BUDOWA ŚWIATA

SZKICE ASTRONOMICZNE

I.

Równolegle z postępem wiedzy oraz pomnażaniem środ­ków jej popularyzacyi pośród najszerszych warstw społecz­nych coraz wybitniej występuje objaw chorobliwy, który można określić mianem matomanii. Matomanami nazywamy ludzi, którzy, nie posiadając dostatecznego przygotowania naukowego, stają w otwartej opozycyi względem najsilniej ugruntowanych poglądów naukowych i tworzą na ich miej­sce teorye własne, niczem nieuzasadnione, a często tak dziwaczne i niedorzeczne, że tylko zboczeniu umysłowemu autorów powstawanie ich przypisać można.

Medycyna oddawna zapewne zwróciła uwagę na ten rodzaj obłędu, który uważać można za pewną odmianę manii wielkości. Z punktu widzenia medycznego jest to zresztą prawdopodobnie choroba bardzo niewinna, albowiem ludzie jej podlegający poza tem niczem nie wyróżniają się od przeciętnego ogółu; tem szkodliwszą jest ona z punktu widzenia społecznego, szczególnie gdy zaczyna posługiwać się drukiem. Nie można wymagać od szerokich mas kry­tycyzmu naukowego; w początkowych fazach rozwoju umy­słowego najsumienniejszy popularyzator nie jest w stanie uniknąć pewnej dogmatyczności w przedstawianiu teoryj naukowych. To też masy są równie skłonne do przyjęcia poglądów ściśle naukowych, jak do uznania w dobrej wie­

rze fantastycznych mżonek matomanćw. Zależnie od książki, jaką przeciętny czytelnik dostaje do ręki, kształtują się jego zapatrywania na kwestye, w książce tej poruszane.

Do zajęcia się kwestyą matomanii w tym artykule skło­nił mię zauważony fakt, że z książek treści astronomicznej, które w ostatnich kilkunastu latach wydane zostały w ję­zyku polskim, przynajmniej połowę zaliczyć trzeba do płodów obłędu naukowego. A przecież astronomia nie jest bynajmniej jedyną nauką, w której matomani doniosły pod­noszą głos, działalność ich wre i kipi na wszystkich polach myśli ludzkiej. W naukach społecznych i biologicznych aż się roi od najdziwaczniejszych pomysłów, kwestye lingwistyczne i gramatyczne są ulubionym tematem dyskusyi ludzi, naj­mniej do tego powołanych, specyalna odmiana matomanii, grafomania, jest utrapieniem redakcyj czasopism literackich, a nie mniej głów może trudzi się nad różnymi wynalazkami, pośród których perpetuum mobile wciąż jeszcze poczesne zajmuje miejsce.

Do wytwarzania się matomanów w znacznej mierze nie­wątpliwie przyczynia się popularyzacya wiedzy. Świadczą

o tem wykłady popularne, po których do prelegentów na­pływają różne głosy opozycyjne, świadczą instytucye, spe- cyalnie popularyzacyi wiedzy poświęcone, do których bez przerwy zgłaszają się ludzie z rozmaitymi pomysłami i te- oryami.

Nie chcę przez to powiedzieć, aby popularyzacya wie­dzy miała być szkodliwą. Plamy są nawet na słońcu, a prze­cież świeci ono i grzeje. Popularyzacya jest nietylko poży­teczną, ale w dzisiejszych czasach wprost niezbędną; szkod­liwą jest ona wtedy, gdy rozsiewa błędne poglądy, a nie­stety, zdarza się to zbyt często.

Pomijając wszelkie korzyści praktyczne, które człowie­

kowi przynosi wiedza, za najgłówniejszy cel popularyzacyi uważać należy rozszerzanie poglądów na świat i życie, zbliżanie ludzi do siebie przez usuwanie przepaści, dzielą­cej pojęcia ludzi wykształconych od pojęć tłumu. Jak da­lece wykształcenie dzieli i zbliża, widzimy stąd, iż łatwjej często przychodzi nam zawiązać bliższy stosunek z wy­kształconym Włochem lub Japończykiem, aniżeli z ciemnym naszym rodakiem, pomimo tylu łączących nas z nim węzłów.

Z drugiej strony, posunięta w naszych czasach do wy­sokiego stopnia specyalizacya, która stała się koniecznym warunkiem postępu w poszczególnych gałęziach nauki, spra­wia, że nawet ludzie wykształceni, ale w innych dziedzinach wiedzy pracujący, nie są zdolni się porozumieć w kwe- styach, najbardziej ich obchodzących. Popularyzacya winna dążyć do tego, aby każdego — choćby tylko w najogól­niejszych zarysach — pouczać o podstawach różnych ga­łęzi wiedzy, oraz o najważniejszych dokonywanych w niej odkryciach.

Często żartujemy sobie z dyletantów, którzy zajmują się wszystkiem po trochu, a nic nie umieją porządnie. Ale jeżeli nazwiemy dyletantem człowieka, który posiadł naj­ogólniejsze wiadomości z najróżniejszych dziedzin pracy kulturalnej, to w istocie rzeczy głównym celem populary­zacyi winno być rozwijanie tak rozumianego dyletantyzmu.

Dążenie tego rodzaju uważanem być może za objaw analogiczny do dążeń społecznych, mających na celu spra­wiedliwszy podział dóbr materyalnych pomiędzy ludźmi. Ąle gdy już te dążenia napotykają na swej drodze liczne przeszkody, to trudności wzrastają o wiele bardziej, gdy chodzi o równomierniejszy podział zdobyczy umysłowych.

Żądza życia i użycia jest w człowieku tak silną, iż wy­

twarza. w nim dostateczne zasoby energii do pracy lub walki. Tak samo wrodzoną jest Człowiekowi żądza pozna­nia, ale objawia się ona znacznie łagodniej i zazwyczaj dość łatwo da się zaspokoić. Bardzo nieliczni są ludzie, w których żądza wiedzy góruje ponad wszyskiemi innemi potrzebami życia — ci zawsze znajią drogę do zaspoko­jenia ciekawości, o ile to w ogóle jest możliwe. Ogół wymaga podniety, zachęty, ułatwień, a wszystko to do pewnego stopnia może mu dać dobra i rozumna popula- ryzacya. Owocem jej powinien być dyletantyzm, jako objaw prawdziwie kulturalny, jako wyraz dążeń ludzkości do prawdy, światła i sprawiedliwości.

Gdy sobie wszakże uprzytomnimy, jakie znaczenie dziś ogólnie nadaje się wyrazowi »dyletantyzm«, w którym mieści się lekceważenie i odcień ironii, znaczenie, które się wytworzyło na podstawie obserwacyi i praktyki życio­wej, trudno nie dojść do wniosku, że ujemne strony dyle- tantyzmu praktycznego odebrały mu piętno zdrowego objawu kulturalnego. O tych stronach ujemnych, które wiążą się ściśle z główną treścią tego artykułu, musimy pomówić nieco obszerniej.

II.

Każdy specyalista, pracujący naukowo w jakiejkolwiek dziedzinie wiedzy, wie, że jest to niezgłębione morze, po którem z wielkim trudem żeglować trzeba, bez nadziei, że kiedyś dopłynie się do portu. Rozumie on, na jak olbrzy­mim materyale, bez przerwy z najróżnorodniejszemi tru­dnościami gromadzonym, musi on opierać każde swe twier­dzenie, które ma naukę zbogacić, z jaką ostrożnością musi wyciągać wnioski, aby nie popaść w sprzeczność z mnó­

stwem innych faktów, których całokształt zawsze musi brać pod uwagę. Nauka nie znosi lekkomyślności i zapomnienia; każdy grzech, w tym kierunku popełniony, mści się dotkli­wie: powoduje zamęt, opóźnia postęp i zniesławia wino­wajcę. Błędne pojęcie w nauce można porównać z chorobą w organizmie, musi ona być uleczoną, jeżeli organizm ma się rozwijać normalnie.

Nigdzie może lekkomyślność taka nie pociąga za sobą skutków tak wyraźnych, jak w naukach ścisłych. W innych naukach istnieje zawsze pewna elastyczność i rozciągliwość pojęć, probierze prawdy mają charakter bardziej przypadkowy i zmienny, względność prawd naukowych występuje jaskra­wiej. Inaczej w naukach ścisłych; tam określenia nie do­puszczają żadnej dwuznaczności, te same działania prowa­dzić muszą zawsze do tych samych wyników, wszystko tam tworzyć musi budynek, w którego kształcie i rozkła­dzie żadnej nie może być dowolności. We wszystkich jego częściach istnieje ścisły, nierozerwalny związek, a jedna cegła, wyjęta z fundamentu albo zastąpiona inną, może spowodować runięcie, albo zupełną przemianę całego gma­chu. Dziś, naturalnie, wielka część tego gmachu stoi na podstawach niewzruszonych, katastrofom lub zmianom ule­gać mogą tylko wyższe, budujące się właśnie piętra.

To, cośmy powiedzieli o naukach ścisłych wogóle, do­tyczy też w szczególności astronomii, która, aczkolwiek ze względu na cel i przedmiot badań zalicza się do nauk przyrodniczych, jest jednocześnie nauką ścisłą ze względu na sposoby i środki badania.

Podstawą badań astronomicznych są prawdy, stwier­dzone spostrzeżeniem lub doświadczeniem, oraz hypotezy, które, chociaż głębszego uzasadnienia nie posiadają, nie stoją w sprzeczności z doświadczeniem i obserwacyą. Wszel­

kie wnioski teoretyczne, opierające się na tych podstawach, zgadzać się muszą ze sprawdzalną rzeczywistością; z chwilą, gdy spostrzegamy sprzeczność, hypoteza musi być odrzu­coną. Pojęcie prawdy, naturalnie, i tu jest względne, ale

0 tyle tylko, o ile względnemi są same zjawiska w po­staci, w jakiej się nam uświadamiają, o ile względną jest logika ludzka. Za prawdę naukową w astronomii uważa się to, co wnioskowaniem logicznem da się sprowadzić do pewników doświadczalnych.

Kto wie, czy nie do najważniejszych rzeczy w wykształ­ceniu naukowem należy zdobycie jasnego poglądu na to, co w nauce jest prawdą, a co hypotezą. Niektóre bowiem hypotezy, skutkiem wielowiekowego stosowania i ciągłej zgodności wyciąganych z nich wniosków z obserwacyą

1 doświadczeniem, zatraciły prawie swój charakter hypote- tyczny, a przecież nie mamy prawa zapominać, że są to hypotezy i nic więcej; inne znowu, chociaż jako hypotezy do nauki zostały wprowadzone, z biegiem czasu w istocie być niemi przestały — przeobraziły się w prawdy naukowe.

Hypotezą pierwszego rodzaju jest naprzykład wzajemne przyciąganie się mas. Obserwacya mówi nam tylko tyle, że ciała niebieskie poruszają się w swoich drogach tak, jak gdyby się one wzajemnie w określony sposób przyciągały — i to jest niezbitą prawdą; w praktyce natomiast często owo przyciąganie uważamy za fakt, a nieumiejętna peda­gogia nie mało przyczynia się do rozszerzenia tego błę­dnego zapatrywania. Prawdą natomiast, której obalenie jest niemożliwe, jest ruch ziemi dokoła osi, oraz ruch ziemi i innych planet dokoła słońca — chociaż prawda ta przez Kopernika wypowiedzianą została tylko w formie hypotezy naukowej. Inna rzecz, jak zapatrywał się na ową hypotezę sam Kopernik; nie ulega wątpliwości, że przekonany był

on o rzeczywistem istnieniu tych ruchów, ale rozumiał dobrze, że prostota teoryi jego nie mogła być dostatecznym dowodem jej prawdziwości. Na dowody nauka czekać mu­siała dość długo.

Jeżeli uważamy za rzecz właściwą reformować naukę, to powinniśmy rozumieć i pamiętać, że polem takiej działal­ności reformatorskiej mogą być tylko hypotezy. Gdy zaś zechcemy obalać prawdy naukowe, to damy tern tylko do­wód nieznajomości rzeczy, naukowej niepoczytalności. Dwa wyżej przytoczone przykłady zostały umyślnie wybrane, albowiem hypoteza Newtona i układ Kopernika są przed­miotami, najbardziej narażonymi na ataki matomanów. Po­mijając całą niedorzeczność rozumowań, wybór tematów świadczy, iż nie rozumieją oni, że prawdy naukowe w isto­cie istnieją i że nie rozróżniają prawd od hypotez.

Wytłómaczenie tych różnic, a przynajmniej zwracanie na nie uwagi w wykładach popularnych, mogło by zapo- biedz wielu nieporozumieniom. Ale przyznać trzeba, że danie jasnego pojęcia o tych różnicach ludziom, należycie do tego nieprzygotowanym, nie należy do zadań łatwych, a, niestety, zbyt często się zdarza, że sami popularyzato­rzy nie zdają sobie z nich dokładnie sprawy. Oczywiście, nieznajomość rzeczy odbija się na całej formie wykładu i uwydatnia się zawsze — nawet wtedy, gdy bezpośrednio zasadniczych kwestyi się nie porusza. Wszelka niejasność lub chwiejność daje powód do wątpliwości, do których usuwania znajdują się zawsze ludzie, nie wiedzący, że przy­stępują do walki z wiatrakami.

W wykształceniu dyletanckiem spostrzegamy zazwyczaj brak zrozumienia najbardziej zasadniczych podstaw nauko­wych, a co za tem idzie, brak zaufania do wyników nauki. Na tle tem wytwarza się rodzaj eklektyzmu, zasadzającego

się na chwytaniu wiadomostek, najbardziej przemawiających do przekonania danemu indywiduum, a co do znaczenia i uzasadnienia naukowego bardzo niewspółmiernych, które tylko wytwarzają w umyśle zamęt, a bynajmniej nie są zdolne przyczynić się do rozszerzenia horyzontów my­ślowych.

Że dokładne wyjaśnienie zasadniczych pojęć naukowych powinno być wstępem do wszelkich wywodów bardziej szczegółowych, wynika to z konieczności oparcia nauki na podstawach realnych. W najdalszych konsekwencyach nie możemy tracić z oczu owej realnej, doświadczalnej rzeczywistości, gdyż ona tylko jest tym drogowskazem, który nas ustrzedz może od błądzenia po manowcach. Gdzie kończy się rzeczywistość, tam zaczyna się fantazya, a fan- tazya nie jest nauką.

Ale gdzie kończy się rzeczywistość? Jest to rzecz względna i ściśle zależna od stopnia poznania rzeczywistości. Dla analfabety stronice elementarza są już krainą fanta­styczną; może on snuć najrozmaitsze myśli na temat sze­regów nieznanych mu znaków, gdy umiejący czytać złoży z nich tylko pewne określone wyrazy.

Dla każdego człowieka poza granicą jego wiedzy za­czyna się kraina fantazyi. Gdy zgłębiliśmy dokładnie jakąś naukę, to stanowi ona dla nas pewien obszar znanej rze­czywistości, ktoś inny będzie mógł bujać po tym samym obszarze tylko na skrzydłach wyobraźni. Jeżeli chcemy kogoś pouczyć, to zamiast obrazów fantastycznych mamy mu dać rzeczywistość. Nie znaczy to, aby zadaniem nauki było zabijać fantazyę; ale jej obowiązkiem jest dążyć do rozszerzania prawdy. Wolno uczonemu poza granicami po­znanego obszaru wiedzy unosić się wyobraźnią jak najdalej, ale nie wolno mu obrazów fantastycznych, które w gruncie

rzeczy najczęściej są tylko nieudolnym zlepkiem kawałków rzeczywistości, nazywać rzeczywistością. Ale niekiedy wy­obrażenie naukowe nawet w umysłach najpotężniejszych tak ściśle łączy się z prawdą naukową, że wielka zachodzi trudność w poprowadzeniu właściwej granicy. Rozstrzygać tu może tylko poważna krytyka naukowa. Można ją prze­konywać, można ją zwalczać, ale lekceważyć jej nie można, bo orzeczenia wszelkich innych sądów, choćby całego świata, w sprawach nauki nie mają żadnego znaczenia.

Nie ulega kwestyi, że łatwiej do przekonania szerokich mas można trafić, rozsnuwając przed niemi rozmaite fanta- zye naukowe, aniżeli wykładając im niczem nie zabarwioną prawdę. To też popularyzatorowie często nadużywają tej słabości ogółu dla zdobycia jego uznania z uszczerbkiem dla wiedzy. Zdarzają się niekiedy i uczeni, którzy nietylko wobec tłumów wygłaszają nieuzasadnione swoje hypotezy, jako prawdy naukowe, ale, co gorsza, od wyroków krytyki naukowej odwołują sić do sądu szerokiej opinii, która za­dawala się błahymi, a więcej do uczucia niż do rozumu przemawiającymi argumentami. Takie świadome szerzenie błędów dla dogodzenia osobistym ambicyom jest czynem wysoce nieetycznym.

Jako przykład, przytoczyć możemy Flammariona, który, mając za sobą pewne zasługi naukowe, był zdolen spopu­laryzować ideę zamieszkalności ciał niebieskich. Powagą swej uczoności opancerzył fantazyę — i puścił ją na wszyst­kie rynki świata, gdzie znalazła imponujące powodzenie, a z nią i inne utwory autora! Idea zamieszkalności światów nie wymagała zbyt przekonywających argumentów, ażeby przeniknąć do tłumów. W książce »Wielość światów zamie­szkałych«, tłómaczonej też na język polski, argumentami są tylko cytaty, a obalanie zarzutów w rodzaju tego, że

niemożliwem jest, ażeby Zbawiciel miał się rodzić na każdej gwieździe w celu zbawienia jej ludzkości, zajmuje w tej książce poczesne miejsce, — a przecie dla szerokich warstw publiczności argumenty takie były dostateczne. Później, gdy przez Schiaparelliego odkryte zostaJy kanały na Marsie, a jednocześnie powstała spirytystyczna teorya zjawisk me- dyumistycznych, zaludnienie Marsa oraz wędrówka dusz z gwiazdy na gwiazdę znalazły we Flammarionie wymow­nego rzecznika. Przeważna część utworów Flammariona, traktująca te kwestye, w charakterze książek »popularno­naukowych«, przedostała się i do literatury polskiej. Skutkj są wiadome: rzadko kogo dziś interesuje u nas astronomia, jako nauka o budowie wszechświata i prawach w nim rzą­dzących, natomiast kwestya zaludnienia Marsa wszystkich bardzo zajmuje; czasami ma się wrażenie, iż niektórzy uważają astronomię za naukę, zajmującą się specyalnie szu­kaniem ludzi na Marsie.

Nie wszystkie jednakże teorye, stojące w sprzeczności z naukowo stwierdzonym faktem, są pomysłami matoma- nów. Obok matomanii, błądzącej w dobrej wierze, istnieje też całkiem świadoma szarlatanerya naukowa, wyzyskująca łatwowierność tłumów dla korzyści materyalnych. Wpływ jej na kształtowanie pojęć jest nawet szkodliwszym, albo­wiem unika ona zwykle tematów czysto naukowych, jako mniej popularnych i często dla szerokiego ogółu obojętnych, a wybiera przedmioty, mające bardziej bezpośredni związek z życiem praktycznem. Matoman tylko bardzo rzadko staje się popularnym, szarlatan zwykle zdobywa szeroki rozgłos; na szczęście, szarlatanerya jest zjawiskiem o wiele rzad- szem, aniżeli matomania.

Do szarlatanów naukowych nie wahamy się naprzykład zaliczyć na cały świat głośnego Palba. Niema chyba na

świecie przedmiotu bardziej popularnego, jak stan pogody, interesuje on tak samo człowieka kulturalnego, jak i dzi­kiego mieszkańca najdalszych zakątków ziemi. Jakże upro- szczonem i mniej na zawody narażonem było by życie ludzkie, gdyby stan pogody był wiadomy na długi czas naprzód. Ludzkość domaga się dokładnej prognozy, a, nie­stety, trudność zadania jest tak wielka, że nauka jej po­dołać nie może. To, na co nauka przy największych wy­siłkach umysłowych i materyalnych dzisiaj zdobyć się może, jest zbyt mało w porównaniu z tem, czego się żąda. To też ogół, zrażony do powściągliwej i w swych przewidy­waniach chwiejnej nauki, zwraca się tam, gdzie znajduje śmielsze słowo, większą pewność siebie i dalej sięgające odpowiedzi. W krytykę teoryi się nie wdaje, nie ma na to ani czasu ani zdolności, ale czeka i sprawdza.

Jak wiadomo, prognozy Falba mają zawsze formę bardzo nieokreśloną, miejsce nigdy prawie niebywa w nich podawane, a czas w dość rozległych granicach. Jeżeli taka prognoza się sprawdzi, a gdzieś na ziemi sprawdzić się musi, to mieszkańcy naturalnie przekonani są o traf­ności przepowiedni; a charakterystyczną jest pobłażliwość mas, dzięki której jedna przepowiednia sprawdzona każe im zapominać o całym szeregu chybionych.

Świat chce być oszukiwanym. Więc chociaż tyle razy zwracano uwagę na elastyczność przepowiedni Falba, cho­ciaż tylekroć wykazywano, iż podstawy ich nie mają ża­dnego uzasadnienia w ogromnym materyale spostrzeżeń meteorologicznych, chociaż w zasadzie przyznano słuszność wszelkim krytykom naukowym; to przecież dni krytyczne Falba (dziś już nieżyjącego) skrupulatnie były podawane co miesiąc w wielu czasopismach, a kalendarze jego rozchodziły się po całym świecie w dziesiątkach tysięcy egzemplarzy.

Nie ulega kwestyi, że Falb nie wierzył w swoje dni kry­tyczne, ale ludzie domagali się jego kalendarzy, a on ich dostarczał, zdobywając sobie w ten sposób bez wielkiego trudu środki do życia.

Na rozgłosie, który zdobyły sobie przepowiednie Falba, oparła też swoje rachuby spekulacya. Jej to zawdzięczać należy, że do nader ubogiej naszej literatury naukowej prze­mycono tłómaczenia dziełek Falba pod tytułem: »Przewroty we wszechświecie«, oraz »Gwiazdy i ludzie«, pozbawionych wszelkiej wartości naukowej, ale w których objawy ma- tomanii występują nader wybitnie. A przecież tyle jest dzieł znakomitych w literaturach obcych, o których tłóma- czeniu na język polski nikt nie pomyślał nawet, ponieważ nie znalazłyby one u nas nakładcy, choć możeby się na­wet i znaleźli czytelnicy.

Wiadomości dyletanta opierają się zazwyczaj na wykła­dach popularnych, albo na przeczytaniu kilku dziełek po­pularnych. Tak wykłady, jak i dziełka tego rodzaju, jak zaznaczyliśmy, zamało uwydatniają różnicę pomiędzy zna- nem a nieznanem, a posługują się często fantazyą tam, gdzie nauka prawdziwa milczy. Jeżeli dodamy, że pośród owych dziełek niektóre są wprost zwierciadłami nieuctwa, lub świadectwami matomanii, to możemy pojąć, jak małą w ogólności wartość posiada wykształcenie dyletanckie.

III.

Scharakteryzowaliśmy poprzednio stosunek badacza do nauki. Pomijając stronę utylitarną badań naukowych, po­wiedzieć można, że postęp naukowy w gruncie rzeczy po­lega na tem, iż odkrywają się zagadki i niepewności tam, gdzie ich poprzednio nie spostrzegano. Dzięki temu postę­

powi uświadamiamy sobie coraz bardziej, że otaczający nas świat jest zjawiskiem o wiele cudowniejszem, aniżeli się to nam przedtem zdawało, że człowiek, który się mia­nuje często panem stworzenia, jest wobec zjawisk przyrody tylko igraszką, a złudzenie potęgi jest wynikiem zarozumia­łości. Im bardziej człowiek postępuje naukowo i zbliża się do sokratesowego »wiem, że nic nie wiem«, tem czuje się mniejszym, staje się skromniejszym i cichszym.

Wykształcenie powierzchowne do wręcz przeciwnych pro­wadzi wyników. Pośród dyletantów rzadko spotkamy czło­wieka skromnego, natomiast nader wybujała zarozumiałość jest wśród nich zjawiskiem pospolitem. Dyletant mierzy całą wiedzę miarą własnych wiadomości, im mniej sam umie, tem bardziej całokształt wiedzy w jego pojęciu się kurczy. Wie on, że jest tam coś poza tem, co podają autorzy prze­czytanych przez niego książek, ale są to, oczywiście, rzeczy drugorzędnego znaczenia, o których im pisać się nie opła­ciło. Reszty można się domyślać, albo po swojemu dopeł­nić. Tego rodzaju dyletanci stają się często matomanami.

Działalność »naukową« matomani rozpoczynają zwykle w ten sposób, iż w wypracowaniach piśmiennych komuni­kują swoje pomysły najbardziej w danej dziedzinie głośnym uczonym. Wskazówki i wyjaśnienia otrzymane uważają ma­tomani za obronę i rozpoczynają listowną polemikę. Po pewnym czasie przestają otrzymywać odpowiedzi, co wy­jaśniają sobie w ten sposób, że uczonemu zabrakło już argumentów do obrony, ale do błędów swych przyznać się nie chce w obawie o swoje stanowisko i połączone z niem różnorodne korzyści. Wtedy postanawiają pomysły swe ogłosić drukiem.

Dzieła matomanów posiadają wiele cech wspólnych, a tak charakterystycznych, że kto z niemi częściej miał do

czynienia, rozpozna je zazwyczaj po kilku przeczytanych zdaniach. Więc przedewszystkiem nie braknie prawie nigdy wstępu, w którym autor określa swój stosunek do nauki. Tutaj autor wyraża swoje Votum nieufności uczonym, albo­wiem ci, ucząc się, zatracić musieli wszelki przyrodzony krytycyzm, i rzeczy tylko tak pojmować mogą, jak ich uczono, jak napisano w książkach. Nie są oni zdolni wy­tworzyć sobie samodzielnego poglądu na kwestye naukowe ani pojąć innych, którzy w poglądach swoich od utartych i uświęconych przez naukę błędów nazbyt się oddalają. A jeżeli nawet pośród uczonych jakiś jaśniejszy i samo- dzielniejszy umysł się zdarzy, to przecież nie ma on odwagi wystąpić otwarcie, gdyż wystąpienie takie miałoby znaczenie zerwania z kastą, która umiała sobie wyrobić poczesne stanowisko w społeczeństwie, biernie pozwala- jącem się wyzyskiwać.

Wobec takiego stanu rzeczy dla prawdy i prawdziwej nauki zrobić coś może tylko człowiek, który niczego się nie uczył i nie pragnie z nauki czerpać jakichkolwiek ko­rzyści. Sąd cechu uczonych dla takiego intruza, oczywiście, zawsze wypaść musi niekorzystnie, starają się go ośmie­szyć lub zabić milczeniem; ale sąd ten nie jest wyrazem ich przekonania, lecz tylko aktem samoobrony przed grożącem niebezpieczeństwem. To też nie do uczonych zwraca się on ze swojem dziełem, ale do myślącego, niezależnego ogółu. Przez wzgląd na swych czytelników podaje on swe zapatrywania w sposób dla każdego dostępny, nie tak, jak uczeni, którzy umyślnie tak piszą, aby ich nikt nie mógł zrozumieć. Nie wyczerpał on w swej pracy wszystkich swych poglądów, nie umotywował on też wszystkich wnio­sków należycie, są to drobne braki, które myślący czytelnik sam uzupełnić zdoła. Jemu, autorowi, bardziej chodziło

0 myśl zasadniczą; motywa i szczegóły są to drobiazgi, dobre dla zakrzepłych w rutynie uczonych, którzy, zajmując się szczegółami, zatracają pogląd na całość.

Niekiedy w przedmowach tych zawarte są szczegóły biograficzne z życia autora (często naprzykład znajdujemy wzmiankę o przebytej chorobie, po której jasnowidzenie na autora spłynęło), dokładna bibliografia oraz ocena wyda­nych dawniej prac, przyczem przytoczone bywa nazwisko jakiegoś »jedynego rozumnego« uczonego (o którym zwykle nauka nic nie słyszała), który o pomysłach autora wyraził się przychylnie. U polskich matomanów często napotyka się też patryotyczne życzenie, ażeby dalszego opracowania

1 rozwinięcia ich pomysłów podjęli się Polacy i nie dali sobie wydrzeć tej zasługi Niemcom lub Francuzom, którzy tylko czyhają na to, aby przywłaszczać sobie cudze po­mysły, i napisaliby cale tomy o książce autora, gdyby ją był napisał po niemiecku lub francusku.

Jak widzimy, matomani w swych przedmowach uderzają w struny, na które masy są bardzo czułe. Jest rzeczą go­dną uwagi, że pogarda dla nauki zawodowej, którą otwarcie w swych wypracowaniach głoszą matomani, jest tylko spo- tęgowaniem tych uczuć, które żywi dla nauki ogół. Masy nie lubią uczonych, lekceważą pracę, której bezpośrednich skutków nie widzą, a znaczenia nie pojmują. Nauka zraża sobie ogół swą niedostępnością, swem usuwaniem się od szerokiego życia tłumów, które się błędnie tłómaczy: w skromności widzi się pogardę albo niedołęstwo, w pracy ideowej — śmieszne dziwactwo. O wiele łatwiej poszano­wanie ogółu zdobywają ludzie, którzy zbliżają się do niego choćby tylko z pozorami uczoności, mówią mu o tej swej uczoności i dają jej dowody, choćby w rzeczach bardzo błahych, ale z powagą, godną rzeczy najmądrzejszych.

Artykuł, napisany w ciągu godziny i zamieszczony w jakiemś rozpowszechnionem piśmie codziennem, czyni autora gło­śniejszym i większą mu zjednywa powagę u ogółu, aniżeli rozprawy, ogłaszane w czasopismach specyalnych lub ro­cznikach Akademii Umiejętności, będące często owocem wie­loletniej wyczerpującej pracy umysłowej.

I dlatego ogół traktuje pobłażliwie matomanów, z ła­twością solidaryzuje się z ich opinią o uczonych, jako cia­snych i zazdrosnych egoistach, pozbawionych fantazyi mo­lach książkowych, a jeżeli nie okazuje bezwględnego zaufania do wywodów naukowych matomanów, to przecież z całym liberalizmem uznaje ich równouprawnienie naukowe, przy­znając, jże nauka zawsze była wrogo usposobioną dla wszel­kich nowych i przewrotami grożących idei.

Historya, mistrzyni życia, ma być dowodem, że wszelkie nowe idee znajdowały zawziętych przeciwników w przed­stawicielach oficyalnej nauki, i tylko z wielkim trudem zdo­łały sobie wywalczyć przynależne im stanowisko. Mniemanie to jest zupełnie błędne, a opiera się na nieznajomości zadań i dążeń nauki. Najwspanialsza idea, wyrażona w formie abstrakcyjnej bez konkretnego uzasadnienia, nie posiada dla wiedzy żadnej prawie wartości. Każdemu wolno tworzyć swoje idee i wierzyć w to, co mu się podoba, ale nauka różni się od wiary tem właśnie, że ona nie wierzy, ona musi wiedzieć, ona chce być przekonaną.

Dlatego to naprzykład, chociaż w ciągu tysiącoleci wie­lokrotnie wygłaszaną była myśl o podwójnym ruchu ziemi, nie mogła ona być uważaną za zdobycz wiedzy, dopóki nie znaleźli się ludzie, którzy umieli myśl tę uzasadnić i oprzeć ją na faktach konkretnych. Pierwszy krok w tym kierunku uczynił Kopernik, który umiał przewidzieć wszystkie kon- sekwencye geometryczne tej idei, to jest skonstruować obraz

zmian, jakie musiałby spostrzegać na niebie obserwator ze stanowiska, zmieniającego w sposób określony swe miejsce w układzie innych, poruszających się analogicznie, ciał nie­bieskich. Na podstawie tej konstrukcyi wykazał Kopernik zgodność owych zmian z temi, które w istocie obserwu­jemy — i w ten sposób dopiero odwieczna idea układu heliocentrycznego z dziedziny fantazyi przeniesioną została na realny grunt naukowy w postaci hypotezy.

Wiemy, jak olbrzymi przewrót wywołało dzieło Koper­nika, a wywołało go nie dlatego, że wygłosił on jakąś wielką nową ideę, ale dlatego, że starodawną ideę, na której zwolenników w swojej książce się powołuje, uzasa­dnił w sposób naukowy. A sława, która imię Kopernika otacza i zawsze otaczać będzie, jest najlepszym dowodem, że zadanie, które on rozwiązał, było wielkiem, na które zdobyć się nie mógł żaden z zapomnianych ojców samej idei.

Ale, jak powiedzieliśmy, Kopernik uczynił tylko krok pierwszy w tym kierunku, ażeby układ heliocentryczny wprowadzić do nauki, on tylko uzasadnił jego prawdopo­dobieństwo. Czyż można się dziwić, że znalazł licznych przeciwników, kłórzy zwalczali jego pogląd, jako zbyt mało uzasadniony? Nauce nie wolno burzyć lekkomyślnie budo­wanych przez wieki gmachów, nie wolno jej iść za pierw­szym lepszym płomykiem, ukazującym się w dali, ona się musi przekonać, czy jest to błędny ognik, czy wschodzące słońce. I nie jest winą Kopernika i nie zmniejsza to jego sławy, że nie posiadał sposobów przekonania swoich prze­ciwników. Dał on nietylko to wszystko, co w jego epoce dać było można, ale umiał się wznieść genialnym umysłem ponad epokę, umiał przewidzieć zarzuty, jakie przeciw jego teoryi podniesione być mogły, oraz wskazać sposoby, za

2*

19

pomocą których przyszłe pokolenia mogły wykazać jej prawdziwość. A gdy odkrycia Keplera, Newtona, Bradleya, Bessla itd. usunęły wszelką wątpliwość co do prawdziwości heliocentrycznego układu, wtedy prawda ta nie mogła już mieć przeciwników w nauce i mieć ich nie może. Oczywiście, nie mówimy tu o całych legionach przeciwników, do któ­rych dowody naukowe nie mają przystępu, przeciwstawia­jących prawdom naukowym pewne fikcye umysłowe, lub przekonania, oparte na uczuciu. Za nich nauka odpowiadać nie może.

Ażeby całkiem wyraźnie określić stosunek nauki do no­wych idei, weźmy pod uwagę jeszcze jeden przykład, mia­nowicie ideę zamieszkalności ciał niebieskich. Mówiąc na­wiasem, nie jest to wcale taka wielka idea, jak sobie nie­którzy wyobrażają, i bynajmniej nie jest nowa. Musiała ona się narzucić sama przez się każdemu myślącemu człowie­kowi z chwilą, gdy się dowiedziano, że stanowisko ziemi w układzie słonecznym wcale nie jest wyjątkowem, że jest ona tylko jedną z szeregu planet, niczem specyalnem od nich się nie wyróżnia, a warunki życia, według naszych zapatrywań, na innych planetach pod pewnemi względami mogą być nawet lepsze. To też od chwili pojawienia się dzieła Kopernika idea ta była tematem wielu mniej lub więcej fantasty­cznych utworów, a genialny Herschel umieścił nawet istoty żyjące na słońcu, które uważał za prawdziwy raj świata. 1 nie należy bynajmniej przypuszczać, że nauka dla tej idei jest wrogo usposobiona; ona przyjęła ją do wiadomości, ale nie ma wcale powodu entuzyazmować się nią, albowiem nie posiadamy dzisiaj — jak i dawniej — żadnych danych, które mogłyby uzasadnić nadzieję, iż kwestya zamieszkal­ności ciał niebieskich będzie kiedykolwiek rozstrzygnięta.

A gdyby kiedy narodził się geniusz, któryby znalazł

prowadzące ku temu sposoby, to nie żaden ze zwolenników tej idei, nie Flammarion, który bardzo wiele w tym przed-* miocie pisał, ale tylko ten, kto umiał fantazyi dać podkład naukowy i uczynić z niej zdobycz wiedzy, zyska sobie sławę i uznanie.

Dodamy jeszcze, że nietyle stwierdzenie istnienia ludzi na Marsie lub innej planecie byłoby w tym razie źródłem dumy naukowej, ile sam fakt, że tak trudne zagadnienie umysł ludzki rozwiązać potrafił. Z punktu widzenia astronomicznego sama kwestya zamieszkalności światów zaziemskich nie po­siada wielkiego znaczenia. Zapewne, gdyby się udało stwier­dzić, że na Marsie naprzykład żyją jakieś istoty rozumne, to hypoteza, według której kanały na Marsie są ich dziełem, znalazłaby pewne poparcie, co zresztą — dopóki nie by­łoby pewności — nie zwolniłoby badaczy od szukania czysto przyrodniczych przyczyn dla wyjaśnienia tego zja­wiska. Zajęcie, które ta kwestya budzi, nie posiada wcale podkładu naukowego, jest ono tylko wynikiem wrodzonej umysłowi ludzkiemu potrzeby rojeń fantastycznych, do któ­rych kwestya ta znakomicie się nadaje.

IV.

Tolerancya nauki zresztą nie jest bezgraniczną. Przestaje ona być wyrozumiałą i pobłażliwą w jednym wypadku; mianowicie, gdy wygłoszona idea znajduje się w sprzeczności z dowiedzionemi prawdami naukowemi. Wtedy wykazuje jej niedorzeczność i raz na zawsze ruguje z nauki.

Takie wyrugowane idee zazwyczaj odnajdujemy w książ-' kach matomanów z najróżniejszymi waryantami. Nie przed­stawiają one nic nowego, często znajdujemy nawet te same argumenty, świadczące o nieznajomości najpierwszych ele-

mentamych podstaw nauki. Gdy naprzykład obalają układ Kopernika, to opierają się na rozumowaniu mniej więcej następującem.

Przez kilkanaście stuleci dzieło Ptolemeusza było ewan­gelią astronomii, nikt nie wątpił o prawdziwości zawartej w niem nauki; znajdowało się ono w zgodzie z obserwa- cyami astronomicznemi i z ludzkiem bezpośredniem patrze­niem na rzeczy.

Przyszedł Kopernik, umieścił słońce w środku, zredu­kował ziemię do roli planety i kazał jej biedź dokoła słońca; znalazł on obrońców i popularyzatorów swej teoryi, którą wreszcie i nauka oficyalna po długiem opieraniu się uznała za prawdziwą. Dziś nauka tak samo konserwatywnie a bezkrytycznie trzyma się teoryi Kopernika, jak dawniej ślepo ufała powadze Ptolemeusza. Tymczasem z biegiem czasu zdołano wykazać mnóstwo błędów w poglądach Ko­pernika, obalono n. p. główną zasadę tej nauki -— nieru­chomość słońca — wobec tego ruchy planet po kołach lub elipsach są zupełnie niemożliwe. Jakkolwiekbądź, ja- snem jest, że nauka, która mogła odrzucić układ Ptoleme­usza, tak samo z biegiem czasu może zmienić i układ Kopernika na jakiś inny, który znajdzie dosyć energicznych obrońców i zwolenników.

Takie zapatrywania słyszy się zresztą dość często wy­głaszane przez ludzi normalnych, lecz posiadających tylko powierzchowne wiadomości astronomiczne. Może więc nie będzie zbytecznem wyjaśnienie istotnego stanu rzeczy. Otóż to, co nauka dziś jeszcze nazywa układem Kopernika, w rzeczywistości od prawdziwego układu Kopernika różni się w znacznej mierze. Ale dwa zasadnicze punkty teoryi Kopernika pozostały nienaruszone: 1) ziemia w ciągu doby raz obraca się naokoło swej osi, 2) ziemia jest planetą

i wraz z innemi planetami krąży dokoła słońca. Poza tern oddaliliśmy się bardzo od zapatrywań Kopernika, ale też układ dzisiejszy nie jest już tylko konstrukcyą geometry- czno-mechaniczną, lecz całością, w której wszystkie ruchy,

o wiele bardziej skomplikowane, niż przypuszczał Kopernik, a nawet Kepler, związane są jednem wspólnem prawem, prawem Newtona.

W tym układzie w istocie już nie słońce jest centalnym punktem, ale inny punkt idealny, zwany środkiem ciężkości, dokoła którego krążą nietylko planety, ale i samo słońce. Tylko wielkości swej masy w porównaniu z masami planet zawdzięcza słońce swoje dominujące stanowisko w układzie; dzięki tej masie środek ciężkości układu znajduje się w bli­skości środka słońca, a więc ruchy słońca są małe, i w przy­bliżeniu można słońce uważać za nieruchome w układzie. W gruncie rzeczy każda bryła układu słonecznego jest źró­dłem analogicznego działania na inne, a ruch każdej z nich jest wypadkową ze wszystkich ruchów, do których je zmusza każdy oddzielny środek siły. Słońce, dzięki swej naj­większej masie, decyduje o ogólnym charakterze dróg innych ciał układu, wpływ innych mas występuje tylko deformu- jąco w postaci t. zw. perturbacyi, których istnienie jest koniecznym wynikiem prawa Newtona.

Inaczej na te sprawy zapatruje się matoman. Powiada on, że układ Kopernika i prawo Newtona już od dawna z obserwacyą są w niezgodzie, ale uczeni, przyzwyczaiwszy się do nich, jako do wygodnego środka w swoich oblicze­niach, nie mają chęci się ich pozbywać, a gdy spostrzegą niezgodność, łatają widoczne braki za pomocą różnych per­turbacyi, precesyi i t. p., które nie są niczem lepszem od niezliczonych epicyklów, którymi usuwano niezgodności z prawdą w układzie Ptolemeusza. Ale jakże mu wyjaśnić,

że epicykle, którymi łatano układ Ptolemeusza, nie miały uzasadnienia przyrodniczego, lecz przedstawiały tylko coraz drobniejsze wyrazy w szeregu przybliżeń o charakterze czysto liczbowym? jakże wyjaśnić, że najprostsze prawa w kombinacyach swoich prowadzą do bardzo złożonych zja­wisk, że właśnie owe atakowane »perturbącye i precesye« są najbardziej decydującym dowodem prawdziwości przyj­mowanych w nauce zasad?

Nie dla każdego dostępne są dowody naukowe. Aby, módz się przekonać naprzykład o prawdziwości twierdzenia Pytagorasa, koniecznie trzeba znać początki geometryi elementarnej; kto tych początków nie posiada, nie zrozu­mie dowodu i może o prawdziwości twierdzenia wątpić.

O wiele dalej w rozumowaniu naukowem posuniętym być trzeba, ażeby utwierdzić się w przekonaniu, że układ sło­neczny jest w istocie takim, jaki nauka przyjmuje, że prawo Newtona w istocie zdaje sprawę ze wszystkich ruchów, które w układzie planetarnym zachodzą — ale dowody są nie mniej ścisłe, jak dowód pierwszego lepszego twierdze­nia z geometryi elementarnej. Utrzymują niektórzy, że ka­żdy dowód jest względny, że umysł ludzki uledz może takiej zmianie, iż prawdą stanie się 2—(—2=5. Otóż układ słoneczny w postaci dzisiaj przyjmowanej jest prawdziwy tak samo, jak to, że 2—(—2=4. Jakim on jest niezależnie od człowieka, nie wchodzi to już w zakres badań astrono­micznych.

Są ludzie, którzy nie uznają trudno zrozumiałych prawd. Zaprzeczają im wprost, bojąc się wysiłków umysłu, albo też noszą się z fikcyą o prostocie zjawisk przyrody, a nie mogą zrozumieć, że własna nasza psychika najprostsze nawet zjawiska w nierozwiązalne węzły poplątać może. Czyż można sobie wyobrazić coś prostszego, jak wyrażenie ma-

tematyczne prawa Newtona, a przecież już ruchy trzech ciał, działających wzajem na siebie według tego prawa, są tak złożone, że umysł ludzki napróżno dotychczas się wy­sila, ażeby sobie obraz tych ruchów uprzytomnić. Matoman w swoich zapatrywaniach idzie jeszcze dalej. Jest on nie tylko z góry przekonany o fałszywości dowodów nauko­wych, ale zarzuca uczonym wprost, że kłamią świadomie, oplątując swoje wywody siecią pozornych trudności, aby oszołomić i odstraszyć tych, którzy chcieliby owe kłam­stwa zdemaskować. Wydawszy taki wyrok, można już snuć teorye własne, nie oglądając się na sprzeczności z nauką oficyalną — owszem nawet musi się z nią być w sprze­czności, jeżeli się szczerze i sumiennie dąży do prawdy.

V.

Podejmowanie przez matomanów kwestyi trudnych, które zresztą nauka, całkując pracę całych wieków, ostatecznie rozwiązała, opiera się, jak wspomnieliśmy, na podawaniu w wątpliwość dobrej wiary uczonych. Obok tego istnieją kwestye naukowe, usuwające się wprost z pod ścisłej kon­troli doświadczenia i rozumowania, do których zabierało się tylu ludzi niepowołanych, iż powstały całe stosy prac, w których niekiedy znajdzie się jakieś zdrowe ziarno, ale którego wyszukanie przedstawiałoby trud tak olbrzymi i niewdzięczny, że rzadko komu chce się go podejmować. Do takich trudnych tematów w astronomii należą naprzy- kład wszelkie kwestye kosmogoniczne, teorya budowy słońca i t. p., ale z trudności zdawać sobie może tylko sprawę uczony, świadomy środków, jakimi nauka dziś rozporządza, ogarniający to wszystko, czego o wszechświecie dotąd zdo­łano się dowiedzieć, który wie o niezmiernym materyale

obserwacyjnym, dotyczącym zjawisk na słońcu, odbywają­cych się w warunkach, których na ziemi wytworzyć, a więc też wyobrazić sobie nie można. Natomiast z łatwością kosmo- goniczne teorye może budować każdy, kto nie jest zdolny do kontroli matematycznej swoich wniosków, a teorye słońca — ten, kto nie badał szczegółowo widma słonecznego, kto nie może sobie uprzytomnić ogromu traconej przez słońce energii, kto jest w stanie skurczyć olbrzymie, cu­downe zjawisko przyrody do rozmiarów, które się dadzą wtłoczyć w sferę nieudolnego ludzkiego pojmowania rzeczy. Ale oczywiście teorye takie nie mają żadnej wartości. I dlatego w kosmogonii nauka do dziś stoi na gruncie wspaniałej koncepcyi Laplace’a, modyfikowanej w szczegó­łach w miarę postępu krytyki i nauki, a w poglądach swych na słońce poszła tak daleko, że odrzuciła' wszelkie ogólne teorye słońca i zadawala się tem, gdy wyjaśnienie jakiegoś szczegółu da się sprowadzić do analogii ze zjawi­skami, zachodzącemi na ziemi.

Trudność i nieuchwytność zadań wyżej przytoczonych sprawia, że nauka z góry z podejrzliwością i sceptycyzmem przyjmuje każdego, kto wystąpi z nową teoryą kosmogo- niczną, albo nową teoryą budowy słońca. Pomimo to, a może właśnie dlatego, teorye takie pojawiają się bez przerwy, a lwia część produkcyi w tym kierunku odpada na rachunek matomanów, którzy chętnie szukają odznacze­nia i sławy w tych dziedzinach, gdzie nauka otwarcie wy­znaje swą bezsilność.

Najzawilsze kwestye matomani rozwiązują z największą łatwością ku zupełnemu swemu zadowoleniu. Do czego zdolni są uczeni, jeżeli nie mogą sobie dać rady z naj- prostszemi kwestyami; na co oni właściwie istnieją, jeżeli człowiek, który nie obrał sobie nauki za zawód życia,

jedynie dzięki odrobinie zdrowej, samodzielnej logiki, ma im torować drogę pośród niepokonanych dla nich trudności ?

Jakie idee w swoich dziełach wygłaszają matomani, w jaki sposób je uzasadniają, jak kwestye naukowe rozwią­zują, nie można tego ogólnie scharakteryzować, tembardziej że niema tematu w nauce, któryby nie znalazł swego ma- tomana. Na podstawie kilku przykładów, które przytoczę, czytelnik sam o pracach matomanów zdoła sobie wyrobić pojęcie.

Weźmy naprzykład pod uwagę książkę Henryka Ćwi­klińskiego p. t. »Najciekawsze tajemnice stworzenia«, a mia­nowicie zawartą w tej książce teoryę kosmogoniczną autora. Podstawą tej teoryi są t. zw. »pozorne nicości«, któremi są naprzykład próżnia i cień. Nie są to, zdaniem autora, nicości rzeczywiste, albowiem w każdej z nich tkwi ukryta siła. »Próżnia wciąga nam język i usta w szyjkę flaszki, gdy wy­ssiemy z niej powietrze«, a siła, która zawarta jest w cieniu, udziela się zmęczonemu wędrowcowi, gdy w cieniu spocznie, »cień też wytwarza różne rodzaje pleśni, mchów i grzybów«. Otóż we wszechświecie była na początku ciemność i pró­żnia, ciemność wytworzyła »potworne chmury pleśni«, a próżnia ściągała je i utworzyła kule światów. Na tej za­sadniczej idei autor, operując coraz nowemi »pozornemi nicościami«, buduje swój świat.

W książce d-ra J. Weinberga, p. t. »Geozofia powsta­nia i rozwoju kuli ziemskiej«, znajdujemy następujące po­glądy. Świat składa się z trzech gatunków komet: słone­cznych, planetarnych i księżycowych, z których utworzyły się słońca, planety i księżyce. Komety takie ciągle odry­wają się od mgławic i przyciągane są przez odpowiadające ich naturze ciała niebieskie. Skutkiem tego masa naszego układu wciąż się powiększa, a dla utrzymania równowagi

w układzie każdej komecie słonecznej, przyciąganej przez słońce, musi odpowiadać kometa planetarny. Komety sło­neczne łączą się ze słońcem, wywołując na jego powierz­chni różne zaburzenia, które obserwujemy w postaci plam, protuberancyi itp., komety planetarne są to np. małe pla­nety między Marsem a Jowiszem. Nie są one tylko odkry­wane, jak astronomowie sądzą, ale w istocie przybywają. Tak samo nie było dawniej w układzie słonecznym Neptuna, dopiero w r. 1845 dla równowagi został on do układu wcią­gnięty i naturalnie natychmiast spostrzeżony. Dalsze szcze­góły pomijamy.

W książce Fr. Wodeckiego p. t. »Księga wszechświata i sposób jej czytania«, oraz w broszurce p. t. »A jednak się nie porusza«, której autor ukrył się pod pseudonimem 44, występuje myśl przewodnia, że ciała niebieskie są oży­wione i mają zupełną świadomość swoich czynów. Poza tą wspólną ideą, w szczegółach znajdujemy znaczne różnice. Według pierwszego z autorów słońce i każda planeta są to ożywione istoty, przyczem słońce jest to indywi­duum męskie, planety indywidua żeńskie. Zgodnie z po­jęciami Kopernika, słońce znajduje się w spokoju, a pla­nety się poruszają — ale nie skutkiem ciążenia mas, jak przypuszczał Newton, lecz z własnej, nieprzymuszonej woli. Celem tego ruchu jest umożliwienie stosunku płciowego pomiędzy słońcem a planetami, które stanowią jakoby jego harem. Życie na planetach jest wynikiem owego obcowania płciowego, a narodzenie się pierwszego człowieka z matki ziemi, oraz pierwsze jego dni życia, autor opisuje ze wszel­kimi szczegółami. Celem głównym tej pracy jest obalenie prawa Newtona.

Drugi z wymienionych autorów głównie zwraca się przeciw Kopernikowi. Według niego cały wszechświat jest

jednym wielkim organizmem, a oddzielne ciała niebieskie, chociaż posiadają zupełną świadomość siebie, są w stosunku do całego organizmu czemś w rodzaju komórek organizmu zwierzęcego, albo kulek krwi. Zaprzecza on istnieniu słońca, uważając je za odbicie wewnętrznego ognia ziemi od wklęsłego, realnego, sklepienia niebieskiego. Nie może więc ziemia krążyć dokoła słońca, którego wcale niema, a zresztą ziemia, jako świadoma siebie i rozumna istota, cierpiąca przytem na chorobę skórną (rolę grzybków i ba- kteryi odgrywają tu rośliny, zwierzęta i ludzie), nie będzie się kręciła bez potrzeby, skoro może pozostawać w spo­czynku.

Nie będę mnożył przykładów. Takie poglądy reforma­torskie znajdujemy po owych wstępach, pełnych wycieczek przeciw uczonym, wygłaszanych z niezmierną pewnością siebie, z ciągle zaznaczanem przekonaniem, iż od tych teo- ryi rozpocznie się nowa era w nauce. I gdyby się nie miało co chwila dowodów zupełnej dobrej wiary autorów, gdyby się nie wiedziało i nie doświadczało, że są ludzie, którzy nawet takie idee traktują poważnie, albo też wyniki nauki uważają za podobne urojenia, gdyby się nie miało przeświadczenia, że się ma do czynienia z płodami zbo­czenia umysłowego, możnaby wywody matomanów trakto­wać czasami, jako niezrównaną w pomysłach humorystykę. Tracimy wszakże ochotę do śmiechu, kiedy uświadomimy sobie prawdziwy stan rzeczy.

Gdybyśmy wszakże dla ostrzeżenia czytających chcieli dać choćby spis bibliograficzny prac matomanów w astro­nomii, znaleźlibyśmy się w niemałym kłopocie. Trudno bo­wiem niekiedy wydać stanowczy wyrok co do tego, czy mamy do czynienia z objawem matomanii, czy tylko z pło­dem wybujałej dyalektyki. Niekiedy obok zdań i poglądów

zupełnie rozsądnych spotykamy naraz tak krzyczączą nie­dorzeczność, iż trudno wierzyć przychodzi, aby wszystko to z jednej głowy pochodzić mogło. Nie chcąc być zbyt surowym, nie można zaliczać do obłąkanych tych wszyst­kich, którzy wygłaszają pogłądy niedorzeczne — ta niedo­rzeczność musi przechodzić pewne granice, ale gdzie jest ta granica, tego określić ściśle nie można. Bądź co bądź, pobłażliwość krytyki nie powinna przechodzić pewnych gra­nic i nie sądzę, ażeby była pożyteczną zbyt wielka wzglę­dność dla autorów prac poronionych, podyktowana współ­czuciem dla ich twórców.

Tę uwagę nasuwa nam ogłoszona w »Kuryerze War­szawskim« ocena książki p. t. »Pogląd na ustrój przyrody«, napisanej przez Przyrodnika. Recenzya ta pochodzi ze strony bardzo poważnej, a jest nadzwyczaj dla owego dzieła po­chlebną. Kiedy mi ta książka przed kilku laty wpadła do ręki, uważałem ją za dzieło matomana. Dzisiaj nie chcę się przy takiem zapatrywaniu upierać, chociaż wiele prze­mawia za jego słusznością. Ale i dziś odmawiam tej książce wszelkiej wartości, a dla uzasadnienia mego sądu pozwolę sobie podać w krótkości jej treść oraz kilka uwag kryty­cznych.

Z treści książki widać, że autor posiada znaczne oczy­tanie filozoficzne i przyrodnicze. Cytaty z dzieł filozofi­cznych i przyrodniczych zajmują większą część książki, można je czytać z zajęciem, jak i niektóre uwagi autora

o charakterze ogólniejszym. Celem wszakże autora jest »ugruntować całe przyrodoznawstwo na mocnych fundamen­tach«, których mu dzisiaj brak — i w tem dążeniu, nie­stety, występuje cała opaczność jego rozumowania i dalto. uizm umysłowy w stosunku do własnej osoby, stanowiący jedną z cech charakterystycznych matomanów. Zresztą

nie brak w jego książce żadnej z owych cech charaktery­stycznych.

We wstępie p. t. »Słówko do myślących« znajdujemy nieuniknioną śpiewkę o rutynie uczonych, która każe im bronić uparcie nawet mylnych poglądów, i o bierności ogółu przyrodników, którzy z obawy narażenia się autorytetom, nie odważają się na żadną opozycyę. Dalej autor wzywa myślących, aby odważyli się myśleć samodzielnie, aby nie importowali gotowych idei z zagranicy, która oślepia nas mnóstwem sławnych nazwisk, lecz aby na miejscu budo­wali gmach nauki, do którego podstawy znajdą w książce autora. To wezwanie zwraca się nie tylko do przyrodników, ale do całego myślącego ogółu, szczególnie do młodzieży, niezakrzeptej w rutynie, do duchowieństwa, prawników, publicystów. Zaznaczywszy wreszcie, że robota jego jest tylko szkicową, w szczegółach niewykończoną, że w grun­cie rzeczy chodziło mu tylko o przedstawienie idei zasa­dniczej, dalsze jej rozwinięcie i opracowanie pozostawia innym.

Według autora chwiejność poglądów przyrodniczych jest skutkiem zupełnej bezkrytyczności uczonych, którzy zaniedbali poznanie zasadniczych podstaw nauki, t. j. materyi i prawa przyczyny, a bez tych podstaw nie można marzyć o zdobyciu jakichkolwiek trwałych wiadomości. Więc też pierwszem zadaniem autora jest krytyczne wyja­śnienie istoty materyi i związku przyczynowego zjawisk.

Otóż wiadomo każdemu przyrodnikowi i filozofowi, że te kwestye, które autor chce rozwiązać na samym początku, należą do bardzo trudnych, i rozwiązanie ich prawie prze­rasta siły umysłu ludzkiego. Ale trudność tych zadań staje się widoczną właśnie dopiero przez zastosowanie bardzo głębokiego krytycyzmu naukowego, umysł bezkrytyczny

z łatwością zadania te rozwiąże, ale rozwiązanie to uczo­nych nie zadowoli. Czyż cała fizyka, mechanika, chemia itd., nie prowadzą nas do coraz głębszego poznania wła­sności materyi, oraz odkrywania coraz ściślejszego związku pomiędzy zjawiskami, pozornie całkiem odmiennemi, a po­znanie istoty materyi oraz istoty t. z w. przyczynowości czyż nie jest tym ostatecznym ideałem, do którego owe badania dążą?

Takie odwrotne postawienie kwestyi świadczy o nie­zrozumieniu trudności, z któremi nauka walczy. Ale zo­baczmy w jaki sposób autor te trudności rozwiązuje.

Otóż przedewszystkiem chodzi mu o rozstrzygnięcie, czy atomy mają byt realny, czy nie. Cytuje na dużych 16 stronach najrozmaitsze w tym względzie zapatrywania uczo­nych, a wreszcie zatrzymuje się na »niedorzecznym« argu­mencie, że nie można sobie wyobrazić drobiny tak małej, aby już dalej była niepodzielną. »Krytyczne« rozwiązanie kwestyi przez autora jest takie, że przecież drobina nie może się już dzielić, skoro osiągnęła swą minimalną wiel­kość — i na tej podstawie oświadcza się za atomistyczną budową materyi. Pomimo tej atomistycznej budowy uważa, że materya napełnia przestrzeń w sposób ciągły.

Znacznie więcej miejsca poświęca autor samej materyi, przyczem polemizuje z zapałem z najrozmaitszymi filozo­fami i przyrodnikami, których poglądy uważa niekiedy za graniczące z objawami patologicznymi. Czytamy z zainte- sowaniem w nadziei, że autor zdobędzie się po tak dru­zgocącej krytyce na jakiś pogląd głębszy i oryginalny, i w końcu znajdujemy »krytyczny« wniosek autora, że ma­terya istotnie jest materyalną a wszelka substancya mate- ryalna nazywa się materyą!

Nie lepiej załatwia się autor z prawem przyczyny, nie

mówi tu już nawet o jego istocie, lecz zadawala się wy­kazaniem jego ważności, nie porzucając ostrego tonu pole­micznego, jak gdyby w istocie znajdowali się ludzie, mający inne pod tym względem zdanie.

Nie jest mojem zadaniem wyliczać wszystkie sprzeczno­ści i niedorzeczności, które spotyka się na każdej stronicy, zwrócę tylko jeszcze uwagę w kilku słowach na główną ideę autora. Otóż głównym jego celem jest wyrugowanie z nauki pojęcia eteru. Właściwie zaś nie ruguje samego pojęcia, tylko jego nazwę — bo na miejsce eteru wprowadza »normozę«.

Owa normoza »jest połączeniem równych ilości elektry­czności dodatniej i ujemnej« i wypełnia wszechświat w sposób ciągły. Nie ma na to autor żadnych dowodów, ale wymaga tego »rozsądek natury i prawo rozumnej konsekwencyi«. Elektryczność jest materyą najdzielniejszą ze wszystkich (rozmaitych), jest płynem przeźroczystym i sprężystym, jest ciałem jednolitem, a jednocześnie złożonem ż różnych specyficznych pierwiastków, obok tego bezatomowem

i niepodzielnem, a pomimo to przenikliwem i włókni- stem. Trudno pojąć, w jaki sposób krytyczny autor był w stanie w jednem ciele umieścić tak sprzeczne wła­sności. Nie podaje on już tu żadnych argumentów, lecz wzywa młodych uczonych, ażeby podjęli się tej pracy, na którą jemu brak sił i czasu. Sam zaś plącze się w chao­sie niedorzeczności, w których oryentować się nie łatwo, z którego kilka wyłowionych zdań przytaczam: światło

i ciepło słoneczne jest wyrazem wpływu elektryczności słonecznej na powierzchnię ziemi, »przypisywanie słońcu wysokiej temperatury, sięgającej ciepłotą aż do kuli ziem­skiej, jest przypuszczeniem błędnem i z prawami natury niezgodnem«; przypływy i odpływy morskie są następstwem

»indukcyjnego wiązania się elektryczności ziemi, księżyca

i słońca«; widmo słoneczne jest »rozkładem normozy na jej specyficzne pierwiastki« itp.

Po tym najgłówniejszym rozdziale książki musimy przyjść do wniosku, że autora trzeba zaliczyć do matomanów. Je­dnakowoż w końcu książki dodaje autor »Dopełnienie«, w którem znajdujemy znowu sporo myśli całkiem rozumnych, ale też mniejszą pewność siebie i objawy braku zaufania do poglądów, poprzednio wygłoszonych. Wprawdzie jeszcze na samym końcu autor odmawia wszystkim obliczeniom astronomicznym, opartym na stosowaniu prawa Newtona, wszelkiej wartości, ale tu już bez wahania powiedzieć mo­żemy, że zarzuty oparte są tylko na nieporozumieniu oraz na błędach, zawartych w niektórych podręcznikach szkol­nych, a nie są wynikiem matomanii. Taki wniosek wszakże ■nie upoważnia jeszcze do tego, ażeby zachęcać kogośkol- wiek do czytania książki, w której z każdej stronicy wieje duch negacyi, opartej tylko na urojeniach, a to, co ma być pracą pozytywną autora, jest gorączkowem majacze­niem.

Może za wiele miejsca poświęciłem książce, z którą załatwić możnaby się było krótko, gdyby nie było tak wielkiej różnicy poglądów na jej wartość. Ale możliwość takiej różnicy sama świadczy dostatecznie, jak odmienne są sądy ludzkie, i nie ulega wątpliwości, że w szerokich masach nawet typowe książki matomanów znajdować mogą licznych zwolenników.

Artykuł swój oparłem na faktach, wziętych z jednej tylko dziedziny wiedzy. Jestem przekonany, że fakta takie znalazłby każdy specyalista w swej własnej dziedzinie, ale może za mało w ogólności zwraca się na nie uwagi i zbyt pobłażliwie toleruje. Tymczasem szkoda, którą takiem to­

lerowaniem się wyrządza, jest większa, aniżeli się wydaje, gdyż z pewnością walka z ciemnotą jest o wiele łatwiejszą, aniżeli walka ze spaczonemi pojęciami. A zapobiedz roz­szerzaniu się takiego stanu rzeczy może tylko ścisła i su­mienna kontrola produkcyi książkowej.

35

II.

Zaćmienia słońca.

I.

Zaćmienia słońca, podobnie jak zaćmienia księżyca, na­leżą do zjawisk, znanych od czasów najdawniejszych. Spo­tykamy o nich wzmianki w najstarszych kronikach i za­bytkach piśmiennictwa. Wiadomo, że kolebką astronomii była Babilonia i Chaldea i że chaldejscy kapłani, którzy przez liczne wieki obserwowali pilnie bieg świateł niebie­skich, na podstawie swych spostrzeżeń odkryli okres w któ­rym zaćmienia słońca lub księżyca się powtarzają. Okres ten, zwany »Saros«, obejmujący 18 lat 11 dni, dawał im możność przepowiadania zaćmień na przyszłość.

Tajemnica tych przepowiedni przeniosła się później do Egiptu, Grecyi i Rzymu i często była wyzyskiwaną w tym celu, aby w tłumach budzić uległość i poszanowanie dla stanu kapłańskiego.

Okres chaldejski pozwala wszakże przewidzieć tylko tyle, że zjawisko wogóle zajdzie, bez oznaczenia dokładnego czasu lub miejsca zjawiska. Znajomość ruchów ziemi i księ­życa pozwala dzisiaj z wszelką żądaną dokładnością obli­czać zaćmienia na dowolny okres czasu naprzód i wstecz. Wielki »Kanon zaćmień« Oppolzera obejmuje wszystkie za­ćmienia słońca od r. 1206 przed N. Chr. do r. 2163 na­szej ery w liczbie 5200, wraz z przebiegiem pasa całko­

witości na powierzchni ziemi dla każdego z nich. Wskutek tego wiadomości starożytne o zaćmieniach mają pierwszo­rzędne znaczenie w badaniach chronologicznych, gdyż epoki, w których w danem miejscu było widzialne zaćmienie, da­dzą się ściśle określić współczesnym rachunkiem. Szcze­gólnie całkowite zaćmienia słońca, które dla danego miej­sca są zjawiskiem rządkiem, określają epokę z zupełną dokładnością.

Ale i dla astronomii wzmianki owe posiadają znacze­nie nie małe, ponieważ zastępują one poniekąd obserwacye dokładne położeń słońca i księżyca, których z tak odle­głych epok nie posiadamy.

Na podstawie starożytnych zaćmień wywnioskowano na- przykład o istnieniu t. zw. wiekowego przyspieszenia ruchu księ­życa, które w całości nie znajduje teoretycznego uzasadnienia w działaniu mas, wywierających wpływ na ruchy księżyca. Jeżeli przyjąć, że prawo Newtona jest ścisłe i niezmienne, to dla wyjaśnienia tego przyspieszenia pozostaje tylko je­dna hypoteza, mianowicie, że jest ono tylko pozorne, a rzeczywistem jest powolne wzrastanie długości doby. Wiekowe przyspieszenie księżyca jest bardzo małe i dla wyjaśnienia jego wystarczy przyjąć przedłużenie doby o ¹/moo sekundy na 100 lat. Zmniejszanie się szybkości obrotu zie­mi tłómaczy się działaniem słońca i księżyca na ziemię, które powoduje deformacye jej kształtu. Działanie to bez­pośrednio dostępne jest dla obserwacyi w zjawisku przy­pływów i odpływów morskich.

Jako zjawiska niecodzienne i bardzo efektowne, a przy- tem z góry przepowiadane, zaćmienia zawsze wzbudzały ciekawość powszechną, ale nie miały większego znaczenia dla nauki. Aż do połowy wieku XIX-go obserwacye astro­nomów ograniczały się do dokładnego określania momen­

tów początku i końca zaćmienia (kontaktów), a służyły one za materyał do ściślejszego wyznaczania pewnych sta­łych, występujących w teoryach ruchu słońca i księżyca, a więc do poprawki tablic astronomicznych. Później, gdy wydoskonalone zostały metody obliczania przebiegu za­ćmienia słońca na powierzchni ziemi, obserwacye kontaktów zużytkowywane były do wyznaczania długości geograficznej miejsc obserwacyi.

Takie obserwacye kontaktów i dzisiaj jeszcze bywają robione, a przy zaćmieniach częściowych właściwie nie wiele co więcej zrobić można. Znaczenie tych obserwacyj dzisiaj jest niewielkie wobec tego, iż bezpośrednie obser­wacye położeń słońca i księżyca są o wiele dokładniejsze, a i do wyznaczania długości istnieją dziś metody nader ścisłe; pomimo to pewnego pożytku tym obserwacyom odmówić nie można.

Astronomia dawniejsza uważała za główny cel swój badanie ruchów ciał niebieskich — kwestye astrofizyczne, wobec braku metod badania, mogły stanowić tylko temat spekulacyj filozoficznych. Pomimo to nie uszły uwagi bacz­niejszych spostrzegaczy niektóre zjawiska, występujące w czasie całkowitych zaćmień słońca.

Tak np. o koronie wspomina już Plutarch, a Kepler, opierając się na dostępnych mu opisach tego zjawiska, wywnioskował już, że korona powstaje przez odbicie pro­mieni słonecznych w atmosferze, otaczającej słońce lub księżyc.

Tak samo dokładny rozbiór dawnych opisów zaćmień słonecznych pozwala wnioskować, że nie uszły też uwagi spostrzegaczy wyskoki ogniste słońca, czyli t. zw. pro- tuberancye, a dosyć szczegółowy opis tych utworów podał profesor szwedzki Yasseniusz, który obserwował

całkowite zaćmienie słońca w dniu 2 maja 1733 roku w Goteborgu.

Na szczegóły te jednakowoż mało zwracano uwagi, uważając je za podrzędne akcesorya. Dopiero wiek XIX umiał pojąć pierwszorzędne znaczenie właśnie tych »akce- soryów«, jako klucza do zbadania budowy fizycznej słońca.

II.

Astronomowie pierwszej połowy XIX wieku nadzwy­czaj mało wiedzieli o koronie i o protuberancyach. Gdy więc w r. 1842 dn. 8 czerwca obserwowali zaćmienie, którego pas całkowitości przebiegał przez południową i środ­kową Europę, wspaniała korona oraz dwa różowe wyskoki na brzegu czarnej tarczy księżyca obudziły powszechną sensacyę.

Istota tych utworów była całkiem tajemniczą i przy­puszczenia w tym względzie były podzielone. Jedni uważali je za zjawiska czysto optyczne, powstające skutkiem ugi­nania się promieni słonecznych przy brzegu księżyca, inni nie odmawiali im charakteru materyalnego, ale nie wie­dzieli, czy to są utwory słoneczne czy też księżycowe.

Rozstrzygnięcie tych kwestyj miało znaczenie ważne, gdyż sprawa atmosfer słońca i księżyca już wówczas zaj­mowała badaczy, a co do ostatniej, to z obserwacyj po­kryć gwiazd przez księżyc wywnioskowano, że na księżycu atmosfery niema.

Ale kwestye te mogły być rozstrzygnięte dopiero w ciągu następnego zaćmienia. Oczekiwano więc go też niecierpli­wie — i już z gotowym programem. Następne więc za­ćmienie d. 28 lipca 1851 r., widzialne w północnej Europie, było pierwszem, które miało wyświetlić pewne kwestye z góry przewidzianym sposobem.

Chodziło o stwierdzenie najpierw, czy korona i protu- berancye są utworami materyalnymi, czy też tylko zjawi­skami optycznemi; w tym ostatnim wypadku z różnych miejsc powinnyby się one przedstawiać rozmaicie.

Dalej, jeżeli to są utwory materyalne, to czy są one trwałe i niezmienne, czy też ulegają zmianie z biegiem czasu; należało więc dokładnie zaobserwować kształt ko­rony oraz położenie protuberancyj i porównać z obserwa- cyami z r. 1842.

Wreszcie należało stwierdzić, czy to są utwory sło­neczne, czy księżycowe, a więc zauważyć, czy posuwają się one wraz z księżycem, czy też księżyc, przesuwając się po tarczy słonecznej, zakrywa je z jednej strony, a od­krywa z drugiej.

W istocie wszystkie te kwestye udało się wyjaśnić. Korona i protuberancye wystąpiły i tym razem, ale co do kształtu korona różniła się znacznie od korony r. 1842, a protuberancye pojawiły się w całkiem innych miejscach; obserwacye, dokonane w różnych punktach pasa całkowi­tości, wykazały dostateczną zgodność tak co do wyglądu korony i protuberancyj, jak i co do kwestyi, że księżyc przesuwa się względem protuberancyj i korony.

Wynik spostrzeżeń więc był ten, że korona i protube­rancye są utworami, należącymi do słońca, ale występują­cymi w zmiennej postaci.

W czasie tego zaćmienia zauważono nowy ważny szcze­gół. Mianowicie całą tarczę księżyca otaczał wązki różowy pierścień, a protuberancye przedstawiły się tylko, jako de- formacye tego pierścienia. Tę cienką zewnętrzną warstwę słońca, widzialną tylko w czasie całkowitych zaćmień, na­zwano chrom osferą.

Aczkolwiek sprawa przynależności korony i protube-

rancyi do słońca była rozstrzygniętą, to przecież jeszcze znaleźli się sceptycy, którzy twierdzili, że w ciągu kilku minut trwania zaćmienia zbyt trudno jest stwierdzić sta­nowczo przesuwanie się księżyca po protuberancyach, gdyż spostrzeżenia tego rodzaju zbyt są zależne od wrażeń sub-

Ryc. 1. Zaćmienie słońca d. 18 lipca 1860 r.

jektywnych. Należało jeszcze dać całkiem objektywny do­wód prawdziwości tych spostrzeżeń.

W tym czasie rozpoczął się dość szybki rozwój foto­grafii, i nawet już podczas zaćmienia r. 1851 po raz pierw­szy, acz bez uwagi godnego wyniku, starano się otrzy­mać zdjęcie dagerotypowe korony. Gdy 18 lipca 1860 r. znowu przypaść miało zaćmienie słońca, sztuka fotogra­ficzna była już tak dalece udoskonalona, iż zamierzono

wyzyskać ją na szerszą skalę w celu możliwie dokładnego uchwycenia wszystkich szczegółów zaćmienia.

W tym celu dwaj tak wytrawni badacze słońca, jak Secchi i Warren de la Rue, udali się do Hiszpanii, przez którą pas całkowitości przebiegał, i wraz ze swymi przy­rządami zajęli stanowiska o 55 kim. od siebie odległe, z których zdjęli jednocześnie szereg fotografij zaćmionego słońca.

Fotografie, jednocześnie dokonane, wykazały zupełną identyczność w postaci korony i protuberancyj, szereg zaś zdjęć, dokonanych w kolejnych momentach zaćmienia stwierdził wyraźnie ruch księżyca po koronie i protuberancyach. W ten sposób niezbicie przynależność tych utworów do słońca udowodnioną została. Ryc. 1. przedstawia jedną z owych fotografij, otrzymaną przez Secchi’ego w Desierto.

Natura tych dodatków słonecznych była zupełnie nie­znaną. Pierwsza narzucająca się myśl była ta, że korona jest to atmosfera słoneczna, a protuberancye — to chmury, tworzące się w tej atmosferze. Co do protuberancyj, to nadzwyczaj szczupły materyał obserwacyjny nie pozwalał jeszcze na jakiekolwiek porównywanie ich z chmurami ziem- skiemi; natomiast pomiędzy koroną słoneczną a atmosferą ziemską zauważono odrazu wybitne różnice.

Pierwszą taką różnicę stanowiła rozległość korony, której odgałęzienia sięgały na olbrzymią odległość — więk­szą niż średnica słońca — od tarczy słonecznej. Z powodu krótkości wystawienia, trwającego zaledwie 40 sekund, na ry­cinie 1. widać tylko wązką koronę, t. zw. koronę wewnętrzną. Rozległość wyżej wymieniona odnosi się do korony ze­wnętrznej, widzialnej dla oka, której utrwalenie fotograficzne udało się dopiero w czasie późniejszych zaćmień.

Dalej, rozkład jasności w koronie nie był takim, iżby

wskazywał, że gęstość tej atmosfery wzrasta w warstwach, bliższych powierzchni słońca. Wreszcie różne szczegóły skłaniały do wniosku, że światło korony nie jest tylko odbitem światłem słonecznem, gdy z drugiej strony obser- wacye Prażmowskiego w czasie zaćmienia r. 1860 w Hisz­panii stwierdziły, że korona po części świeci także odbitem światłem słonecznem.

Powstał, jak widzimy, cały szereg zagadnień, których rozwiązanie mogło być osiągnięte tylko przez obserwacye zaćmień słońca. A dziwnym zbiegiem okoliczności na ową epokę przypadają badania Bunsena i Kirchhoffa nad zna­czeniem linij ciemnych, występujących w widmie słońca. Wynikiem tych badań było powstanie nadzwyczaj płodnej w wyniki metody badania — analizy widmowej. W cza­sie najbliższego zaćmienia słońca metoda ta miała być za­stosowaną do zbadania natury protuberancyj słonecznych.

III.

Pierwszy raz spektroskop został zastosowany do ba­dania tych utworów w czasie zaćmienia dn. 18 sierpnia 1868 r., które przebiegało przez półwyspy południowej Azyi i trwało wyjątkowo długo; najdłuższe trwanie całko­witości wynosiło 5 m. 38 sek. Udało się tam kilka eks- pedycyj angielskich i francuskich, którym kwestyę natury protuberancyj powiodło się pomyślnie zbadać.

Stwierdzono, że widmo protuberancyj składa się z kilku oddzielnych jasnych linij, z których z całą pewnością zdo­łano tylko poznać linie wodoru. Prócz tego zauważono jasną linię żółtą w bliskości znanych linij sodu; ale wobec trudności dokładnego pomiaru nie można było stanowczo określić pochodzenia tej linii. Bądź co bądź wynik był nader

ważny, dowiedziano się bowiem, że protuberancye są to utwory gazowe, w głównej mierze złożone z rozżarzonego

Ryc. 2. Zaćmienie słońca d. 18 maja 1868 r.

wodoru. Co do linii żółtej, to dopiero późniejsze pomiary dokładne wykazały, że należy ona do pierwiastka, niezna­nego podówczas na ziemi, który nazwano helium. Pier­

wiastek ten zdołano wykryć na ziemi dopiero w dwadzie­ścia kilka lat później.

Otrzymano też parę fotografij i rysunków korony, która wyglądem znacznie różniła się od korony r. 1860. Ryc. 2. przedstawia koronę w czasie tego zaćmienia według ry­sunku Bullocka, wykonanego w Mantawaloc na wyspie Manilii.

Ryc. 3. Protuberancye w czasie zaćmienia słońca d. 16 kwietnia 1893 r.

Jednym z najważniejszych wyników tego zaćmienia było spostrzeżenie Janssena, iż, rozszerzając szczelinę spektro­skopu, można otrzymać całkowite obrazy protuberancyj w świetle tej długości fali, którą posiadają oddzielne linie ich widma, i że jasność tych obrazów jest tak wielką, iż można je widzieć nawet w zwykłym czasie. Dzięki temu spostrzeżeniu protuberancye przestały być zjawiskami ściśle zaćmieniowemi i stały się przedmiotem codziennych badań.

Szczególnie dokładnemi stały się te badania od czasu

wynalezienia przez astronoma amerykańskiego Hale’a przy­rządu, zwanego spektroheliografem. Służy on specyalnie do fotografowania pochodni słonecznych i protuberancyj w ka­żdym czasie w świetle jednorodnem, t. j. w promieniach oddzielnych linij widma. To też wkrótce zdołano zebrać olbrzymi materyał obserwacyjny, który pozwala nam głę­biej poznać przyrodę tych ciekawych utworów i związek ich z innymi szczegółami budowy fizycznej słońca.

Na załączonych do tego artykułu obrazach zaćmień widzialne są też protuberancye różnych postaci, jako jasne wypiętrzenia przy ciemnym brzegu o bardziej skoncentro­wanej jasności, niż korona. Na ryc. 3. przedstawiony jest odcinek brzegu słońca z protuberancyami według fotografii, otrzymanej przez Ritcheya w czasie zaćmienia dn. 16 kwie­tnia 1893 r. Środkowa należy do kategoryi chmurzastych, dwie boczne do typu promienistych, według klasyfikacyi Secchi’ego. Ryciny 4. i 5. przedstawiają protuberancyę wy­buchową, fotografowaną przez Hale’a za pomocą spektro- heliografu w Kenwood - Obserwatory. Ryc. 4. przedstawia

Ryc. 4.

tę protuberancyę w dn. 24 marca 1895 o godz. 10 m. 40 rano według czasu miejscowego, ryc. 5. wyobraża jej po-

Ryc. 5.

stać w 18 godzin później. W tym tak krótkim czasie wy­sokość protuberancyi prawie się podwoiła, co wskazuje

na wielką szybkość materyi protuberancyi i świadczy o ol­brzymiej sile wybuchu. Rycina 6. przedstawia cały obwód słońca, t. j. chromosferę i dużą protuberancyę chmurzastą, we­dług zdjęcia spektroheliografem w promieniach wapnia. Zdję­cia dokonał Deslandres 31 maja 1894 r. przy jasno świe- cącem słońcu.

Ryc. 6. Chromosfera i protuberancye w dn. 31 maja 1894 r.

To, co w r. 1868 zrobiono dla protuberancyj, należało teraz zrobić dla korony, t. j. dowiedzieć się, w jakim znajduje się stanie skupienia i z jakich pierwiastków się składa. Uczyniono to w czasie następnego zaćmienia, które naszło w d. 7 sierpnia 1869 roku i widziane było w Ame­ryce Północnej oraz na oceanie Spokojnym.

Zauważono, że widmo korony ma charakter podwójny: że jest to słabe widmo ciągłe, na którem występuje kilka jasnych łinij. Wynikałoby stąd, że korona składa się z dro­

bnych cząsteczek stałych, prawdopodobnie rozżarzonych, pogrążonych w warstwie rozżarzonych gazów. Najjaśniejszą z linij jasnych była linia, która odpowiada w widmie sło- necznem ciemnej linii, oznaczonej przez Kirchhoffa liczbą 1474 i należącej do żelaza.

Wynik ten był nader nieoczekiwany. Wiadomo bowiem, że widmo żelaza zawiera parę tysięcy linij; jeżeli więc w istocie w widmie korony z tych wszystkich linij wystę­puje tylko jedna, to pary żelaza w koronie musiałyby się znajdować w jakimś stanie, o którym nie można było wy­tworzyć sobie należytego pojęcia.

Dopiero później, gdy widmo korony udało się odfoto- grafować i dokładnie wymierzyć położenie najjaśniejszej linii, przekonano się, że nie jest to linia żelaza, lecz bar­dzo blizka linia nieznanego pierwiastku, który nazwano koronium.

Jednocześnie z widmem protuberancyj i korony starano się zaobserwować widmo emisyjne t. zw. warstwy od­wracającej, t. j. tej warstwy, w której znajdują się pier­wiastki, powodujące powstawanie ciemnych linij fraunhofe- rowskich w widmie tarczy słońca, czyli fotosfory.

Obserwacya taka udała się poraź pierwszy Youngowi w czasie następnego zaćmienia 22 grudnia 1870 r. Widmo to zabłysło na sekundę i sprawiło wrażenie, iż wszystkie linie Fraunhofera odwróciły się, t. j. stały się jasnemu Dokładne badanie widma warstwy odwracającej, które ma dla fizyki słońca olbrzymie znaczenie, stało się możliwe dopiero wówczas, kiedy zdołano otrzymać fotografię tego widma. Udało się to po raz pierwszy Schaeberlemu na Nowej Ziemi w czasie zaćmienia dn. 8 sierpnia 1896 r., a od tego czasu otrzymano liczne zdjęcia, które służą za podstawę ba­dań nad uwarstwieniem pierwiastków w atmosferze słońca.

Zdjęcie takie przedstawia rycina 7. Otrzymane ono zostało przez Eversheda w dn. 22 stycznia 1898 w czasie zaćmienia, obserwowanego na wyspie Sumatrze. Widmo odwrócone przebłyskuje tylko na moment i dlatego bywa nazywane błyskawicznem. Na rycinie dla porównania nad widmem błyskawicznem znajduje się odpowiednia część absorbcyjnego widma fotosfery. Jest to kawałek części zafiołkowej między długościami fali 410 ¡li/u,.¹) i 335 fifi. ■>.

Ryc. 7. Fotografia widma błyskawicznego warstwy odwracającej.

IV.

Gdybyśmy tak, idąc dalej, kolejno brali pod uwagę wszystkie zaćmienia słońca aż do czasów ostatnich, zawsze możnaby przytoczyć pewne kwestye, dla których zbadania głównie miało być dane zaćmienie wyzyskanem. W tym celu przed zaćmieniem były opracowywane metody obser- wacyi i odpowiednie środki instrumentalne przygotowywane. Zazwyczaj też osiągano doniosłe przyczynki do rozwiązania

') iw* — 0.00001 milimetra.

/

postawionych zagadnień, ale też, z drugiej strony, otrzy­mywano wyniki nieoczekiwane, które zagadnienie wikłały, albo też powoływały do życia inne kwestye, dotąd nie brane pod uwagę.

Kwestye te, oczywiście, stoją w najściślejszym związku z budową’ fizyczną słońca, której badanie systematyczne dotyczy tylko tych zjawisk, do których obserwacyi zaćmie­nie słońca nie jest potrzebne. Ale ponieważ ogólny roz­wój naszych pojęć o budowie słońca wymaga spółrzę- dnego traktowania wszyskich zjawisk słonecznych, a zatem

i zjawisk, tylko w czasie zaćmień dostrzegalnych, więc rozwój ten nie jest ciągły, lecz odbywa się skokami, a skoki owe przypadają na epoki zaćmień słońca.

W tych krótkich chwilach, które w sumie od czasu poznania ich doniosłości, nie wiele więcej niż dwie godziny wynoszą, powstał olbrzymi materyał obserwacyjny, który we wszystkich teoryach budowy słońca szczegółowo uwzglę­dniany być musi — na równi ze wszystkiemi systematy- cznemi spostrzeżeniami normalnego czasu.

Olbrzymie znaczenie posiadały zaćmienia słońca, dając impuls do powstawania i doskonalenia się metod obserwacyi, pomimo licznych niepowodzeń i zawodów. Więc przede- wszystkiem dosyć szybko wydoskonalone zostały metody fotograficzne w zastosowaniu do zaćmień.

Wspaniałe fotograficzne obrazy korony otrzymano je­szcze w latach 1871 i 1878, a otrzymane w r. 1882 były tak doskonałe, iż na tem polu nie wiele więcej już osiągnąć się dało. Później tylko jeszcze osiągnięto tyle, że otrzymano obrazy korony w coraz większych rozmiarach, oraz fotografie korony zewnętrznej, sięgające niekiedy bar­dzo daleko, przez zastosowanie długiej (kilkuminutowej) ekspozycyi. Obrazy te doprowadziły do poznania szeregu

typowych postaci korony oraz mnóstwa szczegółów jej bu­dowy wewnętrznej. Kilka przykładów widzimy na rycinach.

Ryc. 8. przedstawia koronę w czasie zaćmienia 12 grudnia 1870 r., według fotografii Davisa. Otacza ona prawie równomiernie całą tarczę, rozchylając się nieco u biegu­nów. Promienista budowa korony występuje tu nader wybitnie. Ryc. 9. wyobraża koronę, odfotografowaną przez Barnarda w czasie zaćmienia 1 stycznia 1889 r. Tu roztacza się ona

Ryc. 8. Zaćmienie słońca d. 12 grudnia i870 r.

na znaczną odległość w kierunku płaszczyzny równika sło­necznego. U biegunów widać tylko koronę wewnętrzną, tworzącą charakterystyczne snopy ogniste. Bardzo pięknie snopy te występują na ryc. 10., która przedstawia odcinek biegunowy słońca w czasie zaćmienia 28 maja 1900 r.

Zdjęcie to otrzymane zostało przez Smillie’go w Wades- boro. Na następnej rycinie 11. korona nie jest rozległą

i dokoła całej tarczy słonecznej posiada wszędzie prawie je­dnakową szerokość. Fotografię tę wykonał Schaeberle w cza­sie zaćmienia 16 kwietnia 1893 w Mina Bronces w Chili.

Odmienny kształt posiadała korona w czasie zaćmienia

Ryc. 9. Zaćmienie słońca 1. stycznia 1889 r.

d. 8 sierpnia 1896 r., której fotografię według zdjęcia, dokonanego przez Kostinskiego i Hańskiego, przedstawia ryc. 12. Przy nieznacznej stosunkowo rozległości promieni równikowych uderza tu po prawej stronie snop promieni, zbiegających się ku górze w postaci stożka.

Na ryc. 13. wyobrażoną jest według Calverta cała korona z d. 28 maja 1900 r., której odcinek w powiększeniu podany

jest na rye. 10. Tu widzimy znowu u biegunów promienistą budowę korony wewnętrznej, a po obu stronach dwa snopy, zoryentowane w płaszczyźnie równika słonecznego, z któ­rych lewy zwęża się ku górze, a prawy rozszerza się i roz­ciąga bardzo daleko, słabnąc stopniowo.

Z obrazów podobnych, otrzymanych w wielkiej liczbie, wywnioskowano też wkrótce, iż postać korony zmienia się peryodycznie w okresie 11 -letnim, i że epokom minimum

i maximum plam słonecznych odpowiadają zawsze określone typy korony. Obecnie dla każdego zaćmienia można ogólny kształt korony z góry przewidzieć.

Ryc. 10. Odcinek biegunowy zaćmionego słońca.

Z większemi trudnościami połączone było fotografowanie widma korony z powodu jego małego natężenia świetlnego. Dopiero w r. 1882 otrzymano po raz pierwszy widmo korony za pomocą spektroskopu ze szczeliną; znaleziono w tem widmie około 30 linij jasnych, z których najwy­bitniejszą jest linia 1474. Później przekonano się, że natę­żenie tej linii zmienia się wraz z kształtem korony. Zmie­nia się również ciągły podkład widma: jest on najsilniejszy w epokach minimum plam słonecznych, linia zaś koronium jest wówczas najsłabszą; stosunek odwrotny zachodzi w epokach maximum.

W r. 1882 zaszedł ciekawy fakt odfotografowania ko­mety, która w czasie zaćmienia znajdowała się wewnątrz korony słonecznej. Fakt podobny powtórzył się w r. 1893. Na ryc. 11, przedstawiającej koronę w czasie tego zaćmienia, komety nie widać, gdyż znajduje się ona dość daleko od brzegu słonecznego w koronie zewnętrznej. Komety te obserwo-

Fyc. 11. Zaćmienie słońca d. 16 kwietnia 1893 r.

wano też później i stwierdzono, że ruchy ich skutkiem przejścia przez koronę nie wykazały dostrzegalnych zaburzeń.

W ten sposób znalazło silne poparcie przypuszczenie, że korona składa się z substancyi nadzwyczaj rzadkiej, której opór, nawet przy tak olbrzymiej szybkości, jaką kometa posiada w bezpośredniem sąsiedztwie słońca, jest minimalny.

Jedno z ważniejszych zadań w czasie całkowitych za­ćmień słonecznych stanowiło też poszukiwanie planety in- termerkuryalnej od czasu, kiedy o istnieniu jej wywniosko­wał Leverrier na podstawie pewnych zaburzeń ruchu Wenery. Poszukiwania te miały swój punkt kulminacyjny w czasie

f

Ryc. 12. Zaćmienie słońca d 8 sierpnia 1896 r.

zaćmienia r. 1878, i zdawało się, że zostały one uwieńczone pomyślnym skutkiem, gdyż widziało ową planetę niezależnie od siebie kilku astronomów. Ale od tego czasu nikt jej odszukać nie był w stanie tak, że zwątpiono prawie o jej istnieniu, kładąc obserwacye r. 1878 na karb jakiegoś nieporozumienia. Pomimo to sprawa planety intermerkuryalnej dotąd stanowi stały punkt programu obserwacyj w czasie zaćmienia.

Bftff steki

W tym krótkim przeglądzie chodziło nam tylko o to, aby dać pojęcie o najważniejszych zadaniach obserwacyi zaćmień. Po za tem spostrzeżenia te dotyczą najrozmaitszych przedmiotów z dziedziny fizyki kosmicznej, których samo wyliczenie zajęłoby zbyt wiele miejsca.

Ryc. 13. Zaćmienie słońca 28 maja 1900 r.

Przechodząc do epoki dzisiejszej, zaznaczamy, że naj- ważniejszemi zagadnieniami astronomii zaćmień i dziś po­zostały te, które dotyczą zjawisk ściśle zaćmienionych, t. j. tych, które tylko w czasie zaćmień badane być mogą. Są niemi przedewszystkiem korona słoneczna i warstwa od­wracająca.

Co do korony, to stwierdzono jej materyalność i zba­dano poniekąd jej skład chemiczny, ale istota zjawiska, stosunek jego do słońca i związek z innemi zjawiskami słonecznemi, nie zupełnie jeszcze zostały wyjaśnione. Wszyscy się zgadzają na to, że nadzwyczajna jej rzadkość, jej rozmiary, zmienny kształt i dziwna budowa promienista, nie pozwalają uważać jej za atmosferę słońca w znaczeniu pospolitem, t. j. za powłokę gazów, której warstwy wyższe wywierają ciśnienie na warstwy niżej położone, skutkiem czego gęstość ku dołowi szybko wzrastać musi, i która wiruje wraz ze słońcem. Ten drugi punkt nie został jeszcze należycie zbadany, t. j. nie zdołano jeszcze z całą ścisło­ścią stwierdzić, że korona nie bierze udziału w ruchu wi­rowym słońca.

Co do kształtu korony, to stwierdzono, że zmienia on się nieustannie, przyczem zmiany są w związku z ilością plam na słońcu. Na rycinach t4a. i 14b. znajdujemy ze­stawienie typowych postaci korony w różnych epokach 11-letniego okresu na podstawie badań Hańskiego. Korony pierwszej kolumny pionowej są charakterystyczne dla epoki maximum plam słonecznych, korony drugiej kolumny — dla epok między minimum i maximum, korony trzeciej ko­lumny dla epoki maximum, wreszcie korony czwartej ko­lumny są charakterystyczne dla epok między maximum i minimum plam słonecznych.

Wynika z tych badań, że przyczyna zmian korony leży w warunkach fizycznych słońca, a nie zewnątrz słońca. Ale nie udało się stwierdzić dotychczas, czy, oprócz owych zmian powolnych w okresie 11-letnim, nie zachodzą też jakieś zmiany szybkie, świadczące o tem, iż korona nawet w krótkim czasie trwania zaćmienia nie znajduje się w stanie równowagi. A jeżeli materya korony jest ruchomą, to w ja­

kim kierunku i pod działaniem jakich sił ruch się odbywa ? Jest to pytanie nader ważne, szczególnie wobec dzisiej­szych poglądów na rolę ciśnienia światła w zjawiskach ko­smicznych. Ponieważ istnienie takiego ciśnienia zostało stwier­dzone, więc jest rzeczą prawdopodobną, iż korona sło­neczna składa się z drobnych cząsteczek materyi słońca, wyrzucanych w przestrzeń przez promieniowanie słońca.

Trzecie zagadnienie, dotyczące korony, jest może dla postępu wiedzy najważniejsze. Od chwili, gdy zastosowanie szerokiej szczeliny przy spektroskopie pozwoliło na obser- wacye protuberancyj w każdej chwili, powstały też dążenia wynalezienia sposobu, któryby umożliwił badanie korony w każdym czasie — nietylko podczas całkowitych zaćmień. Wszystkie jednakowoż próby i usiłowania, zmierzające do tego celu, dotychczas nie przyniosły pożądanego wyniku.

Zdaje się wszakże, iż obecnie znajdujemy się w prze­dedniu tego odkrycia. Chodzi mianowicie o wykrycie w świetle korony takich promieni, które miałyby natężenie silniejsze, aniżeli światło odbite atmosfery ziemskiej. Są wskazówki, że istnieją takie promienie w części przedczer- wonej widma korony słonecznej. Jeżeli takie promienie w istocie istnieją, to, działając tymi tylko promieniami na odpowiednio spreparowaną kliszę fotograficzną, możnaby otrzymać fotografię korony w każdym czasie.

Drugi przedmiot, którego badanie tylko w czasie za­ćmień jest możliwe, jest warstwa odwracająca. Wiadomo, z czego składa się ta warstwa — mówią nam o tem ciemne linie widma fotosfery słonecznej. Wiadomo też, że warstwa ta jest bardzo cienka, bo zaledwie przez kilka sekund przed całkowitem zaćmieniem i przez tyleż po zaćmieniu widzialne jest jej widmo emisyjne, t. j. z jasnych prążków utworzone.

Ale jest rzeczą nader ważną dowiedzieć się, czy pary pierwiastków, z których się ta warstwa składa, są pomie­szane ze sobą w jakimś stosunku stałym, jak np. tlen i azot w atmosferze ziemskiej, czy też wysokości, do któ­rych sięgają różne pierwiastki, są różne, i czy jest jakiś związek pomiędzy temi wysokościami a właśnościami pier­wiastków.

Gdyby np. stwierdzono, że w warstwie odwracającej pierwiastki cięższe sięgają do mniejszych wysokości, aniżeli lekkie, to możnaby nieobecność pierwiastków o znaczniej­szym ciężarze atomowym w atmosferze słonecznej uważać tylko za pozorną; pary tych pierwiastków bowiem, zajmu­jąc dolne warstwy atmosfery słońca, podlegaćby musiały tak wielkiemu ciśnieniu, iż dawałyby widmo ciągłe — a to, jak wiadomo, jest dla wszystkich ciał jednakowe.

W tych kwestyach rozstrzygającą odpowiedź dają foto­grafie widma brzegu słońca, ale widma, otrzymanego bez spektroskopu ze szczeliną, lecz wprost za pomocą pryzmatu, umieszczonego przed objektywą lunety, przyczem szczelinę zastępuje w tym wypadku sam wąziutki sierp słońca, nie zakryty przez tarczę księżyca. Widmo warstwy odwracają­cej składa się wtedy nie z szeregu linij jasnych, lecz z sze­regu takichże sierpów. Ale sierpy te mają długość roz­maitą: im wyżej ponad fotosferę sięgają pary jakiegoś pierwiastku, tem dłuższe są sierpy, odpowiadające owemu pierwiastkowi.

Ostatnie zaćmienia, począwszy od r. 1898, dostarczyły już do badań powyższych obfitego materyału obserwacyj­nego, ale materyał nie jest dostateczny i metoda otrzy­mania spektrogramów warstwy odwracającej wymaga coraz większego udoskonalenia. Na rycinie 15. i 16. reproduko­wane są otrzymane w ten sposób widma warstwy odwra­

cającej. Pierwsze z nich otrzymane zostało przez Lorda w Barnesville w czasie zaćmienia 28 maja 1900 r., drugie zaś przez Mitchella w Sawah Loento na Sumatrze dn. 18 maja 1901 r. Chodzi teraz o to, aby otrzymywać coraz krótsze sierpy, a więc odkrywać warstwy coraz głębsze, przylegające do fotosfery bezpośrednio. Należy w tym

Ryc. 15. Widmo warstwy odwracającej d. 28 maja 1900 r.

celu fotografować widmo w chwili, gdy brzeg fotosfery i brzeg księżyca wzajemnie się pokrywają — a mo­ment ten z góiy, z powodu nieznanej grubości warstwy odwracającej, określić się nie da; trzeba więc starać się utrafić na ten moment, zdejmując jaknajwiększą liczbę spektrogramów w jaknajkrótszych odstępach czasu.

'V- ■ --V-

Ryc. 16. Widmo warstwy odwracającej d. 18 maja 1901 r.

Łączą się z temi badaniami niektóre zagadnienia natury czysto chemicznej. Tak, naprzykład, niektóre sierpy wodoru mają długość rozmaitą, z czego możnaby wnioskować, że wodór, znajdujący się w warstwach wyższych, posiada widmo mniej złożone, aniżeli wodór warstw niższych, albo nawet, że wodór w atmosferze słonecznej nie zachowuje się, jak pierwiastek, lecz podlegać może rozkładowi na

jakieś ciała prostsze. To samo dotyczy żelaza i niektórych innych pierwiastków. Do stanowczych twierdzeń materyał dotychczasowy jeszcze nie wystarcza.

Dalszą kwestyą, mającą pierwszorzędne znaczenia dla poznania budowy wewnętrznej słońca, jest zbadanie prawa ruchu wirowego słońca i wyjaśnienie związku owego prawa z innemi zjawiskami słonecznemi.

Wiadomo, że okres obrotu słońca dokoła osi otrzymu­jemy rozmaity, zależnie od szerokości heliograficznej plam, na podstawie których okres ów określamy. Jest rzeczą wielce prawdopodobną, że tarcie jednych warstw słońca

o drugie powoduje, iż słońce nie wiruje jako bryła sztywna, t. j. we wszystkich swych punktach z jednakową prędko­ścią kątową, lecz że warstwy zewnętrzne w swym ruchu wirowym pozostają po za wewnętrznemi. Niestety, w głąb bryły słonecznej nie mamy możności przeniknąć, granicę stanowi powierzchnia fotosfery; w warstwach zaś ponad fotosferą leżących różnice szybkości ruchu w różnych głę­bokościach nie mogą być wielkie.

W każdym razie różnice długości fali linij pierwiastków, występujących w różnych głębokościach, dają możność wy­krycia różnic prędkości. Są to przecież badania bardzo zawiłe ze względu na inne wpływy, mogące również po­wodować zmiany długości fali.

Dodamy nawiasem, że badania te znajdują się w ści­słym związku z niewyjaśnionem dotychczas zjawiskiem nie­ciągłości, występującem na brzegu słońca, gdzie warstwa odwracająca i protuberancye, dające widmo liniowe, stykają się bezpośrednio z jaskrawo świecącą fotosferą, dającą widmo ciągłe. Ze zaś o gazowej naturze słońca z wielu względów wątpliwości dziś mieć nie można, więc należałoby sądzić, iż zmniejszanie się gęstości w miarę oddalania się od środka

słońca powinnoby się odbywać stopniowo, bez jaskrawego skoku, jaki w istocie zachodzi.

Starano się objaśnić tę sprzeczność, przyjmując, iż ta nieciągłość jest tylko optyczna, pomimo ciągłości materyal- nej, i że przyczyną jej jest refrakcya promieni, wychodzą- dzących z warstw o wiele głębszych.

Z innych ważniejszych kwestyj, które dotychczas wchodzą zawsze w program obserwacyj zaćmieniowych, wymiemienić należy poszukiwanie planety intermerkuryalnej.

Poszukiwania te dzisiaj czynią się w ten sposób, iż za pomocą przyrządów krótkoogniskowych, obejmujących bar­dzo rozległe pole widzenia, przy możliwie jak najdłuższej ekspozycyi fotografuje się niebo w otoczeniu słońca. W czasie zaćmienia w r. 1902 otrzymąno w ten sposób prawie wszystkie gwiazdy aż do 9-ej wielkości na prze­strzeni około 200 stopni kwadratowych — ale pośród nich planety nie było. Teraz chodzi o to, aby objąć jeszcze większą część nieba i gwiazdy jeszcze mniejsze, 1 O-ej lub 11-ej wielkości.

Dzisiaj da się tylko tyle powiedzieć, że jeżeli intermerku- ryalna planeta istnieje, to przedstawia się ona najwyżej, jako' gwiazda 9-ej wielkości; ale tak drobne ciało nie mogłoby powodować tych zaburzeń, które działaniem jego starano , się objaśnić. I jest rzeczą możliwą, że zamiast jednej znacz­nej planety, odkryje się cały rój drobnych planet, podob­nych do owych planetek, które w tak wielkiej liczbie krążą między Marsem a Jowiszem.

VI.

Wszystkie wyżej przytoczone zagadnienia oraz wiele jeszcze innych, które wymieniać szczegółowo byłoby rze-

czą zbyt trudną, stanowiły przedmiot badań także w cza­sie całkowitego zaćmienia słońca, które zaszło w dniu 30 sierpnia 1905 r.

Warunki obserwacyi tego zaćmienia były bardzo ko­rzystne z rozmaitych powodow, tak źe można było się spodziewać doniosłych wyników.

Pierwszą okolicznością dodatnią było to, że pas całko­witego zaćmienia na lądzie w całości prawie przypadał w miejscach łatwo dostępnych i zaludnionych przez narody cywilizowane, gdzie badacze mieli zapewnione bezpieczeń­stwo i z łatwością liczyć mogli na pomoc mieszkańców.

Początek pasa całkowitości znajdował się w bliskości jeziora Winnipeg w Kanadzie, a strefa całkowitości biegła przez Kanadę, ocean Atlantycki, Hiszpanię, Baleary, morze Śródziemne, Algier, Tunis, Tripolis, Egipt, morze Czerwone, półwysep Arabski. Przebieg zaćmienia ilustruje rycina 17. Prawie środkowa część owego pasa znajdowała się w Eu­ropie gdzie więc zaćmienie zaszło około południa, t. j. przy najwyższem położeniu słońca nad poziomem.

Jest to okoliczność również nader ważna, gdyż w tej wysokości refrakcya i, co jeszcze ważniejsze, absorbcya atmosferyczna jest bardzo nieznaczna, skutkiem czego można było mieć uzasadnioną nadzieję, że dadzą się zaobserwo­wać dalsze, niż przy niższem położeniu słońca, części ko­rony, oraz drobniejsze gwiazdy.

Dalej, zaćmienie trwało dosyć długo, i znowu najdłuż­szy czas trwania wypadł w Europie, dosięgając w Hisz­panii 3 minut 45 sek. A wreszcie letnia pora roku zda­wała się gwarantować na stacyach europejskich i afrykań­skich piękną pogodę, która jest najpierwszym koniecznym warunkiem udania się obserwacyi.

Wszystkie wymienione względy miały ten skutek, iż

wyjątkowo wielka liczba astronomów wzięła udział w ob- serwacyi tego zaćmienia. Prawie wszystkie narody cywili­zowane miały tam swoich przedstawicieli, liczne ekspedy- cye, wzorowo zorganizowane, wyposażone w doskonałe przyrządy, zostały wysłane przez rządy i ciała nau­kowe. Tak np. Stany Zjednoczone i Francya miały po- 6 ekspedycyj, Anglia 4, Niemcy, Rosya, Włochy po 3 i t. d.

Naturalnie, co do rozmiarów i wyposażenia różne eks- pedycye różniły się bardzo. Jedną z największych była niewątpliwie angielska ekspedycya Lockyera, która usado­wiła się w mieście Palma na wyspie Majorce. Składała się, ona z dziewięciu astronomów fachowych, specyalny okręt Wenus przeznaczony został do transportu przyrządów, a około 150 osób załogi, z oficerami na czele, brało udział w instalacyi i montowaniu przyrządów, oraz miało wyko­nywać różne czynności pomocnicze w czasie zaćmienia. Dodajmy tu zaraz, że wyniki tej ekspedycyi bynajmniej nie dorównały oczekiwaniu, a to z powodu chmur, które prawie całkowicie udaremniły obserwacye.

Prócz ekspedycyj zbiorowych tysiące amatorów astro­nomii lob też zwykłych turystów na własną rękę podążyło ku strefie zaćmienia i zajęło pozycye wzdłuż całego pra­wie pasa całkowitości, aby przyjrzeć się niezwykłemu zja­wisku. A nie ulega kwestyi, że nawet spostrzeżenia laików mogą posiadać ważne znaczenie naukowe wobec tego, że astronomowie, biorący udział w obserwacyi, zmuszeni są skupić swoją uwagę w pewnym określonym kierunku, czy to z powodu wyznaczenia im pewnych czynności przez zwierzchnika, czy to ze względu na przedmiot, który so­bie za cel badania obrali.

Co do wymienionych wyiej zagadnień głównych, przy­

toczymy niektóre szczegóły, dotyczące metod, zastosowa­nych w czasie ostatniego zaćmienia.

Pierwsza, oparta na zasadzie Dopplera, według której linie widma zmieniają długość fali, ieżeli źródło światła posiada ruch w promieniu widzenia, polega na tem, że obierając 2 dyametralnie przeciwległe punkty korony, przy­padające w bliskości równika słonecznego, fotografuje się ich widma na tej samej kliszy jednocześnie. Gdyby ruchu wirowego nie było, to oba widma wzajemnie by się nakry­wały, gdy zaś ruch wirowy istnieje, to punkty po jednej stronie słońca zbliżają się ku nam, punkty zaś strony prze­ciwległej oddalają się od nas; wskutek tego linie pierw­szego widma przesunięte są ku stronie niebieskiej, dru­giego — ku stronie czerwonej. Otrzymać się więc powinno widmo z podwójnemi liniami, a odstęp między liniami okre­śla szybkość ruchu wirowego. Tę metodę badania zastoso­wało kilka ekspedycyi.

Druga metoda wymaga współdziałania obserwatorów, umieszczonych w jak największej odległości od siebie: za­stosowaną ona była przez dwie ekspedycye amerykańskie, z których jedna ulokowała się w Kanadzie, druga w Egip­cie. Całkowite zaćmienie dla drugiego z tych punktów ob- serwacyi rozpoczęło się o 2^l/2 godziny później, aniżeli dla pierwszego; w tym czasie słońce obróciło się dokoła swej osi o U/g stopnia. Jeżeli więc i korona o ten kąt się obróciła, to obrazy jej, otrzymane na obu stacyach, powin- nyby wykazać pewną różnicę, zależnie od tej zmiany fazy.

Do wykazywania tak drobnych różnic, niedostrzegal­nych dla gołego oka, służy niedawno wynaleziony przy­rząd Stereokomparator, na którego zastosowaniu właśnie powyższa metoda jest oparta.

W związku z powyższem dodamy, że Stereokomparator

miał też być zastosowany do wyszukania planety intermer- kuryalnej. Dwa zdjęcia nieba w okolicy zaćmionego słońca, dokonane na odległych od siebie stacyach, jeżeli na nich znajduje się planeta, różnić się muszą tem, że planeta, jako punkt ruchomy, będzie miała na obu nieco odmienne po­łożenie wśród gwiazd. Przypuśćmy, że na obu kliszach wy­stępują jeszcze gwiazdy 11-ej wielkości, i że planeta też posiada tę wielkość, to wyszukanie planety pośród kilku­nastu tysięcy punktów, jedynie na podstawie drobnej róż­nicy pozycyi, tylko przez zastosowanie stereokomparatora może być osiągnięte.

Badanie zmian kształtu korony opiera się na rysunkach i fotografiach korony. Po wykryciu peryodycznych zmian tego kształtu w okresie 11-letnim, dziś głównie chodzi jesz­cze o stwierdzenie ciągłości tych zmian i dokładne przed­stawienie kolejnych faz. Dlatego coraz nowe fotografie i rysunki zawsze są pożądane.

Bardziej szczegółowym badaniom zamierzano poddać koronę zewnętrzną, której krańce rozszerzają się coraz bar­dziej w miarę, im odpowiedniejszych do tego celu używa się lunet. Stosuje się w tym celu krótkoogniskowe lunety

o rozległem polu widzenia, mogącem pomieścić całą koronę zewnętrzną, oraz jak najdłużej wystawia się płytę fotogra­ficzną na działanie światła korony. Przy takich zdjęciach części wewnętrzne korony są przeeksponowane, natomiast szczegóły korony zewnętrznej występują bardzo wyraźnie. Taką lunetę przywiozła ze sobą ekspedycya rosyjska z Puł­kowa, która obserwowała zaćmienie r. 1905 w Alcocebre, nad morzem Śródziemnem w Hiszpanii.

Wreszcie dla badania wyżej wspomnianych zmian drob­nych a szybkich, które zachodziły w czasie trwania całko­witości, robi się możliwie jak najwięcej zdjęć w jak naj­

krótszych odstępach czasu, a później oddzielne obrazy szczegółowo się porównywa. Te zmiany prawdopodobnie z czasem doprowadzą do poznania sił, którym korona za­wdzięcza swoje istnienie.

W celu otrzymania jak największej liczby zdjęć istnieją specyalnie urządzone »koronografy«, za pomocą których otrzymuje się nieprzerwany szereg zdjęć korony w czasie całego trwania całkowitości. Szereg obrazów takich można rozciągnąć na całe godziny, umieszczając koronografy w jak- największej liczbie punktów strefy całkowitości, w których zaćmienie rozpoczyna się i kończy coraz później.

Starania w kierunku umożliwienia badań korony w każ­dej porze mają już swoją długą historyę. Zawodnym oka­zał się sposób, stosowany przy protuberancyach, nie do­prowadziły do skutku wycieczki na szczyty gór wysokich oraz wzloty balonami, mające na celu usunąć absorbcyę światła oraz zmniejszyć decydujące tu natężenie odbitego światła atmosfery etc.

W celu wyszukania tych promieni światła korony, któ­rych natężenie jest najsilniejsze, fotografuje się w czasie za­ćmień koronę przez różnokolorowe filtry. Analizę taką świa­tła korony miała, jako jedno ze swych głównych zadań, między innemi ekspedycya francuska pod przewodnictwem Desland- res’a, która usadowiła się w mieście Burgos.

W jaki sposób odbywają się badania warstwy odwra­cającej co do składu, wyjaśnione zostało już wyżej; co do ruchu wirowego warstw zewnętrznych słońca, to podstawą badania jest i tu, jak i przy ruchu wirowym korony, za­sada Dopplera.

VII.

Te zasady ogólne, na których poszczególne poszuki­wania się opierają, nie dają oczywiście nawet przybliżonego

pojęcia o rozmaitości metod badania. W tym kierunku ini- cyatywa uczonych przynosi coraz coś nowego — i postęp jest zadziwiający.

Często dana ekspedycya ma za cel główny wypróbo­wanie tylko jakiejś nowej, a wróżącej pomyślny wynik metody, i rzadko tylko się zdarza, aby już od pierwszego razu rezultaty były dobre; dopiero doświadczenie daje po­znać braki metody, którą też stosownie się udoskonala. Rozmaitość metod i przyrządów, które na najrozmaitszych drogach prowadzą do jednego celu i jednakowych wy­ników, jest największą gwarancyą słuszności tych ostat­nich; z drugiej strony, wyniki zgodne są najlepszym pro­bierzem wartości stosowanych metod.

Oprócz zagadnień pierwszorzędnej doniosłości, których szereg wymieniłem wyżej, każde zaćmienie nastręcza wiele innych, może mniej efektownych, ale często również bardzo ważnych. Do takich należą np. obserwacye fotometryczne, polarymetryczne, baro- i termometryczne, badania nad zmia­nami magnetyzmu i elektryczności ziemskiej etc. Badania takie, nie wymagające wielkich lunet, stanowią wdzięczne pole dla pracowników, nie wyposażonych w zbyt wielkie środki, aczkolwiek też wchodzą w program wielu ekspedy- cyi liczniejszych.

Fotometrya zaćmień ważna jest z wielu względów. Gdy słońce stopniowo ukrywa się po za tarczą księżyca, coraz bardziej maleje natężenie światła, dochodzącego od przed­miotów, świecących odbitem światłem słonecznem.

Zmniejszenie światła nie odbywa się równomiernie z po­większaniem się zakrytej części tarczy słońca, lecz zależy też od prawa promieniowania słońca. Słońce, jak wiadomo, nie jest tarczą, ale kulą, a więc promienie, wychodzące z różnych punktów tarczy słonecznej, tworzą różne kąty

z normalnemi do powierzchni słońca w tych punktach: promienie ze środka tarczy są do powierzchni słońca nor­malne, promienie z brzegów tarczy są do tej powierzchni styczne. Obok tego absorbcya światła w atmosferze słońca wzrasta wraz z kątem, który promienie tworzą z normalną, czyli, że absorbcya wzrasta na tarczy słonecznej w kierunku od środka do brzegów. Z obu tych powodów najsilniej świeci środkowa część tarczy słonecznej.

W czasie zaćmienia nie dostrzega się prawie zmiany oświetlenia, dopóki mniej niż połowa tarczy jest zakryta, od chwili zaś, gdy już połowa została zakryta, ciemność wzrasta z szybkością znacznie większą. Dotychczas niema dokładnych metod, pozwalających otrzymać krzywą zmian jasności dla całego przebiegu zaćmienia, która byłaby wy­razem wszystkich skomplikowanych czynników, wchodzących tutaj w grę.

Na krótko przed początkiem całkowitości występuje inne ciekawe zjawisko: na przedmiotach kładą się smugi cieniów, poprzedzielane jaśniejszemi pasami, które przesu­wają się w określonym kierunku i sprawiają wrażenie po­ruszających się fal. Te smugi falujące, trwające zaledwie kilka sekund, przedstawiają przedmiot do dokładnego za­obserwowania a więc i badania trudny, a w opisie jego i przedstawieniach rysunkowych subjektywizm spostrzega- cza występuje zazwyczaj wybitnie. To też opisy te bardzo się między sobą różnią. Dla przykładu podajemi na ryci' nie 18 rysunek domu wraz z przebiegającemi po ścianach smugami jasnemi według spostrzeżenia Mullera w czasie zaćmienia 22 grudnia 1870 r. w Terranova. Kierunek smug jest ukośny względem poziomu a kierunek ruchu, prosto­padły do smug, zwrócony jest ku dołowi. Na ryc. 19 przedstawione jest to zjawisko według rysunku A. Brooka

w czasie zaćmienia obserwowanego w roku 1900 w Al­gierze. Smugi tu przedstawione przebiegają po ziemi, w kierunku, wskazanym przez strzałkę.

Oczywiście krzywa fotometryczna oświetlenia jakiegoś przedmiotu podlega w czasie wystąpienia smug falujących drobnym, krótkotrwałym zaburzeniom, które charaktery­zują to nowe zjawisko, nie wyjaśnione dotychczas na­leżycie.

Wreszcie całe słońce zostaje zakrytem — ale bynaj­mniej nie nastaje noc zupełna. Na miejscu słońca wystę­puje czarna tarcza księ­życa, okolona jasną ko­roną; dokoła tarczy od- rzyna się jasny pas chro- mosfery, a w niektórych miejscach występują pro- tuberancye. Korona, chromosfera i protube- rancye zastępują teraz światło słoneczne. Okre- Ryc. 18, Smugi falujące na domu w 1870 r. ŚliĆ ilOŚĆ Światła, Od tych

części słońca do nas dochodzącą, jest dalszem zagadnieniem fotometryi zaćmie­nia. Jest to niewątpliwie ilość zmienna, dla każdego zać­mienia inna — i tylko dokładny jej pomiar daje możność wykrycia związku tych zmian z innemi zjawiskami słonecz- nemi. Po upływie krótkiego czasu całkowitości, w którym krzywa fotometryczna wykazuje minimum, pojawiają się znowu owe smugi ruchome, poczem jasność wzrasta state­cznie aż do końca zaćmienia w ogóle.

Zatrzymałem się nieco dłużej nad fotometryą zaćmień, gdyż była ona głównym celem mojej podróży do Hiszpanii

na wspomniane zaćmienie 30 sierpnia 1905 r. Specyalną uwagę postanowiłem poświęcić owym smugom ruchomym ze względu na niewyjaśnione źródło zjawiska i liczne sprze­czności, które w jego opisach się spotyka. Chodziło mi

o uzyskanie zupełnie objektywnego obrazu zjawiska za po­średnictwem kliszy fotograficznej.

W tym celu zaopatrzyłem zwykły aparat fotograficzny

błonkowy w przegródkę ze szczeliną wązką, tak że przy objektywie otwartej tylko wązki pasek kliszy wystawiony był na działanie światła. Wałek, na który nawija się klisza błonkowa, połączyłem z mechanizmem zegarowym, który nadawał mu jednostajny ruch dokoła osi. Dzięki temu kli­sza, nawijając się na wałek, przesuwała się pod szczeliną,

i coraz nowy jej pasek był naświetlany. Przyrząd b>ł na­stawiony na biały ekran, którego oświetlenie ulegało w cza­

Ryc. 19. Smugi falujące w r. 1900.

sie zaćmienia nieustannej zmianie, a więc i działanie na kliszę w różnych momentach było różne. W ten sposób z pomocą przesuwającego błonę mechanizmu spodziewa­łem się otrzymać pas o coraz zmniejszającem się natężeniu aż do chwili całkowitości, a po jej skończeniu — o natężeniu wzrastaj ącem.

Pomiar natężenia różnych części obrazu dałby możność

wyprowadzenia krzywej zmian oświetlenia ekranu. Ale i owe smugi .ruchome, przebiegające przez ekran, powinnyby na obrazie wystąpić, jeżeli tylko ruch ich nie jest zbyt szybki, szerokość nie zamała i różnice natężenia świetlanego smug ciemnych i jasnych dosyć znaczne.

Poza tem głównem zadaniem chodziło mi o możliwie dokładne zaobserwowanie jak największej liczby szczegółów całego zaćmienia, co mogłem czynić z zupełną swobodą,

Rvc. 20. Stacya ekspedycyi Hańskiego w Alcocebre.

gdyż kontrola przyrządu nie wymagała zbytniego natężenia uwagi.

Jako miejsce obserwacyi obrałem wieś Alcocebre, po­łożoną na brzegu morza Śródziemnego, na samej linii cen­tralnego zaćmienia. W tejże miejscowości obrały sobie sta­nowisko francuska ekspedycya Janssena, dyrektora obser- watoryum astrofizycznego w Meudon, ekspedycya rosyjska z Pułkowa pod kierunkiem Hańskiego, oraz hiszpańska Lan- derera. Dom oraz instalacye instrumentalne ekspedycyi Hań­skiego, do której się przyłączyłem, przedstawia ryc. 20.

Nie mając wielkich instrumentów, mogłem zająć stanowisko’ nader korzystne na wierzchołku wzgórza San Bendito, wy­sokości 490 metrów, skąd obejmowałem wzrokiem bardzo rozległy widnokrąg, sięgający daleko po za wysepki Ko- lumbrety, odległe o dwie mile przeszło od brzegu mor­skiego. Chodziło mi głównie o to, aby módz z jak naj­większej odległości dostrzedz brzeg cienia księżyca i ewen­tualnie zaznaczyć momenty jego zbliżania się do pewnych wybitnie odznaczających się punktów na widnokręgu. W tym celu z wierzchołka góry wykonałem szkic topograficzny całej okolicy.

VIII.

O godzinie 11-ej rano 30 sierpnia wszystko było przy­gotowane do obserwacyi. Silny wiatr wieje od morza z po­łudniowego wschodu, na niebie widać w wielu miejscach wielkie chmury kłębiaste, które chwilami pokrywają słońce.

O godz. 11 min. 41 dostrzegam pierwszy ciemny ślad na brzegu słońca i powoli księżyc coraz bardziej nasuwa się na słońce. Widać to tylko, gdy się patrzy na słońce przez ciemne okulary; bez okularów słońce wydaje się

całkiem okrągłem jeszcze i wtedy, gdy blisko ²/_s tarczy jego pokrywa księżyc; naturalnie okiem nieuzbrojonem spojrzeć można na słońce tylko na krótką chwilę. Dopiero

o godz. 12 m. 26 można było zauważyć pewną różnicę w natężeniu oświetlenia słonecznego; zakrytą była wtedy przeszło połowa tarczy słońca. Od tej chwili ściemniać po­częło się szybciej, niebo powoli przyjmowało odcień zielo- nawy, przedmioty odległe otaczały się mgłą fiołkową.

Dokoła słońca przez ciemne okulary z pomocą znako­mitego binokla (tryedra) Zeissa nie widać żadnych śladów korony, niema też żadnego śladu księżyca nazewnątrz tar­czy słońca; brzeg księżyca na tle tarczy słońca rysuje się nader ostro, a część jego tarczy, nasunięta na słońce, jest czarna, — chociaż sam kontrast z tarczą słońca nie po­zwoliłby zapewne dostrzedz na niej słabego światła, gdyby nawet księżyc posiadał atmosferę, załamującą i rozprasza­jącą światło.

Poszukiwania korony w czasie zaćmienia częściowego oraz części księżyca nazewnątrz słońca powtarzałem kilka­krotnie — ale bezskutecznie. O godz. 12 min. 30 chmura zakryła słońce, które wszakże przez nią przeświecało, tak że wzrost fazy dokładnie można było przez chmurę ob­serwować.

O godz. 12 min. 40 ujrzałem Wenus na południo-za- chód od słońca; niezakryty sierp słońca miał wtedy sze­rokość Y₄ średnicy.

Całkowite zaćmienie miało się rozpocząć według ra­chunku o godz. 1 m. 1 s. 49. Ciemność wzrastała coraz szybciej. Domki odległe i inne przedmioty, które służyć miały za punkty stałe przy obserwacyi zbliżającego się cienia księżyca, kolejno poznikały mi z oczu, jasno zielone zarośla, pokrywające stoki góry, majaczyły tylko niewy­

raźnie, jako ciemne plamy o fiołkowym odcieniu, a w od­ległości dwóch kilometrów na ciemniejszem tle odznaczał się szary pas gościńca. Wyspy Kolumbrety znikły również, nie mogłem ich dostrzedz nawet za pomocą tryedra. Morze miało barwę brudno niebieską.

Do całkowitego zaćmienia pozostaje jeszcze tylko pięć minut. Wysoko na niebie świeci wąziutki sierp słońca. Niezwykłe warunki oświetlenia nadają krajobrazowi tajem­niczy wygląd — z oddzielnych efektów świetlnych nie można sobie zdać sprawy wobec coraz szybszego tempa zmian. Ciemność wzrasta szybko, płynie jak fala. Przedmioty rzu­cają nader ostre cienie, półcienie znikły zupełnie.

Na minutę przed początkiem całkowitości pojawiły się_; cienie czyli smugi falujące, ale zjawisko to przedstawiło mi się całkiem inaczej, aniżeli na podstawie opisów sobie wy­obrażałem.

Były to pasma szerokości co najwyżej 15 cm., ułożone nieco ukośnie do poziomu na ścianie pionowej, zwróconej ku słońcu. Ruchu postępowego tych smug, równoległych do siebie, naprzemian jaśniejszych i ciemniejszych, nie było można dostrzedz; zdawało się, że smugi mają ruch waha­dłowy w kierunku prostopadłym do ich położenia. Przypo­minał on kołysanie się fali morskiej, oblanej światłem księżyca, kiedy oświetlone grzbiety, opadając w głąb, po­grążają się w ciemności, aby po chwili zająć znowu po­przednie miejsce. Oczywiście wrażenie to mogło być cał­kiem subjektywne, wynikające stąd, że oddzielne pa­sma niczem się od siebie nie różniły. Przyrząd, ma­jący te pasma utrwalić na kliszy, oddawna znajdował, się w ruchu.

Z wrażeń, jakie z ich obserwacyi wyniosłem, wyciągną­łem wniosek, że smugi są zjawiskiem, spowodowanem za-

łamaniem promieni przez atmosferę ziemską oraz interferencyę, że znaj­dują się one w związku z dającem się zawsze obserwować falowaniem brzegu słonecznego, oraz posiadają analogię w równie dobrze znanem zjawisku migotania czyli scintillacyi gwiazd. Smugi widziałem jeszcze na 3 sek. przed zaćmieniem.

Wobec takiego charakteru smug nie mogły one też wystąpić na kliszy. Obraz otrzymany wy­obraża ryc. 21. Widzimy na niej słabnięcie stopniowe oświetlenia przed całkowitem zaćmieniem, zu­pełny zanik reakcyi świetlnej na kliszy w czasie całkowitoścj, a po­tem stopniowy wzrost natężenia światła. Fotogram ten ilustruje zmia­ny jasności w ciągu 9 minut. Wi­dzimy, że natężenie światła na po­czątku obrazu (1 minuta przed za­ćmieniem (jest prawie takie same, jak na końcu (4 minuty po zaćmie­niu), t. j. że znacznie szybciej na­tężenie światła maleje przed zaćmie­niem, aniżeli wzrasta po zaćmieniu.

Niebawem rozpoczęło się za­ćmienie całkowite. Cień księżyca, nie­stety niewyraźny z powodu ciem­ności, która nie pozwalała odróżniać przedmiotów w odległości kilkudzie-

sięciu metrów, z nadzwyczajną szybkością rozlewał się po całym widnokręgu i po chwili objął i mój punkt ob- serwacyi. Trwało to nie dłużej nad sekundę, a wkróce pokrył on i morze na wschodzie, nadając mu jakąś sta­lową ciemną barwę.

Moment początku całkowitości wystąpił nadzwyczaj wyraźnie. Można go zaobserwować z dokładnością ułamka sekundy, ale tylko, gdy się nie patrzy przez lunetę. Nie trzeba czekać chwili zetknięcia jasnej tarczy słońca

i ciemnej księżyca; wystarczy zauważyć moment gwał­townej zmiany, jaka zachodzi przed naszemi oczami.

Wszelkie ochrony dla oka stają się zbyteczne. Czarna okrągła tarcza wisi na niebie, roztaczając naokoło siebie świetlaną aureolę. Tarcza ta wydaje się znacznie mniejszą, niż wtedy, gdy ją widzimy jasną. Gdy rozpoczęła się całko­witość, miałem wrażenie, że nagle się rozjaśniło; złudzenie to wynika stąd zapewne, że w ostatnich chwilach przed zaćmieniem ciemność wzrasta tak szybko, iż oko nie ma czasu przystosować się do tak szybkich zmian; w czasie samego zaćmienia oko jest już dobrze przystosowane do oświetlenia.

Widok zaćmionego słońca był w istocie bardzo piękny. Jasny, wąziutki pasek chromosfery, barwy różowej, okalał tarczę czarną, w dwóch miejscach prawie przeciwległych widniały wybitne dwa wypiętrzenia tego paska — protu- berancye, a dalej nieco mniej jasny pierścień korony, sze­rokości, równej promieniowi tarczy słońca, barwy blado ró­żowej, z odcieniem oliwkowym. Od tej jasnej korony wew­nętrznej ku górze i ku dołowi oddzielały się mniej jasne od­gałęzienia w postaci klinów i zębów, zlewając się niezna­cznie z otaczającem tłem nieba. W kierunku normalnym ku tarczy łatwo było dostrzedz budowę promienistą ko­

rony zewnętrznej. Niektóre z tych jasnych niteczek wygi­nały się ku górze i przecinały wzajemnie, ograniczając owe sterczące ku dołowi i ku górze kliny; zresztą te srebrne nitki zdawały się niekiedy nagle pojawiać i znikać, jakby przebiegające w koronie meteory. Udało mi się wykonać

Ryc. 22. Zaćmienie słońca dnia 30 sierpnia 1905 r., według rysunku.

kilka szkiców korony, które dają dosyć dobre wyobrażenie

o zjawisku. Korona ma kształt typowy dla epoki maximum plam słonecznych.

Ryc. 22 przedstawia widok korony, wykonany na pod­stawie powyższych szkiców. Dla porównania załączamy też postać korony według zdjęcia, dokonanego przez Hań­skiego (ryc. 23). Korona zewnętrzna na fotografii nie jest tak rozległa jak na rysunku. Bywa to zazwyczaj,

Ryc. 23. Zaćmienie słońca d. 30 sierpnia 1905 r., według fotografii.

gdy ekspozycya nie jest długa (w tym wypadku wynosiła

20 sekund). Przy dłuższej ekspozycyi otrzymuje się więk­szą koronę zewnętrzną-

Niebo miało barwę ciemno zieloną, unoszące się w kilku miejscach kłęby chmur miały błękitnawy stalowy odcień; zresztą żadnych barwnych lub świetlnych efektów nie spo­strzegłem. Blask Wenery wydawał się bardzo jasnym; prócz Wenery zauważyłem jeszcze na zachód od słońca u dołu jasny słaby punkt, którym był, jak się zdaje, Merkury. Zresztą nie mogłem dostrzedz żadnych gwiazd, chociaż ¹/₂ minuty z górą poświęciłem na ich poszukiwanie gołem okiem i za pomocą tryedra.

Wogóle było znacznie widniej, aniżeli przewidywano. Niebo było jasne, jak o wczesnym zmierzchu. Rysunki ro­biłem bez pomocy latarki, tak samo z całą łatwością wi­działem ciągle wskazówkę sekundową zegarka, służącego do obserwacyi, oraz robiłem notatki; mogłem też dobrze czytać gazetę Heraldo de Madrid, której egzemplarz przy­padkowo miałem ze sobą. Wynika stąd, że w czasie za­ćmienia było znacznie widniej, aniżeli w nocy w czasie pełni księżyca; wtedy bowiem gwiazdy pierwszych 3-ch wielkości normalne oko dostrzedz może, a czytać mogę tylko duży druk, notatki zaś robię zawsze przy latarce. Wysp Kolumbretów nie mogłem dostrzedz nawet z pomocą tryedra. Twarze miały oliwkowy, trupi wygląd.

Ściśle po upływie 3 min. 42 sek., zgodnie z oblicze­niem, zaćmienie całkowite się skończyło. Patrzałem na zaćmienie słońca gołem okiem; wtem na prawym brzegu słońca jak gdyby powstał mały otworek, przez który z ogromną szybkością rozlała się materya świetlana, two­rząc okrągłą jasną plamę wielkości pomarańczy. Po chwili nastąpił drugi taki wybuch, jasna plama powiększyła się

i jak gdyby zalała cały kawał czarnej tarczy księżyca, która dobrze jeszcze była widzialna. Za chwilę wybuch światła się powtórzył, ale światło było już tak jaskrawe, że pa­

trzeć gołetn okiem nie było można. Włożyłem ciemne okulary i ujrzałem po prawej stronie tarczy czarnej wą­ziutki sierp słońca.

Całe to zjawisko było nadzwyczaj efektowne. Przy­czyną owego skokowego, jakby wybuchowego pokazywa­nia się światła, były prawdopodobnie drobne zazębienia; tarczy księżyca, a nadzwyczaj wielkie natężenie promieni słonecznych było powodem, że punkty małe tarczy, wi­dzialne przez te zazębienia, skutkiem iradiacyi przedsta­wiały się, jako znacznych rozmiarów tarcze.

To zjawisko nieoczekiwane całkowicie pochłonęło moją uwagę tak, że nie zwróciłem uwagi na oddalający się cień księżyca, ani na falujące smugi, które powinny się były znowu zjawić z ukazaniem się pierwszych promieni słońca. Zresztą przyrząd bez przerwy byl w ruchu i automatycznie fotometryczny przebieg zjawiska utrwalał. Dodam, iż wo- góle i początek i koniec całkowitości zaskoczyły mnie prawie o półtorej minuty za wcześnie, a to dlatego, że czas swój regulowałem podług chronometru ekspedycyi ro­syjskiej, którego poprawka z powodu braku czasu nie mogła być na miejscu obliczoną.

Jak już wspomniałem, w ciągu zaćmienia w różnych okolicach nieba unosiły się gęste chmury kłębiaste, które kilkakrotnie pokrywały słońce. W czasie zaćmienia całko­witego słońce było niezasłonięte tak, że warunki obserwa- cyi były bardzo dobre. Nieoczekiwaną była tak wielka ja­sność korony, skutkiem czego spełzły na niczem nadzieje, odnoszące się do znalezienia planety intermerkuryalnej na drodze fotograficznej. Silny wiatr południowo wschodni nie zmienił kierunku, tylko przycichł w czasie całkowitości.

W dzięsięć minut po skończeniu się zaćmienia całkowi­tego chmury pokryły słońce i wkrótce zaciągnęły się na

całe niebo. Do samego wieczora już nie wychyliło się słońce z pó za chmur, a popołudniu około godziny 4-ej spadł nieznaczny deszcz — jedyny, który obserwowałem w czasie mojego trzytygodniowego pobytu w Hiszpanii. Być może, iż deszcz ten znajdował się w związku z nie­zwykłymi warunkami, wytworzonymi przez zaćmienie.

Nowa gwiazda.

Kiedy 11 listopada r. 1572 Tycho Brahe, spojrzawszy na gwiazdozbiór Kasyopei, ujrzał w nim nigdy przedtem nie widzianą gwiazdę 1-ej wielkości, sądził, że go zmysły łudzą. Zebrał dokoła siebie tłumy przechodniów i dopiero ich zapewnienia, że i oni również tę gwiazdę widzą, zdo­łały go przekonać o rzeczywistości tak niezwykłego zja­wiska.

Łatwo zrozumieć, jak silne wrażenie tego rodzaju zja­wisko sprawiać musiało w czasie, kiedy na wszechświat zapatrywano się, jako na coś powstałego w postaci skoń­czonej w chwili stworzenia i niezmiennego w czasie. Wiele odkryć i dociekań późniejszych czasów zmieniło nasze po­glądy na budowę i historyę wszechświata, w którym, jak wiemy dzisiaj, pod wpływem sił, działających bez przerwy, bezustanne zachodzą zmiany.

W dziedzinie zjawisk astronomicznych wyniki owych nieustannych procesów stają się dostępnymi dla naszych zmysłów zazwyczaj dopiero po bardzo długich okresach czasu. Wszelkie przewroty gwałtowne, zdające się prze­mawiać za jakąś nieciągłością w działaniu sił kosmicznych, stoją poniekąd w sprzeczności z prawami, które wszelkie- mi przeobrażeniami we wszechświede rządzą. Na takie właśnie przewroty gwałtowne wskazywać się zdają gwia-

zdy, nagle się ukazujące, co, w połączeniu z niezwykłością zjawiska, sprawia, że i dziś ukazanie się gwiazdy nowej, mianowicie jasnej, silne sprawia wrażenie.

A przecież zjawiska tego rodzaju są częstsze, aniżeli możnaby przypuszczać. Mijają one jednakże zazwyczaj niedostrzeżone, ponieważ z labiryntu nieznanych i niepoli- czonych gwiazd, nie wchodzących jeszcze jako indywidua w zakres badań astronomicznych, żadnym sposobem ich wydzielić nie można.

Znakomitym środkiem do wynajdywania gwiazd nowych jest obecnie fotografia nieba.

Jej to głównie zawdzięczamy, że w niespełna dziewię­cioletnim okresie czasu, jaki upłynął od odkrycia głośnej, a dla naszych poglądów dzisiejszych epokowej gwiazdy no­wej w Woźnicy z r. 1892, dowiedzieliśmy się o krótko- trwałem świeceniu na niebie pięciu gwiazd nowych: w Ką- tomiarze r. 1893, w okręcie Argo (Carina) i w Centaurze r. 1895, w Strzelcu r. 1898 i w Orle r. 1899. Nowa gwiazda w Perseuszu, która ukazała się w r. 1901, jest zatem w tym szeregu z kolei szóstą. Z kilku gwiazd no­wych poóźniejszych najwybitniejszą była nowa w Bliźniętach z r. 1903.

Ale i wspomniane odkrycia fotograficzne gwiazd no­wych, które zawdzięczamy głównie pani Fleming z Har­vard Observatory, nie były wynikiem jakichś poszukiwań systematycznych, rozciągających się na całe niebo, były to tylko te nowe gwiazdy, które znalazły się na fotografiach pewnych części nieba, wykonanych w pewnych epokach w Harvard Observatory. O ileż większa być musiała rze­czywista liczba gwiazd nowych, które się w tym czasie ukazały na całem niebie, jeżeli jeszcze uwzględnimy te miliony gwiazd, które na kliszach występują tylko po bar­

dzo długiej, a jedynie w wyjątkowych razach stosowanej ekspozycyi! Kroniki z okresu, obejmującego przeszło 2000 lat, notują zaledwie około 20 wypadków ukazania się gwiazd nowych. Są to przeważnie zjawiska wybitne — gwiazdy pierwszej wielkości. Jeżelibyśmy przypuścili, że pośród gwiazd każdej wielkości procentowo zjawia się jednakowa liczba gwiazd nowych, to wypływałby stąd wniosek, iż w tym okresie w istocie tyle gwiazd nowych ukazało się i znikło, ile wo- góle gwiazd widzimy na niebie.

Wniosek ten naturalnie sprawdzić się nie da, ale zna­czna liczba gwiazd nowych, odkrytych w ostatnich czasach dzięki skrupulatniejszemu ich poszukiwaniu, uzasadnia do pe­wnego stopnia jego prawdopodobieństwo. W każdym razie, nie wchodząc narazie w treść i znaczenie zjawiska gwiazd nowych, musimy je uważać za nader doniosły objaw w ewolucyi kosmicznej wszechświata.

II.

Gwiazda Nowa Woźnicy z r. 1892 przyczyniła się w bardzo wybitnym stopniu do wzbogacenia naszych wia­domości o gwiazdach nowych. Pomimo to, zniknąwszy, pozostawiła tyle pytań nierozstrzygniętych, tyle poglądów spornych, że ukazanie się jakiejś nowej gwiazdy, dostate­cznie jasnej, aby wszystkie najnowsze ulepszenia instru­mentalne i metodyczne należycie wyzyskane być mogły, ogromnie było pożądane.

Jakby na zawołanie, ukazała się nowa gwiazda w Per- seuszu, tak jasna, jakiej od blisko 300 lat, bo od czasów znanej gwiazdy Keplerowskiej z r. 1604, nie obserwowano. Zobaczymy, o ile spełniły się pokładane w niej nadzieje astronomów.

Poraź pierwszy gwiazda ta zauważona została w Edyn­burgu przez Andersona (który odkrył również Nową Wo­źnicy) dnia 22 lutego 1901 r. o godzinie 2 minut 40 po północy czasu Greenwich’ skiego. W chwili odkrycia Nowa była gwiazdą 2,7 wielkości.

Moment, w którym Nowa pojawiła się na niebie, nie jest dokładnie znany. To jest pewne, że niema jej ani śladu na fotografii tej okolicy nieba, zdjętej w Howe przez Stanley Williamsa na 28 godzin przed odkryciem, a zawie­rającej wszystkie gwiazdy aż do 12-ej wielkości, jak ró­wnież na kliszy, otrzymanej na kilka godzin wcześniej w Harvard Observatory, na której utrwalone są gwiazdy do 11-ej wielkości. Niema jej również na kliszach dawniej­szych. Wieczorem zaś d. 21 lutego pilny i wprawny obser­wator gwiazd zmiennych, Schwab w llmenau, porównywał znaną zmienną gwiazdę Algola (fi Perseusza) z sąsiedniemi gwiazdami o, v, x, g i 16 Perseusza i z pewnością nie uszłaby jego uwagi nowa gwiazda, gdyby była przynajmniej

4,5 wielkości. Ostatnie porównanie Algola zrobione było na 20 minut przed północą, a na 3 godziny przed odkry­ciem nowej gwiazdy; o tym czasie więc była ona z pewno­ścią mniejsza niź 4,5 wielkości.

Chociaż więc ściśle momentu ukazania się Nowej po­dać nie można, to przecież zawarty on jest w dość cia­snych granicach, ażeby wywnioskować, że ukazanie się jej było zupełnie nagłe i wzrastanie blasku bardzo szybkie.

Odkrycie Nowej dokonane zostało jeszcze w epoce szybkiego wzrastania jej blasku, co jest bardzo ważne, gdyż dawniej obserwowane gwiazdy nowe odkrywano prze­ważnie dopiero w maximum blasku lub też już w okresie jego zmniejszania się. Wprawdzie Nową Woźnicy znale­

ziono później na wielu fotografiach, wykonanych na długo przed jej odkryciem, jaśniejszą niż po odkryciu, ale nie zdołano stwierdzić, czy nie były to jakieś maxima dru­gorzędne, jakich i później jeszcze cały szereg obserwo­wano.

W ciągu doby Nowa Perseusza wzrosła o przeszło jedną wielkość i zrównała się wieczorem 22 lutego z Po- luksem {[> Bliźniąt), dosięgnąwszy 1,6 wielkości; gdy zaś wieczorem 23 lutego pierwszy raz udało mi się ją zoba- baczyć, była jaśniejszą od Kozy (a Woźnicy), i tylko jeden Syryusz na całem niebie przewyższał ją jasnością. Ale była też to chwila, w której Nowa dosięgła swej- najwię­kszej jasności, mianowicie 0,24 wielkości, gdy Koza, we­dług tej samej skali fotometrycznej, jest gwiazdą 0,27 wielkości.

Lecz krótkotrwałą była niezwykła świetność nowej gwiazdy. Zmniejszanie się blasku rozpoczęło się już nad ranem 24 lutego.

Wieczorem 24 lutego Nowa była 0,28 wielkości, 25-go — 1,10, 26-go — 1,62, 27-go — 1,99 wielkości. Od tej daty zauważyć się dają, śród stałego zmniejszania się bla­sku, pewne nieznaczne wzmagania się, wśród których Nowa 6 marca przekracza 3-ą wielkość, all marca 4-ą; potem wzrasta znowu prawie do 3-ej wielkości do dnia 20, a dnia

21 spada nagle do 5 wielkości.

Dalsze obserwacye wykazują wahania blasku, odbywające się z wielką regularnością. Obszar wahań wynosi około

1,5 wielkości, a ich okres, liczący początkowo około trzech dni," dosięga w połowie kwietnia czterech dni, a w maju pięciu dni. Przy tych zmianach blasku gwiazda, dosię­gnąwszy minimum, pozostawała przez dłuższy czas nie­zmienioną, poczęm wzrastanie do największego blasku

Wielkość

odbywało się znacznie szybciej, aniżeli zmniej­szanie się od maximum do minimum.

Rycina 24. przedsta­wia krzywą jasności No­wej od chwili jej ukazania się do 1 września 1901 r., kiedy jasność jej spadła do 7 wielkości. Widzimy z tej krzywej, że wraz ze zmniejszaniem się bla­sku wahania jego stają się coraz mniejsze, a okres wahań wzrasta.

W końcu r. 1901 ja sność Nowej spadła do 8 wielkści i bez przerwy choć bardzo powoli zmniejsza się aż dotąd. Obecnie jest ona gwiazdą 12 wielkości, i od dłuż­szego czasu wyraźnego zmniejszania się jasności stwierdzić nie można.

Wspomniane wyżej fluktuacye jasności są zjawiskiem, nigdy dotąd u gwiazd nowych nie obserwowanem, gdyż nie można z niemi porównać nieregularnych i niezna-

cznych, bo nieprzekraczających 0,5 wielkości, wahań ja­sności Nowej Woźnicy

Równie ciekawe są spostrzeżenia, jakie poczyniono co do barwy Nowej Perseusza. W chwili odkrycia była ona niebieskawo-biała i taką pozostała aż do chwili osiągnięcia największego blasku. Zmniejszając się, przybierała coraz bardziej odcień żółtawy, później czerwonawy, a w pierw­szej połowie marca 1901 r. barwa gwiazdy była wyraźnie czerwona. Dalej zauważono, że fluktuacyom jasności towa­rzyszyły również regularne zmiany barwy. Barwa w epo­kach maximum blasku była słabo żółtawa, równolegle ze zmniejszaniem się jasności odcień żółty stawał się coraz bardziej wyraźny, przechodził następnie w czerwonawy, którego natężenie wzrastało aż do epoki minimum blasku. Podczas wzrastania blasku te same zmiany barwy odby­wały się w kierunku odwrotnym.

Dodać należy, że porządek, w jakim odbywały się zmiany barwy wraz ze zmianami jasności, był taki, jakiego należało się spodziewać, zgodnie z dzisiejszymi poglądami na przyczyny zabarwienia gwiazd w ogóle w zależności od zmian warunków fizycznych, powodujących zmiany bla­sku. W danym przypadku są one dowodem, że zmienna jasność Nowej nie może być przypisaną naprzykład ko­lejnym zaćmieniom przez jakiegoś okrążającego ją towa­rzysza, jak to się dzieje u gwiazd zmiennych typu Algola, posiadających również krótki okres zmienności. Gwiazdy zmienne, u 'których zmianom blasku towarzyszą zmiany warunków fizycznych, różnią się od zmiennych typu Al­gola długim okresem zmienności, wynoszącym zazwyczaj całe miesiące, krótki okres zmienności gwiazdy nowej

i z tego stanowiska zatem przedstawia zjawisko nader ciekawe.

Jakie są wspomniane wyżej warunki fizyczne, na czem wogóle polega istota zjawiska gwiazd nowych — odpo­wiedzi na te pytania dostarczyć nam może tylko analiza widmowa.

Zbierzmy więc główniejsze spostrzeżenia, jakie za po­mocą analizy widmowej poczynić zdołano. Tu należy za­uważyć, że wszystkie z pomocą spektroskopu badane gwia­zdy nowe (z wyjątkiem Nowej Andromedy) posiadały ty­powe widmo, u innych gwiazd nie spotykane. Było to wi­dmo ciągłe, na którem, prócz ciemnych linij niektórych pierwiastków, przesuniętych ku stronie fiołkowej widma, występowały odpowiednie linie jasne, silnie przesunięte ku stronie czerwonej widma. W miarę zmniejszania się blasku gwiazdy, ciągły podkład słabł coraz bardziej, jak również linie ciemne, aż w końcu pozostawało widmo, złożone z kilku linij jasnych, uderzająco podobne do widma mgławic ga­zowych.

Widmo Nowej Perseusza w pierwszych dniach po jej ukazaniu się, mianowicie 22 i 23 lutego, niczem nie przy­pominało owego typowego widma gwiazd nowych. Spek- trogram, otrzymany 22 lutego w Harvard Observatory, przedstawia widmo ciągłe, na którem widać szereg (33) samych ciemnych linij, pośród których cała serya linij wo­doru od H/? do He¹).

Widmo, otrzymane 23 lutego w Poczdamie, w cha-

^ Linie pierwiastków oznacza się zazwyczaj literą, stano­wiącą znak chemiczny danego pierwiastku, z dodaniem u dołu kolejnych liter alfabetu greckiego dla linij o coraz mniejszej; długości fali. Linię wodoru o najdłuższej fali oznacza się; więc przez Ha następną co do długości fali jest H/? i t. d.

rakterze nie różni się od poprzedniego. Na tle widma cią­głego widać na spektrogramach seryę ciemnych linij wo­doru od Hf> do Hktóre są bardzo szerokie, przytem zamazane i mało wybitne. W porównaniu z liniami widma słonecznego są one silnie przesunięte ku stronie fiołko­wej widma.’ Jeżeli zastosujemy zasadę Dopplera, prze­sunięcie to odpowiada szybkości zbliżania się w promieniu widzenia o 700 km na sekundę.

Zupełnie odmienny wygląd mają dwie linie wapnia, H i K: są one uderzająco ostre i czyste, a przytem prze­sunięte nieco ku stronie czerwonej widma. Przesunięciu temu odpowiada szybkość oddalania się od słońca o 18 km na sekundę. Prócz tych linij występują jeszcze dwie linie krzemu oraz jedna linia magnezu.

Takie rozmaite przesunięcie się linij, należących do je­dnego widma, nie da się pogodzić z prawami dyspersyi

i zmusza do wniosku, że zachodziło tu nałożenie (super- pozycya) dwu różnych widm, pochodzących od dwu ro­zmaitych źródeł światła, widzianych w jednym kierunku. Stosując do objaśnienia tego przesunięcia zasadę Dopplera, wypływałoby, jak już zaznaczyliśmy, że jedno z tych źró­deł światła zbliżało się do nas z szybkością 700 km na sekundę, drugie zaś oddalało się z szybkością 18 km na sekundę.

Dnia 24 lutego widmo Nowej Perseusza było już zupełnie zmienione. Ciągły' podkład i ciemne linie na niem pozostały, lecz po mniej łamliwej stronie prawie każdej z nich poja­wiły się linie jasne. W środku niektórych linij jasnych (np. He wodoru, K wapnia) ukazały się cieniutkie ciemne prążki, przedstawiające zjawisko t. zw. odwrócenia. Następnego dnia, 25- lutego, odwrócenie to można już było zauważyć u wszystkich jasnych linij wodoru.

W następnych dniach nie występują żadne zasadnicze zmiany w widmie, ukazują się tylko różne nowe szczegóły, poprzednio nie widziane. Tak np. zjawia się jasna linia D sodu bardzo szeroka, a wewnątrz niej dobrze dają się roz­poznać dwa ciemne prążki, przedstawiające niewątpliwie dwie składowe Dj i D₂ sodu. Dalej zaznacza się jasne pa­smo, odpowiadające grupie b magnezu, oraz dwa jasne pasma w miejscach, w których przypadają linie mgławic ga­zowych. Linie jasne wodoru stają się coraz bardziej natę- żonemi i coraz lepiej uwydatniają się na ciągłym podkła­dzie. Natężenie to wzrasta w kierunku od bardziej łamli­wych do mniej łamliwych części widma; widać to najlepiej w widmie optycznem, w którem najjaśniejszemi są linie Ha i H/S wodoru.

W porównaniu z widmami Nowej Woźnicy i Nowej Kątomiaru, widmo Nowej Perseusza odznaczało się ubó­stwem linij; różniło się ono od tamtych także znacznie większą szerokością linij jasnych oraz mniejszą wyrazisto­ścią linij absorbcyjnych.

Inne szczegóły, zauważone w widmie Nowej, dotyczą głównie kolejnego pojawiania się lub znikania różnych linij, zmian natężenia ciągłego podkładu, jak i linij jasnych i ab­sorbcyjnych, oraz ich szerokości, wyrazistości i wyglądu wogóle. Specyalnie co do wyglądu linij zasługuje na uwagę natężenie świetlne wewnątrz linij jasnych. Jest ono nieje­dnakowe na całej szerokości linij, lecz posiada maximum w bliskości brzegu bardziej łamliwego i zmniejsza się w kie­runku brzegu mniej łamliwego, przechodząc niekiedy przez kilka maximow drugorzędnych.

Szczegółowe badanie ciągłych zmian widma jest nad­zwyczaj ważnem dla poznania smian, równolegle zachodzą­cych na samej gwieździe. Zamiast opisu niech służy ryc. 25,

na której przedstawione są widma Nowej według foto­graf ij Ellermana, wykonanych z pomocą 40-calowego re- fraktora w Yerkes-Observatory w Ameryce. Widma te były otrzymane w dniach 27 i 28 lutego oraz 6, 15 i 28 marca. Występują tu więc zmiany, które zaszły w ciągu miesiąca. Litery, podane u góry, oznaczają linie.

Uderza tu przedewszystkiem znikanie niektórych linij jasnych, jak np. Y\vj wodoru, K wapnia, b magnezu i in., a dalej zanik podkładu ciągłego, występujący bardzo wy­bitnie w widmie z d. 28 marca, które składa się tylko z szeregu oddzielnych jasnych linij, oddzielonych ciemnemi przerwami.

Począwszy od d. 19 marca w widmie Nowej ujawniać się zaczęły zmiany o charakterze wyraźnie peryodycznym. Rzut oka na krzywą zmian jasności (ryc. 24) wskazuje, że początek tych zmian schodzi się z epoką, gdy występować zaczęły peryodyczne fluktuacye jasności.

Dnia 19 marca najbardziej uderza brak w widmie cią­głego podkładu, zniknięcie linii K wapnia i b magnezu, nadzwyczajna szerokość linii wodoru H£ oraz silne jej prze­sunięcie ku stronie fiołkowej widma. Prócz tego poznikały ciemne prążki, widzialne dotąd zawsze na brzegu linij jasnych po stronie krótszych fal. W dniu 23 podkład cią­gły znowu się ukazał, linia H£ miała szerokość i położenie normalne, a ciemne prążki pojawiły się znowu u brzegu niektórych linij jasnych. Prążki te znikły ostatecznie w dniu 27 marca i już potem obserwowane nie były.

W odróżnieniu od widma z podkładem ciągłym (No 1, 2, 3, 4 na ryc. 25), zwanego normalnem, to drugie widmo bez podkładu ciągłego i z rozszerzoną oraz przesuniętą linią Hf (No. 5. na ryc. 25) zostało nazwane »anormalnem«. Podkład i wygląd linii H£ w widmie anormalnem tak były

zmienione, że można ją było uważać za jakąś nową linię, pojawiającą się peryodycznie, zamiast znikającej w chwili jej pojawiania się linii Hf.

Okres zmian widma był ten sam, co okres fluktuacyi blasku. Według Pickeringa widmo Nowej było zawsze normal- nem wtedy, kiedy jasność jej była większą niż 4—5 wiel­kości, a więc i w maximum jasności; przy mniejszej jasno­ści, a więc i w czasie minimum, widmo było anormalnem.

Widmo anormalne oraz peryodyczność zmian widma w związku z peryodyczną zmianą jasności jest całkiem no­wym faktem naukowym, nigdy przedtem u gwiazd nowych nie zauważonym.

Te kolejne zmiany trwały mniej więcej do połowy czerwca, kiedy gwiazda spadła do 7,3 wielkości. Podkład ciągły zginął wtedy ostatecznie, i całe widmo na kliszy z d. 19. czerwca składa się z szeregu linij jasnych, przypominając uderzająco widmo mgławic gazowych.

Pickering porównał widmo Nowej z widmem mgławicy No. 3918 w New General Catalog (Katalog mgławic Herschla) i wynik porównania był następujący. Widma mgła­wic gazowych zawierają charakterystyczną linię zieloną

o długości fali 500’7 /z/i, należącą do nieznanego pier­wiastku. Linia ta nie występuje w widmach żadnych innych ciał niebieskich i pierwiastek, jej odpowiadający, uchodzi za pierwiastek specyficznie mgławicowy. Nadano mu sku­tkiem tego nazwę nebulium (od nebula = mgła).

Otóż wspomniana linia zielona wystąpiła też w zmie- nionem na mgławicowe widmie Nowej Peseusza. Ale gdy w widmie mgławicy N. G. C. 3918 jest ona 8 razy ja­śniejszą od linii wodoru Hfi, to w widmie Nowej obie te linie są jednakowo jasne. W obu widmach występują linie jasne 386'9¡u/i, He, H<5, H y, 468‘8/t/i, H/S, 495'9/t// i 500'7/i/x

(nebulium), i z wyjątkiem ostatniej mają w obu widmach tę samą względną jasność. Różnią się oba widma tem, że w widmie mgławicy, oprócz wspólnych, występuje jedna linia (436'4 juju), której niema w widmie gwiazdy, a w widmie gwiazdy znajdują się 4 słabe linie między My i U fi, któ­rych niema w widmie mgławicy. Różnice te, jak widzimy, są bardzo niewielkie, nie większe, jak te, które zauważyć można w widmach oddzielnych części jednej rozległej mgławicy.

Taka zmiana widma gwiazdy nowej na widmo mgławic zdaje się być dla zjawiska gwiazd nowych typową, gdyż

i u dawniejszych nowych, badanych z pomocą spektroskopu, była obserwowaną.

Z powyższego zestawienia ważniejszych obserwacyj, odnoszących się do Nowej Perseusza, widzimy, że zawdzię­czamy jej poznanie niektórych rzeczy zupełnie nowych, u żadnej z dawniejszych gwiazd nowych nie obserwowanych. Z drugiej strony, przeważna część zauważonych szczegółów, identycznych z dawniej poznanymi, prowadzi do wniosku, że Nową Perseusza zaliczyć należy do zjawisk tej samej kategoryi, co dawniejsze gwiazdy nowe. W ten sposób wzrosło znacznie prawdopodobieństwo, że wszystkie gwia­zdy nowe należą do jednej kategoryi zjawisk, mających tę samą przyczynę, niezależną od czasu i miejsca w prze­strzeni, a tylko tkwiącą w pewnych wspólnych warunkach, dotąd bliżej nieznanych. Oczywiwiście nie wyklucza to pe­wnych różnic indywidualnych, mogących charakteryzować każdy szczególny przypadek, o ile tylko typowa strona zja­wiska pozostaje niezmieniona.

Następujące szczegóły zawdzięczamy specyalnie obser- wacyom Nowej Perseusza.

Pierwszym jest fakt, że typowe widmo gwiazd nowych wystąpiło u Nowej Perseusza nie odrazu, nawet nie

w chwili, gdy jasność jej była największa, lecz wtedy do­piero, gdy blask jej zaczynał się zmniejszać. W pierwszej, co prawda bardzo krótkiej, bo zaledwie dwa dni trwającej epoce jej widzialności, widmo jej było absorbcyjnem, którego nawybitniejszą częścią były bardzo szerokie linie wodoru, silnie przesunięte ku stronie fiołkowej. Sądzimy, że szcze­gół powyższy należy zaliczyć do typowych dla wszystkich gwiazd nowych. Jeżeli nie był on dotąd obserwowany, to zapewne tylko dlatego, że Nowa Perseusza jest pierw­szą gwiazdą, której widmo badano jeszcze w okresie wzra­stającego blasku. Naturalnie stwierdzenie tego zapatrywania trzeba odłożyć do chwili ukazania się innej gwiazdy nowej, która w równie wczesnej fazie będzie mogła być badana spektroskopowo.

Drugą ważną okolicznością była możność śledzenia sto­pniowego powstawania typowego widma gwiazd nowych, a więc kolejnego występowania jasnych lnij wodoru, po­czynając od najmniej łamliwych, a następnie dopiero wy­stępowania jasnych linij niektórych innych pierwiastków wraz z odwróceniami w postaci wąziutkich ciemnych prążków.

Dalej zupełnie nowemi są zauważone prawidłowe okre­sowe wahania jasności w granicach 1,5 wielkości, oraz związane z niemi zmiany barwy i widma.

IV.

Kiedy Nowa przestała być widzialną gołem okiem, i wi­dmo jej od dłuższego czasu już zrównało się z widmem mgławic gazowych, zrobione zostało odkrycie, które w świe- cie astronomicznym wielką wywołało sensacyę i sprowa­dziło zamięsząnie pośród tych wszystkich, którzy opraco­wywali hypotezy, oparte na materyale zdobytym. Jakichś

nowych rewelacyj nie spodziewano się już od gwiazdy, która przeszła do stanu mgławicowego. Tak przynajmniej było w dawniej obserwowanych przypadkach.

Już dawniej zwrócono uwagę na to, że gwiazdy nowe w czasie, gdy widmo ich złożone jest z kilku jasnych linij, wyglądają tak, jak gdyby przeświecały przez jakąś mglistą powłokę. To samo spostrzeżenie zrobiono też u Nowej Perseusza, a w sierpniu niektórzy astronomowie dostrzegli nawet dokoła gwiazdy jakąś mglistą aureolę, sięgającą ja­koby na odległość 6’ od gwiazdy.

Zjawisko to znalazło łatwe wytłómaczenie w fakcie, iż refraktory są zawsze zachromatyzowane tylko dla pewnej długości fali. Jeżeli więc gwiazda ostro nastawioną była na najjaśniejszą w widmie linię zieloną mgławic, to szereg obrazów gwiazdy w promieniach innych długości fali nie mógł być w ognisku, a skutkiem tego musiał być mglisty wygląd gwiazdy.

Jednakże w końcu sierpnia Wolff w Heidelbergu przy zastosowaniu bardzo długiej ekspozycyi znalazł na kliszy dokoła gwiazdy istotnie utwory mgliste, których kształt usuwał wszelkie wątpliwości, co do ich zupełnej realności. Utwory te zresztą były tak słabe, iż nawet z pomocą wiel­kich refraktorów nie mogłyby być dostrzeżone, ani zatem wpływać na charakter światła gwiazdy.

Także nie można było wątpić o ścisłym związku tych utworów mglistych z gwiazdą. Przedstawiały się one w za­sadzie jako podwójny pierścień, okalający gwiazdę. Kształt tych pierścieni nie był regularny, a w kilku miejscach wi­doczne były jaśniejsze koncentracye materyi mglistej.

Później wielokrotnie robione były zdjęcia tej mgławicy, otaczającej Nową Perseusza. Ryciny 26 do 29 przedstawiają mgławicę według zdjęć, dokonanych przez Ritcheya w Yerkes

Observatory odpowiednio w dniach 13 listopada i 14 gru­dnia 1901 r. oraz 7 stycznia i 8 lutego 1902 r. Czasy ekspozycyi są 7g., 4g. 30m., 4g. 30m. i 2g. 40m.

Ryc. 26. Mgławica, otaczająca Nową Perseusza, w d. 13 listopada 1901 r.

Średnice obu pierścieni w styczniu 1902r. były odpowiednio 15’ i 30’. Już w listopadzie Perrine zdołał skonstatować, iż wielkość pierścieni oraz położenie niektórych koncentracyj ulega zmianie. Z późniejszych zdjęć wywnioskowano, iż

pierścień wewnętrzny rozszerza się dziennie średnio o 1”.4, zewnętrzny zaś o 2”.8, a więc z prędkością 2 razy większą. Przy takim stosunku szybkości średnica wewnętrz-

Ryc. 27. Mgławica, otaczają Nową Perseusza, w d. 14 grudnia 1901 r.

nego pierścienia pozostawała zawsze 2 razy mniejszą od średnicy pierścienia zewnętrznego.

W tym stanie rzeczy sama przez się narzucała się myśl, że oba pierścienie jednocześnie lub też wkrótce po

sobie oddzieliły się od gwiazdy w epoce jej pojawienia się. W istocie, obliczając wstecz chwilę, w której oba .pierścienie musiały być punktami, otrzymano, przyjmując ściśle cen-

Ryc. 28. Mgławica, otaczająca Nową Perseusza, w d. 7 stycznia 1902 r.

tralne rozszerzanie się oraz stałą prędkość, dla pierścienia wewnętrznego dzień 8 lutego, dla zewnętrznego zaś 17 lutego, jako epoki oddzielenia się ich od gwiazdy. Daty te, uwzglę­dniając niezupełną dokładność pomiaru, dosyć dobrze zga­

dzają się między sobą oraz z datą ukazania się gwiazdy,

22 lutego.

Biorąc pod uwagę ruch oddzielnych koncentracyj, mo-

Ryc. 29. Mgławica, otaczająca Nową Perseusza, w d. 8 lutego 1902 r.

żna było skonstatować, iż zbacza on od kierunku prostej, łączącej je z gwiazdą, co wskazuje na to, iż rozszerzanie się pierścienia nie było ściśle centralnem; widać to zresztą

i wprost z kształtu pierścieni, które nie są dokładnie ko­

łami i nie mają wspólnego środka. Na załączonych rycinach bardzo dobrze można zauważyć zmianę położenia niektó­rych wybitniejszych koncentracyj pośród otaczających je gwiazd.

Sprawa tych pierścieni jest nadzwyczaj trudną do wy- tłómaczenia. Najprostszem wydaje się przypuszczenie, iż jest to materya gwiazdy, która skutkiem dwóch gwałto­wnych wybuchów wyrzuconą została na wszystkie strony. Ale przypuszczenie takie nie wydaje się słusznem, jeżeli uwzględnimy szybkość, z jaką ta materya od gwiazdy od­dalać by się musiała.

Aby ocenić, czem była szybkość 1”.4 w odległości Nowej, należałoby znać tę odległość. Otrzymane wartości paralaksy nie wzbudzają wielkiego zaufania, nawet za naj­dokładniejszą uchodząca wartość 0”.03, otrzymana przez Bergstranda. Według wszelkiego prawdopodobieństwa, pa- ralaksa Nowej jest znikoma. Ale przyjmując nawet para- laksę 0”.03, otrzymalibyśmy dla materyi pierścienia we­wnętrznego szybkość 1000 milionów, a dla zewnętrznego 2000 milionów mil na dobę, czyli 160000 względnie 320000 kilometrów na sekundę. Mielibyśmy więc do czynienia z szybkością materyi, dorównującą szybkości światła. Gdyby przyjąć paralaksę mniejszą, należałoby szybkość w tym samym stosunku zwiększyć.

Czy przy jakimkolwiek wybuchu materya mogłaby osiągnąć tak wielką prędkość, jest rzeczą wątpliwą; w ka­żdym zaś razie szybkość ta, wobec działania grawitacyjnego masy gwiazdy, umieszczonej w środku, nie mogłaby po­zostawać stałą przez czas dłuższy, lecz musiałaby się dosyć szybko zmniejszać. Te wątpliwości kazały szukać innych sposobów wyjaśnienia zjawiska.

Jedna z hypotez (Seeligera) utrzymuje, iż mgławica istniała

dokoła Nowej zawsze, ale była to materya ciemna i przeto niewidzialna. Kiedy Nowa zapłonęła nagle, oświetliła ona otaczającą materyę. Światło, idące od gwiazdy, sięgało coraz dalszych części mgławicy i czyniło je widzialnemi; w ten sposób objaśnia się rozszerzanie mgławicy, które przy tej hypotezie musi się odbywać pozornie z szybkością światła.

Ponieważ trudno przypuścić, aby utwory tak odległe mogły być przez nas widziane w odbitem świetle nowej gwiazdy, można w tej hypotezie zastąpić promienie światła naprzykład elektrycznymi, katadowymi lub każdymi innymi, które mogą powodować żarzenie się rozrzedzonej materyi, przez którą przechodzą. W tym wypadku zamiast odbitego światła możnaby przypuścić żarzenie się materyi mgławicy.

Ale i przeciwko tej hypotezie przemawia wiele szcze­gółów, przedewszystkiem niezmienność postaci pierścienia, który według tej hypotezy musiałby być utworzony z coraz innych, dalszych części mgławicy.

Najprawdopodobniejszą wydaje się hypoteza, która obok eksplozyi przyjmuje działanie siły odpychającej na cząsteczki rozproszonej dokoła materyi. Analogię w naszym układzie słonecznym znajdujemy w zjawisku ogonów komet, a do pe­wnego stopnia w zjawisku korony słonecznej. Jeżeli za tę siłę odpychającą przyjąć elektryczność, to, według obliczeń Wil- singa, gdyby nawet ładunek elektryczny Nowej nie był większy, aniżeli ładunek naszego słońca, potrzebny do wy­tworzenia ogona komety Donatiego (r. 1858), jeszcze mo­głyby powstać prędkości takie, jakie zauważono w mgła­wicy, otaczającej Nową, przy gęstości materyi, znacznie przewyższającej gęstość wodoru.

Z równą łatwością objaśniają się obserwowane szybkości, jeżeli zamiast ładunku elektrycznego przyjąć ciśnienie światła.

Pomimo licznych nowych faktów, które zawdzięczamy obserwacyom Nowej Perseusza, zjawisko gwiazd nowych dotąd w całości wyjaśnione nie zostało.

Wszystkie dawniejsze hypotezy miały na celu głównie objaśnienie typowego widma gwiazd nowych, w znaczeniu wyżej podanem, oraz zmian, w tem widmie zachodzących, w kierunku przejścia jego w widmo mgławic. Zobaczmy, jakie są możliwe najprostsze objaśnienia tego faktu w dzi­siejszym stanie nauki.

W widmie typowem gwiazd nowych linie niektórych pierwiastków, np. wodoru, są potrójne. Mamy tam linię ciemną, przesuniętą ku stronie fiołkowej, linię jasną, prze­suniętą ku- stronie czerwonej, i wreszcie ciemny prążek, po­łożony niesymetrycznie na tle linii jasnej, stanowiący jej odwrócenie. Wynika stąd, że występują tu trzy źródła światła, których widma nakładają się na siebie. Rozmaite położe­nie odpowiednich linij tych źródeł światła, którym w wi­dmie porównawczem odpowiada jedna wspólna linia, świad­czy, że każde z tych trzech źródeł znajduje się w odmien­nych warunkach.

Jeżeli zapytamy, na czem polega ta rozmaitość wa­runków, której wyrazem jest różnica długości fali od­powiadających sobie linij, to, pamiętając o zasadzie Dop­plera t o licznych próbach i zastosowaniach, z których zasada ta wyszła zwycięsko, najprawdopodobniej odpowie­my, że rozmaitość ta polega na różności kierunków i pręd­kości tych trzech źródeł światła w promieniu widzenia.

• Wszystkie dawniejsze hypotezy wychodziły z takiego założenia. Jedną z najprostszych i najgłośniejszych była w ostatnich czasach hypoteza Seeligera.

Według tej hypotezy ukazanie się nowej gwiazdy jest wynikiem spotkania się zagasłej lub też dogasającej i dla nas niewidzialnej bryły słonecznej z mgławicą. Skutkiem owego spotkania powstaje zjawisko, jakiemu analogiczne w drobnych rozmiarach przedstawiają meteory, wdzierające się do atmosfery ziemskiej i w niej się rozżarzające i ula­tniające.

Przyciąganie owej masy kosmicznej powoduje prąd materyi mgławicy gazowej, skierowany ku środkowi masy, ją przebiegającej; do materyi tej w widmie należą linie jasne. Linie ciemne należą do atmosfery, otaczającej gwia­zdę i objaśniają się tak, jak wogóle objaśnia się występo­wanie linij absorbcyjnych w widmach gwiazd.

Przesuwanie się linij absorbcyjnych ku części fiołkowej w widmach dotychczas obserwowanych gwiazd nowych świadczy o ich zbliżaniu się ku nam; jestto wszakże, we­dług Seeligera, okoliczność czysto przypadkowa, w ogól­ności linie absorbcyjne mogą być zdaniem jego przesunięte także ku stronie czerwonej.

Co dotyczy materyi gazowej, to jest ona przyciągana ku środkowi ze wszystkich stron, jednakowoż na utworze­nie się obserwowanego przez nas widma składają się tylko te części, które znajdują się między nami a gwiazdą, te zaś części, które znajdują się po przeciwnej stronie gwia­zdy, są przez nią zasłonięte i dla naszych obserwacyj nie­dostępne.

Z części materyi, znajdujących się po naszej stronie

i mających ruch, skierowany ku środkowi gwiazdy, naj­szybciej oddalają się od nas te, których ruch odbywa się ściśle w promieniu widzenia; linie, które im w widmie odpowiadają, są najsilniej przesunięte ku stronie czerwonej- Im większy jest kąt, jaki cząstki mgławicy w ruchu swym

<lo środka gwiazdy tworzą z promieniem widzenia, tern mniejszą jest składowa szybkości, przypadająca w promie­niu widzenia, i tem mniej ku części czerwonej przesunięte być muszą odpowiadające im linie widmowe.

W ten sposób każda jasna linia w widmie tworzy się z nieskończenie wielkiej liczby wąskich linij jasnych, w czę­ści wzajemnie się pokrywających, czego wynikiem jest niezwykła jej szerokość.

Wysoka temperatura, spowodowana przez tarcie, po­woduje stopniowe przejście całej masy gwiazdy w stan lotny, co wynika z przemiany jej widma w widmo liniowe.

Ograniczymy się na tych zasadniczych punktach hypo- tezy Seeligera. Prócz wielkiej prostoty, z jaką objaśniają się na jej podstawie prawie wszystkie zaobserwowane szcze­góły, popiera ją między innymi także fakt, że wszystkie prawie gwiazdy nowe ukazują się w drodze mlecznej lub też w jej bezpośredniem sąsiedztwie, gdzie w różny spo­sób stwierdzono istnienie wielkich ilości jeszcze nie uro­bionej w słońca materyi kosmicznej, a dalej, że w bezpo- średniem sąsiedztwie Nowej Woźnicy odkryto nawet tele­skopem kilka mgławic. Co dotyczy szybkości obserwowa­nych, to objaśnienie ich wymaga przyjęcia dość dużych mas, jednakowoż nie znajdujących się w jakiejś rażącej dysharmonii z poczynionemi dotąd w tej dziedzinie do­świadczeniami.

Najważniejszy zarzut, który spotkał hypotezę Seeligera, oparty był na fakcie, dostrzeżonym w ostatnim okresie widzialności Nowej Woźnicy. Mianowicie odchylenie linij jasnych ku stronie czerwonej zmniejszało się znacznie, a nawet stwierdzono peryodyczne zmiany tego odchylenia. Stojąc na stanowisku hypotezy Seeligera, należałoby wnio­skować, że masa gwiazdy zmniejszała się, albo też, że

cząstki mgławicy poczęły zakreślać dokoła gwiazdy krzywe drogi.

Masa ciała niebieskiego uważaną była dotąd za jeden z najstalszych elementów. Zjawisko mgieł jasnych dokoła Nowej Perseusza przemawia za tem, że w pewnych wa­runkach większe ilości materyi od gwiazdy oddzielić się mogą, skutkiem czego jest zmniejszenie się masy gwiazdy. Ale jeżeli w istocie zaszło tu odrzucenie materyi w prze­strzeń, to zaszło ono w sposób wybuchowy, momentalnie

i to, jak widzieliśmy, w chwili, kiedy gwiazda nowa się ukazała. Nic nie wskazuje na to, aby utrata materyi za­chodziła jeszcze w tym czasie, kiedy długość fali jasnych linij się zmniejszała, i wogóle w tym całym okresie, kiedy Nowa stała się dostępną dla naszych oczu.

Bardziej prawdopodobną wydaje się druga z wymienio­nych wyżej alternatyw. Przypuśćmy naprzykład, że mgła­wica, do której wdarła się gwiazda, przedstawia masę

o gęstości, wzrastającej w kierunku środka. Gwiazda, wdarłszy się do niej ekscentrycznie względem tego środka, spotyka po stronie, zwróconej ku środkowi, większy opór, aniżeli po stronie przeciwnej; pociąga to za sobą taki sam skutek, jak pchnięcie ekscentryczne: gwiazda zaczyna wi­rować. Z drugiej strony, różnica ciśnień, wywieranych na gwiazdę z różnych stron z powodu rozmaitej gęstości mgławicy, sprowadzić musi zboczenie gwiazdy od kierunku prostolinijnego i skierować ją ku zewnętrznej stronie mgła­wicy.

Otóż, uważając jasne linie w widmie za należące do atmosfery gwiazdy, trzebaby wnioskować, że składowa szybkości, przypadająca w promieniu widzenia, może uledz takiej zmianie, o jakiej świadczą obserwacye. W samej materyi mgławicy skutkiem tych ruchów gwiazdy muszą

powstać wiry, któremi można objaśnić stale w widmach gwiazd nowych spostrzegane przesunięcie się linij absorb- cyjnych ku stronie fiołkowej (Halm).

Zresztą, nie czyniąc nawet jakiegoś specyalnego zało­żenia co do rozkładu materyi w mgławicy, które ogranicza ogólność hypotezy w wysokim stopniu, można ruch wi­rowy gwiazd uważać a priori za prawdopodobny. To też zmian jasności Nowej Perseusza nie wahano się przypisać owemu ruchowi wirowemu, gdyż w istocie objaśnienie takie jest najprostsze.

Przypuśćmy, że skutkiem starcia z mgławicą tylko 0,7 całej powierzchni gwiazdy (Rogowskij) uległy rozżarze­niu, mianowicie ta jej część, która najbardziej wystawioną była na opór w materyi mgławicy, i że gwiazda posiada ruch wirowy, którego okres równa się okresowi zmian jasności, to obszar tych zmian będzie wyjaśniony. Zmiany okresu zmienności, mianowicie stopniowe jego przedłużanie się, objaśnia się stopniowem przedłużaniem się okresu obrotu skutkiem oporu w ośrodku, w którym ruch wirowy zachodzi.

Równie prostem jest objaśnienie zmian, zachodzących w widmie. Kiedy gwiazda zwrócona jest ku nam jasną częścią swojej powierzchni, widzimy wówczas, prócz widma liniowego mgławicy, także widmo absorbcyjne fotosfery gwiazdy; gdy zaś zwrócona jest ku nam ciemniejsza strona gwiazdy, to zachodzi minimum blasku, a widmo gwiazdy jest bardzo słabe i prawie znika, widzimy zaś tylko nało­żone na nie widmo mgławicy w postaci oddzielnych ja­snych linij.

Możnaby też znaleść hypotezę dla objaśnienia zmien­nego położenia linii Hf, sądzimy wszakże, że szukanie ta­kiej hypotezy byłoby bezużytecznem, skoro nie wiadomo

jeszcze na pewno, czy w istocie mamy tu do czynienia z wędrówkami tej linij, czy też z jej znikaniem, a ukazy­waniem się na jej miejscu linii mgławic.

VI.

Widzimy, że hypoteza Seeligera, jedna z tych, które widmo gwiazd nowych wyjaśniają z punktu widzenia za­sady Dopplera, wraz z późniejszemi jej dopełnieniami, zdaje nam sprawę z bardzo wielu szczegółów zjawiska. Jednakowoż hypeteza ta tłómaczy nam tylko typowe widmo gwiazd nowych, tymczasem, jak wiemy, widmo Nowej Perseusza w pierwszych dniach po jej odkryciu było zupełnie inne. Potrzeba brania pod uwagę tej nowej okoliczności wymaga nowych modyfikacyj tej hypotezy i odbiera jej w pewnym stopniu siłę przekonywającą.

Nie wątpimy, że i dla tego zjawiska objaśnienie zna- leśćby można. Próbę jedną w tym kierunku np. wykonał już Vogel, który widmo absorbcyjne Nowej Perseusza sprowadza do widma typowego, przyjmując zniesienie się wzajemne linij jasnych i ciemnych. Jednakże w dzisiejszym stanie nauki przemawiają przeciwko niej wszystkie te od­krycia, które wykazują, iż zmiana długości fali linij w wi­dmie nie tylko ruchem źródła światła w promieniu widzenia spowodowaną być może.

Wobec tego nie potrzebujemy już, a raczej nie mamy prawa, przystosowywać spostrzeżeń naszych nad położe­niem linij w typowem widmie gwiazd nowych koniecznie do wniosków, wypływających z zasady Dopplera, lecz musimy rozważyć, czy uwzględnienie tych innych przy­czyn nie doprowadzi do prostszego i prawdopodobniejszego objaśnienia zjawiska.

Występowanie linij jasnych i ciemnych w widmie za­uważono nietylko u gwiazd nowych. Znamy jeszcze sporo innych gwiazd (przeważnie zmiennych), które mają podobne widma. Do takich gwiazd należą naprzykład f! Lutni, y Ka- syopei, P Łabędzia i inne. Otóż zrobiono ciekawe spo­strzeżenie, że zawsze, gdy w widmie występują dwie odpo­wiadające sobie linie, ciemna i jasna, to zawsze linia jasna znajduje się po mniej łamliwej stronie widma i nigdy, nawet gdy wykonywa ruchy peryodyczne, nie przechodzi na stronę bardziej łamliwą. Linie ciemne zaś zawsze odchylają się ku stronie fiołkowej.

Z hypotezy Seeligera wynika wprawdzie, że linie mgła­wicy muszą być zawsze przesunięte ku stronie czerwonej, nie daje ona wszakże wyjaśnienia, dlaczego linie ciemne stale są przesunięte ku stronie mniej łamliwej. Pozostaje tylko przypuścić traf, że właśnie kilka gwiazd nowych, które udało się obserwować spektroskopowo, oddalało się od nas, w ogólności zaś może być rozmaicie. Jeżeli traf taki z góry już mało jest prawdopodobny, to musi się on wydać tembardziej dziwnym, gdy uwzględnimy wyżej przy­toczone spostrzeżenie co do położenia linij jasnych i ciem­nych w widmach, w których te linie wogóle występują, do których objaśnienia nie można zastosować hypotezy Seeligera, ponieważ przedstawiają one zupełnie inną kate- goryę zjawisk.

Tymczasem stałe takie położenie linij jest w zupełnej zgodzie ze spostrzeżeniami, zrobionemi w doświadczeniach nad wpływem ciśnienia na długość fali linij widma. Badania takie przeprowadzili najprzód Humphreys i Mohler, poddając łuk Volty, w którym ulatniały się badane pierwiastki, ci­śnieniu do 15 atmosfer, później zaś na wielką skalę Wil- sing w Poczdamie, który w celu otrzymania widma sto­

sował wyładowania, zachodzące w cieczach (wodzie, alkoholu, oliwie i t. d.). Przy tych wyładowaniach po­wstawały ciśnienia wybuchowe, dochodzące do kilkuset atmosfer. Przy zastosowaniu elektrod z różnych metali, przeskakujące iskry dawały odpowiadające tym metalom widma.

Z badań tych wypływa, że skutkiem ciśnienia linie jasne przesuwają się zawsze ku stronie czerwonej i to propor- cyonalnie do ciśnienia. Według badań Wilsinga, w widmie żelaza można było zauważyć liczne linie podwójne, złożone z jasnej linii, przesuniętej ku części czerwonej, oraz absorb- cyjnej ciemnej, mało odchylonej od położenia normalnego. Szczególnie silne przesunięcia zauważono w widmach łatwo topliwych metali, jak cyna, cynk, kadm i t. p. Skutkiem pokrycia częściowego linij ciemnych przez jasne, pozostała część linij ciemnych, uważana jako cała linia, wydawała się silnie przesuniętą ku stronie bardziej łamliwej. Foto­gramy tych widm są nietylko w tych głównych szczegó­łach, ale i w wielu drugorzędnych tak uderzająco podobne do fotogramów widm gwiazd nowych, że trudno się oprzeć myśli, iż widma te powstały w warunkach analogicznych.

Stwierdzenie proporcyonalności między ciśnieniem a wzrostem długości fali linij prowadzi do bardzo prostego objaśnienia podwójności linij. Widać z niej, że mamy do czynienia z dwiema warstwami badanego gazu, z których gorętsza i bliższa elektrod, od której pochodzą jasne linie widma, znajduje się pod większem ciśnieniem, druga zaś, dalsza od elektrod (bo absorbuje promienie, idące od pierwszej warstwy), jest zimniejsza i znajduje się pod mniej- szem ciśnieniem.

Jeżeli więc w widmie gwiazdy występują linie podwójne, to, uwzględniając powyższe doświadczenia, możemy wnioskować,

że gwiazda taka otoczona jest dwiema warstwami gazów, z których jedna — głębsza — jest gorętszą i znajduje się pod większem ciśnieniem, druga zaś — zewnętrzna — jest chłodniejszą i znajduje się pod mniejszem ciśnieniem. Jeżeli powiadamy dwie warstwy, to naturalnie nie należy sobie wyobrażać, jakoby stykały się ze sobą dwie warstwy, znaj­dujące się w tak odmiennych warunkach. Można je sobie przedstawiać, jako dwie warstwy graniczne jednej grubej warstwy, wewnątrz której przejście od wyższej temperatury do niższej i od większego ciśnienia do mniejszego jest powolne i stopniowe.

Istnienie warunków, analogicznych z wyżej przytoczo­nymi, przyjmujemy na wszystkich gwiazdach wogóle. Skła­niają nas do tego znane prawa równowagi i właściwości fizyczne gazów, a utwierdzają w przekonaniu spostrze­żenia spektroskopowe. W gruncie rzeczy więc gwiazdy tej kategoryi nie różnią się od gwiazd zwykłych zasadniczo. Różnica polega na tem, że w przypadku gwiazd z liniami jasnemi olbrzymie różnice ciśnień, zachodzące w ich atmo­sferach, jesteśmy w stanie stwierdzić, gdy u gwiazd zwy­kłych tych różnic stwierdzić nie możemy z powodu braku w ich widmach linij jasnych.

Ażeby zaś linie jasne w widmie wystąpić mogły, musi, według zapatrywań dzisiejszej astrofizyki, jądro gwiazdy być otoczone bardzo rozległą i silnie świecącą powłoką gazową tak, że światło tej powłoki stanowi znaczną część ogólnego promienowania gwiazdy. W tym wypadku widmo emisyjne tej powłoki jest nałożone na widmo absorbcyjne jądra, różnica zaś ciśnień powoduje mniej lub więcej wy­raźne rozszerzanie się linij jasnych i ciemnych.

Różnice ciśnień w atmosferach gwiazd nowych, wnosząc z położenia linij ich widma, są olbrzymie. Naturalnie poda­

nie jakichś liczb dokładniejszych jest dziś jeszcze niemo­żliwe, zachodzi bowiem jeszcze wielka trudność w oddzie­laniu przesunięć, zależnych od ruchu w promieniu widzenia, od przesunięć, zależnych od ciśnienia. Jedynie dla naszego słońca, które, pomijając ruch wirowy oraz drobne ruchy dokoła środka ciężkości układu słonecznego (łatwo zresztą dające się w redukcyach uwzględnić), możemy uważać za nieruchome względem nas, udało się owo ciśnienie w przy­bliżeniu oznaczyć. Według badań Jewella, który w tym celu porównał długości fal widma słonecznego z długo­ściami fal pierwiastków ziemskich, wyznaczonemi przez Rowlanda, różnią się one między sobą średnio o blisko 0,002 co odpowiada ciśnieniu ledwie 4 do 5 atmosfer. W widmach gwiazd nowych przesunięcia linij jasnych dochodzą do 2/.f/.f, skąd wynikałoby ciśnienie dla war­stwy, dającej linie jasne, dochodzące do kilku tysięcy atmosfer.

Naturalnie część przesunięcia prawdopodobnie trzeba przy­pisać ruchowi w promieniu widzenia, jednakowoż olbrzymia różnica ciśnień, jak się zdaje, jest istotną stroną zjawiska gwiazd nowych.

W jaki sposób powstawać mogą tak olbrzymie różnice ciśnień, jakie zjawiska w tych warunkach powstawać mo­gą — to są punkty, na które odpowiedzieć muszą hypo- tezy, które oprą objaśnienie zjawiska gwiazd nowych na doświadczeniach, dotyczących wpływu ciśnienia na długość fali linij widmowych.

1 tu znowu najprawdopodobniejszą wydaje się hypoteza gwałtownych kataklizmów, tylko w szczegółach hypoteza taka bardzo różnić się musi od hypotezy Seeligera, która przesuwanie się linij widmowych przypisuje wyłącznie ru­chom w promieniu widzenia.

Dziś hypotezy takiej, przeprowadzonej z całą konse- kwencyą we wszystkich szczegółach, nie posiadamy.

Nie brak zresztą hypotez, które zjawisko gwiazd nowych objaśniać się starają działaniem tylko sił wewnętrznych; do nich należą wszystkie hypotezy, które przyczynę zjawiska upatrują w eksplozyach, wywołanych czy to gwałtownem łączeniem się gazów, tworzących atmosferę, czy to przez wybuchy wewnętrznej masy gwiazdy, czy to w inny sposób powstających. Niestety uzasadnienie tych przyczyn we­wnętrznych wiele pozostawia do życzenia.

Widzimy, że zjawisko gwiazd nowych, pomimo wielu nowych poznanych szczegółów, jest dla nas otoczone jeszcze grubym mrokiem tajemniczości. Obracać się musimy w kole skromnych doświadczeń ziemskich, nie możemy wytwarzać wielkich ciśnień i wysokich temperatur i badać zachowania się pod ich wpływem wielkich kolosów kosmicznych. Gdzie kończy się możność doświadczenia, zaczyna się fantazya, która pomimo swoich pozornie wysokich lotów, nigdy nie jest w stanie wznieść się ponad kombinacye doświadczeń i spostrzeżeń rozumowych. Zdarza się, że doświadczenia ziemskie widzimy powtarzające się w olbrzymich rozmia­rach w dziedzinie gwiazd, częściej wszakże zadawalać się musimy obserwacyą olbrzymich zjawisk kosmicznych, które zastępują nam doświadczenia na wielką skalę, jakich my wykonać nie potrafimy. Do takich doświadczeń ko­smicznych należą gwiazdy nowe, których być może nigdy na elementy doświadczeń laboratoryjnych rozłożyć się nie da. *

Bardzo wielką zdobyczą wiedzy będzie, gdy nauczymy się poznawać w każdym poszczególnym przypadku praw­dziwą przyczynę zmiany długości fali linij w widmach gwiazd i oddzielać ruch w promieniu widzenia od ciśnienia.

Prawa przesuwania się Iinij skutkiem ruchu w promie­niu widzenia i skutkiem ciśnienia są rozmaite. Metody wymierzania widm oraz redukcyi dosięgnęły prawie nie­prawdopodobnego stopnia dokładności. Nie wątpimy więc, że na rozwiązanie tego zadania nie długo czekać wypadnie. Od tego zaś w wysokim stopniu zależeć będzie rozwój astrofizyki, a w szczególności też wyjaśnienie zjawiska gwiazd nowych.

Budowa świata.

Już w czasach bardzo odległych odróżniali ludzie po­śród świateł niebieskich dwie zasadniczo różne kategorye. Jedną z nich stanowiły gwiazdy, które tworzyły niezmienne ugrupowania, czyli gwiazdozbiory, drugą zaś, bardzo nie­liczną, te, które zmieniały położenie na niebie, przechodząc z gwiazdozbioru do gwiazdozbioru. Gwiazdy pierwszej ka- tegoryi nazywały się stałemi, drugiej zaś — planetami, do których też, aż do czasów Kopernika, zaliczano księżyc i słońce.

Dosyć wcześnie wytworzył się pogląd, że planety ro­zmaicie są od nas oddalone; co do gwiazd stałych, to wszystkie umieszczano w jednakowej odległości i wyobra­żano je sobie, jako przytwierdzone do sklepienia niebie­skiego, które uważano za materyalną kryształową granicę dostępnrgo dla oczu ludzkich świata.

Zgodnie z takim poglądem, zagadka budowy świata tkwiła tylko we wzajemnym stosunku planet, one bowiem stanowiły istotną jego treść. Planetami więc też tylko przeważnie zajmują się wszystkie starożytne teorye astro­nomiczne, a punktem kulminacyjnym wszystkich w tej dzie­dzinie dociekań jest synteza, przekazana nam w Almageście Ptolemeusza.

Zresztą zjawiska niebieskie były ulubionym przedmio­tem rozlicznych fantastycznych rojeń, które łączyły je

z wierzeniami religijnemi i mitami. Do tych mitów wcią­gnięto nietylko słońce, księżyc i planety, ale też i gwiazdy owej najodleglejszej »ósmej sfery«. Różne ich ugrupowania, w których fantazya poznawała niedostrzegalne dla nas kształty bohaterów, zwierząt i t. p., zachowały dotąd na­zwy, nadane im w odległej starożytności. Nie uszedł uwagi naiwnego, ale spostrzegawczego starożytnego obserwatora także pas nieba, który w pogodne noce wielkiem kołem ciągnie się od poziomu do poziomu i wyraźnie jasnością swą odznacza się na ciemnem tle gwiaździstego nieba.

I ten pas nieba, zwany drogą mleczną, wielokrotnie wplata się w starożytne legendy i tam znajduje swe mityczne wy­jaśnienie.

Wogóle wszakże rozmieszczenie gwiazd na niebie wy­dawało się zawsze bardzo zagmatwanem i chaotycznem. Wprawdzie spostrzegano w kształtach gwiazdozbiorów po­dobieństwo z ludźmi i zwierzętami, ale nie znajdujemy śladów, aby dążono do wynalezienia w tych ugrupowaniach jakiegoś ogólniejszego prawa. Nazwy niektórych gwiazdo­zbiorów, jak np. Wąż, Smok, Rzeka Erydan etc,, zdają się świadczyć o tem, że pewne wybitne linie gwiazd zwró­ciły uwagę starożytnych spostrzegaczy, ale dopiero nowsza nauka poczęła w tych ciągach gwiazdowych szukać wska­zówek w badaniach nad budową świata.

Po Ptolemeuszu przyszedł Kopernik, który zatrzymał niebo i słońce, a ziemi wyznaczył skromne miejsce w sze­regu innych planet, których ruchy niesforne w sposób ge­nialny uporządkował. Ale w poglądach na niebo i gwiazdy Kopernik pozostał wierny zapatrywaniom starożytnych; niebo jest dla niego jeszcze tą granicą świata, za którą »nie znajduje się nic«,

W odkryciu Kopernika tkwił jednak zarodek poglądów

nowych. Chęć pewniejszego ugruntowania teoryi Kopernika przez jej zwolenników, a obalenia jej przez przeciwników, pobudziła działalność obserwacyjną, zmierzającą do wykry­cia tych drobnych ruchów gwiazd, które musiały być od­zwierciedleniem biegu ziemi dokoła słońca, t. j. t. zw. paralaksy rocznej. Niemożność dostrzeżenia tych ruchów prowadziła do wniosku, iż odległość gwiazd jest olbrzymią w porównaniu z odległością słońca. W miarę zaś, jak wzrastała dokładność obserwacyi i zacieśniały się granice, których paralaksa przekraczać nie mogła, w tym samym stopniu rozszerzały się rozmiary sfery niebieskiej.

Skoro zdobyto jaśniejsze pojęcie o odległości gwiazd, musiały też uledz zmianie zapatrywania na ich naturę. Już w dziełach Keplera znajdujemy poglądy, które z biegiem czasu zostały w całości potwierdzone i przyjęte. Ponieważ planety, chociaż odległość ich od nas jest rozmaitą, wszyst­kie widzimy na tem samem sklepieniu niebieskiem, więc niema powodu sądzić, że gwiazdy wszystkie są jednakowo od nas odległe, tembardziej, gdy stwierdzenie ruchu ziemi dokoła osi usunęło tę pozorną łączność gwiazd, która zda­wała się wypływać z ich wspólnego ruchu dziennego. ■Gwiazdy, które świecą w tak olbrzymich odległościach od nas, blaskiem swym często dorównywają planetom, tak stosun­kowo nam bliskim, muszą więc one rozmiarami wielokrotnie przewyższać te ostatnie. Że zaś świecą one światłem własnem, jak słońce, więc są i co do swej natury i co do rozmiarów ciałami niebieskiemi tego samego rzędu, co słońce. Wszech­świat napełniony jest niezliczonemi słońcami, unoszącemi się w różnych kierunkach i odległościach od nas. Dokoła jednego z tych słońc, najbliższego, biegnie ziemia.

W ten sposób kulistość świata została sprowadzoną do czynników fizyologiczno-optycznych, a zarazem upadła

naiwna idea, materyalności sklepienia niebieskiego. Podobnie jak ziemia przez Kopernika zdegradowaną została do roli towarzyszki słońca, umieszczonego w środku świata, tak samo z czasem i słońce zaliczone zostało do szeregu tych niezliczonych punktów świetlanych, których znaczenia da­wniej tak niedoceniano, że nie uważano ich prawie za go- diie jakichś głębszych badań. Ale pomimo tych epokowych koncepcyj, niemożność wykrycia u gwiazd jakichś zmian, ani wyznaczenia ich odległości, czyniła człowieka wprost bez­radnym w stosunku do tych odległych słońc i stawiała je, zdawało się, poza zakresem badań ludzkich.

Upłynęło kilka wieków natężonej pracy, i dziś z dumą spoglądać możemy na obfite jej plony. Bez przesady po­wiedzieć można, że każdy dzień przynosi nam obecnie więcej wiadomości z głębin wszechświata, niż dawniej ty- siącolecia.

Weźmy z tych różnorodnych badań pod uwagę rozdział, który dotyczy stanowiska naszego, t. j. naszego słońca, pośród innych gwiazd, oraz sposobu rezmieszczenia gwiazd w tej przestrzeni, którą napełniają. Zagadnienie to wiąże się najściślej z zagadnieniem drogi mlecznej i całkowite jego rozwiązanie należy uważać za szczyt wszystkich usi­łowań, dążących do poznania tajemnic wszechświata. Je­steśmy jeszcze bardzo daleko od wytkniętego celu, ale, choć bardzo powoli, zbliżamy się do niego. Najważniejsze wyniki, otrzymane w tym przedmiocie, stanowić będą treść tego artykułu. >

II.

Pomiary astronomiczne są dziś tak dokładne, iż wy­mierzyć można kąt, pod którym widzialny jest włos ludzki z odległości jednego kilometra. Ale kąt taki, wynoszący

dwie setne części sekundy łuku, jest już granicą osiągalnej dokładności.

Paralaksą roczną gwiazdy nazywa się kąt, pod którym z tej gwiazdy widzialną jest odległość ziemi od słońca, czyli t. zw. jednostka planetarna, wynosząca 150 milionów kilometrów. Jeśli ta odległość widzialną jest z gwiazdy pod kątem takim przynajmniej, jak włos ludzki z odle­głości 1 kilometra, to jeszcze paralaksę tej gwiazdy wy­mierzyć można. Odpowiada takiej paralaksie odległość gwiazdy 10 milionów jednostek planetarnych, albo krócej się wyrażając, 150 lat światła. Rokiem światła nazywamy drogę, którą światło, mające szybkość 300,000 kilometrów na sekundę, przebiega w ciągu roku.

Pomimo takiej dokładności pomiarów, stwierdzić zdo­łano paralaksę zaledwie u niespełna 100 gwiazd, skąd wynika, że odległość gwiazd, nie przekraczająca 150 lat światła, należy do wyjątków, większa zaś jest regułą. Po­miar bezpośredni daje nam więc tylko pojęcie o najmniej­szych odległościach, pozostawiając nas co do największych, a więc też co do rzeczywistych rozmiarów świata mate- ryalnego, w zupełnej niewiadomości.

Położenie gwiazd na niebie określa nam tylko kierunki, w których się one znajdują w przestrzeni. Dwie gwiazdy, widzialne na niebie tuż obok siebie, w rzeczywistości mogą być od siebie bardzo odległe. Jeżeli obie są od nas bardzo daleko, to kąt, pod którym widzialną jest od nas ich wzajemna, równie wielka odległość, może być bardzo małym; również blisko siebie na niebie mogą być widzialne dwie gwiazdy, gdy jedna z nich jest stosunkowo bliska, a druga bardzo odległa od nas, jeżeli kierunki, w których je widzimy, są zbliżone.

Zdawałoby się więc, że z rozmieszczenia gwiazd na

niebie nie można wyciągać żadnych wniosków co do ich odległości. Jednakowoż niemożność wyznaczenia odległości dokładnych, których jedyną podstawą jest paralaksa, ka­załaby nam wprost zaniechać badań nad rozmieszczeniem słońc w przestrzeni, gdyby nie można było w tej sprawie znaleść innych punktów wyjścia.

Jakiemkolwiek jest rozmieszczenie gwiazd w przestrzeni, nie ulega wątpliwości, iż obraz nieba musi wykazywać ścisły związek z tem rozmieszczeniem przestrzennem, po­dobnie jak rzut jakiejś figury trójwymiarowej na płaszczy­znę znajduje się w ścisłym związku z kształtem przestrzen­nym tej figury. Naturalnie sam rzut nie wystarcza do do­kładnego poznania odpowiadającego mu kształtu przestrzen­nego, ale może on być podstawą pewnych hypotez, któ­rych słuszność na innej jakiejś drodze wypróbowaną i stwierdzoną być może.

Gdyby naprzykład wszystkie gwiazdy były rozmieszczone w przestrzeni kulistej z jednakową gęstością, a ziemia zaj­mowała jej środek, to na równych co do powierzchni po­lach nieba we wszystkich kierunkach liczba gwiazd byłaby jednakową; przy różnych gęstościach rozmieszczenia prze­strzennego liczby gwiazd na równych polach znajdowałyby się w prostym stosunku do gęstości przestrzennych w od­powiednich kierunkach. Przy równomiernem rozmieszczeniu przestrzennem, a postaci układu, różnej od kuli, widzieli­byśmy tem więcej gwiazd na równych polach, im dalej w odpowiadających im kierunkach rozciąga się układ gwiazdowy.

Łatwe rozumowanie geometryczne prowadzi do wniosku, że liczby gwiazd na równych polach miałyby się do siebie, jak sześciany odległości, do których w tych kierunkach rozciąga się układ.

W rzeczywistości rozmieszczenie gwiazd na niebie bar­dzo jest nierównomiernie, co uderza na pierwszy rzut oka; wynika stąd, że albo gęstość rozmieszczenia przestrzennego gwiazd jest w różnych kierunkach bardzo różną, albo też, że w różnych kierunkach układ gwiazdowy rozciąga się na odległość rozmaitą.

Ten ostatni pogląd został uznany za bardziej prawdo­podobny i stał się punktem wyjścia najwcześniejszych ba­dań nad budową świata.

Kiedy na gwiazdy poczęto zapatrywać się, jako na bardzo odległe słońca, a sklepienie niebieskie w swej ma- teryalnej postaci istnieć przestało, stała się palącą kwe- stya, czem jest ta jasna smuga światła, tworząca zamknięty pas na sklepieniu niebieskiem, która od najdawniejszych czasów nosiła nazwę drogi mlecznej.

Problemat drogi mlecznej pierwotnie był daleko prost­szy, niż obecnie. Jedni sądzili, że jest to jasna materya gazowa, opasująca jednolitym pierścieniem nasze stanowisko we wszechświecie, inni utrzymywali, że pas drogi mlecznej zawdzięcza swą jasność niezliczonym gwiazdom, skupionym w jego granicach, tak drobnym, że ich oddzielnie widzieć nie można..

Dla rozstrzygnięcia tego dylematu wystarczało znaleść środki, służące do spotęgowania siły ludzkiego wzroku. Stało się to z chwilą, gdy wynalezioną została luneta. Okazało się wówczas, że we wszystkich miejscach drogi mlecznej przez lunetę dostrzedz można było wiele oddziel­nych gwiazd tam, gdzie oko widziało tylko jednolitą ja­sność. Wprawdzie i te gwiazdy widzialne były jeszcze na tle jasnem i droga mleczna, widziana przez lunetę, nie różniła się wyglądem od widzianej bez lunety; ale wy­dawał się uprawnionym wniosek, że można drogę mleczną

uważać za zbiorowisko drobnych gwiazd, co dałoby się stwierdzić jednakże dopiero za pomocą lunet, jeszcze o wiele silniejszych.

To skupienie gwiazd w drodze mlecznej objaśnia Kant w ten sposób, iż w kierunku płaszczyzny drogi mlecznej układ rozciąga się dalej, niż w innych kierunkach, a sku­tkiem tego na pole określonej wielkości w tym kierunku przypada daleko więcej gwiazd. W rozumowaniach swych oparł się on na analogii z układem słonecznym.

Jak wiadomo, planety krążą dokoła słońca w drogach, których płaszczyzny nieznacznie względem siebie są na­chylone. Pomimo ich różnej odległości od słońca, spo- strzegacz, znajdujący się na słońcu, widziałby je na po- zornem sklepieniu niebieskiem w granicach wązkiego pasa, okalającego niebo. Otóż gdyby tych planet były tysiące lub miliony, obserwator miałby przed sobą zjawisko, cał­kiem podobne do zjawiska drogi mlecznej. Aby wyjaśnić istnienie gwiazd także poza granicami pasa drogi mlecznej, należy tylko przypuścić, że gwiazdy są rozmieszczone w płaskiej przestrzeni, np. kształtu, podobnego do kamie­nia młyńskiego, i że słońce, umieszczone gdzieś w po­środku tej przestrzeni, otoczone jest ze wszystkich stron innemi słońcami tego układu.

Uważając kształt taki za pierwsze przybliżenie, możnaby dążyć do wyników dokładniejszych przez dokładne badanie rozmieszczenia gwiazd na niebie.

Pierwsze podstawy takich szczegółowych badań za­wdzięczamy niestrudzonemu pionierowi nauki, Williamowi Herschlowi. Rozporządzał on największym teleskopem swo­jej epoki, dwudziestostopowym reflektorem, którego zwier­ciadło własnoręcznie wykonał. Za pomocą swej lunety mógł on widzieć jeszcze gwiazdy prawdopodobnie 16-ej wiel­

kości, i przystąpił do swych studyów w założeniu, że naj­drobniejsze z gwiazd, widzialnych przez jego lunetę, znaj­dują się na granicy układu gwiazdowego.

Badanie swoje nazwał on »sondowaniem nieba«, a pole­gało ono w zasadzie na liczeniu gwiazd, widzialnych w polu jego lunety w różnych częściach nieba. Jak olbrzymiem było to przedsięwzięcie, wystarczy powiedzieć, iż na całe niebo przypadało 832,979 pól widzenia lunety Herschla, a pomiędzy niemi zdarzały się takie, w których liczba gwiazd widzialnych wynosiła po kilka tysięcy. Liczenia więc rzeczywiste mogły objąć tylko nieznaczną część nieba. Ponieważ chodziło o to, aby pola zbadane mniej więcej równomiernie rozmieszczone były na całem niebie, więc syn Williama, John Herschel, udał się na przylądek Dobrej Nadziei, aby wykonać tę samą pracę na półkuli południo­wej, którą ojciec dokonał na półkuli północnej.

Ogółem liczenia obu Herschlów objęły 5,700 pól, a więc zaledwie 150-tą część całego nieba. Pomimo to doprowadziły one do kilku ciekawyclj wyników.

»Sondowanie« jest to mierzenie głębokości; w tym wypadku chodziło o wymierzenie głębokości układu gwia­zdowego we wszystkich kierunkach. Widzieliśmy, że na podstawie liczby gwiazd, widzialnych w polu, można wzglę­dną głębokość w różnych kierunkach określić, jeżeli roz­mieszczenie słońc w przestrzeni jest wszędzie jednakowo gęste. W tym wypadku głębokości w różnych kierunkach mają się do siebie, jak pierwiastki sześcienne z liczb gwiazd, widzialnych na równych polach nieba w tych kierunkach.

W istocie Herschel taką hypotezę co do rozmieszczenia przyjął za pierwsze przybliżenie i wyznaczył 5,700 głębo­kości w tyluż różnych kierunkach. W ten sposób określił 5,700 punktów na powierzchni, ograniczającej układ gwia­

zdowy, i na podstawie tych punktów wykreślił ogólny przebieg owej powierzchni granicznej w podobny sposób, jak wykreśla się przebieg linii krzywej na podstawie sze­regu danych jej punktów.

Postać układu, otrzymana przez Herschla, z kształtu przypomina soczewkę podwójnie wypukłą, której średnica 3 razy przeszło jest dłuższą, niż jej grubość. Średnica ta przypada w płaszczyznie drogi mlecznej, w tej więc płasz- czyznie układ gwiazdowy rozciąga się przeszło 3 razy tak daleko, jak w kierunku do niej prostopadłym.

Schemat powyższy Herschla został bardzo rozpowszech­niony przez zamieszczanie go w różnych dziełach popular­nych, w których podawany bywa, jako najprawdopodobniej­sza postać układu gwiazdowego. W rzeczywistości zaś nie jest on niczem więcej, jak diagramem, przedstawiającym graficznie wyniki statystyki, odnoszącej się do liczby gwiazd, widzialnych w różnych punktach nieba przez wielką lunetę Herschla.

Herschel bowiem nie dotarł we wszystkich kierunkach do granic układu; w szczególności nie udało mu się roz­dzielić na oddzielne gwiazdy drogi mlecznej. Takie »dziury w niebie«, w których gwiazdy oddzielne można było wi­dzieć na całkiem ciemnem tle, były wprawdzie dosyć liczne, ale nie mniej liczne były miejsca, w których z poza dro­bnych gwiazd wyzierało mglistem światłem jaśniejące tło drogi mlecznej. Takie miejsca narzucały pytanie, czy wo- góle gwiazdy zajmują jakąś przestrzeń skończoną, a jeżeli nie, to naturalnie nie może być mowy o jakimś układzie gwiazdowym, gdyż układ wszelki wyobrażamy sobie zawsze, jako w pewnych granicach zawarty; a jeżeli niema granic, to niema i określonej postaci.

Jeżeliby więc nawet hypoteza równomiernego rozmiesz­

czenia mogła być na innej drodze uzasadnioną, to soczewka Herschla bynajmniej nie przedstawiałaby postaci układu gwiazdowego, którego istnienie przedewszystkiem należy wykazać, lecz tylko kształt tej przestrzeni, w której miesz­czą się wszystkie gwiazdy, począwszy od najjaśniejszych, aż do 16-ej wielkości.

Oczywiście nawet taki wynik, stosunkowo skromny, miałby dla nas znaczenie bardzo doniosłe. Zobaczmy więc,

o ile hypoteza równomiernego rozmieszczenia gwiazd zga­dza się z obserwacyą.

III.

Gwiazdy nie są to proste rzuty punktów w przestrzeni na pozorne sklepienie niebieskie, są to punkty świetlane

o różnej jasności. Powiadamy, że gwiazdy posiadają różną »wielkość« i Wiemy, że przez lunetę Herschla widziane były prawdopodobnie gwiazdy 16-ej wielkości.

Wielkość jest to pojęcie, w fotometryi astronomicznej dokładnie określone. Najjaśniejsze gwiazdy nieba należą do wielkości pierwszej, najsłabsze z tych gwiazd, które normalne oko bez pomocy szkieł jeszcze rozpoznaje, są wielkości 6-ej. Liczba, wyrażająca wielkość, rośnie, gdy jasność gwiazdy maleje, i mianowicie stosunek jasności gwiazd dwóch kolejnych wielkości wynosi 2.5. Znaczy to, że gwiazda 1-ej wielkości jest 2.5 razy jaśniejszą, niż gwiazda 2-ej wielkości, ta znów jest 2.5 razy jaśniejszą od gwiazdy 3-ej wielkości i t. d. Stąd wynika, że od je­dnej gwiazdy 1 - ej wielkości otrzymujemy taką samą ilość światła, co od 100 gwiazd 6-ej wielkości, co od 10,000 gwiazd 11-ej wielkości lub miliona gwiazd 16-ej wielkości.

Ta różnica wielkości gwiazd w wyżej przytoczonych

badaniach Herschla wcale' nie była braną w rachubę. Uwzględnienie wielkości w połączeniu ze statystyką jest rzeczą nader ważną przedewszystkiem dlatego, że pozwala na sprawdzenie słuszności hypotezy równomiernego prze­strzennego rozmieszczenia słońc.

Jasność gwiazdy jest wielkością, zależną od odległości. Z dwóch słońc, jednakowych co do rozmiarów, z których jedno jest dwa razy tak odległe od nas, jak drugie, pierw* sze wydaje się 4 razy mniej jasnem, niż drugie. W ogól­ności powiadamy, że jasność maleje w tym samym sto­sunku, w jakim rośnie kwadrat odległości. Skutkiem tego gwiazda 1-ej wielkości stałaby się dla nas gwiazdą 6-ej wielkości (t. j. 100 razy mniej jasną), gdyby odległość jej wzrosła dziesięciokrotnie.

Jeżeli więc w polu widzenia lunety widzimy gwiazdy aż do pewnej wielkości określonej, to liczba gwiazd wi­dzialnych, jak widzieliśmy, może być przy pewnych zało­żeniach miarą rozległości układu w tym kierunku. Ale że jasność, szybko maleje ze wzrostem odległości, więc także i stosunek liczby gwiazd różnych wielkości zależeć musi od prawa rozmieszczenia przestrzennego.

Aby tę rzecz wyjaśnić, wyjdźmy z założenia najpro­stszego, że rozmieszczenie przestrzenne gwiazd jest równo­mierne, i przypuśćmy, że rozmiary rzeczywiste wszystkich słońc są jednakowe, t. j. że z różnych odległości wyda­wałyby się równie jasnemi. Jakiby w takim razie musiał być stosunek liczby gwiazd dwóch kolejnych wielkości, który w dalszym ciągu, za przykładem astronomów angiel­skich, będziemy nazywali wprost »stosunkiem gwiazd?«

Jeżeli odległość, z której słońca wydają się nam gwia­zdami 1-ej wielkości, przyjmiemy za jedność, to gwiazda 2-ej wielkości (2.5 razy mniej jasna) znajduje się w odle­

głości 1.6, gwiazda 3-ej wielkości w odległości 2.5 i t. d. takich »jednostek gwiazdowych«. Liczby 1, 1.6, 2.5, 4.0, 6.3, 10.0, 16, 25, 40 przy powyższych założeniach okre­ślają odległość gwiazd pierwszych 9 wielkości.

Zakreślając kule promieniami, równymi tym odległo­ściom, znajdziemy, że przestrzeń, zawarta pomiędzy po­wierzchnią jakiejś danej kuli a powierzchnią sąsiedniej mniejszej, jest 3.95 razy mniejsza, aniżeli przestrzeń mię­dzy powierzchnią tejże kuli a powierzchnią sąsiedniej wię­kszej kuli. Pomiędzy powierzchniami pierwszej i drugiej kuli znajdują się wszystkie gwiazdy 1-ej wielkości, pomiędzy powierzchniami drugiej i trzeciej kuli wszystkie gwiazdy 2-ej wielkości i t. d. A że przy równomiernem rozmiesz­czeniu w równych przestrzeniach zawarte są jednakowe liczby słońc, więc też gwiazd każdej następnej wielkości byłoby 3.95 razy więcej, niż gwiazd wielkości poprzedniej.

Wniosek, wypływający z tego rozumowania, jest taki, że gdyby wszystkie słońca były jednakowo jasne i z równo­mierną gęstością w przestrzeni rozmieszczone, to stosunek gwiazd byłby stały i wynosiłby 3.95.

W rzeczywistości wiemy, że rozmiary prawdziwe słońc są bardzo różne. Pośród gwiazd, których paralaksę udało się nam wymierzyć, które są więc najbliżej nas, znajdują się gwiazdy nawet 8-ej wielkości, a pośród gwiazd pierw­szej wielkości są takie, które żadnych śladów paralaksy nie wykazują, a więc znajdują się o wiele dalej od tych gwiazd drobnych.

Wynikają stąd olbrzymie różnice rozmiarów rzeczywi­stych. Tak naprzykład z pośród gwiazd, których odległość, a więc i rozmiary znamy, Arktur pod względem siły światła 5,370 razy przewyższa nasze słońce, gwiazda zaś Nr. 11,677 katalogu Oeltzena wysyła w przestwór tylko.

80-tą część tego światła, co słońce. Arktur więc pod względem ilości światła, którą wysyła, przewyższa tę osta­tnią gwiazdę 430,000 razy.

Jeżeli zaś tak wielkie różnice stwierdzamy już pośród kilkudziesięciu gwiazd najbliższych, to z pewnością otrzy­malibyśmy różnice o wiele większe, gdybyśmy mogli po­równać ze sobą ogół słońc.

Pomimo tych różnic, jak wykazuje rachunek prawdo­podobieństwa, dla stosunku gwiazd otrzymalibyśmy tę samą wartość, co przy słońcach jednakowej wielkości, gdyby słońca różnych rozmiarów pomięszane były ze sobą bez jakiegoś określonego prawa. Wobec tego, iż za prawidło­wością tego rodzaju nic nie przemawia, możemy oczekiwać, iż stosunek gwiazd w istocie w głównej mierze zależy od prawa rozmieszczenia przestrzennego.

Aby porównać wynik teoretyczny z rzeczywistym sta­nem rzeczy, należy policzyć, ile gwiazd każdej wielkości w istocie dostrzegamy na niebie. Statystykę taką należy oprzeć na dokładnych danych katalogowych. Taki materyał, rozciągający się na całe niebo, mamy już dzisiaj dla gwiazd do 9.5 wielkości. Dla półkuli północnej zawarty jest on w katalogu Argelandera »Bonner Durchmusterung«, w któ­rym liczba gwiazd do 9.5 wielkości wynosi 324,198. Dla półkuli południowej materyał jest mniej jednorodny, gdyż pochodzi od rozmaitych obserwatorów; najobszerniejszy jest katalog Gilla i Kapteyna, »Cape photographic Durch­musterung«, w którym liczba gwiazd wynosi 445,936.

Biorąc pod uwagę cały materyał katalogowy, okazuje się, że stosunek gwiazd nie jest stały dla wszystkich wiel­kości, ale różnice te noszą charakter przypadkowy, gdyż nie wykazują systematycznego przebiegu. Można więc uwa­żać średnią arytmetyczną oddzielnych wartości tego sto­

sunku za wyraz przeciętnego rozmieszczenia gwiazd w prze­strzeni. Średnia ta wartość wynosi 3.9, a więc bardzo mało różni się od wyżej otrzymanej wartości teoretycznej.

Widzimy zatem, że, gdy uwzględnimy tylko gwiazdy dzie­więciu pierwszych wielkości, liczby rzeczywiste gwiazd każdej wielkości ze znacznem przybliżeniem odpowiadają założeniu równomiernego rozmieszczenia.

Wobec tego, iż o kształcie przestrzeni, w której te gwiazdy są zawarte, nic jeszcze nie wiemy, należy powyż­szy wynik rozumieć w ten sposób, iż gwiazd każdej wiel­kości jest w przybliżeniu tyle, ileby ich być musiało, gdyby zawarte one były w obrębie kuli o promieniu 40 jednostek gwiazdowych (t. j. równym tej odległości, z której gwia­zda 1-ej wielkości widzialną byłaby, jako gwiazda 9-ej wiel­kości), przy jednakowej wszędzie gęstości przestrzennej.

Wypływa stąd jeszcze inny ważny wniosek, mianowicie, że im gwiazda wydaje się mniejszą, tem w większej od nas znajduje się odległości. Wiemy wszakże, iż słońca roz­miarami rzeczywistemi bardzo się między sobą różnią, a więc jasność gwiazdy nie tylko od jej odległości zależy. Wniosek powyższy zatem do gwiazd poszczególnych za­stosowania mieć nie może. Należy go rozumieć tak, że średnia odległość gwiazd danej wielkości jest tem większą, im gwiazdy te są mniejsze.

Wyżej podane odległości, w których gwiazda 1-ej wiel­kości schodziłaby po kolei do rzędu gwiazd 2-ej, 3-ej i t. d. wielkości, możemy teraz uważać za średnie odległości gwiazd tych wielkości. Poprzednio przyjęta jednostka gwia­zdowa może być teraz uważana za średnią odległość gwiazd 1-ej wielkości, a liczby 1.6, 2.5 i t. d. takich jednostek wyrażają po kolei średnią odległość gwiazd 2-ej, 3-ej i t. d. wielkości.

Wyniki powyższe, jako oparte na dokładnym materyale katalogowym, mają dla kwestyi budowy świata znaczenie podstawowe. Ale dotyczą.one tylko najbliższych jego części. Przyjmując, jako średnią odległość gwiazd 1-ej wielkości, 15 lat światła, co wynika ze znanych wartości paralaksy, otrzymamy, że stosunek gwiazd 3.9 ważny jest w obrębie kuli, zakreślonej dokoła naszego stanowiska promieniem, którego długość nie przekracza 750 lat światła.

Jaką jest wartość tego stosunku dla gwiazd drobniej­szych, tego nie wiemy. Ale z łatwością możemy się prze­konać, że, gdybyśmy wartość jego 3.9 uważali za stałą dla wszystkich gwiazd, doszlibyśmy do wyników, sprzecznych z obserwacyą, a przedewszystkiem cdrzucićbyśmy musieli hypotezę układu skończonego wogóle, gdyż przy takim stosunku liczba gwiazd musiałaby wzrastać do nieskończo­ności. Że stosunek gwiazd, począwszy od pewnej wielkości, musi się zmniejszać, wynika to z następującego rozumo­wania.

Ponieważ gwiazda danej wielkości jest 2.5 razy mniej jasną, niż gwiazda wielkości poprzedniej, ale za to tych ostatnich jest 3.9 razy więcej, więc ogólna ilość światła,

• 39

otrzymywana od gwiazd danej wielkości, jest ^ = 1.56 razy większa, niż ilość światła, otrzymywana od wszystkich gwiazd poprzedniej wielkości.

Choćby więc jasność gwiazd malała nieograniczenie, ale stosunek powyższy pozostawał stałym, to ilość światła, którą otrzymywalibyśmy od gwiazd coraz mniejszych, rosłaby nie­ograniczenie. Niebo zatem gwiaździste świeciłoby jak słońce, a nawet jeszcze jaśniej. Ponieważ tak nie jest, więc wnio­skować musimy, iż, od pewnej wielkości począwszy, sto-

sunek gwiazd ma wartość mniejszą, a mianowicie też mniejszą niż 2.5, gdyż tylko w tym razie ogólna suma światła gwiazd może mieć skończoną i określoną wartość.

Możemy nawet w przybliżeniu określić tę wielkość, przy której zmiana wartości stosunku w istocie zajść musi. Łatwo obliczyć, że, przy otrzymanym powyżej stosunku gwiazd, wszystkie gwiazdy 9-ej wielkości dają nam tyle światła, co 670 gwiazd 1-ej wielkości, gwiazdy zaś 11-ej wielkości dawałyby światło, równe 1,600 gwiazdom 1-ej wielkości. Dalej wszystkie gwiazdy, widzialne gołem okiem, dają nam tyle światła, co 390, wszystkie gwiazdy pierw­szych 9 wielkości tyle, co 1,500, gwiazdy zaś aż do 11 wielkości włącznie dawałyby tyle światła, co 3,600 gwiazd 1-ej wielkości.

Liczby te odnoszą się do całego nieba. Dla jednej półkuli, widzialnej nad poziomem, należy przyjmować w przy­bliżeniu połowę wyżej podanych liczb. Jaką ilość światła w rzeczywistości daje nam niebo gwiazdziste? W porówna­niu ze światłem pełni księżyca jest to ilość niewielka, a nawet księżyc w kwadrze oświetla wieczory i ranki znacznie lepiej, niż wszystkie gwiazdy nieba. Jeżeli przy­puścimy, że księżyc w kwadrze daje 2 razy tyle światła, co gwiazdy danej półkuli, to dla gwiazd całego nieba przyjmujemy tyleż światła, co dla kwadry księżyca. Jest to zapewne zawiele, ale w każdym razie nie zamało.

Otóż księżyc w pełni ilością światła, według pomiarów fotometrycznych, dorównywa 88 tysiącom gwiazd pierwszej wielkości, księżyc zaś w kwadrze tylko 12 tysiącom takich gwiazd. Przy stałym stosunku gwiazd wszystkie gwiazdy aż do 13.7 wielkości, jak wynika z rachunku, dawałyby już powyższą ilość światła, gwiazdy zaś 14-tu wielkości znacznie więcej, bo tyle, co 13,700 gwiazd 1-ej wielkości.

Ponieważ przez lunety widzimy jeszcze miliony gwiazd drobniejszych 15-ej, 16-ej i t. d. wielkości, a nawet mo­żemy stwierdzić istnienie gwiazd 19-ej wielkości, których światło też niewątpliwie przyczynia się do ogólnej sumy światła, otrzymywanego od gwiazd, więc, przyjmując stałą wartość stosunku gwiazd, doszlibyśmy do ilości światła, stojących w rażącej sprzeczności z obserwacyą.

Wynika stąd, że wartość tego stosunku się zmniejsza, a z powyższego porównania światła gwiazd z księżycem widzimy, że zmniejsza się ona już przed gwiazdami 13-ej wielkości. Że zaś aż do gwiazd 9.5 wielkości wartość stosunku możemy uważać za stałą, więc zmiana zachodzi pomiędzy wielkością 9.5 a 13-tą.

W celu określenia tej wielkości gwiazd, przy której stosunek gwiazd zaczyna maleć, należałoby rozszerzyć ma- teryał katalogowy na gwiazdy drobniejsze i podać dokładne liczby gwiazd 10, 11, 12 i t. d. wielkości. Liczby te okre­śliłyby stosunek gwiazd z całą dokładnością. Jednakowoż zdobycie takiej realnej podstawy statystycznej jest rzeczą bardzo trudną skutkiem szybkiego wzrostu liczby gwiazd wraz z wielkością. Tak np. w katalogu Argelandera na 324,198 gwiazd w ogóle, gwiazd do 9 wielkości jest tylko 110,274, samych zaś gwiazd od wielkości 9 do 9.5 jest 213,854; podobnie w katalogu przylądka Dobrej Nadziei na 445,936 gwiazd jest gwiazd pierwszych 9 wielkości tylko 79,724, gwiazd od wielkości- 9 do 9.5—87,759, resztę, t. j. 278,453, stanowią gwiazdy drobniejsze, lecz nie mniejsze, jak 10 wielkości.

Opierając się na danych tego rodzaju, można oczekiwać, iż na całem niebie liczba gwiazd pierwszych 10 wielkości wynosi około miliona i ćwierć, liczba zaś gwiazd pierw­szych 11 wielkości przekracza 4 i pół miliona. Można

sobie wyobrazić, z jak wielkiemi trudnościami połączone byłoby nietylko zdobycie, ale i opracowanie tak wiel­kiego materyału statystycznego.

Obecnie jest w toku olbrzymie przedsięwzięcie, którego celem jest skatalogowanie całego inwentarza gwiazdowego aż do 11-ej wielkości włącznie. Za podstawę służą zdjęcia fotograficzne, co ułatwia znacznie pracę,, gdyż pomiary spółrzędnych oraz jasności mogą być uskuteczniane na kli­szach; dzięki temu możliwszy jest większy podział pracy oraz zużytkowanie na nią godzin dnia, gdy bezpośrednie obserwacye tylko w nocy dokonywane być mogą.

Klisze do tego katalogu już prawie w całości zostały wykonane, opracowanie ich również postępuje naprzód, choć dosyć wolno. Dotąd ogłoszono zaledwie kilkanaście tomów tego wielkiego katalogu fotograficznego, gdy całość obej­mie prawdopodobnie tomów kilkadziesiąt.

Materyał, dotąd zebrany, jest wprawdzie tylko fragmen­taryczny, ale 'opracowane części nieba przypadają w oko­licach dość równomiernie na niebie rozmieszczonych; jeżeli więc wnioski, które z niego wypływają, nie są całkiem •dokładne, to przynajmniej tak samo są uprawnione, jak wnioski, wypływające z sondowań Herschlów, które, jak wiemy, objęły tylko niewielki ułamek całego nieba.

Nie wchodząc w szczegóły, możemy powiedzieć tyle, że stosunek gwiazd nie wykazuje jakiegoś wyraźnego zmniej­szenia się aż do gwiazd 11-ej wielkości.

Wolno nam więc wnioski poprzednio wyprowadzone rozszerzyć na gwiazdy pierwszych 11-tu wielkości, t. j. po­wiedzieć, że liczba gwiazd aż do 11-ej wielkości włącznie jest taką, jakąby była, gdyby gwiazdy te równomiernie rozmieszczone były wewnątrz kuli o promieniu, równym średniej odległości gwiazd 11-ej wielkości, która, jak łatwo

obliczyć, równa się 100 jednostkom gwiazdowym, czyli 1,500 lat światła. Aż do tej odległości, a więc w grani­cach kuli o średnicy 3,000 lat światła, budowę świata możemy w tem znaczeniu uważać za jednolitą, iż rozmiesz­czenie gwiazd w częściach najbliższych jest w przybliżeniu takie same, jak w częściach najodleglejszych.

Ale między wielkością 11-tą a 13-tą zachodzi radykalna zmiana, jak to udało się nam stwierdzić drogą pośrednią. Lecz i bezpośrednio można to stwierdzić na podstawie mnóstwa klisz, zdejmowanych w różnych częściach nieba dla najrozmaitszych celów. Naturalnie dane są ułamkowe, a statystyki oddzielnych klisz dokonywano przeważnie tylko przygodnie przy rozwiązywaniu różnych zagadnień specyalnych ; ale wszystko, co tą drogą zdobyto, daje już pewien punkt oparcia.

Wynika stąd, że liczba gwiazd 12-ej wielkości na tych kliszach w istocie jest znacznie mniejszą, niż przy stałym stosunku gwiazd, że jest ich zaledwie 2 razy tyle, co gwiazd 11-ej wielkości. Znaczyłoby to, że stosunek gwiazd przy 12-ej wielkości nagle spada z 3.9 na 2.

Ale i ten stosunek jeszcze maleje niezawodnie przy mniejszych gwiazdach. Gdyby gwiazdy malały nieograni- czenie, a wartość tego stosunku już więcej się nie zmniej­szała, to łatwo obliczyć, że nawet przy nieskończenie wielkiej liczbie gwiazd suma światła, którąbyśmy od gwiazd otrzymywali, nie przekroczyłaby 18,000 gwiazd 1-ej wiel­kości.

Jak zobaczymy później, w istocie najmniejsze gwiady są to gwiazdy 19-ej wielkości. Przy stałym stosunku 2 aż do tych gwiazd najdrobniejszych suma światła gwiazd do­sięgłaby 16,000 gwiazd 1-ej wielkości, a więc byłaby zna­cznie większą, niż światło kwadry księżyca. Obserwacya

temu przeczy, a więc stosunek gwiazd maleje wraz z ja­snością ich.

Uwaga powyższa poucza, że nawet nieskończenie wielka liczba gwiazd może nam dawać ilość światła niewielką, jeżeli tylko, począwszy od pewnej wielkości, stosunek gwiazd jest niewielki. Tak naprzykład, gdyby, począwszy od gwiazd 12 ej wielkości, stosunek gwiazd miał dla wszyst­kich następnych wielkości wartość 1.5, to wprawdzie gwiazd każdej następnej wielkości byłoby półtora raza tyle, co poprzedniej, tak, że dla coraz mniejszych gwiazd liczba ich rosłaby do nieskończoności — ale pomimo to, ogólna suma światła gwiazd nie przekraczałaby 12,000 gwiazd 1-ej wielkości, a więc zaledwie dorównywałaby jasności księżyca w kwadrze.

Pomimo więc wszystkiego, cośmy dotąd powiedzieli, nie mamy jeszcze dowodu na to, że gwiazdy tworzą skoń­czony układ,-zajmujący ograniczoną część przestrzeni.

Dowodem tym byłoby stwierdzenie, iż gwiazdy nie maleją nieograniczenie, t. j. że gwiazd mniejszych, aniżeli pewnej wielkości określonej, nie dostrzeglibyśmy nawet przy nieograniczonym wzroście siły naszych środków opty­cznych. Ale zdaje się, że i pod tym względem wyniki badań są dziś już zupełnie pewne.

Wprawdzie dotąd niema jeszcze takiej lunety, przez którą możnaby zobaczyć wszystkie gwiazdy; każda nowa, doskonalsza luneta stwierdza istnienie gwiazd mniejszych, aniżeli widziane poprzednio. Lecz z pomocą lunecie przy­chodzi klisza fotograficzna. Doświadczenie wykazuje, że wszystkie gwiazdy, widzialne przez daną lunetę, można za pomocą tej samej lunety odfotografować, gdy kliszę przez godzinę wystawimy na działanie ich światła. Gdy klisza wystawiona jest dłużej, występują na niej już gwiazdy dla

oka niewidzialne, i tem drobniejsze, im dłużej trwa dzia­łanie światła.

Teoretycznie zdawałoby się, że, wystawiając kliszę do­wolnie długo, możnaby otrzymać na niej gwiazdy dowolnie małe. Praktycznie taka ekspozycya ma swoje granice. Aby otrzymać za pomocą danej lunety na kliszy gwiazdy o je­dną wielkość słabsze, aniżeli widzialne przez nią, ekspo­zycya musi trwać 3.6 godziny, dla otrzymania na­stępnej wielkości wystawiaćby już trzeba 13 godzin, a dla gwiazd o 3 wielkości mniejszych, już 47 godzin. Najdłuższe rzeczywiście osiągnięte czasy ekspozycyi nie przekraczają 30 godzin, a i taka ekspozycya połączona jest z olbrzy- miemi trudnościami, z których jedną stanowi okolicznośc, że ekspozycya musi być rozłożona na szereg nocy, a do­syć rzadko się zdarza, aby następowało po sobie kilka nocy pogodnych.

W każdym razie widzimy, że z pomocą fotografii można badać jeszcze gwiazdy o 2.5 wielkości słabsze, niż te, które za pomocą najsilniejszych lunet widzieć możemy.

Przez największe dzisiejsze refraktory widzialne są gwia­zdy do 17-ej wielkości i jeszcze nieco mniejsze, fotogra­ficznie zatem można z ich pomocą jeszcze otrzymywać gwiazdy mniejsze, niż 19 wielkości. Te gwiazdy więc znaj­dują się u granic poznawalnej przestrzeni. Zachodzi więc pytanie, czy te granice są również granicami tej przestrzeni, w której mieszczą się gwiazdy. Na pytanie to możemy odpowiedzieć twierdząco.

Aczkolwiek dokładnej statystyki w tym względzie niema, to przecież można było stwierdzić, że, począwszy od ja­kiejś 15-ej lub 16-ej wielkości, liczba gwiazd z wielkością nie tylko nie wzrasta, ale raczej maleje. Jest to naturalnie tylko wrażenie, wynikające z szacowania, bardzo zresztą

niepewnego, gdyż gwiazd takich są miliony. Ale gwiazd 18-ej wielkości jest już naprawdę mało, a gwiazdy mniej­sze są rzadkością; nawet na bardzo gęsto zasianych gwiazdami kliszach stanowią one tylko nieznaczny odsetek.

Ten więc spadek liczby, a zarazem fakt, iż najdrobniej­sze gwiazdy znane nie przypadają jeszcze na granicy naszej możności obserwacyjnej, choć już blizko niej się znajdują, prowadzi nas do wniosku, że najdrobniejsze dostępne dla nas gwiazdy są to najmniejsze ze słońc, najbardziej od nas odległych.

Możemy więc teraz powiedzieć, że wszystkie otacza­jące nas gwiazdy tworzą układ skończony tak rozległy, iż słońca, znajdujące się na jego krańcach, widzimy jako gwiazdy dziewiętnastej wielkości; 16 milionów takich gwiazd dorównywa ilością światła jednej gwieździe 1-ej wielkości.

V.

Związek pomiędzy gwiazdami drogi mlecznej a resztą gwiazd nieba, wywnioskowany na drodze czysto spekula- cyjnej przez Kanta, został stwierdzony przez sondowania Herschla. Wyrazem tego związku jest wzrost liczby gwiazd na pole widzenia w miarę zbliżania się do drogi mlecznej.

W celu łatwiejszego badania związku, jaki zachodzi między gęstością pola a odległością jego od drogi mle­cznej, stosuje się układ spółrzędnych, którego zasadniczą płaszczyzną jest płaszczyzna koła, schodzącego się najle­piej z przebiegiem drogi mlecznej. Koło to nazywa się równikiem galaktycznym (od yaźa = mleko), a pun­kty nieba, o 90° od równika galaktycznego odległe, nazy­wają się biegunami galaktycznymi. Jeden z nich, przypadający na półkuli północnej, t. j. biegun galaktyczny

północny, znajduje sie w gwiazdozbiorze Warkocza Bere- niki, drugi, południowy, znajduje się w gwiazdozbiorze Rzeźbiarza na półkuli południowej.

Równik galaktyczny tworzy z równikiem świata kąt, wynoszący 6° 23’, i przecina się z tym ostatnim w dwóch punktach o 180° odległych. Jeden z tych punktów prze­cięcia, w którym droga mleczna przechodzi z półkuli pół­nocnej na południową, znajduje się w gwiazdozbiorze Je­dnorożca, w drugim z nich, położonym w Orle, droga mleczna z półkuli południowej przechodzi na północną.

Odległość gwiazdy od równika galaktycznego, liczona na wielkiem kole, przechodzącem przez bieguny galakty­czne, nazywa się szerokością galaktyczną tej gwiazdy. Wynik, do którego doprowadziły sondowania Herschlów, w krótkości możemy wyrazić w ten sposób, że średnia liczba gwiazd na polu jest tem większa, im mniejsza jest szerokość galaktyczna pól, branych pod uwagę. Droga mleczna jest to więc ten pas nieba, w którym gęstość gwiazd, rosnąca stale od biegunów, osiąga swoją największą wartość. Nie jest ona więc zjawiskiem lokalnem, ale czę­ścią zjawiska ogólnego, obejmującego całe niebo.

Późniejsze badania tylko w części potwierdziły ten wy­nik ogólny. Okazało się mianowicie, że ów pas największej gęstości w istocie istnieje, ale że schodzi się on co do położenia ogólnego z czysto lokalnem skupieniem pierście- niowem, które nie przekracza poza granice widzialnego pasa drogi mlecznej, i że świetność drogi mlecznej głównie na rachunek tej drugiej części przypada.

Istniejące katalogi pozwoliły na badanie rozmieszczenia względem drogi mlecznej gwiazd każdej wielkości oddzielnie. Okazało się, że ta tendenćya zgęszczania się gwiazd w kie­runku drogi mlecznej ujawnia się już u najjaśniejszych gwiazd,

i uwydatnia się coraz wyraźniej dla gwiazd drobniejszych. Dla gwiazd pierwszych 6 wielkości gęstość w drodze mle­cznej jest 1.4 razy większa, niż u biegunów, dla gwiazd katalogu Argelandera 3.2 razy większa. Wzrost tej gęsto­ści jest stateczny od biegunów do równika galaktycznego. Dla gwiazd Herschla gęstość w drodze mlecznej przewyższa 30 razy gęstość u biegunów, ale wzrost ten jest stateczny tylko do granic pasa drogi mlecznej, w tym zaś pasie zachodzi gwałtowny wzrost gęstości w ten sposób, jakby stateczne prawo wzrostu gęstości zakłócone zostało przez wystąpienie w tern miejscu lokalnego zgęszczenia. W isto­cie występują tu w ogromnej liczbie drobne gwiazdy, po­cząwszy od 14-ej wielkości, które, jak stwierdzono później, tyl^o w nieznacznej ilości spotykane są w innych częściach nieba.

Należy więc w naszym układzie odróżniać dwie części odrębne: część bliższą, której wewnętrzna jednolitość wy­raża się w statecznym wzroście gęstości gwiazd od bie­gunów galaktycznych do równika galaktycznego, i część dalszą, do której należą w głównej mierze drobne gwiazdy drogi mlecznej.

Łączność obu części ujawnia się w tem, że płaszczyzna pierścienia zewnętrznego jest zarazem płaszczyzną, w któ- rej najgęściej gromadzą się gwiazdy części wewnętrznej.

Przy równomiernem rozmieszczeniu gwiazd w prze­strzeni, jak wiemy, stosunek gwiazd wynosiłby 3.95. Mniej­sza wartość tego stosunku oznaczałaby, że gęstość prze­strzenna gwiazd maleje dla gwiazd odleglejszych, większa zaś wartość prowadziłaby do wniosku, że gęstość ta wraz z odległością wzrasta. Przy całkiem równomiernem roz­mieszczeniu ten stosunek oczywiście odnosiłby się nie tylko do ogólnej liczby gwiazd danej wielkości, ale też zacho-

wałby tę samą wartość dla jakiejś dowolnie małej części nieba, powiedzmy dla jakiegokolwiek pola widzenia lunety. Innemi słowy, liczba 3.95 przedstawiałaby nie tylko sto­sunek liczby wszystkich gwiazd dwóch kolejnych wielkości, lecz i stosunek gęstości gwiazd dwóch kolejnych wielkości w każdem miejscu nieba.

Ale widzieliśmy, że na niebie gęstość gwiazd rośnie dla każdej wielkości wraz ze zbliżaniem się do równika galaktycznego; oznacza to, że i gęstość przestrzenna w kie­runku tej płaszczyzny rośnie. Wiemy też, że rośnie ona prędzej dla gwiazd dalszych, niż dla bliższych. Stosunek 3.9, wynika­jący z katalogów, jest średnią wartością stosunku gwiazd i ważny jest ściśle dla jednej tylko określonej szerokości galaktycznej. Dla szerokości mniejszych ma on wartość większą, dla większych mniejszą; najmniejszą jest ona w kierunku biegunów galaktycznych, największą w kierunku galaktycznego równika.

Widzimy stąd, że budowa części wewnętrznej układu jest w ogólności taką, że w kierunku biegunów galakty­cznych gęstość przestrzenna słońc najszybciej maleje wraz z odległością; w kierunkach, tworzących z osią równika galaktycznego coraz większy kąt, ta gęstość w równych odległościach jest coraz większa, aczkolwiek wraz z odle­głością jeszcze maleje; w pewnym kierunku rozmieszczenie przestrzenne jest równomierne, a bliżej drogi mlecznej gę­stość przestrzenna rośnie wraz z odległością gwiazd od nas. Wreszcie w kierunku równika galaktycznego gęstość przestrzenna słońc z odległością od nas rośnie najszybciej.

Taki stan rzeczy mamy prawo przyjmować w prze­strzeni, sięgającej do średniej odległości gwiazd 11 -ej wiel­kości, t. j. aż do tych gwiazd, przy których stosunek gwiazd nagle spada.

Spadek ten przemawia za tem, iż gwiazdy drobniejsze są daleko mniej równomiernie rozmieszczone na niebie, a znaczna ich większość gromadzi się w częściach nieba, bliższych drogi mlecznej. Gwiazdy 16-ej wielkości naprzykład w drodze mlecznej skupione są bardzo gęsto, ale ogólna ich liczba jest daleko mniejsza, aniżeli wypływająca z za­stosowania stałego stosunku gwiazd 3.9. Ale bo też wy­stępują one prawie wyłącznie w wązkim pasie drogi mle­cznej, który zajmuje tylko siódmą część całego nieba.

Naturalnie pośród gwiazd 12—14-ej wielkości jest wiele takich, które należą do części wewnętrznej układu gwia­zdowego, jak również nie mało gwiazd jaśniejszych należy do pierścienia zewnętrznego. Ale przecież gówną masę słońc części wewnętrznej stanowią gwiazdy do 11 -ej wielkości włącznie, główną zaś masę słońc części zewnętrznej tworzą gwiazdy drobne, począwszy od 14-ej wielkości.

Pierścień zewnętrzny od części wewnętrznej oddzielony jest prawdopodobnie przerwą pustą. Jeżeli przypuścimy, że grubość układu gwiazdowego, t. j. rozciągłość jego w kie­runku, prostopadłym do płaszczyzny równika galaktycznego, jest w przybliżeniu wszędzie jednakowa i wynosi tyle, co średnica części wewnętrznej, to szerokość tej przerwy można w przybliżeniu obliczyć.

Średnica części wewnętrznej równa się w przybliżeniu średniej odległości gwiazd 11-ej wielkości. Średnia szerokość pasa drogi mlecznej wynosi około 15°, pod tym więc ką­tem widzialną jest z odległości najbliższej części pierścienia podwójna średnia odległość gwiazd 11-ej wielkości. Wynika stąd odległość 3 razy większa, niż grubość, a szerokość przerwy 5 razy tak wielka, jak średnia odległość gwiazd

11 -ej wielkości, a zarazem i to, że początek pierścienia znaj­duje się w średniej odległości gwiazd 15-ej wielkości, czyli

9,000 lat światła, co nie stoi w sprzeczności z przypusz­czeniem, iż wiele gwiazd 13-ej i 14-ej wielkości do tego pierścienia należeć może.

Tak olbrzymie odległości wydają się czemś nieprawdo- podobnem i fantastycznem, i oczywiście też nie można liczbom podanym przypisywać innego znaczenia, jak oryen- tacyjne. Nie wyrażają one ścisłych wielkości, ale dają o nich wyobrażenie. Różnica, wynosząca nawet 1,000 lat światła, nie odgrywa roli tam, gdzie mamy do rozporządzenia prze­strzeń nieskończoną wszechświata.

Możnaby te wielkie rozmiary układu znacznie zreduko­wać, przyjmując, że odległe gwiazdy drogi mlecznej są słońcami, co do rozmiarów mniejszemi o wiele od tych, które stanowią najbliższe nasze sąsiedztwo, -— ale do takiej hypotezy nie mamy żadnej podstawy, a przeciwnie jest wiele dowodów na to, że pomiędzy temi odległerni słoń­cami zdarzają się olbrzymy, gołem okiem widzialne z naszej ziemi.

VI.

Wszystkie wnioski powyższe są nader ważne, ale opie­rają się one w głównej mierze tylko na liczbach wielkich i średnich, a więc charakteryzują tylko schematyczną postać naszego układu gwiazdowego. Wszelkie drobniejsze szcze­góły budowy w takim schemacie się zacierają, i to nawet jest głównym iego celem. W tych ramach ogólnych zawiera się cała olbrzymia rozmaitość zjawisk, które wykrywa ba­danie szczegółowsze.

Już poprzednio zwróciliśmy uwagę na fakt grupowego występowania gwiazd, które w rażącej sprzeczności znaj­duje się ze schematyczną jednorodnością nieba gwiaździ­stego, i widzieliśmy, że gwiazdy, w istocie bardzo od siebie

odległe, tworzyć mogą takie perspektywiczne grupy. Ale nic nie zmusza nas do' twierdzenia, że są to w istocie zawsze grupy perspektywiczne, gwiazdy bowiem, naprawdę blizkie w przestrzeni, i na sklepieniu niebieskiem blisko siebie byłyby widzialne. Szczególnie w przypadkach, gdy znaczna liczba gwiazd, mało różniących się co do wiel­kości, skupia się na małym kawałku nieba, zachodzi duże prawdopodobieństwo, że tworzą one też izolowaną grupę przestrzenną.

Wiemy, że każdej wielkości odpowiada pewna średnia odległość, trudno więc przypuścić, ażeby w szeregu gwiazd równie jasnych i bardzo bliskich siebie, wszystkie znajdo­wały się w bardzo różnych odległościach, gdyż wtedy trze- baby przyjąć drugi bardzo mało prawdopodobny traf, że

i pod względem rzeczywistych rozmiarów gwiazdy tak się uszeregowały, iż stałym pozostaje stosunek rzeczywistej jasności i kwadratu odległości. Trudno oprzeć się wraże­niu, że to nie prosty przypadek tylko zgromadził na tak niewielkim kawałku nieba 7 jasnych gwiazd Plejad, prócz znacznej liczby drobniejszych. Tę samą wątpliwość budzi pyszny gwiazdozbiór Oryońa lub najbogatszy ze wszystkich w jasne gwiazdy, gwiazdozbiór Łabędzia, a pozatem i wszyst­kie wybitniejsze ugrupowania gwiazdowe.

W znacznej liczbie przypadków ściślejszy wzajemny stosunek takich gwiazd stwierdziły inne wspólne ich cechy. Tak naprzykład, wspólny kierunek i jednakową prędkość własnego ruchu zauważono u znacznej liczby gwiazd Plejad, a także u większości jasnych gwiazd Wielkiego Wozu_; gwiazdy Oryona znowu charakteryzują się wspólnem wi­dmem typowem, które zresztą bardzo rzadko bywa obser­wowane i t. d.

To samo zjawisko gromadzenia się gwiazd, które już

uderza u gwiazd, gołem okiem widzialnych, występuje jeszcze wybitniej u gwiazd teleskopowych, i tern bardziej, im drobniejsze gwiazdy bierzemy pod uwagę. Mniejsze lub większe skupienia gwiazd występują obok miejsc, bardzo ubogich w gwiazdy. Szczegóły te, dla rozmieszczenia prze­strzennego gwiazd nader charakterystyczne, giną całkowicie we wszystkich niwelujących schematach.

A już najbardziej odbiega w swej postaci od sche­matycznego pierścienia, złożonego z drobnych gwiazd, droga mleczna, która w szczegółach swych okazuje się zja­wiskiem, skomplikowanem w najzawilszy sposób. Prze- dewszystkiem pas drogi mlecznej nie wykazuje żadnego wyraźnego ograniczenia, lecz stopniowo i nieznacznie zlewa się z otaczającem tłem gwiazdzistem, a w różnych swych częściach wykazuje różnice jasności oraz szerokości, za­warte w dosyć rozległych granicach. W kilku miejscach pierścień się przerywa na krótko, a przez trzecią część swego obwodu ciągnie się droga mleczna dwiema wyraźnie oddzielonemi odnogami. Zresztą we wszystkich miejscach drogi mlecznej niejednolitość jej budowy ujawnia się w jej plamistym wyglądzie, t. j. w pomieszaniu ze sobą kawał­ków o różnym stopniu jasności. Przez lunetę widziana, sprawia droga mleczna wrażenie, określone przez Herschla słowami »jakby ktoś garściami sypał piasek«, które bardzo dobrze charakteryzują jej grudkowatą budowę.

Opis dokładny drogi mlecznej, jak ją widzimy gołem okiem, jest rzeczą niemożliwą, gdy chodzi o wszystkie drobne szczegóły. Obraz jej widzialny zależy w wysokim stopniu od czystości powietrza i od warunków klimatycznych w ogóle. W krajach międzyzwrotnikowych lub na szczytach gór przedstawia ona zjawiska bardzo wspaniałe, którego przepych w naszym klimacie w znacznym stopniu znika.

Odtworzeniem rysunkowem obrazu drogi mlecznej, widzia­nej gołem okiem, z możliwie jak największą dokładnością co do odcieni jasności, zajmowali się liczni astronomowie. Najlepsze rysunki zawdzięczamy Eastonowi. Ryc. 30. wy­obraża część drogi mlecznej w gwiazdozbiorze Łabędzia według jego rysunku. Widzimy na rycinie wyraźnie główne gwiazdy Łabędzia ułożone w kształcie krzyża, a u góry, nieco na lewo od środka, grupę gwiazd konstelacyi Lutni.

Obraz ogólny drogi mlecznej, jak ją widzimy gołem okiem, jest w krótkich słowach następujący:

Ryc. 30. Droga mleczna w Łabędziu, widziana gołem okiem.

Na półkuli północnej droga mleczna zbliża się do bie­guna świata najbardziej w Kasyopei na odległość niespełna 27°. W tem miejscu droga mleczna nie odznacza się wię­kszą jasnością i szerokość jej dosięga zaledwie około 6°.

Przechodząc do sąsiedniego gwiazdozbioru Perseusza, droga mleczna się rozszerza i staje się znacznie jaśniejszą; około gwiazdy e Perseusza oddziela się od głównego prądu wązkie odgałęzienie, sięgające do grupy Plejad i sąsiednich Hyjad.

Następnie, dosyć jeszcze słaba i wązka, przebiega droga

mleczna gwiazdozbiór Woźnicy, nogi Bliźniąt, rogi Byka, przecina ekliptykę w blizkości letniego stanowiska słońca, obejmuje częściowo gwiazdy Oryona, i dosięga Jednorożca na równiku.

Od tego miejsca począwszy, jasność drogi mlecznej silnie się wzmaga, a również szerokość wzrasta i staje się największą w Okręcie Argo. Tu, przy zboczeniu połu- dniowem 33°, droga mleczna rozpościera się wachlarzowato na 20 stopni wszerz. Wkrótce potem przy gwiezdzie y Okrętu nagle się przerywa, ale nieco dalej, przy gwieździe X Okrętu, zaczyna się na nowo, znacznie zwężona.

Zwężając się teraz szybko, droga mleczna wkracza do Krzyża południowego, gdzie znajduje się jej najwęższe miejsce; tu szerokość jej nie dosięga 4 stopni.

Dalej droga mleczna rozszerza się znowu i jednocześnie staje się bardzo jasną w gwiazdozbiorze Centaura. Tu znaj­duje się w miejscu, najbardziej zbliżonem do bieguna po­łudniowego, a przytem bardzo jasnem, ciemna plama, zwana Workiem węgla — miejsce prawie zupełnie pozbawione gwiazd, widzialnych gołem okiem — a wkrótce potem, w blizkości gwiazdy a Centaura, droga mleczna dzieli się na 2 odnogi, które łączą się dopiero w gwiazdozbiorze Łabędzia na półkuli północnej.

Odnoga południowa przecina gwiazdozbiór Ołtarza, ogon Niedźwiadka, potem w Strzelcu i Tarczy Sobieskiego staje się bardzo jasną i szeroką, a dalej przebiega Węża, Orła, Strzałę, Jaszczurkę, i dosięga Łabędzia.

Gałęź północna, początkowo bardzo wązka, przebiega Wilka i północną część Niedźwiadka, poczem, rozszerzając się, zwraca się ku Wężownikowi, w którym się urywa; ukazuje się następnie w Wężu i, przecinając gwiazdozbiór Orła i Lutni, również wkracza do Łabędzia.

W blizkości gwiazdy e Łabędzia rozdwojenie drogi mlecznej kończy się. Zaraz za miejscem połączenia się dwóch odnóg w Łabędziu droga mleczna staje się bardzo jasną: jest to najwspanialsza część drogi mlecznej w ogóle. Trochę dalej, pomiędzy gwiazdami e, a, i y Łabędzia, zwraca uwagę znowu miejsce ciemne, które nieznacznie tylko ustę­puje południowej plamie czarnej w Centaurze.

Za Łabędziem droga mleczna słabnie, przechodzi przez gwiazdozbiór Cefeusza, gdzie znajdujemy podobne, jak w Ła­będziu miejsce ciemne, choć mniejsze i mniej wybitne; tu też oddziela się od drogi mlecznej wązka odnoga, która sięga aż do gwiazd Niedźwiedzicy małej. Słabnąc i zwężając się, droga mleczna wkracza do gwiazdozbioru Kasyopei, która była punktem wyjścia powyższego opisu.

Dokładniejsze zbadanie nawet tylko ogólnego przebiegu drogi mlecznej pozwala w niej stwierdzić dużo szczegółów symetrycznych. Zwrócimy uwagę tylko na niektóre z nich. Dwa najwęższe miejsca drogi mlecznej, w Kasyopei i Krzyżu południowym, są prawie dyametralnie sobie przeciwległe. To samo dotyczy bardzo jasnych części drogi mlecznej w Jednorożcu z jednej strony, i Strzelcu oraz Tarczy So­bieskiego z drugiej strony, a także dwóch najjaśniejszych jej miejsc w Łabędziu na półkuli północnej i w Centaurze na półkuli południowej. Te dwa ostatnie miejsca znajdują się, jedno tam, gdzie zaczyna się rozdwojenie drogi mle­cznej, drugie tam, gdzie to rozdwojenie się kończy.

Taką samą symetryę względem bifurkacyi drogi mlecznej wykazują dwie najciemniejsze plamy w Łabędziu i Centaurze.

Niechaj wystarczą przytoczone przykłady. Ta symetrya niewątpliwie znajduje się w ścisłym związku z budową pierścienia drogi mlecznej oraz z naszem stanowiskiem w układzie gwiazdowym.

Cała nieskończona złożoność drogi mlecznej występuje dopiero przy obserwacyach teleskopowych, a utrwaloną została przez liczne zdjęcia fotograficzne, które wykazują prócz tego mnóstwo szczegółów, dla oka niedostępnych,

Ryc. 31. Droga mleczna w Kasyopei i -Łabędziu.

i umożliwiają badania o wiele skrupulatniejsze, niż na to pozwalają bezpośrednie obserwacye z pomocą wielkich re- fraktorów, którymi zresztą rozporządzają tylko nieliczni wybrani. Kilka takich zdjęć charakterystycznych przytaczamy w reprodukcyach.

Ryc. 31. przedstawia zdjęcie drogi mlecznej między

gwiazdozbiorami Kasyopei i Łabędzia przy bardzo małem powiększeniu, dokonane przez M. Wolfa. Ciemne miejsce

Ryc. 32. Mgławica „Ameryka" w Łabędziu.

u góry po lewej stronie jest to wspomniana poprzednio ciemna plama w Łabędziu. Ponad nią znajduje się jasna mgławica, pokryta mnóstwem gwiazd oddzielnych, a z kształtu

przypominająca Amerykę północną. Tę mgławicę, zdjętą w znacznie większych rozmiarach z pomocą 28-calowego reflektora przy 2¹/₂-godzinnej ekspozycyi, przedstawia ryc. 32.

Na ryc. 31. dostrzedz można jeszcze wiele ciekawych szcze­gółów. Widzimy, jak na górnym brzegu po prawej stronie gwiazdy się zgęszczają, tworząc w końcu nieprzeniknioną

Ryc. 33. Mgławica „Kokon“ w Łabędziu.

gęstwię, w postaci jasnej chmury. Od tej chmury u dołu jakgdyby prąd gwiazd wdziera się w miejsce ciemne, prze­dzielając je na 2 części. Od tej z nich, która na rycinie znajduje się po lewej stronie, idzie ku górze ciemny kanał, który rozwidla się kilkakrotnie, a niedaleko górnego brzegu, prawie pod kątem prostym, oddziela się od niego odnoga, na której końcu znajduje się niewidzialna tu mgławica.

Kanał ten i mgławicę w powiększeniu (4-godzinne wysta­wienie, 16 calowy refraktor) wyobraża ryc. 33.

Aby wyjaśnić znaczenie takich ciemnych miejsc i ka­nałów, należy sobie uprzytomnić, iż jasne skupienia gwiazd przedstawiają zjawiska przestrzenne, że odległości wewnątrz takiego skupienia w głąb wynoszą z pewnością całe setki Jat światła. Miejsca więc ciemne są to jakby czeluście,

Ryc. 34. „Triftd-nebula“ w Strzelcu.

sięgające w głąb równie daleko, a kanały — to jakby przerwy między dwoma oceanami gwiazdowymi, rozsunię­tymi jakiemiś cudownemi siłami. Kanały te są to utwory nader częste, a przegradzają one nietylko skupienia gwia­zdowe, lecz oddzielają też od siebie masy materyi mglistej w wielkich mgławicach gazowych. Jako przykład niech służy mgławica zwana »Trifid nebula«, w gwiazdozbiorze Strzelca, przedstawiona na ryc. 34.

Istnienie takich szczelin, ciągnących się w głąb aż do granic układu gwiazdowego, wydaje się bardzo mało prawdopodobnem. Chodziłoby tu o głębie, wynoszące całe tysiące lat światła. A coby miało oznaczać takie rozstąpienie się na dwie strony setek tysięcy słońc, gdy odległości ich wzajemne zawsze należy przyjmować za zbliżone do tych, które w naszem sąsiedztwie poznaliśmy.

W tych kanałach często nie widać ani jednej gwiazdy, gdy po obu stronach jest ich niezliczone mnóstwo. Zamiast kanałów występują w innych miejscach ciemne smugi lub plamy, które często widzialne są na brzegach jasnych mgła­wic, lub też jakby stanowią dalszy ich ciąg, a niekiedy same snują się na rozległych przestrzeniach nieba w po­staciach podobnych do tych, w jakich często występują mgławice gazowe jasne.

Przykłady tych różnych postaci widzimy na załączonych rycinach, w dalszym ciągu na niektóre z nich specyalną jeszcze zwrócimy uwagę.

W sposób prosty objaśnia się to zjawisko, jeżeli przy­puścimy, że ciemne miejsca, a szczególnie kanały, nie są przerwami śród gwiazd, lecz ciemną materyą kosmiczną, snującą się na tle skupień gwiazdowych, i pochłaniającą idące od nich światło, która więc tylko jako ciemna za­słona widzialna jest na jasnem tle drogi mlecznej.

Przejdźmy do ryc. 32., przedstawiającej wspomnianą wyżej mgławicę »Ameryka«. Wygląd jej nie pozostawia żadnej wątpliwości, że mamy tu do czynienia z utworem gazowym; gwiazdy, które na tle mgławicy widzimy, prawdo­podobnie znajdują się bliżej. Charakterystyczne zjawisko sąsiedztwa jasnych miejsc z ciemnemi występuje tu bardzo wybitnie. Wrażenie jest takie, jakby nieliczne gwiazdy po prawej stronie rzucone były na tło ciemnej materyi, która

zasłania gwiazdy, znajdujące się poza nią, gdy w miejscach przyległych występują one w ogromnej obfitości. A dalej odnosimy wrażenie potężnego ruchu materyi, która zdaje się spiętrzać pod naporem wdzierających się z boku ciem­nych mas. Szczególnie uderzającą jest jasna podłużna plama

Ryc. 35. Droga mleczna w Strzelcu i Tarczy Sobieskiego.

u dołu po lewej stronie, a obok niej miejsce ciemniejsze; przypomina ten obraz falę morską, rozbijającą się o ster­czącą z morza skałę.

Mgławica (ryc. 33.), tkwiąca w końcu kanału, o któ­rym była mowa przy ryc. 31., nosi nazwę »kokona«, który swą postacią przypomina. Kanał ten przy końcu się roz­szerza i w tem rozszerzeniu znajduje się mgławica.

Trudno sobie wyobrazić, aby czeluść ciemna na wskroś niezliczonych warstw gwiazd, leżących jedna za drugą, utworzyła się na to, by mogła w niej ulokować się mała mgławica, która zdaje się mieć postać kulistą, a więc

Ryc. 36. Kanał w Orle w postaci iltery E.

w głąb posiada zapewne nie większe rozmiary, jak średnica ku nam zwrócona. Mimowoli narzuca się myśl, że ciemne otoczenie mgławicy przypisać należy materyi, jeszcze nie świecącej, tworzącej brzeg koncentracyi jasnej w częściach, bliższych środka, a sam kanał — to wązka odnoga wiel­

kiego strumienia materyi ciemnej, której główną część do­strzegamy w wielkiej ciemnej plamie Łabędzia, oraz dwóch mniejszych, widzialnych u dołu na ryc. 31.

Ryc. 35. przedstawia najjaśniejszą część rozdwojonej drogi mlecznej w Strzelcu i Tarczy Sobieskiego; jasna gwiazda u góry po lewej stronie jest to Atair w Orle. Obok niej u góry znajduje się kanał w postaci litery E, przedstawiony w większych rozmiarach na ryc. 36.

Przerwa pomiędzy odnogami drogi mlecznej jest za­pełniona niezliczonemi drobnemi gwiazdami oraz jasną ma- teryą mglistą, która rozlana jest też pomiędzy gwiazdami obu odnóg. Lewa odnoga składa się z oddzielnych płatów jasnych, częściowo zachodzących na siebie i przedzielonych miejscami o słabszym blasku. Wszystkie te płaty są to skupienia drobnych gwiazd, o bardzo skomplikowanej bu­dowie wewnętrznej; widać to na zdjęciach powiększonych, jakich przykładem są ryc. 36. i 37. Lewa odnoga, jak wi­dzimy, jest daleko jaśniejsza niż prawa, i z wyjątkiem części drogi mlecznej w Łabędziu, gdzie prawa odnoga jest jaśniejsza, widzimy stale, aż do połączenia się odnóg w Centaurze, tę przewagę jasności odnogi południowej.

Na ryc. 36. i 37. przedstawione są 2 płaty z powyż­szej części drogi mlecznej. Na pierwszej z nich widzimy skupienie gwiazd, zgęszczających się i malejących ku środ­kowi. Kanał w postaci litery E psuje rażąco symetryę całości. Tu hypoteza materyi ciemnej ogromnie przemawia do przekonania; usuńmy tę materyę, to otrzymamy całość niczem nie zasłoniętą, podobną do tej, jaką widzimy na ryc. 37. Tembardziej wydaje się to prawdopodobnem, gdy przyjrzymy się zatartemu lewemu brzegowi kanału, z któ­rym łączy się słabo świecąca mglista materya w nieznacznej odległości.

Ryc. 37. przedstawia płat, w którego środku tkwi gro­mada gwiazd M. 11 Tarczy Sobieskiego. Mamy tu przy­kład, do jakiego stopnia w niektórych miejscach drogi mlecznej skupiają się gwiazdy. Tu przypada 100000 gwiazd na 1 stopień kwadratowy! Drobne gwiazdy 14—18 wiel-

Ryc. 37. Część drogi mlecznej w Tarczy Sobieskiego z gromadą M. 11.

kości stanowią tło, i widzimy tu znowu zmniejszanie się gwiazd ku środkowi skupienia. Gwiazdy gromadki, znajdu­jącej się w pośrodku, są przewaznie 10-ej i 11-ej wielkości

i w dysharmornii znajduje się jasność ich z ogólną tendencyą zwiększania się gwiazd ku brzegom. Jeszcze różne motywy inne przemawiają za tem, że ta gromada, jak w ogóle jaśniejsze gwiazdy w tem miejscu, są całkiem niezależne od znacznie

odleglejszego podścieliska, utkanego z drobnego pyłku gwiazdowego.

Ryc. 38. Droga mleczoa w Wężowniku.

Dwa bardzo charakterystyczne miejsca drogi mlecznej widzimy na rycinach 38. i 39. Pierwsze z tych miejsc znaj­duje się w Wężowniku i zwraca uwagę nader silnemi kon­trastami; przejścia od miejsc prawie pustych do nadzwy­

czaj gęstych są całkiem nagłe, a wszystkie prawie gwiazdy w części jasnej są jednakowej wielkości.

Ryc. 39. Karały ciemne w drodze mlecznej w gwiazdozbiorze Byka-

W miejscach podobnych — a takich w drodze mle­cznej znajduje się bardzo wiele — nie może być mowy

o stosowaniu jakiegoś prawa wzrostu liczby gwiazd wraz 2. wielkością.

W części środkowej niema śladu jakiejś materyi mgli­stej między gwiazdami, natomiast dostrzedz ją można po lewej stronie obrazu u góry, i grupki jaśniejszych gwiazd, tam się znajdujące, zdają się być pogrążonemi w mgławi­cach.

Fotografia, reprodukowana na ryc. 39., przedstawia kawałek drogi mlecznej w Byku. Widzimy tu obok siebie jasną mglistą materyę i ciemne smugi pozbawione gwiazd, które w wielu miejscach, np. w dolnej części, wyraźnie łączą się ze sobą, a ciemne kanały są wyraźnie dalszym ciągiem równie szerokich kanałów jasnych.

Możnaby takich opisów przytoczyć bardzo wiele, ale podane przykłady wystarczają, aby dać pewne pojęcie

o skomplikowanej budowie drogi mlecznej. Okazuje się, że droga mleczna w głównej mierze nie jest bynajmniej złożoną z gwiazd, ale z jednostek kosmicznych wyższego rzędu — ze skupień gwiazdowych. Te skupienia posiadają postać rozmaitą, często nieregularną, ale przeważa typ mniej lub więcej wyraźny gromad kulistych.

Nie we wszystkich takich skupieniach można z jednakową dokładnością dostrzedz szczegóły budowy, a wynika to zdaje się głównie z niejednakowej ich odległości. W jednych budowa jest gruboziarnista, gwiazdy są stosunkowo jasne i widzialne oddzielnie, inne złożone są z niezliczonego mrowia naj­drobniejszych pyłków gwiazdowych. Miejsca, w których na stopień przypada 100,000 gwiazd lub więcej, jakiego przykład znajdujemy na ryc. 37. nie należą wcale do rzad­kości.

Ale takie gromady jasno- i drobno-gwiazdowe widzimy często rzucone na ten sam kawałek nieba, gdzieindziej zachodzą one na siebie częściowo; wszędzie odnosimy wrażenie, że różne części drogi mlecznej, widzialne w tym

samym kierunku, są w bardzo różnych odległościach od nas, tak różnych, że zgadza się ono prędzej z przypuszcze­niem istnienia jednej za drugą kilku warstw gwiazdowych, oddzielonych znacznemi przerwami, aniżeli z pojęciem poje­dynczego pierścienia.

A gwiazdy oddzielne, czy to w skupieniach, czy też poza niemi, grupować się zdają według nieznanych praw w jakieś kolosalne formacye o nadzwyczaj chaotycznych i fantastycznych kształtach; gdzieniegdzie układają się one w wyraźne ciągi krzywolinijne, a niekiedy widnieją, jakby nanizane na długie proste nitki. Nie ulega kwestyi, że tam, gdzie na małych kawałkach nieba setki tysięcy drobnych punktów stoją obok siebie, prosty przypadek może wy­tworzyć jakieś regularne kształty ugrupowań, ale w wielu razach są one tak typowe i tak często bywają spotykane, iż zdaje się, że nie zawsze mamy tu do czynienia li tylko z przypadkiem.

Komplikacyę drogi mlecznej powiększają mgławice, zło­żone z jaśniejącej materyi gazowej. Te ostatnie, o ile na­leżą do kategoryi regularnych, t. j. wykazują jakąś postać prostą, są niewielkie i nie wpływają w sposób wybitniejszy na wygląd drogi mlecznej.

Ale prócz nich znadujemy utwory olbrzymie o postaci całkiem nieregularnej. Snują się one, jak chmury na prze­strzeniach olbrzymich, a o rozmiarach ich możemy sobie wytworzyć pewne pojęcie, uprzytomniając sobie odległości, które je od nas dzielą. Długość ich często szacować trzeba na setki lat światła, a oplątują one tysiące gwiazd, któ­rych związek z temi mgławicami często wydaje się prawdo­podobnym, często zaś stanowią one tło gwiazd bliższych, a zasłaniają przed nami całkowicie lub też częściowo prze­puszczają światło gwiazd, z poza nich przeświecających.

Gwiazdozbiory Łabędzia, Cefeusza, Perseusza, Jedno­rożca, Niedźwiadka, Wężownika zapełnione są takiemi chmurami mgławic.

Do tego wszystkiego przybywa jeszcze, jako wielce prawdopodobna, materya nieświecąca, która pochłania być może znaczną część światła drogi mlecznej i zaciera dla nas właściwe kształty leżących poza nią formacyj gwiazdowych.

Wobec tych pobieżnie tylko przytoczonych szczegółów widzimy, jak zawiłym jest problemat drogi mlecznej, Z tern wszystkiem podział schematyczny naszego układu na 2 części, oddzielone przerwą, pozostaje faktem naukowym, tylko pierścień zewnętrzny nie składa się już z gwiazd, ale ze skupień gwiazdowych, mgławic jasnych i materyi nieświe- cącej. Prócz tego pierścień ten zdaje się nie być poje­dynczym.

VIII.

Badanie rozmieszczenia gwiazd w części zewnętrzej układu jest utrudnione przez to, iż widzialna droga mleczna jest sumą pasa największej gęstości gwiazd części wewnętrz­nej oraz pierścienia zewnętrznego. Gwiazd pierwszego ro­dzaju jest naturalnie o wiele mniej, niż gwiazd części ze­wnętrznej, ale mimo to jest ich bardzo wiele. Jest więc rzeczą nader ważną oddzielić jedne gwiazdy od drugich, gdyż tylko w takim razie możnaby każdą z części układu badać oddzielnie.

Widzieliśmy, że gdy na niebie skupiają się obok siebie gwiazdy, mało różniące się jasnością, to zachodzi prawdo­podobieństwo, że tworzą one też grupę przestrzenną. Ale w takiem skupieniu lokalnem bywa zazwyczaj jeszcze wiele gwiazd drobniejszych, i zachodzi pytanie, czy te drobne

gwiazdy do tej samej grupy przestrzennej należą. Otóż tylko wtedy wniosek co do związku gwiazd jasnych i dro­bnych jest uzasadniony, gdy w skupieniu takiem można skonstatować stały w przybliżeniu stosunek wzrostu liczby gwiazd wraz z wielkością, lub też skupianie się coraz dro­bniejszych gwiazd na coraz mniejszych przestrzeniach nieba.

Te dwie alternatywy odpowiadałyby założeniu, że gwia­zdy średnio są tem dalej, im są mniejsze, zresztą zaś jedna lub druga zależałaby od kształtu i położenia takiej grupy przestrzennej.

W razie, gdy żadna z tych alternatyw nie zachodzi, należy wnioskować, że tylko gwiazdy jaśniejsze tworzą izolowaną grupę przestrzenną, gwiazdy zaś drobne tylko przypadkowo widzialne są w tym samym kierunku.

Tak naprzykład, najjaśniejsze gwiazdy Plejad tworzą izolowaną grupę przestrzenną, gwiazdy zaś drobne, których mnóstwo w tej części nieba widzimy, nie wykazują prawi­dłowego wzrostu liczby z wielkością, ani nie koncentrują się tem bardziej, im są mniejsze. Wnioskujemy stąd, że do przestrzennej grupy Plejad nie należą. Mamy w tym wypadku dokładny sprawdzian tego wniosku w fakcie, że ruchy własne tych drobniejszych gwiazd nie wykazują tych cech wspólnych, co ruch gwiazd jaśniejszych tej grupy.

To samo możemy powiedzieć o gwiazdach Oryona, skupieniu gwiazd Warkocza Bereniki, o grupie w kleszczu Raka i t. p.

Badając szczegółowo rozkład gwiazd skatalogowanych na niebie, a mianowicie też w drodze mlecznej, okazuje się, że najbardziej gęste skupienia tych gwiazd bynajmniej nie schodzą się z najjaśniejszemi miejscami drogi mlecznej.

W niektórych takich skupieniach stosunek gwiazd bywa daleko większy aniżeli przeciętny, który, jak wiemy, wy­

nosi 3.9. Tak naprzykład, w pasie nieba na południe od Bliźniąt wartość tego stosunku wynosi 6, a gwiazd 9-ej wielkości jest tam 200 razy więcej, niż gwiazd 6-ej wiel­kości ; pomimo to droga mleczna w tem miejscu wcale jasnością się nie odznacza.

Na 33 najjaśniejsze miejsca drogi mlecznej, wybrane przez Houzeau’a, tylko dwa schodzą się z wybitnemi sku­pieniami gwiazd katalogu Argelandera. Ale i w tych dwóch wypadkach zgodność jest raczej przypadkowa i za związkiem gwiazd jaśniejszych i drobniejszych stanowczo nie prze­mawia. Jedno z tych miejsc mianowicie przypada w Per- seuszu, gdzie na tle jasnej drogi mlecznej jaśnieją dwie wybitne gromadki h i % Perseusza, utworzone z gwiazd większych i widzialne nawet gołem okiem, co do drugiego zaś, znajdującego się w Łabędziu, to stanowisko, jakie względem niego zajmuje nauka, poznamy później.

W rozmieszczeniu gwiazd do 9.5 wielkości nie dostrze­gamy nawet najtypowszych form drogi mlecznej, które występują coraz wybitniej dopiero w rozmieszczeniu gwiazd drobniejszych.

Charakterystyczne rozwidlenie drogi mlecznej między Centaurem a Łabędziem zlekka zaznacza się dopiero w roz­mieszczeniu gwiazd 11-ej wielkości. Wynika stąd, jak to już wspomnieliśmy poprzednio, że jasność swoją i kształt droga mleczna zawdzięcza nie gwiazdom jasnym — aż do 11-ej wielkości włącznie — ale skupieniu gwiazd drobnych. Z drugiej strony w części zewnętrznej jest też znaczna liczba gwiazd jaśniejszych; gwiazd 11-ej wielkości jest już tyle, że nadwyżka, przez nie spowodowana, w rozmieszcze­niu gwiazd tejże wielkości, należących do części wewnętrz­nej, zaznacza się wyraźnie naprzykład przez wystąpienie roz­widlenia drogi mlecznej. Bądź co bądź możemy powiedzieć,

Mms ślMkUc*

że im gwiazdy są jaśniejsze, tern mniejszy procent z nich przypada na gwiazdy części zewnętrznej.

Nie mamy dotąd możności dokładnie oddzielić od siebie gwiazd części wewnętrznej od zewnętrznej, ale wiele da­nych pozwala nam to uczynić przynajmniej częściowo. Znane są rodzaje gwiazd, które poza granicami pasa drogi mle­cznej nigdy nie występują, a więc też z pewnością należą do zjawisk, właściwych części zewnętrznej układu.

Należą do nich przedewszystkiem wszystkie gwiazdy, w których widmach obok ciemnych występują linie jasne. Gwiazd takich do wielkości 1 O-ej znamy około setki, a naj­jaśniejsza z nich, y Okrętu Argo, jest 3-ej wielkości. Pośród słońc zewnętrznego pierścienia zdarzają się więc takie olbrzymy, iż z ziemi widziane są jako gwiazdy tak jasne, że zaledwie około 300 dorównywa im blaskiem.

Ciekawą jest rzeczą, że wszystkie te gwiazdy skupiają się w dwóch przeciwległych miejscach drogi mlecznej, tam, gdzie zaczyna się i kończy jej rozdwojenie.

Drugą kategoryą gwiazd, właściwych drodze mlecznej, są t. zw. gwiazdy nowe. Nieliczne tylko wyjątki wybiegają z ram, określonych pasem drogi mlecznej. Są to, jak wia­domo, ciemne bryły kosmiczne, które nagle się ukazują i po krótkim zwykle czasie znowu stają się niewidzialnemi. Niektóre z nich przewyższały blaskiem nawet gwiazdy 1-ej wielkości. Gwiazdy te pod tym względem zbliżone są do typu poprzedniego, iż w widmach ich również występują linie jasne. Wskazują one na istnienie w części zewnętrznej układu gwiazdowego warunków, sprzyjających rozżarzaniu się brył ciemnych. Jak się zdaje, warunków tych należy się dopatrywać w ogromnych ilościach materyi gazowej, przez którą gwiazdy w biegu swym przedzierać się muszą.

Olbrzymią odległość gwiazd wspomnianych kategoryj

stwierdza niemożność dostrzeżenia choćby śladów paralaksy, a z drugiej strony i ruch własny ich jest mniejszy, aniżeli dostrzegany u gwiazd równie jasnych innych typów. W braku paralaksy za kryteryum odległości gwiazd, prócz jasności, służyć może ruch własny, gdyż im gwiazda znajduje się dalej, tem pod mniejszym kątem widzialny jest ruch jej rzeczywisty.

Jeżeli weźmiemy pod uwagę gwiazdy trzech typów wi­dmowych: 1) z jasnemi liniami, 2) z nieznacznemi śladami metalów (gwiazdy białe), 3) z bardzo licznemi liniami me­talów (gwiazdy żółte, do których też należy nasze słońce)— to średnie szybkości kątowe są coraz większe w kolei wy­liczonych typów.

Pośród gwiazd drogi mlecznej przeważna część należy do gwiazd białych, jak to wynika z badań nad czasem wystawienia kliszy, potrzebnym do wystąpienia na niej gwiazd różnych wielkości. Z badań nad rozmieszczeniem takich gwiazd na niebie wynika, że do wielkości 6-ej gwiazdy białe wykazują rozmieszczenie, nie różniące się od prze­ciętnego dla gwiazd tych samych wielkości. Począwszy od wielkości 6-ej, widoczny jest znaczny przyrost w drodze mlecznej, który staje się coraz wybitniejszym dla gwiazd drobniejszych.

Wnioskujemy stąd, że w rozmieszczeniu gwiazd białych wpływ części zewnętrznej występuje już, począwszy od 6-ej wielkości, chociaż — jak widzieliśmy poprzednio — aż do wielkości 11-ej nie przyczynia się on do wytworzenia charakte­rystycznych form drogi mlecznej. Z gwiazd białych, mniej­szych niż 6-ej wielkości, widzialnych w drodze mlecznej, należą do części wewnętrznej te, które posiadają ruch własny znaczny; te zaś, które bardzo powoli zmieniają swe położenie, zaliczyć należy do części zewnętrznej.

Gwiazdy żółte posiadają średnio największy ruch wła­sny, co świadczy o ich bliskości. Gwiazd bardzo drobnych tego typu prawie niema, i z wielkiem prawdopodobieństwem możemy powiedzieć, że wszystkie gwiazdy drogi mlecznej tego typu należą do najbliższych słońc części wewnętrznej układu gwiazdowego.

Gdy chodzi o wnioski natury ogólniejszej, szczegółowe takie segregowanie gwiazd drogi mlecznej jest zbyteczne. Ponieważ dokładne dane katalogowe posiadamy obecnie tylko dla gwiazd do 9.5 wielkości, a pośród tych gwiazd niewielki procent tylko stanowią słońca zewnętrznego pier­ścienia, więc rozmieszczenie ich na niebie przedstawia ten sam obraz ogólny, jakibyśmy otrzymali po zupełnem usu­nięciu podłoża, należącego do części zewnętrznej. Z drugiej strony, usunięcie z nieba wszystkich tych gwiazd w bardzo nieznaczny sposób tylko zmieniłoby wygląd drogi mlecznej.

Możemy więc na tej podstawie oddzielić badanie drogi mlecznej właściwej od badania rozmieszczenia gwiazd we­wnątrz tej przestrzeni, która rozciąga się do średniej odle­głości gwiazd 9.5 wielkości.

IX.

Co do części zewnętrznej, to widzieliśmy, iż budowa jej jest zbyt złożoną, aby ją można uważać za pierścień, utworzony z gwiazd pojedynczych. W każdym razie należy się liczyć z faktem, iż droga mleczna jest rozdwojoną od Centaura do Łabędzia, ciągnąc się w ten sposób na prze­szło 120°. Wprawdzie możnaby ciemną przerwę między odnogami uważać za zjawisko, z natury swej podobne do licznych smug i kanałów, tak częstych w drodze mlecznej, t. j., uważając drogę mleczną za pas pojedynczy, przypisać

jej rozdwojenie ciemnej materyi kosmicznej, ciągnącej się na ogromnej długości wzdłuż jasnego psa. Ale podobne ciemne miejsca nawet w przybliżeniu rozmiarami do tej przerwy się nie zbliżają, i wogóle trudno wyobrazić sobie istnienie materyi, zapełniającej w sposób ciągły tak olbrzy­mią przestrzeń. Z drugiej strony byłby to nadzwyczaj nie­prawdopodobny zbieg okoliczności, aby ta ciemna materya właśnie ułożyła się wązką smugą wzdłuż drogi mlecznej, dzieląc ją na dwie części, wobec tylu innych możliwych kierunków.

Musimy więc rozdwojenie drogi mlecznej uważać za rzeczywiste i w przestrzeni przyjąć istnienie w kierunkach tego rozdwojenia dwóch analogicznych skupień gwiazdowych, przypadających w płaszczyznach różnych, skupień, które w perspektywie przecinają się w gwiazdozbiorach Centaura i Łabędzia, a potem już biegną obok siebie w ten sposób, że nakrywają się wzajemnie w całości lub też tylko czę­ściowo, krzyżując się być może kilkakrotnie.

Jasność i szerokość tych miejsc, w których odnogi się łączą w istocie, zdaje się przemawiać za takiem przecina­niem się pierścieni w tych miejscach i wzajemną superpo- zycyą gwiazd obu pierścieni.

Naturalnie pierścieni tych nie można sobie wyobrażać płaskimi; każdy z nich, gdyby oddzielnie mógł być wi­dzianym na niebie, przedstawiałby się jako jasny pas

o zmiennej szerokości i jasności i miałby postać nieregu­larnej linii falistej.

Jednakże i hypoteza dwóch pierścieni, otaczających nas w różnych odległościach, wydaje się zbyt prostą w celu wyjaśnienia budowy drogi mlecznej. W wielu miejscach drogi mlecznej, jak się zdaje, odróżniać należy 3, 4 i więcej warstw gwiazdowych, uszeregowanych jedna za drugą,

gzieindziej znów nawet istnienie drugiej warstwy niczem się nie zaznacza. Pozatem wiemy, że w dwóch miejscach droga mleczna przerywa się zupełnie.

Badania przyrodnicze wogóle prowadzą do wniosku, że zjawiskami rządzą pewne prawa, to znaczy, że gdyby w przyrodzie wystąpiło zjawisko takie, jakie zresztą nigdy i nigdzieby się nie powtórzyło, to stałoby ono w sprze­czności z pojęciem prawa przyrody. Wogóle więc nie mo­żemy oczekiwać, ażeby zjawisko, które raz spostrzegliśmy, nie powtórzyło się już więcej.

Układ gwiazdowy jest również zjawiskiem przyrodni- czem, jedną z cech, wyróżniających je wybitnie od innych znanych nam zjawisk, jest olbrzymia, według naszych wy­obrażeń, rozciągłość przestrzenna. Ale czyż stąd wynika, ażeby to było jakieś zjawisko jedyne w swoim rodzaju ? W stosunku do przestrzeni nieskończonej i rozmiary układu gwiazdowego są drobiazgiem takim samym, jak nasza zie­mia lub ziarnko piasku.

Z pojęcia prawa przyrody wynika, że, ponieważ układ gwiazdowy istnieje, to zapewne jest też więcej układów do niego podobnych. Dlatego też układ gwiazd, którym się zajmujemy, dla odróżnienia od innych prawdopodobnych, często nazywaliśmy naszym układem gwiazdowym.

Chcąc więc znaleść oparcie w poszukiwaniu postaci naszego układu, należy poszukać na niebie form, które dałyby się pogodzić z temi wiadomościami, któreśmy o bu­dowie naszego układu zdobyli. Jedną z takich postaci na­stręczają nieliczne mgławice pierścieniowe, których najgło­śniejszą przedstawicielką jest mgławica pierścieniowa w Lutni.

Ryc. 40. wyobraża tę mgławicę według fotografii Keelera, otrzymanej w obserwatorym Licka.

Ale badania widmowe stwierdziły, że mgławice tego typu

nie są skupieniami gwiazd, lecz należą do kategoryi mgławic gazowych. Nie mają one więc żadnego głębszego podobieństwa z naszym układem gwiazdowym.

i*	'
	j

Ryc. 40. Mgławica pierścieniowa w Lutni.

Mgławic o podwójnym pierścieniu nie znamy wcale, więc hypoteza podwójnego pierścienia drogi mlecznej nie znajduje poparcia w żadnej analogii; chyba moglibyśmy ją znaleźć w pierścieniach Saturna, ale zestawienie zjawisk, tak bardzo niewspółmiernych, byłoby niedorzecznością.

Pośród małych, wyraźnie ograniczonych mgławic, bardzo nieliczne tylko charakteryzują się widmem liniowem, t. j. utworzone są z żarzących się gazów. Przeważa u takich mgławic widmo ciągłe, świadczące, że mamy tu do czy­nienia z gwiazdami, skupionemi tak gęsto, iż widzieć ich oddzielnie nie można. Są to więc nierozdzielne zbiorowiska

gwiazdowe. O olbrzymiej ich odległości świadczy właśnie ta ich nierozdzielność, i stąd wnioskujemy, że nie są to utwory, należące do części wewnętrznej naszego układu. Z drugiej strony nie leżą one też w jego częściach

Ryc. 41. Mgławica spiralna wJSliedżwiedzicy Wielkie],

zewnętrznych, gdyż na niebie rozmieszczone są dosyć równomiernie, nie wykazują żadnej tendencyi skupiania się bliżej drogi mlecznej, a w samej drodze mlecznej niema ich prawie wcale.

Argumenty te przemawiają’ za tem, że są to jakieś zbiorowiska gwiazdowe, leżące poza granicami naszego

Ryc. 42. Wielka mgławica w Andromedzie,

układu gwiazdowego; jeżeli zaś są tak odległe, to możemy im przypisać rozmiary, zbliżone do rozmiarów naszego układu,

i podejrzewać w tych małych plamkach jasnych miliony słońc.

Już Kant na mgławice zapatrywał się, jako na odległe, niezależne od naszego, układy gwiazdowe, i po­gląd taki ma w sobie wiele tajemniczego uroku. Czy jest słuszny, na to obecnie dostatecznych dowodów nie mamy.

Te mgławice nierozdzielne, jak się zdaje, należą do jednego wspólnego typu utworów kosmicznych, wszystkie bowiem w postaci swej wykazują mniej lub więcej wyra­źnie budowę spiralną. Mgławice spiralne należały do rzad­kości, gdy badano je bezpośrednio za pomocą teleskopu. Od czasu, gdy je poczęto fotografować, stwierdzono, że spiralna budowa jest regułą. Różne postaci mgławic, elipty­czne, wrzecionowate i t. d. są tylko skutkiem różnego na­chylenia płaszczyzn, w których zwoje owych wielkich sprę­żyn kosmicznych przypadają, do kierunku, w któiym widzi je obserwator ziemski. Tak naprzykład spiralna mgławica w Niedźwiedzicy Wielkiej (ryc. 41.) położona jest pro­stopadle do promienia widzenia, wielka zaś mgławica w Andromedzie (ryc. 42.), posiadająca w lunecie postać wydłużonej elipsy, na fotografii ukazuje szereg podłużnych zwojów, które stanowią rzut prawdziwej ich postaci na płaszczyznę, prostopadłą do promienia widzenia. Kąt na­chylenia płaszczyzny tych zwojów do promienia widzenia wynosi zapewne około 60°. Mgławica Andromedy, impo­nująca rozmiarami, i pozwalająca na dostrzeżenie wielu szczegółów budowy wewnętrznej, należy niewątpliwie do najbliższych nam spiralnych gromad gwiazdowych.

W jakiej postaci owe zwoje spiralne przedstawiaćby się musiały obserwatorowi, umieszczonemu pośrodku takiej spirali, można to sobie do pewnego stopnia uprzytomnić:

przy odpowiednim rozkładzie zwojów obraz mógłby być bardzo podobny do naszej drogi mlecznej.

Na tej analogii ze spiralnemi mgławicami oparł swe bada­nia budowy drogi mlecznej Easton. Uważa on nasz układ gwiazdowy za jedną z takich mgławic spiralnych. Zwoje spi­ralne są bliżej nas w tych miejscach, gdzie droga mleczna jest szeroką, i przebiegają tem dalej od nas, im węższemi się wydają.

W gwiazdozbiorze Łabędzia nietylko droga mleczna jest najwspanialszą, ale z faktu, że i gwiazdy jaśniejsze tam najgęściej są skupione, wnioskować można, iż znaczniejszy ich procent tu, niż gdzieindziej, odpada na część zewnętrzną. Jest więc rzeczą prawdopodobną, że część drogi mlecznej, widzialna w Łabędziu, znajduje się bliżej nas, niż inne jej części.

Otóż tę część drogi mlecznej uważa Easton za środ­kową część układu spiralnego, od której kilkoma wielkiemi zwojami spiralnemi rozchodzą się formacye drogi mlecznej, opasujące nasze niebo. Zwoje te różnią się od siebie co do długości, jak i co do gęstości rozmieszczenia w nich gwiazd, nie leżą też w jednej płaszczyźnie, lecz odchylają się tylko nieznacznie od pewnej średniej płaszczyzny układu.

Zależnie od tego, czy patrzymy wzdłuż tych zwojów, czy prostopadle do nich, czy promień widzenia w pewnym kierunku przechodzi przez jeden zwój, czy też przez większą ich liczbę, a dalej, czy widzimy je w przybliżeniu w jednej płaszczyznie, czy też o pewien kąt od siebie odchy­lone •— całość przedstawić nam może dokładnie ten obraz, jaki w rzeczywistości przedstawia droga mleczna.

Easton istotnie opracował postać układu, która z wy­nikami obserwacyi w dość dobrej znajduje się harmonii. Postać tę w schemacie przedstawia ryc. 43. Przez odpo­

wiednie dopełnienia możnaby osiągnąć całkowitą zgodność z obserwacyą.

Jednakowoż słabą stroną hypotezy Eastona jest jej ela­styczność. Znaczna liczba zmiennych elementów, które dowolnie kombinować można, pozwala wyjaśnić nietylko budowę drogi mlecznej, ale też skonstruować jakąkolwiek postać dowolną.

VUUO£J

Ryc. 43. Układ gwiazdowy według Eastona.

Przy wielu różnych kombinacyach owych zmiennych ele­mentów można osiągnąć zgodę z danemi obserwacyi — i dlatego nie możemy się dowiedzieć, która z nich jest prawdziwą, a taką jest tylko jedna.

Ażeby tę jedną kombinacyę wynaleść, nie wystarcza kształt geometryczny, lecz trzeba też uwzględnić stronę dynamiczną zagadnienia. Jest to wszakże strona o wiele trudniejsza.

Do dokładniejszych i pewniejszych wyników prowa­dzą badania nad rozmieszczeniem gwiazd w części we­wnętrznej naszego układu gwiazdowego, ponieważ oprzeć się one mogą na materyale stosunkowo ścisłym, jaki przed­stawiają gwiazdy skatalogowane. Materyał ten dla gwiazd jaśniejszych do 9.5 wielkości, obejmujący nie wiele więcej, niż 700,000 pozycyj, nie jest tak wielki, aby opracowanie jego szczegółowe przekraczało możność ludzką; to też opracowywany był on wielokrotnie z rozmaitych punktów widzenia. Bardzo ważne w tej dziedzinie są naprzykład prace Argelandera, Goulda, Seeligera, Stratonowa i in.

Niezależnie od prac katalogowych, już John Herschel, a później Gould, zwrócili uwagę na fakt, iż istnieje pas nieba, w którym zgromadzona jest stosunkowo wielka liczba gwiazd najświetniejszych.

Położenie tego pasa, zwanego, w odróżnieniu od drogi mlecznej, drogą gwiazdową, nie schodzi się z ogólnym przebiegiem drogi mlecznej. Tworzy on z równikiem gala­ktycznym kąt około 25° i przecina się z drogą mleczną w Kasyopei i Krzyżu południowym, t. j. w tych miejscach, gdzie droga mleczna najbardziej zbliża się do biegunów świata. Środek między tymi węzłami zajmują Plejady na półkuli północnej i gwiazdozbiór Niedźwiadka na półkuli południowej.

Obejmuje ta droga gwiazdowa, począwszy od Kasyopei, najjaśniejsze gwiazdy Perseusza, Byka, Oryona, Psa wiel­kiego, Gołębia, Okrętu Argo wraz z jego częściami, Krzyża południowego, Centaura, Wilka, Niedźwiadka, Wężownika, Lutni i Cefeusza. Z gwiazd 1-ej wielkości w drodze gwia­zdowej przypadają: Aldebaran, Rigel, Betelgeuze, Syryusz,

Canopus, a Krzyża, a i /? Centaura, Antares, Atair i Wega. Ponieważ pas drogi gwiazdowej, szeroki na 20 stopni, zajmuje tylko szóstą część nieba, więc, gdyby gwiazdy 1-ej wielkości tak często występowały w pozostałych czę­ściach nieba, jak w tym pasie, to byłoby ich razem z górą 60; tymczasem w drodze gwiazdowej jest ich 11, a na 5 razy większej pozostałej przestrzeni nieba zaledwie 9.

Z dokładniejszego badania rozmieszczenia gwiazd pierw­szych 4 wielkości wynika, że gwiazdy te bardziej syme­trycznie grupują się na dwóch półkulach nieba, określonych przez drogę gwiazdową, aniżeli względem równika gala­ktycznego. Gould wywnioskował stąd, że najbliższe gwia­zdy, w liczbie około 400, wraz z naszem słońcem tworzą oddzielną płaską grupę gwiazd, której płaszczyzna okre­ślona jest przez pas drogi gwiazdowej.

Jaśniejsze światło na tę sprawę rzucają badania Stra- tonowa, któiych wyniki są bardziej ogólne.

Jeżeli gwiazdy pewnej wielkości skupiają się w pewnej części nieba na niewielkiej przestrzeni, to, jak wiemy, jest rzeczą prawdopodobną, że tworzą one izolowaną grupę przestrzenną, a jasność ich określa granice odległości od nas, w których gwiazdy tej grupy są zawarte. Jeżeli dla gwiazd drobniejszych, naprzykład następnej wielkości, stwier­dzamy skupienie w tem samem miejscu, to wnioskujemy, że należą one do tej samej grupy przestrzennej i że roz­ciąga się ona przynajmniej aż do średniej odległości tych gwiazd mniejszych; jeżeli zaś gwiazdy drobniejsze w tem miejscu się nie skupiają, to grupa gwiazd jaśniejszych kończy się bliżej, aniżeli w średniej odległości tych gwiazd mniejszych.

Kierując się temi zasadami, Stratonow zbadał rozmiesz­czenie wszystkich gwiazd katalogu Argelandera na półkuli

północnej, oraz katalogu »Cape Photographie Durchmuste­rung« na półkuli południowej. Dla każdej ¹f_i wielkości oddzielnie, począwszy od 6-ej, wyniki statystyki przedsta­wione są na oddzielnych hemisferach, które dają podstawę do bardzo ciekawych wniosków.

Z pomocą map Stratonowa z łatwością widzimy, jak występują coraz nowe skupienia w rozmieszczeniu gwiazd pewnych wielkości, a znikają w rozmieszzezeniu gwiazd większych lub drobniejszych.

Weźmy naprzykład pod uwagę rozmieszczenie gwiazd pierwszych 6-ciu wielkości na półkuli północnej.

Tabl. I. daje nam o niem bardzo dokładne wyobrażenie. Przedstawia ona rzut północnej półkuli nieba na płaszczy­znę równika świata, środek jej zajmuje biegun północny świata. Podzielona jest ona równoleżnikami i rzutami kół godzinnych na części, w których liczby oznaczają średnią gęstość, t. j. przeciętną liczbę gwiazd w danym kawałku, przypadającą na 1 stopień kwadratowy.

Średnia gęstość całej półkuli wyrażona jest przez 10; liczba więc, mniejsza niż 10, oznacza, że gęstość w danym kawałku jest mniejsza niż średnia. Są to na mapie wszystkie miejsca białe. Miejsca z gęstością większą niż średnia, są oznaczone barwą niebieską, z trzema odcieniami, odpo­wiadającymi gęstości średniej ponad 10, ponad 15 i po­nad 20.

Grubsza linia czerwona przedstawia równik galaktyczny, cieńsze zaś — równoleżniki galaktyczne. Czerwone punkty i gwiazdki są to jaśniejsze gwiazdy, załączone dla łatwiej­szej oiyentacyi. Wreszcie punktowane linie niebieskie ozna­czają te miejsca nieba, w których gęstość gwiazd jest najmniejsza.

Z tablicy I. widzimy, że równik galaktyczny przecho­

dzi przeważnie przez miejsca o gęstości większej, niż śre­dnia, miejsca zaś najmniej gęste są dosyć daleko od niego, ale też w dosyć znacznej odległości od bieguna galakty­cznego; tuż przy samym biegunie znajduje się miejsce, w którem gęstość wynosi 14^, a więc znacznie więcej, niż średnia gęstość całej półkuli.

W ogóle rozmieszczenie gęstości jest dosyć nieregu­larne. Wybitnie występują dwa maxima gęstości. Jedno znajduje się w gwiazdozbiorze Łabędzia ze środkiem nie­daleko gwiazdy a tego gwiazdozbioru; kondensacya ta sięga, rzednąc w miarę oddalania się od środka, z jednej strony do Kasyopei, a z drugiej do gwiazd Orła. Drugie maximum przypada w gwiazdozbiorze Byka i otacza Plejady.

Wnioskujemy stąd, że gwiazdy aż do 6-ej wielkości włącznie, w przestrzeni skupiają się głównie w dwóch kie­runkach, określonych na niebie przez gwiazdozbiory Łabę­dzia i Byka.

Ale jak daleko oba te skupienia ciągną się w przestrzeń ? Pod tym względem zachodzi pomiędzy niemi wybitna ró­żnica, która wynika z porównania mapki na tabl. 1. z in- nemi podobnemi mapkami, ilustrującemi rozmieszczenie na niebie kolejno gwiazd 6.5, 7, 7.5 i t. d. wielkości, które znajdujemy w dziele Stratonowa. Otóż druga z tych kon- densacyj staje się już mniej wybitną dla gwiazd 6.5 wiel­kości, dla których maximum gęstości spada z 22 na 16_r dla gwiazd zaś wielkości 7-ej kondensacya znika już zupełnie. Znaczy to, że skupienie to w przestrzeni w kie­runku Byka sięga co najwyżej do średniej odległości gwiazd 7-ej wielkości, t. j. 25 jednostek gwiazdowych, według po­przednio podanych liczb.

Całkiem odmiennie zachowuje się kondensacya pierwsza. Występuje ona wybitnie w rozmieszczeniu gwiazd wszyst­

kich wielkości aż do 9-ej, jak również w rozmieszczeniu wszystkich gwiazd pierwszych 9-ciu wielkości, jak to wi­dzimy na tabl. 11. Znaczy to, iż skupienie to sięga aż do średniej odległości gwiazd 9-ej wielkości, a prawdopodobnie jeszcze znacznie dalej.

Obok tej głównej kondensacyi widzimy na tabl. II. jeszcze inną mniej wybitną, mającą środek w Woźnicy. W rozmieszczeniu gwiazd najjaśniejszych aż do 6-ej wiel­kości (tabl. I.) niema jeszcze żadnych jej śladów; dostrzegamy ją dopiero u gwiazd 7.5 wielkości, a najwybitniejszą jest u gwiazd 8.5 wielkości. Możemy ją więc uważać za izolo­waną gromadę przestrzenną, która rozciąga się w granicach pomiędzy średniemi odległościami gwiazd 7.5 i 9.5 wiel­kości, t. j. w odległości pomiędzy 20 a 50 jednostkami gwiazdowemi.

Gdyby ta gromada rozciągała się jednakowo we wszyst­kich kierunkach, to gwiazdy, do niej należące, obejmowałyby na niebie płat o promieniu blisko 60°. W każdym razie, nawet przy kształcie gromady bardziej wydłużonym, gwiazdy, należące do niej, widzialne być mogą na niebie w znacznych odległościach od miejsca, w którem najgęściej są zgro­madzone.

Jeżeli słońce nasze jest jedną z licznych gwiazd jakiejś izolowanej gromady gwiazdowej, to gwiazdy tej gromady otaczają nas ze wszystkich stron, widzialne więc też być muszą na niebie we wszystkich kierunkach tak na półkuli północnej, jak i na południowej. Kierunek, w którym gro­mada taka najdalej rozpościera się w przestrzeń, określony jest na niebie przez miejsce największej gęstości gwiazd, w porównaniu z otaczającemi.

Naturalnie, jeżeli kondensaCya nie występuje już u naj­jaśniejszych gwiazd, lecz zaczyna się dopiero u drobniej­

szych, to nasze stanowisko leży poza granicami gromady przestrzennej, odpowiadającej tej kondensacyi.

Jeżeli zaś już gwiazdy najjaśniejsze wykazują na niebie skupienie, to w gromadzie gwiazd, określonej przez to skupienie, może też znajdować się nasze słońce — ale w takim razie rozpościera się ona i z przeciwnej strony słońca, i musi istnieć na niebie kondensacya, dyametralnie przeciwległa tej, którą widzimy nad poziomem. Skupieniom pół­nocnym odpowiadać muszą przeciwległe skupienia południowe.

Rozmieszczenie gwiazd pierwszych 6-ciu wielkości na półkuli południowej przedstawione jest na tabl. III. Znaj­dujemy tu, prócz mniejszych, dwie wybitne kondensacye, z których jedna napełnia gwiazdozbiór Niedźwiadka, druga zaś biegnie wzdłuż Okrętu Argo i dosięga Krzyża połu­dniowego. Otóż pierwsza z nich leży dyametralnie naprzeciw północnej kondensacyi, otaczającej Plejady, druga zaś na­przeciw skupienia w Łabędziu. Ale obie one znikają już w rozmieszczeniu gwiazd 7-ej wielkości.

Stąd wynika, że gromada, ciągnąca się w kierunku Byk — Niedźwiadek, sięga w obu tych kierunkach do równej prawie odległości, i to niezbyt daleko, bo co naj­wyżej do średniej odległości gwiazd 7-ej wielkości; a więc słońce nasze znajduje się niedaleko jej środka.

Co się tyczy gromady, rozciągającej się w kierunku Łabędź — Krzyż, to, jak widzieliśmy, sięga ona bardzo daleko w kierunku Łabędzia, w każdym razie poza średnią odległość gwiazd 9.5 wielkości, w przeciwnym zaś kie­runku — w Krzyżu, na daleko mniejszą odległość, bo tylko conajwyżej do średniej odległości gwiazd 7-ej wielkości. Wynika stąd, że w tej gromadzie słońce zajmuje położenie bardzo ekscentryczne, znajdując się znacznie bliżej krańca południowego niż północnego.

Naturalnie trudno sobie wyobrazić, aby słońce jedno­cześnie było gwiazdą, należącą do dwóch gromad, chyba gdyby się one wzajemnie przecinały. Wyniki, powyżej przy­toczone, należy rozumieć w ten sposób, że w południowej części owej wielkiej gromady znajduje się lokalne zgęszcze- nie, w którem linia maksymalnej gęstości słońc zoryento- wana jest w kierunku Aldebaran — Antares, a płaszczyzna maksymalnej gęstości jest określona przez pas drogi gwia­zdowej.

Jasne gwiazdy tego pasa są to najbliższe nam słońca owego lokalnego zgęszczenia.

Nieznaczna liczba gwiazd 1-ej wielkości, które jaśnieją poza granicami drogi gwiazdowej, a które według wszel­kiego prawdopodobieństwa do tej kondensacyi należą, wska­zuje, iż w kierunku, prostopadłym do płaszczyzny drogi gwiazdowej, posiada ona daleko mniejszą rozciągłość, niż w samej tej płaszczyznie, albo też, że gęstość jej, wraz z od­daleniem się od płaszczyzny gęstości maksymalnej, szybko maleje.

Być może, że możliwem jest jeszcze inne tłómaczenie różnych szczegółów. Bądź co bądź badania te dosyć ściśle określają stanowisko nasze w jednej z gromad, z których jest ¡utworzona część wewnętrzna naszego układu gwiazdowego.

Gwiazdy na półkuli południowej rozmieszczone są da­leko mniej prawidłowo, niż na półkuli północnej. Na pół­nocnej bowiem panującą jest wielka gromada, określona przez skupienie gwiazd w Łabędziu, która obejmuje nasze słońce i do której należą też gwiazdy wszystkich wielkości, począwszy od 1-ej, aż do najmniejszych gwiazd skatalo­gowanych. Na południowej zaś półkuli wszystkie gwiazdy, z wyjątkiem jaśniejszych, należą do szeregu gromad, po­łożonych w różnych kierunkach od nas.

Gwiazdy tych różnych gromad świecą na niebie obok siebie i często tworzą zgęszczenia, którym nie odpowia­dają w tych kierunkach skupienia przestrzenne. Rzeczywisty charakter takich kondensacyj na niebie wypływa dopiero ze szczegółowych badań.

Wszystkie gwiazdy nieba aż do 9.5 wielkości, z wy­jątkiem nieznacznej, stosunkowo liczby, należących do for- macyj właściwej drogi mlecznej, ugrupować można w dzie­więć izolowanych gromad.

Maxima gęstości na niebie, które odpowiadają ich kie­runkom w przestrzeni, prócz trzech wymienionych poprze­dnio, są następujące: w tylnej części Okrętu, w Bliźnię­tach, przy gwieździe rj Okrętu, przy f tyłu Okrętu, w Linii, w Strzelcu. Odległość odpowiednich gromad jest coraz większą w tej kolei, w jakiej wymienione zostały maxima.

Druga i trzy ostatnie z tych gromad ciągną się poza granice średniej odległości gwiazd 9.5 wielkości, podobnie jak nasza gromada słoneczna. Należy więc do nich wiele gwiazd drobniejszych, dla których jeszcze kompletnych ka­talogów nie posiadamy.

Licząc 700,000 gwiazd aż do 9.5 wielkości, wypada przeciętnie na jedną gromadę około 80,000 tych gwiazd; ale doliczając gwiazdy mniejsze, które do tych gromad należą, otrzymalibyśmy liczbę być może kilka razy większą.

XI.

Stwierdzenie faktu, że w najbliższem naszem sąsiedztwie gwiazdy grupują się w jednostki kosmiczne wyższego rzędu, w zbiorowiska gwiazdowe, oddzielone od siebie przestrze­

niami, całkowicie gwiazd pozbawionemi, jest bardzo ważną zdobyczą naukową.

Zdobycz ta jest tem ważniejszą, iż osiągnięcie jej łączy się z wielkiemi trudnościami. Gwiazdy bowiem takich gro­mad różnych na sklepieniu niebieskiem mogą się mieszać ze sobą, stojąc tuż obok siebie, gwiazdy zaś jednej gro­mady mogą znajdować się na niebie daleko od siebie i tem dalej, im bliższą jest gromada; gwiazdy zaś gromady, w której znajduje się nasze słońce, rozsiane są po całem niebie.

Jest rzeczą bardzo ciekawą, czy w części wewnętrznej układu gwiazdowego, który, jak wiemy, rozciąga się pra­wdopodobnie poza średnią odległość gwiazd 11-ej wielkości, i w dalszych jej okolicach gwiazdy grupują się w takie zbiorowiska. Sprawę tę rozstrzyga się dosyć łatwo, gdyż im dalej od nas takie zbiorowisko się znajduje, tem mniej­szą powierzchnię na niebie zajmuje, a więc też z łatwością bezpośrednio może być dostrzeżone.

Licząc średnią odległość gwiazd 9.5 wielkości na 750 lat światła i wiedząc, że w kuli o tym promieniu mieści się 9 izolowanych zbiorowisk, możemy powiedzieć, że na każde z nich średnio przypada kula o promieniu prawie 360 lat światła. Przyjmując, że przerwy między zbiorowiskami zaj­mują przynajmniej tyleż miejsca, co zbiorowiska same, znaj­dziemy przeciętny promień zbiorowiska 280 lat światła, a więc równy prawie średniej odległości gwiazd 7.3 wiel­kości. Zdobywamy w ten sposób pewne wyobrażenie o roz­miarach takiego zbiorowiska.

Gdyby takie zbiorowisko zaczynało się w średniej od- głości gwiazd 1 O-ej wielkości, to widziane byłoby na niebie pod kątem 25°, gdyby zaś zaczynało się w średniej odle­głości gwiazd 11-ej wielkości, widzianeby było jako sku­

pienie lokalne gwiazd o średnicy 17 stopni. Takie skupienia nie mogłyby ujść naszej uwagi, gdyby istniały na niebie poza granicami drogi mlecznej.

W istocie poza granicami pasa drogi mlecznej takich skupień wielkich niema, mgławice zaś nierozdzielne, których jest wielka ilość o postaci przeważnie spiralnej, jak wiemy, są zbiorowiskami gwiazd bardzo odległemi.

Ale i skupienia gwiazd jaśniejszych, o których mowa była poprzednio, wszystkie posiadają swe maxima gęstości w samym pasie drogi mlecznej albo też w bezpośredniem jego sąsiedztwie, skąd wynika, że i najbliższe nam zbioro­wiska rozmieszczone są nie w jakiejś przestrzeni kulistej, lecz w jednej prawie płaszczyźnie, jedna przy drugiej — nie odbiegając w stopniu znaczniejszym od płaszczyzny równika galaktycznego.

Jeżeli zaś przyjmiemy podobne warunki i dla gwiazd odleglejszych, to skupień na niebie, odpowiadających zbio­rowiskom dalszym, nie możemy szukać na całem niebie, lecz tylko w pasie drogi mlecznej lub też bardzo blisko niego. Takich zaś skupień istnieje bardzo wiele, cała droga mleczna, jak wiemy, sprawia wrażenie »jakby ktoś gar­ściami piasek sypał«, co oznacza, że w głównej mierze — jeżeli pominiemy jasne mgławice i ciemną, pokrywającą gwiazdy, materyę — z oddzielnych skupień gwiazdowych się składa. Skupienia te są to zbiorowiska gwiazd, naj- rozmaiciej od nas odległe.

Otóż mamy prawo powiedzieć, że cały nasz układ gwiazdowy wykazuje pod tym względem w budowie swej jednolitość, że składa się z olbrzymiej liczby zbiorowisk gwiazdowych, oddzielonych pustemi, pczbawionemi gwiazd przestrzeniami.

Charakter ten zachowuje nasz układ, począwszy od naj­

bliższych nam okolic, a kończąc na najodleglejszych jego krańcach. Wszystkie te zbiorowiska uszeregowane są obok siebie jedno za drugiem, nie odbiegając daleko od jednej płaszczyzny.

Oko, patrzące w kierunku tej płaszczyzny, napotyka niezliczone gwiazdy, należące do wszystkich zbiorowisk, leżących w promieniu widzenia — i one to powodują zja­wisko drogi mlecznej, które zarazem określa płaszczyznę rozmieszczenia zbiorowisk.

Czy jednakowoż w tej płaszczyźnie zbiorowiska roz­mieszczone są całkiem nieregularnie, bez jakiegoś okre­ślonego porządku? Analogia, poparta wielu danemi obser- wacyjnemi, zdaje się przemawiać za tem, że szeregują się one w olbrzymie zwoje spiralne, i w tem znaczeniu należy, jak się zdaje, pojmować obecnie hypotezę spiralnej postaci naszego układu gwiazdowego.

Musimy też porzucić obecnie podział układu na dwie odrębne części, wewnętrzną i zewnętrzną, który przyjęliśmy w celu ułatwienia naszych rozważań. Dostrzegamy teraz w tym układzie jednolitość, a pozorna dwoistość jest tylko wynikiem naszego położenia w układzie, którego zwoje otaczają nas ze wszystkich stron.

Jeżeli układ nasz ma budowę spiralną, to słońce nasze w jednym ze zwojów tej spirali znajdować się musi, i istnieć musi jeden taki kierunek, w którym wzdłuż tej spirali patrzymy. W tym kierunku gwiazdy wszystkich wielkości na niebie najbardziej muszą się nam wydać sku- pionemi.

Zbiorowisko, w którem znajduje się nasze słońce, któ­rego kraniec w Krzyżu południowym stosunkowo nie bar­dzo jest od nas odległy, na północ ku Łabędziowi rozciąga się znacznie dalej, w każdym razie nie kończy się w śre­dniej odległości gwiazd 9.5 wielkości. Być może sięga

ono poza gwiazdy 11-ej wielkości, a może jeszcze dalej. Kwestyę tę rozstrzygnąć mogą tylko dokładne dane, od­noszące się do tych drobniejszych gwiazd, dane, których dotąd nie posiadamy. Ale jasność części drogi mlecznej w Ła­będziu przemawia za tem, że tak jest w istocie. Tylko w tym jednym kierunku zatem może się ciągnąć zwój spi­rali, wzdłuż którego patrzymy.

Zwój ten odginać się zdaje gdzieś w przepaścistych odległościach na prawo, tworząc jedno z ramion rozwidla­jącej się niedaleko drogi mlecznej, gdy inny zwój, widzialny jako druga odnoga, wkracza do gwiazdozbioru Łabędzia z drugiej strony i krzyżując się tam w perspektywie ze zwojem, wzdłuż którego patrzymy, podnosi jeszcze bardziej blask tej części drogi mlecznej.

Kosmogonia.

Astronomia jest jedną z najstarszych nauk. Przedmiot jej narzucać się musiał każdemu, kto ze świadomością spo­glądał na niebo. To też najdawniejsze ludy miały swoje wyobrażenia o budowie świata, odpowiadające wrażeniom bezpośrednim, jakie odnosili, spoglądając na niebo. Że wrażenia zmysłów są ułudne, o tem dowiedziano się do­piero znacznie później.

Astronomia, jako nauka, miała właśnie za zadanie po­znawać owe złudzenia i odkrywać ten świat rzeczywisty, którego obraz z owym światem złudzeń całkowicie się pokrywa.

Zadanie to, przynajmniej co do zjawisk codziennych i łatwiej dostrzegalnych, zostało w znacznej mierze roz­wiązane, dzięki czemu astronomia zdobyła sobie opinię naj­silniej ugruntowanej i najbardziej wykończonej ze wszystkich nauk przyrodniczych.

Może jest to mniemanie trochę przesadne, w każdym razie dwa wspaniałe uogólnienia, do których-badania astro­nomiczne doprowadziły, stanowią prawdziwy tryumf tej nauki, zwłaszcza też ze względu na konsekwencye, które z nich wynikają.

. Obserwacye ruchów w naszym układzie słonecznym do-

prowadziły do wykrycia regulującej te ruchy siły ciążenia, siły, która okazała się powszechną, gdy stwierdzono jej działanie w najdalszych zakątkach dostępnej dla naszych badań przestrzeni, mianowicie w układach gwiazd podwój­nych, potrójnych i t. d. Jest to pierwsze z poprzednio wspomnianych uogólnień. Drugie uogólnienie jest zdobyczą nowszych czasów. Zawdzięczamy je analizie widmowej, która dostarczyła nam wiadomości co do materyału, z którego zbudowane są bryły wszechświata. Okazało się, że ciała, z któremi codzień mamy do czynienia na ziemi, wchodzą też w skład słońc, odległych od nas na całe setki i ty­siąca lat biegu światła.

Tak więc nauka, która z nieubłaganą konsekwencyą burzyła górne pojęcia o stanowisku ziemi i naszem w przy­rodzie, spychając ziemię do rzędu drobnych brył kosmi­cznych, podległych władzy centralnego dla nich słońca, a dalej słońce samo równając co do znaczenia z niezli- czonemi gwiazdami, rozsypanemi w niezmierzonych prze­stworzach świata, z drugiej strony przez powyższe uogól­nienia połączyła nas z tym wszechświatem nierozerwalnymi węzłami, przez które ziemia i słońce stały się wprawdzie tylko małemi cząstkami, ale cząstkami czegoś niezmiernie wielkiego.

Na tym fakcie łączności, zachodzącej wśród ciał wszech­świata, opierają się naukowe badania kosmogoniczne.

Ale materyał, którym rozporządzamy obecnie, nie wy­starcza do rozwiązania w całej rozciągłości problematu powstania świata materyalnego. Dalecy jesteśmy od po­znania wszystkich uogólnień, które niewątpliwie ze zjawisk przyrody wyczytać się dadzą, natomiast znamy olbrzymią ilość zjawisk, których nie można powiązać z jakiegoś ogól­nego punktu widzenia, być może dla tego, że brak nam

jeszcze wielu ogniw w łańcuchu, do którego należą, a które przyszym pokoleniom uzupełniać wypadnie.

I pod tym względem astronomia bynajmniej nie różni się od innych nauk przyrodniczych, wykończona ona nie jest i nigdy wykończona nie będzie, a to, co wiemy, do tego, czego nie wiemy, ma się tak może, jak układ sło­neczny do tych układów, w których pyłkami są drogi mleczne.

Jeśli teorya kosmogoniczna ma posiadać cechy zupełnej trwałości, to musi być oparta na dokładnej znajomości budowy wszechświata, zmian, jakie we wszechświecie za­chodziły i zachodzą, oraz sił, zmiany te ^powodujących. W rzeczywistości wszystkie te rzeczy znane‘'nam są tylko mniej lub więcej fragmentarycznie. Jeżeli wijt pomimo to umysł ludzki odważa się wyczytać ze znanych zjawisk hi- storyę świata, to musi być przygotowany na to, że wyniki jego dociekań podlegać będą zmianom, w miarę postępu wiedzy.

Ale, zrzekając się poznania prawd bezwzględnych, mo­żemy uważać każdą teoryę kosmogoniczną za dobrą, jeżeli jest prawdopodobna i nie stoi w sprzeczności ze znanymi faktami. .

Można też nie bezzasadnie przypuszczać, Si, jeżeli teorya jest dobra w powyższem znaczeniu, to zmiany, których wymagać będzie dalszy rozwój nauki, nie dotkną kwestyj zasadniczych, lecz tylko dotyczyć będą szczegółów.

Poglądy kosmogoniczne, jak widzimy, rozwijać się muszą wraz z rozwojem astronomii. Historya przekazała nam nie­które kosmogonie z dawnych epok, które dają pojęcie

o wiadomościach astronomicznych ich autorów.

Weźmy za przykład kosmogonię biblijną. Wypływa z niej, że jej twórca w pojęciach o świecie nie wyszedł

po za granice tego, co daje bezpośrednie wrażenie zmy­słowe. Ziemia jest dla niego ograniczona płaską powierzchnią, na której wspiera się materyalne sklepienie nieba. Pośród ciał niebieskich rozróżnia on tylko słońce, księżyc i gwiazdy, a więc ciała te zwracają jego uwagę tylko najbardziej ude- rzającemi cechami. Nie zajmuje go strona istotna tych zja­wisk, jako racya ich bytu wystarczają mu względy utyli­tarne. Świat stworzony został przez Boga tak, ażeby przy- jemnem i szczęśliwem było życie człowieka.

Nie sądzę, ażeby tu było miejsce do przytaczania badań i rozumowań teologów, mających na celu wytworzenie zgody pomiędzy wiarą a wiedzą, w szczególności wykazanie zgo­dności kosmogonii biblijnej z wynikami współczesnej nauki. Chodzi tu o stronę czysto przyrodniczą. Pogląd na świat, jako na coś niezmiennego i trwałego od chwili aktu stwo­rzenia, zawarty implicite w kosmogonii biblijnej, jest wspólny wszystkim kostnogoniom dawniejszym: wszystkie one wszech­świat w tej postaci, jak go sobie wyobraża współczesna im wiedza, uważają za bezpośredni wytwór sił nadprzyro­dzonych. I w istocie, skoro w pewnej chwili z niczego powstał świat, to musiał istnieć ktoś przed światem, co go stworzył. Skoro więc przyjmuje się stworzenie świata, wypływa stąd bezpośrednio istnienie Boga.

Jednakowoż można wprost odrzucić stworzenie świata, t. j. uważać go za wieczny i w tej postaci, w jakiej go wi­dzimy, niezmienny, jak to uczynił np. Arystoteles, który nie mógł się zadowolić jakimkolwiek pomysłem kosmogonicznym. Ale i takie postawienie kwestyi wprost wyklucza wszelkie dociekania kosmogoniczne i, podobnie jak hypoteza przed­wiecznego stwórcy, umysłu przyrodnika zadowolić nie może.

Nieodzownem założeniem, które na wstępie wszelkich rozważań kosmogonicznych zrobionem być musi, jest to,

iż wszechświat w postaci dzisiejszej nie trwa nieskończenie długo, że postać ta wytworzyła się z innej wcześniejszej i istnieje skończoną ilość jednostek czasu, zresztą dowolną ilość dowolnie wielkich jednostek.

Założenie to nie może być zrobione a priori, lecz musi mieć swoje uzasadnienie w faktach, dostępnych dla naszych spostrzeżeń.

Mogą tu zachodzić dwie możliwości. Albo dzisiejsza postać świata istnieje niezmiennie od pewnej chwili, którą nazwijmy chwilą stworzenia-—w takim razie obserwacya po- winnaby stwierdzić jakiś ślad owego aktu twórczego nie­zależnie od samego wyniku. Albo też postać ta jest zmienną, a więc akcya twórcza nie była momentalną — w takim razie ślady owych kolejnych zmian powinnyby dać się stwierdzić badaniem i obecnie, tembardziej jeżeli takie zmiany zachodzą jeszcze i teraz.

Badania naukowe prowadzą do wniosku, iż czynność światotwórcza z nieprzerwaną ciągłością stopniowo do­prowadziła wszechświat do tego stanu, który jest nam współczesny, i że czynność ta trwa i obecnie z nieosła- bioną energią.

Oczywiście, nie wszystkie zmiany, które zachodzą we wszechświecie, są uchwytne dla zmysłów naszych. Praca sił przyrody rozkłada się na miliony lat i tylko w wynikach swoich przedstawia się naszym zmysłom. Wystarczy wspo­mnieć o zmianach w zewnętrznych warstwach kuli ziemskiej,

o których nas poucza geologia. Niedostępnymi dla oka iiaszego są powolne procesy, które zmieniają stan odległych brył niebieskich,, ale pomimo to zjawiska, które spostrze­gamy, dają nam prawo do wnioskowania, że procesy te odbywają się nieustannie. Zobaczymy to w dalszym ciągu.

Zresztą tym powolnym procesom kosmicznym towa­

rzyszą zjawiska szybko zmienne, dostrzegalne dla nas i po­zornie przemijające bez wpływu na dalszy bieg rzeczy w przyrodzie. Za przykład niechaj posłużą nieustanne zmiany pogody na ziemi, plamy i protuberancye na słońcu, zmiany jasności gwiazd i t. p.

Zjawiska takie oraz im podobne jednakowoż są tylko widomym objawem innych potężniejszych, są drobnym ry­tmem wszechświatowej zmienności — jak o tem przekonało nas głębsze wniknięcie w naturę tych zjawisk oraz uprzy­tomnienie sobie śladów, jakie po długich epokach pozo­stawić po sobie muszą. Krople wody, jak wiemy, rozsa­dzają kamienie.

Poznanie owych zmian we wszechświecie doprowadziło do poglądu ewolucyjnego w dziedzinie kosmogonii.

Badaniem zmian, zachodzących w otaczającej nas przy­rodzie, zajmują się wszystkie nauki przyrodnicze. Z tych badań wynika, że niema we wszechświecie zjawisk izolo­wanych, niezależnych od innych zjawisk, owszem zawsze wniknięcie głębsze w warunki powstania zjawiska wykazuje, iż warunki dla jednakowych zjawisk muszą być jednakowe. A dalej w uszeregowaniu zjawisk dostrzedz można pewną stałą kolejność, narzucającą myśl, że zachodzi między niemi ścisły związek, który też określono, jako związek przyczynowy.

Uchwycono, jednem słowem, pewne normy, pewne sche­maty, według których zjawiska zachodzą, i uczyniono je zależnemi od pewnych niezmiennych praw, t. zw. praw przyrody.

Obok samych zjawisk istnieje coś, co jest dla nich podkładem, obok zmian istnieje coś, co zmianom ulega, co podlega owym wyżej wymienionym prawom. To coś nauka nazwała materyą. Istoty materyi, ani istoty praw przyrody nie znamy, z dociekań ludzkich to tylko wypływa,

że materya jest niezniszczalną i że wytworzyć jej nie można, a dalej, że ulega ona prawom przyrody nieprzer­wanie i niezmiennie.

Widzimy stąd, że pogląd ewolucyjny, o którym wyżej wspomnieliśmy, nie dotyczy całości wszechświata, ewolucyi podlega tylko materya w sposób określony przez prawa przyrody. Sama istota materyi oraz prawa przyrody są czemś trwałem i niezmiennem.

Przyjmując te dwa niezmienniki za podstawę dalszych swoich dociekań, nauka dzisiejsza, jak łatwo zauważyć, w stosunku do najpierwszych początków bytu stoi na tern samem stanowisku,, co wszystkie dawne kosmogonie. Albo materya i prawa przyrody istnieją wiecznie, albo zostały stworzone z niczego. Aby przyjąć pierwszą z tych alter­natyw, trzebaby udowodnić, że atrybut wieczności wypływa ze znanych istotnych cech materyi; tego wykazać nie możemy, bo w ogóle samo pojęcie wieczności leży poza granicami ludzkiego umysłu i wytworzyło się, jako pojęcie graniczne skończoności.

Ale i drugiej alternatywy, że materya i prawa przyrody pojawiły się w pewnym momencie, a przedtem ich nie było wcale, również umysł ludzki ogarnąć nie może — i w tern tkwi źródło wszelkich religij, wprowadzających czynniki nad­przyrodzone. Jestto oczywiście najłatwiejszy sposób roz­wiązywania trudności, a raczej tylko ucieczka przed trudno­ściami, która badaczowi przyrody nie przystoi.

Kosmogonia przyrodnicza, jak widzimy, posiada granice, poza które przekroczyć nie możemy, ale też w tych gra­nicach zadanie jej jest ściśle określone.

Skoro znajomość praw przyrody pozwala nam na okre­ślenie kierunku, w którym ewolucya świata się odbywa, to na podstawie tych samych praw, cofając się wstecz,

zbliżymy się do pewnej granicy, poza którą dalsze stoso­wanie tych praw staje się już niemożliwem; idąc zaś na­przód, znów dojdziemy do kresu, poza który dalsza kon- strukcya myślowa nas już nie zaprowadzi.

W tych tylko granicach, które nazwijmy przyrodniczym początkiem i końcem świata, wszelka kosmogonia przyro­dnicza obracać się musi, a zadaniem jej jest zbadać wszyst­kie etapy pochodu świata pomiędzy przyrodniczym po­czątkiem a przyrodniczym końcem świata. Rozwiązanie takiego zadania w zasadzie trzeba uważać za możliwe. Co w tym przedmiocie zdołano zdziałać dotychczas, zobaczymy później.

Nie możemy tu pominąć uwagi, dotyczącej zasadniczych punktów oparcia przyrodniczej kosmogonii, t. j. nieznisz- czalności materyi i niezmienności praw przyrody.

Do tych zasad doprowadziły nas bardzo sumienne i ścisłe badania. Ale badania te nie dają nam absolutnej pewności, ponieważ warunki, w których one robione być mogą przez człowieka, ograniczone są środkami, dostępnymi dla człowieka. Niewątpliwie we wszechświecie istnieć mogą i istnieją warunki, których człowiek wytworzyć nie jest w stanie. A dalej badania nasze obejmują tylko nader krótki okres czasu, więc, ściśle rzecz biorąc, wyniki ich tylko dla tego okresu są ważne. Jeżeli wyniki doświadczeń ziemskich uogólniamy na cały wszechświat i na cały czas jego istnienia, to czynimy tylko pewnego rodzaju ekstra- polacyę myślową.

Biorąc zasadę ewolucyi w jaknajszerszem znaczeniu, możnaby zapytać, czy ilość materyi we wszechświecie w istocie jest stałą? może tworzy się ona nieustannie, a może też jej bez przerwy ubywa, tak iż z czasem cał­kiem zniknie? może jednocześnie tworzy się ona w jednem

miejscu, w innem zaś znika? A dalej czy prawa przyrody w istocie z biegiem czasu nie ulegają zmianom, czy nie są one tylko zmiennym objawem jakichś praw ogólniejszych i stalszych?

Pytania te bynajmniej nie są nierozsądne, ale stawianie ich o tyle jest bezużytecznem, że muszą one pozostać bez odpowiedzi. I musimy wprost zapomnieć o tych wątpli­wościach, jeżeli chcemy zbudować jakąś przyrodniczą te- oryę kosmogoniczną.

Oprócz materyi tej, której istnienie wypływa z naszych spostrzeżeń zmysłowych, fizyka dzisiejsza przyjmuje istnie­nie jeszcze pewnej substancyi, zwanej eterem, bez której wielu zjawisk fizycznych nie dałoby się wyjaśnić. Jest to niewątpliwie substancya hypotetyczna, ale posiada wszelkie pozory bytu realnego. Własności tej substancyi są wprawdzie tylko teoretycznymi postulatami, ale, uważane za rzeczy­wiste, prowadzą do wniosku, że różni się ona bardzo od właściwej materyi, która wielu z tych własności nie posiada. Wpływ eteru na zjawiska, zachodzące w materyi, według poglądów współczesnych, jest olbrzymi, a obok tego wszelkie t. zw. działania na odległość przypisuje się jego pośrednictwu. Związek pomiędzy eterem, materyą i pra­wami przyrody dotychczas nie jest wyjaśniony, aczkolwiek nie brak licznych prób w tym kierunku. W samym akcie stworzenia eter pominięty być nie może, natomiast z roz­ważań procesów kosmogonicznych można pojęcie eteru wyrugować, traktując te procesy czysto zmysłowo, nie wdając się w ich znaczenie filozoficzno-przyrodnicze.

Zwróćmy więc oczy w głębie wszechświata i przyj­rzyjmy się, w jakich stanach i postaciach występuje w nim materya.

Pomijając te stany i postaci, w których materya wy­

stępuje na ziemi, weźmy pod uwagę tylko olbrzymie je} konglomeraty kosmiczne. Tu uderzają nas skupienia mate- ryi o regularnym kształcie kulistym. Do takich należy prze- dewszystkiem nasza ziemia, wszystkie planety i księżyce, oraz środkowa bryła całego układu naszego — słońce.

Wychodząc po za granice naszego układu, spostrzegamy olbrzymie liczby gwiazd, które, skutkiem swych wielkich odległości, nawet przez najdoskonalsze szkła przedstawiają się nam tylko jako punkty świecące, a więc kształtu ich rozpoznać nie możemy. O kształcie gwiazd wnioskujemy przez analogię. Można sobie wyobrazić, że słońce nasze zostało przeniesione na tę odległość, w której znajdują się gwiazdy, a prosty rachunek pokazuje, że z tej odległości słońce również przedstawiałoby się nam jako punkt świe­tlany, jako gwiazda; z drugiej strony, gwiazdy pod wzglę­dem swej budowy i stanu fizycznego wykazują te same cechy ogólne, co nasze słońce.

Wnioskujemy stąd, iż gwiazdy są to bryły kosmiczne tego samego typu, co słońce, a więc posiadają ten sam, co słońce, kształt kulisty.

Pośród owych kul kosmicznych odróżniamy ciemne, pozbawione własnego światła, oraz jasne, samoświecące.. Do pierwszych należą wszystkie bryły naszego układu sło­necznego z wyjątkiem słońca, widzimy je, ponieważ odbi­jają ku nam padające na nie promienie słoneczne. Ale ta­kie ciemne bryły znajdują się i po za granicami naszego układu, natomiast stwierdzenie ich tylko w bardzo nielicz­nych przypadkach jest możliwe.

Istnieją we wszechświecie gwiazdy, których jasność się zmienia. Przyczyny owej zmienności są rozmaite, jedną z nich jest ta, iż pomiędzy nami a gwiazdą przesuwa się ciemna bryła, która nam gwiazdę przysłania. Gwiazda

i bryła ciemna tworzą ze sobą układ, w którym obie skła­dowe układu poruszają się dokoła wspólnego środka cięż­kości według praw ciążenia powszechnego, pozostając zaw­sze w jednej płaszczyźnie.

Ażeby zaćmienie, jak wyżej wspomniane, mogło być dla nas widzialne, musi płaszczyzna tych ruchów przecho­dzić przez ziemię, lub — co ze względu na dzielącą nas od gwiazd odległość jest równoznacznem — przez słońce. Płaszczyzny te w ogólności mogą mieć wszelkie możliwe położenia, i takie specyalne położenie, warunkujące widzial­ność zaćmienia, jest tylko wyjątkowe. Pomimo to gwiazd zmiennych tego typu znamy już kilkadziesiąt, a odkrycia nowych są coraz częstsze. Stąd wnioskować możemy, jak olbrzymia być musi liczba tego rodzaju układów wogóle, a więc i brył ciemnych.

Oczywiście nie należy sądzić, aby bryły ciemne wystę­powały tylko w układach wspomnianego typu, których ce­chą charakterystyczną są nader małe odległości pomiędzy tworzącemi je ciałami, a w związku z tem bardzo krótkie, kilka dni, a nawet tylko kilka godzin wynoszące okresy obiegu. Istnieją też układy bardzo rozległe, w których na je­den obieg potrzeba dziesiątków, setek, a nawet tysięcy lat;

i w takich układach znajdować się mogą bryły ciemne, ale zaćmienia, przez nie powodowane, powtarzające się w tak wiel­kich odstępach czasu, nawet gdyby przez kogoś były do­strzeżone, nie dałyby się następnie sprawdzić, a więc nie da­wałyby też podstawy do jakichś uzasadnionych wniosków.

Ale istnienie mas niewidzialnych w bliskości gwiazd zdradza się przez ruchy, które jasna gwiazda dokoła wspól­nego z ciemną gwiazdą środka ciężkości wykonywać musi. W ten sposób wywnioskowano istnienie brył w bliskości gwiazd Syryusza i Procyona, które dopiero znacznie pó­

źniej, po udoskonaleniu przyrządów astronomicznych, jako drobne gwiazdki dostrzedz zdołano. W innych wypadkach podobnych, jak n. p. w układzie £ Raka, 70 p. Wężownika

i in., bryły te zapewne są w istocie całkiem ciemne, po­nieważ dotąd ich nie wykryto.

Tu należy zwrócić uwagę, że bryły, o których mówi­liśmy, pod względem swych rozmiarów i masy są tego samego porządku wielkości, co i jasne, a więc nie należy sądzić, ażeby świecenie było powszechnym przywilejem wielkich mas, brak zaś światła dowodził mniejszych roz­miarów. Wniosek ten, który możnaby wyprowadzić ze stanu rzeczy, zachodzącego w naszym układzie słonecznym, nie znajduje potwierdzenia w świecie gwiazd.

Jak zobaczymy później, jasność — stan słoneczny — jest tylko cechą pewnych etapów w pochodzie kosmogoni- cznym ciał niebieskich — i to stosunkowo krótkotrwa­łym — po którym gwiazda staje się brvłą ciemną na czas nieokreślony.

Wynika stąd,' że wogóle ciemne bryły we wszechświecie

0 wiele muszą być liczniejsze od jasnych. Pomijając wspom­niane poprzednio wypadki, dowiadujemy się o ich istnieniu rzadko i to, rzec można, tylko przypadkowo. Mamy na myśli zjawisko gwiazd nowych, które nagle ukazują się w miejscach nieba, gdzie przedtem ani śladu jakiejś gwia­zdy nie było. Obszerniej o gwiazdach nowych była mowa w jednym z poprzednich artykułów tego zbioru.

Gwiazdy nowe widzialne są zazwyczaj krótko, cza­sem tylko parę tygodni lub miesięcy, poczem znowu zni­kają. Nie ulega wątpliwości, że nie tworzą się one nagle

1 wkrótce przestają istnieć, lecz że stają się nagle wi- dzialnemi i wkrótce gasną. W tych wypadkach katastrofa kosmiczna, której bryła ciemna uległa, odkrywa nam jej

istnienie. Te niezliczone ciemne bryły, które w krótkim okresie naszego żywota katastrofom nie ulegają, ukryte są dla naszych oczu.

Gwiazdy we wszechświecie występują jako słońca po­jedyncze, albo też w układach po dwie, trzy i więcej, zwią­zane ze sobą wzajemnem ku sobie ciążeniem. Oprócz tych układów, prostych stosunkowo, złożonych z kilku zaledwie indywiduów, spotykamy na niebie zbiorowiska, złożone z setek i tysięcy słońc.

Zbiorowiska te są tak odległe, iż dotychczas wewnątrz nich nie udało się stwierdzić ruchów, któreby niezbicie poświadczyły, iż mamy tu do czynienia w istocie z jaki­miś układami wyższych rzędów, a nie tylko z jakiemś złu­dzeniem perspektywicznem. Ale w wielu wypadkach kształt zbiorowisk jest tak dobrze określony, iż sam on wystar­cza do przeświadczenia się, że w istocie między gwiaz­dami tych zbiorowisk istnieje związek ściślejszy, aniżeli między gwiazdami wogóle. Występują tu zazwyczaj formy eliptyczne, kuliste, a szczególnie często spiralne, — formy, które mogły się utworzyć tylko pod wpływem sił, działa­jących analogicznie na wszystkie gwiazdy zbiorowiska.

Niektóre z tych zbiorowisk są od nas tak odległe, a skutkiem tego gwiazdy w nich tak skupione, iż oddziel­nych gwiazd wcale rozróżnić nie możemy i odnosimy tylko sumaryczne wrażenie słabo świecącej plamy; takie zbioro­wiska noszą nazwę mgławic, a właściwy ich charakter tylko za pomocą spektroskopu z pewnem prawdopodobień­stwem wykazany być może. Najczęściej na brzegach takich mgławic dostrzega się w ogromnych ilościach oddzielne gwiazdy, ale dalej od brzegów w kierunku środka sku­piają się one bardziej i zlewają ze sobą.

Gromady kuliste należą do dosyć częstego typu zbio-

rowisk gwiazdowych. Ryc. 44 przedstawia najwspanialszą z nich, gromadę Q Centaura. Koncentracya gwiazd ku środ-

kowi jest tak wielka, iż już w znacznej odległości od środka zlewają się one w nierozdzielną plamę. Dla gołego oka tysiące słońc, z których składa się ta gromada, łączą się w jeden punkt świetlany, o jasności gwiazdy 5-ej wielkości.

Ryc. 45. Gromada kulista w Herkulesie.

Rycina nasza przedstawia tę gromadę według fotografii, otrzymanej przez Gilla na przylądku Dobrej Nadziei.

Nie wiele co do świetności ustępuje poprzedniej połu­dniowej gromadzie kulistej wielka gromada w Herkulesie M. 13 na półkuli północnej nieba (ryc. 45). Na powierzchni

nieba, nie przenoszącej ¹/₆ tarczy księżyca, którą zajm uje gromada, skupia się z górą 1000 gwiazd od 11 -ej do 14- ej wielkości, a liczba gwiazd do (6-ej wielkości przekracza 3000. Gromada ta widzialną jest gołem okiem, jako słaba

Ryc. 46. Gromada kulista w Pegazie.

plamka, a przez teleskopy jako okrągła tarcza, w której tylko jaśniejsze gwiazdy, bliżej brzegu się znajdujące, wi­dzieć można oddzielnie.

Do piękniejszych gromad kulistych należy też gromada _f w Pegazie M. 15, którą wyobraża ryc. 46. Nie jest ona

widzialna gołem okiem, ale jest bogatszą w gwiazdy, aniżeli na­wet gromada Herkulesa. Ryciny 45,46 i 47 są reprodukcyami zdjęć, dokonanych przez Ritcheya w obserwatoryum Yer- kes (Chicago).

Przykłady mgławic spiralnych, mianowicie mgławice

Ryc. 47. Mgławica spiralna w Psach gończych.

w Andromedzie (ryc. 41) i w Niedźwiedzicy Wielkiej (ryc. 42), poznaliśmy w poprzednim artykule.

Mgławica w Andromedzie jest skupieniem niezliczonych gwiazd, które prawdopodobnie na miliony liczyć trzeba, acz­kolwiek oko nieuzbrojone zaledwie ją dostrzega, jako drobną mglistą plamę.

Jedną z najpiękniejszych mgławic tej kategoryi jest mgławica w Psach gończych M. 51. Ze środkowego jądra (ryc. 47) wychodzą dwa zwoje spiralne, z których jeden kończy się jasną mglistą koncentracyą. Nieliczne gwiazdy, które w bliskości mgławicy i między jej zwojami widnieją, znajdują się z nią tylko w sąsiedztwie perspektywicznem.

Ryc. 48. Mgławica spiralna w Trójkącie.

Budowę spiralną ma również mgławica w Trójkącie M. 33, przedstawiona na ryc. 48. Tu jednakże widzimy już większą chaotyczność form, zwoje, tworzące w niektórych miejscach skupienia gwiazdowe, w innych są porozrywane lub też ciągną się wątłemi smugami mglistemi. Pomijając tę chaotyczność, mgławica ta w charakterze przypomina mgła­wicę Andromedy.

Ale nie tylko w takich zbiorowiskach i mgławicach spotykamy się z faktem grupowego występowania gwiazd. Z głębszych studyów nad rozkładem gwiazd na niebie wogóle okazuje się, że i pozornie całkiem izolowane gwiazdy przecież należą do jednego wielkiego zbiorowiska. Nasze niebo gwiaździste posiada nader charakterystyczny rys odrazu każdemu wpadający w oczy, posiada t. zw. drogę mleczną, t. j. pas, w którym gwiazdy skupione są w nieprzeliczonych ilościach. W innych częściach nieba gęstość rozmieszczenia gwiazd jest znacznie mniejsza, ale ze statystyki gwiazd okazuje się, że gęstość ta zwiększa się stale, w miarę zbli­żania się od biegunów drogi mlecznej do pasa drogi mlecznej.

Obszernie zagadnieniem drogi mlecznej zajmowaliśmy się w poprzednim artykule p. t. »Budowa świata«. Wniosek, do którego badania w tej sprawie doprowadziły, jest ten, że wszystkie gwiazdy naszego nieba, nie wyjmując naszego słońca, należą do jednego zbiorowiska, które nazwijmy układem drogi mlecznej. W jakim stosunku do tego układu znajdują się nierozdzielne zbiorowiska gwiazdowe, widzialne w wielkich ilościach po za granicami pasa drogi mlecznej, a szczególnie gęsto skupiające się w okolicy biegunów ga­laktycznych, na to pytanie dziś z całą stanowczością odpo­wiedzieć nie można.

Przypuszczając naprzykład, że odległości wzajemne gwiazd wewnątrz zbiorowisk są tego samego rzędu, co od­ległości, dzielące gwiazdy w najbliższem naszem sąsiedztwie,

i obliczając stąd odległości, w których dwie gwiazdy tak od siebie odległe, zlewałyby się w jeden punkt, znaleźli­byśmy liczby znacznie przewyższające te, które z prawdo­podobnych hypotez wypływają dla średnicy układu drogi mlecznej. Znaczyłoby to, że zbiorowiska te leżą po za gra­nicami naszego układu gwiazdowego i są jednostkami ko-

•smicznemi tego samego rzędu, co nasze zbiorowisko drogi mlecznej, w którem słońce nasze jest jedną tylko gwiazdą.

Aczkolwiek takie przypuszczenie co do wzajemnej od­ległości gwiazd w zbiorowiskach pozbawione jest głębszej podstawy, to nie ma też w niem nic nieprawdopodobnego. Skoro zawieszeni jesteśmy w przestrzeni nieskończenie roz­ległej, czyż nie możemy uważać za możliwą odległość, z której cały wielki układ drogi mlecznej przedstawiałby się jako niewielka plamka, a nawet całkiem przestał być widzialnym? Wystarczałaby odległość 100.000 lat światła, ażeby nie wydawał się większym od mgławicy w Andro­medzie, jak ją z ziemi widzimy.

Materya, przedstawiająca się nam w postaci gwiazd

i zbiorowisk gwiazdowych, wykazuje długotrwałe działanie pewnych kształtujących i porządkujących sił; przytem bu­dowa jej w tych utworach, jak świadczą badania widmowe, jest bardzo skomplikowana. Jeżeli ewolucya materyi od­bywa się w tym kierunku, iż budowa jej coraz bardziej się komplikuje, a zarazem kształt oddzielnych konglome­ratów staje się bardziej regularnym, to powinny też wy­stępować we wszechświecie skupienia materyi mniej skom­plikowane i mniej regularne.

W istocie, pośród mgławic zdołano za pomocą spektro­skopu wykazać dwa odrębne rodzaje: jedne, dające widmo ciągłe, jak gwiazdy — a więc złożone z gwiazd, oraz inne, dające widmo emisyjne liniowe, charakterystyczne dla roz­żarzonych gazów.

Te ostatnie utwory kosmiczne przedstawiają nam ma- teryę w znacznie pierwotniejszym stanie, aniżeli konglo­meraty gwiazdowe, w których materya skoncentrowaną yostała ku pojedyńczym środkom, opróżniając wielkie prze­strzenie, pomiędzy nimi zawarte.

W mgławicach gazowych materya zapełnia przestrzeń nieprzerwanie, a więc musi być też o wiele bardziej roz­rzedzona.

1 tu zresztą spotykamy już często kształty regularne, a więc objawy sił, dążących do zamknięcia materyi w okre­ślonych granicach. Naprzykład t. zw. mgławice planetarne, przedstawiające się w teleskopach, jako okrągłe, słabo świecące tarcze, przeważnie należą do kategoryi gazowych; są to więc olbrzymich rozmiarów świecące kule gazowe.

Ciekawym nader typem mgławic gazowych są mgła­wice pierścieniowe, jak np. sławna mgławica w Lutni (ryc. 40.) Tu materya w kształcie olbrzymiego, prawdopodobnie okrą­głego (aczkolwiek nam skutkiem położenia rzutowego przed­stawia się w postaci eliptycznej lub owalnej) pierścienia, otacza przestrzeń jeżeli nie zupełnie próżną, to przecież w znacznym stopniu opróżnioną — być może na rachunek koncentracyj gwiazdowych, wewnątrz pierścienia widzial­nych. W utworach tej kategoryi wybitnie występuje ten- dencya koncentracyi materyi w kierunku obwodu.

Postać pośrednią między mgławicami kulistemi a pier- ścieniowemi przedstawia mgławica planetarna w Niedźwie­dzicy Wielkiej M. 97. (ryc. 49.). Jest to okrągła jasna plama, w której środku widoczny jest ciemniejszy nieco podłużny kanał, świadczący o tern, iż proces odśrodkowego skupiania się materyi w tej mgławicy już dosyć daleko naprzód jest posunięty. Jasna gwiazdka w samym środku mgławicy należy oczywiście do grupy gwiazd, widzialnych w bliskości mgławicy, i znajduje się znacznie bliżej.

Zdaje się wszakże, że całkiem chaotyczne, bezkształtne masy kosmiczne są najbardziej rozpowszechnionym typem mgławic gazowych. Tu skupianie się materyi i działanie sił wewnętrznych nie doprowadziło jeszcze do wytworzenia się

jakichś form regularnych, dających się w prosty sposób zdefiniować. Pomimo to i sam kształt tych utworów, a przedewszystkiem różnice jasności, dostrzegane w ich od­dzielnych częściach, świadczą, że zachodzi tam gwałtowny ruch materyi i skupianie się jej w pewnych miejscach kosztem materyału miejsc sąsiednich.

«

c.

m¹

Ryc. 49. Mgławica planetarna w Niedźwiedzicy Wielkiej.

W ogólności stopień jasności jest dla nas w tych dzie­dzinach miarą większego- lub mniejszego zgęszczania się materyi — miarą, jak zobaczymy później, dosyć uzasa­dnioną. Owo stopniowanie jasności, o którem stosunkowo niewiele mogły powiedzieć bezpośrednie badania telesko­powe, odkryło nam dopiero w całej pełni zastosowanie fotografii w badaniach astronomicznych. Oko, odbierające

wrażenia świetlne momentalnie, nie może zsumować wrażeń, kolejno po sobie następujących. Energia świetlna, działająca na płytę fotograficzną, tem silniejsze pozostawia ślady, im dłużej trwa to działanie. Wystawiając więc płytę dostate­cznie długo, możemy utrwalić na niej takie utwory nie-

Ryc. 50. Mgławica w Łabędziu.

bieskie, które, z powodu nader małej ilości wysyłanego światła, wiecznie dla oczu naszych byłyby ukryte.

O ogromnych ilościach materyi nieskupionej i nieufor- mowanej, napełniających gwiazdozbiory drogi mlecznej, mó­wiliśmy w poprzednim artykule. Tam też cały szereg ilu- stracyj daje pewne wyobrażenie o chaotycznym jej stanie. Szczególnie ciekawe są w drodze mlecznej, mianowicie w gwiazdozbiorach Łabędzia i Perseusza, mgławice w po­staci smug, uszeregowanych w długie linie, ciągnące się

Ryc. 51. Mgławica w Jednorożcu.

wzdłuż na dziesiątki stopni. Ma się wrażenie, że linie te tworzą jedną całość, i że pomiędzy mgławicami takiej linii istnieje łącznik materyalny, chociaż niewidzialny. Przykład takiej smugi mgławicowej w Łabędziu przedstawia ryc. 50.

Materya koncentruje się tu w delikatne nitki, wytwarzając charakterystyczną dla tych mgławic budowę żyłkowatą.

Do piękniejszych okazów mgławic bezkształtnych należy mgławica w Jednorożcu, przedstawiona na ryc. 51. według fotografii Robertsa. Z pomocą lunet w tem miejscu do- strzedz można trzy gromadki gwiazdowe o nieco zamglo- nem świetle gwiazd. Fotografia stwierdza, że wszystkie te gwiazdy otoczone są mgławicą, której rozproszone części, niewidzialne wcale dla lunet, pokrywają znaczny płat nieba.

Najjaśniejszą ze wszystkich mgławic nieregularnych jest przedstawiona na ryc. 52. mgławica w mieczu Oryona. Widzialna jest ona nawet gołem okiem, jako mglista jasność, otaczająca środkową gwiazdę miecza. Wspaniałe zdjęcie, dokonane przez Ritcheya z pomocą dwustopowego reflektora przy jednogodzinnej ekspozycyi w Yerkes Obserwatory, po­zwala dostrzedz wiele szczegółów chaotycznego rozmiesz­czenia materyi w tej mgławicy. Szczególnie wyraźnie wy­stępuje delikatna budowa części mniej jasnych.

Szczegóły najjaśniejszej części środkowej lepiej wy­stępują na ryc. 53., która przedstawia zdjęcie tej części również przez Ritcheya wielkim 40-calowym refraktorem przy trzygodzinnem wystawieniu kliszy. Powiększenie na drugiej z wymienionych rycin jest 5 razy większe niż na pierwszej. Dla porównania obu rycin strzałki, umiesz­czone na brzegach, wskazują na tę samą gwiazdę, środkową z trzech, które bardzo wyraźnie widzialne są na ryc. 53., na ryc. zaś 52. tylko słabo odznaczają się na jasnem tle mgławicy.

Na ryc. 53. widzimy, że i centralna część mgławicy nie jest złożona z materyi jednolitej, lecz utworzona jest z części, bardzo różniących się jasnością, nie wykazujących zresztą żadnych regularnych kształtów.

Ryc. 52. obejmuje powierzchnię nieba, równą ²/₃ tarczy księżyca; ale od właściwej mgławicy Oryona materya mgli­sta rozciąga się na wszystkie strony, wykazując łączność z innemi koncentracyami, dostrzegalnemi w granicach

I

Ryc. 52. Mgławica Oryona.

całego gwiazdozbioru Oryona, na powierzchni olbrzymiej, dochodzącej do 30 stopni kwadratowych.

W przypadkach podobnych ujawnia się olbrzymia do­niosłość badaniu fotograficznego. Tam, gdzie za pomocą lunet odkrywano szereg oddzielnych mgławic, niekiedy na­wet przedzielonych znaczniejszemi odległościami, fotografia

wykazuje często, że przestrzenie między temi mgławicami nie są bynajmniej puste, lecz że i tam również znajduje się materya, chociaż znacznie słabiej świecąca. Owe jasne mgławice, dostrzegalne optycznie, są więc tylko lokalnemi

Ryc. 53. Część środkowa mgławicy Oryona.

zgęszczeniami w łączącej je i sięgającej daleko poza nie mgła wicy fotograficznej.

Za pomocą lunet zauważono naprzykład, że główne gwia­zdy Plejad otoczone są mgławicami. Ale dopiero fotografia pozwoliła na dokładne uchwycenie kształtu tych mgławic i ocenę

ich jasności. Obraz na ryc. 54., który jest reprodukcyą foto­grafii Plejad, otrzymanej przez Ritcheya przy trzygodzinnej ekspozycyi, zawiera bez porównania więcej szczegółów,

aniżeli to, co przez największe współczesne refraktory zo­baczyć można.

Ale różni się on znacznie od obrazu tychże Plejad,

-t

f'.

Ryc. 55. 1’iejady (eksp. 5 godzin).

otrzymanego przez Robertsa, który eksponował kliszę przez 5 godzin. Dla porównania podajemy jego kopię na ryc. 55. Tutaj niektóre części są bardzo jasne i struktura wewnętrzna ich jest zatartą, ale za to granice materyi mglistej rozsze­

rzyły się znacznie, i widzimy, że napełnia ona“całą grupę Plejad. Gwiazdy Plejad wydają się jądrami, dokoła których koncentruje się materya mgławicy. Materya ta jest coraz rzadszą i mniej świecącą w większych odległościach od gwiazd, ale widzimy też, że wychodzi ona w różnych kie­runkach poza granice obrazu. Jeszcze dłuższe ekspozycye wykazały, że materya mglista omotuje większą część gwia­zdozbioru Byka, i że mgławica, w której pogrążone są Plejady, jest tylko najjaśniejszą częścią tej wielkiej mgła­wicy.

Takie wielkie ławice materyi łączą się znowu często niewidzialnemi odnogami z innemi podobnemi w "częściach nieba bardzo odległych, odkrywając nam związek tam, gdzie zdaje się nie dosięgać już żadne wzajemne oddziaływanie, dające się stwierdzić środkami, dostępnymi dla człowieka.

Oczywiście, nie wszystkie w ten sposób odkrywane utwory pozostają w jakiejś łączności widzialnej, ale rzec można napewno, że, stosując coraz dłuższą ekspozyę (jest ona wszakże ograniczoną najróżniejszemi trudnościami tech- nicznemi), możnaby wykrywać coraz subtelniejsze, coraz mniej uchwytne utwory materyalne z tym warunkiem, ażeby wysyłały ku nam choć minimalne ilości światła.

Bardzo pouczającą w tym względzie jest ryc. 56., która przedstawia kompleks mgławic, otaczających gwiazdę zmienną sj Okrętu Argo. Widzimy tu przedziwne stopnio­wanie tonów, od całkiem białych plam począwszy, do ledwo dostrzegalnych zamgleń czarnego tła.

Trzeba było na to 25 godzin ekspozycyi, ażeby stwier­dzić, że dosyć słaba i niewielka mgławica optyczna jest w rzeczywistości jednem z najwspanialszych zjawisk tego rodzaju. Powierzchnia, którą ta mgławica zajmuje wynosi 4 stopnie kwadratowe, t. j. 17 razy tyle, co tarcza księ-

Ryc. 56. Mgławica w Okręcie Argo.

życa. Fotografia ta została wykonaną przez Gilla na przy­lądku Dobrej Nadziei.

Stosując bardzo długie ekspozycye, możnaby stwierdzić łączność pomiędzy oddzielnymi utworami materyalnymi tam, gdzie nawet nie podejrzewamy jej istnienia — ale z pewno­ścią nie wszędzie.

Warunkiem koniecznym, aby materya mgławic mogła nam objawić swoją obecność na kliszy, jest świecenie. Możemy wszakże wnioskować, biorąc pod uwagę stwier­dzone stopniowe przejścia do coraz mniejszej jasności, iż tam, gdzie kończy się świecenie, nie koniecznie jeszcze kończy się materya. Przeciwnie, być może bardzo długich okresów czasu potrzeba, aby materya w nieustannej ewo- lucyi od najpierwotniejszych swoich stanów przekroczyła tę fazę, w której zaczynają występować pierwsze objawy energii świetlnej.

W pewnych warunkach zresztą nawet i ciemna materya może nam zdradzać swe istnienie, mianowicie wtedy, kiedy zasłania leżące poza nią gwiazdy. Że wiele ciemnych plam, smug i kanałów, widzialnych na tle drogi mlecznej, prawdo­podobnie tej ciemnej materyi zawdzięczać trzeba, uzasa­dniliśmy to w poprzednim artykule. Czy istnieje materya ciemna poza drogą mleczną, nie mamy na to żadnych wskazówek.

Jakkolwiekbądź, gdybyśmy nawet wzięli pod uwagę ogół materyi wszechświata, nie wyłączając ciemnej, to według wszelkiego prawdopodobieństwa łączności wszędzie byśmy nie znaleźli. Jedną z cech ewolucyi świata jest koncentra- cya materyi; tam gdzie ta koncentracya posunęła się bardzo daleko, przerwy potworzyć się musiały.. Ale jeżeli dziś pośród odległych mgławic dostrzegamy łączność ma- teryalną, to analogia w innych przyypadkach, gdzie tej

łączności dziś niema, każe przypuszczać, że mogła ona istnieć dawniej, a więc dopatrywać się tu genetycznego przynajmniej związku. W ten sposób zdobywamy jedną z podstaw poglądu, że wszystko, co we wszechświecie jest materyą, niegdyś należało do jednego wielkiego jej zbiorowiska.

To, co wiemy o materyi, w przeważnej mierze za­wdzięczamy chemii. Doszła ona do wniosku, że cała nie­skończona prawie rozmaitość możliwych ciał jest wynikiem kombinacyi niewielkiej stosunkowo liczby ciał elementar­nych, czyli pierwiastków chemicznych, które znanemi meto­dami chemicznemi do prostszych ciał sprowadzić się nie dadzą. Granicą podzielności materyi w chemii są atomy chemiczne, których jest tyle gatunków, ile pierwiastków {kilkadziesiąt), pierwiastki bowiem są to ciała, składające się tylko z jednego gatunku atomów, t

Są to wyniki nader ważne, nie można im wszakże przy­pisać znaczenia całkiem ogólnego, zależne są bowiem od warunków, panujących na ziemi, oraz od środków, któ­rymi człowiek w swych badaniach rozporządza.

Wszechświat jest wielkiem laboratoryum chemicznem, w któ- rem przyroda operuje ciśnieniami, poczynającemi się od zera, a sięgającemi milionów atmosfer, temperaturami od bez­względnego zera do tysięcy, a może i dziesiątków tysięcy stopni, a poddawane są działaniu tych ciśnień i tempera­tur nie gramy lub kilogramy materyi, ale całe słońca lub mgławice, zawierające materyał na tysiące słońc.

Procesy chemiczne towarzyszą niewątpliwie wszystkim fazom ewolucyi materyi; ale zjzawiska im towarzyszące

tylko wtedy zrozumieć możemy, jeżeli zjawiska analogiczne zostały już poznane na ziemi. Poza tem pozostają nam tylko wnioski logiczne, oparte na znanych prawach oraz doświadczeniach. Aczkolwiek doświadczenia te mają często znaczenie bardzo ograniczone i często do fałszywych wnio­sków prowadzić nas mogą, gdy przypiszemy im zbyt wielką ogólność, to przecież tylko' przez nie dojść możemy do głębszego poznania świata, bez nich pozbawieni bylibyśmy wszelkiego oparcia.

Badanie zjawisk, zachodzących w chemicznem labora- toryum wszechświata, w bardzo ograniczonym zresztą za­kresie, umożliwiła nam analiza widmowa. Wyjaśnienie za­sad tej metody badania nie wchodzi w zakres niniejszego artykułu, natomiast do wyników, otrzymanych na tej dro­dze, niejednokrotnie wypadnie się nam odwoływać. W tem miejscu chodzi tylko o wnioski, dotyczące budowy samej materyi w różnych fazach ewolucyi.

Każdy pierwiastek posiada właściwe sobie widmo, zło­żone z mniejszej lub większej liczby linij jasnych, odpo­wiadających określonym długościom fali eteru. Jeżeli w wi­dmie ciała niebieskiego dostrzegamy linie, odpowiadające liniom znanych pierwiastków, to wnioskujemy, że pierwiastki te istnieją na badanem ciele niebieskiem.

Otóż jeżeli weźmiemy za przykład nasze słońce, to okazuje się, że znajduje się na niem pewna dość znaczna ilość pierwiastków, znanych na ziemi. Jednakowoż dostrze­gamy w widmie słońca też wiele linij, których niema w widmach znanych na ziemi pierwiastków, z drugiej zaś strony brak linij wielu znanych pierwiastków. Jak sobie taki stan rzeczy wytłómaczyć? Objaśnienie jest nader tru­dne, a to dla tego, że różne objaśnienia są możliwe.

Co do występowania pierwiastków, nieznanych na ziemi,

to możemy się albo zgodzić na to, że tych pierwiastków niema na ziemi, albo też że są one na ziemi, ale dotychczas nie zostały odkryte. Pierwiastek hel, który oddawna był znany, jako stale występujący w protuberancyach słonecz­nych, niezbyt dawno dopiero został odkryty na ziemi — z czasem więc może przyjść kolej na odkrycie innych pier­wiastków słonecznych.

Ale możemy też na te nieznane prążki zapatrywać się n aczej. Oddawna znane jest w chemii zjawisko t. z. alo- tropii, polegające na tem, iż pewne pierwiastki w różnych warunkach rozmaite mogą posiadać własności. Za przyczynę tego zjawiska przyjmuje się ogólnie łączenie się atomów w większe cząsteczki.

Te rozmaite stany alotropijne, zazwyczaj nie wpływają na charakter widma. Nowsze badania wszakże wykazały, że widma pierwiastków bynajmniej nie odznaczają się taką niezmiennością, jak to sobie przez długi czas wyobrażano. Weźmy za przykład widmo niedawno odkrytego składnika naszej atmosfery, argonu, to okazuje się, że otrzymujemy trzy rozmaite widma, zależne w głównej mierze od napię­cia prądu elektrycznego, powodującego żarzenie się tego gazu. Objaśnia się to w ten sposób, iż w tych różnych warun­kach wytwarzają się różne stany alotropijne, charakteryzu­jące się różnicami widma. Nie wchodzimy w to, czy takie zapatrywanie jest uzasadnione, czy nie należy może raczej różnic widma przypisać zachodzącemu w warunkach, w któ­rych badane ciała się znajdują, jakiemuś dalszemu rozkładowi — bądź co bądź, wynika z tych badań, że nieznane linie widma słonecznego mogą należeć do pierwiastków na ziemi znanych, a występować w tem widmie tylko dzięki spe- cyalnym warunkom, panującym na słońcu.

Nie możemy sobie wyobrazić wszystkich stanów alo*

tropijnych, w jakich występować mogą znane rfam pier­wiastki w warunkach, których nie jesteśmy w stanie wytwo­rzyć. A dalej wiemy dziś, że wysoka temperatura nie tylko powoduje dysocyacyę związków chemicznych, że przeciw­ni istnieją związki t. z. endotermiczne, które tylko w bar­dzo wysokich temperaturach powstawać mogą. Widma ta­kich związków, mogących powstawać w temperaturze słońca, są nam całkiem nieznane i, być może, niektóre z linij nie­znanych tym związkom właśnie przypisać należy.

Przechodząc teraz do pierwiastków znanych, które nie zdradzają swej obecności na słońcu w widmie słonecznem, widzimy, że są to przedewszystkiem t. z. ciężkie metale, a dalej wszystkie prawie metaloidy.

Co do pierwszych, to należy przypomnieć, że badaniom naszym dostępne są tylko zewnętrzne warstwy bryły sło­necznej, właściwie jego atmosfera, przeniknąć w jego głębie nie mamy sposobu. Ale już i w tej atmosferze zdołano stwierdzić pewne uwarstwienie: znaleziono, że im większy jest ciężar atomowy metalu, tem głębszą jest warstwa, w której występują jego pary. Można więc wnioskować, iż w jeszcze głębszych warstwach znajdują się ciężkie me­tale, ale w tych warstwach ciśnienie warstw zewnętrznych prawdopodobnie tak już jest wielkie, iż otrzymujemy od nich widmo ciągłe, w którem wszystkie linie zlewają się w^r jeden nieprzerwany ciąg tęczowy.

Co do metaloidów nie możemy uczynić przypuszczenia analogicznego, jak powyższe, wiemy natomiast z doświad­czeń ziemskich, że natężenie świetlne widm metaloidów jest stosunkowo słabe, w porównaniu z, widmami metalów, tak, że pierwsze wobec drugich całkiem niekiedy nikną. Możemy więc przypuścić, że nie dostrzegamy też charak­terystycznych dla nich linij w widmie słonecznem, aczkol-

>yiek one tam występują. Ale z drugiej strony już pewne czysto chemiczne własności metaloidów, różniące je znacz­nie od metalów, nadają tym pierwiastkom pozory mniej­szej trwałości, tak, że nie jest niemożliwem, iż na słońcu są one już rozłożone na jakieś pierwiastki bardziej pier­wotne — do których zresztą może znów należeć pewna liczba poprzednio wspominanych linii, nieznanego pocho­dzenia.

W przytoczonych rozumowaniach bardzo jaskrawo wy­stępują trudności, z któremi nauka walczyć musi nieprzer­wanie; trudności, zamiast się zmniejszać, piętrzą się coraz bardziej w miarę, im więcej faktów odkrywa obserwacya i doświadczenie.

Z dokładnego rozbioru widma słońca wypływa w kwe- styi nas w tej chwili zajmującej jeden tylko stanowczy wynik, że niektóre znane nam pierwiastki znajdują się też na słońcu, że więc, jeżeli pierwiastki chemiczne wogóle są rozkładalne, to w atmosferze słonecznej niema warunków potrzebnych, aby w niej wszystkie pierwiastki mogły być rozłożone. Właściwie pogląd ten należy rozumieć w ten sposób, że materya atmosfery słonecznej znajduje się w fa­zie ewolucyi tak daleko posuniętej, iż występują w niej już liczne pierwiastki, znane na ziemi —■ a być może i wszystkie, jeżeli niemożność ich stwierdzenia przypiszemy niedoskonałości metod badania.

Badania widmowe innych słońc wszechświata, t. j. gwiazd, nie prowadzą uas w tym przedmiocie do żadnych nowych wniosków.

W przeciwieństwie do znacznie skomplikowanej materyi słońc, materya mgławic gazowych, o ile sądzić z widma, posiada budowę nader prostą. Z pierwiastków znanych znaj­dujemy tam tylko hel i wodór, a obok tego gaz nieznany.

charakteryzujący się w widmach mgławic najjaśniejszą ze wszystkich linią zieloną.

Na mgławice z najrozmaitszych powodów musimy się zapatrywać, jako na materyał, z którego utworzą się z cza­sem słońca, a więc wszystkie pierwiastki, znajdujące się na słońcach, muszą się znajdować i w mgławicach. Jeżeli ich tam nie dostrzegamy, to albo wprost musimy odrzucić hypotezę związku jakiegokolwiek między gwiazdami a mgła­wicami i uważać jedne i drugie za utwory kosmiczne, po­wstające całkiem od siebie niezależnie, albo też przypuścić, że w mgławicach materya znajduje się dopiero w tej fazie ewolucyi, kiedy ze znanych nam pierwiastków zaledwie dwa wytworzyć się zdołały.

Musielibyśmy w tym wypadku uważać wodór i hel za pierwiastki ze wszystkich najwcześniejsze — a więc i naj­powszechniejsze.

Otóż co do wodoru, to niezwykła jego powszechność oddawna zwróciła uwagę astronomów. Znajduje się on na ziemi, na słońcu, na gwiazdach wszystkich typów widmo­wych — a więc prawdopodobnie na wszystkich gwiazdach, wreszcie w mgławicach — z wyjątkami, o których za chwilę powiemy.

Co się zaś tyczy helu — to najcharakterystyczniejsza jego linia pomarańczowa zawsze tylko ukazuje się, jako jasna linia emisyjna, nigdy jako absorbcyjna, skutkiem czego nie można go było skonstatować w widmie absorbcyjnem słońca, tylko w emisyjnem widmie protuberancyj. A więc w widmie absorbcyjnem gwiazd nie moglibyśmy stwierdzić helu, gdyby nawet na gwiazdach się znajdował, a niestety słońce nasze jest jedyną gwiazdą, na której obserwować możemy protuberancye. Inne prążki helu — absorbcyjne — nie są tak bardzo powszechne, ale też brak ich nie dowo­

dzi braku helu. Sądząc według analogii z naszem słońcem, można wnioskować z dużem prawdopodobieństwem, iż hel, podobnie jak wodór, znajduje się na wszystkich gwiazdach, a znajduje się on też, jak wiemy, w gazowych mgławicach.

Jeżeli zaś zgodzimy się na to, że hel i wodór są to najwcześniej w materyi tworzące się pierwiastki, to mo­żemy iść jeszcze o krok dalej. Wspomniana poprzednio linia zielona poza mgławicami nie występuje nigdzie wię­cej, nosi też przeto wprost nazwę »linii mgławic«. Nie możemy więc uważać ciała, jej odpowiadającego, za pier­wiastek w chemicznem znaczeniu, lecz tylko za ciało, wy­stępujące w bardzo specyalnych warunkach, jakie zachodzą w mgławicach. W mgławicach zaś, o ile widma ich badać można, występuje ono zawsze, nawet w najsłabszych. Li­nie wodoru i helu — obok linii mgławic — występują tylko w mgławicach najjaśniejszych; w słabszych, mniej skoncen­trowanych, linia helu znika, pozostają linie wodoru i zie­lona — w najsłabszych wreszcie znikają i linie wodoru, pozostaje jedyna zielona linia mgławic.

Z tych spostrzeżeń wypływa ten prawdopobny wniosek, że materya w najwcześniejszym stanie, gdy nie występują w niej jeszcze znane nam pierwiastki, charakteryzuje się zieloną linią mgławic, w miarę zaś dalszej ewolucyi, jako pierwszy wogóle pierwiastek występuje wodór, jako drugi — hel. Inne znane nam pierwiastki wytwarzają się dopiero w koncentracyach, o wiele bardziej naprzód posuniętych — w gwiazdach. Zielona linia jest może cechą tej pramateryi, z której, przez nieznane nam wpływy, z postępem ewolu­cyi tworzą się znane nam pierwiastki chemiczne.

Czy taka interpretacya faktów zaobserwowanych jest słuszną, czy nie, tego rozstrzygnąć dziś nie możemy — a dodać należy, że można się też zapatrywać na nie cał­

kiem inaczej — i nie mielibyśmy do niej żadnego prawa, gdyby niezmienność i niepodzielność atomu chemicznego ściśle była udowodnioną, a nie wypływała tylko empirycznie z doświadczeń chemicznych. Przeciwnie, znamy obecnie cały szereg zjawisk, które zaprzeczać się zdają niepodziel­ności atomu.

Optyka teoretyczna poucza nas, jak należy się zapatry­wać na prążki, z których składają się widma. Światło wo- góle jest to rodzaj drgań cząsteczek materyi, które za pośrednictwem eteru, przenoszą się na odległość. Każda linia w widmie odpowiada drganiom o różnej długości fali, którą za pomocą odpowiednich metod możemy określić z wielką, dziesiąciomilionowych części milimetra sięgającą dokładnością. Ponieważ każdy pierwiastek posiada inne, jemu tylko właściwe widmo, więc wnioskujemy, że cząste­czki każdego pierwiastka są w stanie wykonywać ruchy tylko o ściśle określonych długościach fali.

1 gdyby każdy pierwiastek charakteryzował się tylko jedną linią, to moglibyśmy śmiało przyjąć, nie wchodząc w samą istotę zjawiska, że przyczyny, powodujące drgania świetlne, atomy każdego pierwiastka pobudzają do okre­ślonych drgań. W rzeczywistości wszakże nie znamy ani jednego pierwiastka, którego widmo składałoby się z jed­nej tylko linii. Liczba linij jest zazwyczaj znaczna, a w wi­dmach wielu pierwiastków mamy ich całe tysiące. Zgodnie więc z przyjętą dzisiaj, a jaknajwszechstronniej uzasadnioną teoryą światła, należałoby wnioskować, iż atomy pierwia­stków zdolne są do wykonywania jednoczesnego rozmaitych niezależnych od siebie ruchów, co ze względów mechani­cznych jest niemożliwem.

Pozostaje więc przypuszczenie, że atomy składają się z cząsteczek drobniejszych, które wewnątrz atomu rrogą

wykonywać całkiem samodzielne, a jednocześnie ściśle okre­ślone drgania. Na podstawie liczby linij w widmie można nawet obliczyć, z ilu niezależnych cząsteczek składać się musi atom danego pierwiastka. Rozmaite widma tego sa­mego pierwiastka, otrzymywane w różnych warunkach, świadczyłyby, że cząsteczki atomu mogą się poruszać roz­maicie, w zależności od przyczyny, która je do drgania pobudza.

Do nie mniej ciekawych wniosków w tym przedmiocie prowadzą badania nad t. zjv. ciałami promieniotwórczemu których najwybitniejszym przedstawicielem jest pierwiastek rad, oraz nad t. zw. promieniami katodowymi. Stwierdzono doświadczalnie, że te ostatnie nie są promieniami światła we właściwem znaczeniu, ale że są to nader szybko po liniach prostych poruszające się, od katody oderwane, elektrycznością naładowane cząsteczki. Za pomocą dowcipnych metod udało się nawet określić ciężar tych cząsteczek, t. zw. elektronów, który okazał się około 2000 razy mniejszym od ciężaru ato­mowego wodoru. Tak samo udowodniono materyalność pro­mieniowania ciał promieniotwórczych, i również znaleziono tu masy tego samego rzędu, co przy promieniowaniu katodowem.

Nie chcemy zbytnio zagłębiać się w poruszone tu tylko kwestye. Doświadczenia dotychczasowe zbyt mało jeszcze dają materyału, aby na podstawie ich zdobyć jakiś ściślej­szy pogląd na istotę atomów i pierwiastków chemicznych, a tembardziej na okoliczności, dotyczące ich powstawania. Mamy wszakże dosyć podstaw do wniosku, iż materya w stanie najpierwotniejszym, pramaterya, jest czemś całkiem rożnem w swej budowie od tej materyi, z którą bezpo­średnio się stykamy.

Jeżeli więc ową pramateryę należy przyjąć za punkt wyjścia badań kosmogonicznych, to musimy obecnie zre­zygnować z rozpatrywania jej ewolucyi, że się tak wyra­

zimy, chemicznej, lecz ograniczyć się do strony mecha­nicznej.

W dalszym ciągu tego artykułu będzie naszem zada­niem przedstawić, w jaki sposób, zgodnie z dzisiejszym stanem nauki, z pramateryi, uważanej za jedną i powszechną utworzyły się ciała niebieskie, oraz rozmaite napotykane we wszechświecie układy, między innymi, jako specyalny przy­padek, nasz układ słoneczny.

Czy pramaterya znajdowała się w zupełnym spokoju, czy podlegała jakimś równie apriorycznym, jak ona sama, ruchom, czy była całkowicie jednolitą, czy działały w niej jakieś nieznane, a tylko w owych najprymitywniejszych sta­nach występujące siły — tego wszystkiego nie wiemy» i możemy sobie snuć na ten temat dowolne fantazye. Je­dno tylko możemy powiedzieć na pewno, że materya była w wysokim stopniu rozrzedzona. .

Jeżeli sądzić na podstawie materyi, dostępnej dla zmy­słów naszych, to ilość jej w gruncie rzeczy nie jest wcale tak wielką, jakby z olbrzymich przestrzeni, w których jest rozproszona* można było wnioskować. O tej ilości możemy sobie wytworzyć pewne wyobrażenie, biorąc pod uwagę nasz układ drogi mlecznej.

Liczba gwiazd, widzialnych przez największe współcze­sne teleskopy, oblicza się w przybliżeniu na jakich 100 milionów. Naturalnie, nie wiemy nic, ile w układzie gwia­zdowym znajduje się brył ciemnych, i na ile słońc przy­szłości pozostało jeszcze materyału w mgławicach.

Przypuśćmy więc, że ogółem w naszym układzie gwia­zdowym jest tysiąc milionów słońc o masie naszego słońca. Łatwo obliczyć, jaką przestrzeń zajmowałaby kula z wody ° ^masie takiej, jak masa wszystkich owych słońc. Kula ta miałaby promień równy 4.65 jednostek planetarnych, to

jest, gdyby środek jej znajdował się w środku słońca, się­gałaby ona powierzchnią do planet między Marsem a Jo­wiszem, zajmowałaby więc nieznaczną część naszego układu słonecznego.

Przyjmując 10 lat światła, jako średnią odległość mię­dzy dwoma słońcami, i rozpościerając materyę wspomnia­nej kuli na olbrzymiej przestrzeni, zajętej przez wszystkie słońca, znajdziemy gęstość tej materyi 3.10²³ razy mniej­szą, niż gęstość wody, a 47.10¹⁹ razy mniejszą, niż gęstość powietrza przy normalnem ciśnieniu.

Liczby te oczywiście nie dają żadnego obrazu dla zmy­słów naszych, ale nawet dla najczulszych naszych przyrzą­dów taka gęstość materyi jest równoznaczna z próżnią. Ilość drobin w centymetrze sześciennym powietrza wyraża się 17-cyfrową liczbą, w materyi o gęstości wyżej poda­nej jedna drobina przypadałaby dopiero na jeden decymetr sześcienny — ale naturalnie wolno nam przypuszczać, że w pramateryi drobiny gazów, których mieszaniną jest po­wietrze, podzielone są na wiele jeszcze cząsteczek.

Skoro z materyi pierwotnej wytworzyła się dzisiejsza postać wszechświata, stać się to mogło tylko dzięki pew­nym siłom, według utartego sposobu mówienia. Nie wiemy, co jest istotą siły, nie wiemy, gdzie jest ich źródło, czy w samej materyi, czy po za nią, n. p. w eterze, który jest znowu tajemnicą. Ale pozostawiając te kwestye na ubo­cza, zapytajmy, jakim głównie siłom należy przypisać ewo- lucyę wszechświata.

Otóż dwie siły zdają się, jak z doświadczeń naszych wypłvwa, występować zawsze tam, gdzie istnieje materya, a więc mamy prawo wnioskować, że działaniu ich podlega też materya w stanie najpierwotniejszym.

Pierwszą z tych sił jest ciążenie, objawiające się przy­

ciąganiem każdej cząsteczki materyi przez każdą inną. Siła ta działa na każdą odległość, aczkolwiek z natężeniem, ma- lejącem w stosunku do kwadratu odległości. Skutkiem tej siły, dla której niema izolacyi ani przeszkód, każda czą­steczka materyi staje się niejako wszędzieobecną, wpływ jej sięga w nieskończoność, a podlega mu każda inna, choćby najmniejsza cząsteczka materyi, gdziekolwiek się znajduje.

Dwie cząsteczki materyi, gdyby powstały gdziekolwiek we wszechświecie, natychmiast poczęłyby »ciążyć« ku so­bie, t. j. zbliżać się ku sobie z szybkością, wzrastającą w miarę zmniejszania się odległości. Powstały stąd ruch skończyćby się musiał spotkaniem i połączeniem się obu cząsteczek.

Połączenie to nie może wszakże nigdy być zupełnem, jak poucza nas chemia i fizyka. Okazuje się, że w kom­pleksach takich cząsteczek, zwanych ciałami, istnieją zaw­sze przestrzenie niezapełnione, pozwalające cząsteczkom wykonywać nieustanne ruchy, których zmysłowym obrazem są zjawiska tego rodzaju, jak ciepło, światło, elektryczność.

Istnieje więc między cząsteczkami obok siły przycią­gającej, działającej na dowolną odległość, także siła odpy­chająca, której działanie wszakże ujawnia się tylko przy nader drobnych odległościach międzycząsteczkowych, nie pozwalająca cząsteczkom materyi zbliżać się aż do zupeł­nego zetknięcia. Ciepło, światło i elektryczność znajdują się z sobą w niezaprzeczonym związku i w procesach ko- smogonicznych olbrzymią odgrywają rolę.

Rozważmy, .jakim zmianom ulegać musi materya, którą uważamy w najpierwotniejszym stanie za całkiem nieru­chomą i jednorodną, pod wpływem dwóch wspomnianych ^s'ł> ^a początkowo nawet tylko pod wpływem pierwszej ^z nich, jeżeli przyjmiemy, iż cząsteczki materyi tak od siebie

są oddalone, iż odpychająca siła molekularna nie może się jeszcze objawiać.

Kształt ogólny materyi, jakikolwiek on jest pierwotnie, musi zmienić się w ten sposób, ażeby równowaga całości stała się trwałą. W ten sposób, jak poucza mechanika, pod działaniem przyciągającej siły między cząstkami materyi materya musi ukształtować się w jedną kulę, której środek jest zarazem jej punktem ciężkości.

Wewnątrz tej kuli przyciąganie każdej cząsteczki przez punkt ciężkości powoduje zbliżanie się cząsteczek do środka ■— a więc symetryczne ze wszystkich stron skupianie się materyi w kierunku środka. Innemi słowy, materya układa się w ten sposób, iż gęstość jej w równych odległościach od środka jest jednakową, i tem większą, im odległość od środka jest mniejszą. Obraz takiego uwar­stwienia daje nam np. atmosfera ziemska, której gęstość u samej powierzchni ziemi jest największą i zmniejsza się statecznie, w miarę oddalania się od powierzchni.

Przy pewnym stopniu takiego zgęszczenia objawiać się poczyna działanie siły odpychającej, jako ciepło. Gdyby w rozważanym układzie materyalnym ilość energii pozo­stawała niezmienną, to po pewnym czasie, przy ciągłem skupianiu się cząsteczek, musiałby wreszcie nastąpić stan równowagi pomiędzy siłami przyciągającemi i odpychają- cemi, i wszelkie dalsze zmiany w układzie pod wpływem li tylko sił wewnętrznych byłyby niemożliwe.

Jednakże, jak wiemy, ciepło promieniuje, t. j. wydziela się z materyi i rozprasza się w próżni, albo raczej w eterze, natomiast energia ciążenia pozostaje niezmienną. Wobec tego koncentracya postępuje coraz dalej, a im silniejsze jest ciążenie cząsteczek ku sobie, tem szybciej musi się wydzielać ciepło, t. j. wzrastać musi temperatura. Przy

dostatecznie wysokiej temperaturze materya poczyna świecić.

Widzimy więc, że gdyby materya wszechświata w stanie pierwotnym znajdowała się w warunkach, odpowiadających wyżej zrobionym założeniom, to z biegiem czasu wytwo­rzyłaby się z niej jedna kula, wydzielająca ciepło i światło.

Takiemi kulami są wszystkie niezliczone słońca wszech­świata; nie jedno więc wielkie słońce wytworzyło się z całej materyi, ale mnóstwo izolowanych małych koncen- tracyj. Wynika stąd, iż warunki, w jakich znajdowała się pierwotna materya nie były takie, jakie przyjęliśmy. Czy jesteśmy w stanie z rzeczywistego obrazu wszechświata wytworzyć sobie jakieś pojęcie o owych warunkach po­czątkowych ?

Ograniczając poprzednio zrobione założenia, możemy przyjąć, iż już na samym początku ewolucyi materya nie była jednorodną. Możemy też z drugiej strony odrzucić nieruchomość materyi pierwotnej i przypuścić, że już wtedy posiadała ona pewien ruch, niezależny od sił wewnętrznych; ruch ten oczywiście musielibyśmy uważać za pierwotny, nie dający się wyjaśnić, podobnie jak powstanie materyi samej.

Pierwsze z tych założeń jest podstawą hypotezy ko- smogonicznej Kanta, który za punkt wyjścia swoich rozu­mowań przyjął stan chaotyczny materyi. Oczywiście ów chaos Kanta przy dzisiejszym stanie nauki należy sobie wyobrażać inaczej. Za czasów Kanta pojęcie pierwiastka lub atomu chemicznego w dzisiejszem znaczeniu nie istniało, chaos Kanta — to mieszanina wszystkich ciał, istniejących w przyrodzie, ze wszystkiemi ich specyficznemi własno­ściami; w stanie zresztą dowolnie rozproszonym.

W takim niejednorodnym co do składu, a więc i gę­

stości, chaosie, w miejscach, gdzie znajdują się ciała cięższe, większem też być musi natężenie siły ciężkości. Miejsca takie są środkami lokalnych koncentracyj. I przy dzisiej­szym poglądzie na budowę materyi do takiego samego dojdziemy wniosku, przyjmując jej niejednorodność i po­mieszanie chaotyczne różnych pra-elementów.

Wszystkie te lokalne koncentracye przyciągają się wzajemnie, i ruch każdej z nich jest wypadkową działania na nią wszyst­kich mas układu. Wynikają stąd nadzwyczaj skomplikowane ruchy materyi wewnątrz układu, których badanie jest przed­miotem mechaniki niebieskiej. Dwa wyniki tych badań, jako całkiem ogólne, mają szczególnie doniosłe znaczenie.

Pierwszym z nich jest zasada zachowania punktu cię­żkości. Według tej zasady punkt ciężkości jakiegoś układu materyalnego nie zmienia swego położenia w przestrzeni lub też posiada ruch jednostajny po linii prostej, jeżeli układ nie podlega działaniu sił zewnętrznych. Jeżeli zaś istnieją siły zewnętrzne, to punkt ciężkości posiada ruch taki, jak gdyby w nim skoncentrowaną była cała masa układu. Wynika z tej zasady, że wprawdzie ruchy mas pod działaniem sił wewnętrznych mogą być bardzo złożone, ale bezwładność punktu ciężkości w znacznej mierze ogranicza ich swobodę.

Drugie ograniczenie przedstawia t. zw. zasada pól. Znaczenie tej zasady jest mniej więcej następujące. Wy­obraźmy sobie w przestrzeni dowolnie położoną stałą płasz­czyznę i na niej dowolny stały punkt. Połączmy ten punkt z jakąś masą układu linią prostą i weźmy pod uwagę rzut tej prostej na obraną płaszczyznę.

Skutkiem ruchu masy rzut ten zakreśli na płaszczyźnie pewne pole. Pole takie, zakreślone w jednostce czasu, nazywamy prędkością wycinkową masy w danej płaszczyźnie,

_a prędkość tę, pomnożoną przez masę — momentem pręd­kości wycinkowej w tej płaszczyźnie. Zasada pól opiewa, że suma momentów prędkości wycinkowych wszystkich mas w układzie zamkniętym jest dla danej płaszczyzny wielkością stałą.

Naturalnie obie te zasady w odniesieniu do całego świata materyalnego praktycznego zastosowania mieć nie mogą, gdyż dalecy jesteśmy od poznania ogółu materyi, napełniającej przestrzeń, a nie znamy również ani mas, ani rzutów ani odległości tych nawet ciał, które dostrzedz mo­żemy. To zaś wszystko byłoby potrzebne do wyznaczenia punktu ciężkości i momentów prędkości wycinkowych.

Natomiast nie nastręczają się trudności zasadnicze w sto­sowaniu tych zasad do oddzielnych układów cząstkowych. Teoretycznie wprawdzie przyjmujemy działanie na takie układy wszystkich mas, poza nimi leżących, a więc sił zewnętrznych, ale skutkiem olbrzymich odległości owych mas zewnętrznych, wpływ ich jest tak mały, iż ledwo jakieś drobne zaburzenia powodować może, które w praktyce nie dadzą się stwierdzić. Możemy więc takie układy uważać za całości odrębne, całkowicie izolowane od wpływów zewnętrznych.

Jeżeli jako przykład weźmiemy pod uwagę nasz układ słoneczny, który nas, jako jego mieszkańców, szczególnie interesuje, to zachodzi ta uderzająca okoliczność, iż wszystkie ruchy w tym układzie (ściśle mówiąc, prawie wszystkie), postępowe i wirowe, odbywają się w jednym kierunku z prawa na lewo. Zasada pól w znaczeniu powyższem, jak wykazuje mechanika, w układzie takim spełniona nie jest. Wynika stąd, że ruchy te nie mogły się wytworzyć bez udziału sił zewnętrznych, o ile nie istniały już pewne wa­runki pierwotne, które taki stan rzeczy sprowadzić musiały.

Zasada pól, aczkolwiek przed Kantem odkryta, nie była znana Kantowi, gdy tworzył swą hypotezę kosmogoniczną, w której starał się wyjaśnić powstanie układu słonecznego, przyjmując tylko działanie sił wewnętrznych. Sprzeczność wniosków Kanta z zasadą pól odbiera jego hypotezie wszelką wartość w punktach najbardziej zasadniczych. Po­mimo to w historyi wiedzy teorya Kanta zawsze zajmować będzie miejsce poczesne, szczególnie ze względu na pewne idee, które później okazały się owocnemi nietylko w ko- smogonii, ale i w innych naukach.

Wspomniane wyżej warunki pierwotne w odniesieniu do układów cząstkowych, uważanych za całkiem niezależne, mogą się okazać pochodnymi, jeżeli owe układy uważać będziemy w związku z całością świata materyalnego. Pewne ruchy, które wewnątrz danego układu izolowanego powstać nie mogły, powstały widocznie w warunkach innych, które istniały niegdyś: a skoro raz powstały, utrzymać się mu­siały prawem bezwładności — o ile nie było sił, które by je zniszczyć mogły — nawet wtedy, gdy warunki, w któ­rych ruch mógł powstać, dawno już istnieć przestały.

Skoro wzajemnemu przyciąganiu mas przypiszemy po­wstanie ruchów we wszechświecie, jako całości, to zasada pól wymaga, ażeby ruchy te odbywały się w kierunkach najrozmaitszych. Przy takich ruchach niewątpliwie zacho­dzić mogły spotkania oddzielnych mas, tembardziej gdy zważymy, że materya w tych pierwotnych fazach ewolucyi bardzo była jeszcze rozrzedzona, a więc oddzielne jej kon­glomeraty olbrzymie zajmowały przestrzenie.

Jeżeli przy takich spotkaniach kierunek pchnięcia nie przechodził przez sam punkt ciężkości, to dany utwór ko­smiczny musiał otrzymać ruch wirowy dokoła określonej osi. Jakiekolwiek jeszcze inne być mogły skutki takiego

spotkania, np. wzrost temperatury, połączony z rozszerze­niem się materyi do dowolnie wielkich rozmiarów i t. p.— ruch wirowy, raz nadany, musiał zostać zachowanym i przetrwać wszystkie późniejsze fazy ewolucyi* w jaki­kolwiek sposób by się odbywała.

Gdy więc jakaś bryła kosmiczna, od innych całkowicie izolowana, posiada ruch wirowy, to ruch ten pod wpły­wem sił wewnętrznych powstać nie mógł, ale możemy go uważać za pozostałość ruchu, nadanego jej wówczas, gdy tej izolacyi jeszcze nie było. Zobaczymy później, iż ruchy postępowe planet przy pewnych założeniach wyprowadzić się dadzą z ruchu wirowego — i dla tego kwestya po­wstania tego ostatniego ma dla kosmogonii znaczenie pierwszorzędne.

Ponieważ nie jesteśmy w stanie na podstawie obser- wacyi zbadać właściwego chrakteru ruchów w przestrze­niach gwiazdowych, więc nie możemy też stwierdzić ich pochodzenia od siły ciążenia. Wobec tego wolno nam też, bez narażenia się na jakiekolwiek sprzeczności, przyjąć, iż materya od samego początku znajdowała sie w pewnym ruchu. W takim razie ruch ten pierwotny tkwić by musiał, jako część składowa, w każdym istniejącym, a pod wpły­wem dowolnych czynników zmienionym czy też spotęgo­wanym ruchu.

Taka ruchomość odwieczna jest podstawą kosmogo- nicznych poglądów Kartezyusza. Wirami eteru, których ślady Widzi Kartezyusz w ruchach planet i księżyców, stara się on wyjaśnić nie tylko powstanie układu słonecznego, ale również wszelkie zjawiska fizyczne. Poglądy Kartezyusza okazały się bardzo owocnymi w niektórych dziedzinach fizyki, w kosmogonii zaś poczęto powracać do nich dopiero w now­szych czasach, szczególnie są one podstawą hypotezy Faye’a.

Jakkolwiek zapatrywalibyśmy się na te dwie podsta­wowe kwestye kosmogoniczne, t. j. na pochodzenie ruchów oraz na przyczyny podziału materyi na części, które z bie­giem czasu coraz bardziej się usamodzielniały, przyznać musimy otwarcie, że dotychczas pokryte są one dla nas jeszcze grubym mrokiem tajemnicy.

Na trudności nieprzezwyciężone natrafiamy również, gdy, idąc dalej, zapytamy o przyczyny powstania w świecie gromad i mgławic pewnych postaci regularnych.

Powstanie gromad kulistych możemy sobie jeszcze jako tako wyjaśnić. Jażeli mianowicie jakiś fragment porozrywanej pramateryi znalazł się w tak wielkiej odległości od innych, że wpływ sił zewnętrznych stał się nieznacznym, to postać kulista wystąpiła jako postać równowagi materyi, pozosta­jącej tylko pod działaniem sił wewnętrznych. Gdyby ten fragment był niewielki, utworzyłoby się z niego w na­stępstwie pojedyncze słońce. Do takich małych fragmentów w fazie przedsłonecznej należą też prawdopodobnie t. zw. gwiazdy mgliste, t. j. mgławice z wyraźną gwiazdową kon- centracyą w środku, dokoła której roztacza się na mniejszą lub większą odległość słabo świecąca aureola, i być może mgławice planetarne, które w teleskopie przedstawiaja się w postaci jasnych okrągłych tarcz, przypominających planety.

Z wielkich odłamów materyi mogły się utworzyć gro­mady kuliste, skoro wewnątrz nich — dla tych samych powodów, co w materyi pierwotnej — powstały lokalne koncentracye. Ponieważ w takich kulach materyalnych, jak wiemy, gęstość musi wzrastać w kierunku środka, więc i gwiazdy, które się z takiego materyału tworzą, bardziej być muszą skupione w bliskości środka, aniżeli w częściach zewnętrznych.

Taki rozkład gwiazd w gromadach kulistych, jak stwierdza

obserwacya, jest powszechnym. Występuje on wyraźnie na załączonych poprzednio rycinach. Ale nie udało się dotychczas stwierdzić ruchów gwiazd wewnątrz takich zbiorowisk, a tern mniej zbadać, czy ruchy, które według wszelkiego prawdo­podobieństwa istnieją, są wynikiem jedynie siły ciążenia.

Ważne to zagadnienie zbyt niedawno dopiero mogło być podjęte, na wyniki długo zapewne czekać wypadnie.

Istnieją obecnie dokładnie wymierzone fotografie nie­których zbiorowisk tego rodzaju, jak np. gromady w Her­kulesie; tak samo dokładnie zostały wymierzone pozycye gwiazd w niektórych mgławicach spiralnych, w mgławicy pierścieniowej w Lutni i t. d. Będą one dla przyszłości materyałem, na którego podstawie przez porównanie z fo­tografiami, po kilkudziesięciu (a może kilkuset) latach otrzymanemi, będzie się można przekonać, czy spółrzędne gwiazd uległy zmianom i mianowicie jakim.

Co do innych zbiorowisk i postaci kosmicznych wiele ciekawych wniosków zawdzięczamy teoretycznym badaniom Rittera, opartym na mechanicznej teoryi ciepła.

Jak wiemy, równolegle z koncentracyą materyi wzrasta jej temperatura, a wzrasta tern szybciej — co brzmi jak paradoks — im więcej ciepła wydziela się nazewnątrz przez promieniowanie. Przy danej masie każdemu określonemu stopniowi koncentracyi odpowiada określona średnia tem­peratura. Jeżeli mamy dwa konglomeraty materyalne o ro­zmaitej masie, których średnia gęstość przez koncentracyę stała się jednakową, to temperatura, odpowiadająca większej masie, jest wyższą.

Nie możemy mierzyć temperatury utworów kosmicznych; skoro wszakże przyjmiemy, że natężenie świetlne wzrasta wraz z temperaturą, to z faktu, iż znajdują się na niebie wielkie mgławice, świecące z takiem samem natężeniem, jak i małe, wnioskujemy, że niektóre wielkie mgławice posiadają temperaturę nie niższą, aniżeli małe.

W wielu wypadkach, zdaniem Rittera, wielkie rozmiary mgławic należy przypisać ich niedaleko jeszcze posuniętej koncentracyi; ażeby więc skutkiem samej koncentracyi roz­winąć się mogła tak wysoka temperatura, jak o tem zdaje

się świadczyć jasność, trzebaby przyjąć dla tych mgławic niezmiernie wielkie masy — z rozmaitych względów nie­prawdopodobne.

Tylko przyjęciem zewnętrznych źródeł ciepła taki stan rzeczy wyjaśnić można. Takich źródeł zewnętrznych nie znamy, ale może je całkowicie zastąpić spotkanie z inną ruchomą masą kosmiczną. Energia kinetyczna przy takiem spotkaniu zamienia się w ciepło, które w części zużywa się na znie­sienie poprzednio dokonanej pracy koncentracyjnej, w części zaś, w połączeniu z ciepłem, przez koncentracyę wytwo- rzonem, a w utworze pozostającem, podnosi temperaturę. W ten sposób tylko da się wyjaśnić wysoka temperatura mgławic silnie rozrzedzonych.

Tu przecież dodać musimy, że świecenie nie zawsze jest zjawiskiem, któremu towarzyszy wysoka temperatura. Znane są takie zjawiska, jak fosforescencya, fluorescencya i t. p., których przyczyna nie leży w wysokiej tempera­turze, a za przykład z dziedziny astronomii mogą służyć ogony komet, które niekiedy świecą bardzo silnie, chociaż, jak wiadomo, materya ich jest nader rozrzedzona i tempe­ratura niska. Można więc też uważać mgławice za utwory, świecące przy temperaturze niskiej — i wielu astrofizyków w istocie tak się na nie zapatruje. Rozstrzygnąć tej kwestyi dziś jeszcze niepodobna.

Stojąc na stanowisku mechanicznej teoryi Rittera, można podzielić wszystkie utwory kosmiczne na dwie kategorye: na dośrodkowe i odśrodkowe.

Do pierwszych należą te, których zasoby ciepła są mniejsze, aniżeli całkowite ciepło grawitacyjne, albowiem część jego została utraconą przez promieniowanie; do dru­gich zaś te, których zasoby ciepła są większe — a więc nadmiar musi być pochodzenia zewnętrznego. Pierwsze

kurczą się coraz bardziej, drugie zaś rozszerzają się kosztem owego nadmiaru ciepła.

Mgławice dośrodkowe są typem normalnym, i z takich tylko mgławic powstawać mogą gwiazdy. Do mgławic od­środkowych zalicza Ritter mgławice spiralne, pierścieniowe oraz wielkie mgławice nieregularne.

Wyjaśnienie wszakże postaci mgławic spiralnych i pier­ścieniowych z tego punktu widzenia przedstawia wielkie trudności, a i podział mgławic na normalne i nienormalne przy dzisiejszym stanie wiedzy nie wydaje się odpowiednim.

Jeżeli nawet mgławice pierścieniowe, których znamy tylko ilość niewielką, moglibyśmy uważać za utwory wy­jątkowe, powstające w jakichś nader specyalnych a nie­znanych warunkach, to na mgławice spiralne w ten sposób zapatrywać się nie można. Utworów spiralnych znaliśmy bardzo mało, gdy do badań stosowane mogły być tylko teleskopy. Od czasu wszakże gdy mgławice poczęto foto­grafować, liczba utworów tego typu wzrosła ogromnie; okazało się bowiem, że bardzo liczne mgławice, które na podstawie bezpośrednich obserwacyj zaliczano do kategoryi planetarnych, eliptycznych lub całkiem nieregularnych, na fotografiach wyraźnie wykazują budowę spiralną. Budowę spiralną posiada np. mgławica »eliptyczna« w Andro­medzie, ślady tej budowy występują w »nieregularnej« wielkiej mgławicy Oryona, a co więcej, nasz układ drogi mlecznej zdaje się być wielkiem spiralnem zbiorowiskiem gwiazd.

Budowa spiralna występuje w tych utworach zbyt wy­raźnie, ażeby można krzywe ugrupowania materyi uważać za zniekształcone hyperbole, parabole, lub inne krzywe, których znaczenie mechanicznej jest znane. Zapatrywania takie, dość często wygłaszane, są tylko wyrazem nieznajo­

mości mechanicznego znaczenia krzywych spiralnych, które nie jest tak prostem, jak znaczenie przecięć stożkowych.

Prócz siły ciążenia w takich układach niezawodnie dzia­łają inne siły, których wpływ przeważa i częściowo po­krywa wpływ siły ciężkości. Zdaje się, że siła odśrodkowa zajmuje tam stanowisko dominujące, a być może i opór w środowisku, w którem ruchy zachodzą.

Nie ulega wątpliwości, iż nie są to kształty równowagi, lecz olbrzymie wiry materyi, które porywają i unoszą ze sobą słońca tak łatwo, jak nasze orkany ziemskie — ka­myki, lub co najwyżej drzewa, z korzeniami wyrwane. Ruchy te skutkiem olbrzymich odległości, dzielących nas od tych utworów, nie dadzą się dostrzedz, ale mechanika potrafi je wyczytać nawet z martwych kształtów.

Jeżeli przejdziemy teraz od owych wielkich kompleksów słońc oraz zbiorowisk materyi rozproszonej do słońc indy­widualnych, to znajdziemy się na gruncie znacznie pewniej­szym — z jednej strony dzięki względnej prostocie roz­ważań teoretycznych przy pewnych założeniach idealnych, z drugiej zaś strony, dzięki olbrzymiemu i dokładnemu ma- teryałowi faktycznemu, zdobytemu przez czterdziestoletnie badania widmowe. Wszystko, co w dziedzinie ewolucyi słońc możemy powiedzieć pewnego i na obserwacyi opar­tego, zawdzięczamy analizie widmowej, a teorya wtedy tylko może mieć znaczenie zdobyczy naukowej, gdy znaj­duje sprawdzian w obserwacyi.

Dla zrozumienia następnych kartek musimy sobie uprzy­tomnić kilka zasadniczych punktów, na których badania widmowe się opierają.

Zazwyczaj się mówi, że widmo ciągłe charakteryzuje źródła światła stałe lub ciekłe, widmo zaś liniowe — roz­żarzone gazy lub pary, Zapatrywanie takie w odniesieniu

do ciał lotnych nie jest ścisłe. Gdy rozżarzone gazy lub pary podlegają dostatecznie silnemu ciśnieniu, dają one również widmo ciągłe, podobnie jak rozżarzone ciała stałe lub ciecze.

Widma gwiazd neleżą do kategoryi t. zw. widm absorb- cyjnych; są to widma ciągłe, poprzecinane ciemnemi prą­żkami lub smugami.

Pomijając chwilowo owe ciemne prążki, o których znaczeniu zaraz kilka słów powiemy, i uważając widma gwiazd za ciągłe, nie możemy z nich wywnioskować, w ja­kim stanie skupienia znajduje się materya gwiazd. Ale wiemy, że gwiazdy są to ciała niebieskie tej samej kate­goryi, co nasze słońce, na słońcu zaś temperatura jest tak wysoka, iż znane nam ciała nawet przy największem ci­śnieniu mogą w takiej temperaturze istnieć tylko w stanie lotnym. Wnioskujemy więc przez analogię, że wszystkie słońca wogóle są to kule gazowe o bardzo wysokiej tem­peraturze.

Mówiliśmy o tem, że gęstość materyi wewnątrz gwiazdy wzrasta, w miarę zbliżania się do środka, i że w tym sa­mym kierunku rośnie temperatura. Warstwy krańcowe ze­wnętrzne mogą więc posiadać bardzo małą gęstość, mogą być zimne i nieświecące. Jeżeli więc z głębszych warstw w przestrzeń promieniuje ciepło i światło, to promienie po drodze spotykać muszą owe zimne i ciemne warstwy ze­wnętrzne, przez które częściowo zostają pochłonięte.

Absorbcya ciepła powoduje rozgrzewanie sią owych warstw, czego wszakże stwierdzić nie mamy możnością absorbcya zaś światła pociąga za sobą przedewszystkiem pewne osłabienie blasku gwiazdy, z drugiej zaś strony ujawnia się w widmie gwiazdy, skoro obejmuje pewne okre­ślone gatunki promieni. Wyrazem owej absorbcyi są wspo­

mniane poprzednio ciemne prążki na tle widma ciągłego, a rozkład tych prążków oraz ich liczba zależne są od składu chemicznego warstw pochłaniających.

Z doświadczeń wynika, iż gdy między źródłem światła, dającem widmo ciągłe, a obserwatorem znajduje się warstwa jakiegoś gazu o temperaturze niższej, aniżeli źródło światła, to widmo przemienia się w absorbcyjne, a mianowicie prążki ciemne znajdują się w tych samych miejscach, w któ­rych znajdują się jasne prążki widma emisyjnego tegoż gazu w tym wypadku, gdy gaz ten jest rozżarzony. A więc obecność jakiegoś gazu może być stwierdzoną tak samo przez widmo absorbcyjne, jak i przez emisyjne.

Gdy te wyniki doświadczenia zastosujemy do widma jakiejś gwiazdy, to owej warstwy pochłaniającej inaczej sobie wyobrazić nie możemy, jak tylko przyjmując, źe są nią zewnętrzne warstwy samej gwiazdy.

Nazwijmy w ogólności warstwy pochłaniające atmo­sferą, warstwy zaś głębsze, wysyłające światło — jądrem, to analiza widmowa daje nam możność badać skład che­miczny atmosfer gwiazd, a poczęści i warunki fizyczne, w których te atmosfery się znajdują.

Z tego, co wiemy o budowie słońc, wynika, że atmo­sfery gwiazdy nie należy sobie wyobrażać, jako jakąś warstwę, wybitnie różniącą się od jądra. Przejście od warstw gęstszych i gorętszych do rzadszych i chłodniejszych od­bywa się stopniowo, gdzie więc kończy się jądro, a za­czyna atmosfera, tego powiedzieć nie można. W każdym razie położenie owej granicy zmieniać się musi z po­stępem ewolucyi gwiazdy, bo przedewszystkiem rozmiary całej gwiazdy ulegają zmianie, a dalej, jak to wypływa właśnie z badań widmowych, zmienia się stosunek atmo­sfery do jądra.

Zmiany te są najwybitniejszym objawem, towarzyszącym ewolucyi słońc, a poznanie ich posiada dla kosmógonii olbrzymie znaczenie.

Gdybyśmy chcieli zbadać zmiany, jakie z biegiem czasu zachodzą na jakiejś pojedynczej gwieździe, musielibyśmy oczywiście obserwować ją we wszystkich okresach ewolucyi. Zmiany, zachodzące w widmie w tym czasie, byłyby od­biciem zmian, zachodzących wewnątrz gwiazdy, a znaczenie ich możnaby wytłómaczyć, zgodnie z wynikami doświadczeń ziemskich.

Taki sposób badania, który milionów lat by wymagał, jest oczywiście niemożliwy. Natomiast z faktu, że wszystkie gwiazdy powstają analogicznie i analogiczny przebywają rozwój, wypływa,‘iż skoro dwie gwiazdy posiadają widma odmienne, to znajdują się też w rozmaitych fazach ewo­lucyi.

Ogromna rozmaitość widm gwiazdowych świadczy, iż gwiazdy, które widzimy, powstały w różnych czasach, że jedne przebywają dopiero pierwsze epoki swego bytu gwia­zdowego, inne znajdują się już w okresie starości słone­cznej — i w ogóle każdy etap ewolucyi znajduje swoje przedstawicielki na niebie. A dodać możemy — o czem zresztą już wspomnieliśmy poprzednio — że wiele gwiazd przeszłości, pogrążonych w wiecznej nocy, ukrywa się przed naszem okiem, wiele zaś innych nowych powstanie kiedyś w przyszłości — może wtedy, gdy już dzisiejsze gwiazdy zgasną — z wielkich zapasów materyi nieskupionej, roz­rzuconej w przestrzeniach świata.

Dzięki tej różnoczesności powstawania gwiazd mo­żemy sobie uprzytomnić ewolucyę pojedyńczej gwiazdy w ten sposób naprzykład, jak uprzytamniamy sobie cały przebieg życia człowieka, gdy zamiast obserwować poie-

dynczego człowieka od urodzenia do śmierci, weźmiemy pod uwagę szereg osób, które w tej samej chwili repre­zentują nam różne epoki życia ludzkiego.

Badając widma gwiazd, widzimy, iż pomimo wielu różnic w szczegółach, dadzą się one sprowadzić do kilku zasadni­czych typów. Od jednego typu do drugiego prowadzi cały szereg drobniejszych etapów, tak iż cała ewolucya gwiazdy znajduje swój wyraz w szeregu widm, których różnice wy­kazują ciągłość i określony kierunek. ■

Według ogólnie przyjętej klasyfikacyi Vogla, wszystkie widma gwiazd sprowadzają się do trzech typów następują­cych: 1) widma, w których najwybitniejszemi są linie wodoru, linie metali są nieliczne i mało wybitne; 2) widma z bardzo licznemi i silnemi liniami metali oraz stosunkowo słabemi liniami wodoru; 3) widma z liniami metali oraz szerokiemi smugami absorbcyjnemi, charakterystycznemi dla związków węgla i wodoru; linie wodoru nie występują w tych wi­dmach wcale albo są bardzo słabe.

Owe typy widmowe stoją też w związku z barwą gwiazd, a więc barwa zmienia się, podobnie jak widmo, z wiekiem gwiazdy. Barwy, odpowiadające wymienionym typom widma, są: 1) biała, 2) żółta i pomarańczowa, 3) czerwona.

Najbardziej charakterystyczną cechą zmian, zachodzą­cych w widmach, według której dadzą się one uszerego­wać, jest wzrastanie liczby linij absorbcyjnych, których miejsce wreszcie zajmują szerokie pasma, i w tej kolei przedstawione są typowe widma na ryc. 57.

Równolegle ze wzrastaniem liczby prążków zachodzi mne zjawisko, równie charakterystyczne, mianowicie sła­bnięcie linij wodoru, które są najsilniejsze wówczas, gdy żadnych innych linij niema, a znikają całkowicie w niektó­

rych widmach trzeciego typu. W zmianach tych ujawniają się procesy kosmogoniczne znacznie wyraźniej i szczegóło­wiej, aniżeli moglibyśmy o nich wnioskować na podstawie ogólnej teoryi o stopniowej koncentracyi grawitacyjnej, po­łączonej z wydzielaniem ciepła nazewnątrz.

Mgławica przemienia się dla nas w gwiazdę, gdy widmo jej staje się ciągłem. Znaczy to, iż gazy, tworzące ją­dro, są tak zgęszczone, że nie dają już widma liniowego,

Ryc. 57. Typowe widma gwiazd.

charakterystycznego dla gazów rozrzedzonych. Bardzo roz­legła atmosfera otacza to jądro, atmosfera silnie rozrze­dzona i zimna na krańcach swoich, gdyż z jednej strony praca koncentracyjna nie jest w stanie wytworzyć tam znaczniejszej' ilości ciepła, z drugiej strony, stykając się bezpośrednio z zimną przestrzenią wszechświata, tracić ona musi ciepło swoje przez promieniowanie. Oczywiście ciepło, wytwarzające się w jądrze, również w znacznej ilości ucho­dzi, albowiem rzadka atmosfera nie jest w stanie go za­trzymać.

Atmosfera pierwotnie składa się z samego wodoru, jak świadczą o tem widma, w których występują wyłącznie

tylko prążki absorbcyjne wodoru. Prawdopodobnie znajduje się tam i hel, ale widmo w tym względzie nie daje nam żadnych wyjaśnień z powodów, o których wyżej była mowa. Inne pierwiastki, ponieważ ich linij w widmie nie widzimy, nie wywierają widocznie jeszcze pochłaniającego wpływu; należy więc wnioskować, iż znajdują się one głę­biej, a więc są też bardziej zgęszczone i posiadają tempe­raturę wyższą. W każdym razie wchodzą one w skład jądra, uważanego, zgodnie z wyżej podanem określeniem, jako ta część gwiazdy, od której pochodzi widmo ciągłe. Jądro to posiada olbrzymie rozmiary, ale i atmosfera wo­doru rozciąga się bardzo daleko w przestrzeń.

Wodór, jak wiadomo, jest najlżejszym ze znanych pier­wiastków, i tej lekkości przypisać należy występowanie jego w najbardziej zewnętrznych warstwach słońc. Możemy też stąd wnioskować, że pierwiastki znajdują się tem głę­biej, im większym jest ich ciężar atomowy. Wniosek ten bezpośrednio w istocie udało sie sprawdzić dla naszego słońca, które jest jedyną gwiazdą, dla badań tego rodzaju dostępną. I tutaj trudności są olbrzymie, jedynie w ciągu kilku sekund przed i po całkowitem zaćmieniu słońca ba­dania tego rodzaju robione być mogą, gdy z całej tarczy słonecznej odkrytą jest tylko t. zw. warstwa odwracająca. Pomimo tych trudności wyniki, w ostatnich latach otrzy­mane, nietylko stwierdziły warstwowy układ atmosfery sło­necznej, ale nawet dostarczyły nam pewnych wiadomości

o głębokości warstw, w których niektóre pierwiastki za­czynają się zjawiać. Obszerniej o tem była mowa w arty­kule p. t. »Zaćmienia słońca«.

Ze wodór i hel zajmują najbardziej zewnętrzne warstwy naszego słońca, o tem wiedzieliśmy już oddawna, jak również o tem, że oba te gazy w postaci protuberancyj

wznoszą się niekiedy na olbrzymie wysokości ponad średni poziom słońca.

Gdy wyniki, otrzymane dla słońca, przeniesiemy na inne gwiazdy, to zrozumiemy, jak się należy zapatrywać na przybywanie coraz nowych linij w widmach. Jeżeli oprócz wodoru w widmie występuje jeszcze jakiś pierwiastek cięż­szy, wypada nam wnioskować, że jakaś głębsza warstwa, która przedtem wchodziła w skład jądra, stała się teraz dolną warstwą atmosfery; coraz nowe linie w widmie świadczą więc o coraz większem pogłębianiu się atmosfery na koszt coraz bardziej w głąb usuwającego się jądra.

Ażeby zrozumieć przyczyny, które powodują powyż­sze zmiany w budowie słońc, musimy przypomnieć, że promieniowanie, a więc wydzielanie ciepła, i koncentracja są to procesy, ściśle z sobą związane i od siebie wzajem zależne.

Ponieważ spadanie cząsteczek ku środkowi odbywa się nieustannie, więc też nieustannie uwalniać się musi ciepło, które w przeciwnym razie uniemożliwiałoby dalszą koncen- tracyę. Skoro wszakże w słońcu pewna ilość ciepła nagro­madzić się może i temperatura słońca wzrastać, znaczy to, iż traci ono mniej ciepła, aniżeli go się wytwarza — co zresztą wypływa też z teoryi. Nadmiar ten ciepła wszakże nie istnieje w warstwach zewnętrznych, w miarę więc jak promieniowanie staje się silniejszem, odbywać się ono musi kosztem ciepła warstw coraz głębszych, które w okresach wcześniejszych stanowiły składową część jądra. Z czasem więc jądro redukuje się do części bardziej wewnętrznej — natomiast dawniejsze zewnętrzne jego warstwy zaczynają wywierać dostrzegalny wpływ absorbcyjny — stają się warstwami atmosfery.

W tem uwarstwieniu istnieje niezaprzeczona kolejność,

0 której również poucza nas widmo. Jeżeli w widmie, prócz wodoru, występują linie drugiego jeszcze pierwiastka, to tym drugim pierwiastkiem jest zawsze sód, jako trzeci pierwiastek występuje magnez, później wapień, żelazo i t. d. Niema naprzykład widm, w których występowałyby tylko linie wodoru i żelaza, albo linie wodoru i magnezu; jeżeli są linie żelaza, to są z pewnością też linie sodu, magnezu

1 wapnia, jeżeli są linie magnezu, to są linie sodu. W tej kolejności jaknajwybitniej występuje posuwanie się w głąb procesu stygnięcia, obejmującego coraz nowe warstwy.

Naturalnie niezależnie od owego stygnięcia zewnętrznego, temperatura wewnętrznych części jądra stawać się może coraz wyższą, tembardziej, że atmosfera, w miarę zgęszcza- nia się, ochrania je coraz szczelniej przed utratą ciepła nazewnątrz; podobnie naprzykład gęste chmury w atmosferze ziemskiej, zatrzymując promienie ciepła, które wysyła w przestrzeń ogrzana przez słońce powierzchnia ziemi, po­wodują w zimie zawsze podnoszenie się temperatury po wietrzą.

Należy sobie jeszcze zdać sprawę z przyczyn, powodu­jących równoległe z postępem ewolucyi słabnięcie linij wodoru. Z doświadczeń laboratoryjnych wiadomo, iż sze­rokość linij widma jakiegoś gazu zależną jest od ciśnienia, pod jakiem badany gaz się znajduje, oraz od temperatury. Przy wzrastaniu tak ciśnienia, jak i temperatury, szerokość linij zwiększa się i odwrotnie. Wyrazistość linij absorbcyj- nych wszakże zależną jest głównie od grubości i gęstości warstwy pochłaniającej, oraz od różnicy między temperaturą tej warstwy a temperaturą źródła światła. Przy ewolucyi gwiazd druga z tych przyczyn jedynie w grę wchodzić może.

Z zachowania się linij wodoru w widmach gwiazd wnio­skujemy, iż różnica temperatury wodoru oraz zewnętrznych

warstw jądra się zmniejsza, t. j. w zewnętrznych warstwach gwiazdy zachodzi w pewnym stopniu wyrównanie tempe­ratur. Jeżeli więc powiadamy, że stygnięcie postępuje w głąb, znaczy to, iż obniża się faktycznie temperatura zewnętrznych warstw jądra, aczkolwiek, bezwzględnie biorąc, może natu­ralnie pozostawać bardzo wysoką; natomiast temperatura warstw, które już wcześniej wchodziły w skład atmosfery, przedewszystkiem więc warstwy wodoru, może nawet wzra­stać skutkiem nieustannego dopływu ciepła z warstw głęb­szych. Sądząc z widma, musimy wnioskować, iż tak jest w istocie.

Jaki stan rzeczy zachodzi naprzykład na gwiazdach dru­giego typu, możemy sobie nieco lepiej uprzytomnić, biorąc pod uwagę nasze słońce, które właśnie do tej kategoryi gwiazd należy. Chociaż linie absorbcyjne w widmie słońca są nader wyraziste, to przecież wiemy, że temperatura atmosfery słonecznej jest bardzo wysoka. Jeżeli bowiem ową atmosferę badamy spektroskopem, niezależnie od cią­głego podkładu, to atmosfera daje liniowe widmo emi­syjne. Świadczy to, iż gazy i pary, z których się składa atmosfera, są tak silnie rozżarzone, iż same świecą — wiemy zaś, iż są to pary metali, które na ziemi normalnie wy­stępują tylko w stanie stałym, a dla przeprowadzenia ich w stan lotny bardzo wysokie potrzebne są temperatury.

Ponieważ, w miarę stygnięcia i zgęszczania się atmo­sfery, przybywają w widmie nietylko linie nowych pier­wiastków, ale też wzrasta liczba linij oddzielnych pierwia­stków — więc coraz mniejsza ilość światła przenika przez atmosferę nazewnątrz, a jasność gwiazdy zmniejsza się po­woli. Linie te znajdują się we wszystkich częściach widma, ale więcej ich jest w częściach łamliwszych, i przewaga ta Wzrasta, w miarę wzrastania ogólnej liczby linij.

Skutkiem tego barwa czerwona w świetle gwiazdy bierze coraz większą przewagę nad niebieską, i biała barwa gwiazd pierwszego typu przechodzi stopniowo w barwę żółtą i pomarańczową gwiazd drugiego typu.

Zjawisko podobnej zmiany barwy widzimy naprzykład u słońca, w miarę jego zbliżania się do poziomu. Przy­czyna zmiany barwy w tym wypadku oczywiście nie leży w atmosferze słonecznej, lecz w atmosferze ziemskiej, ale skutek jest analogiczny: im silniej promienie słoneczne podlegają pochłanianiu w atmosferze ziemskiej, tem większą staje się przewaga promieni czerwonych, które najmniej są pochłaniane.

Przy dalszem stygnięciu atmosfery linie w widmie sku­piają się w niektórych częściach tak gęsto, iż tworzą sze­rokie pasma, które na oddzielne linie tylko przy bardzo silnem rozszczepieniu,, i to niezupełnie, rozłożyć można, a obok tego występują smugi nierozdzielne — charakte­rystyczne dla związków chemicznych.

Atmosfery gwiazd trzeciego typu mają już temperaturę tak niską, iż tworzenie się znanych nam związków che­micznych jest możliwe. Związki te są to węglowodory. Przez łączenie się wodoru z węglem ilość wodoru wolnego w atmosferze maleje, linie wodoru w widmie są coraz słabsze, i giną wreszcie, gdy wszystek wodór wolny zwią­zany zostanie z innymi pierwiastkami.

W związku z tą silną absorbcyą promieni, których nie­znaczna tylko część przenika nazewnątrz, jasność gwiazdy się zmniejsza tak, iż pośród gwiazd trzeciego typu jasne gwiazdy należą do wyjątków. Przeważnie są to gwiazdy drobne — oczywiście nie ze względu na istotne swe roz- miary, ale ze względu na ilość światła, którego przeważna część _nj_e wydostaje się poza granice atmosfery. Barwa

ich z powodów poprzednio wyjaśnionych staje się czer­woną.

Do tego etapu ewólucyi prowadzą nas badania widmowe, ale proces kosmogoniczny tu się nie zatrzymuje. Następuje chwila, gdy atmosfera tak głęboko do wnętrza gwiazdy przeniknie, iż światło jądra nie może się już przedrzeć przez nią nazewnątrz. Wtedy gwiazda przestaje świecić, staje się ciemną bryłą, chociaż w jej wnętrzu ukrywają się jeszcze •olbrzymie zapasy ciepła, a praca grawitacyjna przez długi czas jeszcze nowe jego ilości wytwarzać może.

Przy nadmiernem nagromadzeniu się ciepła zachodzić muszą w pewnych chwilach gwałtowne przerywania opony atmosferycznej, bo tylko w ten sposób ciepło może sobie torować drogę nazewnątrz; wtedy jądro częściowo się od­słania, aby po pewnym czasie znowu powrócić do dawnego stanu.

Takie przerywania zachodzą prawdopodobnie już wówczas, gdy gwiazda jest jeszcze widzialna, ale atmosfera już tak gęsta, iż promienie, przez nią przepuszczane, nie wystar­czają do zrównoważenia przybytku ciepła. W tym wypadku muszą zachodzić zmiany blasku gwiazdy.

W istocie gwiazd takich, zmieniających jasność, znamy dość dużo, a zmienność pewnej ich kategoryi, mianowicie t. zw. zmiennych długookresowych, jest w ścisłym związku z warunkami, w których się gwiazdy te znajdują. Że zaś są to w przeważnej części gwiazdy czerwone trzeciego typu, więc zmienność zdaje się być zjawiskiem, stale to- warzyszącem tej trzeciej fazie ewolucyi.

Takie przerywania muszą się stawać coraz rzadszemi w miarę, jak zgęszczająca się atmosfera coraz silniejszy stawia opór naciskowi z wewnątrz, ale też wybuchy po­tężniejszymi. Zdarzyć się może, iż gwiazda od tysięcy lat

już niewidzialna, skutkiem takiej potężnej eksplozyi nagle zabłyśnie na niebie, sprawiając wrażenie gwiazdy nowej. Wypadki takie, jak wiemy, nie należą do rzadkości, aczkolwiek zdaje się, iż zazwyczaj potrzebny jest kataklizm zewnętrzny, aby takie wyładowanie doszło do skutku,

Z powyższego przedstawienia ewolucyi słońc widzimy, iż siły, które zbierają i skupiają materyę, rozproszoną w przestrzeni, które przy dalszem działaniu wytwarzają w niej ciepło i światło, i mgławice przeobrażają w słońca, — iż te same siły, nie zmieniając w niczem swej istoty, sprowadzają następnie zanik tych słońc, przemieniając je w końcu w bryły ciemne i zimne.

Powiadamy zimne, gdyż historya słońca nie kończy się bynajmniej z chwilą, gdy przestaje ono świecić; w tym stanie kosmicznej agonii zachodzą w jego wnętrzu nowe a bardzo energiczne zmiany — powinowactwo chemiczne pierwiastków przybywa, jako potężny czynnik ewolucyjny. W atmosferze pierwiastki łączą się w skomplikowane związki, z par i gazów wytwarzają się ciecze i ciała stałe, znaczna część lotnej atmosfery przeradza się w twardą skorupę, która przez długie wieki może być ochroną dla wewnętrznego, coraz malejącego znicza — ale nie wiecznie. Zimna, pozbawiona światła bryła materyi, biegnąca w pu­stej przestrzeni po nieznanej drodze do nieznanych celów — oto ostateczny etap w pochodzie ewolucyjnym każdego słońca.

Trzy fazy ewolucyi, charakteryzujące się trzema typami widma, jak łatwo zauważyć, nie przedstawiają cech wy­bitnie odrębnych — cechy te są zawsze te same, tylko z biegiem czasu się potęgują. Natomiast z rozważań teore­tycznych wywnioskować się dają trzy ściślej określone okresy rozwoju, w których warunki zasadniczo się różnią.

Pierwszym jest okres wzrastającego promieniowania i temperatury. Trwa on do chwili, gdy promieniowanie sta­nie się najsilniejszem, t. j. gwiazda dosięga największego blasku. Ilość promieni wysyłanych zależna jest nietylko od natężenia, za którego miarę przyjmujemy temperaturę, ale i od wielkości powierzchni promieniującej. Przy pewnych założeniach idealnych średnia temperatura gwiazdy jest odwrotnie proporcyonalną do jej promienia, t. j. wzrasta w tym samym stosunku, w jakim promień się zmniejsza; jasność natomiast zmniejsza się tak, jak powierzchnia, a więc w stosunku tym samym, co kwadrat promienia. Wynika stąd, że jasność zmniejsza się szybciej, aniżeli wzrasta temperatura, czyli że temperatura dosięga swego maximum później, aniżeli promieniowanie.

Drugim więc będzie okres, w którym jasność się już zmniejsza, ale temperatura jeszcze rośnie i dosięga maxi­mum. Że dla każdej gwiazdy takie maximum w istocie istnieć musi, wykazał Ritter; wartość jego wszakże dla różnych gwiazd jest rozmaita: maksymalna temperatura jest wyższa, gdy większa jest masa.

Wreszcie w trzecim okresie zmniejsza się i promienio­wanie, i średnia temperatura.

Wobec tego, iż do stwierdzenia tych okresów krótko­trwałe nasze obserwacye i ograniczone środki badania nie wystarczają, nie możemy nic powiedzieć, o ile zmiany, zachodzące w widmach, stoją w związku z tymi okresami teoretycznymi. A byłoby to nader ważnem już choćby tylko ze względu na nasze słońce, o którem dotychczas nic pewnego nie możemy powiedzieć, czy temperatura jego już się obniża, czy też jeszcze może wzrasta. Zmiany w każdym razie są tak powolne, iż obserwacye całego okresu historycznego nie są w stanie ich wykazać.

Musimy poświęcić jeszcze parę słów usiłowaniom, zmierzającem do określenia długości okresów czasu, w któ­rych ewolucya słońc się odbywa. Można je wysnuć oczy­wiście tylko na drodze teoretycznej, czyniąc pewne zało­żenia idealne, mniej lub więcej dowolne. To też nie można im przypisać znaczenie głębszego, tembardziej gdy prowa­dzą do sprzeczności z innemi obliczeniami, choćby również niezbyt silnie ugruntowanemi.

Z obliczeń Rittera wypływa, że 76 milionów lat po­trzeba, ażeby średnia temperatura naszego słońca od ma­ksymalnej spadła do zera.

Do daleko skromniejszych wyników doszedł Helmholtz; obliczył on całkowitą ilość ciepła, wytworzoną przez kon- centracyę słońca w czasie, w którym mgławica słoneczna od rozmiarów, sięgających drogi Neptuna, skurczyła się do dzi­siejszej wielkości. Otrzymał on ilość, 20 milionów razy większą od tej, którą słońce obecnie traci w ciągu roku. Znaczy to, że jeżeli słońce zawsze traciło tyle ciepła, co obecnie, to cała epoka, wzięta pod uwagę przez Helmholtza, obejmuje wszystkiego 20 milionów lat; liczba ta redukuje się nawet do 15 milionów, gdy w rachunku uwzględnimy nowsze określenia stałej słonecznej. Otrzymamy naturalnie okres dłuższy, gdy przyjmiemy, że strata energii w dawnych czasach była mniejszą niż dzisiaj, ale więcej względów przemiawia za tem, iż promieniowanie dawniej było obfitsze, a w takim razie liczby powyższe jeszcze by się zmniej- * szyły.

Gdy więc już liczby Helmholtza i Rittera nie dadzą się pogodzić ze sobą bez sztucznych i dowolnych założeń, to już w zupełnym rozdzwięku znajdują się one z wynikami badań geologicznych. Z badań nad budową i tworzeniem się skorupy ziemskiej wypływają setki milionów lat dla

okresów geologicznych — a ziemia przecież istnieć nie mogła wtedy, gdy słońce rozpościerało się poza orbitą ziemską. Nie mamy obecnie żadnych sposobów do pogo­dzenia tych sprzeczności.

Ale nie powinno to nas zrażać. Człowiek robi to, co leży w granicach jego możności, nie jest winien, że nie może objąć duchem całej przyrody, tak skomplikowanej

i niedostępnej w swym ogromie.

Rozważając ewoluCyę słońca, zapatrujemy się na nią makroskopijnie, bierzemy pod uwagę tylko wielkie objawy wypadkowe, nie wnikając w nieskończenie zawiłe procesy mniejsze, które tym większym nieodłącznie towarzyszą, a najczęściej nie mogą być nawet dostrzeżone. Co się dzieje na gwiazdach, wszystko to zlewa się dla nas w je­den punkt świetlany, a widmo dla danej gwiazdy i epoki posiada tylko znaczenie charakterystycznej stałej (wyjątek stanowią widma niektórych gwiazd zmiennych).

Co się poza tą stałością ukrywać może, dają nam o tem pewne wyobrażenie obserwacye naszego słońca. I jego wi­dmo jest zawsze jednakowem, a przecież wre na słońcu nieustanna czynność, której niektóre oznaki zewnętrzne bez przerwy oglądamy. Wystarczy wspomnieć o plamach, po­chodniach, protuberancyach, koronie i t. d. Nie wiemy, co się kryje poza tem wszystkiem, jaka jest rola tych zjawisk w ogólnym procesie ewolucyjnym słońca. Liczne teorye słońca nie zdołały nam tych zjawisk całkowicie wyjaśnić, nie dały nam poznać szczegółów budowy słońca, a nie wiemy nawet, czy znaczna część tej życiodajnej tarczy nie jest tylko zjawiskiem optycznem — jak to w swej pięknej

i ścisłej teoryi słońca stara się wykazać A. Schmidt.

Trzeba nauce oddać tę sprawiedliwość, że chce wie­dzieć, i w dążeniu do zaspokojenia tej chęci nie cofa się

przed żadnemi trudnościami. Ale są problematy, do których rozwiązania człowiek w zbyt nieodpowiednich 'znajduje się warupkach, przykrępowany na wieki do takiego mizernego drobiazgu, jakim jest ziemia.

Jeżeli nie udało się dotychczas wyznaczyć absolutnego wieku naszego słońca, o którem tyle najrozmaitszych po­siadamy wiadomości, to tem mniej coś powiedzieć można

o wieku gwiazd, których masy ani rozmiarów w ogólności nie znamy.

A cóż dopiero mówić o trwaniu całego wszechświata materyalnego! Jedna gwiazda gaśnie, druga się rodzi — pomiędzy narodzinami tych dwóch gwiazd upłynęło jedno życie gwiazdowe. Ile takich generacyj gwiazdowych już prześwieciło na niebie w ciągu trwania materyi — może miliony? Pytanie takie nie ma żadnej podstawy naukowej, ale rzucone, jest w stanie rozszerzyć w umyśle naszym pojęcie wieczności, tak zazwyczaj skurczone skalą warun­ków naszego bytu; bo te miliony generacyj gwiazd w wiecz­ności nie znaczą więcej, niż jedna sekunda.

Niektóre wskazówki, dotyczące względnego trwania różnych okresów ewolucyi słońc, wypływają ze statystyki gwiazd rozmaitych typów widmowych.

Na kilka tysięcy gwiazd, których widma zostały okre­ślone, przypadają bardzo różne liczby gwiazd trzech głó­wnych typów. Najwięcej jest gwiazd białycti, bo 60°/₀, dalej gwiazd żółtych i pomarańczowych 30%, wreszcie gwiazd trzeciego typu, t. j. czerwonych, tylko 10%- Pro­stem logicznem rozumowaniem, którego nie powtarzamy, można dojść do wniosku, iż te liczby stoją w prostym stosunku do czasów trwania odpowiednich faz ewolucyi; ^a więc, że w ciągu ⁶/₁₀ swego bytu słonecznego gwiazda należy do pierwszego typu, w ciągu ³/₁₀ do drugiego,

wreszcie okres czerwoności wynosi tylko y_i0 czasu trwa­nia gwiazdy.

Skoro tak jest, to nasze słońce, które należy do kate- goryi gwiazd żółtych, już przynajmniej ⁶/io swego istnienia gwiazdowego ma za sobą. Było ono może jeszcze gwiazdą białą w tych epokach, gdy rozsypywało w przestworzu ułamki swej materyi, z której tworzyły się otaczające je planety. Dziś, chyląc się ku starości, obdarza je jeszcze swoimi promieniami, ale nie wiemy, na jak długo tych promieni mu starczy. Tego tylko możemy być pewni, że życie, które isnieje na ziemi, nie doczeka się zgaśnięcia słońca.

Wiemy, że pod wpływem skupiającej materyę siły cią­żenia oraz siły międzycząsteczkowej, odpychającej czą­steczki materyi od siebie, materya przybiera kształt kulisty. Kula taka, ulegając coraz większej koncentracyi, w pewnej epoce poczyna wysyłać nazewnątrz ciepło i światło, staje się słońcem, i jako słońce podlega w dalszym ciągu nie­ustannym zmianom, któremi obszerniej zajmowaliśmy się w poprzednim rozdziale. Gdyby, po wytworzeniu się lo­kalnych środków przyciągania, materya znajdowała się wy­łącznie pod działaniem dwóch wspomnianych sił, pojedyncze, izolowane kule byłyby jedyną postacią utworów kosmi­cznych.

Na podstawie tego, co mówi nam obserwacya, zda- waćby się mogło, że takie utwory są w istocie jeżeli nie jedynym, to w każdym razie najbardziej rozpowszechnionym typem utworów kosmicznych, najliczniejszą bowiem ich ka- tegoryą są pojedyncze gwiazdy stałe, t. j. pojedyncze słońca. Ale nie mamy prawa twierdzić stanowczo, iż wszyst­kie gwiazdy, które w teleskopach przedstawiają się nam, jako pojedyncze, są takiemi w istocie.

Wiemy, że siła naszych środków obserwacyi jest ogra­niczona, a historya wiedzy poucza nas, że, w miarę dosko­nalenia się przyrządów optycznych, odkrywano coraz wię-

kszą ilość gwiazd podwójnych pośród tych, które dla słabszych narzędzi zdawały się pojedynczemi. Im dalej od nas znajduje się gwiazda podwójna, tembardziej do siebie zbliżonemi muszą się nam wydawać jej składowe i tern trudniej stwierdzić jej podwójność, — a wiadomości nasze

0 odległości gwiazd są dotychczas nader skromne.

Do tych gwiazd podwójnych teleskopowych w nowszych czasach przybyła cała nowa kategorya podwójnych spektro­skopowych, których za pomocą teleskopu rozdzielić niepo­dobna, a których podwójność ujawnia się jeno w peryody- cznych ruchach linij widmowych, odzwierciedlających, zgo­dnie z zasadą Dopplera, ruchy dwóch słońc dokoła wspól­nego środka ciężkości.

Gwiazd podwójnych tej drugiej kategoryi znamy do­tychczas jeszcze niewiele, ale przecież już liczbę dość znaczną, jeżeli uwzględnimy krótki okres czasu, który upły­nął od chwili zastosowania fotografii do badań widmowych gwiazd, oraz okoliczność, iż dotychczas tylko gwiazdy jasne, a więc stosunkowo nieliczne, takim badaniom pod­dawane być mogą. Z tej niewielkiej liczby znanych ukła­dów tego rodzaju wnioskować więc możemy, iż ogólna ich ilość we wszechświecie jest olbrzymią.

Ale gwiazdy podwójne obu powyższych kategoryj (oraz potrójne, poczwórne i t. d.) nie wyczerpują bynajmniej wszystkich układów możliwych we wszechświecie. Nasz układ planetarny jest przykładem układu całkiem odmien­nego typu. Składa się on tylko z jednej gwiazdy, dokoła której krążą stosunkowo drobne bryły ciemne — planety.

Układów takich, prócz naszego, nie znamy, ale też

1 znać ich nie możemy, gdyby nawet we wszechświecie było ich bardzo wiele. Planety nasze, nawet gdyby posia­dały własne światło, nie mogłyby, dla swej małości, być

widziane nawet z najbliższych gwiazd, a tembardziej skoro świecą one odbitem światłem slonecznem. A więc wszyst­kie układy podobne, jeżeli istnieją, dla nas redukować się muszą do pojedynczych gwiazd.

Skoro zaś słońce nasze nie przedstawia jako gwiazda nic wyjątkowego, nie znajduje się też, o ile wiemy, w ża­dnych specyalnych warunkach, mogących usprawiedliwić możliwość powstania jakiegoś całkiem odrębnego układu, to nie mamy podstawy przypuszczać, iż układ nasz jest w istocie jakimś unikatem we wszechświecie, owszem

o wiele jest rzeczą prawdopodobniejszą, iż jest on jednym z wielu podobnych do niego układów.

Z przytoczonych rozważań wynika, iż skoro widzimy przez teleskop gwiazdę pojedynczą, to nie mamy prawa twierdzić, iż jest to w istocie pojedyncze izolowane słońce bez żadnego towarzystwa. Ale też nie wynika stąd, ażeby gwiazd pojedynczych wcale nie było. Jak zobaczymy pó­źniej, układy nie są wieczne, mają one swój początek oraz koniec — jako układy. Mogą więc być gwiazdy, które jeszcze nie wytworzyły układu, mogą być i takie, które kiedyś należały do układu, dziś już nie istniejącego. Te dziś w istocie są gwiazdami pojedynczemi.

Natomiast wydaje się prawdopodobnem, iż tworzenie się układów znajduje się w ścisłym związku z warunkami, w których dokonywa się ewolucya słońc, a że warunki te wszędzie są podobne, więc też powszechnem jest dążenie do powstawania układów przy ewolucyi słońc.

Naturalnie zastrzedz się trzeba, że dążenie do wytwo­rzenia układu nie jest jeszcze rzeczywistem wytworze- ^niem; sama rozmaitość typów układów świadczy, że warunki, w których powstawały, nie były identyczne. Takie okoliczności drugorzędne, stanowiące o typie układu, który

się wytworzył, mogą niekiedy wprost być przeszkodą do wytworzenia się układu.

W ogólności układy, które znamy, pod wielu wzglę­dami wykazują znaczne różnice. Jedne z nich ■— telesko­powe -— są bardzo rozległe, okresy obiegu w nich wy­noszą niekiedy tysiące lat, zazwyczaj setki i dziesiątki, spadając wszakże w niektórych wypadkach do kilku lat zaledwie; inne znów — spektroskopowe — są bardzo ścisłe, a obieg słońc zachodzi w nich już w ciągu kilku dni a na­wet godzin.

Pod względem wzajemnego stosunku mas układu, znamy układy, w których owe masy są prawie równe, w innych stosunek mas spada do małych ułamków, a w naszym układzie słonecznym masy wszystkich planet razem stano­wią Y₇₀₀ masy słońca.

Dalej co do kształtu dróg, to w niektórych układach są one nader wydłużonemi elipsami, w innych, np. też -w naszym układzie, elipsy zbliżają się bardzo do kół, a spotykamy też wszystkie kształty pośrednie.

Różnic takich możnaby przytoczyć wiele, rozpatrując układy z rozmaitych punktów widzenia. Niektóre cechy, a przedewszystkiem te, które służyć mogą za podstawę charakterystyki pewnych typów układów, niewątpliwie mają źródło swe w warunkach specyalnych, w jakich układ dany się tworzył. Genezę tych warunków specyalnych po części odnieść jeszcze trzeba do chwili oddzielenia się fragmentu materyi, z którego dany układ powstał, od ogólnego kom­pleksu materyi, po części zaś przypisać ją pewnym oko­licznościom przypadkowym, w których ów fragment po oddzieleniu się znalazł. Do takich czynników pierwotnych, decydujących o typie układu, należy np. wielkość masy oraz prędkość ruchu wirowego.

Ale pomijając ogólne cechy typowe, na układy nie możemy się zapatrywać, jako na utwory niezmienne. Oparty na głębszem * wniknięciu w tajniki wszechświata, pogląd ewolucyjny stosować też musimy do powstawania układów; przyjmując zaś stopniowe, powolne tworzenie się układów, nie mamy też prawa przypuszczać, iż zmiany, które sta­nowią istotę ewolucyi układów, w pewnym określonym mo­mencie ustać mogą. Jak na każde słońce, tak i na każdy układ, zapatrywać się musimy w ten sposób, iż jest on takim, jakim go widzimy, tylko w pewnej epoce, że postać jego dzisiejsza zmieniać się będzie w przyszłości, jak zmie­niała się w’przeszłości.

Zgodnie z takim poglądem niektóre z różnic, które w układach dostrzegamy, np. dotyczące kształtu i rozmia­rów dróg, okresów i t. p., złożyć można na karb rozma­itych faz ewolucyi, w których znajdują się układy; a więc w wielu pozornie bardzo odmiennych układach różnice sprowadzić się dadzą do różnicy wieku. W jaki sposób

i pod wpływem jakich czynników te zmiany się odbywają, to są kwestye, które nauka współczesna zaledwie miała czas potrącić, a których rozwiązanie pozostawić musimy pracy przyszłych pokoleń.

To też kwestyę tworzenia się układów wogóle pozo­stawimy na stronie, zadawalając się wyżej przytoczonemi uwagami ogólnemi. Natomiast obszerniej zajmiemy się na­szym układem planetarnym, ponieważ losy jego obchodzą nas najbardziej nie tylko z punktu widzenia czysto-nauko- wego. W tym przedmiocie materyał naukowy jest nader obfity, zdaje się też, że przynajmniej w ogólnych zarysach poglądy współczesne na powstanie naszego układu niezbyt oddalają się od prawdy.

Za podstawę naszych rozumowań służyć muszą wszyst­

kie szczegóły, charakteryzujące budowę układu, których poznanie w głównej mierze zawdzięczamy odkryciom Ko­pernika, Keplera i Newtona. Najważniejsze z nich są na­stępujące.

Największą bryłą układu jest słońce, które zajmuje środkowe w nim położenie. Posiada ono ruch wirowy do­koła niezmiennej osi w okresie, wynoszącym 25 dni.

Dokoła słońca biegnie 8 głównych planet, które są drobnemi w stosunku do słońca kulami, o różnej wielkości

i masie, nie posiadającemi własnego światła. Najbliższa planeta, Merkury, znajduje się w odległości około 8 mi­lionów mil, od słońca, najdalsza — Neptun — w odległości 600 milionów mil; pomiędzy temi odległościami zawarte są odległości pozostałych planet, t. j. Wenery, Ziemi, Marsa, Jowisza, Saturna i Urana. W przestrzeni między drogami Marsa i Jowisza znajduje się mnóstwo drobnych planet (pla­netoid), których dotychczas znamy przeszło 600.

Wszystkie planety poruszają się dokoła słońca według wspólnych praw, wykrytych przez Keplera.

Elipsy, po których krążą planety, posiadają mały mi- mośród, t. j. bardzo są zbliżone kształtem do kół. Płasz­czyzny tych elips są mało względem siebie pochylone, jak również względem płaszczyzny równika słonecznego.

Ruchy wszystkich planet dokoła słońca posiadają jeden wspólny kierunek z prawa na lewo dla obserwatora, znaj­dującego się na słońcu; w tym samym kierunku odbywa się ruch wirowy słońca dokoła osi.

Począwszy od ziemi (a więc z wyjątkiem Wenery i Mer­kurego), wszystkie planety posiadają księżyce (jeden lub więcej), które poruszają się dokoła planet po drogach, mających te same cechy, co drogi planet dokoła słońca.

Planety i księżyce posiadają ruch wirowy (dotychczas

środki obserwacyi nie były dostateczne do stwierdzenia tego ruchu u wszystkich brył układu); płaszczyzny równi­ków planet i księżyców mało są względem siebie pochy­lone, a w ogólności też względem płaszczyzn dróg odpo- wiednych planet.

Znaczy to, iż w ogólności ruchy planet dokoła osi, jak i księżyców dokoła swych osi oraz dokoła planet, odby­wają się również z prawa na lewo. O wyjątkach, które pod tym względem znamy, powiemy później.

Wymienione wspólne cechy ruchów w układzie sło­necznym są tak uderzające, iż zawsze zwracały na siebie uwagę od chwili, gdy prawdziwa postać naszego układu została poznaną, każąc domyślać się wspólnej ich przy­czyny. Atoli wynalezienie tej wspólnej przyczyny wydawało się długo rzećzą niemożliwą. Do tego wniosku naprzykład doszedł Newton, widząc w takiem a nie innem uporządko­waniu ruchów w układzie słonecznym bezpośredni objaw woli Bożej, której celem było zapewnić układowi trwałość.

Aby wszakże mieć dostateczną podstawę do szukania mechanicznych przyczyn powstania naszego układu, trzeba się przedewszystkiem upewnić, czy układ ten nie jest jakimś utworem przypadkowym, w którym drobne ciała planetarne są pochodzenia całkiem obcego i nie stoją w żadnym związku wewnętrznym z ewolucyą słońca. Można bowiem przypuścić, iż drobne ciała kosmiczne, pochodzące z prze­strzeni międzygwiazdowych, znalazłszy się w sferze przy­ciągania słońca, zbliżyły się do niego i, skutkiem nie dają­cych się bliżej określić przyczyn, zmuszone zostały je okrą­żać. W ten sposób naprzykład zapatrujemy się na komety, których znaczna liczba w naszym układzie stale pozostaje. Co do komet znamy też siły, które zatrzymały je w układzie.

Otóż jeżeli kometom przypisujemy pochodzenie obce,

to opieramy się w głównej mierze na ich ruchach, które mają charakter całkiem odmienny, aniżeli ruchy planet. Pomijając komety, przebiegające nasz układ tylko raz jeden po drogach hyperbolicznych lub parabolicznych, a biorąc pod uwagę jedynie komety peryodyczne, t. j. krążące do­koła słońca, podobnie jak planety, po elipsach, widzimy, że elipsy te posiadają postać najrozmaitszą: jedne są nader wydłużone, tak iż zbliżają się prawie do paraboli, inne znowu posiadają mimośród bardzo mały i zbliżają się po­stacią do dróg planetarnych; a dalej płaszczyzny tych dróg pochylone są pod najrozmaitszymi kątami względem równika słonecznego, a ruchy komet równie często odbywają się z prawa na lewo, jak i z lewa na prawo.

Jednem słowem, tak w kształcie, jak i położeniu dróg i kierunku ruchów nie dostrzegamy żadnej prawidłowości — a taki stan rzeczy jest najprawdopodobniejszy, jeżeli mamy do czynienia z ciałami pochodzenia obcego, które tylko przypadkowo weszły w skład naszego układu.

Naturalnie przypadek mógłby też zrządzić, iż drogi ciał, z zewnątrz przybywających, dokoła słońca byłyby takiemi, jakiemi są drogi planet, — ale prawdopodobieństwo takiego przypadku jest nader małe. Obliczył je Laplace jedynie na podstawie jemu już znanych kierunków ruchów planet i księżyców, i znalazł, że prawdopodobieństwo takiego przypadku jest 4000 miliardów razy mniejsze, aniżeli prawdo­podobieństwo jednej wspólnej przyczyny.

Obliczając to samo prawdopodobieństwo dziś przy uwzględnieniu wszystkich małych płanet, odkrytych później, otrzymalibyśmy, zamiast owych 4,000 miliardów, liczbę

o pięciuset kilkudziesięciu znakach dziesiętnych. Aby dać wyobrażenie o znaczeniu tej liczby, przypuśćmy, że istnieje taka liczba najdrobniejszych ziarnek piasku; otóż piaskiem

tym zapełnić by można takich układów gwiazdowych, jak nasz układ drogi mlecznej, ilość, wyrażającą się liczbą

o 400 przeszło* znakach dziesiętnych.

Tak wielkie prawdopodobieństwo wspólnej przyczyny w praktyce równoznaczne jest z pewnością.

Chodzi więc o to, aby tę wspólną przyczynę znaleść.

Jeżeli weźmiemy pod uwagę to, co powiedzieliśmy w rozdziale poprzednim o ewolucyi słońc, to wypływa wniosek, iż, im bardziej cofać się będziemy w przeszłość słońca, tern większe przyjąć musimy dla niego rozmiary. W pewnej epoce więc słońce powierzchnią sięgało do dzi­siejszej drogi Merkurego, a jeszcze dawniej rozpościerało się po za jego drogę. Naturalnie w tej epoce planeta wspomniana jeszcze istnieć nie mogła, skoro przestrzeń, w której się ona porusza, zajętą była przez materyę słońca.

Cofając się w epoki wcześniejsze, w epoki coraz mniej­szej koncentracyi słońca, znajdziemy, iż musiało ono kiedyś sięgać do Wenery, Ziemi, Marsa i t. d., wreszcie Neptuna, a pierwotnie rozciągać się daleko poza drogę tej, dziś dla nas krańcowej planety układu.

Dochodzimy’ więc do wniosku, iż planety pierwotnie stanowić musiały część tej mgławicy, z której utworzyło się słońce. Wynika stąd, że przez koncentracyę owej mgła­wicy nie tylko tworzyło się słońce, ale że od tej kurczącej się kuli materyi w pewnych epokach oddzielała się część materyi, która przestawała brać udział w ogólnym ruchu cząsteczek, skierowanym ku środkowi, i, nie zbliżając się już do tego środka, wyodrębniała się od pozostałej ma­teryi, której cząsteczki nie zaprzestały swego ruchu w kie­runku środka.

Otóż jednem z najbardziej zasadniczych zagadnień w ko- smogonii układów jest wyjaśnić, w jakich warunkach takie

gubienie po drodze materyi przez kurczące się słońce jest możliwem.

Wiemy, że izolacya od siły ciężkości jest niemożliwą. Jeżeli więc masa jakaś, pozostająca pod wpływem większej masy, nie ma ku tej ostatniej się zbliżać, to musi się ona znajdować pod działaniem innej jakiejś siły, działającej w przeciwnym kierunku i z siłą ciążenia sie równoważącej. Ponieważ siła ciężkości jest dośrodkową, więc przeciwna jej siła musi być odśrodkową. Z sił odśrodkowych w przy­rodzie najbardziej znaną jest ta, która powstaje przy ruchu obrotowym ciał dokoła osi. Ażeby więc tę siłę można było uważać za powód oddzielania się materyi od mgła­wicy, trzebaby przyjąć, że mgławica, z której wytworzył się układ słoneczny, posiadała ruch wirowy.

Otóż z faktu, że słońce posiada ruch wirowy, wynika, iż posiadała go i mgławica, z której utworzyło się słońce. Wiemy bowiem, że ruch taki nie mógł się wytworzyć skutkiem samej tylko koncentracyi mgławicy, ani skutkiem jakichkolwiek procesów wewnętrznych. Jak się zapatrywać należy na pochodzenie tego ruchu, wspomnieliśmy po­przednio. Ruch mgławicy musiał się zachować w dzisiejszem słońcu dokoła tej samej osi, aczkolwiek ze zwiększoną szybkością.

Jeżeli więc w poprzednim rozdziale zajmowaliśmy się ewolucyą słońc, nie biorąc pod uwagę ruchu wirowego mgławic, z których się utworzyły, to nie uwzględnialiśmy jednej siły, stojącej w ścisłym związku z ruchem wiro­wym — siły odśrodkowej, której znaczenie w procesach kosmogicznych, jak zobaczymy, może być bardzo doniosłe. Mianowicie we wszystkich, na zasadach mechanicznych opartych teoryach naszego układu słonecznego, oraz ukła­dów wogóle, tej sile odśrodkowej nadaje się znaczenie

fundamentalnie, bez niej żadnej teoryi ściśle naukowej zbu- dować nie można.

Przechodząc; od tych uwag ogólnych do kwestyj bar­dziej szczegółowych, zwrócić musimy uwagę na jedną oko­liczność. Często w książkach popularnych, a nawet w wy­dawnictwach poważnych spotykamy się z nazwą: hypoteza kosmogoniczna Kanta-Laplace’a. Z tej nazwy możnaby wysnuć wniosek, iż istnieje jakaś hypoteza, którą współ- nemi siłami zbudowali dwaj wspomniani uczeni, albo też hypoteza, którą obaj wygłosili niezależnie od siebie.

Nie wiadomo, komu zależało na takiem połączeniu tych nazwisk, ale trudniej odgadnąć, co należy przez hypotezę Kanta-Laplace’a rozumieć. Faktem jest, iż Kant i Laplace są twórcami dwóch hypotez kosmogonicznych, z których pierwsza powstała o 50 lat wcześniej, aniżeli druga, i które nie mają nic wspólnego ze sobą poza tem, iż obie za punkt wyjścia przyjmują epokę, kiedy materya układu słonecznego zajmowała całą tę przestrzeń, w której dzisiaj krążą pla­nety. Zresztą obie hypotezy czynią całkiem inne założenia co do warunków, w których owa materya się znajdowała, oraz przyjmują zupełnie odmienny sposób utworzenia się układu.

Można więc mówić o hypotezie Kanta lub o hypotezie Laplace’a, ale łączenie tych hypotez w jedną bynajmniej nie może zachęcić do zapoznania się z oryginalnymi poglą­dami tych wielkich ludzi.

Hypoteza Kanta posiada dziś tylko znaczenie history­czne, jako wybitny dokument dążeń ludzkich do poznania praw, rządzących powstawaniem światów. Otwiera ona wszakże bardzo szerokie widnokręgi w kwestyi budowy świata, szczególnie naszego układu gwiazdowego, poza tern zawiera kilka poglądów bardzo oryginalnych, które dla postępu nauki okazały się nader owocnymi. Właściwe zaś poglądy kosmogoniczne, pomimo wielu prób w tym kierunku, nie dały się obronić, ponieważ oparte są na błę­dnych założeniach, sprzecznych z zasadami mechaniki. Za­sadniczym błędem w hypotezie Kanta jest, jak już wspo­mnieliśmy poprzednio, przypuszczenie, iż ruch wirowy mgła­wicy mógł się utworzyć bez udziału sił zewnętrznych.

Poglądy Kanta co do najważniejszych punktów dadzą się mniej więcej streścić w sposób następujący.

W mgławicy pierwotnej, rozpościerającej się poza drogę najdalszej planety, cząsteczki spadały w kierunku środka ciężkości. Jak wiadomo, przy spadaniu ciała prędkość wzrasta, i w określonej odległości od środka posiada okre­śloną wartość, zależną od masy. Oprócz siły dośrodkowej między cząsteczkami działała siła odpychająca, która po­wodowała zbaczanie spadających cząsteczek od kierunku prostego.

Skutkiem owej siły odpychającej cząsteczki, miast po liniach prostych, poruszać się musiały po elipsach, któ­rych wspólnem ogniskiem był środek ciężkości — jak to wynika z prawa Newtona. Kierunek i śtopień odchylenia zależały od okoliczności czysto przypadkowych, a więc kształt i położenie tych elips były najrozmaitsze, jak również kierunek ruchu cząsteczek w tych elipsach. Prędkość cząsteczek w równych odległościach od środka była jedna­kowa i tem większa, im odległość była mniejsza — według 3-go prawa Keplera.

W czasie tego procesu wprowadzania cząsteczek w tory eliptyczne potworzyły się w pewnych miejscach lokalne skupienia materyi, które zbierały dokoła siebie coraz większą ilość cząsteczek.

Przy takich chaotycznych ruchach we wszystkich mo­żliwych kierunkach zachodzić musiały nieustanne spotykania się ciał. Te z nich, które wyposażone były w większą ilość ruchu, albo zatrzymywały inne ciała, spotykane po drodze, które wtedy spadać musiały ku środkowi, albo też pory­wały je ze sobą; w obu wypadkach możliwość powtórnego spotkania była usuniętą. Owe spadające ciała w głównej mierze złożyły się na utworzenie bryły, zajmującej środek układu, t. j. słońca.

Z biegiem czasu, dzięki takim spotkaniom, wszystkie cząsteczki, które nie spadły na słońce, musiały otrzymać ruchy takie, ażeby wzajemnie sobie nie przeszkadzały, mianowicie w tym samym kierunku i w płaszczyznach do siebie równoległych. Co było przeszkodą, musiało albo uledz — przystosować się — albo zginąć, t. j. spaść na słońce. Nieznaczna stosunkowo ilość cząsteczek mogła w ten sposób się ostać, ale też stan rzeczy, jaki się wy­tworzył, posiadał wszelkie warunki trwałości.

Jak z powyższego widzimy, w hypotezie Kanta po raz pierwszy wypowiedzianą została idea przystosowania się w walce o byt, która później okazała się tak owocną w naukach biologicznych. Nie ulega wątpliwości, że i do zjawisk przyrody martwej w wielu razach zasada ta da się zastosować, ale, niestety, wynik, do którego doszedł Kant, jest błędny.

Z zasady pól wypływa bowiem, że skoro ruchy czą­steczek powstały tylko pod działaniem sił wewnętrznych, to nie mogło być nadwyżki ruchów w pewnym określonym kierunku. Wynikiem takich spotkań mogłoby być tylko unieruchomienie wszystkich cząsteczek, które pociągnęłoby za sobą spadnięcie ich na nieruchome słońce. Byłby to więc znany nam proces koncentracyi i nic więcej, tylko że odbywałby się w sposób znacznie zawilszy.

Według wyobrażeń Kanta, dzięki wspomnianemu wyżej przystosowaniu się, materya mgławicy otrzymała pewnego rodzaju ruch wirowy; jednakowoż nie było to wirowanie bryły sztywnej, t. j. takie, iż prędkości kątowe we wszyst­kich częściach były jednakowe, — były to właściwie ruchy cząsteczek w płaszczyznach równoległych dokoła środka, odbywające się według 3-go prawa Keplera, t. j, kwadraty okresów obiegu miały się tak do siebie, jak sześciany śre­dnich odległości od środka ciężkości.

Skoro w tak wirującej materyi tworzyły się w pewnych miejscach koncentracye, przyciągające przyległe cząsteczki ze wszystkich stron, to cząsteczki, przyciągane z tej strony, po której znajdowało się słońce, a więc bliższe środka, posiadały prędkość większą, aniżeli cząsteczki, przyciągane z przeciwnej strony. Przewaga tych pierwszych prędkości nad ostatniemi w tak utworzonym konglomeracie musiała mieć takie znaczenie, jak pchnięcie ekscentryczne w kie­

runku ruchu owego konglomeretu, udzielone mu po stronie słońca. Wynikiem takiego pchnięcia byłby ruch wirowy w kierunku przeciwnym, aniżeli ruch konglomeratu dokoła słońca. Jeżeli więc całe to skupienie poruszało się dokoła słońca z prawa na lewo, to ruch jego wirowy odbywałby się z lewa na prawo.

Kant dziwnie niejasną argumentacyą dochodzi do wniosku wprost przeciwnego, wyprowadzane zgodność hypotezy z prawdziwym stanem rzeczy. Wobec tego, że z założeń teoryi wypływa coś wręcz przeciwnego, a i same założenia nie są dopuszczalne, jako sprzeczne z mechaniką, więc mo­żemy ni£ poruszać wszystkich szczegółowych wniosków, do których Kant w dalszym ciągu swej pracy dochodzi, a których większa część wkracza w dziedzinę fantazyi.

Ustęp ostatni poucza nas, że skoro cząsteczki mgła­wicy poruszają się dokoła pewnej wspólnej osi i tworzą się z nich następnie skupienia materyi, zachowujące kie­runek ruchu cząsteczek, z których się utworzyły, to tylko w takim razie skupienia te otrzymać mogą samodzielny ruch wirowy w kierunku pierwotnego ruchu cząsteczek, jeżeli cząsteczki odleglejsze od środka posiadają prędkość liniową większą, aniżeli bliższe. Przy rozkładzie prędkości odwro­tnym, t. j. większej prędkości bliższych cząsteczek, kierunki dwóch ruchów, o których mowa, będą sobie przeciwne.

To zrozumiał Laplace, który wiedział również, że żaden z tych ruchów pod wpływem li tylko sił wewnętrznych wytworzyć się nie może.

Hypotezę swoją oparł Laplace na założeniach ścisłych i ścisłe z nich wyciągnął wnioski. Musimy wszakże zazna­czyć odrazu, że hypoteza Laplace’a nie uwzględnia wszyst­kich konsekwencyj, a nie mogła też, niestety, uwzględnić niektórych . faktów naukowych, które dopiero znacznie

później poznane zostały. Pomimo to całe stulecie budo­wało na tej hypotezie, jak na fundamencie, tworzyło za­rzuty i obalało, poprawiało i dopasywało ją do nowych, sprzecznych z hypotezą odkryć, — ale nie zdobyło się na nic zasadniczo nowego.

Można więc śmiało powiedzieć, że hypotezą Laplace’a dotychczas jest podstawą poglądów naukowych na powsta­nie naszego układu słonecznego.

Ryc. 58. Saturn.

Hypotezą Laplace’a zawdzięcza swe powstanie okoli­czności czysto przypadkowej. Jest w układzie słonecznym zjawisko jedyne w swoim rodzaju, którego istota i zna­czenie nader trudnemi były do zrozumienia. Tem zjawiskiem, jest szereg pierścieni, otaczających planetę Saturna.

Na ryc. 58. przedstawiony jest Saturn według rysunku Boltona z d. 7. stycznia 1909 r. Trzy pierścienie planety widzialne są tu bardzo wyraźnie; prócz tego widać w bli­skości Saturna cztery największe jego księżyce.

Pierścienie te dały Kantowi również podstawę do nie­których nader bystrych wniosków, między innemi pozwoliły mu na drodze czysto teoretycznej wyznaczyć nieznany w tym czasie okres obrotu Saturna dokoła osi; mylnie wszakże zapatrywał się Kant na ich pochodzenie, uważając je za pozostałość ogona, który kiedyś posiadał Saturn, gdy był jeszcze kometą o drodze bardzo ekscentrycznej, pozwala­jącej mu bardzo zbliżać się do słońca.

Laplace na pierścienie Saturna zapatruje się całkiem inaczej, opierając się na badaniach swych nad granicą, do której sięgać może atmosfera wirującego ciała niebieskiego, i teoryę tych pierścieni uogólnia na cały układ słoneczny, biorąc ją za podstawę swej hypotezy kosmogonicznej.

Tak naszem zdaniem należy się zapatrywać na genezę hypotezy Laplace’a

Gdyby Saturn nie posiadał pierścieni, Laplace być może •wcale nie wpadłby na jakiś pomysł kosmogoniczny, a gdyby jakąś teoryę stworzył, wyglądałaby ona prawdopodobnie całkiem inaczej. I gdyby w istocie pierścienie Saturna dało się w ten sposób włączyć w łańcuch procesów kosmogo- nicznych, jak to sobie wyobrażał Laplace, to moglibyśmy je uważać za jakieś wskazówki opatrznościowe na drodze do zbadania tajemnic stworzenia.

Ale niestety, badania późniejsze wykazały, że pierście­nie Saturna są zupełnie w budowie swej różne od tych pierścieni, z których, według teoryi Laplace’a, powstać miały planety i księżyce, t. j. że w teoryi Laplace’a nie mieści się wyjaśnienie powstania pierścieni Saturna, a dalej, że pierścienie te, uważane za to, czem są w istocie i jako takie wzięte za podstawę teoryi kosmogonicznej, doprowa­dziłyby do wniosków sprzecznych ze stanem rzeczy, istotnie w naszym układzie zachodzącym.

Stoimy więc wobec faktu, iż hypoteza stworzoną zo­stała jedynie dzięki temu, iż pewnemu zjawisku, które służy za punkt wyjścia hypotezie, nadano mylne znaczenie. Nie wynika stąd, ażeby hypoteza nie mogła mieć wartości na­ukowej, ale naturalnie wartość ta będzie tylko rzeczą przy­padku lub też polegać będzie na elastyczności hypotezy, dzięki której staje się możliwem jej naginanie i przysto­sowywanie do zmienionych założeń. Taką wartość posiada też hypoteza Laplace’a.

Ale z drugiej strony w dziedzinie zjawisk tak potężnych i zawiłych, jak procesy kosmogoniczne, każda teorya, choćby jaknajszczegółowiej opracowana, zachować musi w znacznej mierze charakter ogólnikowy; skutkiem tego zgodność teoryi z faktami mniej, niż w innych dziedzinach badań, zniewala do uznania jej za prawdziwą.

Jeżeli hypoteza Laplace’a przynajmniej w punktach za­sadniczych jest słuszną, w takim razie przypadek oddał wielką przysługę nauce; w przeciwnym razie hypoteza ta oddaliła nas od prawdy na czas bardzo długi, ponieważ odebrała umysłom samodzielność, narzucając im się zawsze w chwilach pracy twórczej. Nie brak wprawdzie hypotez całkiem niezależnych, ale pochodzą one przeważnie od auto­rów, nie zdających sobie sprawy z trudności zadania, i nie wytrzymują najpobłażliwszej krytyki naukowej.

Laplace, podobnie jak Kant, za podstawę swej hypo­tezy przyjmuje mgławicę, rozciągającą się nieprzerwanie po za orbitę ostatniej planety układu. Mgławica ta w środku swoim posiada stosunkowo gęste jądro, którem jest słońce; tym sposobem warstwy dalsze owej mgławicy uważać można za rozległą i bardzo rzadką atmosferę. Atmosfera ta posiada bardzo wysoką temperaturę i obraca się wraz z jądrem powoli dokoła osi; mianowicie okres obrotu

dokoła osi jest dłuższy, aniżeli okres dzisiejszy obiegu naj­dalszej planety dokoła słońca. Źródło tego ruchu wirowego leży nazewnątrz mgławicy, gdzie? — kwesty i tej Laplace nie porusza, jak również źródła owej wysokiej temperatury, uważając je za dane.

Ruch wirowy mgławicy, jaką przyjął Laplace, odbywać się musiał w ten sposób, jak wogóle odbywa się ruch wi­rowy ciała niebieskiego, otoczonego atmosferą: wszystkie części atmosfery posiadają jednakową szybkość kątową, t. j. takie ciało niebieskie wiruje w ten sposób, jakby wraz z jądrem tworzyło jedną bryłę stałą. Ponieważ czą­steczki, dalsze od osi, przy ruchu wirowym zakreślają koła większe, niż bliższe, a wszystkie owe koła zakreślane są w jednym wspólnym okresie czasu przez wszystkie czą­steczki, więc prędkość liniowa cząsteczek wzrasta wraz z odległością ich od osi obrotu.

Mgławica taka, gdyby nie wirowała, mogłaby się roz­ciągać w przestrzeń nieograniczenie daleko; ale skoro obraca się dokoła osi, to posiadać ona musi swą granicę, która tern jest bliższą, im ruch wirowy jest prędszym. Granica atmosfery jest tam, gdzie siła odśrodkowa, wywołana przez obrót, równoważy się z siłą ciężkości: poza tą granicą siła odśrodkowa przewyższa natężeniem siłę dośrodkową, cząsteczki materyi więc, ulegając sile odśrodkowej, odda­lają się od innych i rozpraszają w przestrzeni.

Ponieważ siła odśrodkowa przy danej prędkości obrotu, wzrasta wraz z odległością cząsteczek od osi, więc nie działa ona wcale na cząsteczki, przypadające na linii osi, a na powierzchni działanie jej wzrasta w miarę posuwania się od biegunów ku równikowi, gdzie staje się najwiekszem.

Skutkiem tego mgławica wirująca posiadać musi kształt sferoidy, t. j. kuli, spłaszczonej u biegunów.

Laplace dowiódł, że spłaszczenie to nie może prze­kraczać określonej granicy, mianowicie oś obrotu nie może stać się mniejszą aniżeli ²/s średnicy równika.

Gdyby przy tem maksymalnem spłaszczeniu siła od­środkowa wzrosła, to równowaga musiałaby zostać zakłó­coną, a mianowicie nadmiar materyi, znajdujący się w płasz­czyźnie równika, musiałby się oddzielić w postaci pierście­nia. W pozostałej części materyi po tem oddzieleniu się pierścienia spłaszczenie zmniejszyłoby się tak, iż nie prze­kraczałoby powyższej granicznej wartości, uniemożliwiającej równowagę.

I oto właśnie materya, oddzielana w warunkach przy­toczonych w postaci pierścieni od wirującej mgławicy sło­necznej, była, według hypotezy Laplace’a, materyałem, z którego utworzyły się planety. Pierścienie zaś takie od­dzielać się od niej musiały z powodów następujących.

Kilkakrotnie w tym artykule wspominaliśmy o zasadzie pól, przytoczymy tu jeden wypływający z niej wniosek. Rzuty promieni wodzących wszystkich cząsteczek na jakąś płaszczyznę, naprzykład na płaszczyznę równika, przy ruchu wirowym zakreślają pola, których suma dla dowolnych, ale równych okresów czasu, jest ilością stałą, jeżeli na ciało wirujące nie działają siły zewnętrzne — niezależną od wszelkich wewnętrznych zmian w rozkładzie cząsteczek.

Wyobraźmy sobie, że owo ciało wirujące się skurczyło, to jest promienie wodzące, a więc też ich rzuty, się zmniej­szyły. Ponieważ suma zakreślonych przez te rzuty pól w danym okresie czasu musi pozostać taką samą, jaką była dawniej w tym samym przeciągu czasu, więc kąty za­kreślone muszą się powiększać odpowiednio do tego, jak zmniejszają się promienie wodzące. Znaczy to, iż prędkość ruchu wirowego ciała, gdy ciało się kurczy, musi wzrastać.

, Jeżeli więc mgławica wirująca z jakiegokolwiek powodu się kurczy, to zmniejszać się musi jej okres obrotu, co pociąga za sobą wzrastanie siły odśrodkowej oraz spłasz­czenia.

Laplace, któremu nieznaną jeszcze była mechaniczna teorya ciepła, dla uzasadnienia możliwości takiego kurcze­nia się atmosfery, otaczającej słońce, przyjął, iż posiada ona bardzo wysoką temperaturę.

Wiadomo, że gdy ciało jakieś stygnie, objętość jego się zmniejsza. Atmosfera, promieniując ciepło w przestrzeń zimną, musiała stygnąć, a więc kurczyć się; skutkiem tego wzrastała prędkość obrotu, spłaszczenie zbliżało się coraz bardziej do krytycznego i wreszcie, gdy siła odśrodkowa wzięła górę nad siłą ciężkości, od atmosfery oddzielić się musiał pierścień, współśrodkowy z równikiem. Pozostała część mgławicy kurczyła się dalszym ciągu, po pewnym czasie powtórzyły się warunki, w których oddzielić się musiał pieścień drugi, od pierwszego mniejszy, ale w tej samej płaszczyźnie leżący.

Ten proces oddzielania się pierścieni powtarzał się tak długo, dopóki przeważna część atmosfery nie została w ten sposób od jądra oderwana, mianowicie tyle razy, ile planet krąży dokoła słońca.

Pierścienie tak powstałe wirowały, zdaniem Laplace’a, w dalszym ciągu, jakgdyby jeszcze stanowiły część atmo­sfery, to jest prędkości kątowe wewnątrz nich były wszędzie jednakowe, a więc prędkości liniowe cząsteczek były coraz większe w kierunku od wewnętrznych brzegów pierścieni do zewnętrznych. Rozkład prędkości, wynikający z założeń Kanta, był, jak widzieliśmy, odwrotny.

Z biegiem czasu więc mgławica Laplace’a przekształ­ciła się w ten sposób, iż dokoła wirującej kuli słońca,

zajmującej środek, wirował szereg okrągłych pierścieni, współśrodkowych ze słońcem i leżących w płaszczyźnie równika słonecznego; okres obrotu różnych pierścieni był tern krótszy, im mniejszą była odległość pierścienia od słońca.

Na to przeobrażenie się mgławicy me należy się za­patrywać tak, jakoby powyższe pierścienie kiedykolwiek, istniały współcześnie. Każdy z takich pierścieni bowiem ulegał dalszym zmianom, o których zaraz będzie mowa, a rozpocząć się mogły one u danego pierścienia znacznie, wcześniej, aniżeli inne późniejsze pierścienie się wytworzyły..

W warunkach idealnych, to jest gdyby w układzie pla­netarnym nie występowały żadne siły zakłócające, pierścień raz oddzielony, zachowałby swą postać i w tej postaci podlegałby dalszej ewolucyi, przechodząc ze stanu lotnego w stan ciekły i stały. W istocie wszakże takie zaburzenia zachodziły, ale miały one do pewnego stopnia charakter przypadkowy, więc w wyjątkowych razach pierścienie w isto­cie przetrwać mogły w pierwotnej swej postaci do dzisiaj.

W ten sposób należy się zapatrywać na pierścienie Sa­turna.

Poza tern w układzie słonecznym takich pierścieni niema. W warunkach rzeczywistych bowiem, przy nader długich okresach czasu, w których układ się tworzył, szanse zachowania się pierścienia były bardzo małe. Wy­starczy wspomnieć o kometach i meteorach, które w ogro­mnej liczbie we wszystkich kierunkach przebiegają prze­strzenie naszego układu, a przebiegały go z pewnością i dawniej; spotkanie komety lub większego meteoru z pier­ścieniem musiało pociągnąć za sobą przerwanie pierścienia i podział jego na oddzielne części.

Części te, które w stanie równowagi przybierały postać

kulistą, krążyły dokoła słońca w tym samym kierunku i z tą samą prędkością co pierścień, po drogach, bardzo zbliżonych do koła. Naturalnie kataklizm, który spowodo­wał przerwanie pierścienia, musiał też w pewnym, zresztą niezbyt znacznym stopniu — jak stwierdza istniejący stan rzeczy — zmienić pierwotny kształt oraz płaszczyznę drogi.

Tak należy się zapatrywać na nieznaczną eliptyczność dróg planet, oraz na nieznaczne nachylenie płaszczyzn ruchu względem równika słonecznego.

Ale części te nietylko przybierały postać kulistą, za­chowując przytem ten sam kierunek ruchu, który miały pierścienie: poczynały one jeszcze prócz tego obracać się dokoła osi; zgodnie zaś z tem, co wyżej zostało powie­dziane o zależności kierunku ruchu wirowego brył, które utworzyły się z pierścieni, od rozkładu prędkości wewnątrz pierścienia, w tym wypadku kierunek ruchu wirowego musiał być ten sam, co kierunek ruchu orbitalnego dokoła słońca. Wniosek hypotezy Laplace’a zgodny więc jest z rzeczywi­stością.

Po rozdzieleniu się pierścienia na kuliste wirujące fra­gmenty rozpoczął się proces łączenia rozproszonych części. Części te, jako równoodległe od słońca, posiadały wprawdzie ten sam okres obiegu, co połączenie się ich czyniło nie- możliwem; jednakowoż przyciąganie, wywierane przez owe małe kule wzajem na siebie, powodowało w ruchu ich pewne zaburzenia, dzięki którym, aczkolwiek po bardzo długim czasie, połączenie w ogólności dochodziło do skutku. Ale jeden wyjątek pod tym względem przecież istnieje: Stanowią go drobne planety pomiędzy Marsem a Jowiszem (za czasów Laplace’a 4, dziś przeszło 600), które są nie- połączonemi częściami jednego pierścienia planetarnego.

W tym wypadku fragmenty były prawdopodobnie zbyt drobne, ażeby wzajemne przyciąganie wystarczyć mogło do ich połączenia.

Bryła, która powstała z połączenia się oddzielnych części pierścienia, w stanie równowagi znowu przybrać mu­siała postać kuli, a zgodnie z tern, cośmy powiedzieli

o niezniszczalności ruchu wirowego, kula ta obracać się musiała dokoła osi, zachowując kierunek ruchu tych części, z których się utworzyła. Oczywiście tak przy rozbiciu pierścienia, jak i w czasie łączenia się części, zachodziły perturbacye, powodujące odchylenie kierunku osi ruchu wirowego od tej osi, która dla położenia wszystkich płasz­czyzn ruchu w układzie słonecznym była decydującą, t. j. od osi słońca.

Kule planetarne, tak powstałe, znajdowały się w wa­runkach, analogicznych do tych, w jakich znajdowała się pierwotna mgławica słoneczna. Skutkiem stygnięcia pręd­kość ruchu wirowego wzrastała, oddzielały się pierścienie, z tych pierścieni znowu w ogólności powstawały kule, okrą­żające planety, to jest księżyce. Tylko w układzie Saturna nie wszystkie pierścienie zamieniły się na księżyce, niektóre ocalały dotychczas. Oczywiście księżyce również musiały otrzymać ruch wirowy w kierunku powszechnego ruchu.

Gdy warunki, konieczne do oddzielania się pierścieni, zaistnieć nie mogły, nie mogły też utworzyć się księżyce. Tak, najbliższe słońca planety, Merkury i Wenus, księży­ców nie posiadają, następna zaś planeta Ziemia posiada tylko jeden księżyc. Wynikać stąd się zdaje, że warunki tworzenia się księżyców były tem mniej korzystne, im bliżej planeta znajduje się słońca. Co do przyczyn takiego stanu rzeczy niejedną postawićby można hypotezę.

Taka jest mniej więcej treść hypotezy Laplace’a.

Uważaliśmy za stosowne przytoczyć bieg myśli Laplace’a w postaci dosyć kompletnej z dwóch głównie powodów: po pierwsze dlatego, iż pomimo pewnej popularności tej hypotezy, zbyt często można się przekonać, jak powierz­chownie jest znaną, a powtóre, ponieważ, jak już wspomnie­liśmy, jest ona podstawą prawie wszystkich badań później­szych w dziedzinie kosmogonii. Widzimy też, porówny- wając hypotezy Kanta i Laplace’a, iż nie posiadają one prawie żadnych punktów stycznych.

Ścisłość rozumowania i logiczna konsekwencya w wy­ciąganiu wniosków, w połączeniu z wielką oględnością wy­rażania się w kwestyach mniej uchwytnych, zapewniły hy- potezie Laplace’a wielkie zaufanie, do którego w znacznym stopniu przyczyniło się samo nazwisko genialnego mate­matyka.

Hypoteza Laplace’a zdawała się być czemś więcej, niż tylko hypotezą, zdawała się być ideą, zdolną przy dalszem opracowaniu i rozwinięciu przyjąć charakter teoryi nauko­wej. Do wzmocnienia tej opinii w niemałym stopniu przy­czyniło się doświadczenie z wirującą kulką oliwy, wykonane przez Plateau’a, od której, przy zwiększaniu prędkości obrotu, oddzielały się pierścienie; z tych pierścieni niektóre się przerywały, rozbijały na wirujące kulki, które łączyły się w jedną większą i t. d. Jednem słowem cały proces kosmogoniczny, wywnioskowany przez Laplace’a, znalazł w tym eksperymencie miniaturowe powtórzenie.

Prawda, że siły, wchodzące w grę przy tem doświad­czeniu, należą do całkiem innej kategoryi, aniżeli te, któ­rym Laplace przypisywał główną rolę przy powstaniu na­szego układu. Na tę różnicę nie zwracono dostatecznej uwagi.

Hypoteza Laplace’a zdawała sprawę ze wszystkich zna­nych w epoce jej powstania faktów naukowych. Wynikały

ż niej też wnioski, z którymi nie mogły stać w sprzeczności także ewentualne przyszłe odkrycia w układzie planetarnym, jeżeli hypoteza miała zachować postać pierwotną. Ta wspa­niała jednolitość zjawisk i stosunków, która w ciągu ty- siącioletnich odkryć nie została zamącona żadnym dyso­nansem, dawała do pewnego stopnia gwarancyę, że i przy­szłe odkrycia znajdą się z całością w harmonii.

Niestety, pod tym względem hypotezę Laplace’a przy­kre czekały doświadczenia.

Jak wiemy, rachunek prawdopodobieństwa, oparty na jednakowym kierunku ruchów w układzie słonecznym, prze­konał Laplace’a o wspólnej przyczynie tych ruchów i po­budził do jej poszukiwania. Wyniki rachunku utracićby mu­siały moc przekonywającą, gdyby znaleziono naprzykład planetę, która biegnie naprzeciw innym, albo obraca się dokoła osi w kierunku przeciwnym niż inne, lub gdyby znaleziono podobnie nienormalnie zachowujący się księżyc.

Taki fakt w istocie zaszedł. Dokładniejsze badania ru­chów księżyców Urana, znanych już zresztą Laplace’owi, wykazały tak wielki kąt nachylenie płaszczyzn, w których biegną dokoła Urana, względem równika słonecznego, że ruch ich musi być nazwany wstecznym. Ta wsteczność jeszcze silniej wystąpiła w ruchu księżyca Neptuna, planety odkrytej dopiero w połowie wieku XlX-go, a więc po śmierci Laplace’a.

Ponadto wiele szczegółów zdaje się przemawiać za tem, że płaszczyzny dróg wspomnianych księżyców nie oddalają się zbytnio od płaszczyzn równików odpowiednich planet, co znaczyłoby, że ruch wirowy tych planet odbywa się w kierunku przeciwnym, aniżeli ruch ich postępowy dokoła słońca.

Fakta powyższe mówią, że jeżeli przyczyna wszystkich

ruchów w naszym układzie jest wspólna, to w takim razie różne były warunki w różnych częściach naszego układu; jeżeli hypoteza Laplace’a odpowiada istotnemu stanowi rzeczy w jednej części układu, to dla pozostałej części już ona nie wystarcza. Odkrycia te odebrały więc hypotezie tę ogólność, która stanowiła jedną z największych jej zalet.

Inny postulat, wynikający z hypotezy Laplace’a, dotyczy długości okresów obiegu. Okres obiegu planety dokoła słońca równa się, według Laplace’a, okresowi obrotu słońca w tej epoce, kiedy atmosfera jego rozpościerała się aż do drogi tej planety. A więc naprzykład w czasie, gdy od atmosfery słońca oddzielił się pierścień, z którego powstała ziemia, okres obrotu słońca wynosił rok. Potem, w miarę kurczenia się atmosfery, okres obrotu się zmniejszał. Wynika stąd, że nie może być planety, któraby obiegała dokoła słońca w krótszym czasie, aniżeli słońce obraca się dokoła osi. Tak samo nie może być księżyca, którego okres obiegu dokoła planety byłby krótszy, aniżeli okres obrotu planety dokoła osi.

Okres obiegu planety lub księżyca dokoła bryły centralnej oraz ich odległość od niej znajdują się ze sobą w ścisłym związku, wyrażonym przez 3-cie prawo Keplera. Ponieważ minimalny okres obiegu równa się okresowi obrotu bryły centralnej dokoła osi, to temu minimalnemu okresowi od­powiada też minimalna odległość planety od słońca, lub księżyca od planety, dająca się z łatwością obliczyć.

Z rachunku wynika, że nie może istnieć planeta, któ­raby odległą była od słońca mniej, niż na 37 promieni słonecznych. Jako najmniejszą odległość księżyców otrzy­mujemy: dla ziemi 9 promieni ziemskich, dla Marsa 6.03, -dla Jowisza 2.25, dla Saturna 1.83 i t. d., gdzie liczby

podane wyrażają zawsze odległość w promieniach równika odpowiedniej planety.

Pod tym względem przedewszystkiem w sprzeczności z hypotezą Laplace’a znajduje się odległość pierścieni Sa­turna; mianowicie wewnętrzny pierścień znajduje się w odle­głości 1.48 promieni Saturna od środka planety, gdy mi­nimalna odległość przy dzisiejszym okresie obrotu Saturna, jak widzieliśmy, wynosić może tylko 1.83 promieni. Księżyc, któryby z tego pierścienia się utworzył, obiegałby planetę w czasie krótszym, aniżeli ta obraca się dokoła osi. Jeszcze silniejszy cios hypotezie zadało odkrycie księżyców Marsa, dokonane w roku 1877. Pierwszy z tych księżyców znajduje się w odgłości zaledwie 2.77 promieni tej planety od jej środka, gdy odległość minimalna, zgodnie z hypo­tezą Laplace’a, wynosi 6.03 promieni. W związku z tą zbyt małą odległością znajduje się też zbyt krótki okres obiegu, wynoszący zaledwie 7 g. 39 m., gdy okres obrotu Marsa dokoła osi wynosi 24 g. 37 m. Jeżeliby więc okres obrotu Marsa w czasie utworzenia się tego księżyca, zgo­dnie z hypotezą, miał 7 g. 37 m., to wypływałby wniosek, że Mars, kurcząc się od rozmiarów, które wtedy posiadał, do dzisiejszych, obracał się coraz powolniej.

Znajduje się to w sprzeczności z zasadą pól, i musimy wnioskować, że albo pierwszy księżyc Marsa utworzył się inaczej niż inne, jeżeli inne tworzyły się tak, jak sądził La- place, albo też, że w układzie Marsa zaszły zmiany, zależne od sił, przez Laplace’a nie uwzględnionych.

Zobaczymy później, jak uwzględnienie działania przy­pływów i odpływów w procesie kosmogonicznym zmieniło zapatrywania na tworzenie się księżyców wogóle.

Laplace, biorąc za punkt wyjścia swej hypotezy pierścienie Saturna, poczynił co do ich budowy pewne za­

łożenia, które powinny były znaleść potwierdzenie w ba­daniach późniejszych, o ile wnioski, z tych założeń płynące, miały zyskać trwałą podstawę. Wykrycie sprzeczności z owemi założeniami zawiesiłoby całą hypotezę w próżni. Jedno z tych założeń, dotyczące odległości, jak widzieliśmy, nie doznało potwierdzenia. Ale o wiele ważniejszem było drugie, dotyczące sposobu wirowania pierścieni, mianowicie te wirują one, jako pierścienie stałe, we wsztkich swych częściach z jednakową prędkością kątową.

Rozwiązanie tej kwestyi na drodze obserwacyi długi czas przedstawiało trudności nieprzezwyciężone, tak, że prawie nie było nadziei, aby kiedykolwiek było możliwem. Pozostawała droga teoretyczna, na której otrzymano wy­niki, wykazujące niemożliwość założenia Laplace’a.

Z badań nad równowagą wirującego pierścienia stałego lub płynnego (to jest ciekłego lub lotnego) wynika, że gdyby taki pierścień nawet się utworzył, to równowaga jego nie mogłaby być trwałą. Najmniejszy wpływ zewnętrzny musiałby tę równowagę naruszyć, a skutek byłby ten, iż cały pierścień podzieliłby się na mnóstwo drobnych, od­dzielonych przerwami, swobodnie się poruszających czą­stek, które zresztą, zdaleka widziane, mogłyby sprawiać wrażenie nieprzerwanego pierścienia. Ale w takim pierścieniu wszystkie jego cząstki miałyby ruchy niezależne, takie, jakie wynikają z prawa ciążenia, to jest części bliższe poruszaćby się musiały prędzej, aniżeli dalsze.

Przy takim rozkładzie prędkości kula, któraby ewen­tualnie przez połączenie się tych części utworzyć się mogła, musiałaby, jak wiemy, obracać się dokoła osi w kierunku, przeciwnym ruchowi postępowemu części pierścienia, a więc w kierunku wstecznym w odniesieniu do postępowego ruchu kuli.

Aby ten wynik teoretyczny mógł całym swym ciężarem zaważyć na szali, należało go potwierdzić spostrzeżeniem, to jest należało wymierzyć prędkości w różnych częściach pierścieni Saturna i wykazać, że są one zgodne z trzeciem prawem Keplera. Okazało się to możliwem, gdy rozwój analizy widmowej pozwolił na zastosowanie zasady Dopplera do badania ruchów we wszechświecie. Klasyczne badania tego rodzaju, przeprowadzone przez Keelera nad pierście­niami Saturna, całkowicie potwierdziły wyniki teoretyczne.

Przytoczyliśmy w tym rozdziale tylko te fakta naukowe, które nie ulegają żadnej wątpliwości, a poznane być mogły, niezależnie od wszelkiej istniejącej teoryi kosmogonicznej, -jedynie dzięki coraz doskonalszym metodom badania. Że znajdują się one w sprzeczności z hypotezą Laplace’a, nie można mu z tego oczywiście czynić żadnego zarzutu, nie mógł on bowiem brać pod uwagę faktów nieznanych; być może, gdyby one poznane zostały jeszcze za jego żyda, znalazłby i dla nich jakieś objaśnienie.

Ale zdawałoby się, że skoro pierścienie Saturna, które narzuciły LapIace’owi myśl o tworzeniu się planet z pier­ścieni, okazały się czemś innem zupełnie, aniżeli jego za­łożenie wymaga, że skoro przyjęciem takich pierścieni mo- żnaby tylko wyjaśnić stan rzeczy przeciwny temu, jaki rzeczywiście w układzie planetarnym zachodzi, — to należy pierścienie Saturna uważać za utwory wyjątkowe, powstałe w nieznanych bliżej warunkach, i z rozważań kosmogo- nicznych wszelkie pierścienie wyrugować.

Taki wniosek racyonalny byłby nietylko grobem idei Laplace’a, ale, niestety, odebrałby także całej współ­czesnej kosmogonii naukowej wszelką podstawę, której poza tą ideą stworzyć sobie nie umiała.

Co do innych układów słonecznych, a nawet co do

tworzenia się księżyców dokoła planet, wprowadzenie pewnych nieuwzględnionych przez Laplace’a potężnych czynników pozwoliło na wyemancypowanie się od idei pierścieni. O tych czynnikach będzie mowa później. Na­tomiast próby wyjaśnienia powstania układu planetarnego bez pierścieni nie doprowadziły do żadnych uwagi i za­ufania godnych wyników.

Usunięcia więc trudności postanowiono szukać na innej drodze: postanowiono szukać warunków, w jakich by takie pierścienie, wymagane przez hypotezę Laplace’a, w istocie powstawać i istnieć mogły, a pierścienie, podobne do pierścieni Saturna, zużytkować do wyjaśnienia owych ru­chów wyjątkowych (wstecznych ruchów księżyców Urana i Neptuna), których hypoteza Laplace’a wcale nie prze­widywała. 1 w istocie warunki takie są możliwe, ale wpro­wadzenie ich niekiedy wymaga radykalnej zmiany w zało­żeniach Laplace’a. Hypotezy, w ten sposób powstające, zasługują niekiedy na miano zupełnie oryginalnych, szcze­gólnie ze względu na pogłębienie matematyczne przedmiotu, bez którego żadna hypoteza nie może sobie rościć prawa do naukowości; -- ale idea Laplace’a zawsze tkwi w nich potencyalnie, co nieustannie stwierdza jej genialność.

W poprzednim rozdziale wyliczone zostały tylko te za­rzuty przeciw hypotezie Laplace’a, które powstały prawie niezależnie od wszelkiej krytyki, jedynie dzięki kilku od­kryciom w naszym układzie planetarnym, stojącym w wy­raźnej sprzeczności z postulatami tej hypotezy.

Daleko większą jest liczba zarzutów, opierających się na kryteryach teoretycznych, które, aczkolwiek trudniejsze do uzasadnienia, są przecież często o wiele ważniejsze. Przy­znać trzeba, że hypoteza Laplace’a w swej postaci pier­wotnej wobec wszystkich tych zarzutów ostać się nie mogła. Zapatrywać sie na nią należy dzisiaj, jako na ideę wytyczną, a zresztą pojmować znacznie ogólniej, zgodnie z rozszerzającym się coraz bardziej widnokręgiem nauko­wym.

Szczególnie warunki początkowe, w których, według założenia Laplace’a, znajdowała się mgławica, nie dadzą się w żaden sposób pogodzić z późniejszymi poglądami, opartymi na mechanicznej teoryi ciepła. Niektóre też z tych założeń, jak naprzykład wysoka temperatura atmosfery, okazały się całkowicie zbytecznemi i bez skrupułu z hypotezy mogą być usunięte. Modyfikując lub zmieniając założenia, oczywiście pamiętać musimy o tem, co w hypotezie tej jest zasadniczem, a co podrzędnem, w przeciwnym bowiem razie hypoteza, któraby ostatecznie wyszła zwycięsko z ata-

kćw krytyki, mogłaby rościć sobie prawo do zupełne] oryginalności.

Szczególnie ważną rolę przypisać należy założeniu co do rozkładu materyi w mgławicy słonecznej, czyli prawa gęstości. Jeżeli ściśle oprzemy się na założeniu Laplace’a (jądro i atmosfera) i ograniczymy się tylko do dwóch sił, przez niego uwzględnionych (dośrodkowa i odśrodkowa), to odrzucić musimy możliwość oddzielania się pierścieni w pewnych określonych epokach.

Oddzielanie się materyi, jak wiemy, rozpoczyna się w chwili, gdy siła odśrodkowa staje się równą sile do­środkowej. Ażeby mógł się utworzyć pierścień, oddzielanie się to po pewnym czasie powinno ustać, a na to potrzeba, ażeby znowu siła dośrodkowa wzięła górę nad siłą od­środkową. Jest to jednak niemożliwe, ponieważ kurczenie się atmosfery odbywa się w dalszym ciągu, a towarzyszy mu, jak to widzieliśmy, szybsze wzrastanie siły odśrodkowej, aniżeli dośrodkowej.

Wynika stąd, że przy założeniach Laplace’a siła od­środkowa od pewnej chwili stale miałaby przewagę nad dośrodkowy a skutkiem tego byłoby nieustanne oddzielanie się materyi atmosfery w płaszczyźnie równika; materya w tej płaszczyźnie ułożyłaby się w postaci płaskiej, okrągłej tarczy, a nie w postaci oddzielnych pierścieni.

Bardzo ważny ten zarzut może być usunięty, jak wy­kazał Roche, skoro przyjmiemy, iż w prawie gęstości za­chodziły peryodyczne zmiany, dzięki dwom rozmaitym przyczynom kurczenia się materyi mgławicy: koncentracyi grawitacyjnej, najsilniejszej w bliskości środka, oraz sty­gnięciu przez promieniowanie, któremu najbardziej podlegają warstwy zewnętrzne. Pod wpływem tych dwóch czynników wytworzyłyby się warunki takie, iż materya mogłaby się

oddzielać tylko tak długo, dopóki długość promienia równika, zmniejszając się, nie przekroczyłaby pewnej wartości granicznej, której znaczenie wyjaśniają teoretyczne badania Roche’a. Po osiągnięciu tej wartości granicznej materya przestałaby się oddzielać. Ponieważ warunki takie peryodycznie powta­rzać by się musiały, więc w istocie utworzyłby się szereg oddzielnych pierścieni.

Widzimy, że równowaga siły odśrodkowej i dośrodkowej w tych warunkach nie jest decydującą przy tworzeniu się pierścieni, więc w oświetleniu badań Roche’a tracą też na sile zarzuty, wynikające z powodu zbyt małej lub zbyt wielkiej odległości planet od słońca, lub księżyców (jak również pierścieni) od planet.

Nie możemy się zajmować szczegółowo wszelkimi za­rzutami, czynionymi hypotezie Laplace’a, oraz rozbierać niezliczonych prac, mających na celu ich obalenie lub usu­nięcie przez odpowiednie zmiany i uzupełniania hypotezy. Powiedzieć musimy tylko całkiem ogólnie, iż dalecy jesteśmy od tego, ażeby uwolnić ją od mnóstwa dowolności i sprze­czności. Ale hypoteza Laplace’a ma w sobie coś takiego, że żadne trudności i sprzeczności nie są w stanie zburzyć jakiegoś prawie mistycznego ku niej zaufania.

Tacy koryfeusze wiedzy, jak Helmholtz, Lord Kelvin, Newcomb, Darwin i t. d. pomimo wszystko uważają ją niemal za prawdę naukową i biorą za punkt wyjścia różnostronnych swych badań. I aczkolwiek naprzykład stosunkowo krótkie okresy czasu, otrzymane dla trwania całego naszego układu planetarnego przez Thomsona i Helmholtza, znajdują się w rażącej sprzeczności z olbrzymimi okresami, do których prowadzą badania geologiczne nad tworzeniem się i prze­kształcaniem skorupy ziemskiej, to przecież hypoteza La­place’a nie przestaje być podstawą geogonii.

Na te sprzeczności nauka więc nie zapatruje się nazbyt tragicznie, wiadomo bowiem, jak dalece założenia idealne, służące za podstawę wszelkich obliczeń, oddalają się od warunków rzeczywistych. W przyrodzie zachodzi prawie nieskończona komplikacya najrozmaitszych czynników, któ­rych drobną cząstkę zaledwie zdołaliśmy sobie uświadomić.

Niekiedy pozornie nieznaczny czynnik, uwzględniony w rozważaniach teoretycznych, zmienia w sposób bardzo dotkliwy wyniki, ale nie mniej często wciągnięcie w rachubę jakiegoś nowego czynnika do tego stopnia powiększa tru­dności badania, iż matematyka dzisiejsza nie daje jeszcze środków do ich pokonania.

Optymizm w stosunku do hypotezy Laplace’a polega właśnie na tem, że trudności przypisuje się głównie owym nieuwzględnionym, a za drugorzędne uważanym okoliczno­ściom. Ale pamiętać należy, że optymizm ten bynajmniej nie może być uważany za rękojmię, iż droga przez La- place’a wskazana, w istocie jest dobrą, a jeżeli jest błędną, to powrót tem będzie trudniejszy, im dłużej po tej drodze kroczyć będziemy.

Niezgodność okresów geologicznych z obliczeniami astronomicznemi, trudności, które nastręcza kwestya powsta­wania pierścieni w myśl Laplace’a, w szczególności zaś fakt, że ruchy księżyców Urana i Neptuna są wsteczne, dały impuls do powstania nowej hypotezy kosmogonicznej, której twórcą jest znany astronom francuski, Faye.

Jest to hypoteza może najbardziej oryginalna z tych, które powstały po hypotezie Laplace’a, a stoją na wyso­kości wymagań nauki. Zasadniczym momentem w niej jest podjęcie zapomnianych idei Kartezyuszowskich o wirach kosmicznych. Pozatem widzimy w niej niektóre punkty styczne z poglądami Kanta, za to od hypotezy Laplace’a

stara się Faye trzymać o ile możności jaknajdalej. To dążenie zasadniczo negatywne jest wszakże najlepszym do­wodem, jak dalece od tej hypotezy zależne są nawet naj­bardziej samodzielne badania kosmogoniczne.

Hypoteza Faye’a obejmuje cały wszechświat, układ słoneczny uważa za utwór we wszechświecie wyjątkowy ze względu na mały mimośród dróg planet i księżyców. Poglądy Faye’a na powstanie naszego układu słonecznego są w głównych zarysach następujące.

Pierścienie, powstające w ten sposób, jak to przypuszczał Laplace, zaraz po oddzieleniu się od atmosfery musiałyby się znaleść pod wpływem siły centralnej, której działanie określa się przez prawo Newtona. W tych warunkach nie mogłyby one po oddzieleniu się wirować nadal, jak sztywne obręcze, lecz prędkości wewnątrz nich musiałyby się uregu­lować zgodnie z 3-em prawem Keplera, t. j. cząsteczki bliższe środka musiałyby się poruszać szybciej, aniżeli dalsze. Planety, któreby się utworzyły z takich pierścieni, miałyby ruch obrotowy wsteczny, księżyce tych planet okrążałyby je wstecznie. Tylko gdyby pierścienie wirowały, jak ciała stałe, mogłyby one dać początek takim planetom i księ­życom, jakie stanowią znaczną większość w naszym układzie planetarnym.

Jeżeli pierścienie mają wirować, jak sztywne obręcze, to nie mogą się one znajdować pod działaniem siły centralnej, albowiem w tym wypadku działanie na każdą cząsteczkę musi być wprost proporcyonalne do odległości od środka. Takie prawo przyciągania jest możliwe tylko wtedy, gdy cząsteczki pierścienia wchodzą w skład materyi jednorodnej pod względem gęstości (a więc bez jakiejkolwiek koncen- tracyi środkowej) o kształcie kuli lub okrągłej tarczy. W takich warunkach o sile centralnej nie może być mowy,

a jeżeli chodzi o powstanie pierścieni wewnątrz takiej jedno­rodnej materyi, od której nie różnią się gęstością, a wy­różniają się od całości tylko swym ruchem, to i siła od­środkowa nie może tu grać żadnej roli.

Zgodnie z powyższemi uwagami przyjmuje Faye za podstawę swej hypotezy mgławicę całkiem jednorodną. Po­nieważ nie znamy sił, którymby przypisać można powstanie wewnątrz mgławicy wirujących pierścieni, więc Faye przy­pisuje im pochodzenie zewnętrzne.

W całej materyi wszechświata skutkiem pewnych aprio­rycznych ruchów wytworzyły się wiry; ujawniają się one jako spiralne prądy, owijające się dokoła pewnych środków, przyczem przyległe kompleksy materyi pozostają w spokoju.

Wiry te, raz powstałe, zachowują swoje istnienie nawet w oddzielnych fragmentach materyi po oddzieleniu się ich od większych zbiorowisk. Odnajdujemy je w najczystszej postaci w mgławicach spiralnych oraz takichże zbiorowiskach gwiazd — nawet w układzie naszej drogi mlecznej; w postaci .zaś nieco zmodyfikowanej widzimy je w mgławicach innych postaci (np. pierścieniowych), a także we wszelkich ukła­dach, w których gwiazdy odbywają ruchy dokoła pewnych punktów, w szczególności w naszym układzie słonecznym.

A więc ruchy planet i księżyców w naszym układzie, jako też ruch obrotowy słońca, uważa Faye za pozostałość wirów pierwotnych, które przebiegały w postaci zwojów spiralnych ową jednorodną mgławicę, która była materyałem dla naszego układu. Przebieg tej ewolucyi był następujący.

W takiej mgławicy jednorodnej, zgodnie z działającem wewnątrz niej prawem przyciągania, cząsteczki materyi mogły posiadać jedynie ruchy po wspólśrodkowych ko­łach lub elipsach, przyczem okres obiegu musiał być zawsze jednakowy, niezależnie od wielkości promienia.

Kierunki tych ruchów mogły być całkiem dowolne, wobec tego też znaczna ilość cząsteczek ruchomych znaleść się musiała wewnątrz przebiegających mgławicę prądów spiralnych. Biegnące z tymi prądami cząsteczki najmniej narażone były na jakieś przeszkody w swym ruchu, skutkiem czego trwałość ruchów tu najbardziej była zabezpieczoną. A więc ogólny ruch cząsteczek, powstały skutkiem we­wnętrznego prawa przyciągania, przystosować się musiał co do kierunku i płaszczyzny do owych wirów spiralnych pochodzenia zewnętrznego.

Z drugiej strony wszakże i owe prądy spiralne przy­stosować się musiały do warunków, zależnych od we­wnętrznego prawa przyciągania, t. j. zamienić się z biegiem czasu w zwoje zamknięte, a to dzięki oporowi, spotykanemu w środowisku. W ten sposób zamiast zwojów spiralnych powstał szereg pierścieni spółśrodkowych, wewnątrz których cząsteczki materyi, zgodnie z prawem przyciągania, miały wszędzie jednakowy okres obiegu, t. j. pierścienie wirowały, jak stałe obręcze.

W pewnej epoce więc w mgławicy naszego układu istniał już szereg koncentrycznych, sztywno wirujących pierścieni — zanim jeszcze zdołało się utworzyć w środku jądro, warunkujące swem istnieniem inne prawo przyciągania, a co za tem idzie, inny rozkład prędkości wewnątrz pier­ścieni.

Rozkład prędkości liniowych w tych pierścieniach jest taki, jakiego w swej hypotezie wymaga Laplace, ale możliwy jest on tylko dopóty, póki jeszcze niema słońca. Planety, któreby się z tych pierścieni wytworzyły, miałyby ruch wirowy w tym samym kierunku, co ruch postępowy.

Gdyby wszakże pierścień taki nie zburzony przetrwał do chwili, gdy już wytworzyła się masa centralna, to na­

tychmiast prędkości cząsteczek, zgodnie z nowem prawem przyciągania, musiałyby uledz zmianie, wymaganej przez 3-e prawo Keplera. Planeta, z takiego pierścienia powsta­jąca, miałaby ruch wirowy wsteczny.

To, cośmy powiedzieli o kierunku ruchu obrotowego planet, odnosi się też do ruchu postępowego powstających z tych planet księżyców: w pierwszym wypadku ruchy księżyców byłyby proste, w drugim wsteczne.

Wobec tego, że w układzie naszym istnieją planety obu wspomnianych kategoryj, więc, zdaniem Faye’a, jedne powstać musiały wcześniej, aniżeli utworzyło się słońce, inne zaś później. Najprzód powstały — w kolei ich odległości od słońca — planety Merkury, Wenus, Ziemia, Mars, Jowisz, Saturn, następnie słońce, a wreszcie Uran i Neptun, których księżyce posiadają ruch wsteczny.

Pogląd ten nie tylko zdaje sprawę z trudnej kwestyi wstecznych księżyców, ale posiada jeszcze tę stronę do- detnią, że pozwala na dowolne rozciąganie okresów geolo­gicznych; względna młodość słońca przy tym poglądzie nie stoi już bynajmniej w sprzeczności ze starością ziemi, która na długo przed utworzeniem się słońca mogła prze- biedz cały szereg etapów ewolucyi.

Przejdźmy do kwestyi tworzenia się planet z pierścieni. Pierścienie te znajdują się w warunkach całkiem odmien­nych od pierścieni Laplace’a, pogrążone są one w ośrodku, pod względem własności fizycznych nie różniącym się od nich niczem — samodzielność ich polega li tylko na ich ruchu. Wobec tego jakieś przerywanie się i łączenie części jest niemożliwe. Jednakowoż odżywają wewnątrz nich od­wieczne wiry, które przyciągają się wzajemnie i przetwa­rzają pierścień w utwór, podobny do pierwotnej mgławicy, z której się utworzył cały układ; przeto tworzenie

się księżyców w tych warunkach jest powtórzeniem minia- turowem tworzenia się planet.

Sposób tworzenia się pierścieni, przyjęty przez Faye’a, jak łatwo zauważyć, usuwa trudność, wynikającą dla hy- potezy Laplace’a ze zbyt wielkiej, lub zbyt małej odle­głości planet od słońca, lub księżyców od planet. Nieza­leżne od siły odśrodkowej, mogą one powstawać w miej­scach, wynikających jedynie z kształtu nieznanego zwojów spiralnych, od których pochodzą; zresztą miejsca ciał, z tych pierścieni powstających, nie są koniecznie miejscami samych pierścieni.

Pomijamy inne szczegóły hypotezy Faye’a. Przy wszyst­kich procesach kosmogonicznych decydującą rolę odgry­wają owe wiry pierwotne, które pod wpływem sił we­wnętrznych zmienione być nie mogą. Ślady ich widzimy nie tylko w samej budowie naszego układu i charakterze zachodzących w nim ruchów, ale też w postaci bardzo wyraźnej na słońcu (którego utworzenie się według Faye’a bardzo przypomina zapatrywanie Kanta) z jego orkanami i trąbami atmosferycznemi, przedstawiającemi się nam w postaci plam i protuberaficyj, szczególne zaś we wła­snym ruchu plam, którego szybkość wzrasta, w miarę zbli­żania się do równika słonecznego.

Racyonalne przeprowadzenie poglądu na rolę kosmo- goniczną wirów jest istotną zasługą Faye’a. Przyznać też trzeba, iż hypoteza jego jest pomyślana głębiej i prze­prowadzona gruntowniej, aniżeli hypoteza Laplace’a, nosząca raczej charakter prowizorycznej enuncyacyk Uwzględnia ona też cały szereg faktów, które w hypotezie Laplace’a zostały pominięte, ponieważ nie były znane. Nosi ona wszakże cechy pewnej sztuczności, która w pewnych miej­scach występuje bardzo jaskrawo.

\

Ten ostatni wzgląd wszakże nie miałby żadnego zna­czenia, gdyby w hypotezie Faye’a wszystkie fakty naukowe znajdowały dostateczne wyjaśnienie i gdyby sam tok rozu­mowania mógł być aprobowany bez zastrzeżeń. Niestety, tak nie jest. Nie wdając się w szczegółową krytykę hy- potezy, zwrócimy uwagę tylko na niektóre jej punkty.

Czy możliwem jest w warunkach, wymaganych przez hypotezę, przekształcenie się zwojów spiralnych w zam­knięte wirujące pierścienie, trudno rozstrzygnąć bez głębszej analizy matematycznej. Bądź co bądź, skutkiem takiego przekształcenia się pierwotny charakter znika, a przecież , okazuje się koniecznym dla wyjaśnienia przemiany pier­ścieni na wirujące jednorodne kule. Zachodzi tu sprzeczność, mająca znaczenie bardzo zasadnicze. Tak pierwszą, jak i drugą ze wspomnianych kwestyj traktuje Faye w swej hypotezie bardzo ogólnikowo, umyślnie zdaje się nie wni­kając w nie głębiej ze względu na nastręczające się trudności.

Utworzenie się bryły centralnej, prawie nagłe pomiędzy epoką powstania Saturna i Urana, niczem nie jest uzasa­dnione, przeciwnie tworzenie się to musiało być bardzo powolne, a więc nagły przeskok od jednego prawa przy­ciągania do drugiego zajść by nie mógł.

Oparty na przypuszczeniu tak nagłego przewrotu podział planet na przedsłoneczne i posłoneczne, nie odpowiada naturalnemu podziałowi planet, opartemu na ich własno^- ściach fizycznych, a nie ulega wątpliwości, że tak rozmaite warunki ich powstania na tych własnościach musiałyby wycisnąć wybitne piętno. Saturn i Jowisz pod względem fizycznym bardziej zbliżone są do Urana, aniżeli do Marsa lub Ziemi, a jednak dopiero poza Saturnem, na którym kończą się księżyce, biegnące z prawa na lewo, rozpocząć by się miała dziedzina posłonecznych planet.

Zresztą ruchy księżyców Neptuna i Urana nie znajdują w hypotezie Faye’a takiego wyjaśnienia, jakiegoby należało sobie życzyć. Hypoteza ta wyjaśniałaby wsteczność ruchu księżyców jedynie w tym wypadku, gdyby płaszczyzna tych ruchów była mało nachyloną względem płaszczyzny drogi planety odpowiedniej. W istocie nachylenie to w układzie Neptuna wynosi 33°, w układzie zaś Urana aż 72°. Tych wielkich kątów hypoteza Faye’a nie wyjaśnia, jak nie jest w stanie ich wyjaśnić także hypoteza Laplace’a.

Z powyższych względów nie można powiedzieć, ażeby hypoteza Faye’a posunęła naprzód zagadnienie, odnoszące się do powstania naszego układu słonecznego. Być może, właściwego postępu w tym kierunku nie będzie dopóty, dopóki pośrednictwo wirujących pierścieni z konstrukcyj kosmogonicznych całkiem nie będzie usunięte. Czy całkowite wyrugowanie pierścieni będzie możliwem, trudno prze­sądzać, boć ostatecznie pozostaną zawsze faktycznie istnie­jące pierścienie Saturna, których powstanie wymagać będzie wyjaśnienia. Chodzi jednakże o to, czy pierścienie takie stanowią normę, czy wyjątek.

O ile z dotychczasowych badań wynika, nie dostrzeżono w układzie Saturna nic wyjątkowego, co mogłoby uspra­wiedliwić istnienie tak specyalnego zjawiska, jakiem są jego pierścienie. Zresztą, gdyby nawet jakieś specyalne cechy wykryto, to wyjątkowość owa wymagałaby znowu wyja­śnienia z jakiegoś ogólniejszego punktu widzenia.

Musimy więc czekać, co nam przyszłość przyniesie, nie zaniedbując oczywiście żadnych środków, które mogą się przyczynić do wyjaśnienia tak licznych jeszcze zagadek.

W sprawie pogłębienia poglądów kosmogonicznych za­wdzięczamy bardzo wiele epokowym badaniom Jerzego Darwina, opartym na ścisłej analizie matematycznej. Bada­nia te najlepiej ilustrują nam, jak olbrzymi wpływ w pro­cesach kosmogonicznych wywierać mogą zjawiska, które skłonni jesteśmy uważać za podrzędne, ponieważ skutki ich, które dostępne są dla naszej obserwacyi, są bardzo nieznaczne. Ale badania Darwina pouczają nas przede- wszystkiem, że te same przyczyny w różnych warunkach bardzo różne mogą wywoływać skutki, a następnie, — że uwzględnienie olbrzymich czasów działania drobną siłę prze­twarza w wielką potęgę twórczą, lub niszczącą.

Największa trudność badań kosmogonicznych polega na tern, że nie można uwzględnić tych wszystkich »kropli, które długotrwałem spadaniem rozsadzają skały«. Badaniom Darwina, ze względu na ich pierwszorzędną doniosłość, poświęcić musimy nieco więcej miejsca.

Znane jest debrze geografom i astronomom zjawisko przypływów i odpływów morskich. Przyczyną jego jest, jak wiadomo, przyciąganie słońca i księżyca, któremu, z powodu niejednakowej odległości, rozmaicie podlegają różne punkty masy ziemskiej. Fale oceanów, jako najbar-

dziej ruchliwe, w sposób najbardziej widoczny ulegają tym wpływom.

Nie można wszakże wątpić, że ulega im też atmosfera oraz skorupa ziemska — ale deformacye ich są tak nie­znaczne, iż tylko z trudnością stwierdzone być mogą.

Zjawisko to należy do takich »kropli«, które długo- trwałem działaniem wytwarzają wielkie zmiany kosmiczne. Wiadomo naprzykład, że księżyc zwraca ku ziemi zawsze tę samą swoją półkulę, co ma źródło w tem, iż obraca się on dokoła swej osi w tym samym czasie, w którym obiega dokoła ziemi.

Ta równość okresów znajduje wyjaśnienie w działaniu ziemi na księżyc, analogicznem do tego działania księżyca na ziemię, które powoduje na niej przypływy i odpływy. Hypotezę tę pierwszy uzasadnił Kant, a badania później­sze, szczególnie Darwina, usunęły pod tym względem wszelkie wątpliwości. Ta równość okresów wytworzyła się stopniowo, pierwotnie bowiem okres obiegu był znacznie krótszy od miesiąca, a i miesiąc sam bynajmniej nie zaw­sze posiadał jednakową długość.

Tak samo okres obrotu ziemi dokoła osi — doba — pod działaniem księżyca i słońca ulegać musiał zmianom, a zmiany, aczkolwiek bardzo drobne zachodzić muszą i obecnie. Fale oceanów, odciągane od powierzchni w kie­runku promieni wodzących słońca i księżyca, znajdują się do pewnego stopnia w zawieszeniu nad ziemią i stawiają pewien opór obrotowemu ruchowi ziemi. Skutkiem tego prędkość obrotu maleje, okres obrotu rośnie.

Aczkolwiek zmiana ta jest bardzo nieznaczna i w ciągu tysięcy lat zaledwie sekundę wynieść może, to prze­cież istnienie jej dało się już stwierdzić na podstawie ma- teryału obserwacyjnego epoki historycznej. Materyałem tym

są zaćmienia słońca i księżyca, o których w rozmaitych pa­miętnikach historycznych dość liczne znajdują się wzmianki. Wywnioskowano z nich tak zwane wiekowe przyśpieszenie ruchu księżyca, to jest fakt, iż księżyc w tej samej liczbie dni coraz większą przebywa drogę. Jest to zupełnie natu- ralnem, jeżeli ta sama liczba dni coraz większy oznacza okres czasu, to jest jeżeli doba coraz staje się dłuższą.

Ale, jak wykazuje teorya, prędkość ruchu księżyca nie- tylko nie wzrasta, ale, przeciwnie, stale się zmniejsza. Mianowicie reakcya ziemi na księżyc powoduje stałe zwięk­szanie się jego odległości, co, zgodnie z trzeciem prawem Keplera, pociąga za sobą też stałe wzrastanie długości miesiąca.

Zmiany te dzisiaj są tak minimalne, iż pociągają za sobą pozorne skracanie się miesiąca zaledwie o jedną mi­nutę na dwieście pięćdziesiąt lat — ale nawet i przy tem tempie wystarczyłoby pięćdziesiąt milionów lat, ażeby doba stała się równą miesiącowi; oczywiście, byłaby to doba daleko dłuższa od dzisiejszego miesiąca, wynosząca około pięćdziesięciu pięciu dzisiejszych dób.

W tych warunkach ziemia zwracałaby ku księżycowi za­wsze tylko jedną swą półkulę, a że księżyc do ziemi rów­nież tylko jedną półkulę zwraca — więc układ ziemia-księ- życ przedstawiałby się wówczas, jako układ sztywny: zie­mia i księżyc poruszałyby się, jako części jednego ciała, wirującego dokoła osi, przechodzącej przez środek ciężkości układu, prostopadłej do linii prostej, łączącej środki. W tych warunkach działanie przypływowe obu ciał na siebie ustaje.

Gdy to samo rozumowanie zastosujemy wstecz, to /najdziemy" porządek rzeczy całkiem odwrotny, to jest co­raz krótszą dobę i coraz krótszy miesiąc. Dodać należy, że zmiany te w minionych epokach daleko były szybsze.

Dziś, jak wiemy, zmiany te są przedewszystkiem tylko wynikiem tarcia o fale oceanów; w dawnych epokach, gdy ziemia cała była jeszcze w stanie bryły słonecznej, defor­mowała się ona daleko silniej, daleko większe masy przy­czyniały się do zwalniania jej obrotu. Odpowiednio też reakcya na księżyc była daleko silniejszą. A w miarę, im księżyc znajdował się bliżej ziemi, tem silniejszem też było jego działanie przypływowe, które, jak wykazuje te- orya, znajduje się w stosunku odwrotnym do trzeciej potęgi z odległości. Gdy więc odległość księżyca była o połowę mniejsza, niż obecnie, działanie jego przypływowe było osiem razy silniejsze.

Ponieważ o wieku naszego układu nie mamy dokład­nego pojęcia, więc mniejsze znaczenie ma dla nas szyb­kość, z jaką zmiany zachodziły; najważniejsze jest to, iż zachodziły one w istocie.

Niejednakowa zmiana długości doby i miesiąca prowa­dzi do wniosku, że aczkolwiek miesiąc dawniej był krótszy, to miał on pomimo to więcej dni, aniżeli dzisiejszy — oczywiście dni krótszych, niż dzisiejsze. Jednakowoż, jak wynika z badań Darwina, miesiąc nie miał nigdy więcej, aniżeli dni dwadzieścia dziewięć. Przed tą epoką zmiany długości miesiąca były szybsze, aniżeli zmiany długości doby, a więc liczba dni w miesiącu była tem mniejsza, im bardziej od tej epoki cofniemy się w przeszłość.

Łatwo zrozumieć, iż w ten sposób w końcu znowu dojdziemy do epoki, w której długość dnia i długość mie­siąca jest jednakową — oba ciała znowu zwracają ku so­bie zawsze te same półkule. Na tym drugim krańcu jed­nakowoż, przypadającym w odległej przeszłości, dzień jest znacznie krótszy od dzisiejszego, wynosi zaledwie trzy do pięciu godzin dzisiejszych; księżyc, który w tak krótkim

okresie ziemię obiega, znajduje się w tak małej odległości od niej, iż prawie dotyka jej swoją powierzchnią. Układ cały sprawia wrażenie, jak gdyby powstał przez rozerwa­nie się jednej bryły na dwie części.

Jeżeli wynik ten porównamy z postulatami hypotezy Laplace’a, to widzimy, że wyłączają się one wzajemnie. Według Laplaće’a pierścień księżyca powstał w czasie, gdy ziemia rozpościerała się do dzisiejszej drogi księżyca, a okres jej obrotu równał się dzisiejszemu miesiącowi, tu zaś widzimy księżyc w bezpośredniem sąsiedztwie ziemi w bardzo szybkim ruchu wirowym.

Jak wiemy, z hypotezy Laplace’a wynika dla każdego księżyca ściśle określona odległość od planety, którą, przy pewnych założeniach, można obliczyć. Otóż te odległości obliczone nie dają się pogodzić z rzeczywistemi odległo­ściami księżyców. Tak naprzykład nasz księżyc jest zna­cznie dalaj od ziemi, aniżeli wymaga hypoteza Laplace’a. A co do odległości pierwszego księżyca Marsa, to, jak wiemy, jest ona, z punktu widzenia tej hypotezy, całkiem niemożliwa.

Wprowadzenie działania przypływowego usuwa zacho­dzące trudności, gdyż pozwala traktować odległość księży­ców jako wielkość zmienną, i jakąkolwiek odległość uwa­żać za możliwą.

Skoro teorya przypływów doprowadziła nas do stanu, gdy ziemia jeszcze stykała się z księżycem, posiadając przy- tem bardzo' szybki ruch wirowy, więc, przyjmując nawet hypotezę pierścieni dla planet i księżyców w ogólności, nie możemy jej przyjąć dla księżyca naszego, a z innych powodów też dla pierwszego księżyca Marsa.

Prawie wszystkie kosmogonie uważają, że księżyce znajdują się w tym samym stosunku względem planet, w jakim planety znajdują się względem słońca. Zgodnie z tem zapatrywa­

niem, tworzenie się księżyców i planet objaśniają całkiem analogicznie. W istocie jednakże pierwotne kule planetarne bynajmniej nie znajdowały się w warunkach identycznych z pierwotną mgławicą słoneczną; czy więc sposób powsta­wania księżyców da się sprowadzić do analogii z plane­tami — tego, bez wniknięcia w pierwotne warunki, powie­dzieć nie można.

Mgławicę słoneczną w najpierwotniejszej epoce po­wstawania układu uważamy za całkowicie izolowaną od wpływów zewnętrznych; zmiany, które w niej zachodzą, zależne są jedynie od sił wewnętrznych i zachodzą mniej lub więcej prawidłowo, w sposób, charakterem tych sił uwarunkowany. Przeciwnie zaś mgławica planetarna znajduje się pod działaniem całej masy układu.

Przypuśćmy, zgodnie z Laplace’em, że w środku układu znajduje się słońce — to zachodzi między tą kulą a słoń­cem ten sam stosunek, co między ziemią a księżycem, to jest wytwarza się między niemi oddziaływanie przypły­wowe. Słońce zniekształca tę kulę, wydłużając ją w kie­runku promienia wodzącego tem silniej, im bardziej mate- rya jej jest dla takiego zniekształcenia podatną, to jest naj­silniej w epokach najpierwotniejszych. W takich warunkach oddzielanie się pierścieni, wymagające niezamąconego ni- czem ruchu wirowego, jest niemożliwe.

Działanie słońca dąży do zwolnienia prędkości ruchu wirowego kuli i do oddalenia jej do siebie, z drugiej strony wszakże postępująca naprzód koncentracya powoduje zwiększanie się prędkości obrotu. Ten drugi czynnik przeważa i okres obrotu się zmniejsza. Ponieważ pierścienie tworzyć się nie mogą, więc jeszcze przy bardzo szybkim ruchu wi­rowym kula może pozostać niepodzieloną.

Jednakowoż jest i tu granica. Postać równowagi wiru-

jącej kuli jest tem bardziej spłaszczoną sferoidą, im ruch wirowy jest szybszy; przy pewnej szybkości równowaga staje się nietrwałą i drobne jakieś działanie zewnętrzne może spowodować podział. Wystarczyłoby naprzykład w zu­pełności działanie przypływowe słońca, aby spowodować podział kuli planetarnej. Otóż z badań Darwina wynika, jako rzecz bardzo prawdopodobna, iż oddzielenie się księżyca od ziemi odbyło się w sposób powyższy.

Cały szereg zjawisk w naszym układzie przemawiać się zdaje za tem, iż oddziaływanie przypływowe słońca w pro­cesie kosmogonicznym wybitną odgrywało rolę.

Wiemy, że działanie to szybko maleje, w miarę wzra- - stania odległości. Najsilniej mu podlegał najbliższy słońca Merkury, skutkiem tego prędkość jego obrotu zmniejszała się szybko; dziś, jak wiadomo, zwrócony jest on ku słońcu zawsze tą samą stroną, obracając się dokoła osi w tym samym czasie, w którym okrąża słońce.

Okres obrotu Wenery dotychczas nie jest dokładnie zbadany, w każdym razie nie jest on krótszy, aniżeli dzień ziemski — a więc dość długi, gdy porównamy go z okre­sem Jowisza, lub Saturna. Hamujące oddziaływanie słońca było w tych wypadkach, jak się zdaje, tak wielkie, iż przewyższało działanie przyśpieszające kurczenia się. W tych warunkach nie mogła się wytworzyć taka prędkość obrotu, ażeby powstał stan równowagi nietrwałej, — i dlatego planety te nie posiadają księżyców.

U ziemi i Marsa już znacznie słabsze działanie słońca nie mogło wstrzymać wzrastającej prędkości obrotu, a w de­cydującej chwili spowodowało podział, dzięki czemu po­wstały księżyce. Po oddzieleniu się księżyców wpływ słońca na prędkość obrotu nie ustał, ale główną część w tem działaniu objęły księżyce.

W układzie Jowisza, Saturna i t. p. oddziaływanie słońca jest już bardzo nieznaczne. Zdaje się, że w utwo­rzeniu się księżyców tych planet nie mogło ono odgrywać żadnej roli, tak, że przyjęcie dla nich tego samego spo­sobu powstania, co dla planet, jest możliwe. Istnienie pier­ścieni Saturna, naturalnie, nie może służyć za poparcie tego przypuszczenia, gdyż nie ulegają one nawet bardzo silnemu działaniu na nie księżyców Saturna — a to dzięki swej budowie, o której była mowa poprzednio.

To są w głównych punktach wyniki badań Darwina. Usuwają one wiele sprzeczności, panujących w różnych te- oryach kosmogonicznych, i na wiele kwestyj ciemnych rzu­cają nowe światło. Nawet tak trudna sprawa wstecznych księżyców Neptuna i Urana w działaniu przypływowem znajduje prawdopodobne wyjaśnienie, jak również kwestye, dotyczące mimośrodów, oraz pochyłości płaszczyzn orbit i równików planet. A dodajmy, iż rozmaite utwory mię- dzygwiazdowe, jak mgławice podwójne o pewnych kształ­tach, ścisłe układy gwiazd i t. p., tylko z punktu widze­nia teoryi Darwina znajdują prawdopodobne wyjaśnienie.

Wielu uczonych, szczególnie w Anglii i Ameryce, pra­cuje dalej w kierunku wskazanym przez Darwina, a postęp w głównej mierze zależeć będzie od tego, o ile olbrzymie trudności, które nastręcza badanie matematyczne, pokonane zostaną.

Na tem kończymy przegląd główniejszych teoryj ko­smogonicznych.

Pozostaje nam jeszcze poświęcić kilka słów prognozie na przyszłość, albowiem chwila dzisiejsza w procesie ewo­lucyjnym bynajmniej nie ma znaczenia przełomowego, pro­ces ten nie ustaje ani na chwilę. Prowadzi on nieubłaga­nie do pewnego kresu.

Biorąc wszechświat jako całość, naturalnie mówić możemy tylko o nieustannych zmianach, w których nie wiemy, gdzie jest początek lub koniec. W zastosowaniu wszakże do określonych indywiduów kosmicznych, to jest do oddziel­nych ciał lub układów, pojęcie początku i końca nie jest pozbawione treści — ale i tu pojęcie to należy odnieść tylko do pewnych form krańcowych; jakieś pojmowanie absolutne i tutaj jest wykluczone.

Mamy pewne podstawy do przypuszczania, że ewolucya oddzielnych utworów znajduje się w związku z ewolucyą ca­łości. W olbrzymim układzie gwiazdowym drogi mlecznej w rozmieszczeniu gwiazd różnych typów widmowych do­strzegamy ślady pewnych kierunków i dróg, którymi kro­czy pochód ewolucyjny; być może, iż ślady te z czasem od­kryją nam miejsca, w których powstały pierwsze słońca, i dadzą pojęcie o epokach, w których rozpocznie się ura­bianie w słońca niezużytkowanych dotychczas w tym celu olbrzymich zapasów materyi.

To są zagadnienia przyszłości.

Tu zaznaczyć musimy, że wszelkie zmiany we wszech- świecie, choćby to były nawet najgwałtowniejsze katakli­zmy, nie są w stanie wpłynąć na spokojny rozwój wypad­ków w oddzielnych układach, o ile ich specyalnie nie do­tyczą. Odnosi się to również i do naszego układu sło­necznego.

Jakie są przyszłe losy słońca naszego, wiemy to z roz­działu o ewolucyi słońc wogóle. Promieniowanie jego po cznie tracić na sile, aż ustanie całkiem, gdy otulająca słońce atmosfera stanie się dostatecznie gęstą. Opona ta, być może, będzie przez pewien czas ulegać peryodycznym prze- rywaniom, jednakowoż wreszcie zamknie się na zawsze. Na­stępnie, już jako ciemna bryła, pokryje się słońce twardą

skorupą, której grubość wzrastać będzie coraz bardziej, aż w końcu cała masa słoneczna ulegnie skrzepnięciu.

Obraz takiego stanu rzeczy, albo też w tym kierunku bardzo naprzód posuniętego, daje nam nasz księżyc, który dzięki małej swej masie berdzo szybko utracił swe ciepło. W analogiczny sposób przekształcą się wszystkie inne bryły naszego układu.

Wspomniana ewolucya słońca i planet nie dotyczy zu­pełnie układu naszego, jako całości. Chociaż słońce zga­śnie, układ pozbawiony zostanie światła, ciepła i życia, to jed­nakże siła ciążenia nie przestanie rządzić ruchami, które odby­wać się będą mogły, pomimo wszelkich zmian, tak, jak odby­wają się dzisiaj. Ale nie możemy powiedzieć, aby w tej po­staci układ nasz miał istnieć wiecznie. Byłoby to sprzeczne z faktem ogólnej ewolucyi, która dotyczy tak samo od­dzielnych brył, jak i układów.

Czy możemy przewidzieć, jak postępować będzie na­przód ewolucya naszego układu?

Wielki Laplace w badaniach swych nad trwałością na­szego układu słonecznego doszedł do wiekopomnego wnio­sku, że średnie odległości planet od słońca, oraz księży­ców od planet, zmieniać się mogą jedynie w ściśle okre­ślonych granicach, że stałe ich wzrastanie lub zmniejszanie się jest niemożliwe. Gdyby możliwem było stałe wzrastanie, układ musiałby się z czasem rozpaść, oddzielne jego bryły rozproszyłyby się we wszechświecie. Stałe zmniejszanie się odległości pociągnęłoby za sobą połączenie się wszyst­kich mas w jedną. Wyniki Laplace’a, wyłączające obie po­wyższe alternatywy, zapewniły układowi trwałość.

Ale obliczenia swoje oparł Laplace na czterech hypote- zach następujących: 1) że przestrzeń międzyplanetarna jest bezwzględnie pusta; 2) że ruchy w układzie słonecz­

nym zależne są jedynie od siły ciążenia; 3) że bryły układu są jednorodnemi kulami; 4) że są ciałami absolu­tnie sztywnemi. Wyniki więc Laplace’a są tylko o tyle ścisłe, o ile hypotezy powyższe zgodne są z rzeczywi­stością. ■>

Niestety, każde z powyższych założeń tylko w przy­bliżeniu odpowiada rzeczywistości. I właśnie brak w przy­rodzie tej przez umysł pożądanej idealności jest przyczyną nieskończonej komplikacyi zjawisk.

Możemy sobie wyobrazić przestrzeń, pozbawioną mate- ryi, ale musimy ją napełnić eterem, który jest pośrednikiem działań na odległość.

Specyalnie w naszej przestrzeni międzyplanetarnej stwier­dzamy nieustannie istnienie drobnych- fragmentów materyi, które, czy to w postaci meteorów i gwiazd spedających, czy o wiele drobniejszych pyłków kosmicznych, osiadają na naszej ziemi. A pamiętać należy, że każde takie ciałko, stające na drodze ziemi, nie może pozostać bez wpływu na jej ruchy, choćby ten wpływ był po nad wszelkie wy­obrażenie mały. Przyjęcie nader małego oporu wystarcza do wyjaśnienia przyśpieszonego ruchu znanej komety En- ckego, która dzięki temu co raz bardziej zbliża się do słońca i w końcu będzie musiała spaść na nie.

To, co u komety Enckego jesteśmy w stanie stwierdzić obserwacyą, to zachodzić musi w naszym układzie po­wszechnie, acz dla oka nieuchwytnie. Samo stwierdzenie takiego faktu wystarcza dla kosmogonicznej prognozy, gdzie dłuższy lub krótszy okres czasu, jaki upłynąć może, po­siada znaczenie drugorzędne.

Druga hypoteza Laplace’a również nie jest ściśle speł­nioną. Prócz przyciągania grawitacyjnego, dostrzegamy w układzie słonecznym działanie elektryczności, które

w procesie tworzenia się ogonów komet wydatną zdaje się odgrywać rolę. Tern działaniem niektórzy badacze sta­rają się też objaśnić pewne anomalie w ruchach planet

i księżyca, których samem ciążeniem objaśnić nie można. Nie możemy też 'wątpić dzisiaj o podobnem działaniu ciśnie­nia światła, które, gdy chodzi o cząstki drobne, może wprost zrównoważyć przyciąganie grawitacyjne, a nawet je przewyż­szyć. Współczesne występowanie pewnych zjawisk na słońcu

i na ziemi, naprzykład silnych wybuchów na słońcu i za­burzeń strzałki magnetycznej na ziemi, wskazują też na innego rodzaju wzajemne oddziaływania między słońcem

i planetami. Rola tych oddziaływań w procesach kosmogo- nicznych dotychczas nie jest dostatecznie zbadaną, ale że może ona być bardzo doniosłą, wynika to naprzykład z badań Arrheniusa, który cały szereg zjawisk kosmicznych stara się objaśnić ciśnieniem światła.

Przypuszczeniem jednorodności i sztywności ciał układu usuwa Laplace z pod uwagi wpływ na trwałość układu tych czynników, które Darwin uczynił specyalnym przedmiotem swych poszukiwań. Działania przypływowe są bowiem wła­śnie wynikiem niejednorodności oraz pewnej elastyczności ciał niebieskich, pozwalającej na zmiany kształtu. Widzie­liśmy, jak dalece te właśnie działania są w stanie zmieniać stosunki, zachodzące w naszym układzie.

Pomimo wszystkich wspomnianych wyżej czynników, wynik Laplace’a nie traci swego znaczenia. Gwarantuje on trwałość układu naszego w stosunku do życia ludz­kiego, w stosunku do życia wogóle — ale nie w stosunku do wieczności. Człowiek, życie — to dzieci słońca, zginą one z chwilą, gdy zbraknie światła i ciepła — a nastąpi to o wiele wcześniej, aniżeli drobne wpływy dezorganizu­jące zdołają zmienić w sposób dotkliwy postać naszego

układu. Długo jeszcze potem układ nasz, jako ów latający Holender kosmiczny, unosić się będzie w przestworzach, a wystygłe planety, wirując dokoła swych osi, zakre­ślać będą swe elipsy dokoła zakrzepłej bryły słone­cznej.

Ale z czasem okażą się widome skutki działania przy­pływowego : wszystkie księżyce utworzą ze swemi pla­netami sztywne układy, w których obroty i obiegi zrów­nają się ze sobą. W ten sam sposób dostroją się też pla­nety do słońca, którego obrót stawać się będzie coraz powolniejszy. A jednocześnie opór ośrodka zbliżać będzie księ­życe ku planetom, planety ku słońcu, po spiralach, których liczba zwojów wyrażać się będzie w milionach, a może

i w miliardach. Takie zbliżanie się musi się skończyć spada­niem — łączeniem się ogólnem wszystkich ciał układu w tem źródle, z którego wyszły.

Cała ewolucya układu od początku do końca przedstawia się z tego stanowiska jako spacer ułamków materyi słone­cznej, trwający miliony wieków, który kończy się powrotem do domu. Jedna z przygód tego spaceru, trwająca kilka chwil kosmicznych — to dzieje ziemi z jej ludzkością, historyą i kulturą, oraz innymi przemijającymi drobiazgami.

Ów powrót, polegający na kolejnem spadaniu planet na słońce, nie obejdzie się bez pewnych chwilowych zmian w położeniu ogólnem. Każde takie spadnięcie pocią­gnie za sobą powrót słońca do krótkotrwałego życia, które, być może, nie pozostanie bez przemijającego wpływu na losy pozostałych w układzie ciał.

Ale gdy ostatnia planeta spadnie, wtedy byt układu bę­dzie skończony. Jako ostateczny wynik, pozostanie jedna wielka zastygła bryła, biegnąca w przestrzeń z niezmie­nioną przy wszystkich owych zmianach prędkością, z nie­

zmienioną energią ruchu wirowego, który zniszczonym być nie mógł, i z całą masą pierwotnej mgławicy słonecznej, rozdzieloną niegdyś na oddzielne bryły układu. Biedź ona tak będzie zapewne bardzo długo, ale, zdaje się, nie wie­cznie.

W warunkach naszych śmierć zasila życie; czy mo­żemy przenieść taką analogię w stosunki kosmiczne? Je­żeli ilość materyi w przestrzeni jest skończoną, to kładąc u kresu ewolucyi materyi kosmicznej zagasłe słońca, otrzy­malibyśmy, jako ostateczny obraz materyalnego wszech­świata, zbiór biegnących w najróżniejszych kierunkach ciem­nych brył, wieczną noc i chłód.

Ale zjawiska gwiazd nowych wskazują, że w pewnych okolicznościach ciemne bryły kosmiczne znowu do stanu słonecznego powracać mogą. Widzieliśmy w artykule III, że przyczyną zjawiska jest najprawdopodobniej spotkanie się zagasłego słońca z mgławicą. Skutek spotkania się jest ten, że materya gwiazdy w całości lub częściowo się ula­tnia i łączy się z materyą mgławicy.

Wprawdzie zjawisko gwiazd nowych jest dosyć rządkiem w stosunku do tych milionów gwiazd, któremi zasiane są przestworza. Ale licząc tylko po jednej nowej gwieździe rocznie (przecięciowo fotograficznie w ostatnich czasach znajdujemy ich więcej), otrzymamy ich milion w ciągu lat miliona; jeżeli więc prawdopodobieństwo spotkania się na­szego słońca z jakąś mgławicą lub inną gwiazdą równa się prawie zeru, gdy uwzględnimy krótkie okresy czasu, to wzrastać ono musi stale, gdy weźmiemy pod uwagę miliony lat. Prawdopodobieństwo zbliża się do pewności, gdy okresy czasu rosną nieograniczenie.

A wieczność nie ma końca.

Zdaje się więc, że zanim z ciemnej mgławicy wytwo­

rzyć się zdoła jedno słońce, ze słońc zagasłych przez ka­taklizmy kosmiczne zbierze się dosyć materyi na drugie, a nawet na te miliony słońc, które tworzą się jednocze­śnie. W ten sposób koniec ewolucyi staje się zarazem jej początkiem, a ciemne słońca są jako ten deszcz, który spada na ziemię, aby z powrotem zasilić morze, z którego wyszedł.

Jest to oczywiście wniosek, którego sprawdzić nigdy nie będziemy mogli, uprawniają nas do niego tylko w skromnej mierze zachodzące przed naszemi oczami zja­wiska, ale o wiele bardziej wgłębienie się myślowe w ru­chomy obraz wszechświata, który, przy powierzchownem patrzeniu, może się wydawać skończonym i niezmiennym.