XIV. Astronomia

Od wielkości i zdolności powiększania teleskopów nie zależy wyłącznie postęp astronomii, gdyż dokładny pomiar i oznaczenie położenia ciał niebieskich jest głównem zadaniem badaczy. Praktyka wykazała, że narzędzia wielkie, a zatem nader kosztowne, nie są odpowiednie do ścisłych pomiarów, gdyż skutkiem swej wielkości i wagi zawierają mnóstwo błędów, których można uniknąć przy użyciu mniejszych narzędzi. 

Pierwsze próby zastosowania lunety astronomicznej do ścisłych pomiarów sięgają wieku XVIII-go, gdy astronom angielski Gascoigne umieścił w płaszczyźnie ogniskowej objektywu nitki i wykonał pierwszy mikrometr, dający możność dokładnego skierowania lunety na niebo; wkrótce dołączono do lunety koło z podziałkami, służące do oznaczenia miejsca danej gwiazdy. W XIX stuleciu dokładność mierniczych narzędzi astronomicznych doszła do artyzmu, szczególniej w budowie kół południkowych, służących do obserwacyi ciał niebieskich w chwili ich przejścia przez południk. Narzędzie to jest niezbędne w każdem obserwatoryum, służy bowiem do oznaczania położenia geograficznego danego obserwatoryum, do regulowania zegarów astronomicznych, nie mówiąc już o badaniach specyalnych, przedsięwziętych w celach naukowych. 

Gdy koła południkowe służą do bezpośrednich pomiarów, refraktory, czyli lunety, ustawione w ten sposób, aby z ich pomocą można było najłatwiej wyszukiwać ciała niebieskie, dają nam położenia względne, odniesione do gwiazd stałych. Luneta refraktora obraca się dokoła dwóch prostopadłych względem siebie osi, z których jedna zwróconą jest w kierunku osi świata, posiada więc nachylenie do poziomu pod kątem, równym szerokości geograficznej danego miejsca, druga zaś jest skierowana ku równikowi nieba. 

Przy takiej konstrukcyi, chcąc mieć gwiazdę bezustannie w polu widzenia lunety, należy ją obracać tylko dokoła jednej osi, zwróconej ku biegunowi; można ten obrót uskuteczniać z pomocą mechanizmu zegarowego, co ma największe zastosowanie przy fotografowaniu nieba. 

Dzięki postępowi technicznemu w budowie tych narzędzi, zaczęto stawiać obserwatorya astronomiczne, których liczba, począwszy od pierwszej ćwierci stulecia, wzrasta bezustannie; do obecnej chwili na kuli ziemskiej znajduje się przeszło 250 obserwatoryów, między któremi jest kilka pierwszorzędnych, jak np. obserwatoryum Terkesa, Licka, w Greenwih, paryskie i w. in. 

Do rzędu najdawniejszych obserwatoryów w Europie należy warszawskie, będące zasługą Franciszka Armin Wielki reflektor w Paryżu, mińskiego (1789 † 1848). Odbywszy studya matmatyczne w szkole inżynierów Księstwa Warszawskiego, a następnie w Paryżu, Armiński został od r. 1816 profesorem astronomii w uniwersytecie warszawskiem, a chcąc dać słuchaczom swoim możność zajęcia się stroną praktyczną, wyjednał u rządu krajowego zasiłek na wybudowanie obserwatoryum, które rozpoczęte w r. 1820 było wykończone w r. 1824; równocześnie były zamówione narzędzia astronomiczne w Monachium z fabryki Er tła Keichenbacha, meteorologiczne zaś zostały sprowadzone z Paryża. 

Tym sposobem wraz obserwatoryum astronomicznem było założone również i meteorologiczne, które funkcyonuje do dnia dzisiejszego. Ważniejsze narzędzia astronomiczne było: koło południkowe, wierzchołkowe, luneta południkowa, heliometr i kilka narzędzi przenośnych; miejscowy zegarmistrz Gugenmuss wykonał zegary wahadłowe, które służą i teraz do obserwacyi. 

W r. 1839 powstało jedno z większych obserwatoryów w Pulkowie, którego urządzeniem zajmował się głośny astronom Struwe; narzędzia zostały zamówione u Repsolda, Mertza i Ertla. 

Największe wszakże obserwatorya powstały w Ameryce, dzięki współdziałaniu miłośników astronomii. Bogacz Lick, chcąc uwiecznić swe imię, wystawił swoim kosztem obserwatoryum, w którem 36-cio calowy refraktor do niedawna imponował całemu światu swą wielkością. Obserwatoryum Lika, w ciągu kilkunastoletniego istnienia, zasłynęło pracami pierwszorzędnego znaczenia, ogłaszając wiele odkryć astronomicznych i cennych obserwacyi. 

Inny znów milioner, Yerkes z Chicago, chcąc zaćmić sławę Licka, zbudował jeszcze zasobniejsze w narzędzia naukowe obserwatoryum, którego okrasą jest 40-to calowy refraktor, nie mający równego sobie na kuli ziemskiej. 

Nie tylko żądza sławy i pozostawienie po sobie czegoś niezwykłego była pobudką do ofiar tak znacznych. Wiele osób wspólnemi siłami, nie uganiając się za popularnością, wystawiało obserwatorya astronomiczne; do takich należy słynne obserwatoryum w Cambridge (Ameryka), mające swój oddział w górach peruwiańskich. Nie rozmiarami lunety imponuje ta stacya naukowa, lecz wartościowemi pracami naukowemi, między któremi fotografowanie nieba naczelne zajmuje miejsce. Wśród 40 pracujących, połowa jest kobiet, studyujących z zamiłowaniem astronomię. 

Sam sposób budowania gmachów, służących na obserwatoryum, uległ w ciągu stulecia zasadniczym zmianom. Dawniej narzędzia miernicze ustawiano jaknajwyżej; obecnie starają się umieszczać je nisko na słupach kamiennych, głęboko zapuszczonych w ziemię, gdyż tym sposobem unika się wstrząśnień, nieuniknionych przy Wysokiem położeniu narzędzia. Zamiast ścian grubych, utrudniających zrównoważenie temperatur wewnętrznej i zewnętrznej, stawiają obecnie cienkie ściany z szerokiemi otworami, przez które powietrze może przepływać swobodnie już na parę godzin przed obserwacyą; skutkiem tego temperatura wyrównywa się, co wpływa dodatnio na przejrzystość atmosfery. Obserwatorya budują się obecnie zdała od ruchu miejskiego, aby uniknąć gwaru i wyziewów, zanieczyszczających powietrze. Istnieje też ogólna dążność do umieszczania obserwatoryów na górach, gdzie czystość i przezroczystość powietrza sprzyja dokładnym spostrzeżeniom. Obserwatorya w Hilderburgu i Bernie znajdują się na wysokości 570 metrów nad poziomem morza, w Santiago na wysokości 619 m., w Madrycie 655 m., na górze Hamilton (Licka) 1283 m., w Denver (Stany Zjednoczone) 1650 m., w Meksyku 2277 m., w Arequipa (Peru) 2400 m., w Bogota (Kolumbia) 2700 m., wreszcie w Equadorze w Quito, leżącem prawie na samym równiku, znajduje się najwyżej w świecie położone obserwatoryum astronomiczne, na wysokości 2846 metrów nad poziomem morza. 

Niektóre obserwatorya, umieszczone na wysokich górach, zajmują się specyalnemi zagadnieniami. W obserwatoryum na Etnie są prowadzone spostrzeżenia równolegle ze spostrzeżeniami w Katanii, a to w celu wyjaśnienia wpływu gęstej warstwy atmosfery na pochłanianie promieni świetlnych. Na wierzchołku Montblanc znany fizyk francuski Janssen zbudował obserwatoryum w celu wyjaśnienia kwestyi obecności na słońcu tlenu. 

Prócz wielkich obserwatoryów, o których wspominaliśmy, istnieje mnóstwo mniejszych, założonych skromnemi środkami przez miłośników astronomii, którzy przyczyniają się w stopniu znacznym do wzbogacenia wiedzy swemi systematycznemi i dokładnemi spostrzeżeniami. A że te prace amatorskie oddały nieraz wielkie usługi, istnieje na to wiele dowodów. w r. 1826 austryacki oficer Biela odkrył kometę, znaną w historyi astronomii z tego, że podzieliła się na dwie, a później rozpadła na drobne części, rezultatem czego były deszcze gwiazd spadających, widzialne w listopadzie 1872 i 1885 roku. Urzędnik pocztowy Hencke, porównywując położenia gwiazd na niebie z mapami, wynalazł nową planetoidę, nazwaną później Astreą, przerwawszy tem 40-to letnią bliską bezczynność badaczy w tym kierunku. Aptekarz Schwabe, dzięki systematycznemu badaniu plam słonecznych, wykrył ich peryodyczność, inni znów miłośnicy dokonali mnóstwa odkryć gwiazd podwójnych, zmiennych, mgławic i komet.

Z liczby powstałych drogą ofiar osób prywatnych, wymienić należy obserwatoryum wileńskie, zbudowane z zasiłku księżnej Elżbiety z Ogińskich Puzyniny, w którem Marcin Poczobut (1728 † 1808) ustawiał narzędzia i porobił wraz z Jędrzejem Strzeckim szereg spostrzeżeń astronomicznych. Poczobut utrzymywał stosunki z obserwatoryami zagranicznemi, a swą pracą systematyczną i sumienną zjednał sobie uznanie uczonych, którzy przyczynili się do wybrania Poczobuta na członka królewskiego towarzystwa naukowego w Londynie i Akademii nauk w Paryżu. W r. 1807 Poczobut zdał kierunek obserwatoryum Janowi Śniadeckiemu, usuwając się w zacisze klasztorne. Obserwacye Poczobuta nad ruchem Merkurego posłużyły Lalande’owi do poprawienia tablic astronomicznych. 

W Warszawie pierwsze małe obserwatoryum urządził na Zamku królewskim Stanisław August; kierownikiem tej dostrzegalni był Jezuita, ks. Fryderyk Bystrzycki (1737 † 1821). 

W Krakowie, na skutek starań Jana Śniadeckiego, rozpoczęto w r. 1787 budowę obserwatoryum; regularne obserwacye zaczęły się od r. 1791; do r. 1803 prowadził je Śniadecki, a po usunięciu się tegoż dyrektorami byli: Józef Jan Littrow i Maksymilian Weisse, który wraz z Janem Steczkowskim postawił obserwatoryum na stopie naukowej. w r. 1862 po Weissem dyrektorem został dr. Franciszek Karliński, o którego zasługach wspomnimy w miejscu właściwem. 

Ludwik Kulikowski miał własne obserwatoryum, które zbudował około r. 1840 w majątku swym Świerże w chełmskiem, a po r. 1864 w Świtarzowie pod Sokalem w Galicyi. Część narzędzi przekazał zięciowi swemu Kajetanowi Kraszewskiemu, który urządził w r. 1855 zasobne obserwatoryum w Romanowie Podlaskim. w r. 1875 lekarz z zawodu, dr. Jan Jędrzejewicz, zbudował obserwatoryum, w którem prócz koła południkowego znajdowały się dwa refraktory roboty Cooke’a i Steinheila oraz cenne narzędzia spektroskopowe. 

Po tym ogólnym przeglądzie historycznym narzędzi i obserwatoryów astronomicznych, zajmierny się rozbiorem prac i zdobyczy naukowych, osiągniętych w ciągu stulecia, począwszy od roku 1830). Zgóry zastrzedz się musimy, że ze względu na specyalny charakter wielu badań astronomicznych, zatrzymamy się wyłącznie tylko na tych, które najbardziej mogą interesować szerszy ogół czytelników. 

Astronomowie, mając narzędzia udoskonalone, zabrali się przedewszystkiem do zbadania gwiazd stałych oraz do ułożenia katalogów, bez czego nie można było przedsięwziąć żadnych prac nad planetami i kometami. 

Syn genialnego Wiliama Ilerschla, John, zwrócił szczególną uwagę na gwiazdy podwójne, gromady gwiazd i mgławice. W celu dokonywania specyalnych badań nad gwiazdami nieba południowego, udał się w listopadzie r. 1833 z Anglii na Przylądek Dobrej Nadziei, wziąwszy ze sobą 20 stopowy teleskop zwierciadlany oraz 7-mio stopowy refraktor; w odległości 10 kilometrów od obserwatoryum w Kapsztadzie ustawił swe narzędzia i zajął się swemi spostrzeżeniami, które trwały do r. 1838. 

Z kolei przystąpiono do układania katalogów gwiazd stałych. Bessel w Królewcu oznaczył dokładnie położenie niektórych gwiazd oraz ułożył tablice, dające możność wyznaczenia współrzędnych dla jakiejkolwiek epoki, dzięki czemu mogła być wprowadzona jednostajność w badaniach różnych astronomów, pozwalająca przy porównaniach na wykrycie nieprawidłowości w ruchach gwiazd. Następnie Bessel badał w ciągu 12 lat położenie 50.000 gwiazd do 9 wielkości, co wzbogaciło wiadomości, dotyczące gwiazd stałych, ich rozmieszczenia na niebie, oraz dało znaczną ilość punktów stałych, które pozwalały na badanie ruchów planet i komet. 

Ciąg dalszy tej olbrzymiej pracy wziął na swe barki uczeń Bessla, Argelander, który wyznaczył w Bonn położenie przeszło 300.000 gwiazd nieba północnego oraz ułożył atlas, składający się z 40 kart, które do dziś dnia są niezbędne dla każdego astronoma przy studyowaniu nieba. 

Gould w Argentynie wyznaczył położenie 100.000 gwiazd nieba południowego; dalsze prace w tym zakresie są prowadzone w Cambridge (Ameryka), Waszyngtonie i innych obserwatoryach.

Badania nad gwiazdami podwójnemi, rozpoczęte przez Herschla, prowadził nadal W. Struve, posiłkując się najlepszemi na owe czasy narzędziami. Po trzechletniej pracy Struve wydał katalog, obejmujący przeszło 3.000 gwiazd podwójnych, z których część nieznaczną obserwował Wiliam Herschel; w r. 1837 wydał Struve słynne dzieło o sposobach obserwacyi gwiazd podwójnych, które i obecnie jeszcze posiada wartość naukową. 

Na szczególną uwagę zasługują badania nad słońcem, księżycem i planetami. 

Kwestya ścisłego oznaczenia odległości między ziemią a słońcem, była ważną dla astronoma zawsze, i zajmowano się nią poważnie już od XVII stulecia, lecz najwięcej zwracano na nią uwagi w ciągu XIX stulecia. Odległość ta jest uważana za podstawę przy oznaczaniu odległości planet, zarówno jak i gwiazd stałych od słońca, nic więc dziwnego, że starano się ją wyznaczyć z możliwą dokładnością; do jakiego stopnia zadanie to jest trudne, świadczy okoliczność, że pomimo udoskonalonych narzędzi i metod badania, nie otrzymano jeszcze zadawalającego rezultatu. 

W r. 1824 Encke ogłosił rezultat znacznej liczby spostrzeżeń nad przejściem Wenery przed tarczą słońca w r. 1669, w jedenaście lat później sprawdził swe wyliczenia i oznaczył tą drogą średnią odległość ziemi od słońca. Przez czas długi liczba, podana przez Enckego, nie wzbudzała żadnej wątpliwości, dopiero w r. 1854 Hansen, wychodząc z założenia natury czysto teoretycznej przy swych badaniach nad biegiem księżyca, przyszedł do wniosku, że oznaczona przez Enckego liczba jest zbyt wielka. Z tego też powodu oczekiwano z zaciekawieniem mających nastąpić przejść Wenery w latach 1874 i 1882, i przedsięwzięto wiele wypraw naukowych dla obserwacyi tego rzadkiego zjawiska, które mogło dać ważne dla nauki rezultaty. Niektóre wyprawy zaopatrzyły się w tak cenne w danym wypadku i dokładne narzędzia, jakiemi są: aparat fotograficzny oraz heliometr, t. j. przyrząd, służący do oznaczenia pozornej średnicy słońca i Wenery, przechodzącej przed jego tarczą. Wyprawa naukowa r. 1874 nie dała oczekiwanych wyników tak ze względu na niezbyt sprzyjający stan pogody, jak i nie wypróbowane jeszcze nowe metody obserwacyi.

W r. 1882 pogoda dopisała prawie wszędzie; astronomowie francuscy, angielscy i amerykańscy zwrócili główną uwagę na zdjęcia fotograficzne i pomiary dokonywali na otrzymanych kliszach, gdy niemieccy, robiąc pomiary bezpośrednio przy pomocy heliometru Bepsolda, otrzymali wyniki nieco mniejsze od poprzednich. 

Przy oznaczaniu odległości ziemi od słońca z przejścia Wenery napotyka się na wielkie trudności obserwacyjne, które nie mogą gwarantować znacznej dokładności; przytem zjawisko to jest rzadkie, przytrafia się cztery razy w ciągu lat 243, a najbliższe przejście nastąpi w r. 2004, do tego więc czasu należałoby czekać z ponownem oznaczeniem tej odległości. Skutkiem tego astronomowie zwrócili się do innych metod, mianowicie z pomocą szybkości światła, przyciągania księżyca przez słońce, oraz obserwacyi planety Marsa i planetoid w chwili ich przeciwstawienia ze słońcem, gdy znajdują się najbliżej ziemi. Szczególniej odpowiedniemi w tym celu okazały się niektóre drobne planety, krążące między Marsem a Jowiszem, gdyż w polu widzenia lunety są widoczne jako punkciki świetlne, zatem nie trzeba uwzględniać przy wyliczeniach ich rozmiarów. Na schyłku stulecia kwestya ta została zdaje się, ostatecznie już rozstrzygniętą w skutek wynalezienia w r. 1898 przez Witta w „Uranii” berlińskiej planetoidy Eros, której droga leży w połowie między ziemią a Marsem, może więc zbliżać się do ziemi w stopniu o wiele znaczniejszym, aniżeli jakiekolwiek inne ciało niebieskie, wyjąwszy księżyc. Ponieważ w r. 1900 odległość między ziemią a Erosem była stosunkowo nieznaczna, utworzył się międzynarodowy związek astronomiczny, mający na celu obserwowanie planetoidy z różnych punktów na kuli ziemskiej z pomocą różnych metod: fotografii, heliometru i mikrometru. Chociaż obserwacye zostały już ukończone, czekać należy lat kilka na wyliczenia. Do tego czasu odległość ziemi od słońca jest przyjmowaną średnio na 149 milionów kilometrów z błędem prawdopodobnym dość znacznym, dochodzącym do miliona kilometrów. 

Badania nad powierzchnią słońca doprowadziły do ważnych rezultatów, w czem leży głównie zasługa Janssena, Lockyera, Younga, a przedewszystkiem Secchi, który badał powierzchnię słońca i te niesłychane przewroty, jakie odbywają się w t. zw. pochodniach i plamach słonecznych. Prof. Wolff opracował spostrzeżenia nad plamami słonecznemi od r. 1610, t. j. za przeciąg blisko 300 lat, i wykazał, że ukazywanie się plam podlega niejakiej peryodyczności, wynoszącej 11 lat. Istnieje pewien przeciąg czasu, gdy działalność słońca jest nieznaczna, plam i pochodni niema prawie, w ciągu 4 lat plamy zaczynają się ukazywać coraz częściej, następuje pewne maximum, poczem ilość plam zaczyna zmniejszać się stopniowo przez 6| lat. Następca Wolffa, prof. Wolfer, zauważył w r. 1897, że w czasie określonym plamy ukazują się tylko na pewnej części powierzchni słońca; uwaga ta posiada pewne znaczenie teeretyczne, gdyż stwierdza, że ukazywanie się plam na słońcu nie może pochodzić skutkiem spadku na słońce meteorów, jak to przypuszczano dawniej, lecz przyczyna leży wewnątrz samej kuli słonecznej.

Inni badacze dowiedli, że plamy ukazują się tylko w pasie równikowym w odległości po 30u z każdej strony równika, a w bliskości biegunów niema ich nigdy. Carrington, obserwując plamy na słońcu w latach 1853-1861, przekonał się, że słońce obraca się dokoła swej osi nie Piotr Jul. Janssen (ur. r. 1824). jako jednolita kula, lecz pasami; najszybciej wirują punkty, leżące na równiku (jeden obrót dokoła osi trwa 25 dni), pod szerokością 20° na północ i południe czas obrotu zwiększa się o 18 godzin, pod szerokością 30° wynosi 26 ½ dni, a 45°-27 ½ dni. 

Wiadomość o fizycznej naturze słońca datuje się od r. 1842. W lipcu tegoż roku było widzialne w środkowej i południowej Europie całkowite zaćmienie słońca, i obserwatorya w Greenwich, Paryżu, Pulkowie i inne wysłały ekspedycye naukowe w celu zbadania korony słonecznej. Z wielkiem zdziwieniem stwierdzono po brzegach tarczy księżyca, a wewnątrz korony słonecznej, obecność trzech języków czerwonych, sprawiających wrażenie olbrzymich gór. Były to t. zw. wyskoki słoneczne, dotychczas nigdy nie obserwowane. Zjawisko to pobudziło do badania istoty tych wyskoków, czy należą one do słońca, czy też są górami księżycowemi. Z niecierpliwością oczekiwano też następnego całkowitego zaćmienia słońca, które miało nastąpić w r. 1851, było widzialne na północy Europy, i którego linia zaćmienia całkowitego przechodziła również przez Warszawę. Wyprawy naukowe, wysłane do Szwecyi, wyjaśniły, że wyskoki, widziane w r. 1851 nie są górami księżycowemi, lecz należą do atmosfery słońca, są utworzone z gazów, zmieniają w czasie krótkim swój kształt, i wygląd ich każę domyślać się zupełnej analogii z czerwonemi językami, obserwowanemi na brzegu tarczy słońca w r. 1842. 

Dalsze badania nad naturą wyskoków słonecznych przypadły w udziale Janssenowi, którego zainteresował wygląd wyskoków, oglądanych przez spektroskop. w r. 1868 było widzialna całkowite zaćmienie słońca w Indyach i Syamie. Janssen udał się do Indyi i z pomocą spektroskopu badał wyskoki; w chwili, gdy księżyc zasłonił tarczę słońca i zjawiła się srebrzysta korona, w promieniach jej ukazał się olbrzymi wyskok słoneczny. Janssen skierował nań spektroskop i z jasnych linii przekonał się, że wyskok przedstawia masę płonącego wodoru. Nazajutrz, pomimo, że słońce świeciło, Janssen skierował znów spektroskop na brzeg tarczy, gdzie był wyskok widzialny, i dostrzegł też same linie jasne. 

Inny badacz, Lockyer, doszedł do wniosku, że widmo wyskoków słonecznych można obserwować zawsze, nie oczekując zaćmienia całkowitego, skoro tylko uda się zbudować spektroskop o dostatecznie silnem rozszczepieniu światła. Badając brzegi tarczy słonecznej znalazł on, że wyskoki są widzialne w odległości kilkunastu tysięcy kilometrów od powierzchni słońca, składają się przeważnie z wodoru i tworzą t. zw. chromosferę. 

Dotychczas udało się oglądać we dnie o każdej porze widmo wyskoków słonecznych; bezpośrednio zaś oglądano je dopiero począwszy od lutego r. 1869, gdy zebrano dostateczny materyał naukowy w tym względzie. Do poznania tych nadzwyczajnych zjawisk przyczynił się głównie jezuita Secchi, który opisał najważniejsze z nich, będąc świadkiem wszystkich metamorfoz od chwili ukazania się wyskoków aż do zupełnego zniknięcia, przyczem stwierdził niezmierną ich szybkość, dochodzącą do 500, a niekiedy 900 kilometrów na sekundę. 

Wiadomości o niektórych wielkich planetach naszego układu słonecznego zostały wzbogacone dzięki udoskonalonym teleskopom; wszakże planety, leżące blisko słońca, jak Merkury i Wenus, lub też daleko od ziemi, jak Uran i Neptun, nie dostarczyły bogatego materyału.