JSTe 2 . W arszawa, dnia 13 stycznia 1901 r. T o m X X .
TYGODNIK POPULARNY, POŚWIĘCONY NAUKOWI PRZYRODNICZYM.
P K E \ U M EIl A T A „ W S Z E C H S W I AT A“ . W W a r s z a w i e : ro c z n ie ru b . 8, k w a rta ln ie ru b . 2 . Z p r z e s y ł k ą p o c z t o w ą : ro czn ie ru b . 1 0 , p ó łro c z n ie ru b . fi.
P r e n u m e r o w a ć m o ż n a w R e d a k c y i W sz e c h św ia ta i w e w sz y st
k ic h k się g a rn ia c h w k r a ju i z a g ra n ic ą .
K o m ite t R e d a k c y jn y W s z e c lm w ia ta s ta n o w ią P a n o w ie : C ze rw iń sk i K ., D e ik e IC., D ic k s te in S .. E ism o n d J., F la u m M , H o y e r H . J u rk ie w ic z K ., K ra in s z ty k S .f K w ie tn iew sk i W l ., L e w iń sk i J., M o ro zew icz J., N a ta n so n J., O k o lsk i S., S tr u m p f £ . ,
T u r J., W e y b e r g Z., Z ieliń sk i Z ,
R e d a k to r W s z e c h św ia ta p rz y jm u je ze sp ra w a m i re d a k c y jn e m i c o d z ie n n ie od g. 6 do 8 w ie c z . w lo k a lu re d a k c y i.
A d r e s E e d a k c y i : ICr&lsio-wsłsie - P rzedm ieście, 3ST-r 6 6.
0 p r a w a c h p r z y r o d z o n y c h , b y p o te z a c h i a n a lo g ia c h .'*
P raw a przyrodzone ściśle naukowe wyra
żają określony stosunek, w jakim pozostają, względem siebie dwie (lub więcej) wielkości.
Ustanowienie zatem i odkrycie praw przyro
dzonych jest nierozłącznie związane z odkry
ciem ściśle określonych i dających się wy
mierzyć wielkości rozmaitego rodzaju. P o jęcie praw a przyrodzonego nie może więc
w żadnym razie istnieć „z w yjątkam i” lub
„w przybliżeniu”, chyba, że wahania te nie przekraczają granic błędów dozwolonych w mierzeniu. Jeżeli mamy do czynienia z t. zw. prawami przyrodzonemi, p rz ed sta- wiającemi wartość przybliżoną, wówczas po
winniśmy sprawdzić, czy mierzenie wielkości, o których trak tu ją, je st ścisłe i nie podlega żadnym zarzutom .
W praw dzie każde mierzenie objektywne musi być połączone z pewnym błędem. C h o dzi zatem o to, aby znaleźć jak wielkim m o
że być ten błąd. Skoro jed n ak błędy w ia •
') Streszczenie rozdziału z książki d-ra A. F o- ck a: U eber die Grundlagen der exacten N atu r- forschung. Berlin, 1 9 0 0 .
dome i dozwolone w mierzeniu, nie są w sta-
| nie objaśnić odstępstw a od praw a przyro
dzonego, wówczas musimy przyjąć, że czyn
niki lub wielkości, które dane prawo uwzględ
nia, nie zostały wszystkie wynalezione lub są nie te, o których chodzić winno. Stopień dokładności może zatem służyć za k ry te- ryum wyboru tych czynników, a stara n n a kryty ka odstępstw od danego prawa prow a
dzi nieraz do ustanowienia , nowych praw i do nowych odkryć.
P raw a przyrodzone podlegają więc pew
nym zmianom, odpowiadającym postępom nauki i wyrobieniu się coraz to subtelniej
szych metod mierzenia.
Jed n o z głównych zadań dociekań n au k o wych polega n a wynalezieniu dających się wymierzyć wielkości, na wyodrębnieniu ich, tak, żeby prawa były jaknajprostsze i n aj
ściślej dokładne poza obrębem granic błędów dozwolonych. Wówczas jedynie, gdy odpo
wiada temu wymaganiu, opis zjawisk, odby
wających się w przyrodzie, może być prosty i pozbawiony sprzeczności.
Zachodzi teraz pytanie, ile jest rodzajów tych wielkości, które nazwać możemy wiel
kościami zasadniczemi, gdyż bez wyjątku d o tyczą wszystkich rzeczy i zjawisk. W edług dzisiejszego poziomu badąń przyrodniczych, są tylko.trzy rodzaje takich wielkości, j a k
18 W SZEC H SW IA T Nr 2 kolwiek bowiem mówimy zwykle o pięciu ta
kich wielkościach, którem i są : czas, prze
strzeń, m asa, siła i energia, to w gruncie rzeczy trzy z nich tylko okazują się nieodzo- wnemi, gdyż dwie pozostałe d ają się zawsze wyprowadzić z poprzednich.
Ja k o takie podstawowe wielkości uważamy powszechnie i bez w yjątku czas i przestrzeń;
są one natu ry ta k pierw otnej, że nie może zachodzić żadna wątpliwość co do ich wy
boru.
Co zaś dotyczy trzeciej wielkości, to poglądy n a nią w ielokrotnie zm ieniały się z biegiem czasu, a nawet i dziś niem a w tym względzie zgody śród badaczów.
W nowszych czasach obok czasu i prze
strzeni mówimy zazwyczaj o masie; bodźcem do takiego poglądu było ustanowienie przez G aussa i W ebera t. zw. bezwzględnego u k ła du m iar. Dotychczas bowiem uważano za trzeci rodzaj wielkości zasadniczej siłę, u z n a ną za ta k ą powszechnie od czasu Newtona.
Obecnie próbowano zastąpić pojęcie masy przez pojęcia energii; W . Ostwald mianowi
cie od 1891 r. s ta ra się usilnie o przeprow a
dzenie tej zamiany.
Jeżeli przyjm iem y masę za trzecią wiel
kość zasadniczą, wówczas będziemy mieli do czynienia z pojmowaniem kinetycznem przy
rody, gdyż wszystkie zjaw iska przyrodzone będziemy musieli sprowadzić do ruchu mas.
Jeż eli zaś za trzecią wielkość przyjm iem y siłę, to pojmowanie przyrody będzie dy n a
miczne, gdyż wówczas m ateryą będziemy musieli zastąpić ośrodkam i sił.
O badw a te sposoby pojm owania n atu ry są m echaniczne, albowiem opierają się na wiel
kościach zwyczajnej m echaniki czystej. Do
dać należy, że dotychczas nie zdołano ściśle odgraniczyć obu tych wielkości. W większo
ści podręczników fizyki i mechaniki znajdu
jem y obok czasu jeszcze cztery rodzaje wiel
kości zasadniczych, obok masy wspominają siłę, nie podając przytem żadnych objaśnień.
Z tego powodu wielkość „ s iła ” otrzym uje znaczenie podwójne, co sprzeciw ia się istocie badań ścisłych. W ied za bowiem ścisła może posługiwać się jedynie pojęciam i jednoznacz
nemu
Skoro wreszcie wybierzemy energią za trzecią wielkość, wówczas będziemy mieli pojmowanie przyrody energetyczne.
W e wszystkich tych trzech rodzajach poj
mowania przyrody, zadanie badań pozostaje w istocie swej jednakie.
Jeżeli w badaniach zjawisk uwzględniać winniśmytnie więcej nad trzy rodzaje wielko
ści zasadniczych, w takim razie wszystkie pozostałe wielkości, poddane nam częściowo przez zmysły, częściowo stworzone czynnością naszej myśli, m uszą być niezbędnie sprow a
dzone do tych trzech podstawowych rodza
jów wielkości. Stanowi to jedno z głównych zadań badania naukowego.
W sprowadzeniu tem wszystkich czynni
ków do trzech podstawowych, musimy od
różnić część abstrakcyjną i część bardziej podpadającą pod zmysły, której naturalnie brakuje w rozpatryw aniu wielkości całkiem abstrakcyjnych.
Jeżeli weźmiemy pod uwagę tę część pierwszą, abstrakcyjną, k tó rą uważać może
my za całkiem objektywną, gdyż określoną bywa zapomocą sprawy mierzenia, wówczas sprowadzenie wszystkich wielkości do czyn
ników podstawowych będzie miało ch arak ter objektywny.
Jeżeli zaś chodzi o podpadające pod zmy
sły znaczenie wielkości, wówczas sprow adze
nie to nosić będzie cechy subjektywne, albo
wiem nie będziemy nigdy mieli w tym przy
padku pewności, źe pierwiastki subjektywne zostały całkiem usunięte.
Określenie objektywne pewnej wielkości, dotychczas nie poddanej mierzeniu bez
względnemu, może nastąpić jedynie zapomo
cą wykrycia nowych praw przyrodzonych lub metod mierzenia, które wskażą, że wielkość owa pozostaje w ściśle określonym związku z wielkościami zasadniczemi lub wielkościami od nich pochodzącemi. Tym jedynie sposo
bem dochodzimy do tego, co zwykle zowie- my określeniem naukowem pojęcia lub wiel
kości. Częstokroć podobne określenie m a te matyczne wielkości wyprzedza odkrycie me
tody mierniczej. Najczęściej jed nak rozwój określenia i metody postępuje ręka w rękę.
T ak np. twardość należała przez długi czas do tych wielkości odosobnionych, to je s t nie wymierzanych w sposób absolutny. I s t niały wprawdzie metody, służące do jej oznaczenia, lecz m iara przez nie dostarcza
na nie znajdow ała się w żadnym związku z wielkościami podstawowemi. Dopiero
£ lr 2 W SZECH ŚW IA T 19
Hertzowi u d a łj się włączyć twardość w po
czet wielkości określonych, oznaczając j ą j a ko granicę sprężystości danego ciała, dającą się zauważyć podczas zetknięcia płaskiej po
wierzchni tegoż ciała z powierzchnią kulistą innego ciała. N a tej zasadzie A uerbach opracował metodę oznaczania twardości, od- j pow iadającą powyższemu założeniu. To ob- jektywne określenie nie wyłącza jednak by
najmniej współudziału, źe tak powiemy, świa
ta objektywnego, następuje ono jedynie za
pomocą abstrakcyjnych praw przyrody, wy- ; rażających łączność pomiędzy wielkościami, ujętemi objektywnemi sposobami mierzenia.
Jeżeli ograniczymy zadanie ścisłych badań przyrody do tego określenia objektywnego, wówczas ono będzie królować nad fizyką matematyczną. Dążenie wiedzy będzie wów
czas polegało na przedstawieniu wszystkich przebiegów i stanów naturalnych świata fizycznego zapomocą możliwie prostych i do
kładnych równań różniczkowych. P rzyjm u
ją c ten sposób patrzenia na rzeczy, zjawisko winniśmy uznać za objaśnione, gdy wykryje
my łączność ścisłą między niem a innemi zjawiskami, gdy wykażemy, źe podlega ono znanym nam prawom.
Sposób ten badania i przedstawiania tem j się odznacza zatem, że bierze w abstrakcyą wszystko, co bezpośrednio podpada nam pod zmysły, wskutek czego stajem y się jakby obcymi względem wyników, które będą dla nas zrozumiałemi dopiero po przełożeniu ich na język, odpowiadający naszym zmysłom.
W nowszych czasach daje się z tego po
wodu odczuwać w fizyce matematycznej co
raz to silniejsze dążenie do uzmysłowienia rezultatów , zawartych w równaniach. Odpo
w iadają temu np. przedstawienie plastyczne powierzchni fal, zewnętrznej powierzchni te r
modynamicznej i t. p., podobnie jak coraz częściej podawane we wszystkich dziedzinach i chemii i fizyki objaśnienia graficzne, o d d ają
ce przysługi, polegające nietylko na ilustro
waniu książki, gdyż za ich pomocą można wykonać nieraz prawdziwe obliczenia i to na- I tu ry bardzo złożonej, a sposobami bardzo i prostem i.
Skoro zatem w ścisłem badaniu przyrody ograniczamy się na sposobie przedstaw ienia j rzeczy czysto algebraicznym, wówczas zrze- ! kam y się dobrowolnie najłatwiejszej metody
rozumienia, mianowicie metody uzm ysłowie
nia. Takie zasadnicze wyrzeczenie się może być usprawiedliwione wówczas jedynie, gdy a priori wiemy, że uzmysłowienie dokładne i pozbawione sprzeczności zawartych w rów naniach opisów przyrody, należy do niemoż
liwości.
Pomimo to, zauważymy, że częściowe uzmysłowienie jest często używane w p o s ta ci hypotez i teoryj, będących jedynie środka
mi pomocniczemi w nauce. Jeżeli zechcemy porównać ze sobą dwa rodzaje wielkości lub dwie własności różnorodne, wówczas dojdzie my do przekonania, że ta różnorodność jest tylko pozorną, źe zależy tylko od naszych zmysłów, a bynajmniej nie od istoty przed
miotów. Musimy wówczas przypuścić, że ta różnorodność czyli różnica jakościowa da się sprowadzić do odrębności ilościowej, zacho
dzącej w tejże samej lub w kilku rodzajach wielkości. Podobne sprowadzenie zjawisk różnorodnych do jednorodnych, jakościowo- ści do ilościowości, zowiemy w nauce ścisłej bypotezą.
(Dok. nast.).
P rzełożyła Zofia Jo teyko-R udnicka.
olśa na postępy astronom ii w wie%i / l l X - y n i .
(D okończenie).
Przechodząc do planet, zaznaczyć musimy, że jednym z najważniejszych momentów, które w arunkują naturę ich fizyczną, je s t położenie ich osi względem ekliptyki oraz okres ruchu wirowego. Dosyć łatwem było zbadanie tych kwestyj dla M arsa, Jowisza i S aturna, na których powierzchni występują wyraźne plamy. O U ranie i N eptunie może
my dziś twierdzić praw ie napewno, źe m ają krótki okres ruchu wirowego. Co dotyczy M erkurego i W enery, to poglądy na okres obrotu i położenie osi w ciągu wieku zmieniły się kilkakrotnie. Dziś rzec można z wiel- kiem prawdopodobieństwem, że M erkury obraca się dokoła osi w tym samym czasie, w którym obiega dokoła słońce, że zatem zachowuje się podobnie, ja k nasz księżyc
20 W SZECHSW IAT N r 2 w stosunku do ziemi. Odkrycie to zawdzię-
czam y Schiaparellem u. Ten sam wniosek, wyprowadzony przez Schiaparellego dla W enery, nie znalazł potwierdzenia przez inne obserwacye, ostatnie zaś badania spek
troskopowe Biełopolskiego nad ruchem wiro
wym W enery, zdaje się, stanowczo stw ier
d z a ją okres krótki, zbliżony do obrotu ziemi.
W aru n k i fizyczne, panujące na planetach, dopiero w X ł X wieku, i to dosyć późno, stały się przedm iotem badań astronomów.
A stronom , m ający n a głowie wiele rzeczy pierwszorzędnej doniosłości, stronił od ob
serw acyj, którym nie m ógł nadać pożądanego stopnia doniosłości, a obserwacye rzeczy, widzianych na tarczach planet, były przez długi czas zabaw ką astronomów. D o n a j
wybitniejszych należał S chroter, który naśla
dując H erschla, zbudował sobie obserwa- toryum w L ilienthal i tam przeważnie zaj
mował się obserwacyami planet i księżyca.
N iestety, pomimo całej pilności i zapału S chrotera, spostrzeżenia j(g o bardzo obfite ! i bardzo wysoko w swoim czasie cenione, straciły wszelką wagę, kiedy i w tej dziedzi
nie zaczęli pracować prawdziwi astronom o
wie i mogły być zastosowane ścisłe metody badania. P raw ie wszystko to, co na podsta
wie spostrzeżeń S ch io tera przez długi czas uważano za fakty naukowe, m usiało z bie
giem czasu zostać z ksiąg wiedzy usunięte.
D o najwspanialszych zdobyczy w dziedzi
nie fizyki planet, na których wymienieniu się ograniczym y, należą b adania spektroskopo- w eY ogla, Cam pbella, K e elera i t. d., wykry
wające wiele szczegółów, dotyczących atm o
sfer planet, dalej obserwacye fotometryczne Zollnera, Pickeringa, M ullera i in,, szcze
gólnie zaś spostrzeżenia Schiaparellego, któ
re zapoczątkow ały epokę n ad e r ożywionych badań nad naszym sąsiadem , M arsem . J a k wiadomo, Schiaparelli był odkrywcą t. zw.
kanałów na M arsie, k tó re ta k m isterną sie
cią pokryw ają powierzchnię M arsa, że zu
pełnie poważnie poczęto dyskutować bypote- zę, czy kanały te nie należy uważać za dzie
ła isto t rozumnych.
J a k z góry przypuszczać należało, najlepiej ze wszystkich ciał niebieskich został zbada
ny nieodstępny nasz to w arzy sz—księżyc. Tu
znowu zauważyć musimy, że z wyjątkiem prób selenograficznych, które zresztą dla nowożytnej selenografii nie miały znaczenia, nic wiek X I X - ty w tym przedmiocie nie odziedziczył— wszystko, co wiemy o fizycznej stronie księżyca, zostało poznane w o stat
nich stu latach. P ierw sza obszerniejsza praca nad księżycem, „F ragm enty selenogra- ficzne” S chrotera, nie wiele wyżej stoi od.
dawniejszych prób; do zasług S chrotera n a
leży odkrycie pierwszych kilku t. zw. brózd lub szczelin, które, ja k się później okazało, w ystępują na księżycu w wielkiej ilości, dziś bowiem znanych jest przeszło tysiąc. W iel
kie kartograficzne dzieło, zajm ujące się k się
życem, rozpoczął L ehrm ann, a po jego śm ier
ci kontynuował J . Schm idt i wydał w r. 1878.
Do dzieła tego użyto wiele tysięcy specyal- nych rysunków różnych części księżyca, a sam a liczba kraterów , zamieszczonych w atlasie S chrotera, przewyższa 30 000.
W ażniejszą może jeszcze pracą jest na wiel
k ą skalę wykonana przez M aedlera w trze
cim dziesiątku la t tryangulacya powierzchni księżyca, później u ży ta za podstawę mapy przez N eisona.na której ostatni podaje nadto k ilk aset punktów wymierzonych przez siebie.
| O statnim szczytem doskonałości w tej dzie-
| dżinie jest niewątpliwie wielki fotograficzny atlas księżyca, wykonany przez Levyego
j i Puisenx, a o palmę pierwszeństwa z nim walczą fotogramy obserwatoryum Licka, których odręcznem powiększeniem zajęty jest W inek w Pradze.!
K w estyą atm osfery na księżycu można dziś uważać za rozw iązaną w tym sensie, źe jeżeli ślady atm osfery istnieją, to są one tak drobne, że stwierdzić ich nie można. Wo- góle wszystkie fakty przem awiają za tem, że księżyc jest dziś bryłą całkiem obum arłą.
Jednym z najbardziej uderzających szyb
kich postępów astronom ii w X I X wieku są gwiazdy spadające. Z początkiem wieku zaledwie zostały one uznane za zjawisko astronom iczne, a z końcem wieku zjawiska to, z wyjątkiem niewielu tylko szczegółów, można uważać za wyjaśnione.
Najenergiczniejszym rzecznikiem kosmicz
nego pochodzenia gwiazd spadających i m e
teorów był w końcu X V I I I - g o wieku Chla-
N r 2 W SZECHS WIAT 21 dny, a korespondencyjne obserwacye B ran-
desa i B enzenberga w pierwszych latach X IX -g o stulecia zdołały ich przekonać o kosmicznej szybkości owych ciałek. N ie
zwykle obfity spadek meteorów w listopa
dzie r. 1833 wywołał spostrzeżenie Olmstad- ta, że wszystkie gwiazdy spadające zdają się wychodzić z jednego wspólnego punktu na niebie w gwiazdozbiorze Lwa. Było to od
krycie punktu promieniowania i faktu, że meteory występują w rojach. W krótce stwierdzono istnienie punktu promieniowa
nia dla meteorów sierpniowych w gwiazdo
zbiorze Perseusza. Po zjawisku r. 1833 przypomniano sobie o podobnein, obserwo- wanem przez H um boldta w r. 1799 w A m e
ryce, co wzbudziło podejrzenie peryodycz- ności i Olbers przepowiedział powtórzenie się wspaniałego widowiska n a rok 1866.
Px-zepowiednia to spraw dziła się w zupełno
ści. Niezależnie od tych fundamentalnych spostrzeżeń, mnożyły się inne i wykrywano coraz nowe punkty promieniowania, zebrano obfity m ateryał statystyczny, który znalazł pełnego bystrości in terp retato ra w osobie Schiaparellego i pozwolił temu niezwykłe
mu człowiekowi obliczyć drogi niektórych rojów dokoła słońca. W ystarczało to, aby się przekonać, że roje te poruszają się w tych samych drogach, w których k rą żą dokoła słońca dwie w szóstym dziesiątku la t odkryte komety. A le Schiaparelli nie zadowolnił się wykazaniem związku, zachodzącego między kometami a gwiazdami spadającem i, w yja
śnił on na czem ten związek polega—i teorya jeg o , widząca w gwiazdach spadających p ro
duk ty rozkładu komet, w zasadzie powszech
nie została przyjęta. P ra g n ą c być zwięzłym, nie mogłem wspomnieć o zasługach inDych wybitnych astronomów w tej dziedzinie, oraz o wielu innych ciekawych kwestyach, do tej dziedziny należących.
Zdumiewająco szybkie postępy astronom ii, których drobny ułam ek zalednye w p rzeg lą
dzie niniejszym mógł być uwzględniony, stają -się prawdziwie imponującemi w dziedzinie zupełnie prawie przedtem zaniedbanych gwiazd stałych. N aturalnie niesprawiedli
wością byłoby wielką, gdybyśmy mieli posą
dzać dawnych astronomów o obojętność
w tym względzie; rozumieli oni dobrze, że środki instrum entalne, jakiem i rozporządza
ją , do badania gwiazd stałych nie w ystar
czają. Ale brakło im pewnie także tej wia
ry w siebie, tej niezmierzonej siły woli, ja k ą rozporządzał W . H erschel. O trzym ał on wprawdzie w H ough, ja k już wspomnieliśmy, swój 20-łokciowy teleskop, ale nie ulega w ąt
pliwości, że posiadając przyrząd bez porów
nania mniej potężny, pracowałby z równą energią, jeżeli nie z równym skutkiem. A le i wówczas, pozwolimy sobie sądzić, stałby się on twórcą astronom ii gwiazd stałych, za którego dziś go śmiało uważać można.
Chcąc zbadać budowę świata, należy mieć pojęcie o rozmieszczeniu rozmaitych tw orzą
cych go słońc. Do tego potrzebną je s t zna
jomość ich odległości, a jed yną pewną ku tem u podstawą jest paralaksa.^T o też wyzna
czeniem paralaksy gwiazd zajmowali się wszyscy najwybitniejsi astronomowie, nieste
ty bezskutecznie. Pierwszym problem atem , którym się zajął H erschel jeszcze w B ath , było poszukiwanie paralaksy zapomocą gwiazd bliskich siebie, których bliskość k ła
dziono wówczas jedynie na karb p ersp ekty
wy. Obserwacye owych gwiazd nie dopro
wadziły H erschla do poznania paralaksy, ale utwierdziły go w przekonauiu, że niektóre z tych gwiazd przynajm niej są nietylko op
tycznie ale rzeczywiście bliskiemi siebie i prawdopodobnie związanemi fizycznie. P o stanowiwszy się o tem przekonać rozpoczął po
szukiwanie tego rodzaju gwiazd i w k a ż dej takiej parze mierzył odległość i k ą t p o zycyjny. W dwu katalogach, wydanych w r. 1782 i 1785, znajdujem y przeszło700 ta kich p a r wymierzonych i opisanych, a w ro ku 1804 H erschel jest w stanie wymienić 50 gwiazd, których ruchy mogą być tylko ob
jaśnione wzajemnem ciążeniem obu części składowych.
O dtąd gwiazdy podwójne stały się przed
miotem pilnych obserwacyj, w kilkanaście la t później rozpoczyna się działalność na tem polu J . H erschla (syna W illiam a), który mierzy i odkrywa mnóstwo gwiazd podwój
nych naprzód na półkuli północnej, a póź
niej, w czasie wyprawy na P rzylądek D obrej Nadziei, n a półkuli południowej. W iększą część swego życia poświęcił gwiazdom p o dwójnym W . 3 truv e w Dorpacie, który p rzy
22 W SZECH ŚW IA T
pomocy największego podówczas (27 cm) refrak to ra F rau n h o fera osięgnął w swych pom iarach największą do owego czasu do
kładność. W swoich, wydanych w r. 1837,
„Stellarum duplicium m ensurae m icrom etri- c ae”, S truve daje pomiary 3134 gwiazd po
dwójnych i wielokrotnych oraz wiele cieka
wych szczegółów, dotyczących barwy, wiel
kości, rozmieszczenia i t. d. W ślady ojca w stępuje syn O. Struve, m ierząc i odkryw a
jąc, Dembowski przez la t 24 (1854— 1878) wykonywa 20 000 zgórą pomiarów wielkiej wartości, w ostatnich latach B urnham opisu
je n ad e r ściśle przeszło 1 000 gwiazd podwój
nych i t. d.
Równocześnie z mnożeniem się pomiarów, pow stają metody obliczania elementów u k ła
dów gwiazd podwójnych, które się też wy
znacza i popraw ia równolegle z w zrasta
niem m atery ału obserwacyjnego. Rozmaitość układów , jaka z tych obliczeń wypływa, pod względem rozległości, stosunku m as i t. d , pogłębia pogląd nasz na własny nasz układ słoneczny, dowodząc nam , źe je st on tylko jednym specyalnym przypadkiem z nieskoń
czonej liczby możliwych innych, pomimo tych sam ych praw, które rządzą zachodzącemi w nich rucham i.
I n n ą kw estyą, k tó ra zawsze gorąco zajm o
w a ł a H e rsch la i k tó ra dziękiJ jem u stała się przedm iotem badań późniejszych a stro nomów, był lueb słońca w przestrzeni. R o
zum iał on, że skoro gwiazdy stałe zmieniają swe położenie, więc i słońce, które je st taką s a m ą gwiazdą, ja k inne, czemuż miałoby ko
niecznie być nieruchomem. Jeżeli zaś w isto
cie zmienia ono z ca łą czeredą planet miej
sce w przestrzeni, to ruch ten dla nas musi się wyrazić w postaci ruchu pozornego, para- laktycznego gwiazd w kierunku przeciwnym ruchow i słońca. W ruchu każdej gwiazdy zatem należy widzieć wypadkową dwu ru chów : jej własnego, oraz paralaktycznego, odzw ierciedlającego ruch słońca. Ażeby wy
znaczyć kierunek ruchu słońca, należało te dwie składowe z wypadkowej wydzielić. T ak zrozum iał swe zadanie H erschel, a w jak i sposób do zadania przystąpił, o tem, nieste
ty, rozszerzać się nie możemy. B ył to spo
sób najracyonalniejszy, ja k i tylko można było wymyślić, ale do otrzym ania ścisłych wyników konieczna jest znajomość bardzo
wielu ruchów gwiazd. W owych czasach za*
o ruchach własnych gwiazd wiedziano b a r
dzo mało i swoję próbę wyznaczenia kierun
ku ruchu naszego układu, przedsięw ziętą w r. 1805, H erschel oparł na ruchach sze
ściu gwiazd oraz na fenomenie, przewidzia
nym przez M eyera, że gwiazdy w części nie
ba, do której się zbliżamy, muszą się pozor
nie od siebie oddalać, w części zaś nieba przeciwnej— zbliżać. W ynik był taki, że
„apex” ruchu słońca znajduje się w bliskości gwiazdy X H erkulesa. Do wyniku podobne
go H erschel doszedł kilkanaście la t wcze
śniej, kiedy oparł badanie na kilkunastu gwiazdach o znanym ruchu własnym.
Chociaż wyniki H erschla, otrzym ane na podstawie tak skąpego m ateryału, przyjęte zostały ze słusznym sceptycyzmem, to jed nakże rozumowaniu H erschla nic nie można było zarzucić, i problem at, który n ale
żało rozwiązać, ściśle był określony. P o stępy w jego rozważaniu odtąd idą równo
legle z postępam i w poznawaniu własnych ruchów gwiazd. W spomnimy tu tylko o pracach w tym kierunku A rgelandra,.
O. Struvego, Airyego, Plum m era i innych, opartych, szczególnie prace z ostatnich cza
sów, na całych tysiącach znanych ruchów gwiazd obu półkul; najciekawszem je st to, że wszystkie one potw ierdzają wynik H e r
schla, który od najnowszych i najdokładniej- szych różni się zaledwie o kilkanaście stopni.
Je d n ą z ważniejszych podstaw, na których op arte są nasze wiadomości o ruchu własnym gwiazd, są obserwacye B radleya; wyprowa
dzenie ruchów z tych obserwacyj je s t nie
śm iertelną zasługą Bessla. On to p odjął się żmudnej pracy zredukowania obserwacyj Bradleyowskich, a katalog 3 222 gwiazd stąd powstały i wydany p. t. „F u nd am enta astro- nom iaeu, daje nam pozycye gwiazd dla r. 1750 z ta k ą dokładnością, ja k ą dopiero w wieku X IX -y m , dzięki właśnie Besslowi,, osięgnąć zdołano. F undam entalne znaczenie tej pracy dla całej astronom ii dzisiejszej nie d a się wyjaśnić w krótkich słowach, i te n tylko dostateczne pojąć i ocenić je może, kto obeznany je st z m etodam i badań astrono
micznych.
Zdum iew ające je st bogactwo treści owych
„F u n d am en ta” Besslowskich. W yczerpują
cy sposób dyskusyi obserwacyj, ścisłość, mo_
.Nr 2 W SZECHSW IAT 23
gąca się wydawać m etodą przesadną, sta ła się wzorem dla wszystkich następców. T a ścisłość, ta konieczność osięgnięcia zgody pomiędzy obserwacyami zm usiła go do wy
znaczenia na nowo rozmaitych stałych a stro nomicznych, do zbudowania całej nowej teo
ryi refrakcyi i konstrukcyi tablic—wspólnych dla całej ziemi, do dziś przez żadne nie prze
wyższonych. M etody redukcyjne, opraco
wane przez Bessla, a ogłoszone w znacznej części w jego „Tabulae R egiom ontanae", przyjęte zostały przez wszystkich astrono
mów, wprowadziły do zawiłych rachunków redukcyjnych nadzwyczajną prostotę oraz jedność w traktow aniu, tak ułatw iającą kry
tykę i dalsze zużytkowanie wyników. W tedy dopiero możliwem stało się to w spółdziała
nie, ta organizacya w badaniach astrono
micznych, których wpływ n a rozwój dalszy astronomii wymierzyć się nie da.
Tylko wskutek ta k dokładnych redukcyj ruchy własne gwiazd Bradleyowskich stwier
dzić i wyznaczyć było można, a to przez porównanie z pozycyami ich, określonemi w epoce późniejszej. Posłużyły Besslowi do tego bardzo dokładne katalogi Piazziego, niedawno przedtem ogłoszone, które podawa
ły pozycye gwiazd dla r. 1800. W szystkie gwiazdy Bradleyowskie, obserwowane przez Piazziego, zostały zbadane pod względem ruchu, a liczby otrzym ane tak są dokładne, że do dziś prawie żadnym poprawkom nie uległy.
„F undam enta astronom iae” wydane zo
stały w roku 1818. Nie możemy tu szerzej określić podziwu godnej reformacyjnej dzia
łalności Bessla, obejm ującej wszystkie dzie
dziny astronomii i pokrewnych nauk, ani mówić o różnorodnych jego odkryciach, m u
simy jednakże wspomnieć o odkryciu przez niego pierwszej znanej paralaksy, oraz o jego obserwacyach strefowych.
P roblem at paralaksy, rzecz naturalna, zaj
mował Bessla zawsze bardzo gorąco, ale długo bezskutecznie. K iedy w r. 1829 wy
konany i ustawiony został w Królewcu pierw
szy heliom etr, przyrząd pomysłu F raunhofera, przewyższający dokładnością wszystkie do
tychczasowe m ikrometry, Bessel z jem u tylko właściwą energią i wytrwałością zabrał się do dzieła. P o wielu próbach bezskutecz
nych, jako przedm iot badań Bessel obrał
gwiazdę 61 Ł abędzia, k tó ra odznacza się b ar
dzo znacznym ruchem własnym, będącym, ja k sądził Bessel, w związku z jej stosunkowo mniejszą odległością. T ak było w istocie.
W r. 1838 Bessel mógł donieść światu, że pax-alaksa gwiazdy 61 Ł abędzia wynosi 0",31 (liczba ta później uległa jeszcze zmianie), skąd wreszcie można było nabrać pewnego wyobrażenia o odległości najbliższych gwiazd i o ogromie wszechświata.
Odkrycie Bessla tylko o dwa miesiące po
przedziło znalezienie paralaksy najbliższej z gwiazd, a C entaura, przez H endersona na Przylądku Dobrej Nadziei, a niebawem ta k że W. S truve otrzym ał paralaksę Wegi.
Dziś liczba znanych paralaks wynosi prawie sto i, zdaje się, nie wiele jeszcze do nich przybędzie, o ile dokładność pomiarów pozo
stanie tak ą sam ą, ja k dzisiaj.
W spom niane wyżej obserwacye strefowe Bessla podjęte zostały w celu zaradzenia dawno odczuwanej potrzebie. W dawnych czasach, kiedy gwiazdy potrzebne były tylko do obserwacyi stosunkowo rzadko pojawia
jących się komet, brak dobrych katatogów nie daw ał się tak bardzo odczuwać. Z resztą zadawalano się bardzo mało dokładnemi przybliżeniami. Kiedy wszakże dzięki ta kim „myśliwym kom etarnyru”, jak Messier, a w początku ubiegłego stulecia Pons, od
krycia komet staw ały się coraz częstszemi, kiedy po ogłoszeniu metody O lbersa przeko
nano się, że w wyznaczaniu dróg kom etar- nych da się osięgnąć daleko większa do k ład ność niż dawniej przypuszczano, potrzeba dokładnych pozycyj licznych gwiazd coraz bardziej daw ała się odczuwać. K iedy za
tem w r. 1801 L alande wydał swoję „H isto- ire cele8te”, zaw ierającą pozycye 47 390 gwiazd, dzieło to zostało przyjęte z wielką radością.
J a k ono było potrzebne wówczas, mogli ocenić najlepiej ówcześni obserwatorowie, na których głowę właśnie wówczas spadł nowy, a tak doniosły obowiązek, wyznaczania po
zycyj małych planet. L alande wówczas był tem morzem, z którego czerpano pełną dłonią.
A le czerpanie z tego m orza nie należało do rzeczy najprzyjemniejszych. Silnieby to
24 W SZECH ŚW IA T Nr 2
odczuł dzisiejszy astronom , który przyzwy
czajony je st znajdować w katalogach nowo
czesnych dokładne pozycye dla jak iejś epoki, oraz wszystkie liczby, potrzebne do przejścia n a inną epokę, a w rocznikach astronom icz
nych—tablice do redukcyi na miejsce pozor
ne według wzorów Besslowskich. A by z k a talogu L alan d ea otrzym ać pozycyą gwiazdy, trze b a było poświęcić na to wiele godzin pracy. Z re sz tą i dokładność tych pozycyj by ła nie bardzo wielka, nie mówiąc juź o licznych błędach, nieuniknionych w tak olbrzymiem dziele, wykonanem przez poje- dyńczego człowieka i jego małżonkę.
W latach 1803 i 1804 ukazały się katalogi Piazziego, mniej im ponujące pod względem liczby (6 748 gwiazd), ale zato znacznie d o kładniejsze. Jeżeli dodam y do tego 17 000 gwiazd katalo gu Bovego, katalog gwiazd naokołobiegunowych G room bridgea i kilka m niejszych, to wyczerpiemy praw ie wszystko, co na polu katalogow ania gwiazd zrobione było przed Besslem. W e wszystkich tych p racach nie było jednakże szerszego p ro gra
m u i wybór gwiazd dosyć dowolny, tak , źe gwiazdy o znanych pozycyach bynajm niej nie były n a niebie rozmieszczone równo
miernie.
Id e ą B essla było określić pozycye gwiazd w dostatecznej liczbie we wszystkich czę
ściach nieba, a to zapomocą obserwacyj t. zw.
sferowych, stosowanych przoz L alan dea przy u kładaniu „H istoire celeste". Rozpoczął on te obserwacye w r. 1821 i przez 12 la t nie
przerw anej pracy dokonał 75011 obserwacyj gwiazd 9-ciu pierwszych wielkości, które póź
niej, zredukowane przez W eissego w K rako wie, posłużyły do ułożenia znanych k atalo gów gwiazd pomiędzy 15-ym stopniem po
łudniowego a 45 stopniem północnego zbo
czenia.
Dalszy ciąg swej pracy Bessel przekazał asystentow i swemu A rgelandrow i, któ ry ją teź z godną podziwu um iejętnością i w ytrw a
łością wykonał. Około miliona obserwacyj dało m ateryał do wielkiego katalogu „Bon- n e r D u rch m u steru n g ”, zaw ierającego wszyst
kie gwiazdy do 9,5 wielkości między b ie gunem północnym a 2-gim stopniem zbo
czenia południowego. Liczba tych gwiazd wynosi 324198. Później Schonfeld prowadzi | tę p racę do 23° zboczenia południowego, j
a Gould i Thom e w Cordobie w swej „Ura- nom etria A rg e n tin a” rozciągają na całą pozostałą część półkuli południowej.
To olbrzymie dzieło, pow stałe z inicya- tywy Bessla, bynajmniej nie zakończyło dążeń, zmierzających do sporządzenia wy
czerpującego inw entarza gwiazdowego. Było ono tylko punktem wyjścia do większej pracy, podjętej r. 1865 solidarnie przez 19 najwybitniejszych obserwatoryów pod egidą niemieckiego Towarzystwa astronom icz
nego. Celem tej pracy je st wyznaczenie do
kładnych pozycyj wszystkich gwiazd, obser
wowanych przez A rg e lan d ra i Schónfelda, które w „Bonner D urchm usterung” są tylko przybliżone. Z naczna część tych katalogów Towarzystwa astronomicznego znajduje się juź w ręku astronomów, inne zaś są już na
ukończeniu.
Lecz oto, jakby na dowód, że ludzkim d ą
żeniom kresu położyć nic nie jest w stanie, na kongresie w P aryżu, odbytym w pierw
szych latach ostatniego dziesięciolecia, po
stanowiono jeszcze bardziej rozszerzyć nasze wiadomości o współczesnym stanie nieba, i podciągnąć pod kontrolę wszystkie gwiazdy aż do 11 wielkości —a to za pośrednictwem płyty fotograficznej. I tu znowu widzimy solidarne współdziałanie najbardziej w kie
run ku fotograficznym wyspecyalizowanych i odpowiedniemi środkam i m ateryalnem i wy
posażonych obserwatoryów, a ja k szybko p ra c a postępuje naprzód widzimy stąd, że potrzebne fotografie są już prawie wszędzie wykonane, a wymierzanie płyt i rachunki redukcyjne w pełnym biegu. Obserwato- ryum paryskie m a ju ż gotowych kilka k a rt wielkiego atlasu fotograficznego, a obserwa- toryum poczdamskie właśnie przystępuje do d ru ku 3 go tom u katalogu przyjętej na sie
bie części nieba (od 31 do 39 stopnia zbocze
nia północnego).
Znaczenia tych prac dla przyszłych postę
pów wiedzy trudno ogarnąć, nie mogę też w tym artykule naw et tej kwestyi poruszać.
Jeżeli chodzi o zbadanie budowy świata, kształtu i rodzaju naszego układu gwiazdo
wego, to tylko na tej drodze do rozw iązania tej zagadki zbliżać się możemy. T u wypada zwrócić uwagę na próby, podjęte w tym kie
Nr 2 W SZECHŚW IAT 25 runku, i znowu W illiam H erschel je st tym,
który pierwszy miał odwagę zanurzyć wzrok w przepastne głębiny drogi mlecznej, aby nie filozofią i spekulacyą, ale rachunkiem i obserwacyą zdobyć realne podstawy do roz
ważań nad znaczeniem drogi mlecznej i na- szem stanowiskiem w odm ętach otaczających nas słońc. Je g o „sondowania” nieba będą po wsze czasy przykładem tych kolosalnych przedsięwzięć, przed jakiem i nie cofa się g e
niusz, gdy spodziewa się od nich zaspokoje
nia palącej go żądzy wiedzy. Sondowania te doprowadziły go, ja k wiadomo, do kon- strukcyi schematycznej, według której nasz układ gwiazdowy, t. j. układ drogi mlecznej, ma postać podwójnie wypukłej soczewki, wewnątrz której, nieco ekscentrycznie, mie
ści się nasz układ słoneczny. Sposób b ad a
nia H erschla m ało znalazł naśladowców, z których może najwybitniejszym jest syn j e go, John. Większość późniejszych badań nad budową świata o parła się na katalogu A rge- lan d ra i innych, które podają wprawdzie m a- tery a ł mniej obfity, ale zato dokładniejszy.
Wspomnimy tylko o pracachStruyego, M aed- lera, P ro cto ra i in. W ostatnich czasach wyniki analizy widmowej, szczególnie zaś bystre oko fotografii, odkrywającej nam nie
skończoną zawiłość i chaotyczność tam, gdzie oko nasze nic z tego wszystkiego nie dostrze
ga, wywołały liczne nowe próby wyjaśnienia zjaw iska drogi mlecznej, z których jednakże przedewszystkiem wynika, że chwila rozw ią
zania tej zagadki je st jeszcze bardzo odległą.
Przechodząc po kolei najrozm aitsze za d a
nia astronom ii i widząc wszędzie odkrycia pierwszorzędnej doniosłości, oraz olbrzymie prace, przygotowujące glebę pod odkrycia przyszłych czasów, nie jesteśm y w stanie orzec, które z odkryć je st największem, która z prac najbardziej podziwu godna. W ątp li
wości tego rodzaju nasuw ają się nam szcze
gólnie w tej chwili, gdy chcemy słów kilka poświęcić zdobyczom analizy widmowej.
Przez odkrycia analizy widmowej a s tro nomia zupełnie niespodzianie znalazła się w posiadaniu środka do badania tych cech | odległych ciał niebieskich, które, według zda- i nia astronomów nie tak dawnej przeszłości, nazawsze m usiały zostać przed umysłem ludz
kim ukryte, cech, które dawniej wchodziły tylko w zakres badań laboratoryjnych fizyka lub chemika. Zagadkowe linie, odkryte w widmie słońca przez W ollastona, poddane szczegółowym studyom przez Fraunhofera, obejmującym także typowe widma niektó
rych gwiazd, linie te, wyjaśnione później przez K irchhoffa, dały klucz do tej skarbnicy nowych odkryć, z której pełną dłonią czerpie dzisiejsza astrofizyka. Nowa wiedza, rzec * można, powstała na gruncie tego odkrycia, której metody b adania tak różnią się od m e
tod astronomicznych w znaczeniu odwiecz- nem tego wyrazu, że specyaliści pracujący w obu tych działach wiedzy o niebie, bardzo często już nie są w stanie się porozumieć.
N iepodobna streścić, chociażby w głów
nych tylko zarysach, wszystkiego, co astro fizyka w połączeniu z inną wielką córą X I X wieku, fotografią, wniosła do skarbca wiado
mości naszych. W ykazała ona tożsamość m ateryi, tworzącej nieskończoność nieskoń
czenie odległych od siebie słońc, d a ła dowód ciągłości procesu kosmicznego przekształca
nia się światów, stw ierdzając istnienie m a te ryi w stanie chaotycznego rozkiełznania oraz jej stopniową koncentracyą, a z drugiej s tro ny obum ieranie stygnących i gasnących brył słonecznych. A le najmniej może spodziewa- nem było zastosowanie, ja k ie analiza widmo
wa znalazła w badaniach ruchu gwiazd w p ro mieniu widzenia. Ż ad ne pom iary szybkości kątowych nie pozwolą nam nigdy szybkości gwiazd określać z dokładnością, k tórą dzię
ki przesuwaniu się linij widmowych możemy osięgnąć przez analizę widmową. Dość z a znaczyć, źe dziś tę szybkość określać można z dokładnością 0,2 k m na sekundę. Tylko wobec tej dokładności można było stwierdzić z całą stanowczością budowę księżycowo- m ateryalną pierścienia S atu rn a, pokusić się o wyznaczenie okresu obrotu W enery oraz poczynić ciekawe studya nad ruchem wiro
wym słońca. A le nie koniec na tem, an a li
zie widmowej przypadło w udziale wykrycie ciemnych brył, powodujących zmiany jasn o ści pewnego typu gwiazd zmiennych, oraz całego szeregu typu gwiazd podwójnych, czyli całej nowej dziedziny zjawisk, wchodzą
cej w zakres t. zw. astronomii niewidzialnego.
26 W SZEC H ŚW IA T
Szkic nasz w zrasta do rozmiarów niepożą
danych, a tyle jeszcze nasuw a się przedm io
tów, o których chociaż słówkiem napom knąć by należało. J a k ż e skrom nie przedstaw iają się 103 mgławice k atalogu M essiera w po
równaniu z obejm ującem i tysiące numerów katalogam i mgławic, wykrytych przez H e r
schla i jego syna i skrupulatnie opisanych.
A przecież od Herschlów i lorda Rossea, któ-
’ ry największy reflektor św iata obserwacyom mgławic poświęcił, do dziś ciągle nowe m gła
wice i grom ady się odkryw ają, i p raca nad ich zbadaniem ani na chwilę nie ustaje.
Św iat mgławic, znanych dzisiaj, obejmuje przeszło 30 000 numerów. Albo dzisiejsze katalogi gwiazd zmiennych nowych i cała lite ra tu ra tego ciekawego przedm iotu, jakim są ogromnym krokiem naprzód w porówna
niu z dziesiątkiem może zaledwie gwiazd zmiennych, przekazanych z czasów daw niej
szych wiekowi X I X ! F otom etryczne k a ta logi Pickeringa, P ritch ard a, oraz najw ięk
szy, obecnie jeszcze nie skończony M ullera i K ernpfa będą kam ieniam i węgielnemi dla badań przyszłych stuleci nad zm ieniającą się z biegiem czasu jasnością gwiazd, a k a ta logi widm, opracowane przez D unera, P ic
keringa, V ogla i t. d., pozwolą badać tow a
rzyszące zmianom jasności zmiany widma.
S ąto jednakże nadzieje odległej przyszło
ści, a życie je s t krótkie. Zazdrościć zatem chciałoby się astronom om przyszłości, któ
rym wiek nasz pozostawia ta k olbrzymi sp a
dek, sam odziedziczywszy tak niewiele. Ale z drugiej strony, dumnym może być wiek X £ X -ty z dzieł swoich, albowiem żaden z mi
nionych dorównać mu nie może.
M . E r n s t.
Z klasyfikacyi pierwotniaków.
(Ciąg dalszy).
Przejdziem y teraz do drugiego rzędu ko- rzenionóżek, do t. zw. otw ornic (F oram ini- fera).
Otwornice różnią się od pelzakowatych przedewszystkiem kształtem nibynóżek: n i
bynóżki ich nie bywają nigdy grube, tępe i krótkie, lecz zawsze cienkie i obficie ro z g a
łęzione, przytem łączą się ze sobą i zlew ają, tworząc wkoło ustroju niejako sieć obfitą, o kształtach nieprawidłowych. A dalej otwor
nice posiadają zawsze skorupkę, k tó ra u nich zasługuje w już w zupełności na tę nazwę, gdyż je s t utw orzona z substancyj m ineral
nych tw ard ych —związków krzem u lub wap
nia. Skorupki otwornic byw ają dwu rodza
jów: jedne prócz otworu gębowego (podobnie, jak , dajmy n a to, u A rcelli) nie posiadają juź żadnych otworów; inne, prócz otworu g ę
bowego, przedziurawione są jeszcze w wielu miejscach licznemi otworkami, przez które wysuwają się nibynóżki. Foram inifera, po
siadające skorupkę pierwszego rodzaju, zwa
ne są Im perforata, posiadające skorupkę,
przedziurawioną wielu otw oram i—P erfo rata.
Od tych ostatnich otrzym ał nazwę cały rząd (Foram inifera — foramen = otwór, fero = nio
sę). Prostszem i i niższemi są n aturalnie Im perforata. W śród nich gatunek zwany E u glypha stanowi niejako formę przejściową od Amoebina testacea do Foram inifera. N i
bynóżki Euglyphy (fig. 7) są już wprawdzie długie i cienkie, j a k zwykle u otwornic, lecz łączą się z sobą i zlewają, tworząc t. zw. ana- stomozy, jedynie u samej podstawy i w nie
wielkiej liczbie; nie tw orzą jeszcze przeto ta k charakterystycznej dla innych F oram i
nifera sieci nibynóżek, a przytem skorupka E uglyphy podobna je st jeszcze bardzo do skorupek Am. testacea; składa się z okrąg
łych m ałych płytek krzemionkowych, ułożo
Nr 2 WSZECHSW1AT 27
nych na powierzchni ciała i posklejanych substancyą chitynową; zarówno płytki ja k i substancya sklejająca je, przedstaw iają wydzielinę zarodzi. Skorupka ta posiada na zaokrąglonym końcu cztery długie kolce, po których na pierwszy rzut oka odróżnić moż
n a Euglyphę od Diffługii. Bardzo ciekawy je s t sposób, w jak i odbywa się podział E u glyphy. Gdy Euglypba przygotowuje się do podziału, w zwierzchnich warstwach zarodzi zaczynają wytwarzać się płytki, zupełnie t a kie same, ja k te, co tworzą skorupkę; płytki te ustaw iają się naokoło ją d ra , leżącego na dole ustroju. N astępnie zaródź zaczyna wy
suwać się przez otwór gębowy nakształt ko r
ka coraz więcej i więcej, aż póki nie utworzy się wyrost równie duży, jak ustrój macie
rzysty, a jednocześnie płytki, o których do piero cośmy mówili, zaczynają wędrować w górę, wychodzą nazewnątrz, układ ają się na powierzchni wyrostu zarodzi i tworzą n aj
zupełniejszą nową skorupkę. Mamy wtedy jakby dwie Euglyphy, złączone ze sobą otworami gębowemi, ale tylko jedna z nich posiada jądro. J ą d ro to poczyna się wkrót
ce dzielić i, ja k to stwierdził Szewiakow, po
dział ten odbywa się drogą mitotyczną, a od typowej karyokinezy różni się jedynie tem, źe otoczka jądrow a istnieje wokół ją d ra przez cały czas podziału i tak wszystkie fazy kolejne odbywają się wewnątrz tej otoczki.
Odkrycie tego zjawiska je s t rzeczą nader ważną, albowiem przez czas długi sądzono, że podział karyokinetyczny je st właściwością jedynie komórek ustrojów wyższych, a u pier
wotniaków podział ją d ra odbywa się drogą prostego przewężania. Obecnie zaś ręczyć niepodobna, czy w razie zastosowania n a j
nowszych metod badania nie okazałoby się, że u wielu, wielu pierwotniaków, szczególniej wyższych, nie ma miejsca podział karyokine
tyczny. T ak proste napozór przejawy życio
we ustrojów tych, po bliższem zbadaniu oka
zują się coraz bardziej zawiłemi *).
Jeżeli Euglyphę i podobne do niej gatunki, złączone razem pod nazwą rodziny E ugly- phina, można było jeszcze zaliczać to do Am.
testacea, to do P oram , im perforata, to już
Gromię i M ikrogromię (fig. 8 i 9) uważać można za otwornice typowe. Nibynóżki Gromii tworzą, ja k widzimy, bogatą sieć, charakterystyczną dla tego rzędu korzenio- nóżek. G rom ią odróżnia się od wielu po
krewnych ustrojów przez to, że skorupka jej nie je st nazewnątrz, lecz wewnątrz zarodzi;
początkowo tworzy się ona nazewnątrz, lecz później zaródź wylewa się przez otwór gębo
wy i otacza wokoło skorupkę. M ikrogrom ia znów odznacza się wśród innych gatunków Foram inifera tem, że tworzy kolonie. K olo
nie te powstają stopniowo z jednego osob
nika wskutek niezupełnego podziału; podział odbywa się, ja k zwykle u pierwotniaków ze
J) U zielonojądrowej Opalina (orzęski— H olo- fricha) spotykam y również typow ą karyokinezę.
28 W S Z E C flSW IA T N r 2
sko ru pką nieskom plikow aną: część zarodzi z jąd re m występuje nazew nątrz, tworzy sobie nową skurupkę, lecz nie oddziela się zupełnie od ustroju macierzystego, ale pozostaje z łą czona z nim zapomocą cienkich i długich n ici—nibynóżek; gdy podział taki powtórzy się kilka razy, pow staje kolonia, ja k na (fig. 9). Osobniki kolonii takiej mogą wy
d łużać swe nibynóżki i wtedy oddalają się jed en od drugiego—kolonia ta k a zowie się rozem kniętą, lub też mogą kurczyć nibynóżki, zbliżać się do siebie i tworzyć zbite skupie
nia, kolonia zwie się wtedy zem kniętą; w tej ostatniej postaci była ona naw et opisana przez jednego z badaczów, A rch era, pod nazw ą Cystophrys, jak o oddzielny gatunek.
Wogóle, z faktam i podobnemi w klasyfikacyi pierwotniaków spotykam y się dość często.
Prześw iadczenie, że stosunki życiowe, jak ie p an u ją w tem państw ie ustrojów , są bardzo proste, nie pozwoliło przypuszczać, abyśmy mogli tam spotkać całe złożone cykle ro z woju, ja k to np. w ostatnich czasach opisał Schaudinn dla T richosphaerium Sieboldii (p a trz W szechświat n-r 10 z 1900 r.), lub aby ten sam osobnik w rozm aitych okresach ży
cia pod rozm aitem i m ógł istnieć postaciami;
stą d powstało wiele zbytecznych nazw, które dopiero tera z są ograniczone przez ściślejsze badania.
(Dok. n a st.).
K . B łeszyń sk i.
Ś. p. Hipolit Cybulski.
W dniu 9 g rudnia 1900 r. przeniósł się do wieczności po kilkotygodniowej, ciężkiej cho
robie, ś. p. H ipolit Cybulski.
W krótkiej wzmiance o tym niezmordowa
nym pracowniku na niwie ogrodownictwa przytoczę główniejsze jego zasługi, ja k o s ta r szego ogrodnika ogrodu botanicznego w a r
szawskiego i jak o botanika, florysty; mogę to łatw o uczynić, gdyż przez trzydzieści prze
szło la t patrzyłem zblizka na jego zabiegi i gorliwą pracę.
G dy w roku 1864 objął dyrekcyą ogrodu botanicznego ś. p. J e rz y Alexandrowicz, z a
raz powołał ś. p. Cybulskiego na starszego ogrodnika, który w różnych ogrodach z a g r a nicą nabył dokładnej znajomości w swoim zawodzie. Z wielką gorliwością zajął się ta k dyrektor ja k jego pomocnik uporządko
waniem ogrodu, któ ry w niedługim czasie prawie zupełnie został przekształcony i przy
prowadzony do naukowego znaczenia. Soi- śle botaniczna część ogrodu została system a
tycznie uporządkowana, a część ozdobna i dla publiczności przeznaczona zapełniła się to pięknemi drzewkam i, to kobiercam i.
K ażdy rok p rzysparzał ogrodowi nowych nabytków, to w drzewkach, to w nasionach, któ re corocznie hodowano.
W niedługim też czasie ani je d n a grządka nie s ta ła pustkowiem. S. p. Cybulski zaw
sze od ran a do wieczora zajmował się ogro
dem, zawsze wiedział, co w nim jest, a czego jeszcze brakuje. W szystkie działy botanicz
ne były dobrze opatrzone. N ie mówiąc 0 roślinach z roku na rok sianych, nadmienię tylko o kolekcyi drzew iglastych, które ilością 1 rzadkiem i, a pięknemi okazami odznaczają się w ogrodzie; niemniej może zwrócić uwagę kolekcya dębów, które od karłow atych aż do piram idalnych pod okiem ś. p. Cybulskiego były sadzone. K to zwiedzał często ogród botaniczny, ten mógł wszędzie dostrzedz wielką troskliwość o jego rozwój. Do dzisiej
szego dnia tchnie jeszcze w wielu miejscach duch ś. p. Cybulskiego; on to urządził przed obserwatoryum {piękny klomb, ja k również pozasadzał żywopłoty przed ogrodem i na dziedzieńcu.
Um iał zawsze ocenić rzadkość botaniczną i ocalić j ą od zagłady; jak o przykład tego niechaj posłuży następ ująca okoliczność:
P rzed laty mniej więcej dwudziestu ścięto na terytoryum łazienkowskiem, nieopodal ro gatki belwederskiej, topolę piram idalną z baźkam i żeńskiemi i, rozumie się, byłaby przepadła bez śladu. S. p. Cybulski, prze
chodząc przypadkiem , odrazu zm iarkow ał, że ta k a topola je s t wielką rzadkością, uciął kilka gałązeczek i posadził je w ogrodzie botanicznym; z czasem wyrosły z nich spore drzewka, z których kilka utrzym uje się do dnia dzisiejszego. J a k o ogrodnik był ś. p.
Cybulski znawcą hodowli roślin i corocznie też pilnował i zbierał nasiona, których ob
szerny katalog drukiem ogłoszono.
N r 2 W SZECHŚW IA T
P o opuszczeniu ogrodu botanicznego w r o ku ]894 zab rał się ś. p. Hipolit do zbadania flory roślin jawnokwiatowych w W arszawie i jej okolicach. Każdego roku od wczesnej wiosny do późnej jesieni zwiedzał najnieprzy- stępniejsze zaułki, zarośla, drogi, place, cm entarze i t. d., a czynił to aż do swej cięż
kiej choroby. Owocem tych jego wycieczek była znaczna liczba roślin, których przedtem tu ta j nie znajdowano. Wiadomości o tych nowoznalezionych roślinach udzielał na posio dzeniach Towarzystwa ogrodniczego, przed- staw iająco tazy jo czem można znaleźć bliższe szczegóły w dawniejszych num erach W szech
świata, w którym ogłaszano krótkie sprawo
zdania z pomienionych posiedzeń. Jeżeli zna
łaś ł nasiona, albo okazy, których nie mógł oznaczyć, zasadzał je w małym ogródku na podwórzu swojego domu i hodował do zupeł
nego rozwoju i ścisłego zbadania.
On też, z początku wespół ze ś. p. W a łe c kim, a po jego zgonie sam jeden był kierow
nikiem działu fenologii krajowej w P am ięt
niku Fizyograficznym.
W ogólności mówiąc, był ś. p. H ipolit Cy
bulski zamiłowanym badaczem i znawcą flo
ry jawnokwiatowej okolic W arszawy.
Niech M u lekką będzie ziemia, na której praco w ał!
J . Kowalczyk.
SEKCTA CH EM ICm .
P osied zen ie d. 2 9 grudnia r. z., 16-te w roku sprawozdawczym .
P o przeczytaniu i przyjęciu protokulu p o sie dzenia poprzedniego, mag. min. J ó zef M oroze- wicz w ygłosił odczyt pod tyt. „Z chemii k rze
m ianów”.
P releg en t wspomniawszy przedewszystkiem o niedostatecznym stanie wiedzy o krzemianach w porównaniu z działem zw iązków węglowych, p rzedstaw ił dotychczasow e, utarte ju ż przypusz
czenia o budowie krzemianów (sole normalne, kw aśne lub zasadow e kwasów : ortokrzem owe- go, m etakrzem owego, orto- i m eta-dw ukrzem o- w ycb, pirokrzem owych, trój krzem owego i pię- ciokrzem ow ego). Budowa przypuszczalna tych kw asów nastręczyła liczne trudności w wyborze w zorów dla zw iązków i dawała powód do licz
nych dow olności. Najwięcej wzorów, opartych
często tylko na dalekich analogiach, wprowadzili Groth i Rammelsberg.
Badania dośw iadczalne nad budow ą zw iązków krzemowych nauka zaw dzięcza przedew szystkiem , L em bergow i, tw órcy m etody, zapom ocą której można było udowodnić, że 1) zasady m etalów jedno i dwuwartościowych (M e1 i Me11) są ruch
liw e i m ogą w zajem nie się zastępow ać : np. leu- cyt przechodzi w analcym , t. j . zastępuje się s o dem, natrolit daje felspat i t. p.; 2) że kaolin, najprostszy glinokrzem ian, łączą się z p otasow - cami, dając odpowiednie krzem iany, spotykane w przyrodzie.
M etoda Lemberga polegała na oddziaływ aniu na dany krzemian roztworami odpowiednich soli w tem peraturze 1 8 0 — 1 9 5 ° pod ciśnieniem .
Stanisław T hugutt od r. 1891 do 1 8 9 7 ogłosił szereg badań doświadczalnych, w których p o sił
kując się m etodą Lemberga, otrzym ał bardzo ważne rezultaty, dozw alające wnioskować o b u dowie niektórych krzemianów. Punktem w yjścia w badaniach naszego rodaka był wodan nefelinu, syntetycznie otrzym any przez Lemberga, z k tó rego T hugutt otrzym ał cały szereg t. zw. soda- lifów , t. j . połączeń zw iązku 2N a2Al2Si20 s .5H 20 z różnemi solam i sodowemi — p rzez zastąpienie
! w wodanie nefelinu cząsteczek wody. W szędzie
| otrzym ał w połączeniach tych stosunek prosty krzem ianu do soli. Pozatem syn teza zw iązków
| tych ma wielkie znaczenie dla geologii i chemii rolnej, t. j . sprawy odżyw iania się roślin.
W następnych badaniach T hugutt zajął się wyjaśnieniem znaczenia, ja k ie ma glinka w gli- nokrzemianach.
Z szeregu dośw iadczeń tego badacza w ynikło, że 1) glinka w połączeniach tych tylko w części ma znaczenie zasady, w części zaś je s t kwasem , j że 2) masa cząsteczkow a glinokrzem ianów je s t przynajmniej 3 do 4 razy w iększa od em pirycz-
j nej, że 3) krzem iany składają się z pew nego ro-
! dzaju grup atom owych, wchodzących w całość reakcyi, które to grupy przez analogią do zw iąz
ków chemii organicznej, należałoby nazwać rod nikami.
Zkolei p. Br. Znatowicz w zastępstw ie p. N .
i M ilicera, d elegata Sekcyi do ankiety słownictw a i chem. w Krakowie, który z powodu choroby na
j posiedzenie udać się nie m ógł, zdawał spraw ę
j z narad nad ujednostajnieniem term inologii che-
j micznej polskiej. Sprawozdanie to w obszer-
j niejszem streszczeniu będzie podane w następur
j jącym numerze W szechświata.
Następnie p. Wł. L eppert m ów ił o posiedze
niu, zwołanem w Krakowie przez grono m iejsco-
| wych chemików w celu rozpatrzenia spraw y cza-
| sopism a chem icznego, projektowanego w W ar- i szaw ie. Zebrani uchw alili gorące popieranie
i przyszłego organu chemików polskich i utw orzyli j dwa kom itety lokalne. Kom itet lwowski składać się ma z pp. R adziszew skiego, N iem eutow skiego i Paw lew skiego, a krakowski z pp. Schramm a, M archlewskiego i E streichera.
3 0 W SZECH ŚW IA T N r 2 N astępnie w iceprezes O ddziału zaw iadom ił, ż e
R ada O ddziału przyznała Sekoyi 5 0 0 rubli na skom pletow anie biblioteki ch em icznej.
N a tem posiedzenie zostało ukończone.
K R O N I K A N A U K O W A .
— Część pozaczerw ona w idm a słonecznego.
L an gley z W aszyngtonu p osłał na ostatni k on gres Stow arzyszenia brytańskiego spraw ozdanie z przebiegu swoich badań nad częścią pozaczer- w oną widma słon eczn ego, z których ju ż raz z d a w ał sprawę na kongresie w Oksfordzie.
K rzyw e energii zostały sfotografow ane auto
m atycznie zapomocą. lu sterk a galw anom etru w połączeniu z bolom etrem . L an gley badał specyalnie widmo pozaczerw one zapom ocą p r y z m atów z so li kam iennej, a diagram y dołączone do spraw ozdania w ykazują obecność 7 4 0 linij p o m iędzy 0 ,7 6 [X i 1 ,8 [J..
W iadom o, że bolom etr składa się w zasadzie z dwu długich na centym etr pasków platynow ych, pokrytych sadzą; przyrząd ulepszony, którego opisu autor nie podaje, je s t tak czuły, że w ystar
cza prąd 8 X 1 0 —11 am perów , żeby galw ano- m etr okazał zboczenie na jed n ę tysiączn ą.
W ten sposób w ykazać m ożna wahania tem pera
tury w ynoszące jed n ę m ilionow ą stopnia.
(R ev. Scen t.) S.
— W pływ zaćm ienia słońca na elektryczność atm osferyczną. J u liu sz E lste r w refaracie w łos k ieg o T ow arzystwa spektroskopow ego zdaje sp r a wę z obserw acyj swoich z czasu ostatniego z a ćm ienia słońca w A lgierze. Stw ierdził on w ted y spadek bardzo pow ażny potencyału elektryczności atm osferycznej w ch w ili całkow itego zaćm ienia a naw et i później. „ N atu rę” zaznacza pom iędzy innem i spraw ozdanie p. E m ila Oddone z je g o obserw acyj, dokonanych zapom ocą elektrom etru w Padw ie, k ied y p od czas ostatniego zaćm ienia 8/10 ta rczy słonecznej było zakryte.
W y n ik i tych ostatn ich badań są ujem ne.
P rzed zaćm ieniem zauw ażono w ysokie p oten- cyały odjem ne, co m ogło być rów nież p r z y pisane chmurom tow arzyszącym oddalonej burzy;
ale podczas zaćm ienia zm iany potencyału e lek trycznego zdaw ały się być tejże natury, co zm iany d zienne zw yczajne.
N ie wydaje się, żeby zaćm ienie wywarło jak i w pływ w yraźny na stan elek tryczn ości w p o w ie
trzu , trudnoby jed n ak było orzec, czy po części tej przyczyn ie nie zaw dzięczam y zmian zau w a
żonych.
(R ev. S cen t.) S.
— Zarazek ospy, jak wiadomo, dotąd nie z o stał odszukany. W jednym z ostatnich n-rów
„R evue scieutifiąue” zuajdujem y jednak str e sz czenie kom unikatu w „Societe de b io lo g ie” pp.
R ogera i W eila, którzy w ow rzodzeniach osp o - wych znaleźli liczne ciałka, o postaci owalnej lub zaokrąglonej, od 1 do 3 [1 średnicy, które dość silnie wchłaniały substancya barwiące. C ia ł
ka te, uważane przez niektórych autorów za za
razki ospy, przew ażnie b yły brane za szczątki ją d er zniszczonych komórek.
Pom ienieni badacze zn aleźli ciałka takie we krwi osób, dotkniętych ospą. Tutaj w ciałkach tych (znajdowanych zazwyczaj przy nader z ło śliw ej postaci ospy) daje się zauw ażyć jądro o to czone cienką lecz w y r a Ź D ą w arstw ą słabo barw ią
cej się zarodzi.— Po śm ierci chorych znajdowano ciałka te również w szpiku kostnym . Sekcya, dokonana na dwu zmarłych na ospę kobietach brzem iennych w piątym i szóstym m iesiącu ciąży, wykazała obecność znacznej ilości tych c ia łek w płynie owodni; — stw ierdzono w tym że przypadku, poruszanie się tych ciałek. W e krwi i tkankach królików , którym zastrzyknięto krew, w ziętą z ludzi chorych na ospę, znaleziono też sam e ciałka. W e krwi zarażonego osp ą kró
lik a, wynaczynionej i trzym anej w ciągu dni kilku w term ostacie w temp. 3 8 ° C, zauważono znaczny przyrost ilościow y pom ienionych ciałek.
W reszcie udało się otrzym ać kultury czyste tyci;
przypuszczalnych zarazków ospy, i szczepienia z tych hodow li, wypróbowane na królikach, w y w ołały charakterystyczne objawy ospy.
W obec tych w szystkich faktów nader praw do- podobnem je s t przypuszczenie R ogera i W eila, uw ażających ciałka te za zarazki pow odujące ospę. N ie są to niew ątpliw ie bakterye, lecz ustroje pasorzytnicze, n ależące do typu pierw ot
niaków , najprawdopodobniej zaś do burmaczek (Sporozoa), gdyż in vitro ciałka te wyradzają się i przeobrażają w bezbarwne, b łyszczące, podw ój
nie okolone ciałka, przypom inające zarodniki.
J a n T.
— Z w ierzęta morskie i osmoza. R. Quin- ton podaje nader ciekaw e w yniki badań swych nad osm ozą, zachodzącą pom iędzy wodą morską a cieczam i, znajdującemi się w ciele licznych zb a danych przez niego przedstaw icieli bezkręgo
wych fauny m orskiej. Okazuje się, że hem olym - fa, lub krew bezkręgow ców morskich posiada zaw sze taką sam ę zawartość tych samych soli, co i środow isko, wśród którego zw ierzę dane żyje. Zmiana koncentracyi soli w w odzie m or
skiej w prędkim czasie w yw ołuje zmianę analo
giczn ą w ciele zw ierząt. Zjawisko to nie z a le ż y od kom unikacyi bezpośredniej jam ciała
; zw ierzęcia z wodą morską przez jakiebądż otw o
ry, lecz polega w yłącznie na procesach OBmotycz- nych.
(C . R .) J a n T.
!["Preussisch Eylau 7-8 luty 1807, Kampania zimowa Napoleona w Prusach Wschodnich (3 styczeń - 1 marzec 1807)", Tomasz Rogacki, Nakło 1991 : [recenzja]](data:image/gif;base64,R0lGODlhAQABAIAAAP///wAAACH5BAEAAAAALAAAAAABAAEAAAICRAEAOw==)