M b . Warszawa, d. 2 Lutego 1890 r. T o m IX .
TYGODNIK POPULARNY, POŚWIĘCONY NAUKOM PRZYRODNICZYM.
PRENUMERATA „WSZECHŚWIATA.
W Warszawie:
Z przesyłką pocztową:
ro c zn ie rs. 8 k w a rta ln ie „ 2 ro c zn ie „ 10 p ó łro c z n ie „ 6
P re n u m e ro 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 s z y s tk ic h k s ię g a rn ia c h w k r a ju i z a g ra n ic ą .
Komitet Redakcyjny Wszechświata stanowią panowie:
A leksandrow icz J ., Bujw id O., D eike K „ D ickstein 3., K laum M., Jurkiew icz K ., K w ietniew ski W ł., K ram -
sztyk S., N atanson J ., P rauss St. i Śldsarski A .
„ W s z e c h ś w ia t" p rz y jm u je o g ło sz en ia, k tó ry c h treś ó m a ja k ik o lw ie k z w ią z e k z n a u k ą , n a n a s tę p u ją c y c h w a ru n k a c h : Z a 1 w ie rsz zw y k łeg o d ru k u w szpalcie a lb o je g o m ie jsc e p o b ie ra się za p ierw szy ra z k o p . 7 '/i
za sześć n a s tę p n y c h ra z y kop. 6, za dalsze kop. 5.
i A d r e s I E 3 e d . a , l £ C 3 r i : K l r a l s o - w s l z i e - ^ r z e d . m . i e ś c i e , I S T r 3 6 .
S Z K IC E
z historji naturalnej wodorostów
W Ó D S Ł O D K I C H .
I. Skrętnica, Spirogyra.
B ło n a, p ro to p la z m a , ją d r o i sok k o m ó rk o w y .
Jedną, z najpospolitszych form z klasy w odorostów zielonych je s t rodzaj skrętnica (S pirogyra). M ożna zawsze wyszukać na
leżące do niego gatu n k i w najrozm aitszych zbiornikach wodnych, począwszy od kałuż w ysychających do rzek i jezior, zwłaszcza tam, gdzie woda nie zaw iera zbyt wiele soli w apiennych. Z bierając d arn in y ciemnój, lub jaśn iejszśj zieloności,pływ ające n apow ierz- chni wody w dzień słoneczny zawsze można odszukać k ilk a gatunków skrętnicy, jeżeli tylko w arunk i nie są szczególniej nieprzy
jazn e. Poznać j e można ju ż z dotknięcia i w ejrzenia golem okiem: w dotknięciu bo
wiem są one śliskie i zupełnie gładkie, na-
oko zaś odznaczają się równą, niezbitą po
w ierzchnią i jed n o stajn ą zielonością.
W prow adźm y tedy szczypczykam i kilka cienkich nici skrętnicy do kropli wody, a przykryw szy j e szkiełkiem pokry wkowem umieśćmy pod mikroskopem , używ ając p o czątkowo powiększenia 300, lub 400 razy.
Dostrzeżemy, że każda nić składa się z sze
regu walcowatych kom órek, zetkniętych końcami, a raczój m ających ścianki końco
we wspólne. K ażda z tych kom órek zawie
ra wszystkie zasadnicze części, wchodzące do składu kom órki roślinnój ogólnego typu;
dlatego też opis szczegółowy skrętnicy we względzie jój budowy i życia roślinnego, tudzież sposobów tw orzenia nowych kom ó
rek może służyć za typ życia kom órki ro- ślinnćj w ogólności.
U staw iając zapomocą śruby m ikrom etry- cznój ognisko m ikroskopu tak, aby płasz
czyzna ogniskowa ') przeszła przez środek kom órek, otrzym amy przekrój idealny—op
tyczny, tak samo, ja k przecinając nożem w podłużnym k ieru n k u trzcinę, otrzymamy
') P łaszczy zn ą ogniskow ą n azy w a się p łaszc zy z n a p ro s to p a d ła do osi o p ty czn ej m ik ro sk o p u p o p ro w a d z o n a p rzez oguisko-
66
w s z e c h ś w i a t.Nr 5.
przekrój istotny. N a tak im p rz ek ro ju w i
dzimy dokładnie, że zew nętrzną część ko
m órki stanow i b ło n a o podw ójnym cienkim zarysie (fig. 1). B łona ta je st granicą, o d dzielającą w ew nętrzną treść kom órki od św iata zew nętrznego.
Poniew aż życie każdćj istoty je s t zależne od tego św iata zew nętrznego, od wym iany, ja k a się odbyw a pom iędzy kom órką a jćj otoczeniem, więc bło n a ta m usi p rzepusz
czać ciecze i gazy. Ja k o ż nie u leg a w ątp li
wości, że ta k a w ym iana odbyw a się n ie u stannie przez błonę skrętn icy , ja k i każ
dćj innćj kom órki, d ro g ą osmozy, dyfuzyi i t. p. L iczne dośw iadczenia czynione nad rozm aitem i b łonam i organicznem i ( ja k k o l
wiek dalekie są od zupełnego w yczerpania kw estyi) dow iodły niew ątpliw ie, że łatwość,
F ig . 1.
lu b trudność p rz esiąk an ia przez błonę je st w pew nych gran icach zależną od wielkości cząsteczek sk ładających ciało, że ciała koloi
dalne, posiadające cząsteczki b ard zo wielkie i skom plikow ane (do któych należą białka, m ączka, gum y roślinne i t. d.) są praw ie zupełnie pozbaw ione zdolności przesączania się przez błony, gdy przeciw nie, ciała k ry staliczne rospuszczone z łatw ością p rzecho
dzą przez po ry błon.
Doniosłość tego faktu w yjaśni nam się co
kolw iek niżćj, teraz zaś, ażeby skończyć z fizycznemi w łasnościam i błony, p rzy po
mnimy, że je st ona podw ójnie łam iącą św ia
tło, t. j . zachow uje się wobec św iatła spola
ryzow anego tak, ja k k ry ształy układów nie
re g u la rn y ch . Ł atw o się o tem przekonać używ ając m ik roskopu po laryzacyjnego. Osi optyczne błon m ają zawsze stały kierunek , m ianow icie oś głów na je s t p ro sto p ad łą do pow ierzchni błony; dw ie zaś in n e leżą w płaszczyźnie p ro sto p ad łćj do osi głów nćj.
B łony świeżo u tw orzone w y kazują podw ój
ne załam anie w sto p n iu n a d e r słabym , gdy
przeciw nie starsze bło ny często w bardzo znacznym .
C haraktery styczn ą cechą wszystkich u stro jów , lub ich części je st ogrom na zaw artość w nich wody. L iczne spostrzeżenia d oty
czące nasiąkania i wysuszania błon, tudzież innych składow ych części roślin, również ja k powyżćj w spom niane zjaw iska po lary - zacyi, właściw e w szystkim błonom kom ór
kow ym i niektóre in ne skłoniły Niigeliego do u tw orzenia hipotezy co do sposobu, w j a ki woda ta je s t połączoną z substancyją o r
ganiczną. P rzypuszcza on mianowicie, że każda cząsteczka ’) substancyi organicznćj je s t otoczona pow łoką wodną, utrzym yw aną siłą przyciągania pow ierzchniow ego cząste
czki (fig. 2). Cząstki te pojedyncze m ają
B
F ig . 2.
postać krystaliczną i jeśli g ru p u ją się w ten sposób, że osi ich optyczne są do siebie ró wnoległe, to pow odują zjaw iska załam ania podw ójnego.
Zrobiw szy przypuszczenie, że cząsteczki organiczne (tagm ina) m ają różne w ym iary w różnych k ieru n k ach i przypuszczając zgodnie z N agelim , że przyciąganie w zaje
mne cząsteczek stałych zależy od ich masy i odległości między niemi, a przyciąganie wody — od pow ierzchni, przyjdziem y do wniosku, że nietylko cząsteczki takie muszą się zczasem ułożyć w edle osi swoich, ale że pow yżćj w ym ienione zachowanie się m łod
szych i starszych błon je s t w ynikiem tegoż przypuszczenia.
Isto tnie w świeżo utw orzonćj błonie czą
steczki pojedyncze będąc otoczone większe- mi w arstw am i wodnemi są ruchliw sze i mo-
*) Micella Niigeliego, tagmen Pfeffera.
Nr 5.
W 8ZECIIŚW IAT. 67Fig. 3.
gą odbyw ać pew ne w ahania około punktu swój rów now agi; osi ich nie są jeszcze ściśle ustawione, co je d n a k powinno nastąpić, gdyż wszelkie inne ugrupow anie cząstek będzie rów now agą niestałą. W yobraźm y sobie nap rzy k ład cząsteczkę, którój oś dłuż
sza je st prostopadłą do dłuższój osi innój cząsteczki (figura 3).
W skutek siły p rzy ciągania cząsteczki te dążą do największego zbliżenia, na ja k ie ty l
ko pozw alają otoczki wodne. P oniew aż zaś przyciąganie to od
bywa się tak, ja k g d y b y cała masa cząstecz
ki skupiona była w jój środku, więc widać z rysunku (fig. 3), że położenie takie je st niestałe: cząsteczka C| zachowuje się wzglę
dem c tak, j a k postaw iony na ostrzu stożek;
najm niejsze w ahanie jój w którąkolw iek stronę spowoduje jój „upadnięcie” na c, t. j . spow oduje, że cząsteczki p rzyjm ą położenie rów noległe, gdyż w tem położeniu środki ich c i Cj będą naj więcój do siebie zbliżone.
O statecznie otrzym am y u k ła d cząsteczek ja k na fig, 2. W idzim y ju ż z tego, że spój
ność błony w k ieru n k u A B (fig. 2) musi być m niejszą niż w k ieru n k u CD, gdyż w tym ostatnim k ie ru n k u mniejsze są odległości m iędzy środkam i przyciągania cząsteczek, siły zaś przyciągania międzyczą steczkowego m aleją bardzo p rędko w m iarę zw iększania się odległości. Znaczenie tego faktu dla teoryi w zrostu błony w yjaśni się późniój.
T eraz zauważm y jeszcze, że tężenie bło
ny, czyli zm niejszenie w niój zawartości wody je st skutkiem w zrastania wielkości cząstek; im m ianowicie większe są p o je
dyncze cząstki, tem potężniejsze je st p rzy
ciąganie między niem i i tem mniejszo przy
ciąganie do wody, gdyż to ostatnie zależy od pow ierzchni, wzrastającój o wiele powol- niój niż objętość. W m iarę zatem zw ięk
szenia swego cząsteczki powinny się zbliżać w yciskając nadm iar wody, przez co i bło
na staje się tęższą. W ystaw m y teraz sobie, że w skutek jak ich k o lw iek sił (ciśnienia we
w nątrz kom órki) w przestw ory pom iędzy cząsteczkam i wciska się ciecz, zaw ierająca w rospuszczeniu m atery jał, z którego tw o
rzy się błonnik, ten, osiadając na cząstecz
kach (tagm inach), będzie j e zwiększać, po
w odując opisane powyżój zjawisko. P rz e konam y się je d n a k w krótce, że nie jestto w yłączny sposób w zrastania błony i że w skrętnicach, w których mianowicie nie daje się dostrzedz znacznego tężenia błony po
w inniśm y p rzyjąć inne tłum aczenie. W spo
m nieliśm y ju ż o zaw artości wody w b ło nach; puszczając kroplę kwasu, lub alkali pod szkiełko pokryw kow e (należy przytem mieć baczność na soczewki m ikroskopu) przekonam y się, że odczynniki te pow odują w wysokim stopniu spotęgowanie n asiąka
nia błony, k tó ra staje się k ilk a razy g ru b szą pod ich wpływem .
Z w racając się teraz do chemicznój budo
wy błony skrętnicy przekonam y się,że skła
da się ona z błonnika, ciała co do składu i własności swoich spokrew nionego z cu
krem gronow ym i mączką, które to ciała należą do g ru p y wodanów węgla. Z aw ar
tość procentow a węgla, w odoru i tlenu je st jed nak ow a w mączce i błonniku; n ajp ro st
szy wzór tych ciał będzie C0 H ;o Og, t. j . na 6 atomów w ęgla wypada 10 wodoru i 5 tle
nu; budowa je d n a k cząstki ich jest p raw d o
podobnie o wiele więcój skom plikow ana i należy pow iększyć ten wzór kilkadziesiąt razy, aby mieć praw dziw e pojęcie o czą
steczce chemicznój b łonnika, lub mączki.
B łonnik i m ączka należą do ciał koloidal
nych, więc tylko z wielką trudnością p rz e siąkają przez błony organiczne. C ukier gronow y zaw iera o 2 atom y wodoru i 1 tle
n u więcój, t. j . wedle w zoru swego jest o cząsteczkę wody większy od błonnika:
C0H 10O5+ H 2O :
b ło n n ik w oda
c0H12o0
c u k ie r g ro n o w y .
Aby udowodnić pod m ikroskopem , że bło
na skrętnicy składa się z błonnika, używ a
my reakcyi m ikrochem icznój. W puszcza
my mianowicie pod szkiełko pokryw kow e kro p lę rostw oru jo d u w jo d k u potasu i do
dajem y k ro p lę kw asu siarczanego stężone
go; w miejscach, gdzie odczynnik styka się
z b łoną skrętnicy dostrzegam y zabarw ienie
błękitne. Jestto charakterystyczną reakcy-
j ą m ikrochem iczną na błonnik. Jeszcze le-
piój udaje się zabarw ienie, gdy zam iast
kw asu siarczanego użyjemy chlorku cynku,
w którym rospuszczony jest jo d (należy do
68 W SZECHŚW IAT.
Nr 5.
chlorku cynku w przód dodać jo d k u potasu i późnićj jo d u ile się rospuści).
Nie należy m niem ać, że cząsteczka che
m iczna b ło n n ik a, chociażby w zięta tak, ja k wyżćj by ła w skazana, stanow iła pojed y n czą cząstkę błony (ta g m e n ). Je śli c z ą steczkę chem iczną pow inniśm y w yobrażać sobie kilkadziesiąt razy w iększą niż w zór elem en tarny błonnika, to na cząsteczkę bło ny (tagm en) składać się pow inno kilkaset, lub naw et kilk a tysięcy takich cząsteczek chemicznych.
{dok. Hast.).
W ł. Kozłowski.
0 WYSOKOŚCI ATMOSFERY.
P y ta n ie, ja k wysoko nad ziem ię wznosi się otaczająca ją atm osfera, oddaw na ju ż nasuw a się ciekawości ludzkićj; zbytecznem byłoby wszakże przypom inać, że rozw iąza
n ia dotąd nie otrzym ało i że zapew ne nigdy należycie rosstrzygniętem n ie zostanie, n ie
podobna bow iem dziś naw et tw ierdzić, aże
by kresy atm osfery stanow czo u jąć i o zna
czyć się dały. N iebrak je d n a k m etod, k tó rem i zadanie to zaatakow ać usiłow ano i k tóre z teoretycznego p u n k tu w idzenia w ydają się zupełnie uspraw iedliw ione, a lu bo do celu praktycznego nie doprow adziły, posiadają n iew ątp liw ą ważność naukow ą.
G dyby gęstość atm osfery w każdćj jćj warstwie tak ąż samą b y ła j a k p rz y pow ierz
chni ziemi, do oznaczenia jć j wysokości starczyłby ju ż b aro m etr, a T o rric elli, skoro zdołał ocenić ciśnienie, ja k ie atm osfera w y
wiera, zm ierzyłby tem samem i jć j wyso
kość. Skoro bow iem ciśnienie atm osfery
czne rów now ażne je s t ciśnieniu słu p a rtęci, w ysokiego na 76 centym etrów , pow ietrze | więc. lżejsze od rtęci 1 3 ,6 x 7 7 7 razy, posia- siadaćby m usiało wysokość 0,7 6X 1 3,6X 77 7
= 8211 m etrów ; oczywiście wszakże liczba ta je s t o wiele zam ałą, gdyż gęstość po
w ietrza m aleje w m iarę, ja k w znosim y się w górę. U leg a ją c bow iem ciśnieniu słab
szemu, w arstw y wyższe atm osfery rossze- rz a ją się sw obodnićj i p rz y b ie ra ją gęstość
m niejszą. Z p raw a M ariotta w ynika bes- pośrednio, że gdy wysokość w zrasta w sto sunk u arytm etycznym , gęstość pow ietrza słabnie w stosunku gieom etrycznym ; we
d łu g zasady tćj obliczyć m ożna łatw o, że w wysokości mili gieograficznćj gęstość po
w ietrza byłaby ju ż przeszło dwa razy m niej
szą, aniżeli przy pow ierzchni ziemi, a dalćj ub y tek ten szedłby bardzo prędko. W w y
sokości dziesięciu m il byłoby pow ietrze b li
sko 7 000, a na wysokości trzydziest m il aż 250 bilijonów ( 2 5 X l 0 10) razy rzadsze, a n i
żeli w arstw a, w którćj żyjem y i którą od
dycham y. W zw ykłych ru rk ach G eisslera pow ietrze rozrzedzone je st około 1000 ra zy, w sław nych ru rk a c h C rookesa przeszło m ilijon razy; na wysokości trzydziestu mil tedy rozrzedzenie pow ietrza posunięte je s t 0 wiele dalćj, aniżeli to osięgnąć możemy najdzielniejszem i naszemi środkam i, nie upow ażnia nas to jeszcze wszakże do um ie
szczania tam gran ic atmosfery.
A tm osfera u trzy m yw an a je st dokoła zie
mi działaniem ciężkości, inaczćj bowiem prężność pow ietrza rozrzuciłaby je w prze
strzeń światową. W m iarę je d n a k oddala*
| n ia się od pow ierzchni ziemi w yw ierane I przez nią przyciąganie słabnie, natom iast J zaś w zrasta natężenie siły odśrodków ćj, k tó
ra dąży do odryw ania ciał od pow ierzchni
i
ziemi. Im dalćj umieszczona je st cząstka
| powietrza, tem większą ma do przebycia drogę w ciągu doby, tem prędzćj w iruje, tem też większą staje się, w skutek obrotu tego rozbudzona, siła odśrodkow a, która tedy w pew nćj odległości rów now ażyć się musi z ubyw ającą wciąż ciężkością. W tćj zatem wysokości cząstka pow ietrza oswo- badza się od w pływ u p rzyciąg ania ziemi 1 wybiega w przestrzeń, tam zatem , na p o d staw ie tćj zasady m echanicznćj, przypadać w inien zup ełny k res atm osfery. P om ysł takiego ra c h u n k u pierw szy pow ziął M elan- derhjelm , au to r w ydanego w U psali w ro k u 1763 tra k ta tu o atmosferze, otaczaj ącćj zie
mię, a obliczenia jeg o w ydały na tę granicę 3 334 mile szw edzkie czyli 4833 gieogra- ficzne, L aplace użył tejże samćj drogi i otrzym ał liczbę niew iele różną, 5682 mile gieograficzne.
W ed łu g takiego zatem rach u n k u n ajd al
sze cząstki pow ietrza, któreby jeszcze pod
N r 5 . WSZECHŚW IAT. 69
wpływ em ziem i pozostaw ały, przypadaćby
m ogły w odległości, przechodzącej sześcio
k ro tn ie przeszło długość jój prom ienia. Jest- to niejako ostateczny, m ożliwy jeszcze, kres atm osfery, k tórą wszakże rozw ażania inne sprow adzają do wym iarów o wiele sk ro m niejszych.
P rzedew szystkiem przytoczyć należy, że w rachunkach, opartych na zasadzie praw a M ario tta, pom inęliśm y czynnik, który ma w pływ przew ażny na gęstość powietrza, a m ianowicie jeg o tem peraturę. W miarę posuw ania się w górę tem p eratu ra powie
trza obniża się szybko, a w raz z nią maleje i prężność jego; działanie zaś przyciągania ziem skiego słabnie znacznie wolnićj, a w od
ległościach niew ielkich je s t niem al takiem samem, ja k p rzy pow ierzchni ziemi, istnieć przeto musi wysokość, w którój obie te siły ju ż się rów now ażą, a poza tę granicę po
w ietrze przedostać się ju ż nie może, bo prężność jego nie zdoła ju ż tam przezw y
ciężyć przyciągania ziemskiego. A by wszak
że ra ch u n ek ten przeprow adzić, znać trz e ba oczywiście praw o, wedle którego tem
p e ra tu ra m aleje w m iarę wznoszenia się w górę, p ra w a wszakże tego nie znam y d o k ład n ie i skazani jesteśm y na domysły j e dynie. O. G. S chm idt dla zastosowania więc tój zasady o p a rł się na dw u różnych przypuszczeniach: raz przyjął, że ubytek tem p eratu ry je s t wszędzie jed n o stajn y i w y
nosi 1° R n a każde 121,1 sążni wzniesienia się w górę, pow tóre zaś, że tem peratura w niższych w arstw ach atm osfery obniża się silniój, aniżeli w wyższych, a to dlatego, że stra ta ciepła — w przybliżeniu przynaj- mnićj — je st proporcyjonalną do nadm iaru tem peratury.
O ba te przypuszczenia doprow adziły do rezultatów bardzo odrębnych. Na rów niku bowiem, dła którego średnią * tem peratu
rę roczną na pow ierzchni ziemi p rz y ją ł Schm idt 22,4° R, wysokość atm osfery w e
dług hipotezy pierwszój wynosi 7,22, we
dług drugiój zaś 27,5 m il gieograficznych;
na biegunie zaś, w przypuszczeniu, że na pow ierzchni ziemi panuje tam średnia tem p e ra tu ra roczna 0°, w ydała hipoteza pierw sza 6,6, d ru g a 27,1 mil gieograficznych.
Sprzeczność tych w ypadków okazuje, ja k silnie wartość tój m etody wiąże się z w aru n
kam i roskładu ciepła w różnych warstwach atm osfery, a gdy tych ostatnich dokładnie nie znamy, nie może też ona istotnój budzić ufności.
Z liczb jed n ak tą drogą otrzym anych wi
dzim y, że na rów niku sięga atm osfera w y
żój, aniżeli na biegunach, posiada zatem po
stać spłaszczoną, ja k i sama b ry ła ziemska, co się zresztą zgadza z wywodami, w ypły- wającemi z zasad m echaniki analityeznój, ja k i z teo ry ją prądów atm osferycznych.
Jeżeli ju ż w powyższych, daw niejszych rozważaniach trzeba się było, przy docho
dzeniu wysokości atm osfery, odwoływać do zasad nauki o cieple, to obecnie teoryja me
chaniczna ciepła pozw oliła zadanie to ująć ze stanow iska ogólniejszego. W yobraźm y sobie daną masę pow ietrza, pozostającą w w arunkach norm alnych blisko pow ierz
chni ziemi; aby masę tę przenieść aż do skrajnych g ran ic atm osfery, trzeba na to w yłożyć pew ien zasób pracy, czyli zużyć odpow iednią ilość ciepła. Ilość zaś tę cie
pła obliczyć można, jestto bowiem taż sama ilość ciepła, ja k a b y była potrzebna, aby ta kąż sarnę masę powietrza, oziębioną aż do zera bezwzględnego, czyli do tem peratury, panuj ącój w; przestrzeni światowój, spro
wadzić do stanu, w jakim się znajd ują dol
ne w arstw y atm osfery. ^ tych danych za
tem, ja k widzimy, wysokość atm osfery w y
prow adzić się daje.
R ozw ażania te zawdzięczam y R itterow i, k tó ry um iał szczęśliwie stosować zasady teoryi meehanicznój ciepła do zadań fizyki kuli ziemskiój. R achunki tego rodzaju wy
kazały, że gdyby atm osfera ziemska z pary wodnój utw orzoną była, sięgałaby na 349 kilom etrów ; R itte r zaś sądzi, że przy uży
ciu danych dokładnych, w ypadłaby liczba niew iele od powyższój różna i dla istotnój naszój atm osfery, będącój m ięszaniną pary wodnój, tlenu, azotu i dw utlenku węgla.
W edłu g tój zatem m etody, którą nazwać można term odynam iczną, pow łoka atmosfe
ryczna wznosi się dokoła ziemi n a 50 mil w górę, co z tego w zględu je s t godne uwa
gi, że zgadza się ze wskazówkami, wypły- wającemi z uk azyw ania się meteorów.
M eteory, jak iek olw iek noszą nazwisko,
czyto są gwiazdy spadające, kule ogniste,
czy też aerołity, są to goście, przybyw ający
7 0 W SZECHŚW IAT. N r 5.
do nas z obszarów pozaziem skich. D opóki unoszą się w p rz estrze n i św iatow ój, są to b ry łk i ciem ne, dostrzedz je m ożemy przeto dopiero, gdy n a b ie ra ją b lasku, gdy się ros- p alają i rozżarzają. Otóż rozżarzenie to tłu m aczyć możemy je d y n ie ja k o objaw, w y
w ołany skutkiem oporu, ja k i n ap o ty k ają drob ne te b ry łk i, gdy się do atm osfery na- szćj w dzierają ze znaczną szybkością, w ła ściwą ruchom niebieskim ; rozżarzają się w podobny sposób, ja k zap ala się hubka w krzesiw ku pneum atycznem : p rz e z g w a ł
tow ne zagęszczenie i stłoczenie pow ietrza.
P rzy zn ać w praw dzie należy, że tłu m a
czenie ta k ie nie je st wolne od zarzutu.
Zwrócono bow iem uw agę, że w yw iązyw a
nie się tak ie ciepła p rzez tarc ie m eteory
tów w pow ietrzu pow odow ałoby koniecznie zm niejszenie ich szybkości, a rozżarzenie ich staw ałoby się coraz silniejszem ; obser
w acyje zaś w sk azu ją, że zarów no b lask ich, ja k szybkość są w p rzebieg u całym je d n o stajne. Z ag ad k a w ięc rozjaśn ian ia się m e
teo ry tó w stanow czo rozw iązan a nie została;
być może, ta k sądzi przy n ajm n iej znany fizyk C ornu, że św iecenie gw iazd sp ad a ją
cych m ożnaby przypisyw ać rozw ojow i, lub w yładow aniu elektryczności statycznój, bez znacznego podniesienia te m p e ra tu ry , gdy się do stają do górnych w arstw atm osfery;
w iele bowiem innych zjaw isk kosm icznych, ja k zorze północne, lub świecenie kom et, przyw ykliśm y uw ażać za ob jaw y elek trycz
ne, odpow iadające objaw om św iatła elek
trycznego, w zbudzanego łatw o w gazach rozrzedzonych.
Jak a k o lw ie k zresztą przy czy n a pow odu
je blask m eteorów , czy n ią je s t ciepło, czy elektryczność, nie p rz ed staw ia to teraz dla nas istotnego znaczenia, skoro w każdym razie źródłem tego objaw u je s t pow ietrze.
W ysokość więc, w jak ió j się nam uk azu ją rozjaśnione m eteory, świadczy, że tam je sz cze sięga atm osfera nasza.
W ysokość zaś ta daje się ocenić w sposób podobny, j a k odległość w szelkich innych ciał niebieskich, przez w yznaczenie ich p a ra la k sy , czyli p rzez współczesną ich obser- w acyją z dw u różn y ch stanow isk '). Otóż,
>) Ob. W s z e c h ś w ia t z ro k u 1883, s tr. 150, oraz z r . 1887, s tr . 98.
dostrzeżen ia takie prow adzili ju ż w końcu zeszłego stulecia B randes i B enzenberg, a z tych i z licznych późniejszych badań w ypływ a, że m eteory u k az u ją się w różnój wysokości, za którćj k res p rz y jm u je się po
spolicie 160 kilom etrów ; dostrzegano j e d n ak m eteory i w wysokościach znacznie w iększych, dochodzących do 300 km, d la
tego też S chiaparelli, najznakom itszy badacz gw iazd spadających, sądzi, że należy atm o
sferze przyznać wysokość przechodzącą zna
cznie 200 km , aby tow arzyszące ukazyw a
niu się ich objaw y wyjaśnienie otrzym ać m ogły.
W spom nieliśm y o zorzy północnój, na nieszczęście je d n a k za rzetelne świadectwo posłużyć nam nie może. Choćbyśmy się bow iem naw et zgodzili, że zjaw isko to, k tó rego istota m ało je s t nam d o tąd znaną, mie
ści się jeszcze w g ran icach atm osfery n a-' szój, to co do wysokości, w jakiój ono w y
stępuje, rezu ltaty obserw acyj są zbyt sprze
czne, aby na nich jak ieko lw iek wnioski oprzeć się dały. — O wiele p rzydatniejszą je s t tu zw yczajna, codzienna nasza zorza, k tó ra zresztą z zorzą północną wspólność tylko nazw y podziela.
Zorzę bowiem porann ą i w ieczorną, czy
li św it i zm ierzch pow oduje atm osfera.
W b ra k u atm osfery natychm iast po zacho
dzie słońca n astępow ałaby ciem ność zup eł
na, skoroby bow iem słońce obniżyło się pod poziom, żaden ju ż jego prom ień do nas za- b łąd zić b y n ie zdołał. G órne je d n a k w arstw y pow ietrza odbijają, czyli raczćj rospraszają prom ienie u krytego pod poziom em słońca i rozjaśniają w idnokrąg, k tó ry tym sposo
bem zw olna tylko i stopniow o w ciemności się nocnćj pogrąża, w m iarę ja k słońce co
raz niżćj pod poziom schodzi. K re s zm ro
k u następuje, gdy ju ż dostrzegać możemy okiem nieuzbrojonem najsłabsze gw iazdy 5-ój, lub 6-ój wielkości.
Zm ierzch, zarów no ja k i św it w różnych okolicach ziemi posiadają niejednaką trw a łość. N ajkrócój trw a zorza na rów niku, tam bowiem słońce dzienną swą drogę prze
biega pro stop adle do poziomu, najprędzój
się zatem od niego oddala; w m iarę, ja k
szerokość gieograficzna m iejsca staje się
większą, w zrasta też trw a n ie zorzy, koła
bowiem dzienne, po k tó ry ch słońce sunie,
Nr 5.
W SZECHŚW IAT.71 coraz ukośniejsze stają, się względem pozio
mu. W jed nem i temżc samem zresztą m iejscu w różnych porach ro k u trw anie zm ierzchu je st zm ienne, ale w ogólności ob- serw acyje uczą, że k res zm ierzchu następu
je w chw ili, gdy słońce dochodzi obniżenia 18° pod poziom.
Otóż, sław ny optyk arabski Alhazen, a w łaściw ie A h u A li al H asan ibn al H ai- tam al Basi, zm arły w r. 1038 w K airze, pow ziął g ien ijaln ą praw dziw ie na owe cza
sy myśl, że kres ten zm ierzchu posłużyć może do oznaczenia wysokości atmosfei-y.
Możność tę objaśnia załączony rysunek, na którym okrąg w ew nętrzny przedstaw ia pow ierzchnię ziem i, zew nę
trzny zaś najw yższą w ar
stw ę atm osfery, od którćj jeszcze się prom ienie św ia
tła odbijają. W punkcie A znajduje się obserw ator, do którego przybyw a właśnie w k ieru n k u poziom u H H ', prom ień św iatła BA, odbi
ty przez sk rajn ą w arstw ę atm osfery. Słońce w tćj chw ili obniżone je st pod poziom o k ą tH B S ; za chw i
lę zejdzie niżój, a wtedy prom ień odbity ju ż się do obserw atora A nie dostanie,
prom ień zatem B A , ślizgający się po pozio
mie, je stto ju ż ostatni, dobiegający go od atm osfery prom ień św iatła, w raz z nim ga
śnie zorza w ieczorna.
K res ten atm osfery, ja k powiedzieliśmy, w edług greckich jeszcze obserw atorów n a stępuje w chwili, gdy słońce obniżone jest pod poziom o 18°. (N a rycinie naszćj kąt ten H B S je s t znacznie większy, dla uw ido
cznienia bowiem trzeba było nadać atm o
sferze grubość przechodzącą o wiele rz e
czyw iste jć j w ym iary). Skoro więc k ąt H B S = 18°, k ą t przeto S B A = 1 6 2 °; dla ró
wności zaś kątów padania i odbicia św iatła je st k ą t SBO = O B A , a zatem kąt O B A = 81°.
W trójkącie tedy prostokątnym B A O zna
my bok O A , ja k o prom ień ziemi, oraz obli
czony w powyższy sposób k ą t OBA, a z tych danych otrzym am y długość boku OB, skąd po strąceniu prom ienia ziemskiego OD w y
padnie szukana wysokość atm osfery DB.
T ą drogą obliczył A lhazen wysokość a t
m osfery na 52000 kroków . Y itellion czyli raczćj W itelo, przez W iszniewskiego C ioł
kiem niewłaściwie nazw any, opisał szczegó
łowo tę metodę, a następnie i K ep ler p rzy
ją ł z pew nem i popraw kam i re zu ltat obli
czeń optyka arabskiego. W późniejszych czasach astronom ow ie niejed nok rotn ie do tych obliczeń w racali, z różnych tych wszak
że rachunków ocena wysokości atm osfery niejednakow o w ypadała; de la H ire podaje ją na 37223 sążni paryskich, M ariotte na 15 do 20 daw nych m il francuskich. W e d łu g E . E. Schm ida, k tó ry uw zględnił i za
łam anie prom ieni przedzierających się przez
różne w arstw y atm osfery, kres atm osfery następuje ju ż przy obniżeniu słońca pod po
ziom o 16°, z czego w ypływ a wysokość a t
mosfery 8,6 m il gieograficznych; najnow sze je d n a k obliczenia Jessego wykazują wysokość m niejszą jeszcze znacznie, bo ty l
ko 17 kilom etrów .
I m etoda ta zatem , jakkolw iek n a ścisłych opiera się podstawach, ja k widzimy, nie prow adzi do zgodnych rezultatów , co głó
wnie stąd pochodzi, że zjaw isko zm ierzchu, które naj dokładnićj opisał Bezold, przebie
ga w sposób dosyć zaw iły i trudno kres jego istotny uchw ycić. Nie może ona zresztą oczywiście prow adzić do oznaczenia rzeczy
wistych gran ic atm osfery ziem skićj, ale ma na celu je d y n ie uchw ycenie tych warstw pow ietrza, które jeszcze są dosyć gęste, by światło w sposób w yraźny odbijać mogły.
S ta ra m etoda A lhazena daje nam więc j a k
by granicę, od którćj powietrze n ad e r ju ż
7 2 w s z e c h ś w i a t. N r 5 .
szybko rzednieć zaczyna; od ty ch wszakże
w arstw aż do sk ra jn y c h gran ic atm osfery w edług obliczeń L aplacea niezm iernie je s z cze daleko.
Obok tych rozw ażań teo retycznych zadać sobie wreszcie jeszcze można pytanie sk ro mniejsze, do jak iój też wysokości pow ietrze dosyć je s t gęste, by człow iek zaczerpnąć w niem m ógł dla płu c swoich dostateczną, ilość tlenu. R o b ert S chlagintw eit w darł się na szczyt Ib i G am in w w ysokości 6704 m etrów ; słup rtęc i w barom etrze o p ad ł tam do wysokości 339 m ilim etrów , w y trw a ły ten zatem p o d ró żn ik m iał w tedy poniżój stóp swoich trzy p iąte ogólnćj m asy po
wietrza; w balonie wszakże, w olny od u tru - dzeń, n ieuniknionych p rzy w d zieran iu się na góry, człow iek zd o łał się wznieść do wyższych jeszcze w arstw pow ietrznych, k tó rych nie dosięga n aw et k o n d o r i skąd n a
wet szczyty górskie w ydaw ałyby się, j a k by zalegały przepaście.
W r. 1804 G ay L ussac w zniósł się do wysokości 7 016 m etrów ; w r. 1854 B aral i Bixio dosięgli wysokości znaczniejszój, 7 049 m, a R ush i G reen w r. 1858, do 9143 m, nie przekroczyli jeszcze wszakże wysoko
ści, do jak ió j dochodzą naj wynioślejsze szczyty górskie. D op iero G la ish e r i Cox- w ell przedsięw zięli d. 5 W rześn ia 1862 ro ku w ypraw ę, w którój postanow ili w zbijać się tak długo w górę, dopóki jeszcze zdołają zachow ać poczucie w łasnego istnie
nia. W górze pow ietrze staje się stopnio
wo zbyt rząd kiem dla ich płuc, o ddycha
ją z coraz w iększą uciążliw ością; palce sty gną i odm aw iają ruchów , czują, że ogarnia ich obezw ładnienie. P o w strzy m u je ich je d nak siła woli, usy p u ją jeszcze p iasku z łó d ki, balon n ab iera now ego popędu ku g ó rze. G laisher traci zupełnie w ładzę nóg sw ych i ram ion, m ro k zasłan ia m u oczy, m dleje, ale um ysł zachow uje swą d z ia ła l
ność; Coxwell je d n a k nie pow strzym uje w zlotu, a gdy sczerniałe ręce jeg o u le g ają bezw ładności, zębam i ch w yta sznur uczepiony do k lap y i w ostatecznój dopiero chw ili, g d y czuje, że ju ż sekunda zaledw ie oddziela go od śm ierci, gw ałto w nym r u chem głow y pociąga go i oswobadza gaz z balonu, k tó ry o dtąd szybko opada i nieu straszonych aeronautów szczęśliwie na zie
mię sprow adza. W ysokość, do jakiój się wznieśli, oceniają aeronauci na 11,200,w każ
dym zaś razie przekroczyła ona niew ątpli
wie 10000 m etrów; wysokość więc tę uw a
żać zapew ne można za kres, w k tó ry m czło
w iek choćby jeszcze przez chw ilę utrzym ać się może. Niebespieczeństwo wszakże i ni- żój ju ż grozi, ja k świadczy nieszczęsna w y
praw a z 15 K w ietnia 1875 r., w którój ju ż w wysokości 8000 m etrów śmierć ponieśli C rocó-Spinelli i Sivel, a trzeci tylko uczest
nik, T issandier, życie ocalił. R ozum ie się też, że m ożliwość poby tu stałego przery w a się ju ż w wysokościach o wiele m niejszych:
n a szczycie M ont-blanc, w wysokości 4 810 m etrów , zdołał ledw ie p rzez trzy dni pozo
stać p. Y allo t śród niesłychanych uciążli
wości w L ip cu 1887 (ob. W szechśw. t. V I, str. 662).
P rz y k u ty do ziemi, może poza nią wybie
gać bespiecznie człowiek jed y n ie m yślą, na fundam encie nauki w spartą.
8 . K.
0 BAKTERYJACH ŚWIECĄCYCH
P a n A . G iard podaje w Comptes rendus (t. 109, N r 13, 1889 r.) ciekaw y p rzy k ład fosforescencyi u T alitru s, skorupiaka m o r
skiego, należącego do rzędu obunogich(A m - phipoda). P. G iard spotkał w dniu 5 W rze
śnia 1889 r. na w ybrzeżu W im ereux tali- tru sa, fosforyzującego ta k silnem i tak jed no stajnem światłem , że nie mogło ono pochodzić od N octiluca. W ieczorem o go
dzinie 10, pomimo św iatła księżyca, pan G. w idział świecącego talitru sa na odległość k ilk u m etrów .
Św iatło było zielonawe, wychodziło ze śro d k a ciała skorupiaka, całkow icie oświe
conego aż do końca rożków i nóżek i posia
dającego dw ie tylko ciemne plam y, to jest oczy, tw orzące dw a p unkty czarne na tle błyszczącem. Zwierzę szło wolno po piasku zam iast skakać gw ałtow nie, ja k to czynili jeg o tow arzysze. W szelkie usiłow ania, czy
nione przez p. G iarda tego wieczora i nastę-
N r 5 . WSZECHŚW IAT. 73
pnych, w celu znalezienia drugiego okazu i
w tych sam ych w arunkach były zupełnie
Jbesskutecznem i. T a nadzw yczajna rzadkość
jtalitrusów fosforyzujących na wybrzeżach, gdzie te amfipody znajd u ją się w tysiącz- | nych okazach, naprow adziła p. G iarda na myśl, że w ystępuje tu taj raczój jak iś przy- * padek pasorzytniczy, a nie żadna własność fizyjologiczna.
Z araz n azaju trz badał pod mikroskopem nóżkę odciętą od zw ierzęcia świecącego i okazało się, że nóżka była napełniona bak- teryjam i, mieszczącemi się pom iędzy m ię
śniami i widocznemi szczególniój w stawach końcow ych węższych i przezroczystych.
P o d działaniem tych m ikrobów mięśnie były osłabione znacznie, czem się tłu m a
czy powolność ruchów zw ierzęcia świecą
cego.
W celu dokładniejszego zbadania b a k te ry j, p. G iard zeb rał kroplę krw i z talitru sa świecącego, w puścił do niój kropelkę b arw nika giencyjanny, od którój bak tery ja szyb
ko się zabarw iła. P rz y bliższem badaniu b ak tery ja okazała się najpodobniejszą do D iplobacterium ; 2 m ikro-m ilim etry długa, składała się z oddzielnych członków, albo też połączonych paciorkow ato, po trzy, cztery, rzadko więcój członków , a gdzieniegdzie znajdow ały się pojedyncze pręciki odoso
bnione, nieco dłuższe (3—4 m ikr. mil.). U w a
żając zdolność świecenia za w ynik choro
bliwego stanu zw ierzęcia, p. G iard postano
w ił szczepić owe bak tery je zdrowym sko
rupiakom , a mianowicie: talitrusom i orche- stii (O rchestia litto rea, M ont). W tym celu odciął jeszcze dw ie nóżki talitrusow i św ie
cącem u i um ieścił je we krw i wypuszczanój ze zdrow ego talitru sa i orchestyi czyli ros- skocza, następnie igiełką sterylizow aną u k łu ł dziesięć talitrusów i dziesięć orchestyj czyli rosskoczów w boki ciała, starając się nie skaleczyć w ątroby i nie dotknąć strony grzbietow ćj dla uniknięcia zbyt obfitego krw aw ienia. W puszczał następnie do ra n ki kropelkę ja d u (płynu zakaźnego), o trzy
m anego przez zanurzenie nóżek, odciętych z okazu świecącego, we krw i zw ierząt zd ro wych; zw ierzęta, którym p. G. zaszczepił w ten sposób ja d , um ieszczone były w na
czyniach szklanych, napełnionych wodą, z cienką w arstw ą piasku na dnie i zanie
sione do piw nicy pracowni, posiadającćj tem p eraturę 15 - 1 8 ° C.
R ezultat szczepienia przeszedł najśm iel
sze oczekiwania, na 10 talitrusów , zopero- w anych d. G W rześnia, sześć z nich zaczęło świecić ju ż 8, a 9 ju ż tak pięknie świeciły, ja k pierw szy spostrzeżony na brzegu morza.
Na 10 orchestia, zoperow anych d. 6 W rze
śnia, trzy zaczęły świecić 9 W rześnia, a 10 były najśw ietniejsze.
O d tój pory pro w adził p. G. dalój szcze
pienie praw ie co d ru g i dzień, tak, że p osia
d ał talitru sy świecące ju ż szóstego pokole
nia, orchestia zaś czw artego.
D ziałanie m ikrobów wcale się nie zm n iej
sza, a piwnica pracow ni przedstaw ia w ie
czorem czarodziejski w idok, któ ry jest I przedm iotem uw ielbienia gości kąpielow ych w W im ereux. B ak tery ja nie zmienia się, przechodząc w orchestia i talitru s, którym szczepione b ak tery je z czwartego pokolenia
| orchestia zachow ały się tak samo, jakg dy by b yły szczepione z krw i innych talitrusów .
Zakażenie postępuje bardzo praw idłow o, z początku widać tylko punkcik, świecący w okolicach blizny, w przeciągu 48 — 60 godzin całe zw ierzę fosforyzuje, ale św ia
tłem białem, k tó re mało przenika na zew nątrz. W tym okresie talitru sy jeszcze oka
zu ją w ielką energiją, dopiero począwszy od trzeciego, lub czw artego dnia, fosfore- scencyja n abiera silnego blasku i pięknój barw y zielono-św ietlnćj, zw ierzę rostacza żywe światło naokoło siebie.
Św iatło to spostrzedz można w odległości przeszło 10 m , dwa talitru sy w ystarczają by przy nich zobaczyć godzinę na zegarku, ja k w dzień biały. W tem stadyjum zaka-
Jżenią talitru s zaczyna chodzić wolniój, mo
że jeszcze wychodzić ze swego legowiska,
| które oświetla i wchodzi do niego, gdy je st niespokojny, peryjod świecenia może trw ać od trzech do sześciu dni, potem następuje peryjod bezwładności, podczas którego fos- forescencyja zachow uje całą swoję świe
tność. N areszcie po 3 — 4 dniach zwierzę um iera, ciało świeci jeszcze przez kilka go
dzin, poczem przybiera barw ę brunatną,
| bardzo charakterystyczną. Często pun kt
| szczepienia je st otoczony małą czarną ob
wódką. Obniżenie tem peratury zd aje się
przedłużać życie zwierzęcia: talitru sy , któ-
74
W SZECHŚW IAT.Nr 5.
rym szczepiono b a k te ry je d. 9 W rześnia, utrzym yw ane w tem p eratu rze 10 — 14° C były jeszcze żyw e d. 22 W rześnia.
U orchestin trudniój o dobry skutek szczepienia, bo o p eracy ja sam a je s t tr u dniejsza, .ale to zw ie rzę dłużój zachow uje jędrność mięśni; o rc h estia szczepiona d. 12 W rześnia sk ak ała jeszcze d. 19, pomimo, że była w pełni fosforescencyi. T a łitru s y i or
chestia, na k tó ry ch szczepienie się nie u d a ło, pozostają w najlepszym stanie zdrow ia, gdy ich tow arzysze daw no poum ierali;
ukłucie samo, gdy je s t dobrze zrobione nie przedstaw ia żadnego niebespieczeństw a; pan G iard szczepił także z zupełnem p ow odze
niem H y a le Nilssoni, R othbe, a fosforescen- cyja u tych m ałych amfipodów ro zw ija się w 48 godzin. L ig ia oceanica L , chociaż
joporniejsza, d ała je d n a k także dobre re zu l
taty . N a 16 ligia szczepionych, je d n a ty l
ko się p rz y ję ła , ale zato daw ała bardzo sil
ne św iatło. U d a w ało się także p. G iard szczepienie u k rab ó w (C arcin u s moenos L i P laty onychus latipes Pen).
A . S.
POMIARY KRAJOWE
I MAPI SZTABÓW G IE M A IM H .
(D o k o ń c z e n ie ).
II I.
Mapy sztabowe w krajach europejskich.
Chcąc w yliczyć głów ne przed staw ienia kartograficzne k ra jó w europejskich słuszną je s t rzeczą w ym ienić k ilk a najw ażniejszych map daw nój rzeczypospolitój polskiój, zw ła
szcza, że k arto g rafija u nas ta k zaniedbaną nie była, ja k b y się zdaw ać mogło z nielicz
nych egzem plarzy map daw nych, k tó re ty l
ko bogatsze księgozbiory posiadają. P o m iaram i k ra ju i zredagow aniem m ap k ie row ali po większój części cudzoziem cy w służbie polskiój pozostający, pierw szą je dnakże m apę całego k ra ju w ykonał w p ier- wszćj połow ie X V I w ieku B e rn a rd W a-
powski. N ie polegała ona n atu raln ie na do kładnych pom iarach k ra ju , któ ry ch wów
czas w E u ro p ie jeszcze nie znano. Z póź
niejszych wspomnieć w arto C arte de la P o - logne Rizzi Zannoniego, odbitą w L on dy nie 1772 r.
Z użytkow ane w niej zostały liczne d a w niejsze i nowsze pom iary, ale plan system a
tycznych pom iarów całego k ra ju powziął dopiero w ro k u 1790 T adeusz Czacki, k o m isarz skarbow y, a w ykonanie jeg o powie
rz y ł Jan o w i Śniadeckiem u.
W jesieni 1790 roku p rzedłożył Ś niadec
ki rządow i w ygotow any plan całego p rzed
sięwzięcia, w którym cel pracy w następ u ją c y sposób określa: „Zrobienie m apy kra- jowój, p o dług p raw ideł ścisłych gieom etryi i astronom ii w ykonane, objąć powinno: 1) w ym iar dokładny rozległości całego kraju , w szystkich jeg o prow incyj, wojew ództw i pow iatów , 2) determ inacyją pozycyi gieo- graficznój co do długości i szerokości na w szystkie głów niejsze m iasta nietylko wo
jew ództw a każdego, ale i pow iatu; tudzież odległość m iejsc ważniejszych od siebie; 3) podniesienie, lub zapadnięcie ty ch m iejsc naprzó d względem pow ierzchni rzek głów niejszych, albo, gdyby wszędzie można, w zględem ich źródeł, z których b iorą po
czątek; 4) podniesienie tych rzek względem pow ierzchni m orza, do którego w padają, skądby się okazało położenie wszystkich m iejsc w k ra ju względem pow ierzchni mo
rza; 5) bieg rzek, ich zakręty, spadki w szy
stkie, pomoce i przeszkody do ich spław no- ści; 6) wysokość gór, ich ciąg, dyrekcyją, p rzerw y; 7) rozległość lasów, dziczy, g r u n tów n ieu praw ny ch”. (Ed. baron Rastaw iec- k i, M apografija dawnój P olski, W arszaw a, 1846, str. 69n).
W dalszym ciągu swego m em oryjału p o daje Śniadecki F elik sa R adw ańskiego, p ro fesora m echaniki przy A kadem ii k ra k o w ski ój, jak o w spólnika swój pracy, a do po
m ocy chce w ybrać sześciu m łodych m ate
m atyków w części ze studentów A kadem ii, w części z korpu su inżynierów , usługę zaś m iało spraw ow ać 20 żołnierzy. P om iary m iały się posunąć aż do m orza B ałtyckiego p rzy G dańsku.
W ypadki w k ra ju w końcu ubiegłego stu
lecia nie pozw oliły Śniadeckiem u p ro jek tu
Nr 5.
w s z e c h ś w i a t.75 w czyn zam ienić z w ielką szkodą dla k ra ju
i kartografii pow szechnej, gdyż pom iary i m apa Śniadeckiego b yłyby nietylko o w ie
le w yprzedziły tego rod zaju prace k a rto graficzne w większej części krajów europej
skich, ale w ykonane przez takiego m atem a
tyka, m ogły stać się wzorem dla innych i ważnym czynnikiem w rozw oju k a rto g ra fii ogólnój.
Poniew aż chodzi nam tu jed y n ie o wyli
czenie map, w ydanych kosztem rządów i opartych n a pom iarach sztabów gieneral- nych, opuszczam więc m apy K rólestw a P o l
skiego, w ydane w bieżącym stuleciu, a w spo
m inam tylko topograficzną m apę K rólestw a Polskiego, w ydaną w roku 1839 nakładem rządow ym w P e te rsb u rg u w 60 sekcyjach
ze skalą 1 :12 6 0 0 0 .
M apa ta została uzupełniona przez now
sze pom iary i w ydana pow tórnie w r. 1877 i to w 53 sekcyjach. S tała ona się częścią trzy w iorsto wój wojenno-topograficznój m a
py Rossyi, z którój do ro k u 1887 wyszło około 800 sekcyj (M. H einrich, D er Stand- p u n k t d e r offiziellen K a rto g rap h ie in E u ropa, G eographisches Ja h rb u ch , Gotha, 1888, str. 309n).
O prócz powyższój m apy sztabu gieneral- nego zaczęła od ro k u 1865, a w nowszem w ydaniu od roku 1880 wychodzić: dziesię- ciow iorstow a m apa specyjalna Rossyi euro
pejskiej (jen e rała S trelbickiego) o skali 1 :4 2 0 0 0 0 , rozdzielona na 157 sekcyj.
W A u stry i rospoczęto właściw e pom iary trygonom etryczne dopiero po roku 1815, na ich podstaw ie sporządzono mapę krajów au stry jac k ich w stosunku 1 :2 8 8 0 0 , k tó rą po ro k u 1870 zm ieniono na 1 : 25000 i u z u pełniono now ym m ateryjałem pom iarowym . W ojenno-gieograficzny in sty tu t wiedeński, zostający pod zarządem austryjackiego sztabu gieneralnego je s t naj czynniej szym z w szystkich tego rodzaju zakładów w E u ropie, a kto m iał sposobność przyj rzeć się mapom, przez niego w ydanym , przyzna, że pod w zględem techniki nie ustępują, a może naw et przew yższają sław ne m apy P erth esa w Gocie. Z ogólnych map, w ydanych w W ie
dniu, wym ieniam y dwie ogólne m apy E u ro py środkowój, daw niejszą na skalę 1:300000, nowszą 1 : 200000. O statnia m apa, którój sekcyje p rzed ają się po 60 krajcarów może
oddać znakom ite przysługi temu, kto się chce zoryjentow ać w jakiejkolw iek części E u ro p y środkowój. Na Szląsku austry- jackim i w G alicyi zachowano na niój, o ile z k ilk u sekcyj sądzić możemy, przy n a
zw ach pisownię polską. W łaściw ą mapą sztabow ą je s t nowa m apa specyjalna m o
narchii austro-w ęgierskiej ze skalą 1:25000, dzieli ona się na 760 sekcyj w cenie po 0,50 fi. za każdą.
W Niem czech zarządziła okupacyja fra n cuska w roku 1801 właściw e pom iary k ra ju w B aw aryi, które w roku 1817 zostały no
wo zorganizow ane i zużytkow ane dla mapy 0 skali 1 : 28000. G łów na m apa W irte m bergii m iała od r. 1818 skalę 1 : 25000, tak samo i w B adenii, w Saksonii zaś 1:12000.
P o utw orzeniu cesarstw a niem ieckiego ros
poczęto wydawać m apę Niemiec na skalę 1 :100000, którój część, obejm ująca P ru sy , m iała daw niej tytuł: M apa P ru s, w ydana przez sztab gieneralny pruski. D otąd u k o ń czone zostały sekcyje, obejm ujące P ru sy wschodnie, zachodnie, Szląsk górny i n ie
które inne części Niemiec, a całość, na k tó rą się złoży 674 sekcyje po 1,50 m. ma być ukończona z biegiem naszego stulecia. P ru s k i sztab gieneralny w ydaje także m apę topo
graficzną E u ro p y środkow ój, tak zw aną m a
pę R eym anna, o skali 1 : 200000. J e s t ona urzędow ą m apą dla tych okolic, dla k tórych nie zostały jeszcze wydane sekcyje m apy sztabow ej, każda sekcyja kosztuje 1 m.
N ajdokładniejszą p ublikacyją tegoż sz ta bu są rysy stolikowe 1 :2 5 0 0 0 po 1 m., obejm ujące Szląsk górny. Zostały one ju ż praw ie wszystkie wydane. Z okolic K się
stw a i P ru s zachodnich ukazała się d otąd tylko m ała liczba.
K lasycznym krajem kartografii była od najdaw niejszych czasów F ran cy ja. B racia Cassini dokonali od roku 1669 do 1718 po
m iarów F ra n c y i i przenieśli je na m apę n a
rysow aną n a skali 1 : 86400. Od ro k u 1817 rospoczęto ze strony wojsko wój w ydaw ni
ctwo nowój C arte de F ran c e de l ’E tat-M a
jo r 1 : 80000, k tó rą ukończono w 273 sek
cyjach w roku 1878. Sekcyja sprzedaje się po 2 fr., a od roku 1880 wychodzi jój n o we wydanie w mniejszych sekcyjach po 0,50 fr.
N ajtrudniejszym dla pom iarów krajem
7 6 w s z e c h ś w i a t. N r 5.
j e s t bezw ątpienia S zw ajcary ja, a mimo to posiada ona w m apie D u fo u ra n ajp rz ed n iej
sze arcydzieło kartograficzne, którem u n a wet zazdrosny o swą sław ę k a rto g ra f P e- term an n p rz y z n a ł palm ę zw ycięstw a. Ju ż w przeszłem stuleciu, głów nie je d n a k ż e od ro k u 1833 zaczęto m ozolne, a w wielu r a zach naw et niebespieczne pom iary Szw aj- cary i i m apa topograficzna pod kiero w n ict
wem D ufoura została ukończona w roku 1865 w 25 sekcyjach o skali 1 :100000.
Sekcyje sprzed ają się po 1— 2 m .W k ró tc e potem zaczęto w ydaw ać także ry sy s to li
kowe tych pom iarów w skali 1 :2 5 0 0 0 i 1 : 50000, k tó re tem się różnią n p . od r y sów stolikow ych niem ieckich, że rów now y- sokie nie są czarne, lecz bronzow e, a stro mo sterczące skały nary sow ane są k re sk a mi. C ałość będzie się sk ład ała z 552 sek- cyj po 1 m.
W A nglii, gdzie pom iaram i k ra ju kieruje m inisteryjum robót publicznych, pierw szą try jan g u lac y ją rospoczęto w r. 1784. W ro k u 1883 postanow iono w ydaw ać m apy w czte
rech różnych skalach, najw iększe 1 : 63360, najm niejsze 1 : 5 0 0 i znaczna część tych m ap je s t ju ż ukończona.
Resztę k ra jó w E u ro p y zachodnićj i pół- nocnćj opuszczam y, a w yliczym y jeszcze tylk o głów ne m apy półw yspu bałkańskiego.
Znanego przysłow ia „iu ter arm a silent m u- sae” do karto g rafii tego półw yspu zastoso
wać niem ożna, gdyż pom iarów je g o doko
nały w łaśnie arm ije obce w czasie w ojny, j a k np. rossy jsk i sztab g ien eraln y w latach 1877 — 1880. Jeg o staraniem w ydane zo
stały m apy T u rc y i europejskiój 1 : 420000, B ułgaryi 1 :1 0 5 0 0 0 . S ztab au stry jac k i w y
d ał m apy R um unii 1 :2 8 8 0 0 0 i Serbii 1 •. 300000. To ostatnie państw o zdobyło się jedn akże i na w łasną m apę i w ydaje ją na skalę 1 : 75000.
D r N adm orski.
SPRAWOZDANIE.
L. Natanson. S u r la c o rre s p o n d a n c e des equa- tio n s c a r a c te ris tią u e s d e s g a z . S u r les te m p e ra - tu r e s , les p re s s io n s e t les y o lu m es c a r a c te ris tią u e s .
P o d p ow yższem i ty tu la rn i o głosił p . W ł. N a t a n son w „C o m p te s r e n d u s “ A k a d e m ii p a ry sk ie j z d.
2 i 9 G ru d n ia r. z. dw ie n o ty , w k tó ry c h uogól
n ia tw ie rd z e n ia , p o d an e p rzez V an d e r W aa lsa w r o k u 1880 i p rz e z W ró b le w sk ie g o w r. 1888, a d o ty cz ąc e w ła sn o śc i p a r i gazów . P ie rw sz y z n ic h zn alazł, że je ż e li te m p e ra tu r a a b s o lu tn a ro z m a i
ty c h p a r n a sy c o n y c h je s t tą ż sam ą czgścią ic h te m p e r a t u r y k ry ty c z n e j, to i c iś n ie n ie k a ż d e j z ty c h p a r je s t ta k ą ż c zęśc ią o d p o w ied n ie g o c iś n ie n ia k ry ty cz n eg o ; to sam o sto su je się i do o b jęto ści p a ry , k tó ra b ę d zie ta k ą sa m ą c zęścią .o b ję to ś ci k r y ty c z n e j. W ró b le w sk i zn alaz ł, że p o d o b n y zw iązek zach o d zi i d la ty c h c iśn ie ń , d la k tó r y c h ilo c z y n p .v c iś n ie n ia p rzez o b jęto ść j e s t n a jm n ie js z y (m i
n im u m ) n a izo te rm ie . P . N a ta n s o n u w a ża , że z w ią zek p o m ięd zy c iś n ie n ie m p a r y n a sy c o n e j, lu b c i
śn ie n ie m o d p o w ia d ając e m n a jm n ie jsz o śc i iloczynu p.v, a te m p e ra tu r ą , sta n o w i ty lk o szczególny p rz y p a d e k og ó ln ej zależności, zach o d zącej p o m ięd zy c iś n ie n ie m , o b ję to śc ią a t e m p e r a tu r ą g a z u czy c ie czy. N a zy w a on t e m p e r a tu r ą w ła śc iw ą sto su n ek te m p e r a tu r y a b so lu tn e j c ia ła do je g o te m p e r a tu r y k ry ty c z n e j, c iś n ie n ie m w ła śc iw em sto s u n e k c iś n ie n ia do c iś n ie n ia k ry ty c z n e g o , w re sz c ie o b ję to ś c ią w ła śc iw ą sto su n e k o b jęto śc i c ia ła do jeg o o b jęto śc i k r y ty c z n e j — i o k a zu je, że zw iązek p o m ię d z y te m i trz e m a w ie lk o ścia m i j e s t s ta ły dla ró ż n y c h cia ł, t . j . n ie z a le ż n y o d ic h o d rę b n y c h w łasn o ści. D ow odzi d a le j, że u k ła d trz e c h w ie l
ko ści k ry ty c z n y c h , t. j. te m p e r a tu r y i o b jęto śc i k ry ty c z n e j, o ra z c iś n ie n ia k ry ty c z n e g o n ie je s t j e d y n y m u k ła d e m je d n o s te k , p rz y k tó ry m zw iązek o g ó ln y m ięd zy te m p e ra tu r ą , c iś n ie n ie m i • o b ję to ś c ią j e s t s ta ły m ; p rz ec iw n ie , d la k a żd e g o c ia ła is tn ie je n ie s k o ń c z e n ie w iele ta k ic h u k ład ó w , k tó r e n azy w a c h a r a k te r y s ty czn em i. P rz e z odpow ie- I d n i w y b ó r u k ła d u c h a ra k te ry s ty c z n e g o m o ż n a b y ow em u zw iąz k o w i n a d a ć fo rm ę je d n a k ą d la r ó ż n y c h ciał.
S. Diclcstein.
Wiadomości bibliograficzne.
— sd. Dr Jan Kowalczyk. O sp o so b a c h w y z n ac z e n ia b ieg u c ia ł n ie b ie sk ic h . P r a c a u w ie ń cz o n a w r o k u 1883 n a g r o d ą z fu n d a c y i im ie n ia M ik o łaja K o
p e r n ik a , u sta n o w io n e j p rz ez g m in ę m ia s ta K ra k o w a. W y d a w n ic tw o A k a d e m ii u m ie ję tn o śc i w K r a kow ie. K rak ó w , 1880, 8-ka w ielk a, s t r . Y III-j-414 + L X X I iI .
P ra c a t a sta n o w i ro z w iąz an ie z a d a n ia k o n k u r
sow ego, o g łoszonego w ro k u 1878: „ W y c ze rp u jąc o w yłożyć sp o so b y w y z n ac z an ia b ieg u c iał n ie b ie sk ic h i sp o so b y te p o d a ć n ie ty lk o te o re ty c z n ie , a le i p ra k ty c z n ie , to j e s t z p rz y k ła d a m i liczeb n em i.
Z ro s p ra w y te j m oże b y ć w y łączo n a rz ec z o o b li
c z a n iu p rzeszk ó d b ieg u ( p e rtu rb a c y j), n a to m ias t
k ła d z ie się ja k o w a ru n e k k o n ieczn y , a że b y rzecz 0 d ro g a c h g w ia z d p o d w ó jn y c h i sp a d a ją c y c h nie b y ła p o m in ię tą , lu b p o b ie ż n ie tra k to w a n ą 11.
S k ła d a się o n a z sie d m iu ro zd ziałó w , tr a k tu ją c y ch o n a s tę p u ją c y c h p rz e d m io ta c h : P ra w a ru c h u c ia ł n ie b ie s k ic h n a o k o ło sło ń ca; o w y zn aczen iu w s p ó łrz ę d n y c h p u n k tu ru c h o d b y w a jąc e g o ; o w y zn ac ze n iu p ie rw ia stk ó w z d a n y c h sp o strz e ż e ń (część o g ó ln a, sposoby O lb e rsa i L e g e n d re a w yznaczania p ie rw ia stk ó w d ró g p a ra b o lic z n y c h , w y zn acz an ie p ie rw ia s tk ó w d ró g e lip ty c z n y c h z trz e c h sp o strz e
żeń ); a n a lity c z n y sposób z n a le z ie n ia p ierw ia stk ó w d ro g i; o z n ale z ien iu p ie rw ia s tk ó w e lip ty cz n y ch 1 p a ra b o lic z n y c h z w ielkiej lic z b y sp o strz eżeń ; 0 d ro g a c h g w ia zd p o d w ó jn y ch ; o bieg u g w iazd sp a d a ją c y c h . W k o ń cu d o łączo n e są ta b lic e a s tro n o m ic z n e ( B a r k e r a , E n c k e g o , G aussa i t. d.). Roz- b ió r teg o w ażn eg o d z ie ła p o d a n y m b ę d zie w „ P r a cac h m ate m a ty c z n o -fiz y cz n y ch 11.
— sd. Wł. Zajączkowski, p ro f. szkoły p o lite c h n i
c zn e j. P o c z ą tk i a r y tm e ty k i i a lg ie b ry . Część II, n a 3 -cią i 4 -tą klasę, L w ów , 1888.
T reś ć: O re g u le sp ó łk i, p o d z ia łu p ro p o rcy jo n a l- n eg o , m ię sz a n in y , o r e g u le trz e c h s k ła d an e j i ła ń c u ch o w ej, ra c h u n e k p ro cen tó w s k ła d a n y c h ; o r a c h u n k a c h w lic z b a c h n ie z u p e łn y c h ; o p o tęg o w a
n iu i p ie rw ia stk o w a n iu ; o r a c h u n k u w lic z b a c h ogó ln y ch ; w ie lo m ia n y ; u ła m k i a lg ie b ra ic z n e ; r ó w n a n ia s to p n ia p ierw szego.
— zn* Dr H. Ost, L e h rb u c h d e r te c h n is c h e n C h e
m ie. B e rlin , 1890. A b lh e ilu n g 1. W ie lk a 8°, 608 s tr., 176 figur, c e n a 11 m a re k . C ałość s k ła d a ć się b ę d zie z 42 a rk . d ru k u i koszto w ać 13 m a re k .
K ró tk i k u r s c h e m ii te c h n ic z n e j, u ło żo n y b a rd z o z ręczn ie, u w z g lę d n ia ją c y w szy stk ie w ażn iejsze g a łęzie p rz e m y s łu tec h n ic z n e g o . A u to r u n ik a i p rz e ła d o w a n ia fa k ta m i, ja k ie j e s t n p . u W a g n e ra i g łó w nego n a c is k u n a a n alizę , j a k i w id zim y u P o sta.
D oskonałe są d y ja g ra m y p ro d u k c y i fa b ry c z n ej, p rz e d s ta w ia ją c e p ro c e n to w e ilo ś ci p ro d u k tó w , o trz y m y w a n y ch z m a te ry ja łu surow ego. W szy stk ie n a j
now sze p o stę p y n a p o lu tec h n icz n o - c h em icz n em 1 — co rz a d k o się z d a rz a u a u to ró w n ie m ie c k ic h — p o stę p w in n y c h k r a ja c h , są z n a n e d -ro w i O stow i i p rz e d s ta w io n e z n a le ży te m u w zg lęd n ien ie m ich w ażności. B y ło b y rz e c z ą p o ż ą d a n ą , żoby ta k sią ż k a z n a la z ła p o lsk ieg o tłu m a c z a i n a k ła d c ę .
N r 5.
KB0HIK& HAHKOWA.
— sk. Przyczyna zmienności gwiazdy Algol. S po
m ię d z y g w iazd z m ie n n y c h w y ró ż n ia ją się, j a k w ia d o m o , szczególniej g w ia z d y , k tó ry c h ty p e m j e s t A lg o l czy li P e rse u sz a, zaró w n o z po w o d u szcze
g ó ln ej p ra w id ło w o śc i, z j a k ą zachodzi z m ia n a ich
b lask u , ja k i stą d , że w idm o ic h od p o w iad a g w ia zdora klasy I, g d y w szystkie in n e gw iazdy należą do k la s y III. Z m ie n n o śc i b lask u ty c h g w iazd nie m o ż n a tłu m a cz y ć o b jaw am i, zach o d zącem i n a ich p o w ie rzc h n i, j a k np. ro z w ija n ie m się p lam ; odw o
ły w a n o się te d y do in n y c h przy p u szczeń , n a jc zę ściej zaś p rzy jm o w an o d o m y sł, że do k o ła tej g w ia
z d y o b ieg a to w a rzy sz c iem n y , k tó r y j ą w s ta te c zn y ch o d stę p ac h czasu p rz y s ła n ia (ob. W szech św . z r. 1882 s tr. 148). O tóż d o m y sł te n zn ala z ł o b e c n ie p raw d ziw ie ś w ie tn e p o tw ierd z en ie . P rof.
V ogeI i p. J . S c h e in e r m ia n o w icie n a p o d sta w ie sw y ch b a d a ń w id m o w y ch w y k ry li, że A lgol w o k re sie p rz e d m in im u m sw ego b la s k u od sło ń c a się o d d a la , po tem m in im u m zaś do n ieg o się zb liża.
O k azu je to n ie w ą tp liw ie , że i A lg o l sam k r ą ż y po za m k n ię te j d ro d z e, a czas je g o o b ieg u zg ad za się z o k re sem z m ie n n o ści ś w ia tła ; is tn ie ć p rz e to m u si i c ie m n y je g o to w a rzy sz , k tó r y się w raz z tą g w iazd ą d o k o ła w sp ó ln eg o ś ro d k a ciężk o ści p o ru sz a. Z o b se rw a cy j ty c h o k azało się n a d to , że A lg o l b ie g n ie po sw ej d ro d z e z szy b k o ścią 5,7 m il n a sek u n d ę, a s tą d w zw iązku z e le m e n ta m i z m ie n no ści ś w ia tła m o żn a b y ło d ro g ę tę oznaczyć; o k a z ało się m ian o w icie, ż e ś r e d n ic a gw iazd y głów nej w ynosi 230000 m il, ś re d n ic a je j ciem n eg o s a te lity 180000 m il, o d ległość ic h śro d k ó w 700000 m il, szy b k o ść s a te lity 12 m il n a s e k u n d ę , m asy zaś o b u ty c h b r y ł c zy n ią '/a i 2/ 9 m asy słońca. P o ra ź i p ierw szy p o w iodło się w ięc o z n ac zen ie d ro g i g w ia
z d y p o d w ó jn e j, k tó re j o d leg ło ść je s t n ie z n a n ą ; 1 obie zaś te b ry ły ta k są bliskie, że p rz y pom ocy
| d z ie sięc io k ro tn ie n a w e t siln iejszy ch p rz y rz ą d ó w ,
| a n iż e li dzisiejsze o lb rzy m ie re fr a k to r y , ch o ćb y I to w a rz y sz b y ł g w ia zd ą ja s n ą , n ie m o żn ab y ich b y ło ro zd zielić. O d k ry cie to , o k tó re m a u to ro w ie zło ży li w iad o m o ść w b e rliń sk ie j a k a d e m ii n a u k , stan o w i is to tn y tr y u m f n o w y c h m eto d a stro n o m ii.
— sk. Paralaksa gwiazd. P ro f. P r itc h a r d ogłosił J r e z u lta ty b a d a ń n a d p a ra la k s a m i gw iazd, ozna-
czo n em i p rz y po m o cy fo to g rafii w o b s e rw a to ry ju m u n iw e rs y te tu ok sfo rd zk ieg o . M e to d a t a oka-
! żuje się b a rd z o k o rz y s tn ą , p rz y w ięk sz ej bow iem ła tw o ś c i, p o sia d a ścisło ść ta k ą sam ę p r z y n a j
m n ie j, ja k m e to d a h e lijo m e try c z n a B essla. L ic z b y o trz y m a n e p o tw ie rd z a ją sp o s trz e ż e n ia , że p o m ię dzy b las k ie m gw iazd a ic h p a r a la k s ą , a zate m o d leg ło śc ią, zw iązek ż ad e n w ogólności n ie z a c h o dzi. (N a tu rę ).
— sk. Źródła magnetyzmu ziemskiego są d o tą d z a g a d k ą stan o w czo n ie ro z w ią z a n ą , w k tó re j p rz eto h ip o te z y sw o b o d n e jeszcze m a ją m iejsce. H ip o tez ę ta k ą p rz e d s ta w ił o b e c n ie to w a rzy stw u k r ó lew sk iem u w L o n d y n ie p . R o b e rt H ull; w edług n ie j m a g n e ty z m ziem sk i m a m ieć p o c zą te k czy
sto gieologiczny. P rz y jm u je się m ianow icie p o w sze ch n ie , że p o d w ła śc iw ą sk o ru p ą ziem sk ą i s t n ie je p o w łoka s u b s ta n c y i w p ó łstopionej, ciasto - w a te j zw anej „ m a g m ą 11; różno w zg lęd y s k ła n ia ją n a d to do p rz y p u szc z en ia, że p o w ło k a ta sk ła d a WSZECHŚW IAT. 77
