O końcu świata i kometach/IV
| <<< Dane tekstu >>> | |
| Autor | |
| Tytuł | O końcu świata i kometach |
| Rozdział | IV |
| Wydawca | Biblioteka Dzieł Wyborowych |
| Data wyd. | 1910 |
| Druk | Edward Nicz i S-ka |
| Miejsce wyd. | Warszawa |
| Źródło | Skany na Commons |
| Inne | Cały tekst |
| Indeks stron | |
Jeżeli komety wzbudzały w ludziach trwogę zabobonną, jeżeli rodziły myśl o niebezpieczeństwie wprost fizycznem, mogącem zagrażać ludzkości z ich strony, to przyczyną tego były prawie wyłącznie ich ogony, rozciągające się niekiedy na niebie na długość stu kilkudziesięciu stopni, sięgające po za zenit jeszcze wówczas, gdy jądro już dawno ukryło się pod poziomem (np. kometa z r. 1843, 1858 i 1860) albo szeroką łuną jaśniejące na nocnem niebie, jak np. ogon komety 1744 r., rozszczepiony na 7 oddzielnych ogonów, postacią przypominający olbrzymi wachlarz. I oto właśnie ten straszny ogon okazał się czemś tak niewinnem, tak subtelnem, wprost, rzec można, jakąś nicością błyszczącą, że stwierdzenie tego jednego faktu samo już powinnoby zjednać astronomom wdzięczność ludzkości. Teraz może człowiek zupełnie spokojnie przyglądać się wspaniałemu zjawisku i podziwiać potęgę natury, która tak imponujące zjawiska niewielkimi środkami wytwarzać umie.
Mógłby ktoś jednakże zauważyć, że wprawdzie nie potrzebujemy się już teraz obawiać, iż kometa swoją miotłą zmiecie naszą ziemię z orbity, po której krąży, i pociągnie ją za sobą w bezsłoneczne otchłanie świata, ale, że, bądź co bądź, gazy, które tworzą część składową ogona komety, pomieszawszy się z gazami, tworzącymi naszą atmosferę, albo, co gorzej, potworzywszy z ostatnimi jakieś trujące związki chemiczne, mogą, jeżeli nie sprowadzić jakiś ogólny pomór na ziemię, to przynajmniej spowodować choroby, epidemie i epizootye. Takie zapatrywania w istocie miały bardzo licznych przedstawicieli w świecie naukowym, o czem zresztą mieliśmy sposobność napomknąć już poprzednio. Jednakże, jeżeli uwzględnimy gęstość, jaką te gazy w ogonie co najwyżej mieć mogą, to i ta obawa w zupełności okaże się nieuzasadnioną.
Przypuśćmy, że ziemia znalazła się w ogonie komety. Wówczas ziemia wraz z atmosferą swoją otoczoną zostanie przez materyę komety i ta ostatnia tylko bardzo powoli przez dyfuzyę przenikać będzie mogła do atmosfery. Ażeby materya komety przez dyfuzyę zupełnie równomiernie rozpostarła się po atmosferze planety, potrzebaby na to kilku tysięcy lat czasu. Tymczasem, jeżeli weźmiemy pod uwagę szybkość względnego ruchu komety i ziemi, takie pozostawanie ziemi w ogonie komety co najwyżej zaledwie kilka dni trwaćby mogło, a zatem ledwie jakiś drobny ślad materyi ogona do atmosfery przeniknąćby zdołał. Jeżelibyśmy wszakże przypuścili nawet, iż zupełna dyfuzya stałaby się możliwą, to i tak na 100 części wagi powietrza zaledwie jakaś jedna miljardowa część przypadłaby na gaz ogona, ilość, któraby w żaden sposób skonstatowaną być nie mogła, a nie dopiero, żeby przyczyną jakichś klęsk stać się miała. Weźmy jakąkolwiek najbardziej trującą substancyę, to możemy twierdzić z wielkiem prawdopodobieństwem, iż w takiej, jeżeli nie w większej ilości znajduje się ona w powietrzu, ale bynajmniej tem się nie niepokoimy.
Jeżeliby ktoś jeszcze wątpił o zupełnej nieszkodliwości ogonów komet, możemy z ostatnich czasów, bo z obecnego stulecia, przytoczyć dwa fakty znalezienia się ziemi w ogonie komety, co nie pociągnęło za sobą nietylko jakichś klęsk, ale wprost nie zaznaczyło się żadnym innym wpływem. W zeszłem stuleciu w 1783 r. i w naszem stuleciu w 1831 r. obserwowano przez pewien czas nadzwyczaj czerwone zorze, które niektórzy objaśnić chcieli świeceniem cząstek ogona komety, otulającego ziemię, ale ścisłe badania wykazały, iż żadnej komety wówczas w bliskości ziemi nie było, zorze zaś wymienione były wywołane przez drobne pyłki, uniesione w górę w czasie silnych wybuchów wulkanicznych, które wówczas zaszły. To samo zjawisko naprzykład wystąpiło nader wybitnie w latach 1883 i 1884 po nader silnym wybuchu wulkanu na wyspie Krakatoa w archipelagu Sundzkim.
Po raz pierwszy w tym wieku ziemia pogrążyła się w ogonie komety 26 czerwca 1819 r., gdy głowa komety przechodziła przed tarczą słoneczną. Nic nadzwyczajnego nie zaszło w tym dniu, przyrządy meteorologiczne nie wykazały najlżejszych zaburzeń. Jest to tem pewniejszem, iż nie wiedziano nic przedtem o czekającej ziemię przygodzie i wszelkie sprawdzania dokonano dopiero znacznie później. Sama kometa ukazała się bowiem oczom ludzkim dopiero w 2 tygodnie później, 3-go lipca, a o fakcie przejścia przez ogon komety dowiedziano się dopiero w 1823 r., kiedy Olbers ogłosił rachunki, usuwające wszelką wątpliwość.
Drugi fakt tego rodzaju zdarzył się 30 czerwca 1861 r. Kometa tego roku, jedna z najwspanialszych, odkrytą została na początku czerwca, a 11 czerwca przeszła przez punkt przysłoneczny. Na prawdopodobieństwo spotkania zwrócono już uwagę wcześniej i na zaobserwowanie skutków zwrócono baczniejszą uwagę. Nic nadzwyczajnego wszakże nie zauważono, że zaś w istocie ziemia tego dnia znajdowała się w ogonie komety, zdołano stwierdzić nawet bezpośrednią obserwacyą. Kometa wówczas miała postać jasnej, okrągłej plamy, otoczonej rodzajem subtelnych obłoczków świetlnych, a dalej rozciągały się pod kątem dwie jasne smugi, zbiegające się w głowie komety. Taką postać musiała mieć kometa, widziana perspektywicznie przez obserwatora, znajdującego się wewnątrz ogona i patrzącego wzdłuż jego osi. Widok ogona zmieniał się bardzo szybko, mianowicie zmniejszał się kąt utworzony przez obie smugi, co musiało być nieodzownym skutkiem oddalania się komety od ziemi. Rachunek wykazał, iż kometa znajdowała się pomiędzy słońcem a ziemią w odległości 3 milionów mil, ogon zaś jej, zwrócony ku drodze ziemskiej, miał długość 3,260,000 mil, a zatem ziemia, która przechodziła wówczas przez tę część swej drogi, pogrążyła się w ogonie komety na głębokość, wynoszącą przeszło ćwierć miliona mil, i pozostawała w nim w ciągu kilku godzin.
W r. b. znowu jest bardzo prawdopodobnem przejście ziemi przez ogon komety Halleya. Pod tym względem wyniki obliczeń są następujące. Kometa przejdzie przez węzeł zstępujący swej drogi dnia 18 maja o g. 11½ przed południem, ziemia zaś przejdzie przez punkt swej drogi leżący na linii węzłów komety w 18 godzin później, to jest o g. wpół do 6 rano dnia 19-go. W chwili przejścia komety przez węzeł ziemia będzie o 60,000 mil od linii węzła odległą. Po przejściu przez węzeł kometa będzie pod płaszczyzną ekliptyki, a jeżeli ogon, odwrócony od słońca sięgać będzie aż po za drogę ziemską, to ziemia przesunie się po nad nim. Jeżeli, co jest prawdopodobne, długość ogona wynosić będzie więcej niż 3,100,000 mil, a promień przekroju ogona płaszczyzny prostopadłą do prostej, łączącej kometę ze środkiem słońca, wynosić będzie co najmniej 60,000 mil, to ziemia na pewien czas pogrąży się w ogonie komety. Być może, iż wystąpią wtedy jakieś efekty świetlne na niebie, w tych miejscach kuli ziemskiej, w których wówczas będzie noc, które nie ujdą bacznej obserwacyi. Prawdopodobniejsze wszakże jest, że zjawisko minie bez śladu. O jakiemś niebezpieczeństwie, mogącem ziemi grozić z tego powodu, po wyżej podanych wyjaśnieniach oczywiście niema mowy. Wszystko, co się mówi na ten temat są to czcze fantazye.
Zajmijmy się teraz pytaniem, co byłoby skutkiem spotkania się ziemi z głową komety.
Jak sobie w ogólności należy wyobrażać głowę komety, o tem mówiliśmy już poprzednio. Wiemy, iż jest ona utworzona z oddzielnych cząstek materyi, które w sumie składają się na masę, nie wywołującą żadnych zaburzeń nawet wówczas, gdy przejdzie w niezbyt wielkiej odległości od ziemi. Czy mamy jaki sposób bliższego zbadania rozmiarów tych cząsteczek?
Wiemy, iż pod wpływem słońca kometa traci część swojej materyi, która z niej się wydziela jako ogon. Kiedy materya ta się wyczerpie, kometa już ogona nie posiada. Jednakowoż rozkład komety nie kończy się z chwilą, gdy utraci resztę materyi ogonotwórczej, odbywa się on w dalszym ciągu, ale pod działaniem zupełnie innych sił, którym podlegają wszystkie cząstki komety.
Znane jest w mechanice niebieskiej prawo, będące bezpośrednim wynikiem prawa ciążenia powszechnego, opiewające, iż drugie potęgi okresów obiegu dwóch ciał, krążących dokoła słońca, mają się do siebie tak, jak trzecie potęgi ich średnich odległości od słońca. Ztąd wypływa, iż ciało bliższe prędzej kończy swój obieg dokoła słońca, aniżeli ciało dalsze. Wiadomo naprzykład, że im dalszą od słońca jest planeta, tem okres jej obiegu jest dłuższy. Ponieważ głowa komety składa się z oddzielnych cząsteczek materyalnych, zajmujących dosyć znaczną przestrzeń, więc odległości tych cząsteczek od słońca są rozmaite, a zatem według powyższego prawa okres obiegu każdej z tych cząstek jest inny. Oczywiście, różnice, z jakiemi tu mamy do czynienia, są niewielkie, i jeżeli nawet za każdym obiegiem cząstki odleglejsze pozostaną nieco w tyle za innemi, to z ziemi tego tak prędko dostrzedz się nie da. Jednakowoż, ponieważ takie opóźnianie musi zachodzić ciągle, więc z biegiem czasu kometa, początkowo mniej lub więcej okrągła, musi przybierać kształt coraz bardziej wydłużony w kierunku swej orbity, a jednocześnie, ponieważ odległości pomiędzy oddzielnemi cząstkami wciąż wzrastają, musi stawać się coraz mniejszą i słabiej świecącą. Gdy to rozsypanie się przekroczyło pewne granice, kometa przestaje być widzialną. Jednakowoż istnieje ona i dalej, jako chmara ciałek, rozsypanych na znacznej przestrzeni i krążących nadal w dawnych swoich orbitach. Łatwo wywnioskować, co stanie się dalej. Oto koniec końców ciałka te rozsypią się wzdłuż całej orbity komety i utworzą pierścień naokoło słońca. Orbita komety stanie się, rzec można, czemś materyalnem.
Proces ten spokojny i systematyczny skutkiem jakichś zaburzających wpływów może uledz pewnej modyfikacyi lub przyśpieszeniu. Że jednakże odbywa się, mamy na to dowody najrozmaitsze, czy to w wyglądzie komety, świadczącym, iż dzielenie się komety wkroczyło już w fazę widoczną, czy to w istnieniu komet, które bezwątpienia tworzyły niegdyś jedną kometę, i są jej częściami, czy to w fakcie rozkładu komety, który odbył się w ostatnich czasach.
Przykłady komet pierwszej kategoryi prócz kilku, przytoczonych u autorów starożytnych i w dawniejszych kronikach, dają nam komety z lat 1618 i 1652 i wielka wrześniowa kometa z r. 1882. Wspomnieliśmy o tych kometach już przy innej sposobności. O pierwszej z tych komet mówi Cysatus, który ją obserwował, iż w czasie jej widzialności jądro jej, które poprzednio było jednolite, podzieliło się na cały rój oddzielnych punktów. Głowa drugiej, według obserwacyi Heweliusza, od samego początku miała wygląd bladej tarczy, obsianej jasnemi ziarnami, które nie mogły być czemś innem, jak częściami jądra, które uległo już znacznemu rozkładowi. Kometa r. 1882 miała na początku pojedyńcze jądro, 30 września jednakże zauważono podział jądra na 2 części, 13 października jądro już było podzielone na 3 masy, w kilka dni później kometa miała już cztery oddzielne jądra, wreszcie 29 stycznia 1882 przybyło do poprzednich jeszcze jedno jądro. Dalszego podziału jądra nie można było obserwować, pomimo, iż kometa dopiero w czerwcu przestała być widzialną, znalazłszy się w odległości 100 milionów mil od ziemi.
O istnieniu komet, które w rzeczywistości są oddzielnemi częściami jednej komety, przekonało nas nasze stulecie w sposób nader wymowny, pomimo, iż nie mamy w tej dziedzinie innych podstaw do wnioskowania, jak stwierdzenie, jeżeli nie zupełnej identyczności dróg tych komet, to przynajmniej wielkiego ich podobieństwa.
28 lutego 1843 r. odkryto w Ameryce kometę, która później okazała się zjawiskiem bardzo ciekawem, szczególnie ze względu na swój olbrzymi ogon, oraz ze względu na punkt przysłoneczny, najbliższy słońca ze wszystkich dotychczas znanych. W punkcie przysłonecznym odległość komety od powierzchni słońca wynosiła zaledwie 7.000 mil, t. j. znajdowała się ona bliżej, aniżeli sięgają granice korony słonecznej. Widziana z ziemi, znajdowała się ona w bezpośredniem sąsiedztwie tarczy słonecznej, obok której, ku wielkiemu podziwowi publiczności, widzianą była w biały dzień. Obliczony dla tej komety okres obiegu z powodu niedostatecznej ilości danych obserwacyjnych nie odznacza się wielką pewnością, przypuszczalnie wynosi kilkaset lat, natomiast położenie orbity tak w przestrzeni, jak i w jej płaszczyźnie wyznaczone zostało ze znacznym stopniem dokładności.
W 37 lat później, 1 lutego 1880 r. odkrytą została inna kometa, znana u astronomów pod nazwą wielkiej komety południowej, która w zachowaniu się swem, mianowicie przez nadzwyczajne zbliżenie się do tarczy słonecznej i przez kształt swego ogona, bardzo przypominała kometę r. 1843. Widzianą ona była tylko przez 3 tygodnie, na podstawie wszakże nagromadzonego materyału obserwacyjnego zdołano obliczyć, iż elementy drogi tej komety prawie są identyczne z elementami drogi komety r. 1843. Taka zgodność dopuszczała 2 objaśnienia: 1) że kometa r. 1880 jest identyczna z kometą r. 1843, której obieg dokonywa się zatem w ciągu lat 37, wbrew rachunkom niektórych astronomów; 2) że jest to inna kometa, krążąca w tej samej orbicie co i tamta. Pierwsze z tych przypuszczeń wydało się wszakże daleko mniej prawdopodobnem, gdyż kometa tej wielkości, gdyby w tak krótkich odstępach czasu się pojawiała, musiałaby niewątpliwie już poprzednio niejednokrotnie być dostrzeżoną. Kwestya powyższa zresztą niedługo czekała na swe rozstrzygnięcie.
W początku września r. 1882 została odkrytą kometa niezależnie przez kilku astronomów w Brazylii, Egipcie i na Przylądku Dobrej Nadziei w bezpośredniem sąsiedztwie słońca. Kometa ta była obserwowaną, aż do zupełnego zbliżenia się do tarczy słonecznej, między którą a oczami obserwatorów wkrótce potem się znalazła. Takie przejście przed tarczą słoneczną dostarczyło jeszcze jednego dowodu nadzwyczajnej lekkości komet. Chociaż bowiem światło komety tej pozornie miało natężenie światła słonecznego, pomimo to jednakże na tle słonecznem zginęła ona bez śladu, zdawało się wprost, iż wpadła i utonęła w ognistej otchłani słońca. Na drugi dzień, gdy wzeszło słońce, kometa nadzwyczaj wspaniale świeciła już po drugiej stronie tarczy słonecznej, widziana swobodnie gołem okiem. Co jednakże najbardziej wprawiło w zdumienie astronomów, to identyczność obliczonej w kilkanaście dni później drogi tej komety z drogami komet r. 1843 i 1880.
Jakkolwiek w ten sposób stało się prawie niewątpliwem, że trzy te komety były w rzeczywistości różnemi, nie zaś powrotem jednej i tej samej komety, to jednakże pewności zupełnej pod tym względem jeszcze nie było. Znanym był przykład komety, mianowicie komety Enckego, której okres obiegu za każdym razem był krótszy. Wprawdzie różnice wynosiły zaledwie kilka dni, w tym zaś razie okres 37-letni musiałby skrócić się do dwóch lat, jednakże z góry przeczyć możliwości tego nie było można ze względu na bezprzykładnie wydłużony kształt drogi tej komety. Wiadomo bowiem było, że kometa przechodzi tak blisko słońca, iż zanurza się nietylko w głąb korony słonecznej, ale nawet o niezbyt wysokie protuberancye słoneczne zawadzić by mogła. Taka kolizya wobec bardzo małej masy komety, być może, byłaby w stanie dotkliwie zmienić kształt drogi komety. Jednakże na komecie r. 1882 przekonano się najdowodniej, iż przejście jej przez punkt przysłoneczny bynajmniej żadnych dostrzegalnych zaburzeń za sobą nie pociągnęło. Poprzednie 2 komety były zauważone już po przejściu przez punkt przysłoneczny, kometa zaś r. 1882 została odkrytą jeszcze na tydzień przed przejściem przez ten punkt, a później była jeszcze 9 miesięcy obserwowaną po przejściu przez ten punkt. Bardzo dokładne pomiary wykazały, iż szybkości komety po dwu stronach punktu przysłonecznego przy jednakowych od tegoż odległościach nie różniły się wcale, że zatem szybkość komety w bliskości słońca nie uległa zmianie. Z drugiej zaś strony długa widzialność komety pozwoliła z większą dokładnością obliczyć okres jej obiegu, który wynosi, według rachunku Kreutza, 843 lata, a więc z możliwym okresem 2-letnim w żaden sposób pogodzić się nie da.
Z zupełną stanowczością można było zatem już twierdzić, iż 3 te komety były częściami jednej dawnej komety, uległej częściowemu rozkładowi. Podział jądra komety r. 1882 w czasie jej widzialności na oddzielne jądra, który zaznaczyliśmy już poprzednio, pokazuje nam, iż rozkładowi dalszemu podlegają i owe oddzielne części. Co do komety r. 1882 stwierdzono nawet, iż owo rozpraszanie się postąpiło nawet już dosyć daleko. Zauważono mianowicie 9 października w dosyć znacznej, bo 4° wynoszącej odległości od tej komety, niewielką mglistą masę w tym samym kierunku poruszającą się, co i kometa, w kilka dni zaś później, przy bardzo dogodnych warunkach widzialności, obserwowano na przestrzeni około 6 stopni na południowy zachód od komety 8 tego rodzaju wątłych utworów; później taki sam utwór odkryto i po drugiej stronie komety. Widocznie zatem szczątki rozpraszającej się komety rozsypane były na jej drodze już na bardzo znacznej przestrzeni.
Jakby dla ostatecznego stwierdzenia wyprowadzonych poprzednio wniosków, w r. 1887 znowu odkrytą została kometa, również jak tamte w bezpośredniej bliskości słońca i również poruszająca się w orbicie bardzo zbliżonej do tamtych.
Przykład podobnego systemu komet, jak komety z lat 1843, 1880, 1882 i 1887, mamy również w kometach r. 1807 i r. 1881, z których ostatnia odkrytą została przez Tebbutta w Australii. Elementy ich dróg są bardzo zbliżone, jednakże w żaden sposób okres obiegu nie może wynosić 74 lat, jakby należało przypuścić, gdyby chcieć uważać kometę Tebbutta za powrót komety r. 1807. Długa widzialność komety r. 1881 dała możność ze znacznym stopniem dokładności obliczyć okres jej obiegu. Wynosi on około 3000 lat.
Powyższe przykłady dostatecznie stwierdzają fakt rozpadania się komet. Mówią nam one wszakże tylko o faktach już dokonanych i nie dają nam obrazu ostatecznego rozkładu komet, który nie kończy się rozpadnięciem jednej komety na kilka oddzielnych komet. Jesteśmy jednakże w stanie przytoczyć fakt, jedyny, o jakim wiedzą nowsze dzieje astronomii (ze starożytnych przytacza Ephorus fakt podobny, który zaszedł r. 373 przed N. Ch.), zaobserwowane całkowite rozproszenie się komety na drobne, niewidzialne cząsteczki. Dotyczy to wspomnianej już kilkakrotnie poprzednio komety Bieli.
Kometa ta nigdy nie przedstawiała wybitnego zjawiska. Była to typowa kometa teleskopowa bez śladu ogona i jądra, przez której masę swobodnie przeświecały gwiazdki 16 i 17 wielkości, pomimo, iż droga ich promieni wewnątrz materyi komety wynosiła przynajmniej 10,000 mil. Pomimo tej niepozorności kometa ta zaraz po odkryciu jej w roku 1826 okazała się zjawiskiem nader ciekawem, a to z powodu swej peryodyczności. Była to dopiero trzecia z rzędu znana kometa peryodyczna, okres jej obiegu wynosił 6.6 lat.
Kometa Bieli okazała się wkrótce interesującą i z innych powodów. Dowiedziano się mianowicie, iż ziemia corocznie przecina drogę komety w jej węźle zstępującym i że musi nastąpić spotkanie z kometą, jeżeli oba ciała niebieskie znajdą się jednocześnie w punkcie przecięcia ich dróg. Skutkiem tego obawiano się na rok 1832 katastrofy, o czem mówiliśmy w drugim rozdziale. W r. 1839 kometa widzianą być nie mogła z powodu złych warunków widzialności, obserwować można ją było dopiero w czasie następnego powrotu w roku 1845—46.
W istocie 28 listopada r. 1845 została ona dostrzeżoną w zwykłej swej postaci. Wkrótce jednakże zauważono, iż wydłużyła się ona znacznie, a 29 grudnia stwierdzono, iż podzieliła się na dwie części. Wkrótce potem odległość tych części na niebie dosięgła 9’ łuku, co odpowiadało odległości rzeczywistej 34.100 mil. Odległość ta jednakże później znów się zmniejszyła.
Jednocześnie z tem rozdzieleniem zmienił się też charakter komety. W każdej części teraz wytworzyło się niewielkie jądro, którego cała kometa nigdy nie miała, oraz każda z nich otrzymała ogon, zwrócony prostopadle do linii połączenia środków tych części. Jasność i wygląd obu części ulegały ciągłym zmianom. W pierwszych tygodniach po podziale różnica w jasności tych części była zupełnie wyraźna, 12 lutego mniejszy odłamek zrównał się z większym, 14 zaś już go prześcignął, później znów się zmniejszył. Takie wahania jasności odbywały się aż do chwili zniknięcia komety w połowie kwietnia.
Zjawiska, które nastręczała kometa Bieli, dostarczyły jeszcze jednego dowodu ogromnej subtelności materyi komety i stwierdziły, że jądra komet w naturze swej nie różnią się bardzo od otaczającej je powłoki. Z jednej strony bowiem najtroskliwsza dyskusya danych obserwacyjnych nie wykazała najlżejszego działania wzajemnego mas obu części komety, pomimo tak małej odległości, która je dzieliła, z drugiej zaś strony na wytworzenie się jąder użyta została materya komety bardzo nikłej w całości i nie wykazującej poprzednio żadnej koncentracyi. Istnieje zatem prawdopodobieństwo, iż do tworzenia się jąder wprawdzie potrzebne są specyalne warunki, że wszakże komety z jądrami nie są dla nas niebezpieczniejszemi, aniżeli komety bez jąder.
Kiedy kometa Bieli pojawiła się znów w roku 1852, jasność obu części była prawie jednakowa i zmieniała się w niewielkich granicach, a odległość pomiędzy niemi dosięgała już 271.000 mil, to jest stała się 8 razy większą aniżeli za poprzedniej widzialności. Warunki obserwacyi tym razem były jednakże bardzo niekorzystne i kometa zaledwie 2 tygodnie mogła być obserwowaną. W drugiej połowie września zginęła ona oczom astronomów — i przytem na zawsze.
Według teoryi, miała się ona pojawić w latach 1859, 1865, 1872 i t. d. Droga komety Bieli została obliczoną tak dokładnie, że wiedziano bardzo dobrze, gdzie jej szukać trzeba; zresztą zbytecznem chyba jest dodawać, jak wielkie zainteresowanie astronomów budziły dalsze losy tej komety, że zatem poszukiwali jej oni z nadzwyczajną gorliwością. Pomimo to ani w r. 1859, ani w r. 1865 nie udało im się dostrzedz ani śladu komety Bieli. W latach wymienionych warunki obserwacyi były niezbyt korzystne, za to w r. 1872 były one bardzo korzystne, ten rok zatem miał ostatecznie rozstrzygnąć, czy kometa jeszcze istnieje, czy też zginęła. Ale i w tym roku kometa się nie pojawiła, ani w żadnym z następnych. Cóż mogło się z nią stać?
Niewątpliwie nie została ona wyrzuconą z poprzedniej swej drogi, bo do tego nie było powodów, proces jej rozkładu zatem widocznie postępował szybko naprzód i kometa rozpadła się na części zbyt małe, ażeby dostrzeżone być mogły. Że tak się stało w istocie, na to istnieje dowód niezbity.
Wiemy, że droga ziemi przecina drogę komety Bieli w jej węźle zstępującym. W r. 1872 kometa według rachunków musiała przejść przez ten węzeł w początku września, ziemia zaś mogła się w tym punkcie znaleźć dopiero po 12 tygodniach, t. j. w końcu listopada. Spotkanie zatem z pierwotną kometą było niemożliwe. Jeżeli jednakże, jak to było prawie pewnem, kometa ta uległa rozkładowi, i materya jej rozproszyła się na znacznej przestrzeni wzdłuż jej drogi, to istniało znaczne prawdopodobieństwo, iż ziemia, przecinając drogę komety, napotka na swej drodze rozproszone jej szczątki. W istocie, kiedy ziemia 27 listopada znalazła się w blizkości drogi komety, obserwowano zjawisko, które nietylko w zupełności stwierdziło przewidywania astronomów, ale równocześnie pokazało, czem są te szczątki komety, potwierdzając w zupełności te poglądy, które w postaci hypotez, zresztą bardzo uzasadnionych, już poprzednio niejednokrotnie były wygłaszane.
Zaraz po zachodzie słońca 27 listopada 1872 r. rozpoczęło się w zachodniej Europie widowisko bardzo wspaniałe. Tysiące meteorów w postaci iskierek świetlanych poczęły przecinać we wszystkich kierunkach pogrążone w ciemności sklepienie niebieskie. Gwiazdy spadające ukazywały się w takiej liczbie, iż w istocie sprawiały wrażenie jakiegoś deszczu ognistego, policzyć wszystkie było niepodobieństwem. Po kilka meteorów jednocześnie nieprzerwanie widzialnych było na niebie, i przeciętną ich liczbę podają na 5 na sekundę, co czyni 300 na minutę. Liczba gwiazd spadających w maximum wynosiła 75.000 na godzinę. Chmura, rozlewająca ten deszcz ognisty, zdawała się przenosić z zachodu na wschód, skutkiem czego widowisko po kolei widzialnem się stawało we wschodniej Europie i Afryce, w Azyi i wreszcie i w Ameryce. W Europie spektakl zakończył się około północy.
Wszystkie te meteory wychodzić się zdawały z jednego punktu nieba, położonego w bliskości gwiazdy γ Andromedy, a jak już poprzednio obliczono, był to ten sam punkt, w którymbyśmy wówczas widzieć musieli kometę Bieli, gdyby ta zbliżała się do swojego węzła, lub też w danym razie do ziemi, która właśnie znajdowała się w węźle drogi komety. Nie ulegało zatem najmniejszej wątpliwości, iż te meteory były szczątkami komety Bieli. Właściwa kometa, gdyby istniała, znajdowałaby się już po drugiej stronie węzła i oddalałaby się od ziemi. Gdyby odległość ta nie była zbyt wielką, kometa musiałaby być widzialną z ziemi w punkcie dyametralnie przeciwległym względem γ Andromedy, który znajduje się w gwiazdozbiorze Centaura w bliskości gwiazdy δ. Punkt ten widzialny jest tylko z miejscowości, położonych na południowej półkuli ziemi. W chwili, gdy w Europie spadały najobficiej meteory, przyszła jednemu z astronomów europejskich (Klinkerfuesowi) myśl przekonania się, czy w istocie ziemia nie znajduje się w jakimś większym odłamku komety Bieli i w tym celu zakomunikował telegraficznie astronomowi Pogsonowi w Madrasie (Indye wschodnie), ażeby szukał w bliskości gwiazdy δ Centaura. Niestety, w Madrasie panowała właśnie niepogoda i poszukiwania można było rozpocząć dopiero w 36 godzin po otrzymaniu wiadomości. Gdy Pogson zwrócił instrument na wskazany punkt nieba, w istocie znalazł tam małą kometę bez ogona, ale z wyraźnem jądrem. Drugą obserwacyę tej komety udało się zrobić jeszcze następnego dnia, później jednakże znów niebo pokryło się chmurami i obserwacye dalsze stały się niemożliwemi; gdy pogoda znowu wróciła, komety już nie było. Ponieważ dla obliczenia drogi komety potrzeba conajmniej trzech obserwacyi, więc droga tej komety obliczoną być nie mogła, i kwestya, czy kometa, widziana przez Pogsona, w istocie była fragmentem komety Bieli, przez który ziemia przeszła 27 listopada, nie została rozstrzygniętą. Jednakowoż, że meteory, wówczas obserwowane, były szczątkami komety, to nie ulega najmniejszej wątpliwości.
Zjawisko, które zaszło w r. 1872, nieprzewidzianem nie było. Kometa Bieli już wówczas, gdy jeszcze obserwowaną być mogła, była tylko do pewnego stopnia resztką, pozostałą z pierwotnej, znacznie wybitniejszej komety, która część swej materyi zdołała już rozproszyć. Wiedziano też, że obfite roje gwiazd spadających, zdających się wychodzić z gwiazdy γ Andromedy, obserwowane były między innemi w latach 1838, 1847, szczególnie zaś obfity w r. 1867. Kiedy zaś nauczono się obliczać drogi tych drobnych ciałek w przestrzeni, przekonano się, iż poruszają się one w tej samej drodze, co kometa Bieli. W r. 1872, dokładnie poznano związek, jaki istnieje pomiędzy kometą, a rojem, zwanym z powodu położenia punktu, z którego zdają się wychodzić, (punktu promieniowania), Andromedaidami.
Kiedy przy następnym powrocie r. 1879, kometa Bieli przechodziła przez węzeł, ziemia znajdowała się w znacznej odległości od tego węzła i rój Andromedaidów prawie wcale nie wystąpił. Powtórzyło się to zjawisko jednakże z wielką wspaniałością w r. 1885. Tym razem ziemia przeszła przez węzeł około 9 tygodni przed kometą; widzimy ztąd, że szczątki tej ostatniej są rozproszone po obu jej stronach i to na dosyć znacznej przestrzeni. Jeżeli przyjmiemy mianowicie, iż w r. 1872 ziemia przeszła przez końcową część chmury, utworzonej z cząstek komety, a w r. 1885 przez jej koniec, to wypadnie, iż początek tej chmury przechodzi o 21 tygodni wcześniej, aniżeli koniec. Ponieważ szybkość cząstek w tej części drogi można uważać za równą szybkości ziemi (29 kilometrów na sekundę), więc wypada, iż szczątki komety rozproszone są wzdłuż jej drogi na 50 milionów mil, tj. na 16-tej części całej drogi. Niewątpliwie jednakże rozproszone są jeszcze znacznie dalej, gdyż miejsca, przez które przechodziła ziemia, były już dosyć gęste, a u krańców tej chmury kometarnej cząsteczki materyi z pewnością są daleko mniej liczne.
Jakąż jednakże jest rzeczywista gęstość cząstek w tej chmurze kometarnej, którą nazwaliśmy dosyć znaczną? Znaleziono, iż szybkość względna ziemi i cząstek, w chwili spotkania się ich, wynosi 19 kilometrów na sekundę. Gdyby zatem cząsteczki te były uszeregowane jedna za drugą, to, ażeby jedna tylko na sekundę ukazywała się nam w postaci gwiazdy spadającej, odległość jednej od drugiej wynosiłaby 19 kilometrów. Na podstawie całego szeregu obserwacyi nad częstością ukazywania się gwiazd spadających wywnioskował Newton, jeden z najgorliwszych badaczy w tej dziedzinie astronomii, która nas właśnie zajmuje, iż jedna cząsteczka materyalna przypada na przestrzeń 16 mil sześciennych, t. j., iż odległość jednej cząstki od drugiej wynosi przeszło 3 mile.
Niewątpliwie gęstość cząsteczek tych w każdej komecie, zanim się ona rozproszyła, jest znacznie większą. Jeżeli przypuścimy, że jest ona 10 razy większą, to będzie to, być może, nieco za wiele, ale i w tym razie jeszcze odległość jednej cząsteczki od drugiej wynosiłaby blisko 2½ kilometra. Komety zatem musimy uważać za zbiorowiska cząsteczek materyalnych, odległych jedna od drugiej na całe kilometry, które to cząsteczki w warunkach sprzyjających ukazują się nam w postaci gwiazd spadających.
Przyczyna ukazywania się jest ta, iż ciała te, wdzierając się z ogromną szybkością do atmosfery ziemskiej, gdy ją na swej drodze napotkają, skutkiem silnego tarcia rozpalają się i rozsypują lub ulatniają. Całe to zjawisko od zabłyśnięcia do zagaśnięcia trwa zazwyczaj bardzo krótko, rzadko tylko dłużej nad sekundę, najczęściej zaś tylko ułamek sekundy, co dowodzi, iż masa cząsteczki, ulegającej rozkładowi, jest nadzwyczaj mała. Jak z rozmaitych doświadczeń wywnioskowano, masa najjaśniejszych gwiazd spadających rzadko tylko jest większą od grama, w ogólności zaś waży tylko ułamek grama i nie jest większą od ziarna prosa. I otóż to spotkania się z takiemi drobinami, oddzielonemi od siebie kilkokilometrową odległością i nie mogącemi nigdy dosięgnąć dna tego morza atmosferycznego, na którem człowiek snuje swe życie, obawiano się tak długo i dziś jeszcze wielu się obawia.
Przyznać trzeba, iż drobne te cząstki rozproszonych komet, które w postaci gwiazd spadających nadają przelotne życie pozornie niezmiennemu sklepieniu niebieskiemu, przy innych warunkach istnienia mogłyby się stać utrapieniem. Gdyby naprzykład ziemia nie posiadała powietrza i życie było bez niego możliwem, to drobne te ciałka, które opadają obecnie na ziemię bardzo powoli w postaci najsubtelniejszego, jaki tylko sobie wyobrazić możemy, pyłu, spadałyby bezpośrednio na powierzchnię ziemi z całym impetem ciał, pędzących niekiedy z szybkością 100 kilometrów na sekundę, i zrządzałyby straszne zniszczenie, miażdżąc i paląc (o ile oczywiście, pożar bez powietrza byłby możliwy). Na powierzchnię całej kuli ziemskiej przypada rocznie co najmniej, według obliczeń Newtona, 146.000,000,000 gwiazd spadających. Wszystko to mrowie podchwytuje w locie nasza atmosfera i obezwładnia je już zazwyczaj w wysokości kilkudziesięciu kilometrów nad powierzchnią ziemi. Do niższych warstw atmosfery nie przenosi się nawet najlżejszy ślad wstrząśnienia, spowodowanego tem impetycznem wdarciem się drobiny. Jeżeli nasz najbliższy towarzysz, księżyc, żywi na swej powierzchni istoty czujące, to znajdują się one w bardzo ciężkiej opresyi, gdyż pozbawione są zbawczej osłony powietrznej. A może przyroda pokryła je za to twardszymi od spiżu pancerzami?
Nie wszystkie meteory jednakowoż są tak drobnemi ciałkami, jak to poprzednio podaliśmy. Większość z nich rozmiarami nie przewyższa pozornej wielkości gwiazd lub planet, lecz zdarzają się i znacznie większe, dosięgające niekiedy wielkości księżyca w pełni. Są to niewątpliwie ciała o znaczniejszej masie, która nie jest w stanie rozproszyć się lub ulotnić w ciągu krótkiego czasu, w jakim ciało przebiega przez atmosferę i atmosfera nie jest w stanie zatamować ich ruchu. Większość tych meteorów, zwanych bolidami, natrafia ukośnie na atmosferę ziemską i, przeciąwszy ją, znowu powraca za jej granice. Jeżeli wszakże kierunek ich jest nie zbytnio ukośny, albo jeżeli mają kierunek, zwrócony wprost ku ziemi, to padają na jej powierzchnię w postaci aerolitów o znacznej niekiedy masie. Wprawdzie dosięgają one ziemi z szybkością znacznie zmniejszoną oporem atmosfery, jednakże jeszcze dostatecznie szybko, ażeby niekiedy zaryć się w ziemię na kilka stóp głęboko. Takie aerolity, na szczęście, spadają dosyć rzadko i szkoda, jaką wyrządzają ludziom, jest minimalną.
Czy należy aerolity uważać również za szczątki komet, kwestya ta jeszcze rozstrzygniętą nie jest. Wielu badaczy, opierając się na kształcie dróg tych ciał w przestrzeni, przypisuje im pochodzenie inne i uważa za bryłki, samopas unoszące się w przestrzeniach międzygwiazdowych, póki ich nie pochwyci w obręb swej władzy słońce. Nie ma w tem nic nieprawdopodobnego, gdyż, jeżeli w przestrzeni świata unosić się mogą skupienia drobnych ciałek, tworzących w następstwie komety, to i większe masy również tam znajdować się mogą. Jednakże nie da się zaprzeczyć, iż cząstki kometarne dosięgają także niekiedy takich rozmiarów, że mogą, wdarłszy się do atmosfery, zabłysnąć jako znacznej wielkości kule ogniste. Wystarcza na dowód tego fakt, iż w czasach obfitego spadania Andromedaidów w r. 1872, 85 i t. d., w znacznej również liczbie ukazywały się kule ogniste, z których wszakże, o ile się zdaje, żadna nie spadła na ziemię, przynajmniej o żadnym takim fakcie nie wiadomo.
Ponieważ pomiędzy powłokami zewnętrznemi komet, a ich jądrami nie ma żadnej różnicy zasadniczej, więc, być może, cała różnica leży w tem, że w jądrze skupiają się w znacznej liczbie, dosyć gęsto cząstki o masie znaczniejszej, wynoszącej kilogramy, a niekiedy nawet tysiące kilogramów (fakty spadnięcia aerolitów tej wagi na powierzchnię ziemi są znane). Oczywiście, kiedy kometa ulega rozkładowi, rozpraszają się wzdłuż jej drogi także owe szczątki jądra i mieszają się z drobniejszemi cząstkami komety. Ziemia, przechodząc przez rój tych drobnych mas, napotyka też od czasu do czasu taki większy kawał i spokojnie pędzi dalej. Jednakowoż coby się stało, gdyby na swej drodze ziemia napotkała jądro komety, w którem, przypuśćmy, tysiące takich brył większych się skupiło? Wtedy oczywiście, widok byłby bardzo wspaniały, jakieby zaś były skutki tej kolizyi, też nie trudno sobie uprzytomnić. Całe zjawisko trwałoby bardzo krótko, zaledwie kilka sekund, jakich ziemia potrzebowałaby, aby się przedrzeć przez niewielkie rozmiarami jądro komety. Ale w tych kilku sekundach setki lub tysiące kul ognistych przecięłyby z hukiem niebiosa, a wiele z nich z wielkim impetem spadłoby na ziemię, niszcząc wszystko, co by napotkały na swej drodze.
Katastrofa, jakaby ztąd wynikła, jednakowoż nie byłaby powszechną. Jeżeli przyjmiemy, iż jądro posiada promień 50 mil, t. j., iż należy do większych, to, jak łatwo obliczyć, ciała, z których się ono składa, spadłyby na powierzchnię, wynoszącą około 8,000 mil kwadratowych, t. j. nieco większą, niż połowa państwa austryackiego. Na tej przestrzeni szczególnie ucierpiałyby miasta, gdyż wiele budowli zostałoby zburzonych, czy to bezpośrednio skutkiem uderzenia meteorytów, czy też skutkiem wynikłych pożarów. Zresztą nie chcemy wchodzić w detalizowanie wszystkich możliwych skutków, gdyż byłoby to tylko próżne fantazyowanie. Dodamy jeszcze tylko, iż mieszkańcy okolic, sąsiadujących z terytoryum, nawiedzonem przez katastrofę, na znacznych obszarach byliby widzami wspaniałego zjawiska, które jednakże dla nich przeszłoby bez żadnych następstw. Mieszkańcy wreszcie półkuli przeciwległej nie wiedzieliby nawet nic o samem zjawisku, dopókiby nie doszła o niem wiadomość telegraficzna.
Czy taka kolizya wpłynęłaby na ruchy ziemi, zależałoby to od wielkości masy jądra komety; gdyby wszakże uległ jakiej nieznacznej zmianie czy to okres obrotu ziemi dokoła osi (t. j. dzień gwiazdowy), czy też okres obiegu jej dokoła słońca (t. j. rok gwiazdowy), to nie pociągnęłoby to za sobą innych skutków, oprócz pewnych koniecznych poprawek kalendarza.
Widzimy zatem, że nawet w tym krańcowym wypadku, gdyby ziemia spotkała się z jądrem komety, koniec świata by nie nastąpił, ani życie na ziemi nie uległoby zagładzie. Zresztą to, cośmy powiedzieli o skutkach takiego spotkania, zostało przytoczonem tylko w tym celu wszechstronnego omówienia przedmiotu, który nas zajmuje. Możliwości spotkania nie wykluczyliśmy, być może nawet wielka liczba meteorytów, spotykanych na niewielkiem terytoryum w Ameryce południowej, świadczy o takiem spotkaniu w zamierzchłej przeszłości; jednakże czytelnik sobie przypomni, jak minimalnem jest prawdopodobieństwo takiego spotkania. Prawdopodobieństwo, podane w rozdziale II., wyprowadziliśmy zresztą, przyjmując, iż wszystkie komety, jakie kiedykolwiek dostały się do naszego układu słonecznego, stale w nim pozostają w pierwotnej swojej postaci. Obecnie wiemy, iż komety z biegiem czasu się rozkładają i rozpraszają, i mamy wiele powodów do twierdzenia, iż z komet, których prawdopodobną liczbę podaliśmy poprzednio, zaledwie tylko cząstka drobna i to nowszych, albo też krążących w orbitach bardzo rozległych, do dziś kometami pozostaje.
Jednym z dowodów powyższego twierdzenia, którym się tu ograniczymy, są gwiazdy spadające. Nie ma jednej nocy w ciągu roku, w której nie ukazałoby się co najmniej kilkanaście lub kilkadziesiąt gwiazd spadających. Wielka rozmaitość punktów promieniowania, z których te drobne meteory zdają się wychodzić, świadczy o tem, iż drogi ich w przestrzeni są nader rozmaite, a każda z tych dróg powiada, iż w tej drodze kiedyś krążyła kometa. W kilku przypadkach w istocie udało się znaleźć kometę, opisującą taką samą drogę; dowodzi to, iż kometa ta jest pozostałością dawniejszej większej komety. W przeważnej zaś liczbie przypadków, których obecnie liczymy na tysiące, komet odpowiednich nie odkryto, co każe przypuszczać, iż rozproszyły się one już w zupełności. Jeżeli zauważymy, iż komety, których szczątki w postaci gwiazd spadających jesteśmy w stanie oglądać, musiały mieć drogi, w blizkości jednego z węzłów zbliżające się bardzo do orbity ziemskiej takich zaś komet w stosunku do wszystkich mogła być zaledwie garstka; jeżeli dalej jesteśmy zmuszeni przyjąć, iż podobnemu rozkładowi ulegają nietylko komety wyżej wspomniane, ale i wszystkie, krążące w jakichkolwiek drogach, to prawdopodobieństwo spotkania się z jądrem komety z których zapewne jedna na tysiące nie przestała jeszcze istnieć, jako taka, zmniejszy się jeszcze całe tysiące razy. Możemy zatem spokojnie spoglądać w przyszłość.
