Znaczenie całkowitego zaćmienia słonecznego przypadającego na dniu 18 Sierpnia 1868 roku

Z Wikiźródeł, wolnej biblioteki
Przejdź do nawigacji Przejdź do wyszukiwania
>>> Dane tekstu >>>
Autor Karol Libelt
Tytuł Znaczenie całkowitego zaćmienia słonecznego przypadającego na dniu 18 Sierpnia 1868 roku
Wydawca Jan Konstanty Żupański
Data wydania 1868
Druk N. Kamieński i Spółka
Miejsce wyd. Poznań
Źródło Skany na Commons
Inne Pobierz jako: Pobierz jako ePub Pobierz jako PDF Pobierz jako MOBI
Okładka lub karta tytułowa
Indeks stron

ZNACZENIE

CAŁKOWITEGO ZAĆMIENIA

SŁONECZNEGO

PRZYPADAJĄCEGO

na dniu 18 Sierpnia 1868 roku

RZECZ ODCZYTANA

NA PUBLICZNEM ZEBRANIU

TOWARZYSTWA PRZYJACIÓŁ NAUK W POZNANIU

dnia 13 Czerwca 1868 roku

PRZEZ

PREZESA TEGOŻ TOWARZYSTWA

Dr. KAROLA LIBELTA.



POZNAŃ.
Czcionkami N. Kamieńskiego i Spółki.
W komisie księgarni Jana Konstantego Żupańskiego.
1868.



Należy to już dziś do wiadomości elementarnych, że nie słońce około ziemi, jak się na pozór wydaje, ale że ziemia wraz z księżycem swoim około słońca się obraca. A jednak, ileż to nie upłynęło lat, licząc je na tysiące, pogrążonych w złudzeniu pozornych obrotów gniazd i całego firmamentu? I trzeba było takiego geniuszu, jak nasz Kopernik, nieśmiertelny zaszczyt Polski, aby wywrócić tylowiekowe przekonanie, oparte nietylko na świadectwie naszego oka, ale i na powadze i wierze pisma świętego. Jest to signatura temporis, czyli znamieniem czasu nie małéj wagi, że dziś, po 300 latach z okładem, nie z katolickiego, ale z protestanckiego duchowieństwa występują głosy przeciw systemowi Kopernika, opierając się na nieomylności słów starego zakonu, wedle których, na prośbę Jozuego, słońce zatrzymanem zostało na niebie w obiegu swoim około ziemi i przedłużon został dzień walki dla odniesienia zwycięztwa nad Amarytanie.[1]

Słońce, ziemia i księżyc są tylko częściami jednego systemu słonecznego, których miliony zawieszone są w przestworzu nieskończonym świata, gdzie każda gwiazda stała jest jednem słońcem. System nasz słoneczny z postępem nauk astronomicznych i optycznych, rozmnożył się dotąd na ośm planet większych; ośmdziesiąt i dwa planet mniejszych, zwanych asteroidami, i ciągle jeszcze odkrywanych w przestrzeni między Marsem i Jowiszem; na dwadzieścia i dwa księżyce, które będąc satellitami planet swoich wraz z niémi krążą około słońca; na siedm komet, których obroty i powroty peryodyczne obliczone zostały; nareszcie na sferę światła zodyakowego i te sfery przestrzenne nieba, z których nas w nieobliczonéj ilości dochodzą aerolity, bolidy i tak zwane gwiazdy spadające.
Rozległość tego systemu słonecznego jest wielka, i nie wiadomo, czy astronomia doszła już do jego ostatecznych granic. Nie dawno odkryty planeta Neptun, w wielkiéj oddali po za Uranusem, który uchodził za planetę najodleglejszego od słońca i toczącego swój obrot na ostatecznych kresach naszego solarnego systemu; — Neptun ten obiega cztery miliardy mil geograficznych w obwodzie, ku czemu potrzebuje 165 lat; a jest oddalony od słońca na 674 miliony mil geogr. Jest to promień 30 razy dłuższy od promienia ekliptyki, czyli drogi słonecznéj ziemi naszéj.
Nie mogę tu pominąć téj ciekawéj okoliczności, że planeta Neptun wynaleziony został nie teleskopem, ale był wypadkiem obrachunku. Sławny Le Verrier, dyrektor obserwatoryum w Paryżu, wiedziony perturbacyami, czyli zboczeniami planety Uranusa, przyszedł do przekonania, że po za Uranusem krążyć musi inny planeta, przez siłę attrakcyi zboczenia owe sprowadzający. I nie zajrzawszy do lunety, obrachował jego wielkość i drogę, i wskazał niemal miejsce, gdzieby go odszukać można. Dnia 31 Sierpnia 1846 roku ogłosił swoje uczone nad tym przedmiotem badania, a w miesiąc potem astronom berliński Gall, odkrył teleskopem Neptuna, w małéj nader odległości od wskazanego przez pana Le Verrier miejsca. — Oto potęga i prawda rachunków astronomicznych!
Ileżto one nowych nam jeszcze nie podadzą odkryć! Jedno z najwięcéj zdumiewających będzie bliższe określenie ruchu samego systemu słonecznego. Słońce nasze, jak to dotychczasowe spostrzeżenia okazały, odbywa z całym orszakiem ciał swoich niebieskich dość pospieszny pochód w przestrzennéj niezmierzoności firmamentu, zapewne krążąc w około innego środkowego słońca, lub gromady słońc w jeden system grawitacyi spojonych. Zdaje się ono zdążać w stronę północną świata, w okolice konstellacyi Herkulesa, ubiegając w przeciągu rocznym przestrzeń dwa i pół razy tak długą, jak długi jest promień obiegu ziemi naszéj. Na tym pochodzie rozstępują się przed niem i zwiększają pozorną swą wielkość gwiazdy, do których się zbliża, natomiast skupiają się i maleją pozornie te, od których się oddala. Konstellacye Herkulesa i Liry staną się kiedyś jaśniejsze i widoczniejsze na ziemi, a przeciwległe konstellacye Psa wielkiego i Zająca, coraz bardziéj skupiać się i maleć będą. Słońce samo z całym systemem planetarnym zmaleje z czasem w tych oddalach i poświetlać będzie innemu systemowi, który to miejsce zajmie, jako gwiazda, na podobieństwo innych gwiazd stałych na firmamencie zatknionych, z których każda jest osobnym systemem słonecznym i ma swój ruch osobny. W tym ruchu powszechnym złożony jest żywot i harmonia światów. Odbywają go nietylko gwiazdy, fałszywie gwiazdami stałémi nazwane, ale i drogi mleczne z nieprzeliczoności świateł słonecznych złożone i te świetelne plamy mgliste na firmamencie, których teleskopy dotąd rozłożyć jeszcze nie potrafiły na roje gwiazd osobnych.
Mając wszakże mówić o zaćmieniach słońca, nie sięgamy po za obręb systemu planetarnego, którego średnica teraz 1350 milionów mil geograficznych wynosi. W téj określonéj przestrzeni krąży kołem eliptyczném ziemia nasza, w średniéj odległości 20,166,800 mil geogr. od słońca, a z nią obraca się nieodstępny jéj towarzysz księżyc, którego najbliższa odległość od ziemi 48,000 mil, a najdalsza 55,000 mil wynosi.
Przy takich obrotach ziemi i księżyca około słońca, zdarzać się musi, a zdarza co rok kilka razy, i to w kolei blisko ośmnastoletniéj, że albo księżyc stawa na linii, mniéj więcéj prostéj, między słońcem a ziemią, albo ziemia stawa między słońcem a księżycem.
W pierwszym razie księżyc, zwracając ku ziemi ciemną swą połowę, czyli będąc na nowiu, zakrywa sobą część, lub całą tarcz słońca. Cień jego pada na ziemię i zaciemnia na niéj te okolice, do których sięga i które się w nim nurzają skutkiem rotacyi ziemi. Niewłaściwém więc jest nazwanie zaćmienia słońca, bo nie słońce się zaciemnia, ale ziemia.
W drugim razie, gdy ziemia stanie pomiędzy słońcem i księżycem, który wtenczas jest w pełni, cień ziemi pada na księżyc, i albo cały, albo część jego zaciemnia, wedle tego, czy pada prostopadle, czy ukośnie na tarcz księżycową. I to nazywamy poprawdzie zaćmieniem księżyca, całkowitém lub częściowém.
Cień ziemi, padający na księżyc, jest zawsze okrągły, co tylko nastąpić może, jeżeli ciało, cień rzucające, jest kulą. Ztąd z zaćmień księżycowych wzięto pierwszy dowód na to, że ziemia nasza jest kulistą.
Skutki zaćmień słonecznych i księżycowych uważać zwykliśmy tylko, o ile się na ziemi naszéj pokazują. Wszakże samo się przez się rozumie, że się takowe i na słońcu i na księżycu, chociaż w innéj mierze, objawiają.
Podczas zaćmienia słońca na ziemi, obserwator na księżycu ujrzałby ziemię cieniem zaciemnioną. Ponieważ średnica księżyca 469 mil wynosi, a średnica ziemi 1719 mil wynosząca, jest od niéj blisko 4 razy większą, ztąd i pozorna tarcz ziemi wydawać się musi mieszkańcom księżycowym blisko cztery razy większą, niż się mieszkańcom ziemskim wydaje tarcz księżyca. Na tę tarcz wielką ziemską, światłem słoneczném oblaną, przyświecającą księżycowi na nowiu, pada cień jego podczas zaćmienia słońca i w większéj lub w mniejszéj części ją pokrywa. Widzimy ztąd, że zaćmienie słońca jest dla mieszkańca na księżycu zaćmieniem planety ziemi, który mu na nowiu przyświeca.
Przeciwnie, gdyby ktoś patrzał ze słońca, którego średnica na 194,000 mil długa, przeszło 100 razy jest większą od średnicy ziemi, a przeszło czterysta razy większą od średnicy księżyca, tarcze pozorne tych ciał niebieskich wydadzą mu się w bardzo małéj średnicy, u ziemi nieco nad 17″; u księżyca nieco nad 4", kiedy pozorna średnica mierzy u nas 1923".[2] Podczas zaćmienia słonecznego tarcz mniejsza księżyca pokrywa tarcz większą ziemi, ale że obiedwie oświecone są promieniami słonecznémi, zaćmienie żadnéj z dwóch miejsca mieć nie może na słońcu.
Kiedy na ziemi mamy zaćmienie księżyca, na księżycu jest równocześnie zaćmienie słońca, bo ziemia, stawając pomiędzy słońcem a księżycem, rzuca nań cień swój i zakrywa mu słońce. Musi na nim wtedy zachodzić stan podobny, jak u nas przy zaćmieniu słońca; tylko, że cień ziemi, będąc trzy razy tak wielkiéj średnicy, jak cień księżyca, rzucać będzie cień i przycień o tyle silniejszy; a przy całkowitém zaćmieniu ciemna tarcz ziemi rozpościerać tam musi ciemność więcéj natężoną.
Tego rodzaju wnioski, czynione przez indukcyą, jeżeli jeszcze będą oparte na podstawie rachunkowéj i na doświadczeniach z dziedziny optyki, dają nam, jak to późniéj zobaczymy, rozleglejszy pogląd na ciała niebieskie, najbliżéj nas znajdujące się; umożebniają poznanie ich fizycznéj natury i wyjaśnienie tylolicznych zjawisk w pozaświeciu ziemskiém. Zaćmienie każde stawia tak słońce, jak księżyc, w pewném oznaczoném do ziemi połączeniu, i najdogodniéj je wtedy z ziemi obserwować. Dla tego to zaćmienia słońca, zwłaszcza całkowite, były zawsze głównym przedmiotem obserwacyi astronomicznych, tém usilniejszych i ciekawszych, im nowe i doskonalsze narzędzia uczyniły je płodniejszémi w wypadki.
Nie zawadzi na tém miejscu nadmienić, że kiedy Polska poszczycała się jeszcze Poczobutem i Janem Śniadeckim, pierwszy obserwował w Neapolu wielkie zaćmienie słońca dnia 1 kwietnia 1764 r., a postrzeżenia jego Hell, astronom wiedeński, w Efemerydach swoich ogłosił. Śniadecki zaś wraz z Poczobutem zauważał całkowite zaćmienie słońca w Augustowie pod Grodnem, dokąd z Wilna sprowadzono instrumenta. Była to ostatnia obserwacya za czasów niepodległéj Polski, odbyta d. 5 września 1793 r. w przytomności króla Stanisława Augusta i licznych posłów z sejmu Grodzieńskiego.
Z zaćmień słońc całkowitych bieżącego stulecia, których mieliśmy nie wiele, najciekawszém było zaćmienie z r. 1860 dnia 18 lipca, uważane w Hiszpanii i w Algierze, dokąd się dla obserwacyi przeszło dwieście astronomów z różnych stron świata zjechało.
Zanim przystąpimy do wykazania znaczenia, jakie dla astronomii mieć będzie zaćmienie całkowite słońca, przypadające na dzień 18 sierpnia r. b., poznać nam trzeba znaczenie i fenomena zaćmień słonecznych w ogólności.
Jak za każdém ciałem ciemném, oświetloném z jednéj strony, słania się cień ze strony przeciwległéj, obejmująca te punkta przestrzeni, których promień światła bezpośrednio nie oświeca; tak i ziemia i księżyc, kołujące w przestworzu i jako bryły kuliste, oświecone przez słońce zawsze na jednéj tylko połowie, rzucają po za siebie cień, i ciągną go za sobą w podwójnym obrocie swoim. Cień ten olbrzymi słania się i staje się dopiero widomym, gdy albo z ziemi pada na księżyc, albo z księżyca na ziemię, co naturalnie wtenczas tylko nastąpić może, jeżeli jedno z tych ciał niebieskich w drodze swojéj napotka cień drugiego i przezeń przechodzi.
Gdyby koła obiegowe ziemi około słońca i księżyca około ziemi, stanowiły jedną płaszczyznę, mielibyśmy co miesiąc regularnie dwa zaćmienia całkowite, jedno słoneczne, drugie księżycowe; bo raz stanęłaby ziemia między słońcem i księżycem, drugi raz stanąłby księżyc między słońcem i ziemią, a zawsze w linii prostéj i na téj saméj płaszczyznie.
Atoli ponieważ koło obrotowe księżyca przecina drogę słoneczną ziemi pod pewnym kątem, czyli ponieważ obie płaszczyzny obiegowe są do siebie nachylone, ztąd cienie ciał obiegających padają w różnem oddaleniu i w różnéj wysokości tych płaszczyzn; cień jednego mija ciało drugie, albo je tylko z ukosa zachwytuje i powstaje nietylko rzadkość, ale i rozmaitość zaćmień, czyli przechodów jednego ciała przez cień drugiego ciała.
Księżyc w miesięcznym obiegu swoim około ziemi dwa razy ekliptykę przecina. Punkta te zowią się węzłami i w nich tylko zaćmienie jest możliwe, bo tylko na nich obiedwie płaszczyzny obiegowe są jedną płaszczyzną. Gdyby te punkta zawsze to samo zachowały położenie względem słońca, byłyby albo dwa zaćmienia przez ciąg każdego obiegu księżycowego, albo nie byłoby żadnego. Lecz że księżyc za każdym obrotem swoim w innych miejscach ekliptykę przecina i położenie węzłów do słońca w każdym miesiącu jest inne, przeto i zaćmienie słońca wtenczas tylko staje się możliwém, jeżeli księżyc na nowiu przez ekliptykę przechodzi. Albowiem przez tę koincydencyą nowiu i jednego z punktów węzłowych, księżyc przecinając ekliptykę, stawa z ziemią nietylko na téj saméj płaszczyźnie obiegowéj, ale i na linii prostéj, przechodzącéj przez środki wszystkich trzech ciał niebieskich. Zaćmienie słońca powinno być w takim przypadku zawsze całkowite. Wszelako jest niém tylko wtenczas, jeżeli cień księżyca jest dość długi, by nam całą tarcz słoneczną zakrył; jeżeli długość ta jest niedostateczna, tworzy się zaćmienie pierścieniowe; co naturalnie zależy od odstępu tych dwóch ciał tak od siebie, jak od słońca. Częściowe nakoniec zaćmienie słońca powstaje wtenczas, gdy nie ma zupełnéj koincydencyi nowiu i węzła, i księżyc ekliptykę przecina w takiéj bliskości nowiu, że cień jego zawsze jeszcze większą, lub mniejszą część ziemi zachwytuje.
Cień księżycowy, jak cień każdego innego ciała, jest dwojaki: ma całocień i przycień.
Całocieniem, czyli cieniem jądrowym, jest ostrokrąg ciemny, rzucony z tyłu oświetlonéj połowy księżyca, mający za podstawę ciemną jego półkulę, a zmniejszający się coraz bardziéj w swojéj objętości ostrokręgowéj o tyle, o ile punkta jego uboczne, oddalając się od podstawy, wystawione zostają na wpływ części światła słonecznego i przechodzą w przycień. Do całocienia zatem żaden promień światła słonecznego nie dochodzi i dla tego ciemność jego jest natężona, czarna.
Przycień księżycowy jest ostrokręgiem ściętym. Małą jego, górną płaszczyzną jest ciemna tarcz księżyca. Oddalając się od niéj, rozszerza się coraz większémi kołami równoleżnémi, aż w największéj swojéj rozciągłości na ziemię natrafi i na niéj się słania. Całocień księżycowy, wychodzący z téj saméj podstawy, ale zmniejszający się ostrokręgowo, jest zatem w przycieniu zawarty i nim otoczony. Mrok przycienia tém ciemniejszy, im bliżéj całocienia i jego podstawy; tém bledszy i jaśniejszy, im więcéj się od nich oddala, dając do siebie przystęp coraz większéj ilości promieni słonecznych.
Cień jest nieustającym towarzyszem tak ziemi, jak księżyca. Noc na ziemi to jéj całocień, odsłaniający nam gwiazdy na niebie, jako palące się słońca w przepaściach przestworza; mrok wieczorny i poranny, to ziemi przycienie, w których tylko wydatniejsze, i to blado świecą gwiazdy. Czarna szyba na księżycu podczas nowiu, ubytku i przybytku, aż do pełni, to jego całocień; jaśniejsze obwódki na krańcach ciemnéj i jasnéj części księżyca, to jego półcienie. Jeżeli w całocieniu nocy przyświecają nam księżyc i gwiazdy, dzieje się to dla tego, że ostrokręgowy całocień ziemi w odległości 50 tysięczno milowéj mija księżyc, a gwiazd nieskończenie dalszych nie dosięga wcale. Podobnie jeżeli całocień nowiu nie zawsze nam zaćmienie słońca sprowadza, to dla tego, że stoi jeszcze zdala od węzłu, i ostrokrąg jego daleko po za płaszczyznę ekliptyki pada, mijając krążącą po niéj ziemię.
Tylko całocień sprawia zupełne zaćmienie; długość i grubość jego ostrokręgu zależy już od oddalenia od słońca, już od średnicy ciała przezeń oświeconego. Całocień ziemi jest w przecięciu o trzy razy dłuższy od całocienia księżyca, który w miarę różnego stanowiska do ziemi i słońca, równa się długością swoją 57 do 59 promieni ziemi naszéj. A że oddalenie księżyca od ziemi, mierzone tą samą miarą, wynosi 56 do 63 promieni ziemskich, ztąd widoczna, że całocień księżycowy, albo sięgnąć może do ziemi i przeciąć ją zmaloném już kołem swojego ostrokręgu, albo jéj téż nie dosięga wcale. Pierwsze zawsze będzie miało miejsce, gdy księżyc podczas zaćmienia znajdzie się w pobliżu ziemi, czyli w perigeum; drugie nastąpi, gdy stać będzie w jéj oddali, czyli w apogeum.
Jeżeli więc podczas zaćmienia oddalenie księżyca od ziemi jest krótsze, niż oś jego całocienia, część powierzchni ziemi w nim się zanurzy, i dla téj okolicy, w mroku zanurzonéj, będzie zaćmienie słońca całkowite; dla innych przyległych okolic, dotkniętych tylko półcieniem, będzie to zaćmienie częściowe.
Jeżeli zaś zaćmienie przypada w czasie, w którym oś całocienia księżycowego jest krótsza, niż oddalenie księżyca od ziemi, nie ma podobieństwa, aby się ziemia zanurzyła w całocieniu, okryje ją tylko mrok półcienia księżycowego i powstanie zaćmienie pierścieniowe, to jest, współśrodkowa ciemna tarcz księżyca pokaże się mniejszą od płomiennéj tarczy słonecznéj i dla tego otoczoną będzie pierścieniem, czyli strefą jasną. Zaćmienie pierścieniowe rozciągnie się na te punkta ziemi, na które pada ostrokrąg wierzchołkiem przeciwległy, powstający z przedłużenia krzywéj powierzchni ostrokręgu całocienia księżycowego, po za jego wierzchołek, niedosięgający powierzchni ziemi.
Z tego przedstawienia rzeczy wyrozumiemy łatwo, że gdyby w chwili całkowitego zaćmienia słońca, tak ziemia, jak księżyc stały nieporuszone, zaćmienie to rozciągałoby się na bardzo mały odcinek kuli ziemskiéj, nie przenoszący podług obrachunku 15 mil średnicy; bo i podstawa ostrokręgu całocieniowego ma średnicę 4 razy mniejszą od średnicy równika, i sam ostrokrąg w blisko 50cio tysiączno milowem oddaleniu od postawy tak już zwężał, że jeżeli dosięga i przecina ziemię, uczynić to tylko może bardzo niewielkiém kołem odcinkowém. Ale że ani ziemia w rotacyi swojéj około osi, ani księżyc w obiegu swoim około ziemi, ani chwili nie ustają, i każdy punkt ziemi zaciemnionéj ubiega na sekundę, stósownie do swéj szerokości geograficznéj, znaczną ilość przestrzeni, np. w Quito 464 metrów na sekundę, w Paryżu 305 metrów, w Reikiawitz 202 metrów, — dodawszy więc do tego szybkiego biegu rotacyjnego od zachodu na wschód bieg księżyca, a zatem i jego całocienia, w tym samym kierunku, pojmiemy przyczynę, dla któréj o wiele większa strefa ziemi nurza się w ciemności całkowitego zaćmienia.
Trwanie zaćmienia słonecznego bywa różne, tak w całości swojéj, jak w ciągu całkowitego zaciemnienia tarczy słonecznéj; dłuższe dla całéj okolicy, krótsze dla pewnego w niéj miejsca. Zaćmienie z dnia 18 Lipca 1860 roku trwało całkiem 5 godzin 3 minuty; w Paryżu trwało tylko 2 godziny 14 minut. Zakrycie całkowite tarczy trwało tylko 2 minuty 50 sekund. Astronomia oznacza z największą dokładnością początek, wzrost i koniec zaćmienia dla każdego punktu ziemi, na którym jest widzialne.
Pomimo tak naturalnego i naprzód dającego się obliczyć biegu rzeczy, nie przestaje zaćmienie słońca być najważniejszym fenomenem na ziemi, wywierającym wpływ na wyobraźnię jéj mieszkańców, budzącym jakieś bojaźliwe wyczekiwanie. I nie dziw, słońce, jak już powiedział Teon ze Smyrny, jest sercem widomego świata, z niego płyną tchnienia ożywcze na wszystkie ciała niebieskie, którym panuje, a mianowicie światło, ciepło i magnetyzm. Słońce jest źródłem żywota wszystkich tworów i przez sam instynkt zachowawczy trwoży się zwierz i człowiek, gdy w naturze porządek rzeczy zdaje się być przerwany, gdy zakryte zostało dzienne światło życiodajnego słońca i mrok posępny rozesłał się po ziemi.
Uprzytomnijmy jeszcze sobie przebieg tego zjawiska.
Cień księżyca stroną swoją wschodnią dotyka zachodniego krańca słońca, i wstępuje weń w postaci ciemnego skrawka, rozszerzającego się w półkolną szybę, która ku środkowi tarczy słonecznéj, i po za środek postępuje, aż ta cała nią zaciemnioną zostanie, otaczając jaskrawą frandzlą światła ciemną tarcz księżyca, jakby aureolą nieba. Najdaléj po kilku minutach tego całkowitego zaciemnienia, błyska od zachodu wązki skrawek słońca i zwiększa się o tyle, o ile cień księżycowy z tarczy jego od strony wschodniéj ustępuje, aż nareszcie całe słońce, uwolnione z cienia, uradowanemu światu w dawnym blasku zaświeci.
Stósownie do postępu zaćmienia, zniża się także temperatura. Światło ziemskie stopniowo ciemnieje, aż do zupełnego mroku, w którym występują na niebie planety i gwiazdy pierwszorzędne. W odwrotnym stosunku dzieje się przejście od mroku do dziennego światła. Wśród zwiększającego się zciemnienia farby ziemskie, mianowicie czerwone, dziwny przybierają koloryt. Jakaś oliwkowata sinawość powleka przedmioty, niby trupia bladość wystrachanéj natury. Zwierz staje się niespokojnym, ptastwo, jakby spłoszone, gdzieś wdal ulata i kryje się w borach. Nawet na roślinach, co bardzo naturalna, widać wpływ uchylonego przez zaćmienie światła; jedne, jakby się już miało na noc, stuliły listki swoje; inne ściskające swe pąkówia przed skwarem słońca, roztworzyły je, jakby już mrok wieczorny zapadał. Bywa, że tysiące ludzi się wysypie, by się przypatrzeć zaćmieniu. Najprzód słychać gwar i ciekawość wesołą, ale ta przycisza się w miarę postępu zaćmienia, a gdy tarcz słońca, cała się zakryje i mrok zupełny zapadnie, cichość wytężona między massami zapanuje, przechodząca dopiéro w wesoły okrzyk, z tysiąców ust się wydobywający, gdy na zachodnim krańcu, wąski skrawek czystego słońca się ukaże, jakby światło żywota, z nocy grobu zmartwychpowstałe.
Jeżeli wielką jest ciekawość nieumiejętnych, uważania nieopatrzoném okiem zmian na niebie i na ziemi podczas zaćmienia słońca, o wiele większą być musi u astronomów, zaopatrzonych dokładnémi narzędziami dla obserwowania ciał niebieskich, pod względem przestrzeni i czasu, pod względem światła i jego zjawisk, by wyprowadzić ztąd wnioski, nie tylko o rozmiarach i pochodach, ale o saméj fizycznéj naturze tych ciał.
Jak gołém okiem nie można patrzeć w słońce, dla wielkiéj jego napiętości światła, tak mniéj jeszcze patrzeć w nie można teleskopem, skupiającym jego promienie. Aby coś widzieć, trzeba blask rażący światła słonecznego osłabić, dla oka szkłem okopconém, a szkłem zieloném lub niebieskiém w lunecie, co znowu dzieje się kosztem jasności i wyrazistości obrazu. Mrok przeto podczas zaćmienia, podaje jedyną, dogodną porę, do dokładnego obserwowania fenomenów słońca. Zważywszy nadto, że zaćmienia całkowite nader bywają rzadkie — bo od 16 do końca 18 wieku było ich tylko siedmnaście, między niémi sześć pierścieniowych, a Paryż przez cały wiek XVIII miał tylko jedno zaćmienie 1724 r. — zważywszy że samo trwanie całkowitego zaćmienia, z pewnego miejsca uważane, zaledwie kilka minut wynosi; — łatwo będzie pojąć i nieumiejętnemu, jaką ważność przywięzywać muszą astronomowie do każdego zaćmienia słońca całkowitego, zwłaszcza, jeżeli się objawia w warunkach, dla obserwacyi przyjaznych.
Otóż pod tak korzystnémi warunkami, jakie może tylko raz w tysiąc lat się zdarzają, objawi się zaćmienie, przypadające dnia 18 Sierpnia r. b.
Objaśnijmy sobie te warunki.
Nie będzie ono widzialne w Europie, tylko w Azyi południowéj. Rozpocznie się krótko po wschodzie słońca na wyspie Perim i w Aden, południowo wschodniéj części Jemenu, czyli Arabii szczęśliwéj; przebiegnie w ciągu kilku godzin, przednie Indye, w południe sięgnie Tenasserim, posiadłości wielkiéj Brytanii w tylnych Indyach, nad odnogą Bengalską; po południu będzie widzialne w Annan, na ostatnich kresach Indostanu, po nad morzem chińskiém; daléj na wyspach Borneo, Celebes i na wyspach Moluckich; a nad wieczorem dojdzie do Nowéj Gwinei. Jest to więc niezwykła rozciągłość zaćmienia słonecznego, w jego wszystkich fazach, tak pod względem przestrzeni, jak czasu, dająca sposobność założenia na stósownych, odległych punktach stacyi obserwacyjnych, a ztąd obfitych kombinacyi z tych oddalonych od siebie stanowisk.
Obserwacya przypada nadto w czasie najdogodniejszym, i w strefie nie narażonéj na deszcze, lub chmurność nieba, które w naszych europejskich okolicach, wielokroć wszystkie przygotowania i nadzieje niszczą, i astronoma do rozpaczy przywodzą. W strefach zwrotnikowych w połowie sierpnia pogody bywają stałe, i lazur nieba czysty, żadnym obłoczkiem nie zachmurzony.
Szczęśliwe konjunktury sprowadziły taką rozciągłość czasu i miejsca, o jakiéj co dopiero mówiliśmy, a te są następujące:
Dla tego, że obieg ziemi około słońca, nie tworzy koła, ale elipsę, ziemia w każdéj innéj chwili obiegu, w inném znajduje się oddaleniu od słońca, już to zbliżając się, już oddalając od niego. Tak nazwane perihelium, czyli największa pobliż ziemi, przypada na 31 grudnia, i wynosi 20,511,000 mil niemieckich; największa oddal ziemi, czyli apohelium, przypada 8 lipca i wynosi 21,197,864 mil; różnicę zatem stanowi przestrzeń 686,864 milowa, czego skutkiem naturalnym, że mieszkańcom ziemi tarcz słońca w Styczniu wydawać się musi większą, niż w Lipcu.
Podobnie i obrót księżyca około ziemi jest elipsowy, w skutek czego, księżyc raz w każdy miesiąc jest najbliżéj ziemi, i tarcz jego wtedy większą się nam wydaje, i raz najdaléj od ziemi, co znowu średnicę tarczy jego czyni mniejszą. Różnica między jego perigeum i apogeum wynosi około 7000 mil.
Te okoliczności wpływają przeważnie na zjawiska słonecznego zaćmienia. Bo gdy tarcze słońca i księżyca, oku naszemu w różnéj porze czasu, w różnéj pozornéj wielkości się przedstawiają, przeto gdy tak staną do siebie, że jedna drugą całkowicie, lub częściowo przykrywa, wiele na tém zależeć będzie, w jakiéj każda właśnie wtenczas pokazuje się wielkości.
Skoro się więc trafi, że zaćmienie przypada, kiedy słońce znajduje się w pobliżu ziemi, a zatem z tarczą większą, księżyc zaś stoi w oddali ziemi, a zatem z tarczą mniejszą, wtedy cień księżycowy, z małéj tarczy rzucony, nie potrafi zakryć całkowicie wielkiéj tarczy słonecznéj, i nastąpi wtenczas zaćmienie słońca pierścieniowe, jak to będzie miało miejsce 11 Lutego roku przyszłego. Następnie od mniejszéj tarczy księżyca, pada mniejszy co do objętości cień jego na ziemię, a zatem i rozciągłość miejsca i czasu samego zaćmienia musi być mniejsza.
Przeciwnie, jeżeli zaćmienie słońca przypada w czasie jego największéj oddali od ziemi, a zatem z tarczą mniejszą, i razem w czasie największego zbliżenia się do nas księżyca, a zatem z tarczą większą, cień z większéj padający podstawy, rozleglejsze na ziemi zajmie miejsce, przechód jego przez ziemię dłuższego będzie czasu, a zasłaniając sobą mniejszą tarcz słońca, całkowicie ją zakryje.
Otóż takie szczęśliwe konjunktury przypadają na nadchodzące zaćmienie. W miesiącu Lipcu znajduje się ziemia w swojém apohelium, i acz do 18 Sierpnia zbliżać się już do słońca poczyna, jednak jeszcze z tak nieznacznym skutkiem na zwiększenie pozornéj tarczy słońca, że takowa o téj porze zawsze jeszcze oku ludzkiemu małą się wydaje. Tymczasem księżyc w nocy z 17 na 18 Sierpnia stawa w swojém perigeum i tarcz jego pozorna osięga największe rozmiary. W ośm godzin potém, to jest o godzinie 6éj minut 5 z rana, już się rozpoczyna zaćmienie słońca, a więc rzuca cień z największéj podstawy księżyca, na najmniejszą tarcz słoneczną.
Krom tego zachodzi jeszcze okoliczność, która w tysiąc leciech zaledwie raz się zdarza. Stanowiska tych trzech ciał niebieskich do siebie będą takie, że linia przechodząca przez ich środki kuliste będzie wspólną ich osią. Cień księżyca padnie zatem pionowo na koło równikowe ziemi, które będąc jéj kołem największém, daje każdemu punktowi na niém położonemu, największą szybkość przy rotacyi ziemi około swéj osi. Różnica co do szybkości punktów, na różnych równoleżnikach ziemi, jest tak wielka, że kiedy u bieguna równa się zeru, u równika wynosi 464 metrów na sekundę. Z taką więc ogromną szybkością ziemia zanurzać będzie w całocieniu księżycowym okolice swoje blisko-ekwatoryalne, przez co możliwie największa przestrzeń lądu i wody będzie dotkniętą zaćmieniem.
Samo takie stanowisko obserwatora na ekwatorze, lub w jego pobliżu, jest korzystniejsze, niż na innych punktach ziemi. Stoi on tu bliżéj księżyca, niżeli gdziekolwiek indziéj, i tak tarcz, jak całocień tego satellity, mają dla niego większe rozmiary. Prawda, że o tyle stoi także bliżéj słońca, atoli odległość 20,000,000 mil od gwiazdy dziennéj, a 50,000 mil od gwiazdy nocnéj, będąc w stosunku jak 400; 1, nader mały, prawie niedojrzany wpływ wywrzeć potrafi na powiększenie pozornéj tarczy słonecznéj, i nie może równoważyć korzyści płynących z powiększenia tarczy księżycowéj.
Ze wszystkich tych względów zaćmienie 18 Sierpnia, zyskuje na przestrzeni i czasie. Jak każde inne, postępować będzie od zachodu na wschód. W tym samym kierunku, toczy się księżyc, i ziemia obraca się około swéj osi. Pospiesznym biegiem zdążać więc będzie ziemia za zaćmieniem, i ukośnym pasem, między zwrotnikiem a ekwatorem, zanurzy w jego ciemnościach powierzchnię swoją. Pas ten trzydziestomilowéj szerokości będzie prawie 2000 mil długi, i zaćmienie zajmie prawie cały dzień czasu. Wszakże w tych miejscach, gdzie całkowicie zakrytą będzie tarcz słońca, trwać tylko będzie 6 minut 50 sekund. Ale i to niesłychanie długi przeciąg czasu, o jakim dawniéj w dziejach obserwacyi astronomicznych nie słyszano wcale i na jaki w następnych wiekach, wedle porobionych już obliczeń, nie napotykamy. Pięciominutowy przeciąg czasu uchodził dotąd za najdłuższe trwanie zakrycia całéj tarczy słonecznéj, czyli istotnego całkowitego zaćmienia.
Wyłożywszy znaczenie zaćmienia słonecznego w ogólności i szczególniéj pomyślne okoliczności, pod jakiémi się zaćmienie dnia 18 Sierpnia tego roku odbędzie, potrzeba nam jeszcze zastanowić się, rozwiązania jakich to ważnych kwestyi, wyczekuje umiejętność astronomiczna od ich obserwacyi.
Astronomia miernicza, która w nieprzejrzane regiony przepaści niebieskich rzuca linie i kąty, czepiąc się pewnych stałych punktów na niebie; która oblicza nie tylko oddalenie ciał niebieskich od siebie, i ich obiegi i obroty najdokładniéj odgaduje, ale nawet mierzy objętości słońc i planetów, i ciężary tych ogromów, kołujących w przestworzu waży; — astronomia ta potrzebuje do tych obrachunków, zdumiewających umysły nieumiejętnych, pewnych danych, od których ścisłości w rachunku, ścisłość dalszych obliczeń zależy.
Niewzruszone są prawdy matematyczne. Tych praw, które matematyk wykrywa, zakreśliwszy sobie elipsę na papierku i prowadząc w niéj osie, styczne i sieczne, tych praw słuchają planety, księżyce i komety w eliptycznych obiegach swoich, i nie zboczą od nich, by w najmniejszéj cząstce czasu i przestrzeni. A jeżeli zachodzą zboczenia, tak nazwane perturbacye, znak to, że krążą jeszcze w przestworzu inne, dotąd nieodkryte ciała niebieskie, wpływ ten perturbacyjny wywierające. Przytoczyłem już wyżéj, że Le Verrier, nie zajrzawszy do lunety, odkrył planetę Neptuna, odkrył go, jak Arago powiada, na końcu pióra swojego, którém obliczenia swe kreślił.
Podobnie Kepler wykazywał rachunkami, że między płaszczyzną, po któréj obiega Mars, a tą, po któréj obiega Jowisz, która to przestrzeń wynosi blizko 28 milionów mil geograficznych, że w téj próżni szerokiéj krążyć musi planeta odpowiedniéj wielkości. Na ten sam domysł wskazywało prawo Titiusa i Bodego. Jakoż nie tak długo potém odkryto w tym pasie, wprawdzie nie jednego wielkiego planetę, ale mnóstwo drobnych planet, asteroidami zwanych, których szereg rozpoczęła Ceres, odkryta dnia 1 Stycznia 1801 r. przez Piazzego w Palermie, i których liczba wciąż się jeszcze przez nowe odkrycia zwiększa. W najnowszych czasach, od 10 lat, szukają znowu astronomowie nowego planety, który się ma toczyć między Merkurym a słońcem, bo na to zboczenia tego krańcowego planety wskazują. Odszukanie jego dla tego jest tak trudnem, że się w tak wielkiém pobliżu słońca znajduje, i trzeba będzie na upatrzenie go szczęśliwego trafu, gdy podczas zaćmienia słońca przez tarcz jego przechodzić będzie.
Wszakże, jak się rzekło, do tych zdumiewających wymiarów i obliczeń astronomicznych potrzeba pewnych danych. Jedną z najważniejszych takich danych będzie linia prosta, która przy zaćmieniu 18go Sierpnia przechodzić będzie przez środki słońca, księżyca i ziemi, wypadek, jak to już powiedzieliśmy, nader rzadki, od którego zależeć będzie, nietylko dokładne oznaczenie oddaleń tych trzech ciał niebieskich od siebie, ale i jak najdokładniejsze obliczenie promienia kuli słonecznéj, na czém dotąd zbywało.
Ważniejsze atoli zadanie ma przy tego rodzaju obserwacyach astronomia fizyczna.
Na pierwszém miejscu stoi tu światło zodyakowe, którego przyczyna i istota dotąd niewytłomaczone.
Podczas wiosennego porównania dnia z nocą, na kilka tygodni przed tém i po tém, w Marcu i w Kwietniu, kiedy zmierzch bywa najkrótszy, obracając się na wschód, nieco po zachodzie, słońca ujrzymy słabe światło na firmamencie, słaniające się poza horyzont ziemi, w kształcie wielkiego ostrokręgowego, trochę nachylonego słupu. Blask jego nieomal taki, jaki droga mleczna na niebie rozściela, i dość wyraźnie się odłamuje od reszty światła tak nazwanéj szaréj godziny. O ile potém dnie stają się dłuższe, a z niémi i zmroki wieczorne, o tyle u nas światło zodyakowe znika, a za to pokazuje się porankami na wschodniéj półkuli, mianowicie we Wrześniu i Październiku. Są to miesiące przypadającego tam porównania dnia z nocą jesiennego, kiedy zorza poranne także są krótkie.
Światło zodyakowe jest tak rozcienione, że przez nie dojrzeć można gwiazdy nawet dwunastego rzędu. Bywa koloru białego, przechodzącego w blady róż, albo w ton blado-żółty.
Że to światło nie jest zjawiskiem meteorologiczném, dowodzi jego obszar, sięgający daleko poza obręb atmosfery ziemskiéj, w głąb przepaści niebieskich, aż poza granice drogi słonecznéj. Ma ono raczéj pewną styczność ze słońcem, bo jest do ekliptyki, która oraz jest pasmem zodyakowém, stale nachylone. Przekonano się krom tego, że oś nachylonego słupu ostrokręgowego, w którym się przedstawia światło zodyakowe, przedłużona dostatecznie poza horyzont ziemi, trafia zawsze na słońce, z którym dla tego musi być w związku.
Na różne wpadano domysły, by objaśnić fenomen tego światła. Ostatnia, przez nas przytoczona okoliczność, naprowadzała na domysł, że to pierścień światła, otaczający słońce w postaci podłóżnego spłaszczonego elipsoidu, którego jedna połowa po zachodzie, lub przed wschodem gwiazdy słonecznéj, przyświeca ziemi i niebiosom, obranym z blasku słońca, a druga połowa w tymże blasku dla oka staje się niewidzialną.
La Place znowu uważał, że to poroniona sfera gazów niebieskich, datująca jeszcze z czasów, kiedy nasz planeta w tym samym zostawał stanie rozcienionego gazu, a przechodził w stan płynu i większego zgęszczenia. Część téj materyi pierwotnéj oderwana, czy opóźniona, by się z tworzącym się planetą ziemskim połączyć, ma być ową kolumną światła zodyakowego.
Inni nareszcie widzą w niém nieskończone roje ciałek, kołujących osobnym torem, niby ziarnka kurzawy w słupie promienia. Światełka ich, pożyczone od słońca, luźnie tylko są z sobą spojone. Hipotezę tę zdają się potwierdzać postrzeżenia Alexandra Humboldta, który w świetle zodyakowém zauważał undulacyjne poruszenia, tudzież różny stopień napiętości światła, wedle pór roku i miejsca, mniéj lub więcéj do słońca zbliżonego.
To pewna, że w strefach zwrotnikowych i bliżéj równika napiętość kolorowego światła jest większa, kolumna cała podnioślejsza, i uważać ją można przez rok cały. A że właśnie w tych stronach przypada zaćmienie 18go Sierpnia i w czasie dość blizkim pory ekwinokcyalnéj, spodziewać się przeto można ważnych w téj ciemnéj jeszcze materyi postrzeżeń.
Drugiém i najważniejszém zadaniem obserwacyi będzie zbadanie fizycznéj natury samego słońca, o któréj także dotąd nie mamy żadnego pewnika. Przedmiot to nader ciekawy, bym go chociaż w skróceniu nie przedstawił.
Długo człowiek pojmował słońce wedle maluczkich rozmiarów, jakie mu oko podawało. Zdawało mu się, że to pochodnia oświetlająca i ogrzewająca ziemię; światło, które się zapala rano, a gaśnie wieczorem w wodach oceanu. Nad wielkość pozorną nie domyślał się wielkości rzeczywistéj. A gdy Anaxagoras, filozof, śmiał utrzymywać, że to bryła rozpalonego żelaza wielkości Peloponezu, chciano go za takie bluźnierstwo ukarać śmiercią, i zaledwie udało się Peryklesowi zmienić wyrok śmierci na wygnanie z kraju.
Wynalezienie lunet sprowadziło dopiero zmianę wyobrażeń o wielkości i fizycznéj naturze słońca. Przejście planety Wenery przez tarcz słoneczną, uważane na dwóch osobnych i odległych stanowiskach, naprowadziło na obrachowanie paralaxy i dało pewniejsze liczby na odległość ziemi od słońca, a ztąd jego bryłowych rozmiarów.
W miesiącu Czerwcu 1611 r. Ojciec Jezuita Schreiner, professor w Ingolstadzie, nabywszy jednę z pierwszych lunet, zauważył przez nią czarne i szare plamy na słońcu różnego kształtu i wielkości. Zdumiony udzielił odkrycie swoje prowincyałowi zakonu. „Nic o tém nie pisze Aristoteles, odpowiedział mu Ojciec przełożony, są to plamy szkła, albo oczu twoich, ale nie słońca.” Wszakże jeszcze w tym samym roku Fabricius, robiąc tych plam skrupulatne obserwacye, przekonał się, że one, posuwając się od krawędzi wschodniéj słońca ku środkowi, ku czemu potrzebują dni siedm, zwiększają czarne swoje zagłębienia, i w tyluż dniach, posuwając się od środka ku krawędzi zachodniéj, zwężają znowu takowe; nareszcie znikają z tarczy słonecznéj i po 14 dniach pokazują się znowu od wschodu, aby odbyć podobny pochód. Fabricius pojmował te plamy jako ciała obce, nie mogące w tak krótkim czasie odbyć ogromnéj drogi około słońca i wniósł ztąd, że to obrót ich pozorny i że słońce obraca się około swéj osi. Obrót ten oznaczono późniéj dokładniéj na 25½ dnia. Galilei odkrył na słońcu plamy błyszczące i nazwał je pochodniami słonecznémi, które taką samą pozorną rotacyą w koło słońca odbywają.
Przekonano się następnie, że oś słońca nie stoi prostopadle do ekliptyki, po któréj ziemia drogę swoją słoneczną odbywa, ale że jest do niéj na 7 stopni nachyloną. Wszakże ani z téj rotacyi słońca około swéj osi, ani z nachylenia téj ostatniéj do ekliptyki nie wypada, aby z tego powodu na słońcu, podobnie jak na planetach, następował różny podział dnia i nocy i różny podział pór roku; albowiem słońce nie jest przez inne ciało oświeconém, lecz samo siebie oświeca.
Doświadczenia fotometryczne pana Arago okazały, że napiętość tak światła, jak ciepła, największą jest w środku tarczy słonecznéj, a najmniejszą po jéj krańcach. Plamy, składające się z jądra czarnego, lub z kilku jąder i z szarego w okół przycienia, są tylko względnie szare i ciemne do ogromnéj napiętości światła słonecznego. Naznaczmy tę napiętość liczbą 1000 stopni, szary przycień będzie jeszcze miał 469°, zaś czarne jądro 7°. Wedle pana Arago ma to być napiętość światła jeszcze tak wielka, że jest 2000 razy większą od światła księżycowego.
Jak wielkie są rzeczywiste rozmiary plam słonecznych, dowiemy się z porównania ich średnic pozornych z średnicami pozornémi słońca i ziemi. Jużeśmy wyżéj nadmienili, że ziemia nasza, uważana na słońcu, wydać się musi gwiazdą, mającą średnicy 17,2", kiedy średnica tarczy słonecznéj, czyli słońca ze ziemi uważanego, wynosi 32 minuty i 3 sekundy, to jest 1923", jest więc od tamtéj 112 razy większą.
Skoro zatém niektóre plamy słoneczne, wedle rozmiarów Mayera, mają 60 do 90 sekund średnicy, objętość ich rzeczywista jest tak wielka, żeby się w niéj 10 do 12 globów naszych ziemskich łatwo pomieścić mogło.
Takiémi to więc już większémi, już mniejszémi plamami bywa wielekroć obrzucona tarcz słoneczna. Najwięcéj ich pokazuje się z obu stron równika kuli ognistéj, a nigdy w okolicy jéj biegunów. Raz ich tam więcéj, drugi raz mniéj. Dnia jednego 80 razem ich narachowano. Bywają jednak dnie, a nawet tygodnie, w których żadnéj plamy na słońcu nie widać. Od 1840 do 1850 r. obserwowano słońce przez 1982 dni, a tylko w 372 dniach nie dopatrzono żadnéj plamy słonecznéj. Jedne znikają całkiém, albo tracą czarne jądra, inne powstają i rozszerzają się w jądrze i w półcieniu; inne odłamują się, a nawet rozrywają. Szybkość, z jaką się poruszają, według obliczeń Laugier'go, wynosi 111 metrów na sekundę. Jest to szybkość trzy razy większa od szybkości chmur naszych, gnanych potężnym uraganem. Jakoż wnosić można z plam, w trąby i zwoje skręconych, o gwałtowności wichrów słonecznych.
Niektóre plamy zdają się, jakby zanurzone w powodzi światła natężonego, które je w okół szeroką frenzlą otacza. To znów na nich pokazują się i znikają meteory świetelne. Całe massy światła, jak olbrzymie pochodnie, posuwają się po tarczy słonecznéj i podobnie, jak plamy czarne, to łączą się z sobą, to rozdzielają, a z pomięszania pręgów błyszczących i szarych, i z kształtu ich widać, że massy te rozpędzać musi straszliwy jakiś wicher.
Podania i dzieje przechowały nam wiadomości, że były plamy na słońcu, które nieopatrzoném dojrzeć można było okiem. Roku 807 za Karola W. widziano plamę czarną na słońcu przez dni ośm, a Wirgiliusz wspomina, że po zamordowaniu Cezara słońce się zaćmiło i było obsiane czarnémi plamami. O takich zaciemnieniach, które dla swéj długotrwałości nie dadzą się wytłomaczyć, jako zaćmienia słońca i były zapewne skutkiem plam słońcowych, mamy liczne ślady w historyi. Ammian Marcellinus powiada, że 360 r. ciemności rozpostarły się na całym wschodzie państwa rzymskiego. Ciemność trwała od rana do południa i gwiazdy na niebie były widzialne. Wedle Humboldta ciemności, które okryły ziemię podczas ukrzyżowania Chrystusa i trwały trzy godziny, nie były skutkiem zaćmienia słonecznego, które wtenczas przypaść nie mogło, skoro żydzi zawsze odbywali paschę podczas pełni księżyca, a zaćmienie słońca przypaść tylko może podczas nowiu. Za panowania Herakliusza, jak świadczy Abulfarage, roku 626 połowa słońca była zaciemnioną od Października aż do Czerwca roku następnego.
Od czasu obserwacyi za pomocą lunet nic podobnego na słońcu nie zaszło. Plamy, mimo rzeczywistéj wielkości swojéj, są w tém oddaleniu tak drobne, że je tylko teleskopem dojrzeć można. Najwięcéj ich obsiada w strefie od 3 do 15 stopni tak północnéj jak południowéj szerokości globu słonecznego. Astronom Schwabe z Dessawy zauważał pewną peryodyczność, i na 11,2 lat ją określił, w któréj liczba plam mnoży się i ubywa. Inni peryod ten na 56 lat rozciągają, i nie ma nic w tém pewnego.
Cała nakoniec świetelna powierzchnia słońca wydaje się jakby nakarbowaną, czy nadziurkowaconą, na podobieństwo chropowatéj powierzchni pomarańczy. Wiją się słabsze i mocniejsze odcienia światła i wydają, jakby wklęsłościami i wyniosłościami najrozmaitszéj formy i wielkości. Najwidoczniejsze są ku środkowi tarczy, nie widać zaś ich wcale na jasnych frenzlach, którémi plamy słoneczne otoczone.
Oto, jak się nam przedstawia słońce, przez najdokładniejsze lunety uważane.
Jakże teraz wytłomaczyć te zjawiska i czego one nas pouczają? — Pomijając inne hipotezy, przytoczymy ku objaśnieniu dwie głównie teorye astronomów, które dotąd jeszcze obok siebie utrzymują się.
Już dawniejsi astronomowie od Galiliego, aż do Keplera i Huygensa, uważali słońce, to jako bryłę topiącego się w niesłychanym żarze metalu, to jako ocean ognia, pełen burz i przepaści, to jako płyn gazowy światła. Dopiero Wilson, astronom z Glasgowy, obserwując bezprzerwanie pochód i formę wielkiéj plamy słonecznéj, która się pokazała w Listopadzie 1769 r., wystąpił z nową teoryą. Wedle niéj sama bryła słoneczna, będąca ciałem ciemném, nie jest dla nas widzialną; to co widzimy, jest jéj atmosfera świetelna, w grubości promienia naszéj ziemi otaczająca glob słoneczny. Rozpierają ją i rozdzierają gazy, wyrzucane, lub występujące z globu, i przez otwory tém rozparciem utworzone, dojrzeć można saméj bryły. Są to owe jądra czarne, które się w plamach pokazują; a pochyłości ścian tych otchłań dają szare cienie i przycienie jąder czarnych.
Lalande i Bode poparli teoryę Wilsona. Ostatni zmienił ją o tyle, że przyjął dwie atmosfery, otaczające ciemną bryłę słońca: jedna mglista, wewnętrzna, oddziela i zasłania glob słoneczny — wedle niego zamieszkały — od zbytniéj dokuczliwości rażącego światła i ciepła atmosfery świetelnéj; druga zewnętrzna, płomienna, z któréj rozchodzą się promienie światła i ciepła po przestrzeniach naszego systemu planetarnego.
Wszakże główną, umiejętną podstawę nadał téj teoryi William Herszel, największa znamienitość astronomiczna Wielkiéj Brytanii. Według niego słońce jest globem ciemnym, nie wydającym z siebie żadnego światła. Massy tego światła stanowią obłocz, fotosferę, otaczającą glob słoneczny. Aby to światło rozchodzić się mogło w przestworzu, znajduje się, w pewnym odstępie pod fotosferą, atmosfera zgęszczona i bez światła, która odbija promienie fotosfery w przestrzenie zewnętrznego świata, a równocześnie chroni glob słoneczny od nadmiaru światła i gorąca. Obie obłocze są w nieustannym, od siebie niezawisłym ruchu, który wielekroć rozdziera na obszerne rozstępy ich spójność niewielką. Plamy szare bez czarnych jąder pokazują się na słońcu, gdy sama tylko rozerwana fotosfera, a z pod niéj mglista, bezświetelna obłocz wygląda. Jeżeli rozstępy będą w obydwóch obłoczach i nakryją się wzajemnie, powstaje jądro czarne, czyli otchłań, dająca pojrzenie na część odsłonionego ciemnego globu. Jądro będzie otoczone szarym przycieniem, jeżeli otwór w obłoczy świetelnéj obszerniejszym jest od otworu we spodniéj obłoczy mglistéj Jeżeli się rzecz ma przeciwnie i części rozdartéj obłoczy spodniéj nie są widzialne przez mniejszy otwór fotosfery, okaże się plama czarna bez przycienia. Każda plama musi być otoczona smugiem jasnego światła, bo z otchłani, jaka w fotosferze powstała, wyparte zostały massy światła i nastosowały się na jéj brzegach.
Obłoki światła toczą się nieustannie po fotosferze, spójność ich bardzo słaba, prądy nieraz gwałtowne, skupione prądami, w wielkie nagromadzone massy, tworzą pochodnie słoneczne. Nareszcie dziurkowatość i jakby listkowatość powierzchni słońca powstaje z gazów, które u globu i z atmosfery jego unoszą się w sferę płomienną i rozmaicie mięszają ze światłem.
Otóż wszystkie fenomena słoneczne zdaje się tłomaczyć i wyjaśniać teorya Williama Herszla. Poszli za nią La Place, Alexander Humboldt i syn John Herszel. Poparł ją przedewszystkiém Arago, przez zastósowanie doświadczeń polaryzacyi światła, którą w r. 1811 odkrył Mallus, inżynier francuzki. Damy o tem zastósowaniu choć ogólne tylko wyobrażenie.
W świetle naturalném cząsteczki jego molekularne, z których każda ma biegun przyciągający i odpychający, zdają się być bez ładu ustawione, dla tego jedne z nich odbijają się od ciała, drugie przechodzą przez nie. Jako magnes igiełki jednoimiennémi biegunami w jednę stronę kieruje, tak i polaryzacya sprawia, że się cząstki światła promiennego w jednę stronę wykręcają, i promień albo całkowicie się odbija, albo całkowicie przechodzi. Promień światła polaryzowany jest zatém innéj już natury, niż promień światła naturalnego. Ujęty w lunetę polariskopową w dwie wiązki kolorowe się rozkłada.
Światło najzwyczajniéj polaryzuje się przy odbijaniu się i przy przechodzeniu jego promieni, gdy użyjemy ku temu płytów z substancyi, najmniéj łamiących promienie światła, i wpuścimy promień pod kątem polaryzacyjnym, wynoszącym 35° 25'. Pod innym kątem tylko część światła promiennego się polaryzuje, a pod kątem prostym nie polaryzuje się wcale. Doświadczenia okazały, że światło, odbite z atmosfery naszéj i z obłoków, jest po największéj części polaryzowane; że światła z palących się ciał stałych i płynnych także polaryzacyi ulegają; jedno tylko światło palących się gazów nie daje żadnego polaryzacyi śladu.
To są główne prawa i własności polaryzacyi światła, a Arago zastosował je do słońca. Od krańców tarczy słonecznéj padają do nas promienie, jako styczne koła słonecznego, pod małémi kątami, zbliżonémi do kąta polaryzacyjnego. Promienie te, chwytane polariskopem, nie pokazują żadnego śladu koloryzacyi u brzegów zdjętego obrazu. A że w skutek obrotu słońca około swéj osi, wszystkie punkta kuli słonecznéj przechodzą przez krańce jéj tarczy, a zatém wszystkie się nie polaryzują, ztąd naturalny, wedle pana Arago, wniosek, że powierzchnia kuli słonecznéj, nie jest ani palącą się bryłą ciała stałego, ani palącym się płynem, ale jest palącym się gazem.
John Herszel w drugiém wydaniu swojéj astronomii zaczepił twierdzenia znakomitego astronoma paryzkiego, utrzymując, że zasada, z któréj wychodzi, jakoby promienie światła z brzegu tarczy słonecznéj padały pod małémi kątami stycznych, ze względu na obserwatora, jest fałszywą; że padają i owszem pod najrozmaitśzemi kątami, ile że każdy punkt świetelny, gdziekolwiek położony, rozpromienia się w kulę, któréj tworzy środek.
Zarzut ten osłabiłby teoryę Wilsona i Williama Herszla o ciemném ciele słońca, aleby jéj nie wywrócił. Wywraca ją zupełnie nowa nauka tak nazwanéj analizy spektralnéj, będącéj zarazem chemią astronomiczną.
Kirchhof, głośny fizyk z Heidelbergu, a następnie Bunsen i Secchi, dyrektor obserwatoryum w Rzymie, położyli podstawy téj nowéj nauki i świetnémi zbogacili ją doświadczeniami.
Znaną jest powszechnie teorya Newtona o widmie słonecznem, spectrum, zkąd nazwa nauki spektralnéj. Biały promień światła tak naturalnego, jak sztucznego, puszczony przez trójścian szklanny, rozłamia się na siedm kolorów tęczowych. Jest to rozszczepienie się światła białego na swoje pierwiastki, które się już daléj nie rozszczepiają i z których każdy innéj jest natury, tak pod względem łamalności, jak pod względem długości bałwanów świetelnych, jak wreszcie pod względem szybkości ich wibracyi.
Dopiero na początku bieżącego stulecia Wollaston w Anglii, a Frauenhofer w Bawaryi, odkryli inną ważniejszą jeszcze własność światła, to jest tworzenia rysów na widmie słoneczném. Są to linie, już czarne, już świetne, przerzynające w pewnych niezmiennych ilościach i w pewnych niezmiennych odstępach, każdy z promieni kolorowych widma słonecznego. Rysy te tylko narzędziem bardzo powiększającém dojrzeć można, a liczba ich, nie dająca się wszędzie na pewne oznaczyć, dochodzi do 3000. Frauenhofer podzielił je na ośm grup, naznaczywszy je literami od A do H, dla łatwiejszego porównania formacyi rysów na widmach z różnych promieni zdjętych.
Długie i troskliwe doświadczenia na widmach naturalnego i sztucznego światła, paląc rozmaite metale, sole i zasady, rozmaite płyny i gazy, okazały, że można naznaczyć cztery kategorye rysów: 1) rysy kosmiczne, czarne, pokazujące się w świetle słoneczném i w każdém świetle odbitém od ciał przez słońce oświeconych, jakiemi są: planety, księżyce, komety, obłoki, atmosfery itp.; 2) rysy czarne, powstające ze światła palących się gazów; 3) rysy świetne, mające źródło swe w świetle elektryczném; 4) rysy świetne, należące do palących się ciał stałych lub płynnych, których, by najmniejsza odrobina, dostateczną jest do nadania rysom osobnéj formacyi, wyłącznie do tego ciała przywiązanéj.
Zaś, jako ogólne i bezwyjątkowe prawo wykryła się z tych licznych doświadczeń ta zasada: że każde inne źródło światła, a zatem każde inne światło palące się, daje inną, niezmienną formacyę rysów na widmie słoneczném, czyli innémi słowy, że każde inne ciało, rozpuszczone w świetle płomienia, rozkłada, na sobie tylko właściwy sposób, rysy widma z tegoż płomiennego światła.
I oto, analiza spektralna, dająca zarazem analizę chemiczną solarną, pod względem jakości ciał, jakieby się mogły znajdować na słońcu. Prawo spektralne jest tak czułe, że, by téż molekularna odrobina soli lub zasady — np. sody lub potażu — znalazła się w świetle, z którego zdejmujemy widmo, niezawodnie i stanowczo odsłoni je osobna formacya rysów, tym ciałom płonącym właściwa.
Teorya ta, zastósowana przez Kirchhofa do światła słonecznego, dała mu w wypadku, że słońce zawiera żelazo, magnezyę, sodę, potaż, wapno, chrom, nikel, baryum; ale nie zawiera ni złota, ni śrebra, ni miedzi, ni cynku, ni ołowiu, nie ma téż żywego srebra, ani krzemionki, ani arszeniku, ani aluminu, ani strontyanu, ani antymonu. Oxydacye i wszelkie połączenia chemiczne metali na słońcu są niepodobne, nietylko, że na niém nie odkryto ani kwasorodu, ani chloru; ale gdyby i były połączone z metalami, stopień nadzwyczajny temperatury słonecznéj rozwiązałby wszelkie połączenie. I oto początki chemii niebieskiéj, czyli syderalnéj. Naprowadziła ona znakomitego fizyka z Heidelbergu do teoryi wręcz przeciwnéj teoryi Williama Herszla. Wnosił on, i słusznie, że skoro atmosfera świetelna słońca zawiera w sobie rozmaite metale i sole, w stanie ulotnienia będące, jak to z rysów widma słonecznego się pokazuje, nie jakaś gazowa fotosfera, ale bryła samego słońca musi być rozpalonem ciałem stałém, lub płynném, w ogromnéj napiętości światła i gorąca, rozsyłającém na przestrzenie systemu słonecznego promienie ciepła i światła.
Zachodzi tu pozorna sprzeczność w utrzymywaniu, że atmosfera palna słońca zawiera w sobie ulotnione metale, o których powiedzieliśmy, że należą do 4téj kategoryi rysów i dają rysy świetne, gdy tymczasem światło słoneczne należy do pierwszéj kategoryi i przedstawia rysy czarne. Kirchhof rozwięzuje tę sprzeczność.
Rozpaliwszy sodium, otrzymamy w widmie dwie linie świetne żółtawego koloru, obok siebie położone, odpowiadające w widmie słonecznem dwom rysom ciemnym w grupie D. Frauenhofera. Natężając za pomocą prądu elektrycznego rozpalenie sodu do większego stopnia napiętości, ujrzymy, że ginie podwójna linia żółtawa, a w jéj miejsce pokazuje się podwójna linia czarna, tak jak ją widzimy w widmie słoneczném.
Kirchhof ztąd wnosi, że wszystkie rysy widma słonecznego czarne powstały z rysów świetnych, które metale, rozpuszczone w atmosferze słońca świecącéj, we widmach tworzyły, a które znikły i zamieniły się na rysy czarne, gdy potężniejsza siła żaru i światła z rozpalonego globu słonecznego do jego atmosfery wstąpiła. A że kolor czarny jest absorbcyą, czyli połykaniem koloru świetnego, czyli jasnego, wywodzi ztąd prawo spektralne, że każde ciało rozpalone i promieniejące wydaje z siebie promienie pewnego oznaczonego stopnia załamywania światła, i ma oraz własność połykania promieni, posiadających ten sam stopień łamalności.
Analiza spektralna obala zatém teoryą fotosfery i ciemnéj bryły słonecznéj. Wedle niéj cała kula słońca jest ciałem rozpaloném i świecącém, a napiętość temperatury i światła idzie, zmniejszając się, od środka do obwodu.
Upada budowa dwóch, czy trzech atmosfer słonecznych. Słońce tak, jak ziemia nasza, ma tylko jedną atmosferę, a ślady spektralne rozpuszczonych w niéj metalów wskazują, że słońce poczęści z tych samych złożone żywiołów, co nasz planeta. Plamy na tarczy słonecznéj pokazujące się, są zgęszczonémi chmurami, pływającémi po atmosferze globu słonecznego, jak nasze chmury po atmosferze ziemskiéj.
Takie tłomaczenie fenomenów słońca, jakkolwiek uproszczone, nie wystarcza do wyjaśnienia wszystkich zjawisk plam i pochodni słonecznych. Znalazło téż wielu przeciwników, a mianowicie w astronomie Secchim, wielkim także badaczu analizy spektralnéj. Ostatniémi czasy Emile Gautier z Genewy wystąpił z nowym pomysłem, zbliżonym do teoryi Kirchhofa. Przyjmuje i on glob słoneczny w stanie roztopu ognistego, z temperaturą zmniejszającą się ku obwodowi. W skutek oziębienia tężeje tu i owdzie powierzchnia płomieniejącego płynu metalicznego, tworzy osobne stężałe massy, mniejsze lub większe, form najnieregularniejszych, które już się zwiększają i łączą, już rozstępują, ubywają i nikną. I te to oxydacye metaliczne są plamami na słońcu, to czarnémi, jeżeli głębokie, to szarémi, jeżeli płytkie, to poprzeżynane pręgami świetelnémi, jeżeli popękane.
Nic prostszego nad takie tłomaczenie Gauthiergo, tak odpowiednie prostocie i bezzawiłości dzieł natury. A jednak trudno się z nim pogodzić, bo jest samém przypuszczeniem, niczém nie popartém; podobnie jak przypuszczenie innych uczonych, utrzymujących, że światło słoneczne jest procesem elektro-magnetycznym, a nie powstaje z palenia się ciał jakichkolwiek; że światło słoneczne jest nieustającą zorzą północną, która także tylko z procesu elektro-magnetycznego rozwija się.
To też za dni naszych powstał nawrot do teoryi Williama Herszla. I jeżeli jest prawdą, co astronom Goldschmidt utrzymuje, że obserwując pilnie przechodzenie plam słonecznych z jednéj półkuli słońca na drugą, dopatrzył, że na krańcu tarczy, na którym znikało czarne jądro plamy, pokazało się w témże samém miejscu wyżłobienie, tak, że przepaść jamy słonecznéj stanęła w profilu, i pokazała się próżnią; — natenczas teorya jam, przez które ciemne ciało słońca przegląda, byłaby dowiedzioną.
Jeżeli nadto zastósowanie polaroskopu do promieni słońca, padających pod małémi kątami od krańców tarczy jego, wyjdzie zwycięzko z zarzutów, czynionych mu przez Johna Herszla, okazałoby się ztąd niewątpliwie, że albo cała kula słoneczna jest palącym się gazem, albo, co prawdopodobniejsza, ze względu na czarne plamy słoneczne, że nim jest tylko atmosfera, otaczająca ciemną bryłę słońca.
Rozwiązania tych tak ważnych pytań spornych wyczekiwa astronomia od nadchodzącego zaćmienia słońca. Bo jedynie podczas całkowitego zaćmienia można obserwować światło, z samego tylko krańca tarczy słonecznéj idące, podczas kiedy reszta jéj, cała zaciemniona, promieni posełać nie może. Także fenomena atmosfery światelnéj jedynie mogą być ze skutkiem uważane, gdy w miarę postępującego i ubywającego zaćmienia od tła ciemnego tarczy się odłamują i jeszcze pod rażącym blaskiem całéj tarczy się nie zacierają.
Do zjawisk z dziedziny światła, które także czekają wyjaśnienia od obserwacyi, mających nastąpić dnia 18 Sierpnia, należą jeszcze tak nazwane protuberancye, uważane poraz pierwszy przy zaćmieniu całkowitem 1842 r., a z większą dokładnością przy takiémże zaćmieniu 1860 r., gdzie pan Warren de la Rue zdjął i zachował nam ich obrazy.
Przez krótki przeciąg czasu zupełnego zaćmienia, kiedy tarcz księżyca zupełnie pokryje tarcz słoneczną, wydobywają się z poza ciemnego obwodu tarczy księżycowéj światła promieniejące, na podobieństwo aureoli świętych. Są to wypinania się światła, czyli protuberancye, w konturach nieregularnych, iskrzące się miejscami kolorem to czerwonym, to niebieskawym, wyginające się w wypukłości, które niekiedy piętrzą się do wysokości 10ciu mil geograficznych; tu i owdzie oderwane i z osobna od tarczy unoszące się, co zawsze w stronie kolorowego światła przypada. Uważano te zjawiska za złudzenia optyczne. Tymczasem zdaje się, że owa aureola i gloria, tak astronomowie nazywają te fenomena świetelne, jest przesięganiem światła atmosfery słonecznéj poza tarcz zaciemniającą księżyca; a owe zagięcia i kosmyki światła odbijaniem się promieni słonecznych od chropowatéj powierzchni księżyca, do słońca obróconéj.
Cały przebieg fenomenu protuberancyjnego zdaje się potwierdzać ten domysł. Chwilę po dokonaném zupełném zaćmieniu, z zagaśnieniem ostatniego skrawku słońca, aureola światła występuje najprzód od strony jego wschodniéj, naostatku przez tarcz księżyca zakrytéj. Po stronie przeciwnéj występują z poza téj tarczy, u spodu i u wierzchu, jedynie wyżyny atmosfery słonecznéj w kolorze różowym, i dopiero kiedy zaćmienie ustępuje i zaczyna zakrywać protuberancye na wschodzie, poczyna się także pokazywać aureola i gloria od strony zachodniéj.
Obserwacye tego pięknego fenomenu ograniczają się dotąd na zbyt małéj liczbie zaćmień całkowitych krótko-trwałych, dla tego pożądane i ciekawe będą spostrzeżenia protuberancyi światła w nadchodzącem 6 ½ minuty długiém zaćmieniu słoneczném. Fotografia nie omieszka zdjąć z nich dokładne obrazy.
Fotografia od niejakiego czasu nader wydoskonalona, mianowicie w czułości na działanie promieni światła, by też najsłabszych, stała się, jako taka, nieodzowną potrzebą przy obserwacyach astronomicznych. Światło jest pełne złudzeń dla oka ludzkiego, ale samo siebie nie łudzi, i dla tego z zupełną rzeczywistością i prawdą przedstawia się na obrazie fotograficznym, który ono samo rysuje.
Fotografia nietylko zdejmuje dokładny obraz chwilowego stanu tarczy słońca i księżyca we wszystkich odcieniach rozlanego na nich światła, nietylko utrwala go i daje możność porównania z obrazami poprzednio, lub następnie zdjętémi; — ale, co większa, wskazuje na obrazie, przez większą lub mniejszą jasność jego partyi pojedyńczych, większą lub mniejszą napiętość światła, nierównie pod tym względem, tak na słońcu, jak na księżycu rozdzielonego. Co fotometrya już była okazała, sprawdziła zupełnie fotografia, że u obwodów tarczy tak słonecznéj, jak księżycowéj, światło daleko mniéj jest intenzywne, niż ku środkowi. Arago podaje różnicę napiętości na 1/40, inni, jak Faye, większą jeszcze przyjmują.
Obraz fotograficzny, zdjęty z księżyca, lub słońca, uważany przez soczewkę stereoskopową, odsłania jak najdokładniéj kulisty kształt ciała niebieskiego i rozpołożone na jego półkuli wzniesienia i wklęsłości. Bo co się z kuli na płaszczyznie promieniami światła, wedle najściślejszych praw projekcyi i perspektywy rysowało, to naodwrót wraca do formy kuli, z wszystkiémi na jéj krzywéj powierzchni kształtami, o ile z takiéj oddali rysować się i konturować mogą. Pod tym względem mappy fotograficzne lunarne Maedlera i Beera nic nie pozostawiają do życzenia, z powodu łagodności światła księżycowego. Natomiast mappy fotograficzne solarne, dla zbyt rażącego blasku tarczy słonecznéj, mogą tylko podczas zaćmienia być zdejmowane i nie zawsze się udają.
Wszakże obraz fotograficzny pana Laussedat, zdjęty z jasnego odcinka, słonecznéj tarczy, kiedy cała reszta była już zaciemnioną, w czasie zaćmienia 18go Lipca 1860 r. pokazał jeden róg odcinka jakoby strącony, coby tylko tłómaczyć można, że widok rogu tego atmosfera księżyca zatarła, o któréj istnieniu przecież dotąd powątpiewano.
Pan Secchi, astronom rzymski, zdjął podczas tego samego zaćmienia aż pięć obrazów, z których tylko dwa częściowo się udały. Ale i te nieocenionym stały się nabytkiem; pokazały bowiem widocznie, że olbrzymie massy jasnych świateł, jakby obłoków, w znacznéj wysokości glob słońca otaczają. W Anglii zdjęto nawet obrazy z plam gwiazdowych, co jak mgły świetelne w głębiach firmamentu, słabém, zaledwie dojrzaném światłem poświetlają; bo nowsza sztuka fotograficzna dokazała, że światło, by też najmniejszéj napiętości, zdolne narysować swój obraz.
Pomijam inne jeszcze astronomiczne badania, do których każde inne zaćmienie słońca daje sposobność — jak np. ścisłe oznaczenie ważniejszych punktów okolic zaciemnionych, a miast w szczególności, pod względem ich geograficznego położenia, czyli ich odległości tak od ekwatora, jak od pierwszego południka; — jak odszukiwanie ciał niebieskich, przechodzących właśnie przez ciemną tarcz słoneczną, ku czemu mianowicie zaćmienie długo-trwałe sposobniejszą podaje porę. Z tego, cośmy powiedzieli, wykazuje się już dostatecznie wielkie i szczególne znaczenie, jakie dla astronomii i optyki mieć będzie zaćmienie dnia 18go Sierpnia r. b.
To też rządy i towarzystwa uczone wszystkich państw, szczycących się cywilizacyą i stanowiskiem polityczném, od dawna już robią przygotowania do obserwacyi, ile być może, najdokładniejszych. Brać w nich będą udział astronomowie i optycy najzawołańsi. Krom Ameryki, Anglii, Francyi i Austryi, idących na przodzie umiejętności matematycznych, wysełają expedycye uczone do Adenu i do Indostanu i na wyspy oceanu indyjskiego; także Rossya, Prussy, Szwecya, Hollandya, Belgia, Hiszpania, Szwajcarya i Włochy. Mamy wiadomość, że i miasto odwieczne weźmie tam niepośledni udział, bo z wyraźnego rozporządzenia Ojca Śgo wybrał się już na wschód uczony jezuita Secchi, dla robienia doświadczeń spektralnych i fotograficznych.
Zgoła przygotowano wszystkie środki intelligencyjne i optyczne, jakiemi obecnie astronomia rozporządza, aby to ważne i wyjątkowo pomyślne zaćmienie wyzyskać dla umiejętności jak najobficiéj.
Także nasze Towarzystwo Przyjaciół Nauk uważało sobie za obowiązek zrobić pod tym względem, co pod danémi okolicznościami zrobić się jedynie dało, to jest zwrócić uwagę członków swoich i publiczności na wielkie znaczenie tego fenomenu solarnego, a czasu swego podać do ich wiadomości uzyskane z jego obserwacyi znamienite, ile się spodziewać godzi, wypadki.





Przypisy

  1. Ks. Jozue, rozdz. 10, wiersz 12, 13 i 14.
  2. Każde koło dzieli się na 360 równych części, zwanych stopniami; stopień dzieli się na 60 minut, minuta na 60 sekund. Stopień oznacza się kółkiem, minuta jedną kreską, sekunda dwoma kreskami.


Tekst jest własnością publiczną (public domain). Szczegóły licencji na stronie autora: Karol Libelt.