M. 13. Warszawa, cl. 27 marca 1898 r. Tom XVII.
A d r e s lESed-a-łrcyi: 25Ixa,l3:©'wsi£ie-:E3r!z;ed.m.ieście, IbTr ©<3.
TYGODNIK POPULARNY, POŚWIĘCONY NAUKOM PRZYRODNICZYM.
PRENUMERATA „W SZECHŚW IATA".
W W ars za w ie: rocznie rs. 8, kw artalnie rs i Z p rze s y łk ą pocztow ą: rocznie rs. lo , półrocznie rs. 5 Prenum erow ać można w R edakcyi .W szech św iata' 1 w e w szystkich księgarniach w kraju i zagranicą.
Komitet Redakcyjny W szechświata stanow ią Panow ie:
D eike K., D ickstein S., H oyer H. Jurkiew icz K ., K w ietniew ski W ł., K ram sztyk S., M orozew icz J., N a- tanson J., Sztolcm an J., Trzciński W. i W róblew ski W .
Fotometrya słońca i planet.
Przed kilku laty zamieściłem w Wszech- świecie arty k u ł, dotyczący stopnia białości czyli t. zw. albedo planet, której znajomość je s t bardzo ważną w badaniach nad fizyką planet. D la wyznaczenia albedo jakiejś p la nety konieczną je s t dokładna znajomość jej | jasności, ja k również jasność źródła światła, t. j. słońca. B adaniam i tego rodzaju zajmu- 1 je się fotom etrya, z której rezultatam i, doty- 1
czącemi ciał, wchodzących w skład układu słonecznego, pragnę zaznajomić czytelników W szechśw iata. Z góry jednakże zaznaczyć muszę, że rezu ltaty , otrzym ane na tem polu, nie odznaczają się jeszcze tym stopniem do
kładności, ja k i pożądany jest w pomiarach astronom icznych i muszą być uważane tylko za zbliżone do rzeczywistości; pomimo tego jednakże upoważniają One do wielu ciek a
wych wniosków.
'*) W szechśw iat, r. 1 8 9 4 , str. 3 8 5 — 38 8 .
J.
Pierwszym, który podjął się zbadania ja s ności słońca, był znakomity fizyk francuski B ouguer w r. 1725; następnie rozwiązaniem tego zadania zajmowali się, między innymi, W ollaston, Thomson i ostatnio E xn er w r.
1886. Wszyscy ci badacze porównywali ja s ność słoneczną z jasnością sztucznych źródeł światła, przyczem używali metod rozm aitych.
B ouguer przepuszczał światło słoneczne przez m ałą soczewkę wklęsłą o średnicy 2,25 m m do ciemnego pokoju i rzucał wiązkę promieni n a biały ekran, umieszczony w odległości 180 cm od soczewki. Ponieważ na ekranie w ten sposób oświetlona została płaszczyzna
243 - o k rągła o średnicy 24,3 cm, czyli ( )
= 11 664 razy większa od płaszczyzny so
czewki, więc gęstość oświetlenia płaszczyzny była 11 664 mniejszą niż gęstość oświetlenia soczewki. Z tak ą samą siłą, ja k przez ów snop św iatła, ekran był oświetlany przez świecę woskową, umieszczoną w odległości 43,3 cm od niego. Z tych liczb wypływa, źe 62 000 świec w odległości jednego m etra oświe
tlałyby ekran tak samo silnie jak słońce, któ
rego wysokość w czasie badań b y ł a około 31°. Po uwzględnieniu pochłaniania promie-
1 9 4 W SZECHSW IAT N r 13.
ni w atm osferze ziemskiej liczba wymieniona
•wzrasta do 75 000 świec.
W ollaston stosował do pomiarów jasności słońca metodę fotom etryczną R um forda, t. j.
porównywał cień przedm iotu, zatrzym ującego z jednej strony światło słoneczne, z drugiej zaś św iatło świecy. Z odległości, na ja k ą trz e b a było odsunąć świecę, aby cienie były jednakow o silne, wyrachować łatw o stosunek jasności słońca do jasności świecy. W olla- I
ston otrzym ał, jak o re z u lta t ostateczny, że siła św iatła słonecznego rów na się sile 61446 świec w odległości 1 m.
Thom son stosow ał również m etodę R u m forda, lecz re z u lta t otrzym any przez niego znacznie się różni od poprzednich i nie zasłu- J
guje n a zaufanie z wielu powodów.
E x n er wreszcie osłabiał światło słoneczne | zapomocą odpowiednich aparatów , a między | innemi, przez zm niejszanie k ą ta p ad ania p ro
mieni słonecznych n a powierzchnię p ryzm a
tu , w którym promienie się łam ały, i m ierzył j
natężenie promieni różnych barw. R ezultat jego, zasługujący n a szczególną uwagę, je s t ten, źe oświetlenie przez słońce równa się
oświetleniu 46 450 świec w odległości 1 m.
P o redukcyi na świece norm alne, przez które należy rozum ieć świecę angielską o wy
sokości płom ienia 44,5 m m i spalaniu 7f77 g n a godzinę, oraz uwzględnieniu absorpcyi św iatła w atm osferze, otrzym ujem y jak o r e z u lta t przeciętny : słońce w średniej odległo
ści od ziemi daje takie samo oświetlenie ja k około 60 000 świec norm alnych w odległości I m . Z tego wypływa, że ażeby zastąpić światło słoneczne, należałoby w odległości słońca od ziemi umieścić 134 X 1025 świec norm alnych. Z tych samych liczb wypływa, że natężenie świetlne powierzchni słońca je st 220420 razy silniejsze od natężenia św iatła świecy norm alnej. Z badań zaś F izeau, F o u cau lta i L angleya, dotyczących tego sa mego przedm iotu, wynika, że natężenie świetlne tarczy słonecznej przewyższa 146 razy natężenie św iatła wapiennego D rum - m onda, 3 razy natężenie świetlne łuku wol- taicznego i 5300 razy natężenie świetlne płynnego żelaza.
II.
W fotom etryi gwiazd stałych, jako skalę, określającą różne wielkości fotom etryozne
j gwiazd, przyjm ujem y liczbę, której logarytm rów na się 0,400, t. j., gdy ograniczymy się na dwu cyfrach dziesiętnych, liczbę 2,51.
| Liczba ta oznacza, ile razy gwiazda jak iej
kolwiek wielkości jaśniejsza je st od gwiazdy następnej wielkości. Jeż eli za gwiazdę wiel
kości 0!,0‘ przyjmiemy a L utni czyli W egę, to, na zasadzie najnowszych pomiarów foto- metrycznych słońca, przy których całe świa
tło słoneczne koncentrowano w jednym piink-^
cie, wypływa, źe jasność słońca odpowiada jasności gwiazdy ( —27,15) wielkośii, t. j.
daje nam ono (2,51)27’15 razy tyle św iatła, co W ega. N a zasadzie pewnych rozumowań można dojść do wniosku, że wszystkie gwiaz
dy do 16-ej wielkości włącznie, razem wzięte, d ają tyle św iatła, ileby go daw ała je d n a gwiazda ( —9) wielkości, z czego wypływa, że od słońca otrzym ujem y około 18 200000 razy tyle św iatła, co od wszystkich gwiazd.
Mówiąc o natężeniu świetlnem tarczy sło
necznej, uważaliśmy to natężenie na całej powierzchni za jednakowe; otrzym ane w ten sposób natężenie je st średniem natężeniem świetlnem tarczy słonecznej. W rzeczywi
stości natężenie to w rozm aitych częściach tarczy słonecznej jest bardzo rożnem. J u ż jezu ita Schneider w 16 wieku zauważył, źe natężenie św iatła na tarczy słonecznej zm niej
sza się w kierunku od środka ku brzegom, a B ouguer w początku X V I I I w. pierwszy podjął się dokładniej wymierzyć tę różnicę.
Doszedł on do rezu ltatu , źe stosunek n a tę żenia w punkcie środkowym tarc zy do n a tę żenia w punkcie o 3/i prom ienia tarczy od
ległym od środka, je s t 48/35• Nowsze b a d a nia, np. Chacornaca, P ickeringa, Strangego- i in. doprowadziły do rezultatów, niezbyt różniących się od powyższego; wypływa z nich prócz tego jeszcze, źe u samych brzegów tarczy słonecznej natężenie św iatła jest p ra wi o połowę mniejsze aniżeli w środku.
N a szczególną uwagę zasługują badania.
H . O. Vogla, dotyczące tego przedm iotu.
Vogel zapomocą fotom etru widmowego m ie
rzył w rozm aitych punktach tarczy słonecz
nej natężenie prom ieni o rozm aitych długo
ściach fali i znalazł, że zmniejszanie się n a tężenia w kierunku od środka tarczy ku brzegom dla rozm aitych gatunków promieni jest rozm aitem . Mianowicie, gdy natężenie prom ieni czerwonych u brzegów równa się:
N r 13. WSZECHSWIAT 195 0,3 natężenia tychże prom ieni w środku t a r
czy słonecznej, natężenie promieni fioleto
wych równa się tylko 0,16. Wogóle z badań Y ogla wypływa, że u samych brzegów tarczy natężenie świetlne stanowi zaledwie '/ 3 n atę
żenia świetlnego w środku i źe barw a tarczy słonecznej w różnych jej punktach je st roz
m aita, mianowicie tem bardziej czerwona, im bliżej brzegów.
W yżej opisana zmienność natężenia w roz
m aitych punktach tarczy słonecznej je st j skutkiem absorpcyi promieni fotosfery s ło necznej w atmosferze; wielkość tej absorpcyi ! zależna jest od drogi, ja k ą promienie prze- ( być muszą w tej atmosferze, zanim się prze- j d rą przez nią. N ajk ró tszą je st ta droga dla ; promieni, których kierunek jest norm alny do powierzchni słońca, t. j. dla tych, które idą ku nam od środka słońca, najdłuższą zaś dla j tych, których kierunek je s t styczny do po- j wierzchni słońca, te zaś wychodzą z punk
tów krańcowych pozornej tarczy słońca. T ak samo np. n ajkrótszą drogę w atm osferze j ziemskiej przebiegają promienie ciał nie
bieskich, znajdujących się w zenicie, najdłuź- | szą zaś promienie ciał niebieskich wschodzą
cych lub zachodzących. Podobna absorpcya elektywna, ja k w atm osferze słonecznej, za
chodzi także w atm osferze ziemskiej, czego j dowodzi np. czerwona barw a słońca w bliz- kości poziomu, pochodząca stąd, że promie
nie czerwone w mniejszej ilości pochłaniane są przez atm osferę, aniżeli promienie nie
bieskie.
Gdyby atm osfera słoneczna była zupełnie przezroczysta, jasność słońca byłaby daleko większa, niż je st obecnie. N a zasadzie róż
nic natężenia w rozmaitych punktach tarczy słonecznej można obrachować współczynnik absorpcyi dla atmosfery słońca. Spółczyn- nik ten, według badań Pickeringa, wynosi 0,74, z czego wynika, źe gdyby słońce nie było otoczone atm osferą, otrzymywalibyśmy od niego 4,64 razy więcej św iatła, niż obec
nie. D jkładniejszem i wydają się rezultaty, otrzym ane przez Yogla, które dotyczą pro- [ mieni rozm aitych barw. W edług niego poza granice atmosfery słonecznej wychodzi około 1 63% wszystkich promieni, jakie wysyła foto
sfera norm alnie do powierzchni, a mianowi- I cie 48°/0 promieni fioletowych, a 79% czer
wonych, ta k że przy zupełnej przezroczysto- I
ści atm osfery słonecznej otrzymywalibyśmy od słońca 3,01 razy tyle św iatła fioletowego, a 1,49 razy tyle św iatła czerwonego, co te
raz. Wogóle słońce wydawałoby się nam przeszło dwa razy jaśniejsze i miałoby barwę z silnym odcieniem niebieskim. Do niezbyt różnych rezultatów doszedł Seeliger wy
wnioskował on jednakże jeszcze ze swoich badań teoretycznych, źe atm osfera słoneczna posiada dość znaczny spółczynnik dyspersyi (rozszczepiania), co, przy niewielkiej stosun
kowo zdolności absorpcyjnej, każe przypusz
czać, że atm osfera ta nie je st rzad k a a ro z legła, lecz g ęsta a niewielka. Z e względu n a silne rozszczepianie promieni w atm osfe
rze słonecznej należałoby przypuszczać, źe średnica pozornej tarczy słonecznej, mierzo
na w świetle czerwonem, je st większą aniżeli mierzona w świetle fioletowem, czego je d n a k że pom iary, dokonane przez Auw ersa, nie zdołały stwierdzić.
I I I .
B adania fizyki planet, których podstaw ą jest fotom etrya, odbywają się w ten sposób, źe rezultaty, otrzym ane na drodze teoretycz
nej, porównywa się z tem , co daje obserwa*
cya, i dla pogodzenia teoryi z obserwacyą nadaje się pewnym niewiadomym, wchodzą
cym we wzory teoretyczne, wartości odpo
wiednie. T ak ą niewiadomą je s t naprzykład spółczynnik odbijania powierzchni planety, j J a k o sta ła we wszystkie wzory teoretyczne wchodzi jasność słońca i błąd, jakim o bar
czona jest ta stała, oczywiście pociąga za sobą błędy przy wyznaczaniu niewiadomych.
Łatw o więc zrozumieć, ja k ważną rzeczą dla astrofizyki je st dokładna znajomość jasności słońca.
J e d n ą z największych trudności, z jakiem i walczy fotom etrya teoretyczna, je s t ta, że hypotezy, n a których c a ła teorya się opiera, nie pozbawione są błędów i doświadczenie oraz obserwacya musi jeszcze kontrolować te hypotezy, ze zm ianą zaś hypotezy, zmienia się wartość niewiadomych. D la tak zwanej albedo zatem otrzymujemy rozmaite warto ści, zależnie od przyjętych hypotez, dotyczą
cych zależności, ja k a istnieje pomiędzy ja s nością powierzchni, świecącej światłem roz proszonem, a wielkością k ą ta padających na
196 W SZECHŚW IAT K r 1-3.
nią prom ieni źró d ła i k ą ta , pod jak im pro- J
mienie, dochodzące od tej powierzchni do naszego oka, pochylone są względem świecą- j cej powierzchni. Z nan e są dla tej zależności | trzy hypotezy : L a m b e rta , E u le ra i Lomrnel- Seeligera, z których o statn ia niewątpliwie najbardziej zbliża się do rzeczywistości, jed nakże pozbawioną błędów nie jest. W nioski, dotyczące fizyki planet, a wypływające z b a
dań foto metrycznych, będą zatem tem bliż
sze rzeczywistości, tem ciaśniejsze będą g ra nice prawdopodobnych błędów , im doskonal
sze będą hypotezy, im lepiej znana będzie jasność słońca. Do praw dy dojść na tem polu możemy tylko mozolną dro g ą takich przybliżeń kolejnych.
Jasność słońca przy badaniach fotorne- trycznych p lan et uw ażam y za wielkość sta łą , ponieważ zmiany jasności słońca nie p rz e k ra cza ją granic dokładności, z ja k ą jasność 5 słońca je st znaną. W iemy jednakże napew- no, źe jasność słońca je s t zmienną, czego przyczyną są plam y, protuberancye, pochod
nie, pojaw iające się raz obficiej, to znów rz a
dziej n a powierzchni słońca. N a zasadzie pom iarów fotom etrycznych m ożna w niosko- wać, że natężenie świetlne środkowej części (ją d ra ) plam y słonecznej przecięciowo 10 r a zy je s t mniejszem od natężenia świetlnego fotosfery, natężenie zaś pochodni 2 razy prze
wyższa natężenie fotosfery. W pływ tych jaśniejszych i ciemniejszych miejsc na ogólną jasaość słońca dotychczas skonstatow ać się nie dał, ale z czasem niewątpliwie będzie mógł być wymierzony i na tej zasadzie krzy
wa zmienności gwiazdy zm iennej—słońca wy
kreśloną. Prócz periodycznych zmian, ja s - I ność słońca podlega zapewne jeszcze nie
przerw anem u zm niejszaniu się wiekowemu, wskutek zgęszczania się atm osfery słonecz
nej i coraz silniejszego pochłaniania przez nią promieni fotosfery. Gdyby się udało zbadać szybkość, z ja k ą jasność słońca z bie
giem czasu się zmniejsza, możnaby wyciąg- I nąć stą d wniosek, ile jeszcze czasu pozostaje słońcu do chwili zupełnego zgaśnięcia.
IV.
A by zbadać zm iany jasności słońca, nie je st rzeczą konieczną bezpośrednio mierzyć jasność słońca. W y sta rc z a ku tem u m ierze- I
nie jasności ciał niebieskich, świecących odbi- tem światłem słonecznem. N ajlepiej do tego celu n ad aje się księżyc, na którym , ja k się zdaje, przynajmniej n a półkuli dla nas wi
dzialnej, nie zachodzą żadne zmiany, któreby mogły wpłynąć na zm ianę zdolności odbija
jącej jego powierzchni. Możemy twierdzić prawie napewno, że przy pewnej danej od
ległości od słońca i od ziemi i przy pewnej danej fazie jasność księżyca zachowuje w ar
tość stałą, o ile jasność źródła św iatła, t. j.
słońca, się nie zmienia.
Najodpowiedniejszą m iarą dla jasności księżyca je s t stosunek jego jasności do ja s - no-ci jakiejś dobrze wymierzonej gwiazdy stałej, której jasność nie podlega dostrzegal
nym zmianom. N ajdokładniej określonym je st stosunek jasności księżyca do jasności gwiazdy a W oźnicy czyli Kozy. Wynosi on 65260, przyczem błąd prawdopodobny nie przekracza 1% . J e s tto niedokładność jesz
cze dosyć znaczna, ale z biegiem czasu, przy coraz większem doskonaleniu się metod foto
m etrycznych, będzie się ona zm niejszała nie
ustannie.
Stosunek jasności księżyca do jasności p la net starano się również niejednokrotnie wy
mierzyć. Zm iana tego stosunku może być spo
wodowana tak przez zmianę jasności słońca, ja k i przez zmianę fizycznych właściwości powierzchni planety. Jeżeli jednakże znamy stosunek jasności księżyca do jasności jak iejś planety i stosunek tejże jasności do jasności pewnej gwiazdy stałej niezmiennej i okaże się, że pierwszy się zmienia, gdy drugi pozo
staje stałym , to wypływa wniosek, że zmiana stosunku je st skutkiem zmiany na powierzch
ni planety, jeżeli, z drugiej strony, okaże się, źe pierwszy stosunek zachowuje wartość stałą, a drugi ułega zmianie, to przyczyny tej zmiany należy szukać w zmiennej jasno ści słońca. D la stosunku jasności księżyca w pełni w średniej odległości od ziemi do jasności Jow isza w średniej opozycyi znale
ziono liczbę 6 430, do jasności W enery w średniej odległości przy fazie 68,8° liczbę 1815. D la innych planet łatw o ten stosunek wyrachować na zasadzie ich wielkości gwiaz
dowej, k tó ra je s t dosyć dokładnie wymierzo
na, wiedząc, źe wielkość gwiazdowa księżyca je st — 12,75, t. j. że jasność księżyca równa się jasności gwiazdy (— 12,75) wielkości.
Nr 13. WSZECHSWIAT 197 W ten sposób słońce daje nam 576 000 razy
tyle św iatła, co księżyc w pełni. Liczba po
wyższa wyraża również stosunek średniej jasności powierzchni słońca i księżyca. K się
życ w pełni oświetla przedmioty ziemskie tak samo silnie, ja k świeca norm alna, umiesz
czona w odległości 2,07 m od oświetlanego przedm iotu. Ażeby zatem zastąpić'św iatło księżycowe, trzebaby w średniej odległości księżyca od ziemi zapalić 3 2 8 x 1013 świec normalnych.
Hypotezy fotometryczne, które wyrażają związek pomiędzy jasnością pewnej oświetlo
nej powierzchni a kątem padania i odbicia promieni źródła, dobrze kontrolowane być mogą przez mierzenie jasności księżyca w rozmaitych fazach. Od chwili ukazania j
się pierwszego wąskiego sierpa po nowiu do | zniknięcia ostatnego widzialnego paska księ
życa przed następnym nowiem, ja k wiadomo, j k ąt fazy, t. j. kąt, którego wierzchołek jest j w środku księżyca, a ram iona przechodzą przez środek słońca i ziemi, przyjmuje wszystkie wartości od 0° do 180°. Skutkiem tego dla danego punktu powierzchni księżyca k ą t padania i odbicia zmienia się ustawicznie w sposób określony, a z niemi zmienia się i jasność tego punktu, widzianego z ziemi.
Gdyby jasność księżyca nie zależała od tych kątów, jasność jego w rozmaitych fazach mu
siałaby być’ proporcyonalną do wielkości oświetlonej powierzchni w różnych fazach, t. j. np. w czasie kw adr musielibyśmy o trzy mywać od księżyca połowę tego św iatła, co w pełni; tymczasem z pomiarów fotometrycz- nych wypływa, że półksiężyc daje tylko '/■, część tego św iatła, co księżyc w pełni, a przy kącie fazy 150°, kiedy szerokość oświetlonego sierpa w środku równa się blisko '/ 13 średni
cy tarczy księżyca, otrzymujem y tylko l/ 500 tego św iatła, co od pełni.
M ierząc światło księżyca we wszystkich fazach i porównywając zaobserwowane ilości z ilościami, otrzym anem i teoretycznie, prze
konano się, że teoryą daje ilości zbyt wielkie.
D la półksiężyca trzy dawniej wymienione hypotezy d ają jasności odpowiednie 0,32, 0,50, 0,38 w stosunku do jasności pełni, dla fazy zaś 150° jasności 0,015, 0,061 i 0,045.
Zupełnej zgody teoryi z obserwacyą n atu ra l
nie nigdy spodziewać się nie można, ponie
waż przy obrachowaniu teoretycznem jasno- I
ści faz uważa się powierzchnię księżyca za zupełnie jednorodną we wszystkich częściach i przyjm uje się dla wszystkich punktów po
wierzchni jednakową jasność średnią. W rze
czywistości zaś rozm aite części powierzchni księżyca odbijają światło rozmaicie, a z d ru giej strony, powierzchnia ta nie odpowiada
j wcale idealnym wymaganiom teoryi, gdyż wykazuje nierówności stosunkowo do wymia
rów księżyca daleko znaczniejsze od ziem
skich. Jedn ak że niezgodność teoryi z obser
wacyą je s t zbyt wielka, ażeby n a karb po
wyższych przyczyn policzoną być mogła i n a leży jednę z najgłówniejszych przyczyn tej niezgodności upatryw ać w błędności hy- potez.
Ze rozm aite części tarczy księżyca nie są [ jednakowo jasn e, łatw o dostrzedz można nawet gołem okiem; ścisłe zaś badania foto-
| metryczne wykazały na powia-zchni księżyca
! punkty o natężeniu świetlnem n ad er rożnem.
Natężenie to zaleźnem je st nietylko od włas
ności refleksyjnych tych punktów powierzch
ni, ale także od tego, czy światło słoneczne dochodzi do tych punktów, czy też nie, a je żeli dochodzi, to w jakiej ilości. Ł atw o zro
zumieć, że przy jednakowych własnościach refleksyjnych szczyty gór będą świeciły sil
niej, aniżeli dna dolin i kraterów wulkanów księżycowych, do których często promienie słoneczne dostają się tylko wówczas, gdy słońce dla nich znajduje się w zenicie; szcze
gólnie ciemnemi, a raczej zupełnie czarnemi są miejsca, n a które p ada cień gór księżyco
wych, co je s t jednym z dowodów braku atm o sfery na zwróconej ku nam półkuli księżyca.
Najjaśniejszym punktem całej powierzchni księżyca, według pomiarów Pickeringa, je st środkowy szczyt A ry sta rch a i tak samo ja s - nem je st wnętrze tego k ra te ru ; najm niejszą zaś jasność posiada w nętrze k ra te ru Bosco- vich; jasność tych dwu punktów m a się do siebie blisko ja k 1 : 170. Jeżeli średnią ja s ność tarczy księżyca oznaczymy przez 1, to jasność najjaśniejszych punktów wyraża się w przybliżeniu przez 6, jasność zaś najciem
niejszych części, do których jeszcze słońce dochodzi, przez '/ 30; części, do których świa
tło słoneczne wcale nie dochodzi, m ają oczy
wiście jasność 0. Pomijam y tu naturalnie oświetlenie księżyca przez t. zw. światło po
pielate, którem oświetlają powierzchnię księ-
1 9 8 WSZECHSW IAT N r 13.
życa, nieoświetloną przez słońce, promienie słoneczne, odbite od ziemi. D okładne wy
mierzenie tego św iatła popielatego, przy z n a nej albedo księżyca, może nam z czasem dać pojęcie o jasności ziemi, widzianej z księżyca, z której znowu m ogłaby zostać obrachow ana średnia albedo ziemi. Porów nanie tej o s ta t
niej z teraiż wielkościami, otrzym anem i dla różnych p lan et znów doprowadziłoby nas do pewnych wniosków o fizyce ich powierzchni.
V.
Przejdźm y tera z do fotom etryi planet.
P la n etą, najbliższą słońca je st M erkury.
P la n eta ta je s t pod każdym względem tru d n ą do obserwacyi, ponieważ znajduje się nad poziomem prawie zawsze jednocześnie ze słońcem, tylko w najlepszym razie znajduje się. ona nad poziomem przez l ' / a godziny przed wschodem lub po zachodzie słońca; ale i wtedy planeta znajduje się bardzo nisko, wskutek czego refrakcya i absorpcya p o w ietrzna bardzo wpływa na ścisłość spostrze
żeń; przy tem najczęściej możność obserwacyi ogranicza się na czas bardzo krótki, gdyż promienie zmierzchu czynią planetę niewi
doczną. Szczególnie w tak ich w arunkach utrudnione są b ad an ia fotom etryczne.
Zmiany jasności M erkurego zależne są od zmiennej jego odległości od słońca i ziemi, oraz od zmiany faz. G dy wyłączymy wpływ absorpcyi atm osferycznej, zmiany te zaw arte są w granicach 2,3 wielkości, mianowicie w maximum posiada on wielkość — 1,2, a za
tem mniej więcej rów na się Syryuszowi, w minimum zaś spada do + 1 ,1 i wtedy rów
ny je st prawie A ldebaranow i. Ponieważ jednakże widzialnym je st on zawsze w naj
niekorzystniejszych w arunkach, więc t a świet
ność jego prawie zupełnie d la nas ginie i ja k wiadomo, Kopernikowi, pomimo jego starań , nigdy nie udało się ujrzeć tej planety. N a j
korzystniej obserwować m ożna M erkurego w epokach jego największej elongacyi, t. j.
wtedy, kiedy jego odległość od słońca, wi
d zian a z ziemi, je s t najw iększą; jednakże, ponieważ mimośród drogi M erkurego jest stosunkowo bardzo znaczny, więc i odległość jego od słońca—zależnie od tego, czy naj
większa elongacya p rzypada w chwili, gdy M erkury znajd uje się w bliskości punktu
przysłonecznego lub odsłonecznego swej d ro g i—je st niejednakowa i zatem warunki w i
dzialności jego dosyć różne. W ogóle przed epoką najlepszej widzialności i po t°j epoce można obserwować M erkurego przecięciowo przez 8 do 10 dni. W ięcej niż 20 dni z rzę
du tylko wyjątkowo można widzieć M erku
rego; tak np. Denning z B ristolu w r. 1876 widział M erkurego co wieczór od 5 do 28 m aja, a zatem przez 23 dni. O ile warunki widzialności M erkurego są lepsze wtedy, gdy przy największej elongacyi znajduje się on w bliskości punktu odsłonecznego swej drogi, o tyle znów jasność jego je s t tem większą, im bliżej znajduje się on słońca, t. j. najjaś
niejszym je s t on wtedy, kiedy przy najwięk- szef elongacyi znajduje się blisko punktu przysłonecznego. W pierwszym razie m ia
nowicie jasność jego jest 2,5 razy mniejsza niż w drugim . Dodać należy, że chwile n a j
większych elongacyj nie odpowiadają epokom największej fazy, t. j. epokom, kiedy stosu
nek części oświetlonej zwróconej ku nam p o łowy planety do części nieoświetlonej jest największy. Gdy cała półkula M erkurego, zwrócona ku nam , jest oświetlona, wtedy znajduje się on w dolnem połączeniu ze słoń
cem i je st najbardziej od ziemi odległy, gdy zaś je st najbliższym nas, wtedy zwróco
na jest ku nam ciemna jego powierzchnia.
W obu tych epokach znajduje się on po zornie w bezpośredniem sąsiedztwie słońca, je st z ziemi niewidzialny. W ogóle z obser- wacyj fotometrycznych wynika, źe gdy M er
kury widzianym je s t po zachodzie słońca, to blask jego w zrasta w ciągu całego okresu widzialności, to znaczy, że wpływ zm niejsza
nia się fazy na jasność jest mniejszy, aniżeli wpływ zbliżania się M erkurego do nas.
W chwili, gdy go tracim y z oczu, je s t on w rzeczywistości najjaśniejszy, jedynie po
zorna bliskość słońca nie pozwala go do
strzedz. Odwrotnie, gdy M erkury świeci na wschodniem niebie przed wschodem słońca, je s t on najjaśniejszy w chwili pierwszego wy
nurzenia się z prom ieni zmierzchu; od tej chwili faza jego coraz się zwiększa, ale zato się zwiększa i odległość od nas, której wpływ przeważa, skutkiem czego jasność M erkure
go coraz się zmniejsza. G dy M erkury p rze
staje być ostatni raz widzialny na wschod
niem niebie, elongacya jego od słońca je s t
.Nr 13.
-daleko większa, aniżeli w chwili zniknięcia na zachodniem niebie; odwrotnie rzecz się m a z chwilą pierwszego pojawienia się.
Obserwacye fotometryczne M erkurego ro z ciągają się tylko na kąty faz od 50° do 120°
po obu stronach słcńca, co odpowiada mniej więcej elongacyom od słońca 12° i 14° i obej
m ują nie wiele więcej nad połowę jego drogi.
W tych granicach, po zredukowaniu na śred
nią odległość M erkurego od słońca, M erku
rego od ziemi i słońca od ziemi, jasności M erkurego w ahają się w granicach —0,90 do 1,59 (sąto zmiany jasności, zależne jed y nie od zmiany fazy). K rzyw a zmian jasno
ści M erkurego, zależnych od fazy, ma b a r
dzo wielkie podobieństwo do takiejźe krzy
wej, wyprowadzonej dla księżyca. To podo
bieństwo w połączeniu z bardzo m ałą siłą o d b ijającą powierzchni M erkurego, a równą prawie sile odbijającej powierzchni księżyca, każe przypuszczać, że warunki fizyczne na M erkurym bardzo są zbliżone do warunków fizycznych na księżycu. N p. bardzo prawdo- podobnem się wydaje, że M erkury, podobnie ja k księżyc, pozbawiony je s t atmosfery, albo ie ż posiada j ą bardzo rzadką. Takie wnios
ki wypływają także i z bezpośrednich obser- wacyj.
(Dok- nast.).
Marcin Ernst.
0 współzawodnictwie części składowych w organizmie.
(D okończenie).
I I
W idzieliśm y, że znaczenie pierwszorzędne w wywalczaniu pierwszeństwa wśród składo
wych części organizmu m a niewątpliwie dzia
łanie podniet funkcyonalnych. To też kilka uwag przynajm niej pragnąłbym poświęcić ich znaczeniu i wpływowi na budowę organizmu.
D ziałanie podniet je s t podwójne : bezpośred
nie i to wywołuje wprost przystosowanie kształtów morfologicznych danej części do podniety i pośrednie, t. j. że podnieta u ła t
wia lub u tru d n ia zdolność asymilacyjną
199 i tem samem pośrednio jest dodatnim lub ujemnym momentem w walce o byt części składowych organizmu.
Działanie swe podniety mogą wywierać na organy aktywne, np. mięśnie, gruczoły, albo na organy pasywne, a więc na kości, ścięgna, błony złożone z tkanki łącznej i t. p.
W organach aktywnych, np. w mięśniach, wpływ działania podniet je st bezpośredni, czyli że pod ich wpływem rozw ijają się te organy znacznie silniej, ro z ra sta ją się, zatem podniety wpływają tu bezpośrednio na kształt organów.
Organy czynne otrzym ują podniety funk- cyonalne od systemu nerwowego ośrodkowe
go. Eksperym entalnie można się przekonać o ich znaczeniu, gdyż po przecięciu gałązek nerwowych, idących od mięśnia lub gruczo
łu, organ ten ulega atrofii czyli zanikowi.
Ten sam rezu ltat d a ją obserwacye rozwoju organów, k tó rj ch nerwy uległy zmianom pa
tologicznym i nie są w stanie przeprowadzać w dalszym ciągu impulsów od systemu cen
tralnego. W całym szeregu chorób nerwo
wych spotykamy się ze zwyrodnieniem mięśni lub ich zanikiem, a źródłem tego je s t brak podniet, których patologicznie zniesiony sy
stem nerwowy nie jest w stanie doprowadzać.
Przeciwnie, gdzie ilość tych podniet je st znaczna, tam rozwój organów się podnosi.
Wiadomo, ja k dodatnio na rozwój mięśni wpływają ćwiczenia gim nastyczne: mięśnie pod ich wpływem k ształt swój zm ieniają przystosowując się do swego celu. Ze zm ia
ną kształtu i siły mięśni idzie w p a r/e zmia
na budowy kości, na które oddziaływają mięśnie. T u zatem mamy przykład oddzia
ływania pośredniego podniety, pośredniego, bo za pośrednictwem mięśnia na kość. Z n a
nym jest fakt, źe w miejscu przyczepienia się mięśnia do kości pow stają wyrostki kost
ne, ponieważ podniety, których mięsień do
starcza, pobudzają w tem miejscu kość do czynności twórczej. Słabsze komórki zginą, pozostaną silniejsze, które się mocniej będą rozwijać i produkować w tem miejscu coraz więcej substancyi kostnej, Budowa morfo
logiczna kości je s t wybornym obrazem przy
stosowania stru k tu ry organu do funkcyi, a więc wpływu podniet na budowę morfolo
giczną. S tru k tu ra morfologiczna kości w ska
zuje zarazem kierunek linii działania pod- WSZECHŚWIAT
200 WSZECHSW1AT N r 1 3 .
niet. K ość stawiać musi największy opór zginaniu, czyli działanie podniet najsilniej umiejscowione je st na obwodzie. T u umiesz
czona tk an k a kostna zostawać będzie pod najsilniejszym wpływem podniet. Rzeczy
wiście w tem miejscu rozw ija się ona n ajsil
niej; tu grom adzi się t. zw. zbita substancya j kostna (substantio com pacta). W e środku działanie podniet je s t słabsze, tam teź w znacznej części substancya ulega zaniko
wi, atrofii i pow stają z niej tylko szeregi krzyżujących się beleczek—substancya g ąb czasta (substantio spongiosa). W podobny sposób wytłumaczyć można jiowstawanie jam wewnątrz kości czaszkowych (an tru in High- mori, sinus frontalis i t. p ). Tyle co do kości.
D ziałaniem podniet w zmiennych kierun
kach tłum aczyć m ożna budowę błon mięs
nych (fascyi), błony bębenkow ej, błon ścięg- nistych, mięśni w pęcherzu i t. p. N aw et własności polaryzacyjne włókien mięsnych być muszą w związku z działaniem podniet, bo po przecięciu nerwów, doprow adzających podniety, mięśnie prążkow ane tra c ą swą po
laryzacyjną. zdolność. W idzieliśmy w po
wyższych uwagach, ja k doniosłe znaczenie m a działanie podniet funkcyonalnych na ro z wój organów, na ich budowę i różnicowani^
(dyferencyacyą) tkanek.
W życiu każdego organizm u dwa okresy należy wyróżnić : okres em bryonalny, w któ rym składowe części rozw ijają się sam o
dzielnie bez wpływu jakichkolw iek podniet;
drugi okres życia pod wpływem bodźców funkcyonalnych, gdzie w zrost i różnicowanie komórek odbywa się pod wpływem działan ia podniet funkcyonalnych. G ranicy między obu temi okresami oznaczyć nie można. D la różnych organów jest ona różną. J e d n e o r
gany juź w czasie życia śródmacicznego w stępują w drugi okres stru k tu raln y , to je st pi-zechodzą pod działanie podniet, mianowi
cie te, które pełnią ju ż w płodowem życiu swą funkcyą (serce, mięśnie). In n e narządy ostatecznie w ykształcają się dopiero w czasie życia pozamacicznego, do takich R oux liczy organy zmysłowe. Jakkolw iek cały szereg zm ian pow stać może w pierwszym okresie rozwoju samodzielnie, bez udziału wpływu podniet, to w dalszym ciągu rozw oju, drogą w zajem nego współzawodnictwa, podniety n a
dawać będą pewien kierunek, przystosowu*
jący organy do przeznaczonej im funkcyi.
Gdy np. system mięsny wytworzy się raz w organizm ie '), to w dalszym ciągu silniej' szy rozwój tej lub owej grupy mięsnej, jej k ształtu i funkcyi w organizmie, zależny je st w zupełności od działania podniet funkcyo
nalnych. Z m iana rodzaju działających p o d ' niet musi mieć również wpływ n a k ształt organu i jego budowę. P rzykładów d o sta r
cza nam rozwój filogenetyczny organizmów, gdzie ze zmianą warunków życia zmieniały się działające podniety (przeniesienie życia z wTody w inne środowisko— na powietrze lu b n a ląd stały), a zarazem zm ieniała się budo
wa organizm u. Jed n ak że przystosowanie tego rodzaju je s t ju ż daleko trudniejsze, o r
ganizm zachować musi zdolność do funkcyi dawniejszej, przystosow ując się do nowego zadania. J e s tto coś podobnego do częścio wego przebudowywania m ostu, który stale zdolny być musi do użytkowania.
Z powyższych uwag wynika, źe podniety są dla życia organu niezbędne, bez nich or
gany zam ierają, nie mogąc pod ich wpływem się rozwijać. C entralny układ nerwowy w organizm ach, w których on wogóle istnieje zróżnicowany, m a znaczenie kontrolujące i regulujące. N iedopuszczając z zew nętrz
nego świata wpływów szkodliwych, przesyła do organów z zewnętrznego św iata pocho
dzące lub przez centralny system wytworzo
ne podniety dla rozwoju korzystne. P od ich wpływem organy żyją, rozw ijają się, k ształ
tu ją się lub odkształcają, więc to k ształto wanie da się wytłumaczyć dro gą działania mechanicznego. M echanizm ten leży w k aż
dym organizm ie, źródłem jego je st wpływ podniet funkcyonalnych, środkiem działania walka o byt wśród składowych części orga
nizmu, wzajemne współzawodnictwo tj c h części.
Całym szeregiem prac późniejszych Roux.
') N ie chcę tu poruszać kw estyi wytwarzania się tk an ek — czy one pow stają zupełnie sam odziel
nie (jak dawniej tw ierdzi! R oux) czy drogą auto- dyferencyjną (w ed łu g obecnego zapatryw ania teg o autora), będzie to przedm iotem jednego- z późniejszych referatów.
N r 13. WSZECHSW IAT 201 sta ra ł się udowodnić znaczenie przystosowa
nia funkcyonałnego organów. Klasycznym przykładem w tej mierze je st stru k tu ra p łet
wy ogonowej delfina. R oux •) wykazał, źe jestto organ, odznaczający się nadzwyczajnie skomplikowaną w ew nętrzną budową, jak również funkcya tej płetwy, ruchy, które nią delfin wykonywa, są nadzwyczajnie skompli
kowane. K ierunek włókien tkankołącznych wskazany je s t przez kierunek ich działania, c a ła wogóle budowa tego organu je st zupełnie zgodna z przeznaczeniem funkcyonalnem k aż
dej ze składowych części organu. B a rf u rth 2), j przeprowadziwszy szereg doświadczalnych studyów na plażach, wykazał, że organizm ich piosiada oddzielne zdolności regulujące, zapomocą których je st w stanie wyrównać zaburzenia, w nim powstałe lub zadane mu mechanicznie. Zm ienia on wtedy położenie tkanek w tym kierunku, który jest najodpo
wiedniejszy dla dobra organizmu.
E . A lbrech t 3) przytacza szereg faktów, podnoszonych przez H a rto g a 4) na poparcie teoryi walki o by t między komórkami. D o
bry obraz wzajemnego współzawodnictwa kom órek d aje gruczoł płciowy H ydny, gdzie jajk o rozwija się lepiej od innych komórek, gdyż rozwija się ich kosztem. Kom órki, otaczające jajko, ulegają pożarciu przez n a j
silniejszą w gruczole komórkę, t. j. jajko.
Podobny fakt H a rto g obserwował u wielu artropodów.
• Teorya R ouxa nie pozostała jednak bez krytyki. I tak O. H ertw ig 5) występuje przeciwko pojęciu zdolności samodzielnego różnicowania (Selbstdifferenzirung). A utor ten twierdzi, że organizm zdolności tej w ści- słem znaczeniu słowa wcale nie posiada, bo źródłem wszelkich zmian w organizmie jest
') W. Roux : Beitriige zur M orphologie der functionellen A npassung. Arch. fur Anat. und physiol. 1 8 8 3 . Gesamte Abhandlungen 1 8 9 6 .
2) D. Barfurth : V ersuche zur funktionellen A npassung. Arch. fur mikr. A nat. T. 3 7 , 1 8 9 1 .
3) Archiv. fur E ntw ickelungsm echanik, 1 8 9 6 , 4) Hartog M. : Some problem s o f repro- duction. Quart. Journ. M ikr. Soc. X X X III.
1 8 9 1 .
3) Hertwig : Z eit- und Streitfragen der B io lo g ie . Z eszyt 2. M echanik und B iologie. Jena 1 8 9 7 .
wpływ czynników zewnętrznych, na które organizm może reagować.
Delage ') twierdzi, źe pojęciem współza
wodnictwa między częściami składowemi wy
tłumaczyć można ogólny kształt organów i ich przystosowania, niemniej teorya ta je st bezsilną w sprawie wytłumaczenia szczegó
łów budowy morfologicznej. Podobieństwa, np., jakie istnieje w szczegółach budowy o r
ganizmu potomnego i macierzystego, wytłu
maczyć nie może. Można znaleźć w teoryi B,ouxa podstawę do tłum aczenia tworzenia się np. ręki, jej mięśni, kości, naczyń i nerwów, ich ugrupowania i przystosowania do funk-
! cyi, ale tej teoryi stosować już nie można tłum acząc dlaczego rę k a ta jest podobna do ręki ojca lub matki danego indywiduum.
| Teorya ta byłaby doskonalsza, gdyby, tłu m a cząc zdolność samoistnego różnicowania ko
mórek, tkanek i organów, tłum aczyła z a ra zem i dziedziczność. Teorya ta tłumaczy wiele - nie tłum aczy wszystkiego.
Jakkolw iek jed n ak teo ry a współzawodnic
tw a składowych części organizmu nie jest bez zarzutu, to w każdym razie znaczenie je j w nauce je s t doniosłe. Tłum acząc całe
j szeregi faktów drogą mechanicznego działa
nia siły części składowych organizm u, wpro
wadzając nowe poglądy na wzajemny stosu
nek tych części, otworzyła nowy szerszy wid
nokrąg dla p rac biologicznych. T ą drogą prowadzona dalsza p ra ca umożliwi może w niedalekiej przyszłości poznanie nowych praw, rządzących zjawiskami przyrody.
E m il Godlewski, jvn .
Olbrzymie jaszczury dawnyeh okresów.
(D okończenie).
Stanowisko bardzo zbliżone do dzisiejszych zwierząt gruboskórnych zajmował w ówczes
nym świecie Dinozaur nosorożec, A gathau-
*) Y. D elage : La structure du protoplasma et les theories sur 1’heredite. Paryż, 1 8 9 5 .
2 0 2 WSZECHSWIAT N r 13.
Fig 4. Dinozaur nosorożcowaty, Agatbaumas sphenocerus (Oopa).
mas sphenocerus, Cope (fig. 4). Ciężka uzbro
jo n a w rogi czaszka przypomina wygląd no
sorożca, wypukły zaś i wysoki grzbiet i o- grom na m asa c ia ła — słonia. Uzbrojenie pan cerne jego skóry nie m a równego sobie wśród znanych zwie
rząt. Pysk m iał zakoń
czony ostrym dziobem;
na nosie wysoki róg, dwa mniejsze na szczy
cie głowy; ty ł zaś był uzbrojony w szereg ostrych wielkich k o l
ców. J e s tto jedyny z
Dinozaurów, który m iał dobrze rozwinięte i kończyny przednie, co świadczy, że chodził ! na czterech nogach. N a szczęście dla współ- j czesnych mu zwierząt nie m iał wcale wojow
niczych instynktów : żywił się traw ą, a po
tężne uzbrojenie, czyniące zeń rodzaj cho
dzącej twierdzy, zabezpieczało go praw do
podobnie od potrzeby okazywania wrogom swojej siły. Ż ył w lasach i dżunglach. Oprócz opisanego gatunku znaleziono jeszcze inny, A gathaum as silvestris, Cope, wyróżniający się rogiem nosowym, skierowanym ku przo
dowi.
Rodzaj S tegosaurus (fig. 5) czyli D inozaur pancerny wyróżniał się wśród innych tem, że
był prawie zupełnie pozbawiony szyi, nie
zwykle długiej u większej części innych D i
nozaurów. R odzaj ten m iał pancerz skórny.
Stegosaurus łatus, Cope, m iał dwa rzędy ogromnych p ły t wzdłuż grzbietu; St. ungula- tu s, M arsh, jeden rząd. Pierwszy z tych gatunków m iał również ogon uzbrojony w po
dobne ostre płyty, które czyniły uderzenia jego wysoce niebezpiecznemi dla n ap a stn i
ków. Pysk miał m ały, podobny do dzioba, i m ałe zęby, świadczące o roślinnym p o k a r
mie. Kości biodrowe były olbrzymie : jed n a ze znalezionych m a 50 cali długości przy 15 grubości. Stopy ogromne a palce zakończo*
ne kopytami. Zw ierzęta te musiały unikać miejsc bagnistych, gdyż przy nie
zdolności do pływania i ogrom nym ciężarze łatwo mogły grzęz
nąć. M ogły się paść bezpiecznie przy takiem opancerzeniu. T rud- no pojąć, jak tak m ała paszcza m ogła wystarczyć na wyżywienie olbrzymów, mających 25 stóp d łu gości.
Dinozaur ziemnowodny, Amphi- coeliusaltus, Cope, (fig. 6) należał do najdłuższych zwierząt tego ty pu. B ył on mieszkańcem wód, chociaż nie pływał. Chodził po dnie, niedbając o to, czy głowa jego w ystaw ała nad powierzchnią wody, czy nie. Długość okazu typowego wynosi 60 stóp; gdy
W SZECHSW IAT 203 wyciągnął szyję i stawał, aby gryźć ja k ą k o l
wiek zwieszającą się gałąź, długość ta staw ała się wysokością. Szczątki skam ieniałe tego po
tw ora znajdują się w jurskich i niższych k re
dowych warstwach w Colorado. Bliższe zbad a
nie tych pokładów wykazało ślady płytkiego jezio ra słonego; jestto tak zwana formacya Dakoty, w której znaleziono liście skam ie
niałe i zęby żarłaczy (rekinów). Pod nią leży formacya J u ry , z której pochodzą olbrzymie M egalozaury, czyli Dinozaury drapieżne i trawożerne.
D inozaur ziemnowodny był niewątpliwie wszystkożerny. Chwytał w szystko: ryby, mięso, rośliny. Zęby m iały korony kształ-
Z budowy jaszczury, ze sposobu życia były wszjstkiem potrosze i należały do najwyż
szych i najmasywniejszych zwierząt w owej cudownej faunie Ju ry .
C am arasaurus może być nazwany Dino
zaurem olbrzymim Był to największy ze wszystkich jaszczurów. Zbliżony do poprzed
niego kształtem , różnił się tem, źe mógł bro
dzić i pływać B ył wyłącznie trawożernym, a masa jego każe wnosić, że potrzebował około ak ru pola lub liści na jednę ucztę.
C am arasaurus supremus, Cope, je s t prawie identyczny z B rontosaurus excelsus, M arsh;
oba należą do Ju ry . K rę g i szyi i grzbietu miały te zwierzęta również wydrążone,
Fig. 6. Dinozaur ziemnowodny, Amphicoelius altus (Cope). Długość 60—80 stóp.
tu łyżki. Nogi zastosowane do chodzenia.
K rę g i szyjne i grzbietowe miał wydrążone;
próżnie te łączyły się prawdopodobnie zapo
mocą ru re k z płucam i, zwiększając ich obję
tość. K rę g i ogonowe i biodra były wielkie i ciężkie, służąc n ak sz ta łt kotwicy i balastu.
Je d n a z kości kopalnych tego zwierzęcia w a
ży około 800 fantów; całe zwierzę musiało ważyć 3 —4 ton (6 000 —8000 funtów). P raw dopodobnie nigdy nie wychodziły z wody, inaczej zostałyby zmiażdżone własnym cię
żarem. C iężar tylnej części szkieletu pozwa
la ł im stać mocno na dnie, a długa szyja — chwytać przepływ ające ryby, skubać rośliny wodne lub zwieszające się gałęzie drzew.
a próżnie ich łączyły się z jam ą piersiowo- brzuszną zapomocą dwu otworów, po jednym z każdej strony. M ając dłuższe nogi tylne C am arasaurus mógł wychodzić na ląd; d la tego też mógł wybierać swój pokarm i o g ra
niczać się tylko do roślinnego, kiedy A m phi- coelius zmuszony był chwytać co się trafi, będąc skrępow anyw ruchach. M ając ogon masywny, C am arasaurus m ógł się nim p o sługiwać jak o podporą, przyczem wyglądał jak ruszający się trójnóg G dy skubał liście na wierzchołkach drzew swoim ptasim dzio
bem, opierając przednie kończyny o pień lub konary, przypominał cokolwiek kształtem gi- rafę.
2 0 4 WSZECHŚW JAT N r 13.
Odmienną, od Dinozaurów grom adę s ta n o wią M ozazaury czyli olbrzymie jaszczury wodne. P rzypom inają one k ształtem ba
jeczne węże m orskie i m ają w budowie swo
jej wiele typowych cech węży. Z a przykład typowy służyć może M osasaurus D ekayi (Mitchell); budowa zębów, kolumny kręgowej i żeber je st ta k a ja k u wężów. , Sposób po
żerania zdobyczy, którą, ja k widać z budowy paszczy, połykały całkowicie, także przypo
mina wężów, kiedy przeciwnie drapieżne jaszczury szarpały ją , ja k to czynią dziś d ra pieżniki wśród ssących. W iększa część tych zwierząt zam ieszkiwała ocean. Prof. S. W . W illiston odszukał niedawno całkow ite szkie-
Zupełnie odmienny typ jaszczurów w od
nych przedstaw ia P lesiozaur płaskoogoniasty (Elasm osaurus platyurus, Cope) (fig. 8). D łu gość jego wynosiła 45 stóp, z których połowa przy p ad ała n a szyję. P rzy pomocy tej g ięt
kiej długiej szyi, którą prawdopodobnie wznosił pływ ając po powierzchni nawzór ła-
| będzia, m ógł łatwo chwytać ryby, stanowiące jego pożywienie. O zwyczajach jego świad
czą ostre zęby, podobne do psich, oraz szcząt
ki ryb, znalezione obok jego szkieletu. Cały kształt jego doskonale przystosowany jest do.
pogoni za zdobyczą oraz do ucieczki od wro
gów, którem i prawdopodobnie były Cimolia- zaury. Zw ierzęta te miały kształt zbliżony
F ig 7. N ectnportl eus pi-origer. D ługość 3 0 — 5 0 stóp.
lety z płetwami przedniem i i tylnemi, m ają- cemi po 5 palców oraz skórę i przepony m ię
dzy palcami.
Długość M ozazaurów, sądząc z odnalezio
nych szkieletów, wynosiła od 30 do 50 stóp.
M osasaurus maximus, princeps i M issourien- sis m iały po 50 stóp długości. M. O arth ru s należał do najm niejszych m ając 30 stóp.
Zbliżonym do nich je st N ectoportheus pro- riger, Cope (fig. 7). M iał on pysk p rzed łu żony w dziób tępy, który może służył mu za broń, a może za narzędzie do podważania kamieni, gdy poszukiw ał zdobyczy. M iał też ! bardzo długi ogon, który u ła tw ia ł mu bystre ruchy pławne.
do Plesiozaurów , lecz ciało większe a szyję krótszą. M iały więc niewątpliwie przewagę w sile nad tam tem i. Cim oliasaurus magnus,.
Cope, musiał być lwem oceanu, z łatwością pokonywającym wszystkie współczesne zwie
rz ę ta morskie.
Cope daje następujący rodowód tylko co- opisanych zw ie rzą t: linią drapieżnych re p re zentuje Clepsydorus, protoplasta w epoce perm skiej, za nim idzie Palaeoctonus w try a- sowej, M egalosaurus w jurskiej i Caelaps w kredowej. L in ia traw oźernych ma za protoplastę Thecodontosaurusa w tryasow ejr Iguanodon reprezentuje j ą w jurskiej^
H ad ro sauru s —w kredowej. Osobne dwie
