokach geologicznych, a obec
nie zupełnie odosobnionego, który w dziki m stanie jest bardzo rzadki i tylko w skutek hodowli przy św iątyniach B uddy w Chinach i Jap on ii zostaje zabezpieczony od zupełne
go wym arcia.
Sposób zapłodnienia u kłodziniastych jest jak b y łącznikiem między ty m aktem u bez
kwiatow ych, u których plem niki przebycie całej swej drogi do jajeczka zawdzięczają w łasnym ruchom , a typow ym przebiegiem jego u roślin nasiennych, gdzie plem niki przedostają się do jajeczka skutkiem w ydłu
żania się łagiewki.
U kłodziniastych istnieją trzy główne przy
stosowania, umożliwiające zapylenie i za
płodnienie:
1) wąskie okienko w osłonkach zalążka, przez które przedostaje się pyłek,
2
) kom ora pyłkowa pod okienkiem, która przyjm uje pyłek, i wreszcie 3) łagiewka, k tóra tu jednak ma mniej ważne znaczenie, niż u wyższych roślin kwiatowych.
Pod wieloma wszakże względami zalążek kłodziniastych różni się od zaród ni roślin bezkwiatowych, tworzy się w nim bowiem jedna tylko m akrospora (cecha, w ystępująca ju ż u dzierzęg), połączona ściśle z otaczają- cemi ją tkankam i. Nie je s t to więc zwykły zarodnik, przeznaczony do wyrzucenia z za- rodni po dojrzeniu, łecz, przeciwnie, nieod
łączna część zalążka. Cały rozwój przedro- śla odbywa się wew nątrz zalążka, co w ym a
ga szczególnych przystosow ań do dostarcza
nia pokarm u, pociągając za sobą bardziej
1 8 6
W SZ E C H ŚW IA TM 1 2
skomplikowaną, niż u jakiejkolw iek rośliny bezkwiatowej, budowę zarodni albo zalążka.
Z chwilą nadejścia okresu rozsiewania n a
sienie, jak o całość, zostaje wyrzucone.
Najważniejszą cechę nasienia stanow i obecność zarodka, t. j. zaczątka przyszłej no
wej roślinki, k tó ra po zapłodnieniu jajeczka ju ż w nasieniu rozwija się do pew nego stop
nia. W dojrzałem nasieniu zarodek p rze
chodzi w stan życia utajonego i rozpoczyna dalszy ciąg swego rozwoju z chw ilą kiełko
w ania nasienia. Zwykle dojrzew anie nasie
nia zależy od rozwoju zarodka; jeżeli zapłod
nienie nie nastąpiło, to pow stanie rzeczywi
stego nasienia jest niemożliwe. U kłodzi- niastych rzecz m a się nieco inaczej; zalążek dojrzewa, dochodzi do wielkości norm alne
go nasienia, naw et bez zapłodnienia. Przytem stopień rozw oju zarodka byw a u nich roz
m aity; niekiedy je s t on ta k m ało w ykształ
cony, że z wielką trudnością daje się odna
leźć w nasieniu.
Tak charakterystyczny dla zarodka wyż
szych roślin kw iatow ych stan życia u tajo n e
go w nasieniu, je s t nieznany u kłodziniastych i u m iłorząba. To samo powiedzieć m ożna i o nasionach kłodziniastych, znajdow anych w pokładach paleozoicznych. Podobne n a siona w znacznej ilości rozpow szechnione są w pew nych m iejscach, np. w p o kładach for- macyi węglowej F ran cy i środkowej. N ie
k tó re z nich, aczkolwiek skam ieniałe, posia
dają jed n ak tak doskonale zachow aną budo
wę, że czasem naw et d elikatne kom órki ja jow e m ogą być rozpoznane; lecz dotychczas nie zdołano znaleźć w nich zarodka. N a
siona zatem kłodziniastych w ieku paleo- zoicznego nie zasługują n a m iano istotnego nasienia.
N aturalnie nie usuw a to możliwości, że pewnego dnia natrafim y na nasienie paleo- zoicznej rośliny kłodziniastej, zaw ierające zarodek; może być także, że w szystkie do
tychczas znajdow ane egzem plarze b yły nie
zapłodnione, chociaż znaczne ilości p y łk u w kom orach pyłkowych czynią to p rzy p usz
czenie nieprawdopodobnem . Możliwem je s t natom iast, że rozwój zarodka w dojrzew ają- cem nasieniu był zjawiskiem późniejszem, i że u daw nych roślin nasiennych stan życia utajonego następow ał zaraz po zapłodnieniu, a rozwój zarodka, raz rozpocząwszy się, szyb
ko i bez przerw y posuw ał się naprzód aż do czasu kiełkow ania. Stąd też praw dopodob
nie pochodzi brak zarodków w nasionach p a
leozoicznych u kłodziniastych.
Teraz jesteśm y w stanie uświadomić sobie główne korzyści, jakie osiągnęły rośliny przez tw orzenie nasion:
1) zapylenie n a ro
ślinie m acierzystej, a skutkiem tego większa pewność spotkania się obudw u rodzajów za
rodników ,
2) zapłodnienie w ew nątrz zarodni a zatem większe praw dopodobieństwo pom yśl
nego rezultatu, 3) ochrona młodego przedro
śla od szkodliwych wpływów zewnętrznych,
4
) zaopatrzenie go w dostateczną ilość wody podczas w zrostu i 5) podobneż korzyści w ochronie i odżywianiu rozwijającej się z jajeczka młodej roślinki.
(DN)
Cz. Statkm oicz.
KOM ETY PERYODYOZNE w r. 1 9 0 4 .
W . T. L y n n w an g . O b se rv a to ry i A. B e rb e - ric h w N a tu rw . R u n d sch . p o d a ją p rz e g lą d kom et p eryodycznych, k tó ry ch p o w ró t do p u n k tó w przy- słonecznych spodziew any je s t w ro k u bież.
P ie rw sz ą j e s t kom eta W in n ec k eg o , k tó ra p rze
szła ma p rzez swój p u n k t przysłoneczny (w edług w yliczeń C. H ild e b ra n d a w G racu) 21-go stycznia 0 6® cz. b e ri. O d k ry ta przez P o n s a 'w M arsylii w r. 1 8 1 9 , kom eta ta została potem zgubiona 1 o d k ry ta ja k o now a w r. 1 8 5 8 przez W in n ec k e
go; obserw ow ano j ą n a stę p n ie w przejściach z la t 1 8 6 9 , 1 8 7 5 , 1 8 8 6 , 1 8 9 2 i 1 8 98-go. N a
to m ia st w la ta c h 18 6 3 i 1 8 8 1 -y m nie m ożna jej było odnaleźć ze w zg lę d u n a n ie sp rz y ja jąc e ob- serw acyom położenie. W r. b. położenie je j b y ło rów nież n ie p rz y ch y ln e obserw ow aniu. N a p o d sta w ie obecnego je j p e ry o d u (2 1 2 9 d n i= oko
ło 5,8 lat) n astęp n e g o je j p o jaw ienia się należy spodziew ać się w październiku, r. 1909-go.
W ty d z ie ń lu b d w a po kom ecie W in n ec k eg o przech o d ziła przez sw ój p u n k t przysłoneczny k o m e ta d ’A rre s ta . I ta w szakże kom eta, o b la sk u w ogóle słab y m n aw et, o ile sądzić można z je j p o ja w ien ia się w la tac h 1 8 7 0 i 1 8 9 0 , słabnącym , n ie będzie w ty m ro k u w idzialna. N astęp n e jej zjaw ienie się w r. 1 9 1 0 , k tó re odbędzie się w w a ru n k a c h pom yślnych, pozw oli na ro zstrzygnięcie ciek aw ej k w e sty i sła b n ię cia je j b la s k u — o ile w szelako pow ażne p e rtu rb a c y e ze stro n y Jo w isz a n ie p rze su n ą znacznie czasu p rze jścia przez p u n k t przysłoneczny.
D opiero w dziew ięć m iesięcy po pow yższej
przech o d zi in n a ze znanych kom et pery o d y czn y ch
JSJÓ 1 2
W SZ E C H ŚW IA T1 8 7
przez sw oje perih eliu m , m ianow icie d ru g a kom e
ta T em pla. O glądano ją doty ch czas cztery razy:
w r. 1 8 7 3 , 1 8 7 8 , 1 8 9 4 i 1 8 9 9 . O statnie je j po
ja w ien ie się b y ło osobliw ie ciekaw e, bo w ówczas przejścia k om ety przez p u n k t przysłoneczny i przez p u n k t p rzyziem ny p rz y p a d ły praw ie je d -
jnocześnie i kom eta b ie g ła przez czas pew ien p r a wie rów nolegle do ziemi. W m axim um sw ego b lask u p rze ścig ła ona w ów czas ja sn o ść gw iazdy 9-ej w ielkości. W ro k u bież. położenie k om ety będzie m niej sp rzy ja ją ce , niem a w szakże w ą tp li
wości, że można j ą będ zie obserw ow ać ja k o ciało o blasku 12-ej w ielkości. O b serw acy e te bardzo będą ważne, a to z n astęp u jące g o w zględu. W ro ku 1907 kom eta p rzejd zie dość blizko Jo w isza, aby uledz pod je g o w pływ em znacznym p e rtu r- bacyom; w ysoce je s t te d y pożądane, a b y elem en
ty obecnej je j o rb ity , w yliczone sta ra n n ie przez Schulhofa, zostały jeszcze raz spraw dzone, zanim n astąpi najbliższe w ielkie ich zakłócenie. D o
kładne oznaczenie w ielkości te g o zakłócenia do
starczy w przyszłości sposobu ściślejszego, niż dotychczas, oznaczenia m asy Jow isza.
W re szc ie n a koniec r. b. p rz y p a d a jeszcze w i
dzialność k ilk u kom et, k tó ry c h p rzejście przez perihelium odbędzie się dopiero w r. 1 9 0 5 . S ą to:
kom eta E nckego, k tó ra przez p u n k t przysłonecz
ny p rzejd zie 5 sty czn ia r. 1 9 0 5 , i k tó rej w id zial
ność je s t niem al pew na; duże znaczenie dla a s tro nom ii m a ta kom eta z d w u w zględów : raz d la te go, że stopniow e zm niejszanie się je j p ery o d u p rzekonyw a o istnienin w ukła'dzie słonecznym mas niew idzialnych o ch a ra k te rz e rojów m eteo- rycznych, po w tóre zaś kom eta E n ck e g o j e s t j e dynym niem al środkiem bliższego oznaczenia m a
sy M erkurego. P ró cz k om ety E n ck eg o , m ożliw ą choć mało p raw d o p o d o b n ą j e s t w idzialność zapo
mocą w ielkich lu n e t lub też potężnych in s tru m entów fotograficznych kom et: pierw szej E n c k e go, k tó ra przez p erihelium p rzejd zie dopiero w k w ietn iu 1 9 0 5 r., i k om ety W olfa, k tó ra s ta nie najb liżej słońca w m aju r. 1 9 0 5 .
in. h. h.
K R O N IK A NA UK OW A.
— Zmienność planetoidy Iris. P ro f. P icke- rin g zaw iadam ia zapom ocą depeszy, rozpow szech
nionej przez k ie lsk ą C e n tralstelle, że prof. W e n - dell o d k ry ł pery o d y czn ą zm ienność b lask u p la
n etoidy (7) Iris . P e ry o d zm ienności w ynosi sześć godzin, a zm iany w b la sk u d o sięg ają ćw ierci
w ielkości g w iez d n ej. , ,
8
J m . h. h.
— Koła kolorowe około słońca. W r. 1 8 8 4 po w y buchu w ulkanicznym K ra k a to a obserw ow a
no koła kolorow e około słońca. B ezpośrednio około słońca w idziano koło k oloru n ie bieskiego
o prom ieuiu p rzy b liżen ie 10°, ograniczone ze
w nętrznie przez koło koloru czerw onaw ego o pro
m ieniu przybliżenie 15°. Z e w zględu na położe
nie koła niebiesk aw eg o n a w ew n ątrz, cz erw ona
w ego zaś na zew nątrz, zjaw isko to je s t objaśnio- nem przez d y fra k c y ę prom ieni, spow odow aną przez p y ł w ulkaniczny niezm iernie d ro b n y , o ta czający ziemię w w ysokich w arstw ach atm osfery.
Z jaw isko zupełnie podobne obserw ow ane było w dniach 1, 2, 3 sie rp n ia 1 9 0 3 w F in -H a x t, Va- lois, na w ysokości m iędzy 1 4 0 0 a 2 1 0 0 ponad poziomem morza. Z jaw isko to je d n a k w r. 1 8 8 4 było w idziane przez d łu g i czas stale, g d y ty m czasem obecne w idzianem b y ło krócej i niestale.
Z jaw isko to zostało rów nież spow odow ane przez w ybuchy w ulkaniczne góry P e le e n a M arty n ice na wiosnę 1902 r.
(Com ptes rendus). B .
— Sposób graficzny rozw iązyw ania za gadnień astronomicznych. P ro je k cy a stereo- graficzna może b y ć zastosow ana do przybliżonego rozw iązyw ania n ie k tó ry ch zagadnień astronom icz
nych, ja k o też k rystalograficznych, polegających w zasadzie na obliczaniu tró jk ą tó w k u listy ch , W p ro jek cy i tej p u n k ty i linie n a kuli projekcyo- now ane są na płaszczyznę dużego koła u je d n eg o z biegunów jeg o . P rz y ję to projekcyonow ać z b ie g u n a północnego figury leżące n a półkuli p o łu d niowej i odw rotnie, ta k że w szy stk ie p u n k ty kuli b ę d ą m ieć sw oje odpow iednie w ew n ątrz dużego koła płaszczyzny p ro jek c y j. Duże koła kuli pro- jekcy o n o w an e b ę d ą ja k o łu k i kół przecinających p o dług śred n ic y koło p ro jek c y j, małe zaś koła rów nież ja k o łu k i kół lub koła, przyczem k ą ty przecięć k ó ł n a k u li pozostaną w p ro jek c y i n ie zm ienione.
Do rozw iązyw ania zagadnień zastosow yw ane b y w ają sia tk i stereograficzne; są to p ro jek c y e kół długości i szerokości na płaszczyznę je d n e g o z kół długości. Z d w u ta k ich sia te k tegoż sam e
go rozm iaru je d n a nary so w an a j e s t n a p rze zro czystym papierze i obracana b y ć może około w spólnego śro d k a obu *). Z astosow anie ich p rzedstaw ione b y ć może na następ u jącem z a g a d nieniu. Zam ienić w spółrzędne w znoszenia p ro stego i zboczenia na spółrzędne długości i szero
kości. N iechaj k u la n ie b iesk a projekcyonow aną będzie stereograficznie na płaszczyznę przecho
dzącą przez b ie g u n y ró w n ik a i e k lip ty k i. Je ż e li więc na jed n ej siatce w yznaczone b ęd ą dane w spółrzędne rów nikow e pew nej ilości gw iazd, to obróciw szy obie sia tk i ta k , ażeby śred n ic e ich tw o rzy ły k ą t nachylenia ró w n ik a w zględem e k lip ty k i, na d ru g ie j siatce o d czytyw ać możemy szukane spółrzędne ekliptyczne.
(Phil. M ag.). B.
') Z eitschr. f. K ry s t. u. Min., X X X V I , 1 9 0 2 ,
G. W olff. — A m erican J o u rn a l of Science, X I ,
1 9 0 1 , S. L. P enfield.
1 8 8
W S Z E C H Ś W IA TM 12
— Błyskaw ica kulista obserw ow ana w Pa
ryżu. W k w e sty i te j p isa ł A rago w r. 1 8 3 8 , co n astęp u je: „ B ły sk a w ice k u lis te , k tó ry c h ty le p rzy to c zy liśm y p rzy k ła d ó w , i k tó re ta k b ard z o g o d n e są u w ag i zarów no ze w zględu n a pow ol
ność i niepew ność sw ych ruchów ja k i w sk u te k w ielkich spustoszeń, ja k ie w yw ołuje ich w ybuch, w y d a ją mi się dzisiaj je d n e m z n a jb a rd z ie j nie
w ytłum aczonych zjaw isk fizy k i4'. N a p o cz ąt
k u X X -g o stu lec ia nie posiadam y jeszcze żadnej te o ry i tłum aczącej b ły sk a w icę k u lis tą , a n aw e t n ie k tó rz y fizycy podają w w ątp liw o ść je j istn ie nie, nie bacząc na niezaprzeczone o bserw acye, k tó re z d a ją się je j istn ien ia dow odzić.
Świeżo L. Rotch podczas p o b y tu sw ego w P a ry żu obserw ow ał to zjaw isko i poniżej p odajem y je g o w łasne o nim sp raw o zd an ie. „ I ). 4 w rześn ia r. ub. około godz 10-ej w ieczór w y b u ch ła nad P a ry ż e m g w ałto w n a b u rz a . P a trz ą c n a w ieżę E iffla z czw artego p ię tra je d n e g o z hotelów , po
łożonych przy „ ro n d -p o in t“ P ó l E liz ejsk ich , d o strzeg łem , że w ierzchołka w ieży d o sięg ła b ia ław a b ły sk a w ica , k tó ra sp ły n ęła z zenitu. W tej sa m ej chw ili k u la o g n ista m niej o ślep iająca niż b ły sk a w ica i o b arw ie żółtaw ej o puściła się z w ierzchołka i zstąp iła pow oli n a p o śred n ią p la t
fo rm ę trzecieg o p ię tra , g d zie znikła b ez w y b u chu. Ś re d n ic a je j, oceniona n a oko, w ynosiła conajm niej 1 nr, sp a d ała ona w ew n ątrz w ieży, przyczem przebieżenie o d ległości około 1 0 0 m
trw a ło m niej w ięcej dw ie s e k u n d y 11. N az a ju trz R o tch zw iedził w ieżę i stw ie rd z ił, że w rzeczy sam ej p o p rzed n ieg o d n ia d w u k ro tn ie w n ią u d e rz y ł piorun; poniew aż w szakże n ikogo nie b y ło n a górze, n ik t też n ie d o strz e g ł kuli. R zecz cie
k aw a , że chód anem om etrów re g is tru ją c y c h , um ieszczonych n a w ierzchołku w ieży i połączo
n y ch elek try c z n ie z C entralnem B iurem m eteoro
logicznym , nie u le g ł żadnej p rze rw ie .
S tró ż w ieży zapew nia, że o b serw o w ał ju ż po d o b n e b ły sk a w ice podczas in n y c h b u rz, że u d e rze n ia p io ru n u w w ieżę są d o sy ć częste. S koro ta k je s t, ciekaw em by było obserw ow ać w ieżę sy ste m a ty c z n ie i u w ażnie podczas burz, np. z C en
tra ln e g o B iu ra M eteorologicznego, k tó re położone j e s t nied alek o . O b serw acy e d o k ła d n e, ro b io n e przez ludzi w yk ształco n y ch , pozw olą b y ć może n a zb a d an ie n a tu ry te g o tajem niczego z jaw isk a oraz n a o k re śle n ie w aru n k ó w , w ja k ic h ono p o w sta je .
m. h. h.
— Biegun zimna. Z a n ajzim n iejszy z p u n k tó w kuli ziem skiej uw aża się pow szechnie mia~
steczko pow iatow e W ie rc h o ja ń sk w obw odzie j a _ kuckim , gdzie obserw ow ano te m p e ra tu rę — 6 9 ,8 °.
W e d łu g w iadom ości, p o d an y ch przez ro ssy jsk ie - go m alarza B orysow a, w n ie k tó ry c h częściach N ow ej Ziem i m a ją panow ać zim na p rzy n a jm n ie j ró w n e w ierchojańskim . P o d cza s w ycieczki do cieśniny M atoczkina B orysow znalazł pod ja k ą ś p a k ą pudełko, zaw ierające d w a te rm o m etry , j e
d e n m aksym alny, d ru g i m inim alny, k o n stru k cy i m ech an ik a a u stry a ck ieg o K ap p e lera. P rz y p u sz czać należy, że p rzy rz ą d y te pozostaw ione tam zostały p rzez geologa a u stry a ck ieg o H ofera, k tó ry zw iedził cieśninę tę w r. 1872. J e d e n z te r m om etrów podaw ał -(-1 5 °, d ru g i — 70", b y ły b y to w ięc w artości krańcow e podczas całeg o o sta t
niego trzy d z iesto le tn ieg o okresu.
(Ciel e t T e rre ). m. li. li.
— Zależność widm a od części płomienia, któ ra je w y tw a rz a , z b a d a ń , p rzeprow adzo
n y ch przez W a tte v ille a n a d w idm am i m etali m e
to d ą ro zp y la n ia ich soli w płom ieniu m ieszaniny
j
