WSZECHŚWIAT Ar

Ar

O płata pocztow a u isz c z o n a ryczałtom *//?•»

^ *

\ v

WSZECHŚWIAT

PISMO PRZYRODNICZE m

ORGAN POLSKIEGO TOWARZYSTWA PRZYRODNIKÓW IM.M.KOPERNIKA

T R E Ś Ć Z E S Z Y T U :

E. R y b k a . G w ia z d y zm ien n e cefe id y .

S t a n i s ł a w F e 1 i k s i a k. P o d ró ż na statku „D ar P o m o rza * do B r a z y lji i na M artyn ikę z p ostojem na T e n e r y fie i A z o r a c h .

K ro n ik a naukow a. K ry ty k a . M iscellan ea.

D o pp. W sp ó łp raco w n ik ó w !

W szystkie przyczynki do ,, W szech św iata” są honorowane w wysokości 15 gr. od wiersza.

P P - Autorzy m ogą otrzym yw ać odbitki swoich przyczynków po cenie kosztu. Ż ą d a n ą liczbę odbitek należy podać jednocześnie z rękopisem.

R e d a k c j a odpow iada z a poprawny druk łylk0 tych przyczynków,

które zo stały j e j n adesłan e w postaci czytelnego maszynopisu.

P I S M O P R Z Y R O D N I C Z E

O R G A N P O L S K I E G O T - W A P R Z Y R O D N I K Ó W I M. K O P E R N I K A Nr. 5 (1701— 1702) Wrzesień — Październik 1932

Treść zeszytu: E. R y b k a . Gwiazdy zmienne — cefeidy. S t a n i s ł a w F e l i k s i a k . Podróż na statku

„D ar Pomorza" do Brazylji i na Martynikę z postojem na Teneryfie i Azorach. Kronika naukowa.

Krytyka. Miscellanea.

E. RYBKA .

G W I A Z D Y Z M I E N N E — C E F E I D Y .

W badan iach budow y gw iazd olbrzymia, rolę odgryw ają krótkookresow e gwiazdy zmienne, zw ane cefeidam i, od przedstaw i­

cielki tego typu gwiazd, 8 Cephei, której zmienność odkrył w 1784 r. angielski mi­

łośnik astronom ji, J o h n G o o d r i c k e . W ciągu krótkiego okresu, w ynoszącego zaledw ie 5 dni 8 godz. 37 min. zmienia się nietylko b lask tej gw iazdy, lecz ponadto ulega zmianom jej widmo, a więc i zw ią­

zana z niem tem peratura oraz ciśnienie i gęstość gazów na powierzchni gwiazdy.

M am y tu w yjątkow ą m ożność śledzenia wybitnych zmian w arunków fizycznych na gw ieździe w ciągu zaledw ie kilku dni, a u innych cefeid naw et w ciągu kilku go­

dzin, p o d czas gdy w normalnym rozwoju gw iazd na tak ie zm iany n ależałoby cze­

k ać miljony lat.

Cefeidy stanowią jeden z rodzajów gwiazd zmiennych, których blask ulega regularnym lub nieregularnym zmianom. N aogół gwiazdy zmien­

ne stanowią niewielki odsetek ogółu gwiazd, zna­

my ich bowiem obecnie zaledwie 5.500. W śród

gwiazd zmiennych panuje wielka różnorodność.

U jednych zmiany blasku pow tarzają się rw regu­

larnych odstępach czasu, zwanych okresami zmienności, przytem zakres tych zmian pozostaje w każdym okresie ilościowo i jakościowo jedna­

kowy. Gw iazdy takie n oszą nazwę regularnych

le mniej regularności w przebiegu zmian blasku, są wreszcie takie gwiazdy zmienne, których blask zmienia się całkowicie nieregularnie.

Gw iazdy zmienne regularne dzielimy na dwie zasadniczo różne od siebie grupy. Do pierwszej z tych grup zaliczam y gwiazdy zaćmieniowe, któ­

re są gwiazdami podwójnemi; rzeczywisty blask składników jest niezmienny, gwiazdy te jednak, obiegając dokoła wspólnego środka ciężkości, wzajemnie się zasłan iają w stosunku do obserwa­

tora na Ziemi i pow odują przez to pozorne zmia­

ny w całkowitym blasku układu. Drugą kategorję stanowią

których blask ulega rzeczywistym zmianom wsku­

tek działania wewnętrznych przyczyn fizycznych.

Okres zmienności cefeid je st prawie stały dla k aż­

dej z pośród tych gwiazd zmiennych i jest zawar­

ty w granicach od kilku godzin do kilkudziesięciu dni.

W edług najnow szej klasyfikacji do ce­

feid zaliczam y te okresow e gw iazdy

zmienne, których o k res jest m niejszy od

45 dni, ch arak ter zaś zmiany b lask u nie

pozw ala zaliczyć danej gw iazdy do kate-

132 W S Z E C H Ś W I A T Nr. 5 gorji zaćm ieniowych. B lask tych gw iazd

zm ienia się w sposób ciągły w ten sposób, że po osiągnięciu najm niejszego blasku, jasn ość gw iazdy szybko w zrasta, aby po osiągnięciu maximum powoli w rócić do minimum (rys. 1). T en szybki w zrost jas-

R ys. 1. Krzywa blasku XZ Cygni (E. Rybka 1926—

28). Na osi poziomej odłożono czas w ułam kach okresu, wynoszącego O l. 467.

ności, a następnie jej pow olny spadek uw ażane być m ogą za n ajw ybitniejszą c e ­ chę cefeid, szczególniej u w ydatn iającą się u gw iazd krótkookresow ych z okresam i zmienności, w ynoszącem i ułam ek doby.

W ahania blasku cefeid po w tarzają się na- ogół bardzo regularnie; am plituda zmian ich blasku wynosi zw ykle jedną do jednej i pół w ielkości gw iazdow ych, co znaczy, że w m aximum b lask u cefeidy są 2 % do 4 razy jaśn iejsze, niż w minimum. A stro ­ nomowie bow iem m ierzą jasn o ść gw iazd w t. z w. w ielkościach gw iazdow ych, które określam y w ten sposób, że gw iazda jest o jedną w ielkość gw iazdow ą jaśn iejsza od drugiej, gdy b lask jej jest 2 1 •> razy (do­

kładniej 2.512 razy) w iększy od blasku tej drugiej gw iazdy. W ielkości gw iazdow e w zrastają, gdy jasn ość gw iazd się zm niej­

sza, tak więc n ajjaśniejsze gw iazdy, w i­

doczne gołem okiem, b ęd ą n ależały do 1-ej lub też m niejszej w ielk ości (wy­

stępu ją tu nawet liczby ujemne), naj­

słab sze zaś gwiazdy, widoczne bez n a­

rzędzi, będą w ielkości 6-ej. K la sy fik a c ja ta rozciągn ięta jest rów nież n a gw iazdy telesko pow e; w w ielkich lunetach m o­

żem y jeszcze d o strzegać gw iazdy do 17-ej w ielkości, zapom ocą zaś olbrzym iego 2%

m etrow ego reflek to ra osiągam y na k liszy fotograficznej gw iazdy 21-ej w ielkości.

W ielkości gw iazdow e oznaczam y literą m:

jeżeli teraz p rzez J x i J 2 oznaczym y jasn o­

ści gw iazd o w ielkościach m1 i m2, to de­

finicja w ielkości gw iazdow ej da się w yra­

zić n astęp u jący m prostym wzorem ; (1) JiM i — 2.512 m» — czyl i (2) log — log J 2 = 0.4 (m2 — nij).

Ja sn o śc i gw iazd m ogą być m ierzone w sk ali w izualnej i fotograficznej; am plitudy cefeid w tej drugiej sk ali są w iększe, niż w skali pierw szej, dochodzić bow iem mo­

gą do 2 m.4. Różnice m iędzy amplitudami zm ian b lask u w izualnem i i fotograficzne- mi m ają swe źródło w okresow ych zm ia­

nach widma cefeid, o czem będzie jeszcze m ow a niżej.

C efeidy podzielić m ożem y na dwie ró ż­

niące się dość wybitnie grupy. P ierw sza z nich obejm uje t. zw. krótkookresowe cefeidy z okresem , krótszym od jednego dnia. N azyw am y je często gw iazdam i typu R R L y rae od najjaśniejszej przed staw i­

cielki tej grupy cefeid. O krasy tych gw iazd grupują się najgęściej wpobliżu w arto ści pół dnia, krzyw a b lask u (rys. 1) w ykazuje bardzo szybki w zrost b lask u i pow olny spadek , p o d czas zaś minimum b lask u gw iazdy te w ykazują przez dość znaczny ułam ek ok resu jasn ość praw ie niezmienną. Np. b lask gw iazdy zmiennej X Z Cygni, której o k res wynosi 0d 467, w zrasta od minimum do maxim um o 0 m.9 w ciągu 0 d .07, czyli niespełna dwóch go­

dzin, n astępnie b lask ten się zm niejsza w ciągu 6 godzin, poczem przez 3 godziny gw iazda pozostaje w stałym najmniejszym blasku. Podobne w łaściw ości w ykazują inne gw iazdy krótkook resow e.

D rugą grupę stanow ią gw iazdy typu o C ephei długookresow e, z okresem dłuższym od jednego dnia. Ja k o górną granicę okre­

su przyjm ujem y zazw yczaj dla tych gw iazd 45 dni, są jednak jeszcze gw iazdy z ok re­

sam i dłuższem i od 45 dni (np. CG Sagitta- rii z okresem 64 dni), w ykazujące w ybit­

nie cechy cefeid. O kresy długook reso­

wych cefeid sk u p iają się n ajgęściej w p o-

Nr. 5 W S Z E C H Ś W I A T 133 bliżu w artości 5 d-5; typow ą przedstaw i­

cielk ą tych gw iazd jest o Cephei, której krzyw a b lask u um ieszczona zo stała w górnej części rys. 2. O kres o Cephei wy-

Rys. 2. Krzywa blasku (u góry) i prędkości radjaln ej (u dołu) i Cephei.

nosi 5 d.366, b lask jej w zrasta od minimum do m axim um o 0 m.7 w ciągu l d.7, poczem w sposób ciągły m aleje w ciągu p o zosta­

łej części okresu. O drazu widzimy, po- równywując krzyw e blask u o Cephei i XZ Cygni, wybitne różnice w przebiegu zmian jasności cefeid krótkookresow ych i długo­

okresow ych. T ak i regularny przebieg zmian blask u z szybkim w zrostem i po- wolnem zm niejszeniem się jasn ości bez żadnych osobliw ości w krzywej, w ykazu­

ją naogół w szystkie cefeidy z okresem , krótszym od 6 dni. G d y okres zmienności jest w iększy od 6 dni, zjaw ia się na gałęzi z stę p u ją c e j' (zm niejszania się blasku), wtórna fala, jak to w idać na w ykresie krzyw ej b lask u R S Orionis (rys. 3), p o sia­

dającej okres, rów ny 7d .567. W tórne to maximum w raz ze w zrostem okresu zbli­

ża się coraz bardziej do maximum głów­

nego, w reszcie dla cefeid z okresem od 10 dni do 13 dni zanika zupełnie, krzyw a

zaś blasku przybiera sym etryczny kształt, zbliżony do sinusoidy. D la gw iazd z okre­

sem większym, niż 14 dni, znów w ystępu­

je asym etrja w kształcie krzyw ej blasku, przytem u wielu gw iazd z okresem w ięk­

szym od 16 dni ponownie n atrafiam y na regularny k ształt krzyw ej b lask u o Cephei.

Zmiany w k ształcie krzyw ych blask u długookresow ych cefeid są bardzo zna­

mienne, gdyż, jak to niżej będzie uw ydat­

nione, z okresem jest jeszcze ściśle zw ią­

zana w ielkość bezwzględna cefeid oraz ich budow a fizyczna.

D alsze niezmiernie ważne i ciekaw e fakty w dziedzinie zmienności cefeid na­

potykam y, b ad ając ich widmo. Przede- w szystkiem , gdy przystąpim y do oblicza­

nia prędkości radjalnych cefeid, oblicza­

nych na podstaw ie t. zw. zasad y D opple­

ra - F izeau z przesunięć prążków w w id­

mach gwiazd, to zauważymy, że prędkość radjalna u w szystkich cefeid zmienia się w tym samym okresie, co i b lask tych gwiazd. Zmiany te zo stały odtw orzone graficznie na rys. 2 u dołu dla gw iazdy S Cephei. N a osi pionowej um ieszczono prędkości radjalne 8 Cephei w km /sek, przytem + oznacza, że gw iazda od nas się oddała, znak zaś — oznacza, że gw ia­

zda się do nas przybliża. Z w ykresu wi­

dzimy, że maximum prędkości zbliżania w ypada jednocześnie z najw iększym b la­

skiem gw iazdy, zaś n ajszybsze oddalanie się zdarza się w chwili najm niejszego blasku gwiazdy. Analogiczny przebieg wy­

kazują zmiany prędkości radjalnej innych cefeid.

O kresow e zmiany prędkości radjalnej obserw ujem y nietylko u cefeid; również wiele gw iazd o stałym blasku takie zm ia­

ny w ykazuje. F ak t ten tłum aczym y bardzo prosto przypuszczeniem , że gwiazdy, wy­

kazujące okresow e zmiany prędkości radjalnej, są gw iazdam i podwójnemi, po- łożonemi tak blisko siebie, że oddzielnie obu składników nie możemy dojrzeć w lu­

necie. W skutek ruchu obu składników do­

koła środka m asy gw iazdy te zbliżają się

ku nam lub też oddalają się od nas, przez

■iO -LO -10 0.0 *1.0 -10 *3.1) •H.O *50 fC.9

Rys. 3. Krzyw a blasku R S Orionis (E. Rybka 1926— 28). Okres = 7<J. 576

co pow stają przesun ięcia prążk ó w w ich widmach. N asuw a się tu przypuszczen ie, że cefeidy są rów nież gw iazdam i podw ój- nemi, których zm ienność jest tylko pozor­

na, w ynika bow iem z zaćm iew an ia jednej gw iazdy przez drugą. U w ażne jednak po­

rów nanie krzyw ych zm ienności b lask u i krzyw ych zm ian pręd k o ści radjalnych ce­

feid w ykazuje, że zaćm ienia są tu w yklu­

czone. G dyby bowiem zm iany b lask u b y­

ły wyw ołane przez zaćm ienia, to najm niej­

szy b lask zd arzałby się w chwili z a sła ­ niania jednej gw iazdy p rzez drugą, a w ięc w chwili gdy obie gw iazdy p o ru szają się p rostopadle do prom ienia w idzenia i na zmiany prędk ości radjalnych nie w pływ a­

ją. W momencie m axim um b lask u oraz w m om encie minimum p ręd k o ść radjaln a p o ­ winna być zerow a, a w łaściw ie rów na tej prędkości, z jak ą jednostajnie c a ły układ poru sza się w stosunku do Sło ń ca. M axi- mum zaś oddalania się gw iazdy powinno w y p aść o % okresu przed minimum b la­

sku. T ym czasem obserw ujem y, że to ma- ximum zd arza się aku rat w m om encie mi­

nimum blasku, czyli że n ajsłab szy b lask danego u kładu podw ójnego w tedy w y pa­

da, gdy jasn y składnik od nas się oddala,

a słab szy się zbliża. F ak t ten nie da się- w ytłum aczyć na podstaw ie hipotezy dwo­

istości cefeid.

P o za tem obserw acje widm cefeid do­

starczy ły jeszcze drugiego faktu, przem a­

w iającego za tem, że cefeidy są gw iazda­

mi pojedyńczem i, b lask ich zaś ulega zmianom w skutek zmian fizycznych w a­

runków , pan ujących na gw ieździe. W y­

k ryto bowiem, że nietylko położenie prążkó w w widmach cefeid ulega o k reso ­ wym zmianom, lecz że w tym samym okre­

sie zm ienia się rów nież charakter widma.

J a k wiadomo gw iazdy możemy podzielić na szereg typów widmowych, z których najw ażniej­

sze, obejm ujące 99% gw iazd ze zbadanemi wid­

mami, oznaczam y literami B, A, F , G, K, M. Po­

dział ten uskuteczniony został na podstaw ie w ystę­

pow ania prążków absorpcyjnych w widmach gwiazd, przytem z typem widmowym związana jest ściśle tem peratura powierzchniowa gwiazdy, wynosząca dla gwiazd k lasy B około 24.000° i. zm niejszająca się stopniowo, gdy przechodzić będziemy przez gw iazdy typu A , F , G, K do M. Dla gwiazd tego ostatniego typu tem peratura powierzchniowa wy­

nosi tylko 3.600°. W celu dokładniejszej klasyfi­

k acji, przedział między jednym typem i następ­

nym podzielono na 10 k las według następującego schem atu: BO, B l, B2... B9, A0, A l...

C efeidy należą do k las widmowych A , F , G, przytem krótkookresow e p o siad ają w yższą tem­

peraturę powierzchniową niż długookresowe. Zm ia­

ny widma, zaobserwowane u w szystkich cefeid,

p o legają na tem, że w chwili maximum blask u

Nr. 5 W S Z E C H Ś W I A T 135 gwiazdy te p o siad ają widmo, odpow iadające znacz­

nie wyższej temperaturze, niż ta, która wynika z widma, występującego w chwili minimum blasku.

Naogół widmo cefeid zmienia się od klasy G5 do F5, co odpowiada zmianom tem peratury p o­

wierzchniowej od 5200° do 6900°. Je st to wartość średnia zmian widma, którą niektóre cefeidy znacznie przekraczają, np. o Cephei w minimum blasku posiada widmo klasy G6 (temp. = 5100°) w maximum zaś blasku widmo je st typu F 4 (temp.

— 7100°); u innych cefeid am plituda zmian w id­

ma jest jeszcze znaczniejsza i wynosi np. u rj A ąu ilae G9 — F2 (4700°— 7400°), u RR Lyrae — F2 — B9 (7400°— 13000°) i t. d.

W ielkie te zm iany tem peratury dowo­

dzą wymownie, że nie m ożem y zmian bla­

sku przypisyw ać zaćmieniom, lecz że mu­

szą w ew nątrz gw iazd działać jak ieś p o ­ tężne siły, w yw ołujące oscylacje b lask u i tem peratury gwiazd. Zagadnienie zmian blask u cefeid nęciło wielu badaczy, któ­

rzy usiłow ali tw orzyć różne teorję, w y­

jaśn iające przebieg zm ienności tych gw iazd. P róby te jednak nie ostaw ały się zw ykle w obec faktów , dostarczanych przez obserw acje. D opiero w 1918 r. słyn­

ny astronom angielski, E d d i n g t o n , ogłosił dobrze ugruntow aną m atem atycz­

nie teorję, która zm ienność cefeid tłum a­

czy przez p u lsacje, polegające na rozsze­

rzaniu się i kurczeniu rozżarzonego globu gazow ego gw iazdy.

M yśl, że cefeidy są gwiazdami pojedyń- czemi, zmiany zaś ich b lask u są wynikiem działania w ewnętrznych sił, wywołujących pulsacje gwiazdy, w ypow iedziana była je­

szcze przez A . R i t t e r a w 1879 r., a n a­

stępnie podnoszona już w X X w ieku przez F. R. M o u l t o n a i H. S h a p l e y ‘a.

D opiero jednak E d d i n g t o n myśl tę rozwinął, d ając obszerną teorję, która uw ażana jest obecnie za najpow ażniejszą próbę w yjaśnienia zm ienności cefeid.

W edług now oczesnych poglądów gw iaz­

dy uw ażam y za kule gazow e, znajdujące się w stanie rów now agi mechaniczne;, przytem tem peratu ra gazów , w ynosząca kilka lub k ilk an aście tysięcy stopni na pow ierzchni gw iazdy, osiąga w jej wnętrzu olbrzym ią w arto ść kilkudziesięciu miljo- nów stopni. Je ż e li w ybieram y jakąkolw iek sferyczną w arstw ę, leżącą wewnątrz gwiazdy, to ciężar gazów , nad nią położo­

nych, zrów now ażony je st ciśnieniem ga­

zów z wewnętrznej w arstw y oraz ciśnie­

niem prom ieniowania, bardzo silnego w e­

w nątrz gw iazd. Przypuśćm y teraz, że uda­

ło się nam przy użyciu pew nych sił ze­

wnętrznych ścisn ąć kulę gazow ą gw iazdy tak, że jej prom ień zm niejszył się np. o 10%. W ów czas ciśnienie graw itacyjne zw iększy się w każdym punkcie w e­

w nątrz gwiazdy, pow iększy się rów nież tem peratura gw iazdy i prężność w e­

wnętrznych w arstw gazow ych. Rachunek wykazuje, że prężność, w yw ołana ogrza­

niem, zw iększy się bardziej, niż ciśnienie graw itacyjne, i gw iazda w skutek tego n a­

bierze tendencji do rozszerzenia i pow ro­

tu do daw nego stanu równowagi. Po osiąg­

nięciu jednak tego stanu gw iazda rozsze­

rzać się będzie n adal w skutek bezw ład­

ności, dopóki wewnętrzna prężność gazów nie stanie się zbyt niska, aby w ytrzym ać ciężar w arstw zewnętrznych. W tedy gw iazda zacznie się kurczyć, pow odując znów w zrost tem peratury i prężności ga­

zów wewnątrz, co z kolei wywołuje roz­

szerzenie się gw iazdy i t. d. Zaburzenie więc, które w yw ołaliśm y przez ściśnięcie gwiazdy, stało się źródłem drgań, pow ta­

rzających się regularnie. Z rozw ażań E d d i n g t o n a wynika, że okres (P) pul- sacyj powinien być odwrotnie proporcjo­

nalny do pierw iastka kw adratow ego z gę­

sto ści ( p ) gwiazdy, czyli, że powinna istnieć zależność:

P V p = const

T eorja pulsacyj w yjaśnia zmiany w prędk ości radjalnej cefeid, jako wynik ru­

chu gazów na powierzchni gw iazdy w k ie­

runku Ziemi i odwrotnie. Rów nież zm ia­

ny widma cefeid znajdują zupełnie dobre w ytłum aczenie w teorji pulsacyj. G dy bo­

wiem gw iazda się kurczy, tem peratura jej w nętrza w zrasta, osiągając maximum w chwili n ajw iększego skurczenia, przy roz­

szerzaniu się zaś tem peratura wnętrza się obniża, o siągając minimum wtedy, gdy ob­

jętość gw iazdy jest najw iększa. N atrafia­

my tu jednak na tę sam ą trudność, którą n apotykaliśm y przy tłum aczeniu zmian b la­

sku cefeid przez zaćm ienia. Poniew aż teo-

136 W S Z E C H S W I A T Nr. 5 rja pulsacyj wym aga, ab y minimum b lask u

w ypadło w chwili najniższej tem peratury, m axim um zaś — w chwili tem peratury najw yższej, w!ięc maxiimum ro zszerzan ia się powinno przypadać podczas zm n iejsza­

nia się blasku, zaś n ajw iększa p ręd k o ść kurczenia podczas w zrastan ia blask u.

T ym czasem obserw acje w ykazują, że gw iazda najszybciej się ro zszerza w chw i­

li maximum blasku, i n ajszybciej się k ur­

czy w chwili minimum blasku, czyli, że zaobserw ow ana faza rozszerzan ia się i kurczenia przesun ięta jest o ]4 okresu w stosunku do teoretycznej. E d d i n g t o n i zwolennicy teorji pulsacyjnej cefeid sta ­ rają się fakt ten w ytłum aczyć tem, że n aj­

n iższa tem peratu ra osiąga sw e m axim um w chwili n ajw iększego sku rczen ia tylko we wnętrzu gw iazdy, w arstw y zaś z e ­ wnętrzne, które nie biorą w ielkiego u dzia­

łu w p rocesach kurczenia się i rozszerzania, o siągają m axim um tem peratu ry dopiero po upływ ie pew nego czasu, gdy już gw iaz­

da się rozszerza, co też istotnie obserw u­

jemy. Z analogicznych pow odów minimum tem peratury powierzchniowej, rów nocze­

sne z minimum blasku, w ypada już po osiągnięciu maxim um objętości.

Ja k k o lw ie k nie m ożem y jeszcze u w a­

żać, że teorja E d d i n g t o n a odtw arza nam należycie rzeczyw isty p rzebieg zmian fizycznych w ew nątrz cefeid, jedn akże sta ­ nowi ona ogromny p o stęp na drodze te o ­ retycznych prób w yjaśnienia zm ienności cefeid, gdyż na jej podstaw ie po raz pierw ­ szy w yjaśnione zo stały w sposób prosty jednocześnie zm iany blask u, prędkości radjalnej oraz widma, czego nie m ogła bez sztucznych założeń w ytłum aczyć hipoteza podw ójności cefeid. P oza tem ta ostatn ia hipoteza w ym agała, aby m asy i objętości cefeid były nieznaczne w porów naniu ze Słońcem , co nie zgadzało się z ob serw a­

cjami.

Je ż e li obliczym y w ielkości absolutne cefeid, które odnosim y zaw sze do odległo­

ści 32.6 lat św iatła, sk ąd prom ień drogi Ziemi dokoła Słoń ca widoczny jest pod kątem 0 " .l, to ok aże się, że np. jasne ce- feidy 5-ej w ielkości, odległe od n as p rze­

ciętnie o 800 lat św iatła, będą m iały w iel­

k o ść absolutn ą rów ną — 2 m. Odniesiona do tej sam ej odległości w ielkość naszego S ło ń ca jest rów na -j- 5 m, a więc cefeidy 5-ej w ielk ości są o 7 m jaśn iejsze od Słoń ­ ca, to jest w ysyłają 630 razy więcej św ia­

tła, niż Słoń ce. Poniew aż zaś jasn ość bez­

w zględna gw iazdy zależy od jej masy, więc cefeidy powinny również p o siadać w ielką m asę, znacznie w ięk szą od m asy Słoń ca. Jed n o cześn ie ch arakter widma cefeid w skazuje na to, że gęstość tych gw iazd jest w porów naniu z gęstością Sło ń ca bardzo m ała, sk ąd wynika, że obję­

tości cefeid m uszą być ogromne. A więc cefeidy zaliczyć musimy do kategorji gw iazd olbrzymów, — a naw et do gałęzi tej kategorji, obejm ującej ,,nadolbrzym y“ o szczególnie w ielkiej objętości i w ielkiej jasn ości absolutnej. Stw ierdzenie faktu, że cefeidy są gw iazdam i olbrzymami za­

dało cios śm iertelny teorji zaćm ieniow e;

cefeid, z orbit bowiem, obliczonych z pręd­

k ości radjalnych wynikałoby, że słab sza gw iazda musi leżeć w ew nątrz jaśniejszej, co oczyw iście jest absurdem . Tym czasem teorja pulsacy jn a godzi się doskonale i ch arakterem cefeid, jako gw iazd olbrzy­

mów.

P rzy taczam y obok tabliczkę, zaw iera­

jącą n ajbard ziej charak terystyczn e dane dla kilku cefeid (według R u s s e l l a , A stron om y pg. 768, z nowszem i uzupeł­

nieniami). K olum ny tej tabliczki zaw iera­

ją kolejno: 1) nazw ę gw iazdy, 2) okres w dniach, 3) m axim um blasku, 4) mini­

mum blasku, 5) widmo w maximum i mi­

nimum J), 6) w ielkość absolutną, 7) p ro­

m ień R w m iljonach km, 8) masę, 9) gę­

sto ść p i 10) iloczyn P i p • Za jednostki m asy i gęsto ści przyjęto m asę i gęstośę Słoń ca.

J a k widzim y z niżej przytoczonej tabli­

cy iloczyn P t p jest w przybliżeniu stały, niew ielki zaś w zrost tej w artości w za­

leżności od w zrostu okresu został przew i­

dziany przez E d d i n g t o n a .

D la C U rsae Minoris i ot Geminorum poda­

no tylko średnie widmo.

Nr. 5 W S Z E C H Ś W I A T 137

Nazwa gwiazdy P Max. Min Wi­

dmo Wielk

abs. R Masa G ę­

stość p P ) 0 R R Lyrae . . . . d

0 57 m

7.2 m

8.0 B 9 - F 2 m

- 0 .4 4 4.6 0.022 0.09

S U Cassiopeiae . . 1.95 6.0 6.4 F 2 - F 9 — 1.2 9 6.3 0.003 0.10 o U rsae Min. . . 3.97 2 3 2.4 F7 — 1.8 15 8 5 0.0008 0.11 5 Cephei . . . . 5.37 3 6 4.3 F 4 —G6 —2.2 18 105 0.0006 0 13 7) A ąuilae . . . . 7.18 3.7 4.4 F2—G9 —2.6 24 13 0.0003 0.13

£ Geminorum . . 10 15 3.7 4.1 G l —3 2 30 18 0.0002 0.15 X Cygni . . . . 16.39 6.2 7.4 F 8 - K 0 —3.9 48 26 0.00008 0.15 Y Ophiuchi . . . 17 12 6 1 6.5 F8—G7 —4.0 50 28 0 00008 0.15 1 Carinae . . . . 35.52 3.6 4.8 F 8 - K 0 —5.1 80 50 0.00003 0.19

T eo rja pulsacyjna, op arta o dobrze ugruntow aną teorję budow y gw iazd — kul gazowych, zn alazła wielu zwolenników w śród astronom ów. S ła b ą jednak jej stro­

n ą jest zupełna nieznajom ość przyczyny, k tó rab y w yw ołała drgania sw obodne gwiazdy, co nadaje hipotezie pulsacyj po­

sm ak sztuczności. A poza tem nie jest dosta­

tecznie w yjaśniony fakt, dlaczego najw ięk­

sza prędk ość rozszerzania się przypada dokładnie w chwili m axim um blasku, rów ­ nież nie jest dostatecznie wytłum aczona przez teorję asym etrja krzyw ej blasku, szczególnie zaś bardzo szybki w zrost bla­

sku u krótkookresow ych cefeid i drugo­

rzędne drgania na gałęzi zm niejszania się blasku, zaobserw ow ane u cefeid długo­

okresow ych.

T e i inne jeszcze pow ody skłoniły J e a n s a do postaw ienia odmiennej hipo­

tezy co do przyczyn zmienności cefeid.

J e a n s odrzuca założenie E d d i n g t o- n a, że gw iazda jest kulą i nie p o siad a ru­

chu obrotow ego, zak ład ając, że cefeidy są obdarzone ruchem obrotowym i znaj­

dują się w stadjum dzielenia się na dwie gw iazdy. T eo rja J e a n s a obejmuje nie- tylko cefeidy, lecz ponadto gwiazdy zmienne długookresow e, przew ażnie czer­

w onaw e olbrzymy, których o k res zmien­

ności wynosi od 50 dni do 2 lat. W edług J e a n s a ew olucja gw iazd zmiennych postępuje od gw iazd długookresow ych poprzez cefeidy aż do gw iazd podwójnych.

R ozpoczyn a się ten p ro ces wtedy, gdy o b racająca się gw iazda przybierze kształt elipsoidy trójosiow ej. S tan ten gwiazdy,

nie posiad ającej zbyt silnego centralnego zgęszczenia, jest nietrw ały, w gwieździe w ytw arzają się oscylacje, które z biegiem czasu deform ują gw iazdę do tego stopnia, że przybiera ona kształt gruszkow y. O scy­

lacje m ogą m ieć ch arak ter pulsacyj, wy­

w ołują więc zmiany tem peratury i typi:

widmowego. P u lsacje jednak nie są jedy­

ną przyczyną zmian blasku, gdyż blask gw iazdy zm ienia się rów nież w skutek ru­

chu obrotow ego gruszkow atej bryły, zw ra­

cającej ku nam części sw ej powierzchni różnej w ielkości.

O kresy oscylacji m aterji i ruchu obroto­

wego są początkow o niejednakow e i nie­

w spółm ierne, i dlatego w przebiegu zmian b lask u czerwonych gw iazd długookreso­

wych po w stają znane z obserw acyj niere- gularności. Stopniow o jednak gw iazda za­

czyna się dzielić na dw a składniki, oba okresy, oscylacji i obrotu, stają się jedna­

kow e i pow staje w ten sposób regularna długookresow a cefeida, której ok res zmienności rów na się okresow i obrotu. W dalszym swym rozw oju jądro gw iazdy roz­

p ad a się ostatecznie i pow staje gw iazda podwójna.

T ak b y się przed staw iała w ogólnych zarysach teorja J e a n s a. Z asługą jej jest ujęcie w jednym schem acie wszystkich gw iazd zmiennych regularnych i półregu- larnych, począw szy od długookresow ych gw iazd czerwonych aż do białych zaćm ie­

niowych. Ew olucja gw iazd zmiennych, w skazan a przez J e a n s a, doskon ale się zgadza z teorją ew olucji gwiazd olbrzy­

mów, uwydatnioną w słynnym w ykresie

138 W S Z E C H Ś W I A T R u ssella. J e s t to jednak teo rja niedość

gruntownie jeszcze spraw dzona, w ięc też nie przyjęła się u ogółu astronom ów , ja k ­ kolw iek na gruntowne zbadanie ze w szech- m iar zasługuje.

Odmienne poglądy na m echanizm zm ien­

ności cefeid w yw ołały bardzo żyw ą i c ie­

k aw ą dyskusję m iędzy E d d i n g t o- n e m i J e a n s e m . E d d i n g t o n w y­

sunął bardzo pow ażny zarzut przeciw ko twierdzeniu J e a n s a, że o k res zm ienno­

ści cefeid rów na się ich okresow i obrotu.

Z powodu bow iem olbrzym ich rozm iarów cefeid, których prom ienie, jak w idać z przytoczonej tablicy, już przy 7-dniowym ok resie p rzek rac zają 20 miljonów km m u­

sz ą różne c zęści zw róconej ku nam p o ­ w ierzchni p o ru szać się z niejednakow ą ogrom ną p ręd k o ścią radjaln ą. Np. jeden b rzeg tarczy gw iazdy będzie się ku nam szyb ko zbliżał, drugi zaś z tą sam ą p rę d ­ k o ścią będzie się oddalał, co powinno zn a­

le źć odbicie w widmie gw iazdy w postaci silnego rozszerzen ia prążków . T ego jed ­ nak nie zaobserw ow ano, przeciw nie p rą ż ­ ki w widm ach cefeid są bardzo ostre.

J e a n s , od pierając ten zarzut, twierdzi, że gw iazda nie ob raca się jako ciało sztywne, lecz że ruch obrotow y w środku jest znacznie szybszy, niż na pow ierzchni.

O kres zm ienności b lask u rów ny jest o k re­

sow i obrotu jądra gw iazdy, obserw ow ana zaś przez n as pow ierzchnia, o b rac ająca się znacznie wolniej, niż jądro, nie w pływ a w sposób dostrzegalny .na rozszerzan ie się prążków w widmie.

Trudno obecnie jest orzec, k tó ra z obu opisanych teoryj bliższa jest rzeczyw isto­

ści; obie z nich m ają zalety i wady, stw ier­

dzić jednak należy, że dzięki pracom E d d i n g t o n a i J e a n s a w iadom ości n asze o cefeidach bardzo się pogłębiły.

N iezw ykłe bowiem w łaściw ości tych gw iazd spraw iają, że b ad an ia ich odgry­

w ają niezm iernie doniosłą rolę w p o zn a­

w aniu rozm iarów w szechśw iata. S ą to b o ­ wiem źródła znanej siły św ietlnej, ,,fun da­

m entalne św ie ce " nieba, jak je obrazow o o k reśla E d d i n g t o n . W ynika to ze zw iązku, jaki zachodzi m iędzy absolutnym

blaskiem cefeid a ich okresem . J a k w idać z przytoczonej wyżej tablicy, w raz ze w zrostem ok resu w zrasta rów nież ab so ­ lutna jasność, która dla R R L y rae wynosi

— 0 m .4, zaś dla 1 C arin ae jest już równa

— 5 m .l, czyli że w zrasta 76 razy przy powiększeniu się okresu z 0d 57 na 35d.52.

W ielkie odległości, w jakich położone są cefeidy n aszego układu gw iazdow ego, nie po zw alają na ustalen ie zw iązku m ię­

dzy w ielkością absolutn ą i okresem na podstaw ie jedynie obserw acyj tych od­

dzielnie rozrzuconych na niebie gw iazd.

N ależało b y zn aleźć grupę cefeid z różne- mi ok resam i tak położoną, abyśm y mogli w szystkie te gw iazdy uw ażać za rów no­

odległe od nas. W tedy zależn ość wielkości pozornych od okresu będzie tak a sam a, jak zależn ość wielkości bezwzględnych od okresu.

B o gate niebo gwiazdowe dało nam m oż­

n ość uskuteczn ien ia tak iej kalibracji, w jednem bow iem z oddalonych ugrupow ań gw iazd, w M ałym O błoku M agellana, M i s s L e a v i t t odkryła w 1912 r. b a r­

dzo dużo gw iazd zmiennych, szczególnie z aś cefeid, z okresam i od 15 godzin do 100 dni. D la przeszło 100 gw iazd w yzna­

czono krzyw e blasku, m ierząc ich pozor­

ną w ielkość fotograficzną, porów nanie zaś cefeid o różnych ok resach w y kazało zu­

pełnie wyraźnie, że im dłuższy jest okres cefeidy, tem gw iazda jest jaśn iejsza. W y­

niki M i s s L e a v i t t uwidocznia nam ry­

sunek 4, gdzie na osi poziom ej odłożono logarytm okresu, zaś n a pionowej (z le­

wej strony) — średnie zaobserw ow ane w ielkości fotograficzne. Poniew aż rozm ia­

ry M ałego O błoku M agellan a m ogą być pom inięte w porów naniu z odległością O błoku od n as, więc znaleziona zależność w yraża jednocześnie zw iązek między w ielkością absolutną i okresem . N ależy tylko obserw ow ane przez nas w ielkości odnieść do odległości 32.6 lat św iatła.

S h a p 1 e y obliczył z ruchów w łasnych średnie absolutn e w ielkości jaśniejszych cefeid n aszego układu, przez co, przyjm u­

jąc, że zależność, w yrażona na rys. 4, za­

chodzi dla w szystkich cefeid we wszech-

Nr. 5 W S Z E C H Ś W I A T 139 św iecie, uzyskano w ielkości absolutne ce­

feid z M ałego O błoku M agellana. W iel­

k ości te zo stały um ieszczone na osi piono­

wej z praw ej strony rys. 4, Z w ykresu tego widzimy, że różnica m iędzy zaobserw ow a-

. . . . i

/ /

•

- 0 . 5 0 .0 + 0 . 5 1.0 1.5 2.0 2.5

Rys. 4. Zależność jasności absolutnej cefeid od okresu. (Russell, Dugan, Stew art Astronomy p .764).

ną w ielkością cefeid z M ałego Obłoku M agellan a i ich w ielkością absolutną wy­

nosi 17m .5. Ł atw o obliczam y według w zo­

ru (1), że cefeidy te są pozornie 2.512 175

= 10.000.000 razy słabsze, niż odpow ia­

dające im cefeidy w odległości 32.6 lat św iatła, poniew aż zaś rzeczyw iste ab so ­ lutne w ielkości są o 17m.5 mniejsze, niż w ielkości zaobserw ow ane, w ięc M ały O błok M agellan a leży y 10.000.000 — 3.200 razy dalej, niż n asza fundam entalna odległość 32.6 lat św iatła, t. j. w odległo­

ści 104.000 lat św iatła.

W ykryta przez M i s s L e a v i t t za­

leżność w ielkości bezw ględnej cefeid od okresu um ożliw iła nam głębokie „sondo­

wanie przestrzen i1’, jak się w yraża J e a n s . M etoda cefeid zn alazła bardzo szerokie zastosow anie do w yznaczania odległości bardzo dalekich ugrupow ań gw iazd, jak grom ady kuliste i m gław ice pozagalak- tyczne, sk ąd św iatło dociera do nas do­

piero po upływ ie miljonów lat. Oczywi­

ście dane ugrupow anie gwiazd, którego odległość chcem y zm ierzyć, musi zaw ie­

rać cefeidy; w ystarczy wtedy znaleźć ok resy tych cefeid i zm ierzyć ich średnie pozorne w ielkości, z krzyw ej zaś M i s s

L e a v i 11 dla danych okresów znajdzie­

my w ielkości absolutne. Porów nanie tych ostatnich w ielkości z zaobserw ow anem i pozwoli z łatw ością obliczyć odległość danego zbiorow iska gwiazd.

Znalezione tą drogą odległości (głównie przez S h a p 1 e y ‘a, który może być uw a­

żany za w łaściw ego tw órcę opisyw anej metody) pozw oliły zak reślić rozm iary w szechśw iata. Znaleźliśm y więc, że naj­

bliższa grom ada kulista gw iazd leży w od­

ległości 21.000 lat św iatła, n ajdalsza — w odległości 11 razy większej. W ielkie zaś m gław ice pozagalaktyczne, z których najbliższa położona jest w odległości 870.000 lat św iatła, odległe są od nas o dziesiątki, a nawet setki miljonów lat św iatła. J a k doniosłe jest znaczenie m e­

tody S h a p 1 e y‘a uprzytom nim y sobie, gdy zważymy, że zw ykłą m etodą trygono­

m etryczną udało się w ysondow ać prze­

strzeń do odległości zaledw ie 300 lat św ia­

tła, co stanow i znikom y obszar nietylko w szechśw iata, lecz naw et n aszego u k ła­

du Drogi M lecznej. B y ć może, znalezione przez S h a p 1 e y 'a odległości będą wy­

m agały popraw ek, dochodzących do 25%

lub naw et w ięcej ich w artości, rząd w iel­

kości jednak w ocenie rozm iarów w szech­

św iata zo stał już osiągnięty.

W yjątkow e stanow isko, zajm owane przez cefeidy w śród gwiazd, spraw ia, że gw iazdom tym pośw ięcam y coraz więcej uwagi. Pole do pracy i do nowych odkryć jest tu jeszcze ogromne. Ja śn ie jsz e cefei­

dy są wprawdzie do ść dobrze zbadane, nie dotyczy to jednak ogółu cefeid, k tó ­ rych obecnie znamy już około 500. Dla szeregu słabych gw iazd tego rodzaju nie­

znane są jeszcze dokładn e krzyw e blasku ani też krzyw e pręd k o ści radjalnych i zmian widma. A le n aw et jaśniejsze cefei­

dy, szczególnie k rótkookresow e, n astrę­

czają wiele zagadnień, dotychczas nieroz­

wiązanych, zachodzą bow iem w przebiegu ich blasku niewyjaśnione oscylacje, które spraw iają, że najw iększy b lask osiąga nie- zaw sze jednakow ą w ielkość, k ształt k rzy­

wej blask u ulega często zmianom, a rów ­

140 W S Z E C H Ś W I A T Nr. 5 nież i okres zm ienności tych gw iazd nie

jest stały. Niezm iernie interesujące zag ad ­ nienie zm ienności okresów i am plitud zm ian b lask u może być rozw iązane tylko d la niewielu cefeid ze względu na zbyt krótki czas, w jakim grom adzone są regu ­

larne i dokładne obserw acje gw iazd zmiennych. N iew ątpliw ie jednak dalsze obserw acje i sum ienna analiza ich wyni­

ków rzu cą jeszcze w iele św iatła na istotę zm ienności tych ciekaw ych olbrzymich kul gazow ych.

ST A N ISŁ A W F E L IK S IA K .

P O D R Ó Ż N A S T A T K U „D A R P O M O R Z A '1 DO BRAZYLJ1 I NA M A R T Y N IK Ę Z P O S T O JE M N A T E N E R Y F 1E I A Z O R A C H . Państw ow e M uzeum Zoologiczne dzięki

uprzejm ości M inisterstw a P rzem ysłu i H andlu oraz D yrekcji Państw ow ej S z k o ły M orskiej w Gdyni, otrzym ało dw a m iejsca na statk u szkolnym do dyspozycji sw ych pracow ników , ktlórzy m ogliby w y zy sk ać podróże szkolne w celach faunistycznych.

Z ram ienia Państw ow ego M uzeum Z oolo­

gicznego wzięli udział w ek sp ed ycji d y rek ­ tor tegoż M uzeum p. W acław R o szk ow sk i i autor niniejszego artykułu.

P o d kom endą k apitan a K on stan tego M a­

ciejew skiego, na pięknej fregacie trzym a- sztow ej ,,D ar P o m orza" pojem ności 1561 tonn, w dniu 3 październ ika 1931 r. opu­

ściliśm y Gdynię. Burze, w iatry niepom yśl­

ne, mgły, pan ujące na B ałtyku, w cieśn i­

nach: Sund, K atte g at i S k a g e rra k oraz na M orzu Północnem , odbiły się n iek o­

rzystnie na szybkości statku. D opiero w dniu 17 październ ika w ypłynęliśm y z k a ­ nału L a M anche na fale A tlantyku.

N a oceanie pogoda przedw iośnia, słoń ­ ce dość silnie przygrzew a. P rzed dziobem statk u p ląsają delfiny. P oszczególn e o so b ­ niki dochodzą dw um etrowej długości. P o ­ ru szają się z nadzw yczajną zręczn ością, p o ły sk ując jasnym spodem ciała, lub też w y sk ak u ją ponad fale. P o jaw iają się licz­

niej zw ierzęta pelagiczne. Do siatki obrę­

czow ej, zarzucanej ze statku, w p ad ały że- bropław y, m eduzy, salp y kolonjałne, tw o­

rzące do 60 cm długie, żółtaw e łańcuchy dw urzędowe, to znów złączone w p ie rśc ie ­ nie, sk ła d ając e się zw ykle z pięciu dużych

egzem plarzy. N a w ysokości G ibraltaru,

dnia 27 października, fale oceanu w yraź­

nie błękitnieją. T em peratu ra powierzchni w ody dochodzi w południe do 22° C, dnia 29 październ ika na horyzoncie zarysow ały się kontury w yspy Porto Santo, za nią wi­

doczna M adeira. Pogoda pasatow a, niebo­

skłon zaciągn ięty chmurami. W nocy bły­

sk a ją z głębi wody intensywnie zielone św iatła, lśniące jeszcze 30 m za statkiem . W ieczorem dnia 31 października, w od­

ległości 55 km wyłonił się na widnokręgu ponad chmurami potężny szczyt wulkanu T eneryfy, P ico de T eyde (3715 m).

W płynęliśm y do portu S an ta Cruz de T enerife. Z pokładu statku roztoczył się w span iały widok na łańcuch górski, scho-

Rys. 1. Euphorbia canariensis.

d zący do m orza w kierunku północno- wschodnim, sk ąpan y w intensywnych p ro­

m ieniach słońca. Potężne sk ały ostrokoń-

czyste, pożłobione w poprzek głębokiem i

w ąw ozam i, u których w yjścia w abi żywa

Nr. 5 W S Z E C H Ś W I A T 141 zieleń roślin egzotycznych. We w klęśnię­

ciu m asyw u górskiego, przy ujściu jednej z dolin widoczne m iasto, tulące się przed­

m ieściam i do zboczy górskich. M iędzy białem i domami o przew ażnie płaskich dachach w znoszą się tu i owdzie strzeliste palm y daktylow e i araukarje.

N ajbardziej p ociągają nas doliny, zwane tutaj B arran co s i B arran ąuillos, gdzie spo­

dziew am y się znaleźć zbiorniki wodne. W ujściu dolin zielenią się ogrody bananowe, gdzieniegdzie drzew a laurow e, pom arań­

czowe, figowe i od strony m orza — liczne tam aryszki.

N a zboczach górskich nisko rosną ag a­

wy, wyżej w spaniałe św ieczniki wilczomle-

żonych wchodzi się po stopniach, kutych w skale lub też po drabinach sznurowych.

W wąwozach brak wody, trafiliśm y na okres suszy, jedynie na południowym krań­

cu m iasta w B arran co de Santos natknę­

liśm y się na duże kałuże, resztki strum ie­

nia, zam ieszkan e przez liczne zw ierzęta wodne.

Zwiedzam y miasto. Ulice wąskie, czyste, przew ażnie asfaltow ane. Ruch automobi­

lowy dość duży. Niewielkie place są ozdo­

bione posągam i i roślinnością egzotyczną, palm am i daktylowemi i wachlarzowemi (C h am aerops). Za żaluzjam i okien śpie­

w ają kanarki, hodowane tu na wielką sk a­

lę i z zamiłowaniem. M iasto o dużym ru-

Rys. 2. Dolina Orotawy z widokiem na Pico de Teyde.

iczu Euphorbia eanariensis oraz Sem per- vivum. Licznie w ystępuje Opunłia, szcze­

gólnie przy domostwach. Dawniej hodo­

wano na niej obficie m szyce Coccus cact>, przerabiane na czerw oną farbę koszenilo- wą. K oszenila przed wynalezieniem farb anilinowych była ważnym produktem zbytu.

Ściany skalne p iętrzą się nad szosą wy­

soko, dużo w nich jest jaskiń, zam ieszka­

nych przez biedną ludność, prow adzącą nędzne, prymitywne życie. Do wyżej poło-

chu handlowym skupia 82.700 ludzi, co stanowi praw ie połowę wszystkich m ie­

szkańców w yspy, dochodzących do 180.000.

W górach już na w ysokości 600 m k ra j­

obraz roślinny przybiera charakter bar­

dziej północny. W yżej w ystępują lasy li­

ściaste, niżej pola uprawne. K ażd a piędź ziemi możliw a do upraw y dobrze jest wy­

zyskana. N a zboczach widoczne liczne ta ­ rasy umocnione charakterystycznem i m ur­

kami. W odę do pól uprawnych sprow adza­

ją wodociągam i z gór, gdzie z n a jd u ją się

142 W S Z E C H Ś W I A T Nr. 5 duże zbiorniki deszczówki, przegrodzone

olbrzymiemi tamami. W szędzie przy dro­

gach wioskowych widoczne są baseny ocem brow ane, połączone z w odociągiem . D oliny urodzajne jak np. w okolicy L a O rotawa, m iasteczka leżącego u stóp w ul­

kanu Pico de Teyde, praw ie całkow icie są zaję te pod p lan tacje bananowe, prow a­

dzone na wielką skalę, ze w zględu na ła ­ twy eksport do Europy. Ziem ia zgrom a­

dzona jest przew ażnie w rękach niewielu plantatorów , a p o zo sta ła ludność p o siad a m ałe kaw ałki, które ledwie jej um ożliw ia­

ją nędzną egzystencję. P rócz rolnictwa zajm ują się hodow lą kóz, bydła, przem y­

słem domowym, m iędzy innemi koron kar­

stwem, w nadm orskich terenach że glar­

stwem i rybactwem.

P o pięciodniow ym pobycie n a Teneryfie, dnia 5-go listopad a opuszczam y w yspy K an ary jsk ie. Siódm ego dnia w płynęliśm y do kanału m iędzy w yspam i San to A ntao i Sao Vicente, należącem i do archipelagu C a b o -V e rd e . Je ste śm y znów otoczeni obłoczkam i pasatow em i, unoszącem i się na horyzoncie. Poniżej 10° szero k ości północnej w jech ał statek w obszar ciszy. Żagle zwi­

sa ją . Słoń ce silnie przygrzew a. Nieboskłon co pewien czas zaciąga się chmurami, przew ażnie w godzinach rannych i wie­

czornych. C zarn a pow łoka chmur roz­

św ietlana potężnem i błyskam i, p a d a ją krótkotrw ałe deszcze ulewne. Dzięki b ar­

dzo zwolnionemu biegowi statku mogliśmy w szyscy wygodnie p rzy gląd ać się p rzep ły ­ w ającym obok zwierzętom. Z tyłu unoszą

się niezmordowanie jask ó łk i morskie, O ceaniłes. Słych ać donośne sap an ie k asza- lota, dziesięciom etrow ej długości, szybko się od dalającego. P onad fa le w z b ijają się stad k a ryb latających , E xocoełu s. U k aza­

ły się liczne ryby tuńczyki, za niemi ciąg­

nęły grom adki delfinów po k ilka osobni­

ków w k ażd e j. Z sam icam i płyn ęły młode pojedyńcze sztuki. W ychylały ponad fale pionowo przód ciała, niektóre znów u de­

rzały silną płetw ą ogonową kilkakrotnie o powierzchnię wody. Obok statk u pojaw iły się rekiny w liczbie trzech egzem plarzy z ro d zaju C archarias. T ow arzyszyły im ryb­

ki piloty N au crałes; większemu 2,5 m etra długiem u — cztery, przyczem n ajm niejsza ry b k a p łyn ęła przed czołem drapieżnika, po zostałe z a ś z boków. Piloty, zaciekaw io­

ne przynętą, podpływ ały do niej, poczem w racały na uprzednie stanow iska. Pod je d ­ nym lu dojadem p ara dużych złotych m a­

kreli, Coryphaena. R ekiny kilkakrotnie zdejm ow ały mięso z haka, przyczem od­

w racały się spodem lub bokiem ciała do góry. W reszcie udało się schw ytać n a j­

w iększego, w ciągany n a pokład trzepotał się silnie, co doprow adziło do pęknięcia li­

ny i utracen ia zdobyczy. Je d y n e trofeum stanow iła rybka przyssaw kow a Echeneis, p asażerk a rekina, k tó ra nadzw yczaj moc­

no przylgn ęła do przynęty p rzy pomocy przyssaw ki zn ajd u jącej się na wierzchu głowy. Pojaw iły się jam ochłony kolonjal- ne, piękne rurkopław y: P hysalia, żegla­

rzem portugalskim zw ana, o dużym do 20 cm długim przezroczystym pęcherzu powietrznym błękitnej barw y z różowym grzebieniem, pełniącym rolę żagla, Velella fioletow ej barw y z wystaw ioną do wiatru silną p łytk ą pionową. N a powierzchni wo­

d y widoczne, podobne do pęcherzyków pianki, srebrzyste tratew ki mięczaków przodoskrzelnych z ro d zaju Jan th in a. Do oryginalnej łódeczki przylega m ięczak sto­

p ą nogi, przyczem podstaw a muszelki zw rócona je st ku górze i dzięki fiołkowej barw ie praw ie niew idoczna. W ychw ytując p rzed n ią częścią nogi pęcherzyki powietrza i c ta rb iając je śluzem, rozbudow uje w m ia­

rę potrzeby sw ą tratew kę, która służy rów­

nież jako m iejsce przyczepu złożonych ja j.

M iędzy 10° i 5° szerokości północnej, tem ­ p eratu ra wody na powierzchni dochodziła do 28° C, bliżej ku równikowi op ad ła dc 25° C.

Zbliżam y się do kontynentu A m eryki P ołudn iow ej. Ja sk ó łk i morskie zniknęły.

W dali u k azał się piękny biały ptak, m ie­

szkaniec tropikalnych stref oceanu, Phae- ton, z dw iem a sterów kam i bardzo wydłu- żonemi. Dnia 27 listopada, na wysokości 8° szerokości południowej w yłoniły się brzegi północnej B razy lji, lekko pagórko­

wate, pokryte lasam i. Rozróżniam y ju ż

Nr. 5 W S Z E C H Ś W I A T 143 malownicze grupki palm kokosowych. Na

wzniesionem nadbrzeżu w idnieją tonące w zieleni domy i wille Olinda, dawnej stolicy stanu Pernambuco, założonej w 1532 r.

K ilka kilometrów na południe od Olindy, na niskim brzegu coraz w yraźniejsze białe domy dzielnicy handlowej i portowej obecnej stolicy R ecife de Pernam buco.

W porcie przycumowano statek do mola, zbudowanego na rafie koralow ej. W ycho­

dzimy na ląd i zw iedzam y miasto, leżące w u jściu szeroko rozlanych odnóg rzecz­

nych C apibaribe i Beberibe, liczące 238843 m ieszkańców . N ajładniejsze są stare dziel­

nice za mostami. Dość dużo ogrodów, p la­

ców ozdobionych pomnikami, smukłemi palm am i królew skiem i i araukarjam i. Ruch duży, liczne tram w aje, obsługiwane przez mulatów, łączą odległe przedm ieścia i m iejscow ości podm iejskie. W szędzie prze­

waża ludność m ulacka najróżniejszych od­

cieni skóry, dużo jest również murzynów czystej krwi. P an uje tuaj nędza wśród uboższej w arstw y ludności, zarobki robot­

nika w ynoszą przeciętnie 3 m ilrejsy dzien­

nie, co się równa 1,5 zł. N a murach domów widoczne ślady kul: przed kilku tygodnia­

mi policja stanow a stłum iła rewoltę ba- taljonu w ojsk federalnych, poczem ofice­

rów zesłano na w yspę sk alistą Fernando Noronha.

W okolicy m iasta ro z cią g ają się obszary bagien słonych, porośniętych krzewami mangrowowemi. W czasie odpływ u błota w y łan iają się i cuchną silnie. Pod korze­

niami szczudłowemi krzewów, z licznych nor wydrążonych w błocie, w yłażą rzesze krabów i w ygrzew ają się w słońcu a zan ie­

pokojone błyskawicznie się ukryw ają. M u­

rzyni łow ią je na przynętę, zarzucaną na sznurku, przyczem krab chwyta zdobycz tak silnie kleszczam i, że trudno mu ją wyr­

wać. W górze unoszą się sępy ścierwniki, w ielkości kury, szy b u ją z rozstawionemi nieruchomo skrzydłam i, o charakterystycz­

nie rozdzielonych lotkach. Przy drogach piaszczystych rozrzucone s ą nędzne wsie m urzyńskie.

W okolicach odleglejszych spotykaliśm y dość liczne młaki, rowy, strumienie o wo­

dzie wolno bieżącej, silnie zamulone, za­

rośnięte sitami, liljam i wodnemi i salw inją.

Ogólnie rzuca się w oczy stosunkowo duża rozm aitość form zwierzęcych przy wiel-

Rys. 3. Droga w iejska w okolicy Pernambuco.

kiem rozproszeniu osobników, co tłum aczy się równomierną dogodnością warunków życiowych na wielkim obszarze.

W m iarę oddalania się w głąb kraju, te­

ren sta je się coraz bardziej pagórkow aty, porośnięty suchą traw ą, krzewami i nisko rosnącemi drzewami, między któremi gdzieniegdzie spotyka się k arło w ata palm a o butelkowatym pniu. K rajo b raz ten przy­

pom ina sertao, obszary stepowo-leśne, cha­

rakterystyczne dla w nętrza stanu, na któ­

rych odbyw ają się wędrówki ludów. W okresie w ielkiej suszy, w ystępującej co 4 lata, roślinność seriao obum iera, a ludność wówczas z dobytkiem przesuw a się ku pół­

nocy, by n a wieść o deszczach opadłych w rodzinnych stronach w racać gromadnie.

Powyżej sta c ji filtrów, na Rio G urjahu, w jechaliśm y w m łody las tropikalny.

Drzew a rosn ą gęsto, posplatane gałęźmi.

o pniach pokrytych epifitami. Z kon a­

rów zw ieszają się sznury lian. Pow ietrze

wilgotne i bardzo nagrzane. R ozlega się

śpiew i św iegot ptaków, cykanie cykad. W

górze wśród kwiatów koron drzew uw ijają

144 W S Z E C H Ś W I A T Nr. 5

się rzesze kolibrów; w locie z dna kw ia­

tów, czy też z liści zb ierają one owady, odpoczyw ając co pew ien czas na gałązkach . P rzew ażają o upierzeniu brunatnem, nie­

które o metalicznym zielonym połysk u pió­

rek z odcieniem złotaw ym . W racam y o zm roku obok palących się rży sk trzciny cukrow ej.

W ycieczki faunistyczne były naogół m ę­

czące, szczególnie w porze południow ej, kiedy słońce nie rzucało praw ie w cale cie­

nia. Przy tem peraturze pow yżej 40° C pot zlew ał obficie osłab łe ciało, tow arzyszyła temu ciągła obaw a p rzed porażeniem , o które tu łatwo. W ostanich dniach dopiero zjaw iły się chmury, k tóre często w ylew a­

ły strum ienie ciepłej wody. T w orzące się kałuże w czasie krótkiej in solacji znikały.

W dniu 4 grudnia op uszczam y Pernam - buco. C zternaście dni płyniem y ku m ałym A ntylom . C zęste szkw ały. Z w ysokich fal z ry w a ją się stad k a ryb latający ch , lecą przew ażnie ukośnie pod wiatr, a pod sil­

n iejszym jego podmuchem płetw y p iersio­

we, pełniące rolę spadochronu, d rżą lek­

ko, co przypom ina nieco ruchy skrzyd eł ptasich. D ługość ich lotu wynosi niekiedy 100 m. P o przepłynięciu k an ału S a n ta L u ­ cia, dnia 19 grudnia w chodzim y do zatok;

F o rt de France, w rzyn ającej się na 10 km głęboko w zachodnie brzegi M artyniki. N a północy we m gle widoczny w ulkan P ele 1350 m wysoki. W centrum w yspy w znoszą się strom o w ygasłe w ulkany Piton de Car- bet (1207 m). O d południa i w schodu ok a­

la ją zatokę niewielkie w zniesienia docho­

dzące do 500 m. P rzy szczytach Carbet, pokrytych roślinnością pierw otną, stale grom adzą się chmury pasatow e, sk rap lają na zboczach sw ą wilgoć, d ają c początek licznym i dużym rzekom, spływ ającym we w szystkich kierunkach. Południow a część w yspy jest znacznie n iższa i mniej wil­

gotna.

M artynika leży w środku w ysp N a ­ wietrznych m iędzy S an ta Lu cia i Domini­

ką. P o siad a powierzchnię 987 km2 o bardzo gęstem zaludnieniu, na 1 km2 p rzy p ad a 254 ludzi. N a 250940 w szystkich m ieszkań­

ców, przew ażnie murzynów i mulatów, wy­

p ad a jedynie 10000 białych, kreolów fran ­ cuskich i Francuzów . B iali zgrupowani są po m iastach i p rzy fabrykach na p lan ta­

cjach. Południow a część w yspy n ajgęściej

Rys. 4. D ar Pom orza na redzie w zatoce F o rt de France.

jest zaludniona, są tu n ajw iększe p lan ta­

c je trzciny cukrow ej, stanow iące p o d sta­

wowe b ogactw o w yspy. T eren y pagórkow a­

te i równinne pokryte są polam i trzciny, monotonnie w yglądaj ącemi, poprzecinane- mi w m iejscach niższych licznemi k an ała­

mi. D ość gę sta sieć kolejek wąskotorow ych zbiega się przy fabryczkach, rumiarniach i cukrowniach. Zżęte źd źbła trzciny, po oczyszczeniu z liści, zw ożą z pól w agoni­

kami, ciągnionemi przez woły. T rzy razy , do roku po zwózce pola pokryte obciętemu liśćmi w ypala się, a po w yczerpaniu się gleby w ciągu trzechletniej eksploatacji, zostaw ia się je ugorem. P rod uk cja rumu duża, jedna z fabryk z 40 hektarów trzciny m oże w yprodukow ać 350000 litrów rumu rocznie. Pod w zględem faunistycznym p lan tacje nie p rzed staw iają nic ciekawego, jedynie w k an ałach można znaleźć trochę form wodnych. Sp otyk a się dotychczas je ­ szcze w ąż jadow ity Lach esis lanceolatus, który daw niej był plagą w yspy, obecnie zo stał praw ie zupełnie wytępiony przez m angusty (Ichneum on), specjaln ie w tym celu sprow adzone. W alki m angustów z wę­

żam i stanow ią w m iastach, po walkach ko­

gutów, n ajbard ziej wziętą atrak cję rozryw ­ kową. W uprzem ysłow ionej części wyspy z n a jd u ją się n ajw iększe m iasta handlowe, F o rt de F ran ce i Lamentin.

M alowniczo p rzed staw iają się powyżej F o rt de F ran ce zbocza rzeki M adam e, pły­

nącej na dnie głębokiej doliny, o brzegach

porośniętych kępam i olbrzymich bam bu­

Nr. 5 W S Z E C H Ś W I A T 145 sów, sięgających do 30 m wysokości. N a

zboczach łagodniej pochylonych rosną drzew a chlebowe, mangowe, akacjow e, p o ­ marańczow e, rankiem rozlega się śpiew i świegot ptaków .

N aogół rzeczki i strumienie m ają cha­

rakter górski, płyn ą na dnie głębokich ja ­ rów, tworząc liczne kaskady. Roślinność zboczy bardzo bujna, skupiona w nieprze­

byte gąszcza malowniczo w yglądające, na tle ciem niejszej żywej zieleni odcinają się jasn e pióropusze bambusów.

N ajbardziej pierwotne są górzyste czę­

ści wyspy, najm niej zaludnione, szczegól­

nie centralny m asyw górski Piton de Car- bet. Ju ż powyżej 400 m na zboczach gór rosn ą lasy paproci drzew iastej. W nętrze lasów bardzo wilgotne, wśród wysokicn drzew z przew agą paproci, porośniętych epifitami, pnączam i, płyną liczne stru­

myki, osłonięte kępam i olbrzymich bam ­ busów. Z konarów zw ieszają się sznury lian, festony mchów. Z pod nóg, po roz­

m iękłej ziemi u ciek ają duże kraby lądowe i u kry w ają się w jam ach pod korzeniami drzew. B liżej szczytów las przybiera wy­

gląd coraz dzikszy, korony drzew gęsto się splatają, d ając silny cień. Z nieco w ięk­

szych ssaków la sy te zam ieszkuje dydelf Opossum, łowiony dla sm acznego m ięsa:

jeden okaz otrzym any w podarunku udało się nam przew ieźć do O grodu Zoologiczne­

go w W arszaw ie.

Parowcem, stale k ursującym wzdłuż z a ­ chodnich brzegów w yspy, płyniem y do Saint-Pierre. Brzegi w ysokie gładkie, w przeciwieństwie do wschodnich, bardzo urozm aiconych, osłoniętych barjeram i raf koralowych.

N a zboczach rosną k aktu sy i agaw y. W u jściach dolin w śród gajów kokosowych liczne wioski rybackie. M ijam y osadę Car- bet, m iejsce w ylądow ania Kolum ba w 1502 r., tutaj zo stała założon a pierw sza ko- lonja francuska w 1635 r. P rzed nami w y­

łania się wulkan. Z pod sam ego stożka uchodzi ku morzu koryto rzeki Blanche, zniszczone ostatnio w 1929 r. w ylew ającą się z krateru law ą. N ad p ła sk ą zatoką, na południe od ujścia R iviere Blanche, roz­

ciąga się niewielkie m iasto St. Pierre. Przy ulicach wyciągniętych głównie równolegle do brzegu morza, m iędzy jednopiętrowemi domami w idnieją liczne ruiny porośnięte

Rys. 5. Ruiny z 1902 r. w St. Pierre.

roślinnością. Przed 30 laty St. Pierre było najw iększem na M artynice m iastem han- dlowem i portowem. W dniu 8 majd 1932 r. wulkan eksplodow ał gwałtownie, w yrzucając olbrzymi słup gazów i tufów na 3 km w górę. K u południowi pow iał po­

tężny prąd rozgrzanego pow ietrza i w krót­

kim czasie kwitnące m iasto zamienił w cm entarzysko. Zginęło wówczas 30.000 lu­

dzi. W porcie 16 statków uległo zniszcze­

niu.

Postanow iliśm y zwiedzić Mt. P ele. Zwy­

kle wycieczki kierują się z M orne Rouge, m iasteczka leżącego przy południowem zboczu wulkanu. Do krateru prowadzi ścieżka turystyczna. Zbocza gór pokryte zwartemi lasam i paprociowemi, wchodzą- cemi do wysokości mniejwięcej 800 m. W y­

żej zarośla krzewów i hale porośnięte tra­

wami, mchami, widłakam i. Z dna krateru, zaw alonego głazam i, wznosi się szary sto­

żek wulkanu z jaśn iejszem i smugami pod-

łużnemi. Gdzieniegdzie nad fum arolam i

pow iew ają b iałe pióropusze dymów. Na

szczycie law y andezytowe zastygły w fan­