mLVI - Urania - Postępy Astronomii

Gemini
URANIA
P O L S K IE G O
ROK LVI
M IE S IĘ C Z N IK
T O W A R Z Y S T W A M IŁ O Ś N IK Ó W
K W I E C I E Ń 1985
A S T R O N O M II
Nr 4
ZAKŁAD NARODOWY IMIENIA O S S O L IŃ S K IC H
W Y D A W N
L S K IE J A K A D E M II NAUK
hm m sm tnbj
URANIA
fli]iPQ!EP7l!l!i'
m LVI
POLSKIEGO TOWARZYSTW A
MIŁOŚNIKÓW ASTRONOMII
KWiEGIEŃ 1665
Kr 4
WYDANO Z POMOCĄ
FINANSOW Ą
PO LSK IEJ A K A DEM II NAUK. CZASO­
PISMO ZATW IERDZONE PRZEZ M I­
NISTERSTWO OŚWIATY DO UŻYTKU
SZK Ó Ł OGÓLNOKSZTAŁCĄCYCH, Z A ­
KŁA D ÓW KSZTAŁCENIA NAUCZYCIE­
LI I TECHNIKÓW (DZ. URZ. MIN.
OSW. NR 14 Z 1966 R. W-WA 5. 11. 66).
SPIS TREŚCI
Andrzej Niedzielski ■
— Gwiazdy
Wolfa-Rayeta (98).
Jan Mietelski — Obserwatorium
Astronomiczne Uniwersytetu J a ­
giellońskiego (II) (102).
Kronika: Cygnus X-3 (112) — Abell
41 (113) — Geminga — najbliższa
czarna dziura? (114) — Okres
obrotu Neptuna (115).
Poradnik Obserwatora: Wzajemne
zakrycia i zaćmienia księżyców
Jowisza w 1985 roku (116) —
Algorytmy •— Część IX : Równanie
Keplera i widzialność planet (117).
K ronika historyczna: Astronomiczne
datowanie śmierci Chrystusa (119).
Kronika PTMA: W y p r a w a d o ź r ó ­
d e ł n a s z e j c y w i l iz a c j i e u r o p e js k ie j
( 120).
Nowości Wydawnicze (122).
Kalendarzyk Astronomiczny (125).
P L ISSN-0042-07-94
Artykuł wstępny jest opisem
współczesnych poglądów na
budowę i ewolucję gwiazd
Wolfa-Rayeta od dawna in ­
trygujących swymi osobliwo­
ściami. Do jego przeczytania
zachęcamy także dlatego, że
wyjaśnienie mechanizmu po­
wstawania tych gwiazd jest
dziełem polskiego astronoma.
Publikujem y ponadto dokoń­
czenie rozpoczętego w poprze­
dnim numerze szkicu historyczno-informacyjnego o Ob­
serwatorium Astronomicznym
Uniwersytetu
Jagiellońskiego
w Krakowie, ilustrując go re­
produkowanymi na okładce
zdjęciami niektórych instru­
mentów tej najstarszej insty­
tucji astronomicznej w Polsce.
W
Poradniku
Obserwatora,
oprócz kolejnej części „Algo­
rytmów”, podajemy efemerydy
ciekawych zjawisk w układzie
księżyców Jowisza, które bę­
dzie można w tym roku ob­
serwować. A w Nowościach
Wydawniczych donosimy o ukazaniu się niedawno książek
o amatrskiej fotometrii fotoelektrycznej. Wprawdzie zda­
jemy sobie sprawę z trudno­
ści w ich zdobyciu ale. uw a­
żamy, że warto o nich poinfor­
mować choćby dla pokazania
nowej dziedziny aktywności
miłośników astronomii.
Pierwsza strona okładki: Mgławica planetarna Abell 41 sfotografowana przez
W. Herbsta za pomocą 4 m teleskopu w Cerro Tololo (Chile) — patrz Kronika.
Druga strona okładki; Radioteleskopy Obserwatorium Astronomicznego Uniwer­
sytetu Jagiellońskiego na Forcie Skała koło Krakowa; średnica górnego wynosi
7 m, a dolnego 15 m.
Trzecia strona okładki: Astrograf z kam eram i Tessar w Obserwatorium Astro­
nomicznym Uniwersytetu Jagiellońskiego.
Czwarta strona okładki: Teleskop Maksutowa o średnicy zwierciadła
w Obserwatorium Astronomicznym Uniwersytetu Jagiellońskiego.
35 cm
Foto J. Kreiner
URANIA
98
ANDRZEJ
NIEDZIELSKI
—
4/1985
Gdańsk
GWIAZDY WOLFA-RAYETA
1. Gwiazdy W olfa-Rayeta — gwiazdy osobliwe
Gwiazdy odkryte w 1867 roku przez dwóch astronomów fran­
cuskich: C. J. E. W o l f a i G. R a y e t a należą do grupy
gwizad osobliwych chemicznie. Już ich odkrywcy byli zdziwie­
ni nienorm alnym wyglądem ich widm. Aby lepiej zrozumieć
na czym polega osobowość gwiazd Wolfa Rayeta (w skrócie
nazywanych gwiazdami WR) prżypomnijm y jak wyglądają
gwiazdy nieosobliwe.
Za norm alne uważamy gwiazdy, których skład chemiczny
wyznaczony z obserwacji spektroskopowych jest zbliżony do
pewnego średniego rozkładu nazywanego uniwersalnym. Ten
uniwersalny rozkład obfitości pierwiestków chemicznych w za­
leżności od liczby atomowej został wyznaczony na podstawie
badań dostępnej obserwacjom części Wszechświata: od Ziemi
i meteorów poprzez Słońce i pobliskie gwiazdy aż do Galaktyki.
Obserwując spektroskopowo gwiazdy normalne dostajemy w id­
ma, na które składa się ciąg ciemnych kresek na tle świecącego
widma ciągłego. Te ciemne kreski to linie absorpcyjne, które
powstają w w yniku pochłaniania (absorpcji) przez m aterię
znajdującą się w zewnętrznych częściach gwiazdy, fotonów
0 pewnych energiach (czyli światła o odpowiadających tym
energiom długościach fali) ze strum ienia energii powstającego
we w nętrzu gwiazdy. Linie absorpcyjne tworzą charakterys­
tyczne serie, które pozwalają zidentyfikować pierw iastki che­
miczne, obserwacje pojedynczych linii pozwalają określić ilość
danego pierw iastka w zewnętrzynch częściach gwiazdy. Więk­
szość gwiazd posiada takie właśnie widma i na takim kształcie
widma oparta została spektralna klasyfikacja gwiazd. W tym
miejscu trzeba w yraźnie zanaczyć, że zawsze obserwujemy
skład chemiczny jedynie zewnętrznych części gwiazd; nie mamy
niestety sposobu, by zajrzeć do w nętrz gwiazd, ale taką nieco­
dzienną możliwość dają nam obserwacje gwiazd Wolfa-Rayeta.
Jak w takim razie wyglądają widma gwiazd WR? Różnią
się one od opisanego obrazu i to bardzo. Widma gwiazd WR
poza częścią ciągłą i liniami absorpcyjnym i zawierają bardzo
silne linie em isyjne takich pierwiastków jak hel, azot, węgiel,
1 tlen. (Linie emisyjne pierwiastków powstają w w yniku w ypromieniowania, emisji, światła przez te pierwiastki). Głębsza
4/198.5
URANIA
99
analiza widm tych gwiazd pokazała, że posiadają one na swych
powierzchniach dużo większe niż norm alne ilości helu, węgla,
tlenu i azotu oraz znaczny niedobór wodoru. Nie zawsze jest
tych pierwiastków tyle samo; gwiazdy WR udało się podzielić
na podgrupy: do pierwszej, nazywanej WN, zaliczamy gwiazdy,
w których widmach dominują linie helu i azotu, drugą — WC
tworzą gwiazdy z nadm iarem węgla, tlenu i helu, Podział ten, .
wyprowadzony z obserwacji, ma bardzo głębokie, jak się później
okazało, przyczyny. Amerykański astrofizyk George G a m o w
zauważył, że pierw iastki, których tak wielki nadm iar w ystępuje
na powierzchniach gwiazd WN to te same pierwiastki, które
biorą udział w reakcjach jądrowego spalania wodoru, reakcjach
które zaopatrują w energię około 90% gwiazd, w tym i nasze
Słońce. Również gwiazdy WC m ają podobną własność, z tym,
że na ich powierzchniach w ystępuje zadziwiająco dużo pier­
wiastków charakterystycznych dla reakcji jądrowego spalania
helu.
Reakcje jądrowe, które są źródłem energii gwiazd, mogą za- /
chodzić jedynie w odpowiednich w arunkach fizycznych. W gwiaz­
dach w arunki takie, czyli bardzo wysoka tem peratura i ogromne
ciśnienie, w ystępują w ich jądrach. Na ogół obszar, w którym
gwiazda w ytw arza energię, jest kulą o promieniu nie przekra­
czającym 20% promienia gwiazdy. Energia na zewnątrz jest
wyprowadzona przez procesy prom ieniste i ruchy m aterii wew ­
nątrz gwiazdy. Nigdy jednak reakcje jądrowe nie zachodzą
w całej gwieździe; pierwiastki, które pow stają w tych reakcjach
w normalnych gwiazdach na zawsze pozostają ukryte w ich
w nętrzach. Z obserwacji gwiazd WR (których obecnie w n a ­
szej Galaktyce znamy 160) wnika, że na ich powierzchniach
znajdują się pierw iastki chemiczne, które norm alne gwiazdy
kryją w swych wnętrzach. Mamy rzadką możliwość porówna­
nia przewidywań teorii wew nętrznej budowy gwiazd z obser­
wacjami — obesrwujemy bezpośrednio jądra gwiazd, obszary
w których zachodzą reakcje jądrowe.
2 . Gwiazdy, które parują
Intensyw ne badania znanych gwiazd WR pozwoliły astrono­
mom na zebranie dodatkowych danych. Udało się znaleźć
gwiazdy WR wchodzące w skład układów podwójnych. Jak
wiadomo z obserwacji zachowania się takich układów można,
za pomocą III praw a Keplera, wyznaczyć masy krążących
wokół siebie gwiazd. Okazało się, że masy znanych gwiazd WR
100
URANIA
4/1985
zaw ierają się w przedziale 5—50 Ms , średnio zaś wynoszą około
20 Mq . Są to zatem gwiazdy stosunkowo masywne. Ich jasności
absalutne czyli całkowite ilości ęnergii wypromieniowanej są
105 razy większe niż jasność absolutna Słońca — są to gwiazdy
bardzo jasne. Dzięki obserwacjom w ultrafioletowym zakresie
widma prowadzonym z satelity IUE udało się wyznaczyć do­
kładny skład chemiczny powierzchni gwiazd WR. Ultrafioleto­
we obserwacje tych gwiazd pozwoliły też dokładniej zbadać
linie w ich widmach. Badania te potwierdziły, że linie widmo­
we gwiazd WR mają szczególny profil nazyw any P-Cygni. Jest
to fakt bardzo istotny, gdyż istnienie profilu P-Ćygni w widmie
świadczy o tym, że gwiazda posiada ekspandującą otoczkę.
Otoczka taka tworzona jest przez m aterię wyrzucaną z po­
wierzchni gwiazdy w w yniku procesów, których dotąd dobrze
nie znamy, a które powodują, że siła graw itacji z jaką gwiazda
przyciąga m aterię w swych zewnętrznych obszarach jest m niej­
sza od ciśnienia promieniowania emitowanego przez gwiazdę.
Tak więc z powierzchni gwiazd WR odryw ają się wciąż cząstecz­
ki, które następnie są przyspieszane i ulatują w przestrzeń —
gwiazda paruje. Ekspandujące otoczki gwiazd WR tworzą w iatr
gwiezdny, podobny do słonecznego (odpowiedzialnego za pow­
stanie zórz polarnych) lecz 1010 razy silniejszy. W iatr gwiazd
WR jest tak silny, że gwiazda będąca jego źródłem traci rocz­
nie około 10~5 Mo. (Trzeba tu wyjaśnić, że wszystkie gwiazdy
są źródłami wiatru, jednak gwiazdy WR posiadają w iatr nieporównalnie większy od innych; gwiazdy o tej samej jasności
absolutnej co gwiazdy WR tracą 100 razy mniej m aterii poprzez
w iatr gwiezdny.) Analiza profilu P-Cygni pozwala określić nie
tylko ilość wyrzucanej z gwiazdy materii, ale i jej prędkość.
Przeciętna gwiazda WR przyśpiesza m aterię tworzącą jej otocz­
kę do prędkości 2100 km/s. Jest to prędkość ogromna, prze­
wyższa ją tylko prędkość ekspansji m aterii po wybuchu super­
nowej (około 10 000 km/s). Ogromna masa poruszająca się
z wielką prędkością posiada olbrzymią energię — gwiazda WR
potrafi wysyłać w przestrzeń energię mechaniczną dochodzącą
do 20% jej całkowitej mocy promieniowania! Gwiazdy WR
kształtują zatem dynamikę ośrodka międzygwiezdnego.
3. Jak powstają gwiazdy WR?
Jako pierwszy, na długo przed obserwacjami ultrafioletowymi
w yjaśnił proces powstawania gwiazd WR polski astronom Boh­
dan P a c z y ń s k i . W ykazał on, że gwiazda WR może pow-
4/1985
URANIA
101
R ys. 1. S ch em a ty cz n y d iagram H ertzsp ru n ga-R u ssela z zazn aczon ym obszarem
w y stęp o w a n ia gw iazd W olfa-R ayeta.
stać jako jeden ze składników ciasnego układu podwójnego,
w którym zachodzi wymiana masy pomiędzy gwiazdami. Układ
tworzą dwie gwiazdy o różnych masach i skoro gwiazdy o więk­
szych masach ewoluują szybciej, bardziej masywna prędzej
osiąga stadium olbrzyma, rozdyma się i tworząca jej zewnętrzne
w arstw y m ateria zaczyna opadać na drugą, mniej zaawanso­
waną ewolucyjnie gwiazdę. Mniej masywna gwiazda zyskuje
po pewnym czasie tyle masy, że staje się cięższym składnikiem
układu, natomiast początkowo bardziej masywna gwiazda m a­
leje odsłaniając swe wnętrze. Tak powstaje układ, w skład
którego wchodzi gwiazda WR. Dokładne obliczenia modelowe
podjęte dla zbadania takiego ciekawego układu podwójnego
przez B. Paczyńskiego pokazały, że omawiany ciasny układ
podwójny może w w yniku ewolucji z wymianą masy stać się
102
U R A N IA
4/1985
układem, w którym jedna z gwiazd jest gwiazdą WR, druga zaś
może na przykład wybuchnąć jako supernowa i stać się gwiazdą
neutronową. Porównanie tego modelu z wynikami obserwacji
wypadło pomyślnie, pozwala on dobrze wyjaśnić zachowanie
się i własności gwiązd WR obserwowanych w układach pod­
wójnych. Jednak jedynie około 50% gwiazd WR, które obser­
wujemy, należy do takich układów. Oznacza to, że muszą istnieć
także inne mechanizmy prowadzące do powstania gwiazd WR.
Gdy okazało się, że w iatr gwiezdny jest zjawiskiem zupełnie
norm alnym wśród gwiazd WR zaproponowano inny proces ich
powstania. Jest on silnie związany z w yrzutem masy, jaki ma
miejsce w fazie spalania węgla przez gwiazdy. Wydaje się
całkiem prawdopodobne, że gwiazdy o masach początkowych
przekraczających 100 Mo tracą dostatecznie dużo m aterii z ob­
szarów zewnętrznych, by stać się gwiazdami WR. W przypadku gwiazd mniej masywnych proces ten musiałby być dodatkowo
w spierany przez utratę masy w fazie olbrzyma. Wiadomo też,
że gwiazdy o masie początkowej mniejszej niż około 30 Mo nie
są w stanie odsłonić swego w nętrza na drodze u traty masy
i nigdy same nie staną się gwiazdami WR.
Być może za powstawanie gwiazd WR mogą być także od­
powiedzialne procesy mieszania m aterii we wnętrzach gwiazd.
Silne ruchy konwekcyjne byłyby może w stanie wynieść na
powierzchnię produkty reakcji jądrowej. Ten proces jest jednak
jeszcze bardzo słabo znany.
J A N M1ETELSK1 — K raków
OBSERWATORIUM ASTRONOMICZNE UNIWERSYTETU
JAGIELLOŃSKIEGO (II)
W roku 1919 rozpoczyna się 35-letni okres kierowania Ob­
serw atorium Krakowskim i K atedrą Astronomii U J przez prof.
Tadeusza B a n a c h i e w i c z a (1882— 1954), który studia astro­
nomii ukończył na Uniwersytecie Warszawskim, gdzie uzyskał
też stopień kandydata nauk (1904). Przebyw ał następnie u K.
S c h w a r z s c h i l d a w Getyndze, a następnie w Pułkowie.
W latach 1908—1909 był młodszym asystentem w Obserwatorium
Warszawskim. W 1910 r. złożył egzamin m agisterski (habilitacyjny) z astronomii na Uniwersytecie Moskiewskim, a następnie
do 1915 r. był asystentem w Obserwatorium im. Engelhardta
w Kazaniu. W latach 1915—1918 pełnił w Dorpacie (dziś Tartu)
początkowo funkcję asystenta, a po uzyskaniu w 1917 r. stopnia
4/1985
URANIA
103
magistra astronomii — docenta i profesora nadzwyczajnego.
Po powrocie do Polski w 1918 r. był krótko docentem geodezji
na Politechnice Warszawskiej, skąd przybył do Krakowa na
zaproszenie Władz UJ.
Twórczemu umysłowi tego uczonego i jego w ytrw ałej wie­
lostronnej działalności wiele zawdzięczają polskie instytucje
i organizacje naukowe. Z miejsca postarał się o większe n a­
rzędzia obserwacyjne i w ciągu kilku lat podniósł Obserwa­
torium Krakowskie do rangi międzynarodowego ośrodka badań
gwiazd zaćmieniowych, wydającego w łasne efemerydy. Banachiewicz w 1925 r. założył i do śmierci wydawał w Krakowie
Acta Aslronomica; był jednym z założycieli i wieloletnim p re­
zesem Polskiego Towarzystwa Astronomicznego. W piewszych
latach niepodległości wystąpił z inicjatyw ą utworzenia Narodo­
wego Instytutu Astronomicznego im. Mikołaja Kopernika.
W okresie międzywojennym udało mu się uruchomić jednak
tylko Zakład A paratów Naukowych tego Instytutu, przejęty
zresztą w latach powojennych przez U niw ersytet Jagielloński.
Działalność naukowa Tadeusza Banachiewicza to około 240
prac naukowych; charakteryzuje ją zresztą . również 15 000
listów o tem atyce naukowej. Są to prace z zakresu astronomii,
m atem atyki, mechaniki, geodezji i geofizyki. Większość z nich,
to rozprawy oryginalne, ale sporą część stanowią także prace
krytyczne. W licznych pozycjach poddaje rewizji podstawowe
nieraz kanony i twierdzenia mechaniki nieba i wyznaczania
orbit. Cennym owocem tej działalności jest metoda Banachiewicza-Olbersa wyznaczania orbit parabolicznych. W 1925 r.
Banachiewicz stworzył, a następnie rozwijał konsekwentnie,
odmianę rachunku macierzowego zwaną rachunkiem krakow ia­
nowym. Działania krakowianowe znacznie ułatw iły arytm ometryczne rachunki astronomiczne i rozważania teoretyczne.
Dzięki krakowianom odkrył Banachiewicz ogólne wzory poligonometrii sferycznej, uprościł znakomicie algorytm metody
najmniejszych kwadratów i praktykę rozwiązywania układów
równań liniowych; rozstrzygnął również szereg szczegółowych
zagadnień astronomii i geodezji. Rachunek krakowianowy zna­
lazł liczne zastosowania w astronomii sferycznej, w mechanice
nieba i w wyznaczaniu orbit, w geodezji, a naw et w statyce
konstrukcji budowlanych. Obok tych osiągnięć teoretycznych
w podstawowych dziedzinach astronomii klasycznej i geodezji
Banachiewicz ma w swoim dorobku ciekawe pomysły i reali­
zacje metod obserwacyjnych. Jego talent obserwatora błysnął
już w okresie kazańskim (1910— 1915), gdzie wykonał swój
104
URANIA
4/1985
słynny szereg doskonałych obserwacji Księżyca za pomocą
bardzo skomplikowanego w obsłudze heliometru. W okresie
krakowskim zastosował w 1927 r. chronokinematograf do obser­
wacji przebiegu zaćmień Słońca, a w następnym roku zapropo­
nował nawiązanie kontynentalnych sieci geodezyjnych poprzez
oceany przy w ykorzystaniu pozycyjnych obserwacji Księżyca.
W w arunkach skromnego krakowskiego instrum entarium ob­
serwacyjnego powodował rozwój dostępnych technik i metod
obserwacyjnych (gwiazdy zmienne, zakrycia gwiazd przez Księ­
życ, astrom etria fotograficzna). Był pionierem radioastronomii
w Polsce. Dzięki jego staraniom uruchomiono w Krakowie
w 1854 r. pierwszy polski radioteleskop o średnicy 5 m. Intere­
sował się żywo postępami techniki rakietow ej i związanymi
z nią perspektywam i badawczymi.
Należy wspomnieć, że zaraz po odkryciu Plutona (i wyzna­
czeniu jego pierwszej orbity właśnie w Krakowie) Obseratorium Astronomiczne U J było ośrodkiem naukowo atrakcyj­
nym dla zagranicznych badaczy, którzy przybywali, aby tu,
u Banachiewicza, pogłębiać swoją wiedzę w zakresie mechaniki
nieba, wyznaczania orbit i innych, wysoko tu stojących, dys­
cyplin astronomicznych. Banachiewicz miał doktoraty honorowe
Uniwersytetów: Warszawskiego, Poznańskiego i Sofijskiego.
był stałym reprezentantem Polski i wiceprezesem (1924—25)
Bałtyckiej Komisji Geodezyjnej, wiceprezsem IAU (Między­
narodowej Unii Astronomicznej) w latach 1932—38 oraz p re­
zesem jej Komisji n r 17 (Ruchy i Figura Księżyca) w latach
1938-—1954. Posiadał godności członkowskie Polskiej Akademii
Umiejętności, Polskiej Akademii Nauk, Akademii Padewskiej,
Royal Astronomical Society i wielu elitarnych towarzystw
naukowych. Astrofizyka, a raczej dokładność jej wyników, nie
cieszyła się większym uznaniem Banachiewicza, niemniej jego
właśnie adiunktem w Krakowie był przyszły w ybitny astro­
fizyk, profesor Stefan P i o t r o w s k i . Praw ą ręką Banachie­
wicza we wszystkich poczynaniach organizacyjno-naukowych
i adm inistracyjnych, a także głównym realizatorem prac
w dziedzinie badania gwiazd zaćmieniowych, był drugi adiunkt,
nieco od Piotrowskiego starszy, późniejszy docent, Kazimierz
K o r d y l e w s k i (1903— 1981), odkrywca m aterii pyłowej na
orbicie księżycowej, współtwórca chronokinematografu i autor
metody redukcji obserwacji wykonywanych tym przyrządem.
Wśród kadry młodszych pracowników w yróżniały się: dr- Ro­
zalia S z a f r a n i e c jako w ytraw na obserwatorka gwiazd
zmiennych i dr Lidia S t a n k i e w i c z - P i e g z o w a jako
4/1985
URANIA
nadzwyczaj spraw ny i utalentow any rachm istrz. Z w arsztatem
naukowym Banachiewicza zetknęło się osobiście na dłużej lub
kióccj wielu astronomów i geodetów polskich. N iestety
nie dałoby si^ w iHi wszystkich wymienić.
Banachiewicz stale dążył Uu zapewnienia lepszych w arunków
obserwacyjnych; dlatego już w latach dwudziestych uruchomił
na Lubomirze w paśmie Łysiny zamiejską stację obserwa­
cyjną Obserwatorium. Tam została odkryta w 1925 r. przez
Lucjana O r k i s z a pierwsza polska kometa. Stacja ta została
spalona przez hitlerowców w czasie działań przeciw partyzan­
tom. Pad koniec życia, w m aju 1953, uzyskał Banachiewicz od
władz wojskowch Fort Skała na zachodnich obrzeżach Krakowa
wraz z otaczającym terenem i już w roku następnym urucho­
miono wspomniany radioteleskop i postanowiono umieścić tam
pawilon większych instrum entów obserwacyjnych.
Po śmierci Banachiewicza objął K atedrę Astronomii i Ob­
serw atorium doc. K arol K o z i e ł , mianowany niebawem pro­
fesorem (1955), rówieśnik Piotrowskiego, kotynuujący prace
Banachiewicza w zakresie badania ruchu obrotowego i figury
Księżyca, m ający ponadto na swoim koncie także poważne
osiągnięcia w zakresie wyznaczania orbit i astronomii sferycz­
nej. Tem atyką wyznaczania stałych libracji fizycznej Księżyca
pod kierunkiem K. Kozieła zajęli się także: Helena Wilma
J a ś k o w a , Józef M a s ł o w s k i i autor tego artykułu. Prace
te doprowadziły w latach sześćdziesiątych do ciekawych wnios­
ków na tem at m.in. rozkładu mas w ew nątrz Księżyca. Wyniki
krakowskich' prac w tej dziedzinie potwierdzają m.in. zupełnie
współczesne, fantastycznie dokładne obserwacje laserowe Księ­
życa. Od roku 1958 utworzono w Uniwersytecie Jagiellońskim
w miejsce K atedry Astronomii dwie K atedry z zakładami: Ka­
tedrę Astronomii Obserwacyjnej, której zakładem było Obser­
w atorium Astronomiczne oraz K atedrę Astronomii Teoretycz­
nej i Geofizyki Astronomicznej z zakładem o takiej samej
nazwie. Kierownikiem pierwszej został m ianowany przybyły do
Krakowa z Wrocławia profesor Eugeniusz R y b k a, zajm u­
jący się w tym okresie głównie zagadnieniami fotom etrii funda­
m entalnej i historią astronomii. Kierownikiem drugiej katedry
został prof. K. Kozieł; pracownicy dawnej K aterdy Astonomii
i Obserwatorium zostali podzieleni między obie nowe katedry
i ich zakłady Zgodnie z tem atyką, metodyką, bądź zakresem
swych prac. W katedrze prof. Rybki znalazły się wszystkie
obserwacyjne prace astronomiczne z badaniem gwiazd zaćmienio­
wych i opracowaniem rocznika ich efem eryd na czele. K atedra
106
URANIA
4/1935
prof. Kozieła oprócz w spom nianych prac teo retyczno-rachunk o w y c li nad r u c h e m obrotow ym K siężyca objęła w szystkie
kontynuow ane p rogram y geofizyczne (już bez sejsm ologu),
w ty m także m eteorologię oraz rozw ijaj ą c ą się coraz żywiej
w K r a k o w ie r a d io a s tr o n o m ię , K tó re j program zogniskow ano na
codziennych obserw acjach poziom u radioprom ieniow ania Słoń­
ca. Służba ta trw a zresztą nieprzerw anie do dziś. W okresie
tym , obok ogólnie korzystnych w arunków działalności nau k o ­
w ej, jysow ały się też pew ne szkodliwe ten d en cje izolocjonistyczne, w yw ołane co praw da urazam i n a tu ry osobistej, lecz
u tru d n iające w spółpracę m iędzy katedram i. Młodsi pracow nicy
sta ra li się nie ulegać tego rodzaju w pływ om , ale i ta k z p ew ­
n y m zażenow aniem w spom inają seperatystyczne zebrania n a u ­
kowe jednej z katedr, dające możliwość unikania „niew ygod­
nych d y sk u sji”. Na te n okres przypadła też realizacja astro n o ­
m icznych inw estycji w ram pch Jubileuszu 600-lecia U niw ersy­
tetu Jagiellońskiego. W m a]u 1964 r. zostało oddane do użytku
O bserw atorium A stronom iczne im. M ikołaja K opernika na
Forcie Skała. S ta ry poaustriacki fo rt został ad aptow any n a
pom ieszczenia pracow ni, w arsztatów i m agazynów . Zbudow ano
5 kopuł; w dwóch znalazły się nowe zeissowskie narzędzia
obserw acyjne: 35 cm teleskop M aksutow a i dw a lata później
50 cm teleskop Cassegraina. Do pozostałych kopuł stopniow o
przenoszono sta re lun ety . Je d n a z nich pozostała do dziś pusta
i m iała być udostępniona dla 60 cm teleskopu zeissowskiego
zakupionego przez W yższą Szkołę Pedagogiczną w K rakow ie,
dla zespołu badawczego kierow anego przez doc. J. K r e i n e r a .
(Ostatecznie jed n ak zdecydow ano się na budow ę paw ilonu dla
nowego teleskopu w G o rc a c h ). Zbudow ano na teren ie F o rtu
Skała rów nież now y paw ilon z m ieszkaniam i służbow ym i,
pracow niam i i pom ieszczeniam i dydaktycznym i. Inw estycje te
były nadzorow ane przez K a te d rę prof. Rybki, k tó ry był senio­
rem budowy. O piekunem budow y nowego O bserw atorium był
d r W iesław W i ś n i e w s k i (dziś w Tucson, Arizona). In w e­
stycją drugiej K a te d ry był 15-m etrow y radioteleskop, przy
którego budow ie zasłużył się ze stro n y pracow ników zakładu
przede w szystkim d r Józef M asłowski, k tó ry rów nież rozw ijał
bazę aparatu ro w ą i program badaw czy krakow skiej rad io ­
astronom ii ze ś.p. doc. Olegiem C z y ż o w s k i m i m łodszym i
kolegam i.
Po przejściu prof. E. R ybki na em e ry tu rę w 1968 r. K a ­
te d rę A stronom ii O bserw acyjnej objął p rzybyły z O bserw a­
to rium W arszaw skiego doc. K onrad R u d n i c k i . N iebaw em
4/1985
URANIA
107
f
Paw ilon ,.R otunda” n a Forcie Skała.
t
&
dyrektorem Obserwatorium (już jako Instytutu) został prof.
Kozieł. Z inicjatyw y dcc. Rudnickiego podjęto starania q spro­
wadzenie do Krakowa m atem atyka, doc. Andrzeja Z i ę b y ,
pracującego w WSP w Opolu i w Uniwersytecie Wrocławskim;
starania te zostały uwieńczone wkrótce powodzeniem. W tym
także okresie zaznaczyło się wyraźnie ożywienie atmosfery
naukowej w Obserwatorium Krakowskim; wpłynęło na to
.przede wszystkim poszerzenie tem atyki prac i zmiana stylu ich
referowania. Utworzono KonwersPłoi'lum Pozagalaktyczne, po­
jawiła się lawina n ieu p r^ ^ ^n y ch dotychczas w Krakowie te­
matów i ciekawi, i“a zie z innych poważnych ośrodków jako
uczestnicy s n '^ 011^’ wśród nich wielu młodych. Kraków zaczął
po ja k '’—’ czasie organizować letnie szkoły kosmologiczne.
w 1974 r. dyrektorem Obserwatorium został mianowany
prof. A. Zięba; rok później prof. Kozieł przeszedł na swój
wniosek na em eryturę, a Zakład Astronomii Teoretycznej i Geo­
fizyki Astronomicznej przeszedł pod kierownictwo prof. Zięby,
-;i'óry miał pewne, mocno zresztą dyskusyjne, koncepcje zmian
organizacyjnych, programowych i personalnych w Obserwaoiium. Starania poajęte przez niego (również jako prorektora
UJ) w tych kierunkach doprowadziły rzeczywiście do pewnych
zmian personalnych, krzywdzących w kilku wypadkach osoby
zainteresowane i, według obiektywnych ocen, szkodliwych dla
kontynuacji niektórych, utrw alonych już tradycyjnie, kierun-
108
URANIA
4/1985
ków działalności naukowej Obserwatorium. Inne zmiany pole­
gały na wybudowaniu drugiego pawilonu na Forcie Skała.
Tam przeniesiono bibliotekę Obserwatorium z Collegium Śnia­
deckiego; pozostałe pomieszczenia przeznaczono na pracownie
i dydaktykę. Przeniesiono do nowej siedziby na Forcie Skala
również adm inistrację Obserwatorium. W starym budynku przy
ul. Kopernika została tylko duża sala na II piętrze z zabytko­
wymi narzędziami i starodrukam i. Resztę pomieszczeń zajął
świeżo powstały In sty tu t Inform atyki U J (którego dyrektorem
mianowano prof. A. Ziębę). Zakład Klimatologii Instytutu
Geografii UJ (który przejął również dawną Stację Meteorolo­
giczną Obserwatorium) i Ogród Botaniczny. Starania dr. Ma­
cieja W i n i a r s k i e g o doprowadziły do uruchomienia Stacji
Obserwacyjnej Obserwatorium w Bieszczadach, gdzie są znacz­
nie lepsze w arunki obserwacyjne niż w Krakowie.
W tym czasie Obserwatorium poniosło ciężkie straty
w postaci tragicznych zgonów trzech młodych i cennych p ra ­
cowników (mgr Roman G u ł a , dr Zbigniew K l i m e k i la­
borant, Jan W ą t o r s k i).
Zaskoczeniem dla współpracowników, zwoleników i pod­
opiecznych prof. A. Zięby, a także dla Władz UJ stał się jego
nagły wyjazd za granicę w 1979 r. noszący cechy ucieczki.
Kolejnym dyrektorem Obserwatorium Astronomicznego UJ
i kierownikiem Zakładu Astronomii Teoretycznej i Geofizyki
Astronomicznej został doc. dr hab. Józef Masłowski, w ybitny
radioastronom, mający również liczące się osiągnięcia w bada­
niach libracji fizycznej Księżyca. '
Dzisiejsze prace badawczy Obserwatorium, polegające na
dokonywaniu i opracowywaniu obsei «vqcji przeprowadzanych
w widzialnej części widma, stanowią zasaą^iczo kontynuację
tradycyjnej działalności placówki w dziedzinie
zmien­
nych zaćmieniowych i astrom etrii fotograficznej oraz nOw.»s j __
związanej z astonomią pozagalaktyczną. Należy tu wymienić
przede wszystkim system atyczne wydawanie Rocznika A stro­
nomicznego Obserwatorium Krakowskiego, będącego podstawo­
wą efemerydą minimów gwiazd zaćmionych. Redaktorem Rocz­
nika jest prof, dr hab. Konrad Rudnicki; sekretarzem Redakcji
dr P iotr F i 1 i n; opiekę nad stale aktualizowaną kartoteką
gwiazd zmiennych roztacza m gr E. D a n i e l e w i c z
—
natom iast autoram i są dr M aria K r u p i ń s k a - W i n i a r s k a i m gr Iwona L e 1 ą t k o. Z wymienionymi pracownikami
Obserwatorium współpracują nad Rocznikiem jego autorzy:
doc. dr hab. Jerzy M. K reiner (WSP K raków i U. SI. Katowice),
I
4/1985
URANIA
109
dr Rozalia Sżafraniec (em. pracownik Obs. Astr. U J) oraz dr
Jerzy K o r d y l e w s k i (AGH — Kraków), a także prof.
W. P. C e s e w i c z (ZSRR, zmarł w 1982 r.).
W celu aktualizacji Rocznika oraz dla uzyskiw ania O — C
(różnice obserwowanych i obliczonych momentów minimów)
prowadzi się vr Obserwatorium Astronomicznym U J system a­
tyczne obserw acje fotoelektryczne minimów gwiazd zmiennych
zaćmieniowych. W obserw acji i ich opracowaniu uczestniczą: m gr
M. K w i t o w s k i (ostatnio odszedł z OAU J), dr Maciej
W inarski, dr M aria Krupińska-W iniarska, m gr Ii. W. Jaśkow a.
Państw o M. i M. W iniarscy prowadzą także, angażując do po­
mocy m agistrantów , obserw acje fotoelektryczne wybranych
gwiazd zmiennych zaćmieniowych dla wyznaczenia ich krzywych
jasności. Uzyskane dane fotometryczne są podstaw ą badania w ła­
ściwości obserwowanych układów. Dr M. W iniarski kontynuuje
również fotograficzne pom iary pozycji i jasności obiektów w po­
bliżu punktów libracyjnych L 4 i Ls układu Ziemia — K siężyc (tzw.
obłoki Kor dylewskiego).
Obserwatorium Astronomiczne U J bierze udział w m iędzyna­
rodowych program ach w ym agających w spółpracy wielu obserw a­
torów; ostatnio np. tego rodzaju akcją objęto obserw acje zać­
mienia osobliwego układu e Aur; włączono się również do
program u badania zbliżającej się komety H alleya. Oczywiście
niezależnie od takich bardziej „uroczystych” okazji wyznacza
się pozycje jasnych komet. Podjęto również opracowanie m a­
teriału kliszowego uzyskanego 48 teleskopem Schm idta na
Mt. Palom ar dla opracowania katalogów galaktyk w badanych
obszarach nieba. Na podstawie tego rodzaju katalogów galaktyk
można przeprowadzić badania ich rozmieszczeń i dyskutować
celowość wprowadzonych param etrów. Obok prof. Rudnickiego,
dr M. K rupińskiej-W iniarskiej, m gr Barbary O b r y k. i dr.
P. Filna biorą w tych pracach udział okazjonalnie również inne
osoby. Nie zaniedbuje się również ciągłej m odernizacji apara­
tury pomiarowej, w czym uczestniczy cały zasadniczy zespół
obserw acyjny i praktycznie wszyscy wymienieni pracownicy
O A U J i m agistranci.
Ja k wspomniano, 30 lat temu, z okazji zaćmienia Słońca
w 1954 r. został uruchomiony w O A U J pierwszy polski radio­
teleskop (średnica początkowo 5 m została później powiększona
do 7 m), który po niespełna 4 latach podjął regularną służbę
obserw acyjną Słońca. Później wybudowano drugi, o średnicy
15 m. Dziś prowadzi się w O A U J system atyczne, codzienne
obserw acje Słońca w pasmach 430 i 840 MHz; wyniki obser-
110
URANIA
4/1983
wacji są publikowane w comiesięcznych biuletynach pt. Mon­
th ly Report on Solar Radio Emission. Przeprowadza się również
analizę i badania statystyczne wieloletnich danych o aktyw ­
ności Słońca i o zjawiskach niezwykłych (wybuchach). W p ra­
cach tych uczestniczą dr Stanisław Z i ę b a , dr Adam M ic h a 1 e c, m gr M. H a n k u s , mgr M. J a s z c z e w s k a .
Obserwacje w ykonuje również dr M arek U r b a n i k .
Temat „Struktura i ewolucja obiektów radiowych i optycz­
nych” dotyczy badania obiektów pozagalaktycznych. Obserwacje
wykonywane są za pomocą radioteleskopów zagranicznych (doc.
d r hab. Józef Maslov/ski; doc. dr hab. Jerzy M a c h a l s k i ) .
Na podstawie obserwacji zwanych przeglądami sporządza się
katalogi radoźródeł w ybranych obszarów nieba; w pracach tych
(katalogi GB) uczestniczy obok wymienionych autorów prze­
glądów m gr S. R y ś. Ten sam zespół przeprowadza analizy
statystyczne właściwości źródeł z katalogów GB oraz analizy
krzywych zliczeń radioźródeł o różnych wskaźnikach widmo­
wych, w aspekcie ich ewolucji kosmologicznej. Tenże zespół
wspomagany przez udział m gr K. O t m i a n o w s k i e j - M a z u r, dr. M. Urbanika i dr. S. Zięby przeprowadza badania
w ybranych próbek radioźródeł; otrzym uje mapy radiowe nieba
z dużą zdolnością rozdzielczą za pomocą dużych instrum entów
(VLA, WSRT, Bonn) i przeprowadza analizy stru k tu ry obser­
wowanych radioźródeł. D r M. Urbanik opracowuje również
analizę struk tu ry radiowej w ybranej próbki bliskich galaktyk
spiralnych, a dr S. Zięba przeprowadza badania słabej emisji
radiowej wokół silnych i aktywnych źródeł centralnych.
Jak widać z tej krótkiej charakterystyki, współpraca radio­
astronomów krakowskich z głównymi ośrodkami światowymi
rozwija się pomyślnie, przy czym szczególnie interesująco za­
pisały się ostatnie 3 lata. W tym konkretnie okresie doc. J.
Masłowski i dr M. U rbanik mieli możliwość obserwacji radio­
źródeł o szczególnych własnościach widmowych oraz w ybra­
nych galaktyk spiralnych. Pom iary te przeprowadzali za po­
mocą 100 metrowego radioteleskopu w Effelsbergu koło Bonn
(instrum ent ten należy do Max P lanck-Institut fur Radioastro­
nomie, Bonn RFN i jest największym w świecie w pełni stero­
walnym radioteleskopem). Doc. Jerzy Machalski uzyskał szcze­
gółowe struktu ry radiowe około 300 radiogalaktyk i kwazarów
pracując aparaturą system u VLA (Very Larg^ Array), składa­
jącą się z 27 dużych anten, rozmieszczonych w kształcie' lite­
ry Y na obszarze 32 km w Socorno (USA). System ten „widzi”
obiekty odległe o m iliardy lat świetlnych. Dr S. Zięba w ykrył
4/1985
U R A N IA
111
słabe rozciągłe promieniowanie radiowe otaczające aktywne
jądra w ybranych 5 radiogalaktyk pracując systemem 14 radio­
teleskopów ustawionych wzdłuż odcinka 3 km długości. Sto­
sując nową metodę redukcji uzyskał mapy radiowe o nadzwy­
czaj wysokiej jakości obrazu. Wyniki wymienionych badań są
publikowane w ważniejszych międzynarodowych czasopismach
naukowych; prezentowane są także na kolejnych sympozjach
IAU (Międzynarodowej Unii Astronomicznej). K ontakty z ośrod­
kami naukowymi tak wysokiej rangi owocują nawet, jak się
okazuje, w dziedzinie zaopatrzenia; niedawno np. Obserwa­
torium Astronomiczne U J otrzymało z Instytutu Radioastrono­
micznego im. Maxa Plancka w Bonn przesyłkę zawierającą
elem enty elektroniczne pozwalające na modernizację aparatury
wysłużonych krakowskich radioteleskopów.
Równolegle z sondażem obserwacyjnym głębin przestrzeni
rozw ijają się w Krakowskim Obserwatorium badania teoretycz­
ne w zakresie kosmologii. Wchodzą tu w grę rozważahia z za­
kresu fizyki bardzo wczesnego Wszechświata — tzw. modele
„inflacyjne” z zastosowaniem do teorii niestabilności graw itacyjnej (tzn. innym i słowy — do teorii powstawania galaktyk).
Tem atyką tą zajm uje się dr Lech S o k o ł o w s k i , który
również sonduje m atem atyczne podstawy ogólnej teorii względ­
ności — w szczególności tzw. problem początkowy dla rów nań
Einsteina i geometrię trójwym iarow ych hiperpowierzchni ze­
rowych (takich jak np. tzw. stożek świetlny). Dr A. W o s zc z y n a bada dynam ikę jednorodnego izotropowego Wszech­
świata, w którym zachodzą procesy dyssypacji energii i kreacji
cząstek; analizuje także ewolucję modeli Robertsona-W alkera
z uwzględnieniem procesów kwantowych zachodzących w prze­
strzeniach zakrzywionych; rozpatruje również problem atykę
związaną z powstawaniem horyzontu cząstek. Dr Michał
Ostrowski
bada procesy dyssypacyjne we wczesnym
Wszechświecie; modele kosmologiczne Bianchi i wpływ dyssy­
pacji na ewolucję. Przeprowadza też pewne obliczenia oparte
na relatyw istycznej teorii kinetycznej — num eryczne rozwią­
zywanie rów nań Boltzmanna w gęstym, jednorodnym i nieizotropowym Wszechświecie.
Dr Grażyna S i e m i e n i e c - O z i ę b ł o opracowuje teorię
kwantowania w przestrzeniach zakrzywionych i bada procesy
kwantowe w modelach niejednorodnych. Bardziej z astronomią
pozagalaktyczną, niż z, kosmologią, wiążą się natom iast teore­
tyczne badania z zakresu problem atyki pól magnetycznych
i promieniowania kosmicznego w galaktykach spiralnych, pro-
112
U R A N I A
4/19J5
wadzone przez zespół w składzie: dr M. Urbanik, dr M. Ostrow­
ski, dr G. Siemieniec-Oziębło i m gr K. Otmiamowska-Mazur.
Ostatnio, z dniem 1 września 1984 r. nastąpiła w Obserwa­
torium Krakowskim ponowna zmiana dyrektora. Wobec rezyg­
nacji doc. dr. hab. Józefa Masłowskiego podjął się obecnie tego
trudu prof, dr hab. Konrad Rudnicki. Funkcją zastępcy dyrek­
tora objął w obecnej kadencji, doc. dr hab. Jerzy Machalski.
Kierownictwo obydwu zakładów pozostaje bez zmian, choć po­
stanowiono zmienić ich nazwy, b y , oddawały obęcną problem a­
tykę prowadzonych badań. Rada W ydziału M atem atyki i Fizyki
U J na posiedzeniu w dniu 25 października 1984 r. zaaprobowała
proponowane przez Dyrekcję Obserwatorium zmiany nazw za­
kładów. Dawny Zakład Astronomii Teoretycznej i Geofizyki
Astronomicznej nazywa się obecnie Zakładem Radioastronomii
i Fizyki Kosmicznej, a Zakład Astronomii Obserwacyjnej przyjął
nazwę Zakładu Astronomii Gwiazdowej i Pozagalaktycznej;
pracownia Kosmologii znajduje się w pierwszym z wymienio­
nych zakładów. Obserwatorium Astronomiczne UJ ma już
przeszło 40 pracowników, w tym praw ie połowa to pracownicy
nauki. Jednak z powodu zbyt małej liczby doktorów habilito­
wanych (3), uchwalony niedawno statut U niw ersytetu Jagiel­
lońskiego nie dopuszcza dla Obserwatorium rangi instytutu
kierunkowego. Rada Wydziału M atem atyki i Fizyki UJ na
swym posiedzeniu w dniu 29 listopada 1984 r. przyjęła wniosek
Dyrekcji Obserwatorium o przyznanie mu statusu katedry
kierunkowej.
KRONIKA
Cygnus X-3
Pierwsze inform acje o prom ieniowaniu gamma em itowanym przez dys­
kretne źródło rentgenowskie Cyg X-3 pojawiły się w 1972 roku w re­
zultatach radzieckich obserwacji z balonu. Obecnie udało się potw ier­
dzić w ystępowanie wysokoenergetycznej emisji gamma, w zakresie ener­
gii 1015—1010 eV. Emisja ta, podobnie zresztą jak w zakresie rentgenow ­
skim widma, ma ch arakter bliźniaczych impulsów (każdy impuls trw a od
40 sekund do 15 minut) w odstępie 1,9 godz. występujących regularnie
co 4,8 godz. N aturalną, w ysuw aną już wcześniej, interpretacją tego
fak tu jest, że Cyg X-3 jest układem podwójnym, w którym jednym
ze składników jest pulsar. Wysyła on cząstki o bardzo wysokich ener­
giach oddziaływujące z koroną drugiego składnika, a w obszarze oddzia­
ływ ania produkow ane jest obserwowane promieniowanie. Region ten
jest krótko widoczny w ciągu okresu orbitalnego trw ającego 4,8 go­
dziny. To, iż Cyg X-3 wysyła ogromne ilości energii (być może naw et
w zakresie rentgenow skim i gamma jest jaśniejszy niż cała Galaktyka)
pociąga za sobą poważne konsekwencje co do samego pulsara. Otóż
4/1985
URANIA
113
aby promieniowanie obserwowane mogło osiągać energią rzędTT 10lr> eV
cząstki emitowane przez pulsara muszą posiadać jeszcze wyższą energię.
Zakładając, że pole magnetyczne jest tego samego typu co u innych
pulsarów i że mechanizm przyspieszający cząstki również jest iden­
tyczny, otrzym ujem y w rezultacie, iż pulsar ten musi wirować raz na
kilka tysięcznyćh sekundy. Oczywiście .implikuje to wiek obiektu wy­
noszący zaledwie kilkadziesiąt lat! Byłby to zatem niezwykle interesu­
jący obiekt, ja k zaznaczają autorzy hipotezy Bavid E i c h l e r i Thomas
V e n t r a n d . Sugerują oni również prawdopodobny mechanizm bloku­
jący w ydostawanie się pulsów w niższych energiach, za co ma być
opowieazialny w iatr w ysyłany przez gwiazdę, napędzany dzięki energii
dostarczanej z pulsara. Obserwacje radiowe i rentgenowskie potw ier­
dzają, iż system spowity jest w dość gęstą otoczkę. Cyg X-3 powinien
być również źródłem silnych fal graw itacyjnych, wysyłając ich około
500 000 razy więcej niż na przykład pulsar w Krabie.
Wg Sk y and Telescope 1984, 68, 14
ANDRZEJ SITARZ
Abell 41
Mgławica planetarna odkryta w 1966 r. przez Georga A b e 11 a była
ostatnio przedmiotem intensywnych badań, głównie z uwagi na cen­
traln ą gwiazdę, którą sam odkrywca podejrzewał o zmienność. Obser­
wacje fotometryczne prowadzone przez A lberta G r a u e r a i Howarda
B o n d a potwierdziły te przypuszczenia, gwiazda 15 wielkości co 2,7
godziny obniża swą jasność o 0^15. Jest to ciasny układ podwójny
o okresie obiegu równym okresowi zmienności (lub dwukrotnie w ięk­
szym), godne uwagi jest to, że przy okazji odkryty został rozdzielony
układ podwójny o najkrótszym . okresie orbitalnym!), przy czym odle­
głość między składnikam i wynosi 600 000 km (mniej niż prom ień Słońca).
Ta niezwykle m ała orbita jest zapewne wynikiem utraty momentu pędu
po wyrzuceniu przez m asywniejszy składnik otoczki, która uformowała
mgławicę. Dość ciekawy jest sam charakter zmienności: składnikam i
tego układu są: gorący podkarzeł typu widmowego O, którego tem pera­
tura powierzchniowa wynosi 70 000 — 145 000 K, a masa 0,6 masy Słońca
oraz gwiazda ciągu głównego typu M o tem peraturze mniejszej niż
3000 K i m asie kilku dziesiątych masy Słońca. Z uwagi na bliską odle­
głość pomiędzy nim i półkula składnika chłodniejszego zwrócona do go­
rętszego nagrzewa się do około 40 000 K, a kontrast pomiędzy częścią
powierzchni nagrzaną i nienagrzaną powoduje zmienność jasności układu.
W ten sposób pow stają prawdopodobnie ciasne układy podwójne
tworzące zmienne kataklizmiczne. W prawdzie obecnie nie w ykryto żad­
nych śladów przepływu m aterii między składnikam i, ale być może na
skutek przybliżania się składników do siebie (utrata energii przez pro­
mieniowanie fal grawitacyjnych) dojdzie do akrecji m aterii na bardziej
zw arty składnik — pozostałość po podkarle typu O. Układ zacząłby
się zachowywać wtedy, jak gwiazda nowa. Inform acje uzyskane o tym
układzie są jednak dość niepewne, ostatnie niezależne badania spektrosko­
powe pozwoliły oszacować tem peratury pierwszego składnika na 50 000 K,
a ogrzanej półkuli drugiego na 16 000 K, a więc znacznie m niej r iż
poprzednie dane. Konieczne staje się dokładne wyznaczenie param etrów
orbity składników, co nie jest łatw e zważywszy iż układ odległy jest
o około kilka tysięcy lat świetlnych.
Wg S ky and Telescope, 1984, 67, 230.
ANDRZEJ SITARZ
114
URANIA
4/1985
G em iag a — n ajb liższa czarn a dziura?
\
Jedyne w swoim rodzaju źródło prom ieniowania gamma 2CG195 +04
znane jako Geminga (patrz Urania n r 5/1984) nadal intryguje astrono­
mów. Ostatnio badania tego dziwnego obiektu skupiają się na określeniu jego odległości i stwierdzeniu, czy wywołane przez niego fale gra­
w itacyjne wzbudzają oscylacje Słońca, co zostało zasugerowane przez
angielskiego fizyka George’a I s a a k a. Ogólna teoria względności prze­
widuje, że fale w strukturze czasoprzestrzeni powstają tam, gdziekol­
wiek jest przyspieszany m asywny obiekt. Promieniowanie graw itacyjne
jest analogiczne do fal elektrom agnetycznych takich jak światło czy
fale radiowe, powstających przy przyspieszaniu cząstek naładowanych.
Czynione są bezskutecznie wysiłki zarejestrow ania fal graw itacyjnych
poprzez użycie masywnych „anten” cylindrycznych. Isaak zaproponował,
użycie całego Słońca jako detektora fał graw itacyjnych. Przechodząca
fala pow inna wzbudzić w ibracje ,w m asywnym jądrze Słońca, które n a­
stępnie wywołają fale gęstości w ędrujące ku powierzchni w m niej gęste
w arstw y ulegając przy tym wzmocnieniu. Jednakże jak dotąd nie udało
się jeszcze sprawdzić tej idei.
W lecie 1983 roku Isaak w raz z Philippem D e 1 a c h e (Francja) przy­
pomnieli tę ideę sugerując, że pewne 160-cio minutowe oscylacje sło­
neczne mogłyby być wywoływane przez promieniowanie graw itacyjne.
Astronomowie ci zaproponowali Gemingę jako źródło tego promienio­
w ania, gdyż wstępne badania wykonane w promieniowaniu gamma suge­
rowały, że jest to bliski pulsar lub system podwójny (jedno nie wy­
klucza drugiego). Przeprowadzone poszukiwania okresu 160-cio m inuto­
wego w prom ieniowaniu gamma tego obiektu początkowo zdawały się
potwierdzać powyższą hipotezę. Jednakże astronomowie teoretycy z F ran ­
cji, W ielkiej B rytanii i Stanów Zjednoczonych stwierdzili, że nie można
wyobrazić sobie system u gwiazdowego wytwarzającego fale graw ita­
cyjne wystarczająco silne dla w yjaśnienia 160-cio, minutowych oscylacji
Słońca. Jednocześnie John A n d e r s o n z Jet Propulsion Laboratory
ogłosił wyniki radiowych pomiarów trajek to rii sond kosmicznych Pio­
neer 10 i 11. Odpowiednio silna fala graw itacyjna powodowałaby m ie­
rzalną zmianę-, w odległości pomiędzy sondą i Ziemią. Zmian takich me
stwierdzono. Pom iary wykazały, że naw et przy najdogodniejszych w a­
runkach oscylacje 160-cio m inutowe nie mogą w żadnym razie być wy­
wołane przez fale graw itacyjne emitowane przez bliski system poawójny.
Hipoteza ta ostatecznie upadła, gdy astronomowie badający Gerningę
w prom ieniach gamma nie potw ierdzili wyników swoich badań w stęp­
nych.
Z drugiej strony Hans B l o e m e n z Holenderskiego Obserwatorium
w Leiden badając klisze fotograficzne A tlasu PalomarskiegO wykonane
w 19H5 roku przedstaw iające obszar gwiazdozbioru Bliźniąt, w którym
lokalizuje się Gemingę, stwierdził obecność obiektu o jasności 21m
leżącego w odległości około 7" na północny-zachód od pozycji obiektu
rentgenowskiego identyfikowanego z Gemingą. Na zdjęciach w ykona­
nych w 1983 roku przez Patrizię C a r a v e o i Giovanniego B i g n a m i
z In stitute di Fisica Cosmica w Mediolanie (Włochy) za pomocą teles­
kopu K anadyjsko-Francusko-H aw ajskiego oraz detektora CCD obiekt ten
nie został zarejestrow any. Jednakże zauważono gwiazdę 21m w odle­
głości 4" na południowy wschód od pozycji obiektu rentgenowskiego.
Bloemen twierdzi, że obydwa zdjęcia przedstaw iają Gemingę, k^óra
przesunęła się na sferze niebieskiej w ciągu 27 lat. Według niego Ge-
4/1985
URANIA
115 '
minga m a ruch własny 0,37 ± 0,03 sekundy kątow ej na rok w kierunku
południowo-wschodnim. Ten tor lokalizowałby obiekt w granicy błędu
(równego 3"5) pom iaru współrzędnych rentgenowskiego obrazu Gemingi
określonych przez satelitę Einstein w 1981 roku. Zgodnie z Bloemenem,
kierunek ruchu jest równoległy do płaszczyzny Galaktyki. Wielkość ru ­
chu własnego wskazuje na odległość Gemingi równą 300 lat świetlnych
od Ziemi. Odległość ta w yjaśnia także stwierdzony wcześniej przez Caraveo brak absorpcji międzygwiazdowej w widmie obiektu rentgenow ­
skiego.
Te nowe dane potw ierdzają sugestię, że Geminga może być n aj­
bliższym systemu słonecznego obiektem zw artym (gwiazdą neutronow ą
lub czarną dziurą).
Wg S k y and. Telescope, 1984, 6|8, 13.
T O M A S Z SC1ĘZOR
Okres obrotu N eptuna
Próby określenia okresu w irow ania Neptuna, czynione od momentu od­
krycia tej planety, zawsze napotykały na liczne trudności. Większość
z nich bierze się z faktu, iż średnica kątow a tarczy Neptuna nigdy nie
jest większa od 2,3 sekundy łuku. Oceny długości doby na planecie uza­
leżnione więc były od precyzji pom iarów niezwykle drobnych zmian jej
jasności, czasem zmian w widmie. W yniki pochodzące ze stosowania
obu metod nie były szczególnie wiarygodne: niewielka skala obserwo­
wanych zm ian powodowała silne obciążenie błędami. Dopiero w m aju
1983, za pomocą 2,5 metrowego teleskoju obserwatorium Las Cam panas
w Chile, wyposażonego w kamerę CCD, wykonane zostały trzy „zdjęcia”
Neptuna, na których bez w ątpienia zarejestrow ano jego wirowanie. Na
zdjęciach wykonanych przez R. T e r r i l e ’a z Jet Propulsion Laboratory
i B. S m i t h a z U niw ersytetu stanu Arizona, udało się uchwycić ruch
jasnych szczegółów (chmur?) w górnych w arstw ach atmosfery. Potw ier­
dzają one, że planeta, a przynajm niej jej atm osfera, w iruje ruchem pro­
stym, podobnie jak Ziemia. W ynikający z analizy zdjęć okres w irow a­
nia — 17 godzin i 50 (±5) m inut — zgodny jest w dobrym przybliżeniu
z okresem otrzymanym w roku 1981 przez R. H. B r o w n a , D. C r u i k s h a n k a i A. T o k u n a g ę . Ich wynik, o 7 m inut krótszy od obecne­
go, pochodzi z obserwacji fotometrycznych. W ostatnich latach liczni
badacze otrzym yw ali okresy dłuższe aż o pół godziny od wyznaczonego
ostatnio. Mogą one, jak się uważa, odzwierciedlać w arunki panujące
na różnych szerokościach planetograficznych Neptuna i/lub na różnych
poziomach jego atmosfery. W racając jeszcze do zdjęć wykonanych przez
T errile’a i Sm itha dodać należy, że ich niezwykle wysoka jakość jest
nie tylko zasługą w yjątkow ej przejrzystości atm osfery w miejscu obser­
w acji i jakości stosowanego instrum entarium , lecz również wynikiem
obróbki kom puterowej. Rozdzielczość obrazów wzrosła na przykład dzię­
ki niej dw ukrotnie. Obróbka polegała w zasadzie na elektronicznym
usunięciu z obrazów Neptuna niektórych znikształceń, głównie powo­
dowanych przez atm osferę ziemską. W czasie rejestracji zdjęć śledzono
z tego powodu punktow e źródła św iatła w pobliżu planety (gwiazdy
i księżyce Neptuna), co później wykorzystane zostało jako wskaźnik
stanu atm osfery na obserwowanym kierunku. Podobnie jak wcześniej­
sze, pochodzące z lat 1979 i 1982 obrazy otrzymane za pomocą kam er
CCD w spółpracujących z dużymi teleskopami, również te najnowsze
4/1985
URANIA
116
w ykazują istnienie szerokiego i ciem nego pasm a rów nikow ego n a t a r ­
czy N eptuna, oddzielającego jasn e szczegóły n a p ó łk u li północnej od
podobnych n a półkuli południow ej.
Wg S k y and Telescope 1884, 68, 115.
ZBIGNIEW PAPROTNY
PORADNIK OBSERWATORA
W zajemne zakrycia i zaćm ienia księżyców Jow isza w 1985 roku
W drugiej połow ie 1985 r. Z iem ia znajdzie się w płaszczyźnie o rb it
czterech najjaśn iejszy ch księżyców Jow isza. W ta k ich w a ru n k ac h może
dochodzić do bardzo ciekaw ych zjaw isk w układzie satelitó w Jow isza,
z pozycji obserw ato ra ziem skiego. W praw dzie księżyce nie p o ru szają
się dokładnie po orbitach, leżących w jednej płaszczyźnie, lecz nriimo to
m ożem y obserw ow ać p rzesłanianie jednych przez inne ja k też w zajem ne
D ane
o
w z a je m n y c h
D a t a c .s .e .
V I 17 02 44
18 03 00
V II
V III
IX
z a ć m ie n ia c h
Z ja w is k o
T yp
I I I Z K IV
III ZK I
P
P
i
z a k ry c ia c h
C zas
trw a n ia
m
9,6
8 23
10 00
12 01
13 01
16 02
17 03
20 03
17
55
39
32
14
26
55
III
III
IV
I
III
III
I
ZK
ZK
ZK
ZK
ZK
ZK
ZK
II
I
III
III
II
I
III
P
P
P
P
P
P
P
19,2*
9,3
0,4
12,2
4,4
9,3
0,7
4,6
4 20
6 00
20 23
27 20
27 23
29 01
29 02
30 22
30 22
31 20
17
26
35
37
02
16
17
04
16
43
I
III
I
III
III
IV
III
I
IV
I
ZK
ZK
ZK
ZK
ZC
ZK
ZC
ZC
ZK
ZC
IV
IV
IV
II
II
I
II
II
III
III
P
P
P
P
P
P
P
P
P
P
3,9
11.1
2,8
13,3
8,6
2,4
43,6
21,1
3,9
4,7
4
4
6
7
11
12
04
46
49
34
54
08
III
III
I
I
III
III
ZK
ZC
ZK
ZK
ZC
ZK
II
II
II
III
II
II
P
T*)
P
P
P
T
14,7
42,7
19,5
6,2
35,1
49.5 (12.5)
00
22
22
21
19
01
k s ię ż y c ó w
D a t a c .s .e .
I X 15
18
24
24
38
09
20
58
Z ja w is k o
w
Typ
1985 r o k u .
C zas
trw a n ia
m
8,0
43,9
7,9
55,6
I ZK
III ZK
I ZC
III Z K
III
II
II
II
P
P
P
P
ZC
ZC
ZC
ZK
ZC
ZC
ZC
ZC
ZC
ZC
ZC
III
1
II
II
II
I
I
I
II
III
I
R
P
R
P
R
R
P
P
P
R
P
6,1 (4,6)
2,5
2,7 (2,2)
28 19 17
31 20 17
IV
IV
IV
I
I
IV
II
III
I
I
III
2 2141
7 17 52
14 20 06
**) 29 17 18
I
II
II
III
ZC
ZC
ZC
ZK
II
I
I
I
P
R
R
P
2,8
2,7 (1,3)
2,8 (1,4)
13,2
I
IV
III
II
ZK
ZK
ZC
ZC
II
I
II
I
P
P
R
P
P
3,6
4,6
4,9 (0,4)
1,6
5,7
X
00
23
20
19
Jo w isz a
1 00 29
1 18 03
1 19 06
2 20 36
1 22 52
2 20 35
13 22 05
24 17 17
26 19 20
XI
X I I 4 18
***) 7 17
14 18
16 18
28 17
18
39
35
12
32
III Z K I
2,1
7,0 (0,7)
6,8 (3,3)
0,5
4,3
4,0
3,7 (2,4)
4,0
i
;
|
4/1985
117
URANIA
O znaczenia
ZK — zakrycie (np. III ZK II — księżyc I li przesiania księżyc II)
ZC — zaćm ienie (np. III ZC I — księżyc I u k ry ty w cieniu, rzu can y m przez
księżyc III)
p — zjaw isko o fazie częściow ej
R — zjaw isko „obrączkow e”
T — zjaw isko o fazie całkow itej
Dla zjaw isk R i T podano w naw iasach czas trw a n ia tej fazy.
Uw agi:
*) Czas trw a n ia fazy całkow itej 7m3;
»») księżyce III i I na tle Jow isza;
***) księżyc I w cieniu Jow isza.
efek ty zaćm ieniow e. Te ostatn ie polegają n a w chodzeniu księżyca w cień,
rzucany przez inny. W ynika to stąd, że rów nież i Słońce znajdzie się
a k u ra t w płaszczyźnie o rb it galileuszow ych księżyców .
W p rzedstaw ionej tabeli zaw arto inform acje o om aw ianych zjaw is­
kach. O bserw acje zjaw isk będą zapew ne niezw ykle in te resu ją ce d la
am atorów . W dużych teleskopach będą one w idoczne w yraźnie, n a to ­
m iast używ ając p rzyrządów am ato rsk ich m ożna będzie spostrzec np.
k ró tk o trw a łe „zlanie się” obęazów zbliżających się dw óch księżyców
a n astępnie przygaśnięcie ta k p o w stałej „gw iazdki”. O b serw acja w y ­
m aga uw agi, gdyż czas trw a n ia w zajem nych zak ry ć i zaćm ień w ynosi
od kilk u do k ilk u n a stu m in u t a n aw et i w ięcej.
Wg K alender fiir S te rn fre u n d e 1985 pod red. P. A hnerta.'
MAREK ZAWILSKl
A lgorytm y — Część IX: Równanie Keplera i w idzialność planet
W k ilk u n astępnych odcinkach „A lgorytm ów ” nauczym y się obliczać
efem erydy planet, czyli ich w spółrzędne na zad an y m om ent. W obli­
czeniach tych w ystępow ać będzie fra g m en t w spólny dla w szystkich p la ­
net — rozw iązyw anie tzw. ró w n an ia K eplera. R ów nanie to pozw ala
obliczyć dla konkretnego m om entu czasu pew ien k ą t opisujący położe­
nie p la n ety n a orbicie. P rzed staw iam y już te ra z sposób ro zw iązyw ania
tego ró w n an ia aby w przyszłości m ożna było po p ro stu doń się odwołać.
Niech oś x u k ład u w spółrzędnych p ro sto k ątn y ch przechodzi przez
ognisko F eklip ty czn ej o rb ity i jej p ery h e liu m ,11, początek Jukład n a to ­
m ia st p okryw a się ze środkiem orb ity (rys. 1). Położenie p la n ety P n a
E'^jgie m ożna określić podając k ąt v (anom alię praw dziw ą) bądź k ąt
■'1ie m im ośrodow ą). M iędzy nim i zachodzi zw iązek
l- = i / - I + J L - t a n ~ ,
1— e
gdzie e oznacza m im ośród orbity.
,SIn.
których m ożna by te k ąty zapisać w po^
^nnkcji czasu ™ Ulateg'o anom alię m im ośrodow ą E w yznacza się m etody „ ejn y ch pr2ybliżeń ^
w spom nianego rów nania K eplera.
118
URANIA
4/198-5
E — e sin E — M (%),
gdzie M (t ) jest tzw. anomalią średnią, która (niemal) jednostajnie
narasta w czasie, a w każdym razie obliczana jest według prostego
gotowego wzoru. M — 0 odpowiada chwili przejścia planety przez peryhelium, czyli wtedy również v — 0 i E = 0
Mając dane M (t ) oraz e obliczamy E według następującego sche­
matu:
1. Niech początkowa wartość E = M.
180
2. A E — (M — E -f- e ---sin E)/( 1 — e cos E).
K
3. (Nowe E) — (dawne E) -f A E .
4. Jeżeli |A E\^ 0,000 001, to wróć do punktu 2 i wykonaj cyk’
nownie
W len sposób dostaniemy ciąg kolejnych wartaśfei) d o ^ l k l e i f w ^
dość szybko dla niewielkich mimośrodów.,oWo'dowa odpowiadająca zai A m a lii
m°<-’a o S n ° idP°WfiadająCa, zadanej chwiIi cczasu t. Przy^u, tu d o k ła d - ^ °’000 001
w praktyce amatorskiej aż
za wysoka i możniąliachWedle zyczenia “bmzyć. Obie anomalie E i M
są tu liczone w "
1
4/1985
URANIA
119
Jeszcze jedna spraw a, którą w arto mieć załatwioną z góry, to
umiejętność określania w arunków widoczności planety o znanych (oso­
biście obliczonych!) współrzędnych a i 8. Umiejętność ta sprowadza się
do obliczenia wysokości h i azym utu a danej planety w określonym
momencie. Aby to wykonać, należy najpierw obliczyć lokalny czas
gwiazdowy 0 (tzn. w danej chwili dla określonej długości geograficznej
obserw atora) sposobem przedstaw ionym w V części „Algorytmów” (Ura­
nia n r 12/1984). K ąt godzinny planety wynosi wtedy t = © — a , zaś
współrzędne horyzontalne obliczamy ze wzorów:
sin h — sin <p sin 8 + cos <p cos 8 cos t ,
tan a = sin t / (cos t sin <p — tan 8 cos cp),
gdzie <p oznacza szerokość geograficzną obserwatora. Przypominamy, że
azym ut a = 0 oznacza kierunek „na południe” i liczony jest dodatnio
ku zachodowi.
Wreszcie może niekiedy przydać się umiejętność obliczania odległości
kątowej d między dwoma ciałami o znanych współrzędnych a i , 8j
i a2, 82 :
cos d = sin fij sin 82 + cos 8j cos S2 cos (oti — a 2) .
TOMASZ KW AST
KRONIKA HISTORYCZNA
Astronomiczne datow anie śm ierci C hrystusa
Dotąd jedynym pewnym faktem było to, że Jezusa z N azaretu ukrzyżo­
wano w czasie, gdy prokuratorem Judei z ram ienia Rzymu był Poncjusz P iłat (26—36 r.n.e.). Praw ie każdy rok spośród tych dzisięciu miał
swoich zwolenników. Ponadto były wątpliwości co do dnia roku z po­
wodu jednodniowej różnicy w przekazach czterech ewangelistów. Auto­
rzy omawianej pracy posługując się obliczeniami astronomicznymi zre­
konstruow ali (księżycowy) kalendarz żydowski w pierwszym wieku n a­
szej ery i do analizy znanych przekazów historycznych dołączyli ścisłe
obliczenia zaćmień Księżyca. Pozwoliło im to wskazać jednoznacznie
dzień egzekucji jako piątek 14 nisan (dzień wskazany w ewangelii
św. Jana), kalendarza żydowskiego odpowiadający dacie 3 kw ietnia 33
r.n.e. według kalendarza juliańskiego (tzn. 1 kw ietnia tegoż roku w uży­
wanym u nas obecnie kalendarzu gregoriańskim). Ze wspomnianych
obliczeń w ynika, że tego dnia o godzinie 3.40 (±5 min.) po południu
<według czasu słonecznego prawdziwego w Jerozolimie) rozpoczęło się
zaćmienie Księżyca i trw ało do godziny 6.50, zaś wschód Księżyca n a­
stąpił o godzinie 6.20. W dniy. egzekucji Jezusa, zgodnie z tradycją ży­
dowską, o wschodzie Księżyca w pełni rozpoczynał się szabat oraz
Pascha, dlatego oczekiwano tego zjaw iska niecierpliwie, żeby rozpocząć
ceremonię. Księżyc, jak zwykle ■w takich razach pilnie w ypatryw any,
ku zdumieniu obserwatorów ukazał się znacząco wyszczerbiony w skutek
statniej fazy zaćmienia. To nieoczekiwane zjawisko mogło być in ter­
pretow ane jako nadprzyrodzony znak i być może z tego powodu Żydzi
i Piłat w ciągu nadchodzącej nocy zmienili stanowisko i następnego
dnia zaciągnęli straże przy grobie Jezusa. Oto dalsze argum enty auto­
rów za tym, że zaćmienie Księżyca rzeczywiście się zdarzyło. W ew an-
120
URANIA
4/1985
gelii św. Łukasza jest napisane (23, 44—45): „A była już mniej w ięcej
godzina szósta i ciemność zaległa całą ziem ię aż do godziny dziewiątej,
gdy zaćmiłp się słońce”. Wprawdzie mowa tu o zaćm ieniu Słońca, lecz
wiadomo, że pełnia Księżyca wyklucza taką m ożliwość i sądzi się. że
oryginalny tekst Łukasza dotyczył zaćm ienia Księżyca, a zniekształ­
cono go świadom ie w dobrej w ierze lub nieśw iadom ie podczas później­
szych przepisywąń. Za podobną interpretacją przemawia też w ypo­
w iedź Piotrowa w około 7 tygodni po egzekucji oraz raport Piłata do
Tyberiusza o całym wydarzeniu. >
Wg N ature, 1983, 306, <743.
K A Z I M I E R Z M. B O R K O W S K I
KRONIKA PTMA
W yprawa do źródeł naszej cyw ilizacji europejskiej
W Krakowskim Oddziale Polskiego Towarzystwa As tronau tycznego
splatają się czynniki, które doprowadziły do zorganizowania w sierpniu
i w rześniu 1984 w ypraw y popularno-naukowej do źródeł naszej cyw ili­
zacji europejskiej. Tutaj bowiem znalazły prawo obyw atelstw a w okre­
sie, gdy w latach 1957—1980 inspiratorem, a przez w iększą część tego
okresu również kierownikiem poczynań Oddziału był prof. Kazimierz
K o r d y l e w s k i . Częste były w tedy działania związane z podróżowa­
niem: wycieczki do pobliskich placówek naukowych — Obserwatorium
Astronomicznego UJ, Planetarium Śląskiego, Muzeum Lotnictwa i A stro­
nautyki i innych, w ypraw y popularno-naukowe np. do Obserwatoriów
.astronomicznych Czechosłowacji i Węgier, czy też ekspedycje naukowo-badawcze na statkach polskich do strefy równikowej Ziemi dla badania
rozm ieszczenia materii pyłowej na wokółziem skiej orbicie Księżyca
i określania niektórych param etrów lotów sztucznych satelitów Ziemi.
W ostatnich latach Oddział zorganizował w spólnie ze Śląskim Od­
działem PTA i Krakowskim Oddziałem PTMA kilka w ypraw popularno­
naukowych: w r. 1981 W yprawę z okazji Kongresu Astronautycznego
w Rzymie, w r. 1982 Wyprawę Szlakiem Kopernika i H eweliusza po
Ziemiach Zachodnich i Północnych a w r. 1983 W yprawę Szlakiem
Kopernika i M yśli Kopernikowskiej po Ziemiach Zachodnich od Ko­
pernik do Szczecinka i w reszcie w r. 1984 w ypraw ę „Toruń ’84”. Trzy
ostatnie w ypraw y były inspirowane przez rocznice kopernikowskie
i heweliuszowskie; łącznie z cyklem com iesięcznych imprez „Roku Ko­
pernika w Krakowie” obchodzonego od 19 lutego 1983 r. do 19 lutego
1984 r. stają się zaczynem obchodów pięćsetnej rocznicy studiów K o­
pernika w Krakowie, które przypadną na lata 1991— 1995. Z tym cią­
giem imprez związana jest zorganizowana w okresie od 25 sierpnia do
23 września 1984 r. przez Krakowskie Oddziały PTMA i PTA Wyprawa
do Źródeł Naszej C yw ilizacji Europejskiej, której program był inspiro­
w any także przez działania Kom isji Historii W iedzy o W szechświecie
Zarządu Głównego PTA. Jej celem było sięgnięcie głębiej w epokę
przedkopernikowską do najw cześniejszych europejskich prób stworzenia
spójnego obrazu przestrzeni pozaziemskiej i zapoznanie się z reliktami
tej epoki na terenach Krety, Peloponezu, Bałkanów i częściowo Azji
Mniejszej. Próby te stanowią bowiem początek. ciągu poznawczego od
starożytnych poglądów na W szechświat poprzez uporządkowanie obrazu
4/1985
URANIA
121
W szechświata średniowiecznego przez K opernika aż do współczesności.
Celem bardziej dalekosiężnym było zdobycie przez grupę członków
PTM A i PTA doświadczeń, które pozwolą na podniesienie poziomu
działań popularyzatorskich inspirowanych przez obydwa Tow arzystw a
na rzecz upowszechnienia wiedzy w naszym społeczeństwie. W yprawy,
jako form a wspólnego spędzania wolnego czasu przez członków są
czynnikiem w pływ ającym na pow staw anie i pogłębianie więzi między
członkami różnych Oddziałów, a także między członkami PTA i PTM A,
T ow arzystw będących członkam i-założycielam i F ed eracji M iast K o per­
nikowskich.
Bazę działalności W yprawy stanow iły środki m aterialne i finansow e
zgromadzone przez uczestników W yprawy. Dla transportu uczestników
i sprzętu służył wypożyczony z. Przedsiębiorstw a Sports-T ou rist autokar
w raz z kierowcą. W yprawa prow adzona m etodą tram pingu w ym agała
zabrania ze sobą odpowiedniej ilości sprzętu turystycznego oraz żyw ­
ności, a od uczestników w ym agała odporności na trudy takiego sposobu
podróżow ania oraz um iejętności z zakresu tram pingu, a przede w szyst­
kim um iejętności w spółżycia w tak licznej grupie. W wypraw ie, której
kierownictwo zostało powołane przez Zarząd K rakow skiego Oddziału
PTA uczestniczyło 40 osób, członków PT A i PTM A, w tym 31 osób
z Oddziałów K rakow skich, 4 ze Ś lą sk a, 4 z W arszaw y i 1 z Torunia.
Kierow nictw o W yprawy stanow ili: kierownik — m gr B ogusław a R ab i a s z, z-ca kierownika — m gr M aria W a r m u s , sekretarz — m gr
inż. Anna F i l o , skarbnik — m gr W iesława P o r ę b s k a - K u l i k ,
instruktor trasy m gr inż. Rom an T o m a s z e w s k i . Opiekunem ze
strony w ładz obu T ow arzystw i przewodniczącym R ady Program u Wy­
praw y był dr inż. Stan isław C z a r e ń s k i . Do prac R ady Program u
zaproszono red. K rzysztofa B o r u n i a oraz m gr K rystynę K u r p a s,
która pełniła funkcję sekretarza Rady.
W yprawa w yruszyła z K rakow a autkarem kierow anym przez p.
T adeusza M ałka 25 sierpnia, a pow róciła 23 w rześnia 1984 r. Przebyto
w tym czasie około 6500 km autokarem i około 330 m il m orskich pro­
m am i „A riad n a” i „K n ossos” z Pireusu do H eraklionu i z powrotem.
W trakcie W yprawy realizowano program zatw ierdzony przez Zarząd
K rakow skiego Oddziału PTA i przyjęty przez Zarządy Główne PTM A
i PTA. Uzyskane poparcia Zarządów Głównych obu Tow arzystw a ta k ­
że pomoc ze strony W ojska Polskiego um ożliwiły w łaściw e przygoto­
wanie i przeprowadzenie wypraw y. Na uwagę zasługuje duże zaanga­
żowanie znacznej części uczestników w realizację program u wyprawy.
Cykle prelekcji związanych tem atycznie z program em w ygłaszali w au ­
tokarze: red. K rzysztof Boruń: „W szechświat zam ieszkały w mitach,
filozofii i literaturze greckiej i rzym skiej” , dr Stan isław C zareński:
„G w iazdozbiory naszego nieba” , m gr Jerzy Florczyk: „Inform ator geo­
graficzny”, dr inż. A ndrzej K ubicz: „Inform ator geologiczny”, mgr K ry ­
styna K urp as: „M itologia nieba” , m gr M arek Szerszeń: „W ybitni przed­
staw iciele filozofii i nauki greckiej” . Zostały wygłoszone ponadto pre­
lekcje o następujących tem atach: dr inż. Stan isław C zareński: „Pyłowe
satelity Ziem i” , m gr Anna Filo: „K u ltu ra M inojska” , m gr M arta K oby­
lińska: „N auka ara b sk a” , m gr A nna Szaleniec: „Style architektoniczne
obiektów zwiedzanych w G recji” . Powyższy zestaw prelekcji został
uzupełniony o kilka nie planowanych w cześniej w ystąpień mgr. A ndrzeja
D onim irskiego związanych tem atycznie z obiektam i okolic przez któreprzebiegała trasa W yprawy, kulturą i historią tych terenów.
122
URANIA
4/1985
Uczestnicy zetknęli się z reliktam i źródeł naszej cyw ilizacji euro­
p ejsk iej na terenie zw łaszcza Aten, Koryntu, D elf na Półw yspie B a ł­
kańskim , w H eraklionie, K n ossos i F aistos na K recie oraz w Istam ­
bule (Konstantynopol) w A zji M niejszej. Momentem o dużym ładunku
em ocjonalnym były odwiedziny m iejscow ości Polonezkoy (d. Adampol)
w T urcji, spotkania z kilkom a je j m ieszańcam i, odwiedziny cm entarza
polskiego i kościoła na terenie tej m iejscow ości.
W yprawa była przygotow ana od strony turystycznej przez uczestni­
ków: przejazdy, cam pingowanie, przewodnictwo po obiektach kultury
stanow iły domenę działania uczestników Wyprawy. Opiekę lekarską
spraw ow ała w stosunku do uczestników jak i napotkanych ofiar w y­
padków uczestnicząca w W yprawie dr B arb ara W o ł c z e k, która peł­
niła równocześnie funkcję kierow nika jednego z sześciu zespołów na
jakie został podzielony ogół uczestników W yprawy. K ierow nikam i pozo­
stałych zespołów byli: m gr M aria M a r e k , m gr A nna S z a l e n i e c ,
m gr M aria S c h i e r, m gr Ew a D o n i m i r s k a i m gr M arta K ob y 1 i ń s k a. Zarówno osiągnięcia, jak i niedostatki W yprawy, których
odbiciem jest prowadzona przez uczestników przy zaangażow aniu o rg a­
nizacyjnym m gr B arbary K a r a m a ń s k i e j kronika W yprawy, sta­
nowią m ateriał który może być nadzw yczaj przydatny przy podejm o­
w aniu działań dla zorganizow ania podobnych im prez w przyszłości.
W yprawa w ykazała zasadność i owocność podejm ow ania tego typu w y­
siłków dla dalszego rozwoju działań naszych Tow arzystw.
S T A N I S Ł A W Z. CZAREtilSKI
NOWOŚCI WYDAWNICZE
D. S. Hall, R. M. G en et, Photoelectric Photom etry of V ariable S ta rs
wyd. Intenational A m ateur - Professional Photoelectric Photom etry
(IAPPP) Fairborn O b servatory *, U SA , 1982.
A dvances in Photoelectric Photom etry vol. I (1983), vol. II (1984) wyd.
R. C. Wolpert i R. M. Genet, Fairborn O bservatory, U SA .
A stronom ia należy do dziedzin wiedzy, w której jak w żadnej innej
nauce szczególnie jest pożądany udział nieprofesjonalistów . Miłośnicy
astronom ii w nieśli duży w kład w rozwój tej nauki poprzez obserw acje
plam słonecznych, obserw acje meteorów, byli odkryw cam i komet, uzy­
skiw ali in teresujące rezultaty w trakcie obserw acji zaćm ień Słońca
i Księżyca. Jed n ak dziedziną, w której udział am atorów jest szczególnie
duży, były i są system atyczne obserw acje gw iazd zmiennych, zapoczątko­
w ane w A nglii przez J . G o o d r i c k e ’ a i E. P i g o t t a z końcem X V III
wieku. Udział m iłośników astronom ii w obserw acjach gw iazd zm ien­
nych znacznie wzrósł po opracowaniu przez A r g e l a n d e r a m etody
ocen jasności gw iazdy zmiennej. M etoda ta, zm odyfikow ana później
przez N i j l a n d a i B ł a ż k ę do dziś jest w powszechnym użyciu.
Ostatnie dziesięciolecia przyniosły znaczny w zrost zainteresow ań
niebem, przy czym dla wielu m iłośników astronom ii nie w ystarczało
już tylko podziwianie licznych interesujących obiektów, nawet przez
własnoręcznie zbudowane instrum enty, ale ęhcieli wnieść sw ój własny.
*
A d r e s : F a ir b o r n O b s e r v a t o r y , 1247 F o lk R o a d , F a ir b o r n , O h io 45324, U S A .
4/1985
URANIA
123
choćby bardzo skromny, wkład do rozwoju tej nauki. Coraz liczniej
zaczęły się pojawiać w literaturze naukowej wyniki obserwacji gwiazd
zmiennych i to zarówno oceny jasności gwiazd długookresowych, jak
też obserwacje maksimów cefeid i gwiazd typu RR Lyrae oraz obser­
wacje minimów gwiazd zaćmieniowych. Opublikowane momenty m ak­
simów i minimów okazały się niezwykle cennym m ateriałem naukowym
dla badań zmian okresów tych gwiazd, a tym samym obserwacje miłośnicze przyczyniły się do lepszego poznania procesów zachodzących
w gwiazdach pulsujących i Układach podwójnych.
M iarą zainteresowania obserwacjam i gwiazd zmiennych było po­
w stanie na świecie wielu specjalistycznych towarzystw, zrzeszających
nieprofesjonalnych obserwatorów nieba. Szczególnie aktyw ne okazały
się: Am erykańskie Towarzystwo Obserwatorów Gwiazd Zmiennych
(AAVSO) oraz Szwajcarskie Towarzystwo Obserwatorów Gwiazd Zmien­
nych Zaćmieniowych (BBSAG). A ktyw nie działają również grupy obser­
watorów gwiazd zmiennych zrzeszone w odpowiednich towarzystwach
miłośników astronom ii w Związku Radzieckim, Czechosłowacji, Francji,
RFN i innych krajch. Również Polskie Towarzystwo Miłośników A stro­
nomii m a Sekcję Gwiazd Zmiennych, niestety jej aktywność w ostatnim
okresie jest niewielka.
Aż do II wojny światowej obserwacje gwiazd zmiennych były pro­
wadzone niem al wyłącznie metodami wizualnymi i fotograficznymi,
przy czym obserwacje am atorskie były praw ie wyłącznie wizualne.
Z chwilą wynalezienia i udoskonalenia fotopowielaczy, coraz mniej
zawodowych astronomów obserwowało gwiazdy zmienne wizualnie
i,obecnie nie ma już chyba na świecie obserwatorium astronomicznego,
gdzie byłyby prowadzone obserwacje tego typu, gdyż fotom etria fotoelektryczna poprzez swą dokładność zupełnie je wyparła. Nadal jednak
metody wizualne są w powszechnym użyciu przy obserwacjach miłośniczych. Mimo iż metody te są m niej dokładne od metod fotoelektrycznych, poprzez swą masowość pozostają nadal bardzo użyteczne w sy­
stem atycznym śledzeniu w ahań jasności licznych gwiazd zmiennych.
Bardzo szybki rozwój elektroniki i powszechny dostęp do urządzeń,
elektronicznych, których ceny z roku na rok m aleją, sprawiły, że wielu
miłośników astronom ii postanowiło skompletować sobie własny zestaw
do obserwacji fotoelektrycznych. W krajach zachodnich i Japonii coraz
częściej spotyka się miłośników astronom ii, posiadających niewielki
teleskop, najczęściej własnej roboty, o średnicy zwierciadła 15—25 cm,
wyposażony w fotopowielacz w raz z odpowiednim zasilaczem i urzą­
dzeniem rejestrującym . Miłośnicy ci poświęcają swój wolny czas na
obserwacje fotometryczne gwiazd zmiennych, uzyskując rezultaty nieraz
konkurencyjne dla profesjonalnych astronomów.
W dalszym rozwoju am atorskiej fotom etrii fotoelektrycznej koniecz­
ne było sprecyzowanie zadań stojących przed tego rodzaju fotom etrią
a także opracowanie niezbędnych inform acji i porad w zakresie do­
stępnej aparatury, prowadzenia i opracowywania obserwacji, wreszcie
dostarczenie propozycji odnośnie wyboru interesujących gwiazd. Pierw ­
szą książką ujm ującą całościowo te spraw y była pozycja wydana w 1963
roku przez F. B. W o o d a pt. Photoelectric Photom etry for Amateurs.
Obecnie ukazało się kolejne opracowanie, m ające na celu przybliżenie
zagadnień fotom etrii fotoelektrycznej nieprofesjonalistom. Tym razem
autoram i książki są doświadczeni obserwatorzy gwiazd zmiennych:
Dr Douglas S. Hall z Obserwatorium ^Deyera U niw ersytetu Vanderbilt
124
U R A N IA
4/1981
w Nashville (Tennessee, USA) i Russell M. Genet z O bserwatorium
Fairborn (Ohio, USA). Mimo iż książka jest opracowana jako „prak­
tyczny przewodnik dla małych obserw atoriów ”, przeznaczona jest ona
głównie dla zaawansowanych miłośników astronomii, którzy pragnęliby
podjąć tru d skonstruowania w łasnej aparatury do obserwacji fotoelek­
trycznych i następnie prowadzić te obserwacje. Wydawcą książki jest
towarzystwo o nazwie „Międzynarodowa A m atorsko-Profesjonalna Foto­
m etria Fotoelektryczna” (IAPPP).
Omawiana książka obejm uje całość zagadnień związanych przygoto­
waniem i prowadzeniem obserwacji fotoelektrycznych. Omówiono w niej
kolejno: historię obserwacji fotoelektrycznych, urządzenie obserw atorium
astronomicznego i budowę oraz konstrukcję teleskopu, budowę foto­
m etru, wyposażenie elektroniczne — zasilacze i rejestratory, autom aty­
zację obserwacji, układy dwukanałowe, technikę obserwacji fotoelek­
trycznych, rolę atm osfery ziemskiej, standartow e systemy fotometryczne,
fotometrię różnicową, redukcję obserwacji, dokładność obserwacji, czyn­
niki w arunkujące wybór program u obserwacji wreszcie wskazówki od­
nośnie ostatecznego ustalenia program u obserwacji. Książka jest bogato
ilustrow ana fotografiam i różnych skonstruowanych fotometrów, sche­
m atam i aparatury elektronicznej, rysunkam i konstrukcyjnym i itp. Uzu­
pełniają ją wykaz literatury przedmiotu i inne niezbędne informacje.
Niejako uzupełnieniem omówionej powyżej pozycji jest wydawnic­
two cykliczne Advances in Photoelectric Photom etry (Postępy fotom etrii
fotoelektrycznej) wydawane przez Roberta C. W olperta oraz Russella
M. Geneta.
Na ogół wszystkie prace dotyczące wyników i metod obserwacji
fotoelektrycznych są przedstawiane w odpowiednich czasopismach nau-,
kowych w bardzo zwięzłej formie, która dla wielu niezbyt doświadczo­
nych obserwatorów może nie być całkiem jasna. Stąd, ideą wydawania
Advances było takie opracowanie poszczególnych zagadnień fotom etrii
fotoelektrycznej, aby mogły one w sposób jasny i przystępny, a zarazem
nieco szerszy zapoznawać czytelników z najnowszymi wynikami w dzie­
dzinie obserwacji fotoelektrycznych i najnowszymi propozycjami ulep­
szeń aparatury.
W tomie pierwszym wydawnictwa, który ukazał się w 1983 roku
znajdziemy artykuły dotyczące gwiazd zmiennych o krótkich okresach,
fotom etrii gwiazd typu Be, a także szereg referatów dotyczących różnych
problemów związanych z ap araturą do obserwacji fotoelektrycznych.
W końcowej części pierwszego tomu podano krótkie opisy kilku nie­
wielkich obserwatoriów specjalizujących się w obserwacjach fotoelek­
trycznych oraz omówiono tem atykę prowadzonych tam prac.
Tom II, wydany w 1984 roku, zawiera artykuły opracowane przez
autorów z kilku krajów, m. in. z Chin, Stanów Zjednoczonych i Związku
Radzieckiego. Pierwsza część tom u dotyczy nowych aspektów fotom etrii
fotoelektrycznej a także zagadnień związanych z autom atyzacją obser­
wacji. Zwraca uwagę interesujący artykuł na tem at wpływu zanie­
czyszczeń atmosferycznych na świecenie tła nieba wraz z omówieniem
odpowiednich metod pomiarowych. K ilka artykułów , podobnie jak
w tomie I poświęcono opisowi poszczególnych obserwatoriów i analizie
wykonywanych tam prac obserwacyjnych. Redaktorzy wydawnictwa
R. W ołpert i R. M. Genet zapowiadają ukazanie się następnego tomu.
JERZY M
KRE1NER
125
URANIA
4/1985
KALENDARZ ASTRONOMICZNY
O p racow ał G . S ita rsk i
L ip iec 1985 r .
S łoń ce
W ę d ru je po e k lip ty c e w k ie r u n k u ró w n ik a n ie b ie sk ie g o i jego d e k lin a c ja
s ta le m a le je , a w z w ią z k u z ty m d n i s ta ją się c o ra z k ró tsz e : w W a r­
szaw ie 1 lip c a S ło ń c e w sc h o d z i o 4 h l 8 m. a z ac h o d zi o 21 h l lr>; 31 ljp c a
w sch o d zi o 4h54m , z a ch o d zi o 20h29m. W lip c u S ło ń ce w s tę p u je w z n a k
L w a.
D an e d la o b s e rw a to ró w S ło ń c a (n a 13^ c zasu śro d k .-e u ro p .)
D a ta
1985
B0
L.
D a ta
1985
P
+ 2 986
+ 3 .0 8
+ 3.30
+ 3 .5 0
+ 3.71
+ 3 .9 1
+ 4 .1 0
+ 4 .3 0
75977
49.30
22.82
356.36
329.88
303.42
276.95
250.48
V II 17
19
+ 4 ę76
+ 5.63
+ 6 .5 0
+ 7.34
+ 8 .1 9
+ 9.02
+ 9.83
+ 1 0 .6 4
P
V II ~ 1 — 2942
3 — 1.51
— 0.60
5
+ 0.30
7
+ 1.20
9
+ 2 .1 0
11
+ 2.99
13
+ 3 .8 8
15
21
23
25
27
29
31
L,
+ 4 948
+ 4.66
+ 4 .8 4
+ 5.02
+ 5 .1 8
+ 5.35
+ 5 .5 0
+ 5.65
224?02
197.56
171.10
144.64
118.18
91.72
65.26
38.82
P — lcąt odchylenia osi obrotu Słońca mierzony od północnego wierzchołka tarczy;
B„, L, — heliograficzna szerokość i długość środka tarczy.
7d7h23m — heliograficzna długość środka tarczy w ynosi 0°.
K siężyc
B ezk sięży co w e n o c e b ę d z ie m y m ie li w d ru g ie j d e k a d z ie m ie sią c a , b o ­
w ie m k o le jn o ść faz K s ię ż y c a ' je s t w lip c u n a s tę p u ją c a : p e łn ia 2d 14h,
o s ta tn ia k w a d ra 10d3h, n ó w 18d2h, p ie rw s z a k w a d r a 25d2h i z n o w u
p e łn ia 31d24h. W a p o g e u m K się ż y c z n a jd z ie się 11 lip ca, a w p e ry g e u m
25 lip ca.
P la n ety i p lan eto id y
Do p o ło w y m ie sią c a w ie c z o re m n a d z a c h o d n im h o ry z o n te m m o żem y
o b se rw o w a ć M e r k u r e g o ; jego b la s k w ty m czasie s p a d a od z e ro w e j
do + 1 w ie lk o śc i g w ia z d o w e j. P rz e z c a ły m ie sią c n a d w sc h o d n im h o ry ­
zo n tem b ły szczy W e n u s ja k o g w ia z d a P o r a n n a —3.1 w ie lk o śc i. M a r s
je s t n iew id o cz n y . J o w i s z p ra w ie c a łą noc św iec i n isk o n a d p o łu d n io ­
w y m h o ry z o n te m ja k o ja s n a g w ia z d a — 2.8 w ie lk o śc i w g w ia z d o z b io rze
K oziorożca. S a t u r n w id o cz n y je s t w p ie rw s z e j p o ło w ie n o cy ja k o
g w ia z d a + 0 .4 w ie lk o śc i w g w ia z d o z b io rze W ag i. U r a n i N e p t u n
w id o czn e są p ra w ie ca łą n o c, a le m o ż e m y je o b se rw o w a ć p rz e z lu n e ty ;
126
U R A N IA
4/19S5
U ra n 6 w ielk . g w iazd , w id o c z n y je s t w g w ia z d o z b io rz e W ężo w n ik a,
a N e p tu n w g w ia z d o zb io rz e S trz e lc a . P l u t o n w id o c z n y je s t w iec z o ­
re m w g w iazd o z b io rz e P a n n y , a le ty lk o p rz e z d u ż e in s tru m e n ty (około
14 w ie lk . g w iazd .). W iec zo rem , ta k ż e w g w iaz d o zb io rze P a n n y m o żem y
p rz e z lu n e ty p o sz u k iw a ć p la n e to id y W e s t y około 7 w ie lk . g w iazd .
P o n iżej p o d a je m y w sp ó łrz ę d n e ró w n ik o w e sła b y c h p la n e t d la k ilk u d a t.
D a ta
1985
V II
2
12
22
V III 1
U ra n
re k t.
16h54T'8
16 53 . 4
16 52 . 2
16 51 .3
N e p tu n
d ek i.
re k t.
— 22°38'
—22 36
— 22 34
— 22 32
18h08tP7
18 0 7 .6
18 06 . 6
18 05.6
W esta
d ek i.
— 22°16'
— 22 16
— 22 17
— 22 17
re k t.
13h44rT19
13 5 2 .9
14 02 . 9
14 14 . 7
d ek i.
— 3°02'
— 4 37
— 6 17
—8 01
M e te o ry
O d 15 lip c a do 15 s ie rp n ia p ro m ie n iu ją m e te o ry z r o ju d e lta A k w a r y d ó w (m a k sim u m a k ty w n o śc i p rz y p a d a 27 i 28 lip ca). P o d w ó jn y
r a d ia n t m e te o ró w le ż y w g w ia z d o zb io rz e W o d n ik a i m a w sp ó łrz ę d n e :
re k t. 22h36m, d ek i. 0° i — 17°. W a ru n k i o b s e rw a c ji n ie są w ty m r o k u
do b re.
sjt
j }j
*
ld O
o b s e rw u je m y p o c z ą te k z a ć m ie n ia 2 k się ż y c a Jo w isz a ,
o 24h N e p tu n w z łą c z e n iu z K się ż y c e m w odl. 5°.
2d W lu n e c ie z je d n e j s tro n y ta rc z y J o w is z a z n a jd u je się je d e n
k sięży c, a z d ru g ie j tr z y p o z o sta łe . T e n p o je d y n c z y k sięży c, to k się ż y c 4,
a p o c z ą te k jego z a ć m ie n ia n a s tą p i o 2 h l2 rn.
2/3d W iec zo rem k się ży c 2 i jego cień p rz e c h o d z ą n a tle ta rc z y J o ­
w isza. O 22h 12ra p o ja w ia się c ie ń teg o k się ż y c a , a o sa m k sięży c 2
zb liża się do b rz e g u ta rc z y i d o p ie ro o 23M 3m ro z p o c zn ie p rz e jśc ie n a
je j tle ; k o n iec p rz e jś c ia c ie n ia n a s tą p i o l h 3m , a p rz e jś c ia sam eg o k s ię ­
ży ca o 2h34m .
4d P o p ó łn o cy k się ż y c 1 i jeg o c ie ń p rz e c h o d z ą n a tle ta r c z y J o w i­
sza; o b s e rw u je m y p o c z ą te k p rz e jś c ia : c ie n ia o l h 50m, a k się ż y c a o 2 h 3 5 n\
4/5*3 O b s e rw u je m y p o c z ą te k z a ć m ie n ia (o 2 3 M 0 m) i k o n ie c z a k ry c ia
(o 2h l l m) 1 k się ż y c a -Jo w is z a .
5d O l h Jo w isz w z łą c z en iu z K sięż y c e m w odl. 5°. O 12h Z ie m ia
w a p h e liu m n a sw e j o rb ic ie , w o d leg ło ści 152 m in k m . W iec z o re m n a
tle ta r c z y J o w is z a p rz e c h o d z i k się ż y c 1 i jego cień ; o b s e rw u je m y k o n iec
p rz e jś c ia c ie n ia o 22h36m, k się ży c a o 2 3 higm , O 22i>37m o b se rw u je m y
ta k ż e p o c z ą te k z a ć m ie n ia k się ż y c a 3; z n ik n ie o n n a g le w c ie n iu p la n e ty
w o dległości w ię k sz e j n iż p ro m ie ń ta r c z y od je j lew eg o b rz e g u (w lu ­
n ecie o d w ra c a ją c e j).
9/10d K sięży c 2 i jeg o c ie ń p rz e c h o d z ą n a tle ta r c z y Jo w isz a . O b ­
s e rw u je m y p o c z ą te k p rz e jś c ia : c ie n ia o 0h 46m, a k się ż y c a o 2h 0m .
4/1985
URANIA
127
l l/1 2 d O lh 3 m n a s tą p i p o c z ą te k z a ć m ie n ia k się ż y c a J o w is z a i te j
n o c y k sięży c 1 n ie b ę d z ie ju ż w id c zn y .
12/13d K sięży c 1 i jeg o c ie ń p rz e c h o d z ą n a tle ta r c z y Jo w isz a ; p o ­
c z ą te k p rz e jś c ia c ie n ia o 22 h l3 m. a k się ży c a o 22h46«\ n a to m ia s t k o n iec
p rz e jś c ia c ie n ia n a s tą p i o 0i>31m, a k się ż y c a o l h4m . K sięży c 3 zb liża
s ię w ty m czasie do b rz e g u ta rc z y , o 2h 37m o b s e rw u je m y p o c z ą te k jeg o
z aćm ien ia.
13d W ieczo rem 1 k sięż y c J o w is z a u k r y ty je s t w c ie n iu i ta r c z ą p la ­
n e ty ; o 2 2 h 2 im o b s e rw u je m y k o n ie c jego z a k ry c ia .
1 4 <a o 3h M e rk u ry w n a jw ię k s z y m w sc h o d n im o d c h y le n iu od S ło ń c a
(w odl. 2.7°). O l l h W en u s w z łą c z e n iu z K się ż y c e m w odl. 5°.
15d15h Z łączen ie W en u s z A ld e b a ra n e m , g w ia z d ą p ie rw s z e j w ie lk o śc i
w g w iazd o zb io rze B y k a (w odl. 3°).
16d K sięży c 3 p rz e c h o d z i n a tle ta r c z y J o w is z a i do 2 2 h llm je s t
n ie w id o cz n y .
18d O 5*1 złąc z e n ie M a rsa ze S ło ń cem . O 20h P lu to n n ie ru c h o m y
w re k ta s c e n s ji.
18/19d O lh22m o b se rw u je m y k o n iec z a k ry c ia 2 k się ż y c a Jo w isza ,
a o 2h57m p o c z ą te k z a ć m ie n ia 1 k sięży ca.
19d23h M e rk u ry w z łą c z e n iu z K się ży c em w odl. 7°.
19/20d K sięży c 1 w ra z ze sw y m c ie n ie m p rz e c h o d z i n a tle ta rc z y
J o w is z a . P o c z ą te k p rz e jś c ia c ie n ia o 0h 7m, k się ż y c a o 0h 31m ; k o n ie c
p rz e jś c ia c ie n ia o 2h 25m, a k się ż y c a o 2h 49ra.
20d W ieczo rem w p o b liżu Jo w is z a o b s e rw u je m y b r a k jeg o 1 k s ię ­
życa; je s t on n ie w id o c z n y o d 21h 26m (p o c z ąte k z ać m ie n ia ) d o 24h 5m
(k o n iec zak ry cia).
23/24d K sięży c 3 i jego c ie ń p rz e c h o d z ą n a tle ta r c z y Jo w isz a . O b ­
s e r w u je m y k o n iec p rz e jś c ia : c ie n ia o 0h 19ra, k się ż y c a 3 o lh 3 0 m.
25/26d K sięży c 2 zb liż a się d o b rz e g u ta r c z y Jo w isz a , a le n ie d o c ie ­
r a ją c do n ie j z n ik a o 0hl4m w c ie n iu p la n e ty (p o c zą te k z ać m ie n ia ) i je st
n ie w id o c z n y do 3h38m (k o n iec za k ry c ia ).
26d O 12h S a tu r n w z łą c z en iu z K się ż y c e m w odl. 3°, a o 14h n ie ­
ru c h o m y w re k ta s c e n s ji z m ie n ia k ie r u n e k sw eg o ru c h u w śró d g w iazd
n a s k le p ie n iu n ie b ie sk im .
27d P o p ó łn o cy k się ż y c 1 zb liż a się d o b rz e g u ta r c z y Jo w is z a ;
o 2h2m n a ta r c z y p la n e ty p o ja w ia się p la m k a c ie n ia , a o 2 h l5 m k s ię ­
życ 1 ro zp o czn ie p rz e jśc ie n a tle ta rc z y . O 4h M e rk u ry n ie ru c h o m y
w re k ta s c e n s ji.
27/28d K sięży c 2 i jego c ie ń p rz e c h o d z ą n a tle ta r c z y Jo w is z a i o b ­
s e r w u je m y k o n iec w ę d ró w k i: c ie n ia o 22h4m , a k się ż y c a o 22h27ra.
W ty m czasie k sięż y c 1 z b liż a się do b rz e g u ta r c z y p la n e ty b y z n ik n ą ć
w je j c ie n iu o 23h20m (p o cz ą tek z a ć m ie n ia); k o n iec z a k ry c ia te g o k s ię ­
ży ca p rz e z ta rc z ę p la n e ty o b s e rw u je m y o lh49m.
28d O 2h U ra n w z łą c z e n iu z K się ży c em w odl. 2°. W ie c z o re m do
22h49m po ta r c z y J o w is z a w ę d ru je c ie ń k się ż y c a 1, a k o n ie c p rz e jś c ia
sam eg o k się ż y c a n a tl e ta r c z y o b s e rw u je m y o 22^59™.
2 9 d 7 h Z łą c z e n ie N e p tu n a z K sięż y ce m w odl. 5°.
30/31d K sięży c 3 i jeg o c ie ń p rz e c h o d z ą n a tle ta r c z y Jo w isz a . O b ­
s e r w u je m y p o c z ą te k p rz e jś c ia : c ie n ia o 0h41m, a k się ż y c a o l h 9m .
M o m e n ty w sz y stk ic h z ja w is k p o d a n e są w czasie w sc h o d n io -e u ro ­
p e js k im , czasie le tn im w P o lsce.
128
4/1985
URANIA
CONTENTS
COflEP^AH HE
A.
H. H e f l 3 e j i b C K H — 3Be3.un Bojib-
N i e d z i e l s k i — The W olfi
-R ayet Stars.
J. M i e t e l s k i — The Astrono­
m ical Observatory of the Jagellonian U niversity (II).
C h r o n i c l e : Cygnus X -3 — Abell
41 — Geminga — the Nearest
Black Hole? — Period of Neptu­
n e’s Rotation.
V a d e -m e c u m for Observ­
ers:
Reciprocal
Occultations
and Eclipses of Jupiter’s Moons
in 1985 — Algorithms — Part IX:
K epler’s Equation and V isibility
of Planets.
Historical
Chronicle
—
Astronomical Dating of the Death
of Christ.
PTMA C h r o n i c l e : An Expedi­
tion to the Sources of the Euro­
pean Civilization.
N ew Books.
A s tr o n o m ic a l Calendar.
(jja-Paiie.
51. M e T e J i b C K H
— AcTponoMHHec-
i<an
oócepBaTopHH
YnHBepcHTeTa ( I I ) .
flrejy io n cK o ro
X p o m i K a : JleS e/ib X-3 — A6ejiji
41 — TeMHura — 6jiii>KaHixieft
MepHoft flbipoft? — riepnoA BpameHH5i H e m y n a .
CnpaBotiHHK
Ha6jiioj;aTe^!i:
B 3aiiM H bie
nOKpbITHH H 3aTMeHH5I
jiyn lOniiTepa b 1985 r. — A ^ro p in -
Mbi — MacTb IX: YpaBHeHHe Kenjiepa h BHflHMocTb mnaiieT.
H c T o p m e c K a a
x p o h u k a:
AcTpOHOMHHeCKaH flaTlip OBK a CMCpTH
XpHCTOca.
XpoHHKa
OSiaecTDa
r iy T e m e c T B u e
k
(P T M A ):
hctok3 m
n a iu e f t
euponeftcKoii miBiiJiHsamni.
Ho
b
w e
k h h
r H.
ActpO HO M H ie CK H H
K a jie ii-
A a p b.
Informacja ZG. PTMA — spraw y członkowskie:
Przy w stępowaniu do PTMA obowiązują następujące opłaty:
— osoby pełnoletnie w pisujące się na członka zwyczajnego PTMA
jednorazowe w spisow e zł 50.— + roczną składkę członkowską zł 120.—
— m łodzież do lat 18 (nieposiadająca prawa wyboru i wybieralności)
wpłaca jednorazowe w pisow e zł 20.— + roczną składkę zł 60.—
— przyjęcie na członka PTMA następuje po nadesłaniu deklaracji człon­
kowskiej oraz w niesieniu odpowiedniej opłaty j.w.
— legitym acja członkowska zostaje przesłana przez Zarz. Gł. PTMA po
przyjęciu na ew idencję w łaściw ego Oddziału PTMA w g m iejsca za­
mieszkania.
W szelkich w płat należy dokonywać na blankietach PKO z dbkładnym
wyszczególnieniem na odwrocie czego dotyczy w płata — na konto:
PKO I OM Kraków nr 35510-16391-132.
URANIA — M iesięcznik Polskiego T ow arzystw a M iłośników A stronom ii. R eda­
guje kolegium w składzie: K rzysztof Z ioikow ski — re d a k to r naczelny, M agda­
lena S roczyńska-K ożuchow ska — se k re ta rz re d ak c ji, T. Z bigniew D w orak —
re d ak to r techniczny. ADRES REDAKCJI: ul, B arty ck a 18, 00-716 W arszaw a. ADRES
ADM INISTRACJI: Z arząd Główny PTMA, ul. Solskiego 30/8, 31-027 K raków , tel.
22 38 82; n r k o n ta PKO I OM K rak ó w 35510-16391-132. W ARUNKI PRENUMERATY:
roczna dla członków PTM A — 384 zł, cena pojedynczego egzem plarza — 30 zł,
zgłoszenia w ad m in istracji, adres j.w .
W ydawca: Z akład N arodow y lin. O ssolińskich — W ydaw nictw o PA N, W rocław .
O ddział w K rakow ie, 1985. N akł. 3700+100 egjz. Obj. airk. w yd. 2,70, a lk . d ru k . 2,0.
P ap. d ru k . sat. kl. V, S5 g, 61 X 86.
In d ek s 38001
D ru k a rn ia Z w iązkow a, K raków ul. M ikołajska 13
1394/85
2,/OO-f-lOO |-3 2
1. 19