Urania - Postępy Astronomii

advertisement
POLSKIE TOWARZYSTWO A S T R O N O M IC Z N E
POSTĘPY
ASTRONOMII
K W A R T A L N I K
T OM XIII -
Z E S Z Y T
4
1965
WARS ZAWA • P A Ź D Z I E R N I K - G R U D Z I E Ń
1965
KOLEGIUM RED AK CYJN E
Redaktor Naczelny
Stefan Piotrowski, Warszawa
Członkowie:
Józef Witkowski, Poznań
Włodzimierz Zonn, Warszawa
Sekretarz Redakcji:
Ludosław Cichowicz, Warszawa
Adres Redakcji: Warszawa, ul. Koszykowa 75
Obserwatorium Astronomiczne Politechniki
WYDAWANE Z ZASIŁKU
POLSKIEJ AKADEMII NAUK
Printed in Poland
Państwowe Wydawnictwo Naukowe
O ddział w Łodzi 1965
W ydanie I.
Nakład 428+ 122 egz.
Ark. wyd. 3,00,
ark. druk. 2 12/16
Papier offset, kl. III, 80 g. 70X 100.
Oddano do druku 28. V II. 1965 roku.
D ruk ukończono w październiku 1965 r. Zam. 314 N-12. Cena zł 10,—
Zakład Graficzny PWN
Łódź, ul. Gdańska 162
TELESKOPY
JÓZEF
SMAK
TEJIECKOriH
tO3 e (J) C m a k
3Ta cTaTba ocHOBaHHaa aa pa6oTe B a y a n a ony6jiHKOBaHHofi b A . J,
TELESCOPES
This article is based on B o w e n ’ s paper published in A J .
Podstawowym narzędziem badań astronomicznych w dziedzinie optycznej
jest i pozostanie teleskop. Mimo „konkurencji” ze strony radioteleskopów i róż­
nego typu badań prowadzonych poza atmosferą Ziem i, rola teleskopu na pewno
nie ulegnie umniejszeniu. Właśnie na najbliższe dziesięciolecie planuje się
budowę wielu nowych teleskopów — średnich i dużych, by nie wspominać o m niej­
szych. W wyniku zrealizowania tych planów astronomia światowa dysponować
będzie około roku 1975 ponad czterdziestoma teleskopami o średnicach rzędu
200 cm (80 cali) lub większych. Nic też dziwnego, że zagadnieniom budowy
i
eksploatacji teleskopów poświęca się wszędzie wiele uwagi. Przykładem
niezwykle wnikliwej — a dodajmy od razu: zaskakującej wnioskami — dyskusji
tych problemów może być Wykład Russellowski wygłoszony na 116 Zjeździe
Amerykańskiego Towarzystwa Astronomicznego przez 15. B ow e n a , długolet­
niego dyrektora Obserwatoriów na Mt. Wilson i Palomar, jednego z twórców
teleskopu 200-calowego i jego aparatury pomocniczej, wreszcie — jednego z czo­
łowych znawców tych zagadnień.
Zanim streścimy najważniejsze rozważania i konkluzje B o w e n a , przy­
pomnijmy dwa oczywiste chyba fakty. Pierwsze — „w ydajność” teleskopu zale­
ży od trzech czynników: a) jego średnicy, b) parametrów optycznych i(lub) elek-
234
/ . Smak
tronicznych oraz jakości przyrządów pomocniczych, oraz c) klimatu w sensie
astronomicznym, tj. ilości pogodnych godzin obserwacyjnych w roku i jakości
obrazów, czyli tzw . seeingu. Drugie — budowanie dużych teleskopów jest przed­
sięwzięciem kosztownym. Koszt budowy i eksploatacji teleskopu zależy co
najmniej — ja k zakłada B o w e n
— od kwadratu średnicy teleskopu; bliższa
rzeczywistości jest chyba nawet trzecia potęga. Z drugiej strony środki ma­
terialne, jakim i dysponują astronomowie, s ą i pozostaną ograniczone. W tej
sytuacji całokształt problemów związanych z budową dużych teleskopów można
sprowadzić do zagadnienia znalezienia rozwiązań najekonomiczniejszych i naj­
efektywniejszych. Ujmując to najbrutalniej — chodzić powinno o odpowiedź
na pytanie, jaka kombinacja teleskop-spektrograf-klimat pozwala na ,,najtańsze”
zaczernienie jednego ziarna em ulsji w spektrogramie o wysokiej dyspersji (dla
gwiazdy o jasności m), lub na analogiczne pytania w innych dziedzinach astro­
nomii optycznej: fotometrii, spektroskopii w małej dyspersji itd.
B o w e n zajmuje się tylko samymi teleskopami i tymi spośród pozostałych
parametrów (seeing, średnica lub św iatłosiła kamery spektrografu), które w bez­
pośredni sposób określają efektywność teleskopu. Zakłada z ł ’im, że budować
będziemy teleskopy w możliwie najlepszym klimacie, że dysponować będziemy
najwyższej jakości przyrządami pomocniczymi itd . Nie sposób w krótkim stresz­
czeniu podać in extenso wszystkich wywodów. Dla przykładu ograniczymy się
więc tylko do kilku z nich.
OBSERW ACJE FO T O E L E K T R Y C ZN E
Wprowadźmy oznaczenia: D — średnica teleskopu, t — czas obserwacji
(w sek.), (3 — średnica obrazu gwiazdy {seeing), n — ilość fotonów pochodzą­
cych od gwiazdy i padających w 1 sek. na 1 cm2 powierzchni zwierciadła, s —
ilość fotonów pochodzących od 1 sek.2 tła nieba i padających w 1 sek. na 1 cm2
powierzchni zwierciadła. Całkowita ilość fotonów pochodzących od gwiazdy
wynosi więc nD2t; od gwiazdy + tła mamy zaś nD2t + |32sD 2t. (Przytoczony tu
za B o w e n e m wzór nie jest ścisły. Je ś li przyjąć, że pomiary wykonujemy
z diafragmą o średnicy 6, przy czym jest to najmniejsza stosowalna przy danym
seeingu diafragma, to słuszna będzie zależność 5 = xf>. Całkowita ilość fotonów
TT
pochodzących od tła będzie zaś dana przez — fi2x2sD2t. Różnice pomiędzy tym
wyrażeniem i wyrażeniem stosowanym przez B o we n a nie wpływają jednak na
konkluzje
jakościowe). „ B łą d ” pomiaru wynosi natomiast [(n + [32s ) D 2t] ^ ,
a błąd względny (dla samej gwiazdy)
g _ [(ra + ft2s) D 2t]l/> _ (n + płas)1/j
nD2t
nDt%
235
Teleskopy
Rozpatrzmy teraz dwa przypadki. Przypadek I — gwiazda jasna, dla której
n »
przypadek II — gwiazda słaba, dla którój n « fi2s. Otrzymujemy dla
tych dwu przypadków
B = l/n ^ i Dt% (I)
oraz
B = (3s^/nDt^t (II).
W obydwu przypadkach więc dokładność zależy od czynnika Z)i^, przy czym
w przypadku II zależy również (co jest oczywiste) od seeingu i jasności tła
nieba. Bo w en przedstawia otrzymane wyniki w nieco innej formie, dając od­
powiedź na pytanie ,,jaką najsłabszą gwiazdę (co określa n) możemy zmierzyć
danym teleskopem w czasie i (i przy innych założonych parametrach) z zadaną
dokładnością 6 ” . Odwracając powyższe wzory mamy:
I /n = B2D2t (I)
oraz
l/ n =
SPEKTROSKOPIA - NAJW YŻSZA D YSPE RSJA
Ilość energii skupianej w ognisku coudi proporcjonalna jest do kwadratu
średnicy teleskopu (zakładamy m = const.), tj. do D2. Jeśli ogniskowa teleskopu
(w układzie coudi) wynosi /(tel.), a zatem światłosiła F = f(te\,)/D, oraz jeśli
średnica obrazu gwiazdy (seeing) wynosi [3 (np. w sekundach łuku, lub radianach), to jasność powierzchniowa obrazu w ognisku coudź jest proporcjonalna
do DVp2/1» czyli do 1/(3JFJ. Ponieważ przy najwyższej dyspersji widma uzyskuje
się kamerą spektrografu o ogniskowej porównywalnej lub dłuższej od ognisko­
wej kolimatora, przeto nieposzerzane widmo gwiazdy (tj. poszerzone tylko przez
seeing) ma już wystarczającą dla spektrofotometrii szerokość i nie ma potrzeby
poszerzania widma przez prowadzenie gwiazdy wzdłuż szczeliny spektrografu.
Przy szerokości szczeliny spektrografu W każdy element o powierzchni W2 będzie
odwzorowywany na kliszy jako element p2. Będzie przy tym ^//kolim = p//kam »
gdzie /koiim.i /kam.
odpowiednio ogniskowymi kolimatora i kamery. Można
wyeliminować je poprzez średnicę wiązki (tj. średnicę kolimatora i siatki dy­
frakcyjnej) — d, oraz światłosiły / ’’ k o l i m . F k a m • Z drugiej strony ogniskowa
kamery wraz z dyspersją kątową dawaną przez siatkę (a) określa dyspersję
liniową na kliszy (s). Mamy s = ct/kam., lub /kam = s/ a* Zależność między
W i p można więc przepisać jako W/Fd = pa/s, gdzie korzystamy z równości
^kolim. =
Wzór ten określa szerokość szczeliny w funkcji parametrów spek­
trografu i żądanej dyspersji, oraz szerokości obrazu szczeliny na kliszy, którą
przyjmujemy zwykle równą zdolności rozdzielczej emulsji, tj.o k. 20 mikronów.
Ilość energii padającej na element kliszy o rozmiarach p1 będzie proporcjo­
nalna do elementu na szczelinie, tj. do W2 i do jasności powierzchniowej obrazu
na szczelinie (patrz wyżej).
Wreszcie wprowadźmy czynnik czasu (t) i dla całkowitej ilości energii sku­
pionej na elemencie P2 otrzymamy
Wynik brzmi: przy zadanym parametrze siatki (a) oraz zdolności rozdziel­
czej kliszy (p) i żądanej dyspersji (s) „efektywność” kombinacji teleskop-spektrograf, tj. ilość fotonów padających na element kliszy, je s t proporcjo­
nalna do czasu ekspozycji, do kwadratu średnicy kolimatora (co określa średnicę
siatki) i odwrotnie proporcjonalna do seeingu w kwadracie. Średnica teleskopu
w ogóle nie występuje!
Przejdźmy teraz do podsumowania wyników, podając za B o we n e m tabel­
kę (tabela 1) zależności „efektywności” teleskopu dla pomiarów (fotometrycznych lub spektroskopowych) obiektów względnie „jasnych” , lub też ,,wykry­
wania” (na tle nieba nocnego) obiektów najsłabszych, od czterech tylko para­
metrów: średnicy teleskopu, czasu obserwacji, średnicy kolimatora (dla spektro­
skopii) i seeingu. W przypadku „wykrywalności” linii w widmach słabych
obiektów Bo w e n rozróżnia dwa pod-przypadki: a) gdy linię (np. emisyjną)
chcemy „wykryć” na tle widma ciągłego obiektu i b) gdy „tłem ” je s t tło nieba
nocnego; tutaj zaniedbuje się jednak istnienie emisji nieba nocnego zakłada­
j ą c , że w obszarach o silnej emisji sprawa je s t — dla słabych obiektów — bez­
nadziejna.
Liczby podane w tabeli 1, to wykładniki (g, h, i, j) w ogólnej zależności
„granicy zasięgu” teleskopu w mierzeniu jasnych lub „wykrywaniu” słabych
obiektów, która — jak widzieliśmy z przykładów — ma postać Dgt lid i^ . W róż­
nych przypadkach wykładniki te s ą różne. Są one różne nawet w obrębie tej
samej techniki (np. spektroskopia coudi) w zależności od innych jeszcze para­
metrów (patrz tabela), takich jak ogniskowa teleskopu, iloczyn 0 F kam śred­
nicy teleskopu przez światłosiłę kamery spektrografu itd. Gdy chodzi o wykry­
cie słabej linii (emisyjnej lub absorpcyjnej) na tle widma ciągłego obiektu lub
też widma nieba, to wynik oszacowań pokazuje też zależność od tego, czy przy
stałej średnicy kolimatora (i siatki) d zmieniamy ogniskową (i św iatłosiłę, F k #m)
k a m e r y , czy też postępujemy odwrotnie.
Przejdźmy teraz do wniosków, jakie B o w e n wyciąga z wyników zestawio­
nych w tej tabeli.
1) Wzrost efektywności teleskopu, pochodzący od zwiększania jego śred­
nicy, je s t we wszystkich przypadkach mniejszy dla dużych teleskopów niż dla
małych.
2) Nie ma zasadniczego ograniczenia zasięgu danego teleskopu. Zwięk­
sza ją c odpowiednio czas obserwacji możemy — w zasadzie — dokonywać obser­
wacji dowolnie słabych obiektów. W niektórych wypadkach wiąże się to z ko­
n ieczno ścią dokonywania pewnych modyfikacji w aparaturze pomocniczej i tech­
nice obserwacji.
3) Przy technice fotograficznej {direct), fotometrii fotoelektrycznej, oraz
Teleskopy
T a b e la
237
1
Z a le ż n o ś ć z a s ię g u te le s k o p u od jego średnicy (D), c z a s u ob serw acji (t), średnicy kolim atora spektrografu (d), o raz seeingu (|3)
f — d łu go ść ognisko w a tele sk o p u
f k a m , = św ia tło siła kamery spektrografu.
F otom etria fotoelektryczna:
ja s n y obiekt (pomiai dokładny)
słab y
"
(„ w y k ry c ie ” )
Fotografia:
/ m n iejsze od 3 m
/ w ięk sze od 3 m
Spektroskopia:
pomiar dokładny, D F k am . < 3 m
"
"
3 m < D F ±am . < 40 m
. > 40 m
wykrycie s ła b e j linii*, DF±am < 3 m
" *>0 / r k a m > 3 m :
a) na tle widma n ie b a , j e ś l i d = co nst
j e ś l i F ^ am = c o n s t
b) n a tle widma ciąg łeg o gwiazdy,
j e ś l i d = co n st
"
^kam . =
d
D
R od zaj obserw ac ji
const
P
2
1
1
1/2
2
1
1
1/2
...
...
0
-1
2
1
0
2
1
1
1
0
1
2
...
0
-1
-2
0
1/2
1 /2
1 /2
1
...
•.•
-3 /2
-3 /2
1/2
1 /2
1/2
1
1
•
•
••
••
0
-1
-1 /2
-3 /2
*W obydwu przypadkach podajemy tu wyniki dla lin ii „ o s t r y c h ” , które na spektrogramie s ą w ęższe lub równe sz e r o k o ś c i rzutowanej s z c z e l i n y . B o w e n podaje tak że
z a le ż n o ś c i d la lin ii „ s z e r o k i c h ” (patrz oryginalna ta b e l a w omawianej tu pracy).
d l a w i ę k s z o ś c i przypadków s p e k tr o s k o p ii w m a łej d y s p e r s j i z a s i ę g te l e s k o p u
j e s t f u n k c ją b ą d ź D2t , b ą d ź te ż D t Z drugiej s tro n y k o s z t budowy i e k s p l o a t a ­
c j i te le s k o p u z a le ż y od D2t . Stąd w n io s e k , że przy o b s e r w a c ja c h w y m ie nio nych
p o w y że j ich k o s z t j e s t n i e z a l e ż n y od rozm iaru t e l e s k o p u . D la o b s e r w a c j i s p e k ­
tro sk o p o w y ch w w y so k ie j d y s p e r s j i , o r a z — j a k p o k a z u je B o w e n — d l a m ałej
d y s p e r s j i przy ś r e d n ic y te le s k o p u 200 c a li lub w i ę k s z e j , z a s i ę g te le s k o p u z a ­
leży w p r z y b li ż e n i u od ilo c z y n u Dt , a w pew nych s k r a jn y c h p rzy p a d k a c h w o g ó le
od D nie z a l e ż y . W tym w ypadku te l e s k o p y du że s ą m niej e fe k ty w n e (t j . k o s z to w ­
n i e j s z e ) n iż m a łe .
W d a l s z y m c ią g u B o w e n ro z p a tru je problem: ,,je d e n te l e s k o p 4 0 0 - c a lo w y ,
c z y c z te ry 2 0 0 - c a lo w e ” ; z a k ł a d a przy tym, że k o s z t k a ż d e j z dwu w e r s ji byłby
ta k i s a m , c o praw d opodob nie nie j e s t ś c i s ł e — c z te ry „ k o p i e ” te l e s k o p u H a l e ’a
k o s z to w a ły b y t a n i e j . W szystko z d a je s ię prz e m a w ia ć z a w e r s j ą c z t e r o t e l e s k o pow ą: b u d o w a c z te r e c h te le s k o p ó w 2 0 0 -ca lo w y ch b y ła b y z n a c z n ie s z y b s z a
i te c h n i c z n i e ł a t w i e j s z a , ich e f e k ty w n o ś ć t a k a s a m a d la f o to g ra fii, foto m etrii
fo to e le k tr y c z n e j i pew nych przypadków s p e k tr o s k o p ii, n a t o m ia s t z n a c z n ie w y ż-
238
] . Smak
s z a d la spektroskopii w w ysokiej d y s p e rsji. Tę efektywność można by z n a c z ­
nie podnieść,gdyby za m ia st rozwiązywania problemów technicznych przy budo­
wie) teleskopu 400-calowego zwrócono główną uwagę na niewykorzystane możli­
w ości jakie tk w ią w aparaturze pomocniczej, tj. gdyby poszukano lepszych
rozw iązań w tej w łaśnie d z ie d z in ie . Wydaje s ię , że te wnioski zaważyły w sp o­
sób istotny na planach rozwojowych astronomii obserw acyjnej w USA ( patrz
, ,Raport Komisji Whitforda” , którego omówienie ukaże s ię w jednym z n a jb liż ­
sz y c h zeszytów „ P o s tę p ó w A stronomii” ). Już w tej chwili w dość z a a w a n s o ­
wanym stadium s ą plany budowy kilku teleskopów o rozmiarach rzędu 150—200
c a li, m.in. 200-calowe reflektory dla południowych sta c ji Obserwatoriów na Mt.
Wilson i Paloniar (tzw. CARSO) i południowej s ta c ji Uniwersytetu Kalifornij­
skiego (Obserwatorium L ic k a ).
Na zakończenie warto może dodać kilka uwag, ja k ie n a su w a ją się przy le k ­
turze artykułu B o w e n a . W artykule tylko marginesowo potraktowane s ą z a ­
gadnienia zw iązane z czynnikami „ n ie z a leż n y m i” od te le sk o p u , takimi jak
np. ja s n o ś ć tła nie ba , ieeing, efektywność przyrządów pomocniczych itd . Z a c z ­
nijmy dla przykładu od zasięg u w technice fotograficznej. B o w e n pokazuje,
źe z a s ię g teleskopu zw iększyć można pow iększając o gniskow ą teleskopu (a więc
np. ognisko C a ss e g r a in a zam iast głównego) i w ydłużając odpowiednio e k s p o ­
z y c ję . P o z o s ta je jednak zaw sz e ja s n o ś ć tła n ieba (w pierw szej p o tędze). Ten
oczyw isty fakt spraw ia, że tak wiele m iejsc a pośw ięca s ię znajdowaniu miejsc
o ciemnym niebie — z d a la od m iast, n a jc z ę ś c ie j w gó rach.
Inny przykład — to porównanie efektyw ności spektrografów na m ałą dyspersję pracujących n a wielkich telesko pach i spektrografu mgławicowego reflektora
C r o s s le y a (średnica 36 cali), zbudowanego przez M a y a l l a w 1935 roku i w sp ó ł­
zaw odniczącego odtąd pomyślnie z teleskopami 100-, 120- i 200-calowyin. B o ­
w e n pokazuje, że w przypadku C ro s sle y a mamy do cz yn ie n ia z optymalną kom­
b in a c ją św ia tło siły kamery, sz e ro k o śc i szczeliny i średnicy te leskopu, w wyni­
ku c z eg o jego „ e fe k ty w n o ść ” w porównaniu z efek ty w no ścią większych t e l e ­
skopów z a le ż y tylko od pierw iastka średnicy te le sk o p u . Stosuje się to jednak
tylko d la obiektów rozciągłych (np. galaktyk), d la których z r e s z tą Crossley
Nebular Spectrograph z o s ta ł zaprojektowany. T ym czasem wiadomo, że wyż­
s z o ś ć tego spektrografu po z o sta je i przy obserw acjach gwiazd. P rzykład: n a j­
s ł a b s z ą gwiazdą, d la której udało się uzyskać spektrogram j e s t +4°4048 B o j a ­
s n o śc i m pg = 20.5; spektrogram z o sta ł uzyskany przez H e r b i g a spektrogra­
fem mgławicowym C r o s s le y a przy ekspozycji zaledwie ok. 4 godz. (dy spersja
430 A/mm przy Hy)! Wydaje s i ę , że tajemnica tkwi w zredukowaniu do minimum
s t r a t ś w ia tła w spektrografie. J e s t on spektrografem pryzmatycznym, co wpraw­
dz ie uniemożliwia sto sow an ie różnych d y sp e rsji, ale pozwala w ykorzystać
przewagę tego rozw iązania nad spektrografami siatkowymi, w których z a tak
w ażną na ogół „ e l a s t y c z n o ś ć ” płacić trz e b a zm niejszon ą efektyw no ścią.
W reszcie, by pokazać n a jd ra sty c z n iej rolę czynników innych od samej tylko
Teleskopy
239
śred n icy te le sk o p u , rozpatrzm y pew ien fikcyjny przykład. Porównajmy efektyw ­
ność dwu teleskopów w a sp e k c ie spek tro sk o pii coude„ T e lesk o p A — śred n ica
200 c a li (500 cm) w yposażony w sp ek tro g raf z s ia tk ą o śred n icy 15 cm; j e s t to
maksimum, jakiego w tech n ice w ykonyw ania sia te k dyfrakcyjnych nie udało się
dotąd pom yślnie przekroczyć (istn ie ją c y te le sk o p 200-calowy pracuje w układzie
coudd z s ia tk ą o śred n icy o k . 30 cm, b ę d ą c ą „m o zaik ą” z ło ż o n ą z c zterech
kaw ałków ). N iech telesk o p ten pracuje w klim acie charakteryzującym się śre d ­
nim seein g iem rzędu 2 sekund łuku i 50 nocami pogodnymi w roku. Odpowiada
to — przy pewnym optymizmie — klim atow i półhocno-w schodniej c z ę ś c i USA, lub
klim atow i P o ls k i. T e le sk o p B — śre d n ic a 40 c a li (100 cm), którego spektrograf
c o u i i udało się w yposażyć w d o b rą sia tk ę o średnicy 30 cm . W łaśnie w tym
kierunku id ą obecnie w ysiłki konstruktorów w USA i Z SR R . N iech te lesk o p ten
pracuje w bardzo dobrym klim acie: se e in g rzędu 1 s e k . łuku i 250 pogodnych
nocy w roku. To odpow iada praw dopodobnie klimatowi n a sz c z y c ie T o lo lo , w C hi­
le (s ta c ja południowa obserw atorium na Kitt P e a k ). P o d sta w ia ją c do wzorów
B o w e n a otrzymujemy, że w sp ek tro sk o p ii w średniow ysokiej d y sp e rsji (wid­
ma p o szerzane) te le sk o p B b ęd zie z b ie ra ł obserw acje sz y b c ie j o czynnik 4.
W n ajw y ższej d y sp ersji zaś (widma nie poszerzane) przew aga telesk o p u B bę­
dzie w yrażała się czynnikiem 80. J e ś li z a ś uw zględnić, że te le sk o p A (budowa
i e k sp lo a ta c ja ) j e s t 5 J = 25 razy d ro ższy od teleskopu B , to uzyskujem y, że
w przypadku pierwszym te le sk o p B będzie efektyw niejszy (tań szy w odniesieniu
do jednej obserw acji) od telesk o p u A o czynnik 100, z a ś w przypadku drugim
o czynnik 2 000.
i
f j.
.v
, -
Z PRACOWNI I OBSERWATORIÓW
EKOSFERY GWIAZD PODWÓJNYCH
(ST RESZCZENIE)
J. G A D OM S K I
3KOC$EPbI flBOfiHMX 3BE3fl
(KoHcneKT)
fl. T a B O M C K H
ECOSPHERES O F DOUBLE STARS
(Summary)
W tomach V I (141-149), VII (272-277), IX (37-42) i XI (61-64) „Postępów Astro­
nom ii” autor streścił poszczególne etapy opracowania przez siebie geometrii ekosfer
gwiazdowych. N iniejszy artykuł je st końcowym z te j serii.
W Galaktyce co najm niej połowa gwiazd to systemy podwójne i wielokrotne; stąd
problem ekosfer tego typu układów posiada kapitalne znaczenie z punktu widzenia bio­
lo g ii kosm icznej. Ekosfery tych systemów m ają na ogół skomplikowany kształt, zmie­
n iający się w rytmie wzajemnego obiegu składników dokoła wspólnego ich środka ma­
sy. Stosunkowo prosto przedstawia się to zagadnienie w odniesieniu do ciasnych ukła­
dów podwójnych. Spróbujemy je u jąć w fonnuły matematyczne.
Na powierzchni ewentualnych planet energie promieniste (£ * ) nadbiegające z po­
szczególnych słońc (A, B) sum ują się . Według prawa Stefana-Boltzmanna mamy dla
gwiazd traktowanych jako c ia ła doskonale czarne:
E , - o x 7’{ >
(1)
gdzie: CT= 1,374 X 10’ “ ca l/cm 1 sec.
Cała powierzchnia gwiazdy emituje ilo ś ć energii:
2
E » x 4 K* it,
z której planeta krążąca w średniej odległości d otrzymuje:
E * x 4 R 1 ir _ £
4 d* tt
(* •)•.
\ d)
( 2)
242
Z pracowni i obserwatoriów
W ciasnych systemach gwiazd podwójnych, w których planety okrążają niewątpliwie
wspólny środek masy słotc A, B, otrzymują one od nich według (2) następującą ilość
energii promienistej:
e a,b = E a { j ~ )
+
- T 1 [E a r2a + eb
r%b) •
Po zastosowaniu wzorów (1) i (2), mamy ze wzoru (3):
EA . B = f Ą T *
R X + T * B R h ).
(Z)
Po osiągnięciu równowagi termicznej planeta (P), traktowana jako ciało doskonale
czarne wypromieniowuje według (1):
E p = <j T p .
(4)
Wówczas mamy równość:
E A,B=
+ Tś * h ) = o * * ? ,
(5)
stąd:
(6)
tp
Gdy planeta wiruje dostatecznie szybko dokoła osi, to według [l]:
r'
•
W
Dla planet krążących w centrum termicznym ekosfery (A), gdzie osiągają one tem­
peraturę Tp = 278°K, mamy ze wzoru (7^:
4=
y/TX * \ ' Th*i-
<»>
D la planet krążących w centrum termicznym ekosfery znajduję na okres ich obieg“ (P A>:
P
= 2^\ l ..
A' —
(9)
gdzie Mą , Mg— oznaczają masy słońc składowych.
Z 97 gwiazd zaćmieniowych „rozwiązanych” w katalogu Z . K o p a ł a [2] autor wy­
brał 73 obiektów, dla których podano oddzielnie typy widmowe składników, co pozwoliło
Z pracowni i obserwatoriów
243
wyinterpolować temperatury powierzchniowe składników [3]. Obliczono dla tych gwiazd
A oraz P&, otrzymując średnio: A = 17A0, P& - 31 ?2 oraz największą elongację skład­
ników 2d = 51',6 oglądanych z A. Opierając się na rozeznania 0 . St r u v e go [4], ii
gwiazdy o widmach
F5 posiadają planety, okazuje się, że 50 spośród badanych
systemów jest otoczone planetami.
R y s . 1. Przekrój ekosfery gwiazdy zaćmieniowej S C n i. Indywidualne ekosfery słońc składowych
A, B sumują się w pewien specyficzny sposób, dając e ko aferę wspólną dla układu (wykres). War­
tości liczbowe poszczególnych parametrów dla tego układu są: A^j — 11,90. A®, Ag = 5,99 A©,
A/l+fl = 13,32 Ag), Ta = 10 700°, Tb = 5100°, R a = 3,4 R©, R g = 7,6 R©, UA ~ 6,8 [email protected], «B = 2,4A%,,
A (połowa osi wielkiej orbity) = 39,5 R©> 2 ot (największa elongacja słońc składowych, obserwo­
wanych z planet krążących w odleglbSci A
96l7, P A ,B = 9*48, P& = 47?0)
W luźnych systemach podwójnych oraz w układach wielokrotnych, w których nie
wszystkie planety okrążają wspólny środek masy układu, lecz obiegają bezpośrednio swe
słońca macierzyste, ekosfery mają kształt skomplikowany i zmieniają się w rytmie
obiegu wzajemnego słońc składowych. Wymagają każdorazowo osobnych obliczeń. Dają
duże bogactwo i różnorodność zjawisk.
LITERATURA
[ 1 ] ,,Postępy Astronomii’', VI, pg. 141, wzór (3).
[2D Z. K o p a l , Catalogue of Elements of Eclipsing Systems (1956).
C33P. K u l i k o w s k i , Poradnik mdoSnika astronomii, pg. 84 (1956).
C 4]0. S t r u v e , Stellar Evolution (1956).
■
Z L IT E R A T U R Y NAUKOWEJ
WYZNACZENIE WSPÓŁRZĘDNYCH BIEGUNA CHWILOWEGO
Z WYNIKÓW MIĘDZYNARODOWYCH OBSERWACJI CZASU
M. D U K W I C Z - L A T K A
Do wyznaczeń współrzędnych chwilowego bieguna Ziem i wykorzystywano do nie­
dawna dane obserwacyjne sta c ji biorących u d z ia ł w Międzynarodowej Służbie Szero­
kości (1LS). S ą to stacje położone na równoleżniku +39cb8/ i wyposażone w klasyczne
teleskopy zenitalne. W zw iązku z włączeniem się do Służby Szerokości licznych nowych
s ta c ji, leżących w różnych szerokościach, ILS zostaje obecnie przekształcona w Mię­
dzynarodową Służbę Ruchów Bieguna (IPMS). Nowowłączone stacje rozporządzają często­
kroć nowoczesnymi instrumentami pozwalającymi na jednoczesne wyznaczanie szeroko­
ś c i i poprawek zegara. W iąże się to z m ożliw ością wyznaczenia współrzędnych bieguna
chwilowego z danych obserwacyjnych Służby Czasu i porównania ich z wynikami uzyska­
nymi na podstawie obserwacji szeiokości.
Ja k wiadomo, ruchy bieguna powodują zmiany dhigości i szerokości geograficz­
n ej, które można przedstawić w następującej postaci:
A<j> = rcos(A-/)
(1)
AA = rsin(A-Z) tgif,
przy czym długość bieguna chwilowego l w iąże się ze współrzędnymi tego bieguna
x, y przy pomocy zależności:
x = rcosZ
(2 )
y = rsinZ.
D la tgy bliskiego jedności, zmiany długości i szerokości geograficznej mają podob­
ny charakter i przesunięte s ą względem siebie w fazie o 90°.
Istotna różnica przy stosowaniu wyników obserwacji szerokości i czasu polega na
tym, że w wypadku obserwacji szerokości wykorzystuje się bezpośrednio zmiany szero­
kości stacji obserwacyjnych, podczas gdy przy wykorzystaniu obserwacji czasu wpro­
wadza się do wyznaczeń różnice zm ian dla dwóch lub w ięcej s ta c ji.
Opracowana przez I i j i m a i O k a z a k i [l] metoda badania ruchów bieguna przy
pomocy danych obserwacyjnych Służby Czasu, może być w przyszłości wykorzystana do
stałych wyznaczeń.
Oznaczamy przez ©,- bezbłędny moment obserwacji i-tej stacji, L i — bezbłędną war­
tość długości geograficznej, 6 Ti oraz 5A; — różnice pomiędzy wielkościam i obserwowa­
nymi i bezbłędnymi, tj.
Z literatury naukowej
246
Ti = Q i * STt
\ =L
(3)
i * 5 \.
Uzyskiwany z obserwacji czas uniwersalny TUO{ = Ti - Q q + Aj + 12*1 można teraz
przedstawić w postaci sumy bezbłędnego czasu TUI, jednakowego dla wszystkich stacji
(TUI otrzymuje się z TU0 po uwzględnieniu zmian długości, spowodowanych ruchami
bieguna — AA), oraz 52J , 6A£ i AAf. Różnica TUO dla dwóch stacji będzie wynosiła:
TUOi - TUOj = (6Ti - 67}) + (6A*- 6Ay) - (AAf - AA/).
(4)
Pierwszy wyraz po prawej stronie równania (4) zawiera składowe zmienne: niere­
gularną. i okresową, a drugi — tylko stałą.
1956
1957
195i
1959
1960
Rys. 1. Wahania rńinic TUO - TUOi dla jedenastu stacji w okresie 1956-1960
Wykorzystując dane obserwacyjne wielu stacji wprowadza się różnice każdej z nich
od średniej. W ten sposób - o ile przyjmiemy, źe ST jest bliskie zera - otrzymamy dla
i-tej stacji zależność w postaci:
InTo- ri/O ii
- IFa - 6At! = { a a ż -
5X! -sr£.
(5)
Z literatury n a u k o w e j
247
W rów naniu tym p ierw szy wyTaz po lew ej stro n ie uzyskam y z danych o b serw acy j­
n ych, 6 A - 6A; =
— je s t d la i-te j s ta c ji s ta łą popraw ką, k tó rą n a le ż y w prow adzić
w c elu u z y sk a n ia w spólnego układu o d n ie s ie n ia , n a to m ia st w a rto ść AA; można pow ią­
z ać z szukanym i w spółrzędnym i b ieg u n a chw ilow ego x , y p rzy pom ocy z a le ż n o śc i:
Al
1000 /
• ,
AA;
- -j-g
- (xsinA;
- ycosAj) tg<p; .
P o c z ą te k układu (x , y ) u m ieszczo n y je s t w b ieg n n ie średnim d la danego o k resu .
R o zw iązując układ rów na i (5) m etodą n a jm n iejsz y c h kw adratów , można u z y sk ać po­
szukiw ane w sp ó łrzęd n e bieguna * i y .
P on ad to ro zw iązan ie d aje dla uw zględnionych s ta c ji o d ch y łk i 62J . W odchyłkach
tych m ożna w ydzielić sk ład o w ą o k reso w ą, o o k resie rocznym i półrocznym , w yw ołaną
błędam i katalogow ym i gw iazd typu A a * oraz wpływem warunków m eteorologicznych
a tak że sk ład o w ą n ie re g u la rn ą , spow odow aną błędam i osobow o-instrum entalnym i i pew ny­
mi błędam i przypadkow ym i.
Do o b liczeń au torzy w y k o rzy stali w yniki o b se rw a c ji je d e n a stu s ta c ji w o k resie lat
1956—1960. R ysunek 1 p rz ed sta w ia w ah an ia ró żn ic TUO — TU0; w okół poziom u /C; d la
k ażd ej z ty c h s t a c ji .
R ys. 2. Porównanie wyników ILS, BBU i autorów
omawianej pracy
R y s . 3 . Wartości nieregularnej składowej wyra2U Sf.
248
Z literatury naukowej
Uzyskane zmiany współrzędnych bieguna zostały porównane z wynikumi otrzyma­
nymi przez ILS i BIII (rysunek 2). Systematyczna różnica między wielkościami x i y
otrzymanymi przez autorów oraz ILS powstała wskutek przyjęcia różnych początków
układu współrzędnych. Dla obserwacji ILS umieszcza się początek układu w biegunie
średnim z okresu 1900—1905, natomiast autorzy przyjęli za początek biegun średni
w okresie 1956—1960. Aby sprowadzić ich wyniki do rezultatów uzyskanych przez ILS,
należy uwzględnić systematyczne poprawki: dla x - +0’,’042, dla y - +0’,’ 192.
Wartości nieregularnej składowej wyrazu 5Ti (wykres 3) s ą miarą niestabilności
obserwacji czasu i mogą służyć do obliczenia współczynników wagowych poszczegól­
nych stacji.
W wypadku dalszego używ ania przedstawionej metody do badania ruchów bieguna,
należałoby przyjęty układ długości geograficznych stacji sprowadzić do układu wprowa­
dzonego przez IL S .
LITERATURA
[l] I i j i m a S., O k a z a k i S., T okyo A stron. B ull. 2nd Ser, 155, 1962.
PERSPEKTYWY ROZWOJU ASTRONOMII OBSERWACYJNEJ W USA*
B. P A C Z Y Ń S K I
W końcu 1962 roku powołany z o s ta ł przez Akademię Nauk Stanów Z jednoczonych
z e s p ó ł astronomów am erykańskich, w celu opracow ania d z ie się c io le tn ie g o planu inwe­
sty c ji w dziedzinie astronom ii optycznej i radioastronom ii. Kierownikiem zesp o łu z o sta ł
Albert E . W h i t f o r d , dyrektor Obserwatorium L ic k a Uniwersytetu K alifo rn ijsk iego .
Ponadto w sk ład zespo łu w eszło siedm io innych wybitnych astronomów i ra d io a stro ­
nomów, m 'ędzy innymi W.W. M o r g a n i A .R . S a n d a g e . Program rozwoju instrumen­
talnego astronom ii am erykańskiej opracowany przez ten z e sp ó ł opublikowany z o sta ł
w 1964 roku w p o sta c i k sią ż k i zatytułow anej Astronomia naziem na — program d z ie s ię ­
cioletn i. Ja k wynika z tytułu, plan ten nie obejm uje p rac, które b ęd ą prowadzone ze
sztucznych sa te litó w . Z e sp ó ł astronomów zajmował s ię jedynie problemami związanym i
z prowadzeniem o b serw acji z powierzchni ziemi i sta r a ł s ię opracow ać program, który
umożliw iałby możliwie racjonaln e w ykorzystanie funduszy, przeznaczonych przez rząd
na rozwój tej dziedziny b ad ań . P o n iżej podane s ą w sk rócie z a sa d n ic z e punkty tego
programu.
W stan ach Z jednoczonych, podobnie z re sz tą ja k i na całym św ie c ie , odczuw a się
poważny brak n arzędzi astronom icznych, w sz c z e g ó ln o śc i dużych teleskopów u m ieszczo­
nych w dobrym k lim acie. Rozw ój astronom ii obserw acyjnej je s t przez to bardzo pow aż­
nie hamowany. W iększość teleskopów , którymi dysponu ją am erykańscy astronom owie,
stanow i sp ad ek po poprzednich pokoleniach badaczy . P o m ijając nawet niew ielkie roz­
miary, instrumenty te s ą na ogół mało wydajne ze względu na zły sta n techniczny,
w sz c z e g ó ln o śc i s ą one w bardzo małym stopniu zautom atyzow ane. N a podkreślenie
zasługuje fakt, ż e w chw ili obecn ej tylko dwa telesk opy — 200-calow y reflektor na Mount
P a lo mar i 120-calowy w L ic k Observatory — um ożliw iają prowadzenie prac obserw a­
cyjnych na granicy n asz e g o poznania. Nawet przy n ajb ardziej wydajnym wykorzystaniu
c z a su na dużych instrum entach, zaledw ie d z ie się c iu czy p iętn astu astronomów może
efektywnie pracow ać przy ich pomocy. T ak więc w obecnym stan ie rzeczy w każdej
z dziedzin astronom ii ob serw acyjn ej nad najciekaw szym i problemami pracow ać może
zaledw ie dwu lub trzech astronomów. U suw a to m ożliw ość konkurencji i d aje niew ielkie
tylko m ożliw ości spraw dzania wyników przez innych b ad aczy . Ponadto dane obserw a­
cyjne gromadzone s ą bardzo pow oli.
Warto tu zwrócić uwagę i na to, ja k w ielką rolę w dotychczasowym rozwoju a stro ­
nomii sp ełn iły duże telesk o p y . D zięki nim można badać szczegółow o sk ład chemiczny
gw iazd, co doprowadziło w latach p ię ćd z iesiąty ch tego stu le c ia do odkrycia różnic
sk ład u chem icznego w obiektach różniących się wiekiem . Miało to d o n iosłe znaczenie
dla teorii pochodzenia pierw iastków . Badania odległych galaktyk m ogą być prowadzone
jedyn ie przy użyciu n ajw iększych n arzęd zi. Odkrycie nowych obiektów — q u a si-ste lla r• J e s t to str e sz c z e n ie artykułu G rou n d -B ased Astronom y (P h y sic s T o d ay , luty 1965, str. 19).
250
Z litera tu ry n a u ko w ej
nych rad io źró d eł — byłoby niem ożliw e b ez u ż y cia dużych instru m en tó w , zarówno opty cz­
nych ja k i radiow ych. Problem y stru k tu ry G alaktyki, stru k tu ry i po ch o d zen ia pó! magne­
ty czn y c h we w sz e c h św ie c ie , problem y ew olucji gw iazd i g a la k ty k — to tylko k ilk a
sp o śró d ogromnej ilo ś c i z a g a d n ie ń c z e k a ją c y c h na ro z w ią z a n ie . Istn ie ją c y c h te le s k o ­
pów je s t z a mało do p rzep ro w ad zen ia kom pleksow ego atak u naw et na jedno z w ażnych
zag ad n ień , nie mówiąc ju ż o w sz y stk ic h , które n ależ ało b y ro z w ią z a ć . A stronom ii o b se r­
w acyjnej grozi z a stó j.
Is tn ie je w re sz c ie problem m łodej kadry. Z e w zględu na tru d n o śc i zw iązane z uzy­
skaniem c z a su na w ielk ich te le s k o p a c h , w ielu młodych, u talen to w an y ch astronom ów
może rzucić te n przedm iot i z a ją ć się in n ą d z ie d z in ą n a u k i. T ym czasem p rzo d u jąca po­
z y c ja Stanów Z jed n o czo n y ch w astronom ii o ptycznej je s t z ag ro żo n a . Z w iązek R ad zieck i
p lan u je budowę sz eścio m e tro w eg o te le sk o p u , za ś te le sk o p o śre d n icy 2,6 m etra pracuje
ju ż w O bserw atorium Krymskim. Kraje zach o d n iej Europy z a m ie rz a ją budow ać 150-calowy reflek to r na południow ej p ó łk u li. P o dobnie kraje W spólnoty B ry ty jsk ie j ro z w a ż ają moż­
liw ość k o n stru k c ji ta k ie g o te le sk o p u .
Aby utrzym ać p o zy cję Stanów Z jednoczonych w astro n o m ii św iato w ej i aby z asp o ­
k oić w z ra sta ją c e zap o trzeb o w an ie na duże instrum enty, z e s p ó ł W hitforda z a le c a inw e­
s ty c je w d z ie d z in ie astro n o m ii o p ty czn e j w ynoszące 68 m ilionów dolarów w ciąg u nad­
c h o d ząceg o d z ie s ię c io le c ia . R o zw ażan a była m ożliw ość budowy te le sk o p u o śred n icy
w ię k sz e j niż 5 m etrów . O pracow anie zup ełn ie nowego ro z w ią z an ia te c h n iczn eg o ko­
n iecz n eg o dla ta k dużego instrum entu by toby nad er k o sz to w n e . Z arazem w ydajność
te le sk o p u w z ra sta stosunkow o wolno z jego rozm iarem. T a k w ięc, aby in w e sty c ja ta k a
b y ła o p łaca ln a, n ależ a ło b y b rać pod uw agę reflek to r n ie m n iejszy n iż 350- lub 400-calow y. K oszta tak ieg o te le sk o p u o c e n ia się na ok. 100 milionów dolarów , z a ś c z a s budo­
wy byłby bardzo d łu g i. D latego te ż z e sp ó ł Wbitforda z a le c a , aby w nadchodzącym d z ie ­
s ię c io le c iu o g ran iczy ć s ię je d y n ie do w stępnych prac nad problem am i zw iązanym i z bu­
dow ą tak ie g o in stru m en tu .
P ro je k t przew id u je zate m m ożliw ie s z y b k ą k o n struk cję 3 duży ch te lesk o p ó w o śred ­
n icy 150 do 200 c a li. Jednym z n ich byłby planow any już re fle k to r d la obserw atorium na
K itt P e a k . Z e w zględu n a m ożliw ość w ykorzystania do budowy ty c h telesk o p ó w zna­
nych już i spraw dzonych ro z w ią z ań tech n iczn y ch , k o sz ta z w ią z a n e z ich k o n stru k cją
powinny być stosunkow o n is k ie i w stosunkow o krótkim c z a s ie m ożna by zasp o k o ić,
przynajm niej cz ę śc io w o , n a jb a rd z ie j p a ląc e potrzeby. Je d e n z ty c h telesk o p ó w pow inien
s ta n ą ć na południow ej p ó łk u li, wraz z u z u p e łn ia ją c ą go 4 8 -c a lo w ą kam erą Schm idta.
P onadto z e sp ó ł W hitforda z a le c a budowę 3 teleskopów o śre d n ic a c h 60 do 84 c a li oraz
8 telesk o p ó w 36- lub 4 8 -calo w y ch . O ile duże i śred n ie re fle k to ry , p rz ez n a cz o n e do
prow adzenia w y łączn ie p rac naukow ych, powinny znajdow ać się w m ożliw ie dobrym k li­
m acie, o tyle o s ta tn ie 8 te lesk o p ó w powinno być zlo k alizo w an e przed e w szystkim w po­
b liżu ośrodków u n iw ersy teck ich sz k o lą c y c h studentów astro n o m ii. Warunki k lim atyczne
byłyby tu sp raw ą d ru g o rzęd n ą.
W d zied z in ie rad io astro n o m ii głównym czynnikiem lim itującym rozw ój je s t problem
zb y t m ałej zd o ln o ści ro z d z ie lc z e j is tn ie ją c y c h an ten . P o n ad to , choć Stany Z jednoczone
m ają k ilka dużych ra d io te le sk o p ó w , ic h p o zy cja w te j d z ie d z in ie d a le k a je s t od domi­
n u ją c e j. USA zbudow ały o s ta tn io trz y duże rad io te le sk o p y : 300-metrowe lu s tro w A recibo
w P orto R ico, 100-metrowy p arab o lo id w Narodowym O bserw atorium R ad io astro n o m icz­
nym (NRAO) i cylin d ry czn y p araboloid o śred n icy 180 metrów w u n iw e rsy te c ie w Illin o is.
P o n ad to z n a jd u ją s ię je s z c z e w S tan ach Z jednoczonych 2 duże dw uelem entow e in ter­
ferom etry (K alifo rn ijsk i In sty tu t T e c h n o lo g ii i NRAO). Je d n ak żad en z ty c h instrum entów
n ie ma tak ich m ożliw ości, ja k n ie k tó re rad io te le sk o p y w Zw iązku R adzieckim , w A ustra­
lii, czy ja k projektow any in stru m e n t w k ra ja c h Beneluxu.
Z literatury naukowej
251
U zy sk an ie w ię k sz e j n iż dotąd zd o ln o ści ro z d z ie lc z e j w d z ie d z in ie fa l radiow ych
j e s t problemem palącym ze w zględu n a bad an ie struktury rad io źró d eł, problem y kosm o­
lo g iczn e, bad an ie stru k tu ry G alak ty k i. P o żąd an y je s t instrum ent o zd o ln o śc i ro z d z ie l­
c z e j rzęd u je d n ej minuty luku na fa li 21 cm i z d o ln o śc i ro z d z ie lc z e j rzędu 10 seknnd
łuku na fa la c h centym etrow ych. Z e sp ó ł W hitforda z alf ^a w obec tego budow ę instrum entu
złożonego z e 100 p araboloidów o śred n icy 85 stó p każd y . P o w ierzch n ia an te n pow inna
um ożliw iać prow adzenie o b se rw a c ji naw et n a falach o d łu g o ści zaled w ie 3 cm, P a ra bo lo id y byłyby ro zm ie sz c zo n e bądź w zdłuż lin ii p ro s te j, bądź też w zdłuż ram ion k rz y ż a .
K o szt c a łe g o instrum entu je s t o cen ian y n a 40 m ilionów dolarów i z e s p ó ł W hitforda
z a le c a m ożliw ie sz y b k ie p rz y stą p ie n ie do budowy teg o ra d io te le sk o p u , gdyż może ona
z a ją ć d z ie s ię ć la t. Aby ty m czasem choć c z ę śc io w o zasp o k o ić p o trzeb y pro w ad zen ia
o b se rw a c ji o dużej z d o ln o śc i ro z d z ie lc z e j, z a le c a n e je s t rozbudow anie is tn ie ją c y c h
już instrum entów w Owens V aley, co m ożna by zrobić w stosunkow o krótkim c z a s ie
i przy n a k ła d z ie stosunkow o n ie w ie lk ic h k o sz tó w .
P o z a wymienionym już 100-antenowym rad io tele sk o p e m z a le c a n a je s t budow a 2
w p e łn i stero w aln y ch paraboloidów o śre d n icy 90 metrów i około 15 m n iejszy ch in s tru ­
mentów do prac sp e c ja ln y c h . T e o sta tn ie byłyby ro zm iesz czo n e w p o sz c z eg ó ln y c h uni­
w e rsy te ta c h . P onad to pow inno s ię ro z p o c z ą ć prace przygotow aw cze nad projektem w p eł­
n i stero w aln eg o p araboloidu o śre d n icy ponad 100 metrów.
Rozwój astronom ii o b se rw a c y jn e j w ymaga n ie tylko dużych tele sk o p ó w i ra d io ­
telesk o p ó w , le c z ta k ż e o d p ow iedniej aparatury p o m o cn iczej. O cenia s ię , że sum a p rze­
z n a c z o n a n a te n c e l pow inna być rzędu m iliona dolarów ro c z n ie . P o n ad to 10 m ilionów
dolarów powinno być p rz e zn a cz o n e w cią g u n a jb liż s z e g o d z ie s ię c io le c ia n a rozw ój
a u to m aty zacji p rac a stro n o m iczn y ch . S zczeg ó ln ie w ażne je s t opracow anie przyrządów
pom ocniczych um o żliw iający ch otrzym yw anie danych obserw acy jn y ch w p o s ta c i um ożli­
w ia ją c e j b ezp o śred n ie p rzek azan ie ty c h danych m aszynie cyfrow ej.
Z e s p ó ł W hitforda ro z w aż a ł te ż w zajem ny sto su n e k o b se rw a c ji prow adzonych z po­
w ierzch n i ziem i i ze sz tu c z n y c h s a te litó w . Otóż u m ie sz c z e n ie 36-calow ego te le sk o p u na
o rb ic ie b ę d zie ko szto w ać około 60 m ilionów dolarów i o b se rw a cje b ę d z ie m ożna prow a­
d z ić p rzy jego pomocy przez o k re s jed n eg o roku. P odobny in stru m en t n a p o w ierzch n i
Z iem i kosztow ałb y zaledw ie 0,3 m iliona dolarów i mógłby pracow ać przez co n ajm niej
50 la t. N aw et je ś li u w z g l ę d n i m y fa k t, ż e poza atm o sferą w arunki do p row adzenia o b se r­
w acji s ą znaczn ie le p s z e , to i ta k k o sz t o b se rw a c ji z pokładu s a te lity p rz e k ra c za stu krotnie k o szt o b serw acji w ykonanej na Z iem i. O cz y w iśc ie , pew nego typu o b serw acje
m ogą być wykonywane tylko poza atm o sferą. Z z e sta w ie n ia kosztów w ynika jed n ak ja ­
sno, że przy pomocy telesk o p ó w u m ieszczo n y ch na sz tu c z n y c h s a te lita c h nie powinno
się prow adzić o b se rw ac ji m ożliw ych d o w ykonania z p o w ierzc h n i Z iem i.
C ałkow ity k o sz t in w e sty c ji z a le c a n y c h p rze z z e sp ó ł W hitforda o c e n ia n y je s t n a
224,1 m iliona dolarów w ciągu n ad ch o d ząceg o d z ie s ię c io le c ia . P rogram p rzew iduje
w ydatki w w y so k o ści 68,2 m iliona dolarów n a astronom ię o p ty c zn ą , 97 milionów na
rad io astro n o m ię, 20 m ilionów n a aparaturę p o m o cn iczą i 3 8 ,9 m iliona na k o sz ta zw ią­
zan e z e k s p lo a ta c ją now ych u rząd zeń opty czn y ch i rad io w y ch . Zdaniem z e sp o łu Whit­
forda, plany te s ą m inim alne. O p ie ra ją s ię one na a n a liz ie isto tn y c h potrzeb astronom ii
naziem nej i re a lis ty c z n e j o c e n ie naziem nego w y p o sażen ia, k o n iecz n eg o do u z u p e łn ien ia
p racy programu b adań p rz e s trz e n i k o sm iczn ej. Suma 200 m ilionów dolarów sta n o w i za ­
ledw ie drobną c z ę ść sumy p rzezn a cz o n e j na b a d a n ia p rz e s trz e n i i, ja k s ię w ydaje, zo ­
s ta n ie przek ro czo n a .
252
Z
literatury naukowej
NOWE DALEKIE QUASI-STELLARNE ŹRÓDŁA
B. P A C Z Y Ń S K I
O odkryciu i niezwykłym charakterze nowo odkrytych obiektów quasi-stellarnych
źródeł była już mowa na łamach „Postępów Astronomii” . Ponieważ obiekty te znaj­
dują się obecnie w centrum zainteresowania astronomów, poszukiwania nowych quasi*
-stellamych źródeł wciąż trwają. Znamy już ponad 20 takich obiektów i wciąż odkrywane
są nowe ( S a n d a g e i W y n d h a m 1965; V e r o n 1965). Widma ich wykazują bardzo
znaczne przesunięcia ku czerwieni, co świadczy o ogromnych odległościach. Parametr
z = (A - A„)/A0 charakteryzujący to przesunięcie był równy 0.545 dla źródła 3C147. Do
niedawna był to najdalszy znany obiekt kosmiczny. Ostatnio S c h m i d t (1965) opubli­
kował wyniki pomiarów widm dla 5 nowych źródeł. Ilość linii emisyjnych obserwowa­
nych w tych widmach wahała się od 2 do 5, przeto identyfikacja linii nie jest zawsze
pewna, lecz wysoce prawdopodobna. W widmie 3C9 widoczne są zaledwie dwie linie
emisyjne, lecz prawie na pewno jedną z nich jest linia wodoru Lyman alfa, przesunięta
do bliskiego ultrafioletu. W tabeli 1 podane są przesunięcia ku czerwieni widm 9 źró­
deł, dla których zostały dotąd uzyskane widma i dokonana identyfikacja lin ii. 5 ostat­
nich, o największych przesunięciach, było obserwowane przez Maartena
Schmidta.
Tabela 1
Źródło
z - (A - A 0)/Ao
3C273
3C 48
3C 47
0.158
0.367
0,425
3C147
3C254
0.545
0.734
3C245
CTA102
3C287
3C
9
1 U) 29
1 JO37
1.055
2.012
Jak wynika z tabeli 1, najdalszym obiektem znanym obecnie jest źródło 3C 9, dla
którego przesunięcie ku czerwieni potroiło długości fal obserwowanych lin ii widmo­
wych. Przy tak dużych przesunięciach różnice pomiędzy różnymi modelami kosmolo­
gicznymi są bardzo znaczne, możemy się więc spodziewać, że już wkrótce, gdy wzrośnie
ilość znanych nam obiektów leżących w tak ogromnych odległościach, będzie można
stwierdzić obserwacyjnie, jaki jest model wszechświata. Warto zauważyć, że własno­
ści nowych 5 źródeł są prawie identyczne jak i 4, dla których już uprzednio znane by­
ły widma. W szczególności jasności optyczne i radiowe zawierają się w tych samych
granicach.
LITERATURA
S c h m i d t , M„ 1965, A p J , 141, 1295.
S a n d a g e , A. , W y n d h a m , JJ3 . 1965, A p . J , 141, 328.
V e r o n , P , 1965, A p J ,
141, 332.
KRONIKA
SPRAWOZDANIE Z UDZIAŁU W VIE SYMPOZJUM COSPAR
W MAR DEL PLATA (ARGENTYNA) W MAJU 1965
W. Z O N N
Zanim przedstawię Czytelnikom przebieg Sympozjum i główne tematy na nim porusza­
ne, czuję się w obowiązku wytłumaczyć, dlaczego miejscem obrad nie było Buenos
Aires, jak pierwotnie zamierzano, lecz miejscowość stosunkowo mało znana w Europie,
położona 400 km na południe od Buenos Aires, nad brzegiem Atlantyku. O tóż kilka
dni przed zaplanowanym początkiem obrad miejscowi studenci zapow iedzieli demon­
strację przeciw uczonym z DSA, w zw iązku oczywiście ze stanowiskiem tego kraju
wobec republiki San Dominikańskiej i Vietnamu. Pewnego wieczoru przed rozpoczę­
ciem obrad zrobiono małe demonstracje na ulicy przed hotelami, w których m ieszkali
uczeni z USA. To wszystko sprawiło, że obrady COSPAR zostały przeniesione do m iej­
scowości Mar del P lata, położonej o 400 km na południe. W ciągu wieczora i dnia na­
stępnego wszystkich i wszystko przewieziono samolotami do owej letniej stolicy Argen­
tyny, która w okresie letnim liczy przeszło milion mieszkańców, zim ą zaś jest niemal
że kompletnie pusta. Wybrano jeden z największych hoteli i tam umieszczono zarówno
wszystkich uczestników, jak i wszystkie zebrania i obrady. Zm iana ta wyszła zdaje się
na dobre w sensie naukowym; nic nie było w stanie oderwać uwagi i zabrać czasu ucze­
stnikom konferencji, ponieważ spacery po opustoszałej Mar del P lata wywoływały uczu­
cie m elancholii i smutku.
W tym roku prof. C .H . V a n de H u l s t wycofał się z Biura COSPAR; na jego m iej­
sce wybrano prof. N i c o l e t a z B e lg ii. Ustąpienie V a n d e H n l s t a z prezydentury
i następnie z władz COSPAR jest niewątpliwie d u ż ą stratą dla tej org anizacji. Tłuma­
cząc swój krok V a n de H u l s t powiedział, że w czasie istnienia COSPAR pod jego
egidą nie mógł wygłosić ani jednego na nim referatu. Sądzę więc, że nauka przez to
zyskała, udzielając więcej czasu temu niew ątpliwie wysoce utalentowanemu astrono­
mowi na prace czysto naukowe, zamiast prac organizacyjnych, którym w dużej mierze
musiał przedtem się poświęcać — zyskaliśm y więc chyba w ostatecznym b ila n s ie .
Dość znamienna była mowa powitalna dr P o r t e r a — delegata USA do COSPAR —
który pow iedział między innymi, że n aszą organizację lepiej byłoby nazwać pozanarodową (unnational), niż międzynarodową. Oby tak było też na przyszłość.
Z pozycji na w pół naukowych dość dużą sensację wywołał film radziecki będący
montażem transm isji telewizyjnych (przekazywanych w wielu zapewne krajach) i orygi­
nalnych „nakręceó” przez kamery umieszczone na statku. F ilm ten trwający około
40 minut zawiera pewne połączenie elementu niew ątpliw ie bardzo dramatycznego z ko­
mizmem wynikającym z „ b e z c ią że n ia ” . Jest coś groteskowego w dość osobliwych ru­
chach człowieka ubranego w skafander, na tle na przykład szybko przesuwającego się
w oddali globu ziemskiego. Owa niezdarność ruchów w połączeniu z grozą pustki kos­
micznej sprawia doprawdy wstrząsające wrażenie. Stosunkowo powściągliwy komentarz
i brak bezpośrednich akcentów politycznych dobrze uzu pełniają tę kosm iczną groteskę.
254
Kronika
Drugi film, tym razem produkcji USA, był to zespół zdjęć dokonanych przez trzy
ostatnie Rangery: VII, VIII i IX. A że zadanie tego filmu dotyczy wyłącznie spraw czy­
sto naukowych, nie da się go oczywiście porównać z filmem poprzednio omawianym,
aczkolwiek i ten film ma też sw oją em c jonalną wymowę. Zakładając, że w szyscy czy­
telnicy zn ają film (lub poszczególne zdjęcia) z Ranger VII, omówię tu jedynie rzeczy
nowe, które odkryto dzięki transm isji telewizyjnej z dwóch ostatnich rakiet księżycowych.
Otóż dominującym rysem topograficznym powierzchni K siężyca s ą kratery, duże
i małe, przy tym liczb a ich przypadających na jednostkę powierzchni K siężyca rośnie
wykładniczo ze zm niejszającym i się rozmiarami kraterów. Kratery na morzach księżyco­
wych niczym się nie różnią — je śli idzie o strukturę — od kraterów o dużych rozmiarach
znajdujących się poza morzami, a więc od nich niewątpliwie starszych. Jedynie kra­
tery małe (o średnicach poniżej 300, 250 km) m ają bardziej okrągłe obramowania; róż­
nią się one jednak między sobą dość znacznie pod względem stosunku głębokości kra­
teru do jego średnicy.
Na ogół powierzchnia K siężyca je st niezmiernie gładka; pojedyncze głazy lub odłam­
ki na jego powierzchni s ą tworami niezmiernie rzadkimi. Nie ma też na niej żadnych
pęknięć. To, co w sk ali dużej widzimy jako pęknięcia, s ą to twory o łagodnych brzegach,
sprawiające jedynie wrażenia pęknięć wtedy, gdy je oglądamy „ z daleka” .
Na Księżycu stwierdzamy występowanie dwu rodzajów kraterów: jedne pochodzące
zapewne od zderzeń meteorów z powierzchnią K sięży ca, drugie s ą pochodzenia wtórnego,
zapewne od odłamków powstających przy zderzeniu, lub przy eksplozji większego kra­
teru. Mają one bardziej „m iękkie” brzegi, często wydłużoną formę. Odkryto ostatnio
trzeci typ kraterów nazwanych przez U r e y a „dołkam i” (dimple craters), widzialnych
tylko z b lisk a . S ą to nieznaczne wgłębienia, przy tym często te kratery układają się
tak, że przy małej sile rozdzielczej teleskopu spraw iają wrażenia smugi.
Najbardziej rewelacyjne wydaje się stwierdzenie, że na powierzchni K siężyca s ą
niewątpliwe ślady cieczy, która przepływała niegdyś przez dna „m órz” i przez inne
obszary. Owe ślady występują w formie długich wąskich smug widzialnych w wielu
m iejscach na powierzchni K sięży ca.
J e s t rzeczą niezmiernie interesującą, że w szystkie szczegóły strukturalne liniowe
(łańcuchy kraterów, płytkie liniowe wgłębienia i granie) w skali małej mają z grubsza
biorąc ten sam kierunek, co zarysy struktury wielkoskalowej.
Z tematów okolicznościowych interesująca była dyskusja dotycząca stosowania
lazerów do pomiaru odległości sztucznych satelitów Ziemi; projektodawcy twierdzili,
że dokładność jednorazowego pomiaru może osiągnąć ±11 m. W wyniku udałoby się okre­
ślić np. o ś wielką orbity satelity z dokładnością ±3 m! Przy takiej dokładności można
by prześledzić wpływ każdego większego wybuchu na Słońcu na zmianę orbity sztucz­
nego satelity . Przy stosowaniu lazerów stosunek energii odbieranej, jako echo, do ener­
gii zawartej w im pulsie wynosi około 10"15.
Wręcz fantastycznie przedstaw iają się bardziej nieobowiązujące projekty badania
komet przy pomocy rakiet. Dobrze wysterowana rakieta może po prostu „przebić na
wskroś” głowę komety, informując nas dokładnie o budowie jądra i składzie chemicz­
nym głowy komety. Kto wie, czy już teraz nie należy powołać jakiegoś towarzystwa
czy komitetu ochrony komet, zw łaszcza mających długą przeszłość historyczną, aby
ja k a ś nieopatrznie skierowana rakieta nie rozbiła je j, lub nie wywołała takich perturbacyj w jej ruchu, że moglibyśmy daną kometę stracić ,,z oczu” i potem nie odnaleźć.
Z obszernej dyskusji na temat orbit i wykorzystania obserwacji pozycyjnych sztucz­
nych satelitów do różnych celów (grupa robocza I) wyłowiłem rzecz, która wydaje się
zasługiw ać na szczegó ln ą uwagę: to mianowicie, że orbitę sztucznego satelity można
Kronika
255
wyznaczyć na trzech niezależnych od siebie drogach: z obserwacji pozycji (a i 8),
z obserwacji prędkości satelity — wykorzystując radiowy efekt Dopplera — i wreszcie
na podstawie pomiarów lazerowych (tych obserwacji jeszcze nie dokonywano, ale niebawem i one wejdą w program stały). Otóż już dziś stwierdzono istnienie pewnych systematycznych różnic między wynikami obserwacji pierwszego i drugiego rodzaju. A żc
obserwacje optyczne ulegają najmniejszym — jak się wydaje — błędom systematycznym,
wszystko wskazuje, że w obserwacjach radiowych mogą tkwić pewne nieznane nam za­
kłócenia wywołujące systematyczne różnice. Na jedno źródło błędów wskazał w swym
referacie J . G r y c a n (Polska), który pewne zniekształcenia krzywych reprezentują­
cych efekt Dopplera zaobserwowanych u niektórych satelitów, jak też odbiory sygna­
łów wtedy, gdy satelita znajdował się pod horyzontem, interpretował jako odbicie pier­
wotnego sygnału satelity od jonosfery (od warstwy F). Sygnał odbity wykazuje rzecz
jasna inny efekt Dopplera, niż sygnał odebrany bezpośrednio od satelity. Obserwacje
systematyczne owych odbić, zdaniem autora, mogą być źródłem pewnych interesujących
informacji o chwilowym stanie warstwy F .
Przechodzę z kolei do omówienia sesji poświęconej galaktycznym i poza galak­
tycznym badaniom przestrzeni, na której niewątpliwie najciekawszym i najbardziej po­
budzającym inwencję był referat C.M. V a r s a v s k y ’ ego (Argentyna) poświęcony do­
mniemanej cząsteczce Ha w przestrzeni międzygwiazdowej naszej Galaktyki.
Nie mamy wprawdzie dotychczas żadnych danych bezpośrednich potwierdzających
występowanie tej cząsteczki w obszarach III, lub HII, jednak wiele danych pośrednich
przemawia za jej istnieniem. Przede wszystkim daleko idąca rozbieżność między osza­
cowaniami masy Galaktyki na podstawie ruchów obiegowych gwiazd, a masą wynikającą
ze zliczeń gwiazd i wyznaczeń masy gazu i pyłu międzygwiazdowego. Jak wiadomo,
oszacowanie masy Galaktyki na podstawie ruchów gwiazd prowadzi do wartości dwu­
krotnie większej, niż łączna masa wszystkich gwiazd w Galaktyce. Dawniej przypuszcza^
no, że tę drugą połowę stanowi materia międzygwiazdowa. Odkąd jednak udało się ocenić
masy gazów w obłokach i masę pyłu międzygwiazdowego okazało się, że oszacowania
te prowadzą do masy wynoszącej nie więcej, niż 10% masy całej Galaktyki. 40% masy
musi zatem „tkw ić” w gwiazdach o małych jasnościach absolutnych, co jest nie do
pomyślenia ze względu na to, że masa gwiazdy szybko ubywa z jej jasnością absolut­
ną, trzeba zatem przyjąć jakąś wręcz nieprawdopodobną funkcję świecenia słabych
gwiazd, aby wytłumaczyć tak duży niedóbór.
Znacznie rozsądniejsze wydaje się przyjęcie istnienia „niewidzialnej” dotąd ma­
terii międzygwiazdowej. Ponieważ wodór jest w niej dominującym pierwiastkiem, na­
suwa się od razu przypuszczenie, że właśnie „niewidzialna” forma wodoru może być
odpowiedzialna za ów niedobór 40%. Najprostszą „niewidzialną” formą wodoru jest
oczywiście cząsteczka H2, która może powstawać przy różnych wzajemnych oddziały­
waniach cząstek elementarnych w przestrzeni międzygwiazdowej. W grę wchodziłyby
następujące trzy reakcje:
IIj + 1IX Hj + y
CH + Ilj-+ Ha + C
H1 + P - H t + y
256
Kronika
wszystkie o niezmiernie małym prawdopodobieństwie. Nieco bardziej prawdopodobna wy­
daje się reakcja złożon a z dwóch procesów:
J H i + e -+H “ + y
1 H - + H 1-»HJ + e
Na podstawie znajom ości przekrojów czynnych każdej z występujących tu cząstek
elementarnych i koncentracji H, i e w przestrzeni międzygwiazdowej, oszacowano wy­
dajność ostatniego procesu, wynoszącą około 10'30 cm's sek"ł ; jak widzimy, znikomo
m ałą.
Znacznie prawdopodobniejsze wydaje się przypuszczenie V a n d e H u 1 st a, który
wysunął zupełnie inny mechanizm tworzenia się cząste czk i Ha w materii międzygwiazdo­
wej, polegający na „przyklejaniu się” atomów wodoru do cząstek pyłu międzygwiazdowego. Dwa kolejne akty takiego przyklejania się mogą wywołać powstanie właśnie Ha;
nie mogą one jednak być zbyt odległe w czasie, inaczej bowiem pierwszy atom zdąży
, .wyparować” z powierzchni pyłku, zanim się do niego przyklei następny. Z oszacowań
tempa tego procesu (na podstawie znajomości parametrów fizycznych dotyczących pyłu
międzygwiazdowego, koncentracji wodoru i przekrojów czynnych atomów wodoru) V a n
de H u l s t ocenia jego wydajność na 10_1* cm'1 sek‘l cząsteczek Ha, a więc 10* razy
większą, n iż w poprzednich reakcjach. Można obliczyć, że przy tej wydajności cały
wodór w naszej Galaktyce zam ieni się w Ha w ciągu 10® lat.
J e ś li istotnie ten proces jest dominujący, znaczyłoby to, że koncentracja H j w obsza­
rach wodorowych o dużej zawartości pyłu powinna być znacznie m niejsza, niż w analo­
gicznych obszarach pozbawionych pyłu międzygwiazdowego, w których nie ma „ k a ta li­
zatora” wywołującego szybkie przemiany Hx w Ha. Istotnie, ostatnie badania radio­
astronomiczne grupy holenderskich astronomów wykryły wyraźną antykorelację między
natężeniem lin ii 21 cm, a poczerwienieniem międzygwiazdowym w tychże samych obsza­
rach. Podobną antykorelację odkrył autor referatu w pewnych obszarach w Byku, gdzife
również występują dość gęste obłoki pyłowe.
Niezmiernie duża wydajność mechanizmu V n n d e H u l s t a każe nam rozejrzeć się
za procesami prowadzącymi w kierunku przeciwnym • - wywołującymi dysocjację czą­
steczek Ha. Wprawdzie pierwsze co przychodzi do giowy — to oddziaływanie promienio­
wania kosmicznego, które niew ątpliwie ma dostateczną energię do rozbicia Ha. Jednak
zdaniem autora znacznie większe prawdopodobieństwo mają spotkania gorących gwiazd
z obłokami wodorowymi; promieniowanie krótkofalowe tych gwiazd powinno masowo
dysocjować Ha. Przybliżone obliczenia prowadzą do wydajności tego odwrotnego pro­
cesu tegoż rzędu, co i proces tworzenia się cząsteczek Ha w mechanizmie V a n d e
Hulsta.
Gdyby istotnie nasze przypuszczenia o występowaniu cząsteczki Ha były słuszne,
należałoby zrewidować wszystkie nasze oszacowania temperatury gazu międzygwiazdo­
wego, które s ą wyraźnie zawyżone w wyniku przyjęcia m niejszej masy atomowej gazu
międzygwiazdowego. Cząsteczka Ha może odgrywać bardzo istotną rolę w procesach
powstawania gwiazd z materii międzygwiazdowej i w ich dalszej ewolucji, czego do­
tychczas nikt nie uw zględniał.
I jeszcze jedno. Niedawno odkryto w jądrze Galaktyki obecność cząsteczki O H ,
z czego wywnioskowano, że cały tlen zam ienił się tam w OH. Zdaniem autora w jądrze
Galaktyki również musi występować Ha, jako wynik zderzeń protonów z cząsteczką OH.
Zak ładając, że w gazie międzygwiazdowym cząsteczka Ha jest zawsze w n a jn iż­
szym stanie, można obliczyć, jakie pasma emisyjne mogą być przez n ią emitowane.
Kronika
257
Otóż trzy pasma wibracyjne powinny mieć długości fali 2,12; 2,22 i 2,40 n , które w za­
sadzie można obserwować nawet z powierzchni Ziemi, ponieważ na ten obszar widma
przypada akurat „okienko” w naszej atmosferze. Przygotowania do obserwacji tych
słabych pasm s ą jnż w toku.
Znacznie silniejsze powinny być pasma rotacyjne o długości fali 844 , 424 i 28,2 u,
które mogą być obserwowane z balonów na stosunkowo niedużej wysokości; szczegól­
nie pasmo 28,2 (i, na które pokłada się największe nadzieje. Kto wie, czy tego pasma
nie da się wykryć również w nowo tworzących się gwiazdach, gdzie wodór występuje
głównie w stanie podstawowym. Spodziewamy się także promieniowania w tej długości
fali ogólnego pola galaktycznego.
Wszystkie elektronowe pasma Ha (odpowiadające przejściom ze stanu podstawowego)
le żą w nadfiolecie w zakresie 900—1050 X i dla ich obserwacji L . S p i t z er przygoto­
wuje już specjalną aparaturę, którą umieści na stosunkowo wysokich rakietach. Jedno
z tych pasm powinno się obserwować w widmie gwiazd gorących, nie mających żadnych
lin ii „gwiazdowych” w tym miejscu. Z powodów, o których już była mowa, jest rzeczą
szczególnie interesującą zbadanie występowania pasm elektronowych w widmie przy­
najmniej dwóch gwiazd; jednej leżącej w obszarze o silnym poczerwienieniu międzygwi. zdowym i drugiej znajdującej się w obszarze stosunkowo wolnym od pyłu.
Przechodzę z kolei do streszczenia drugiego referatu przeglądowego, dotyczącego
wszystkich obserwacji nieba w dziedzinie promieni X , wygłoszonego przez H. F r i e d ­
m a n a (USA). Liczba znanych obecnie „obiektów X ” od zeszłego roku wzrosła do 10
(w zeszłym roku znano tylko 3). Są one rozmieszczone na niebie w pobliżu centrum
Galaktyki, tak źe zaliczyć je należy do podsystemu pośredniego. Ta okoliczność nie
pozostawia żadnych wątpliwości, że wszystko to są obiekty galaktyczne.
Wśród tych 10 obiektów znajduje się mgławica Krab, przy tym pozycję samego obiek­
tu X dało się ustalić z dokładnością do ułamka minuty, dzięki wykorzystaniu do tego
celu zakryć mgławicy przez Księżyc. Otóż okazało się, że obiekt X jest znacznie mniej­
szy od samej mgławicy, bo mieści się w kole o promieniu 1’ , mniej więcej w środku
mgławicy. To, że obiekt ów nie ma rozmiarów punktowych wyklucza przypuszczenia,
że jest to gwiazda w normalnym sensie tego słowa, ani gwiazda neutronowa, jak to su­
gerowano w swoim czasie.
Przy badaniu obiektu X w środku mgławicy Krab zastosowano po raz pierwszy to,
co w dziedzinie optycznej nazywamy metodą fotometrii trójbarwnej. Użyto aż trzech
rodzajów liczników Geigera, wypełnionych Ne, He i Ar. Każdy z tych gazów ma inny
potencjał jonizacyjny, inną zatem granicę czułości od strony fal dłuższych ma odpo­
wiedni licznik. Zestawiając wyniki uzyskane z trzech liczników można ocenić tempera­
turę „czarną” promieniowania X badanego obiektu, równą około 10* °K (dotyczyło to pro­
mieniowania w zakresie od 0 do 8 X).
Otóż taki rozkład widmowy zgadza się z hipotezą synchrotronowego promieniowa­
nia obiektu X, przy tym ekstrapolując obserwowane natężenie promieniowania 1,8 . 10**
erg cm'1 sek'1 na część optyczną, uzyskujemy pełną zgodę.
Położenie drugiego znanego już obiektu Sco XR—1 ustalono z dokładnością ±095;
mimo to nie udało się go zidentyfikować z żadnym obiektem optycznym.
Pozycje pozostałych 8 obiektów są znane z dokładnością do ±1?5. Oph XR—1 leży
w pobliżu pozostałości po śuper-nowej Keplera z 1604 roku. Sgr XR—1 leży w odległo­
ści 21*7 od słynnego radio-żródła Sgr. A. Co do pozostałych nie mamy żadnych wskazó­
wek ułatwiających ich identyfikacje - ani z obiektami optycznymi, ani radiowymi.
W czasie dyskusji poruszono sprawę zwiększenia czułości aparatury odbiorczej
w dziedzinie promieni X, jak też udoskonalenie jej siły rozdzielczej. H. F r i e d m a n
podzielił się z zebranymi swymi wiadomościami co do dalszych projektów, przewidu-
258
Kronika
**
*
+
+
e
CygA
.+
31 US
—
O
*
3C2? 3B
®o
*
* .......
.
•
+
»
••
•
+
o°
4~
••
.*
+
MCC 106S
0
o w
o
°
•
o
O
•
•
L
o .
•
.V
a
•
«
MS2
radiowe
• o
•
Cen A
(środek ■;
e rg .s e k '1
.*
•
V ir A °
(jąd ro)
10*
u
©
•
«
•
•
•:«
••
•
•
św ie ce n ia
c
.c
«
» • o
9
•
i0 35
•
•
•
S g rA
□
Cas A ■
□
A
□
Tl1U A
A
A
O
□
r,
□
□
□
Ś w ie c e n ie w ła ś c iw e
*
+
L/V
q u a s i-g w ia z d y
ra d io -g u la k ty k i z lin ia m i e m isy jn y m i
O r a d io - g a la k ty k i grom ady Virgp
© h a lo r a d io -g a la k ty k
•
i n n e ra d io - g a la k ty k i i g a la k ty k i n o rm aln e
A S u p c r-n o w e ty p u I
O S u p e r-n o w e ty p u II
Rys. 1
e g r.s e k * ’ cni*
4*
•
•
•
m
• •
•
O
Kronika
259
jących przede wszystkim poszerzenie średnic liczników , co ogromnie zw iększy ich
czuło ść, jak też z projektem zainstalow ania na rakiecie małego reflektora ogniskują­
cego promieniowanie X ; w jego ognisku projektuje się um ieścić lic zn ik scyntylacyjny.
Z dolność rozdzielcza takiej aparatury będzie rzędu 4 0 ” .
Dość śm ia łą i ryzykowną, moim zdaniem, hipotezę w yjaśniającą wiele spraw współ­
czesnej astronomii galaktycznej i pozagalaktycznej wysunęła grupa uczonych japoń­
skich: K . A i z u , Y. F u j i m o t o , H. H a s e g a w a i K. K a w a b a t a . Ich zdaniem
siln e żródla promieniowania X i promieniowania radiowego w postaci quasi-gwiazd, po­
jedynczych źródeł w naszej Galaktyce i super-nowych, wszystko to s ą procesy złożone
z wybuchów pojedynczych super-nowych lub ich zespołów (qnasi-gwiazdy). Nie tłum aczą
oni wprawdzie, jakim sposobem powstaje „reakcja łańcuchowa” super-nowych w Ga­
laktyce, na poparcie jednak swojej hipotezy przytaczają diagram, analogiczny do dia­
gramu H—H dla gwiazd (rys. 1). Na osi poziomej są tu odłożone wartości L /V , gdzie
L jest świeceniem w zakresie fal radiowych, V — objętością danego obiektu. Na osi
poziomej — objętość V . P ierw szą z tych w ielkości autorzy nazyw ają świeceniem wła­
ściwym; jest ona odpowiednikiem temperatury powierzchniowej, zatem wykres ten jest
niew ątpliw ie pewną a n ab g ią do diagramu H —R w c z ę ś c i optycznej.
Możemy na nim wykryć trzy ciągi biegnące równolegle do siebie. Na samej górze
mamy ciąg olbrzymów, zaczynających się w lewym rogu od quasi-gwiazd, przechodzący
następnie od silnie promieniujących radio-galaktyk aż do galaktyk „norm alnych” , to
znaczy świecących w dziedzinie radiowej tak, jak nasza Galaktyka. Drugi ciąg galak­
tyk „normalnych” składa się z członków gromady w Pannie i kończy się też na galak­
tykach normalnych.
Trzeci u dołu składa się wyłącznie z pozostałości po super-nowych i to dwóch typów
I i II; zw łaszcza super-nowe typu II wykazują bieg równoległy do obu górnych ciągów,
co przekonuje autorów o tym, że mamy we wszystkich trzech przypadkach procesy w za ­
sadzie podobne, przebiegające jedynie w innej s k a li.
Każdy z ciągów spełnia zależność L " (L /V )^, gdzie p = 0 ,5 .
Autorzy są przekonani, że podobny wykres otrzymamy również i wtedy, gdy promie­
niowanie radiowe zastąpimy promieniowaniem X odpowiednich obiektów, ponieważ
w sześciu zbadanych przypadkach istotnie świecenie radiowe (w zakresie od 107 do
1010 c/s) okazało się proporcjonalne do świecenia w dziedzinie X (w zakresie od 1,5 do
8 J?). Z ałączo na tabela ilustruje tę zale żn ość.
Wykres na rys. 1 sugeruje, że droga ewolucyjna galaktyk zaczyna się od lewa i bieg­
nie w zdłuż odpowiedniego ciągu w prawo na dół. Oznaczałoby to, że quasi-gwiazdy
ew oluują w galaktyki eksplodujące, by potem stać się galaktykami normalnymi. W quasi-gwiazdach i galaktykach eksplodujących przyczyną ich wzmożonego świecenia są wy­
buchy super-nowych odbywających się łańcuchowo. Na poparcie swych hipotez przyta­
c z a ją następujące argumenty, opierając się na założeniu, że wszystkie galaktyki prze­
chodzą przez stadium galaktyki eksplodującej i że wobec tego ich liczb a musi być
odwrotnie proporcjonalna do czasu trwania stanu eksplodującego, który oszacow ują
n a 104 lat. Przyjm ując pewną wartość na średni czas życia galaktyki normalnej, oraz
na liczb ę galaktyk w objętości dostępnej naszej obserwacji, dochodzą do wniosku, że
liczb a obserwowanych quasi-gwiazd musi wynosić 10J. D ziś znamy już około 30 takich
obiektów, co autorzy uw ażają za wynik zgodny z obliczeniam i.
Drugi argument statystyczny ma przekonać o słuszności hipotezy, i ż quasi-gwiazdy
s ą galaktykami, w których odbywa się łańcuchowa „reakcja” wybuchów super-nowych.
J e ś li czas życia quasi-gwiazdy jest rzędu 104 lat, jasność -104 super-nowych w maksi­
mum jasności (co znaczy, że jednocześnie świeci tam 104 super-nowych), to znaczy, że
łącznie w ciągu 104 lat wybucha w galaktyce 109 super-nowych. Zakłada się przy tym,
Kronika
260
że wybuch super-nowej trwa 10"1 lat. Otóż oceua energii całkowitej, jaką wypromieniowuje quasi-gwiazda w ciągu całego swego życia jest istotnie bliska energii wydzie­
lonej przez 109 supernowych.
Tabela 1
Porównanie świecenia 6 obiektów w dziedzinie radiopromieniowania i w dziedzinie promieni X .
Radiopromieniowanie obejmuje zakres 107—10l° c /s . Promieniowanie X : 1,5 — 8 X
Obiekty
Radioświecenie L
erg. sek"ł
świecenie X Lx
erg. aek’ 1
Strumień promieniowania X
erg. cm1 sek-1
Mgławica Krab
3C 273 B
Cyg A
Vir A (jądro)
9 .1 X 10“
5,3 X 10*
8 X 10“
5,1 X 1 0 *
5,5 X 10"'
1,8 X 10'”
1,8 X 10“
1,6 X 1045
4,7 X 10'ło
1,3 X 1041
1,1 X 1044
7,8 X 10-*
Cen A (środek)
Sgr A (środek)
5,5 X 1040
4,8 X 10ls
4,8 X 1 0 *
2,5 X 10'*
3,5 X 10'"
4,2 X 10**
Jeśli idzie o mechanizm „łańcuchowego” procesu wybuchów super-nowych w jądrze
quasi-gwiazd, autorzy opracowują pewną teorię, w której najważniejszym procesem jest
wzajemne oddziaływanie dynamiczne gwiazd i gazów, z których się składają jądra ga­
laktyk. Żadnych jednak szczegółów tej teorii autorzy jeszcze nie podali.
K. P o u n d s (UK) przedstawił niezmiernie interesujące zdjęcia Słońca, wykonane
przy pomocy zwykłej „kamery-obscura” (pinhole camera) przesłoniętej warstwami glinu
o różnej grubości, tak by przepuszczały promieniowanie X o różnej długości fali. Kamerę
tę umieszczano na rakietach i balonach. Na sześciu otrzymanych w ten sposób zdję­
ciach widać najwyraźniej obszary o znacznie silniejszym natężeniu promieniowania X,
niż ogólne tło. Stosunek natężeń promieniowania w tych miejscach do natężenia promie­
niowania tła wynosi około 25:1. Jest rzeczą uderzającą, że miejsca jasne pokrywają
się niemal dokładnie z dużymi jasnymi plamami otrzymanymi na spektroheliogramie
w linii K w tyra samym czasie. Taki sam też mamy rozkład natężeń promieniowania ra­
diowego Słońca o długości fali 9,1 cm. Wszystko to świadczy, że w obszarach aktyw­
nych Słońca (niedawno Francuzi nazwali te obszary plażami” ) odbywają się procesy
wywołujące wzmożoną emisję promieniowania zarówno w dziedzinie fal najkrótszych,
jak i długich i najdłuższych.
J.E . B l a m o n t i R.M. B o n n e t przedstawili wyniki obserwacji rakietowych po­
ciemnienia brzegowego Słońca w falach krótkich (2000—3000 X). Ponieważ w tej dzie­
dzinie zaobserwowano wiele linii absorpcyjnych, chodziło o wybór przedziałów takich,
w których jest najmniej tych linii, aby istotnie obserwacje odtwarzały przebieg natę­
żenia widma ciągłego. Trzy takie przedziały o szerokości około 100 A każdy wybrano
w pobliżu długości fali 2200, 2650 i 2900 X. Aczkolwiek do tej chwili jeszcze nie ukoń­
czono wszystkich redukcji, wyniki z grubsza biorąc są zgodne z modelem atmosfery
słonecznej zaproponowanej przez astrofizyków w Meudon (J. L e f e v r e i J.C . P e c k e r ,
Ann. Astr. 24, 328, 1961).
Przy okazji dyskusji nad referatami dotyczącymi fizyki Słońca, jeden z obecnych
streścił swoje dociekania dotyczące procesu zamiany protonów zawartych w wietrze
słonecznym w neutralne atomy wodoru w wyniku zderzeń protonów z pyłkami materii
międzyplanetarnej. Jego zdaniem wydajność tego procesu jest tak znaczna, iż go na­
leży uwzględniać przy analizie składu wiatru słonecznego dochodzącego do Ziemi już
w formie zmienionej. Proces ten nie jest jednokierunkowy, ponieważ elektrony zawarte
Kronika
261
w wietrze słonecznym również przylepiają się do pyłków materii międzyplanetarnej,
neutralizując powstający nadmiar ładunku dodatniego.
C . de J a g e r i J .P . L e g r a n d (Holandia i Francja) zakomunikowali o zaobserwo­
wanym wybuchu promieniowania X Słońca związanym z pojawieniem się bardzo słabego
rozbłysku (18 września 1963). Równie słabe było natężenie promieniowania radiowego
towarzyszącego temu wybuchowi. Obserwacja ta sugeruje, iż rozbłyski w dziedzinie
twardych promieni X s ą zjawiskiem znacznie częstszym, n iż rozbłyski optyczne i w dzie­
dzinie fal długich.
Dyskusje w roboczej grupie I tym razem były raczej skąpe, a to dlatego, że w kwiet­
n iu br. odbyły się aż cztery zebrania poświęcone pracom właśnie tej grupy (Turyn, Pa­
ryż, Ateny i Kraków), na których bardzo szczegółowo omawiano zagadnienia wykorzy­
stania sztucznych satelitów Ziem i do celów geodezji i mechaniki nieba. Inny ton miał
referat F . L i n k a (Czechosłowacja), który omawiał pierwsze próby fotometrii fotoelektrycznej sztucznego satelity Ziemi przy pomocy teleskopu prowadzonego za sate­
l it ą ręcznie z automatyczną rejestracją natężenia światła satelity i czasu obserwacji.
Wprawdzie dotychczasowe obserwacje dotyczyły wyłącznie spraw rotacji sztucznego
satelity, w n ajb liższe j jednak przyszłości autor zamierza dokonywać obserwacji również
w okresie poprzedzającym zaćmienie sztucznego satelity. 0 znaczeniu tego rodzaju
obserwacji w badaniach górnych warstw atmosfery mówiłem ju ż poprzednio.
Z daję sobie w pełni sprawę z tego, że sprawozdanie, które oddaję Czytelnikowi
do ręki nie jest ani kompletne, ani dobrze przemyślane. Na to jednak, by cno m iało te
zalety potrzeba czasu znacznie dłuższego, po upływie którego moje sprawozdanie prze­
stanie ju ż być potrzebne, ponieważ wszystkie referaty u k a ż ą się w druku.
.
■
D Y D A K T Y K A AST RON OM II
PRAKTYCZNE PRA CE ASTRONOMICZNE W LABORATORIACH
(Odczyt wygłoszony na posiedzenia poświęconym dydaktyce astronomii podczas kongresu
Międzynarodowej U nii Astronomicznej w H a m b u r g u , 1964 r.)
I. A T A N A S I J E V I C
Organizacja prac praktycznych w astronomii stanowi sama przez się zbyt szeroki
i zbyt złożony problem, ażeby mogła być potraktowana dogłębnie w jednym krótkim ko­
m unikacie. Jestem więc zmuszony ograniczyć się tylko do niektórych jej aspektów.
Najpierw kilka rozważań natury ogólnej.
Prace praktyczne stanow ią n ierozłączną część określonego wykładu, a ich charak­
ter powinien być określony przez wykładającego przedmiot. Co się zaś tego tyczy, zwró­
cę uwagę na przypadek, który wydaje się być typowym: astronomia jest na ogół wykła­
dana w postaci elementarnego wykładu wobec dość szerokiego audytorium złożonego ze
słuchaczy zarówno astronomii, jak też fizyk i i matematyki; wykład ten nosi nazwę
przedmiotu a s t r o n o m i i o g ó l n e j i stanowi cykl I. Następnie cykl II obejmuje wykła­
dy już wyspecjalizowane, na wyższym poziomie i zaadresowane do słuchaczy zaawan­
sowanych w astronomii ogólnej, fizyce i matematyce. Wykłady te obejm ują z jednej
strony astronomię klasyczną, z drugiej strony astrofizykę w ogólnym znaczeniu tego
po jęcia. M ają więc jeszcze w dalszym ciągu charakter dość ogólny, co zre s z tą nie prze­
szkadza nam poświęcać w iększą uwagę temu lub innemu działow i. D zięk i temu jesteśmy
w stanie pewne zagadnienia pogłębiać i przygotować grunt dla wykładów specjalistycz­
nych cyklu III.
C zas nie pozwala na przedyskutowanie zagadnień zw iązanych z tokiem wykładów
cyklu II; więc tylko kilka uwag na ten temat. W zasadzie prace praktyczne II cyklu po­
winny być rozpatrywane z dwóch sprzecznych ze sobą punktów w idzenia. Z jednej stro­
ny można się skoncentrować na jednej metodzie lub jednej technice dobrze utartej i roz­
w ijać ją we wszystkich szczegółach. Niektóre zasady generalne zn ajd ują się u podstaw
wielu metod, stąd znajomość jednej z nich prowadzi do łatwego opanowania znajom ości
metod pozostałych, nawet bez względu na to, czy były one przedmiotem wykładów. Z dru­
giej strony można wytyczyć sobie cel zademonstrowania studentom ogólnych zasad
metodycznych i technicznych, co pozwoli im samym rozpoznać w drodze eksperymentu
szczegóły, będące przedmiotem wykładu.
Pierwszy punkt widzenia stanowi pewne ryzyko, je że li chodzi o studentów, gdyż
prowadzi do przekształcenia dydaktycznego wykładu na nauczanie rzem iosła. Ze wzglę­
du na złożoność metod i techniki ryzykuje się, że student będzie w id zia ł tylko poje­
dyncze drzewa, a nie dostrzeże lasu. Wydaje mi się na koniec, że dla rzeczywistego
przyswojenia sobie wspomnianych wyżej zasad ogólnych, trzeba pewnej dojrzałości
umysłowej, której nie można oczekiwać od studentów. Korzyści wynikające ze stoso­
wania tej metody dydaktycznej mogą być tylko pozorne.
J e ż e li adoptuje się pierwszy punkt w idzenia, trzeba przejść do rozw inięcia prac
praktycznych w sposób dobrze zróżnicowany, a jednocześnie dość generalizujący. A to
w łaśnie może wydać się czymś niedogodnym. Tymczasem w toku nauczania II cyklu
student ma okazję pogłębić swoje wiadomości na ten lub inny temat przez obowiązkową
264
D y da ktyka astronomii
p racę indyw idualną — dyplom ową lub sem in ary jn ą. N ato m iast trz eb a z a z n a c z y ć , że
w ła śc iw a s p e c ja liz a c ja b ęd zie m iała m ie jsc e dopiero w c y k lu III. Wydaje mi s ię na
k o n ie c , że n a u c z a n ie c y k lu II stan o w i o s ta tn ią o k azję , je ż e li nie jed y n ą, dla zd o b y cia
p rzez p rzy szłeg o astronom a w iadom ości zarazem sz e ro k ic h i gruntow nych. B raki te j
d ru g iej metody nie b ę d ą w ięc zbyt p o w ażn e. Z uw agi na pow y ższe ra c je je ste m o so b iśc ie
sk ło n n y przych y lić się do drugiego punktu w id zen ia .
O becnie przyjrzyjm y s ię b liż e j, co ma stan o w ić w tym drugim przypadku przedm iot
z a ję ć p rak ty cz n y c h . W z a sa d z ie na prace te sk ład ać s ię powinny:
a) lab o rato ry jn e bad an ie n iek tó ry ch z ja w is k fizy czn y ch o szczeg ó ln y m z n aczen iu ,
b) b a d a n ie instrum entów i ich ak ceso rió w ,
c) ob serw acje,
d) opracow anie wyników o b serw acji,
e) w y znaczan ie n iek tó ry ch podstaw ow ych w ielk o śc i i sp raw d zan ie n iektórych te o rii.
S tre s z c z a ją c się — to , co z r e s z tą p o d k re ślił w sw oim o d czy cie prof. M i n n a e r t —
cele m prac praktycznych je s t nie tyle n a u czen ie studentów u m ie ję tn o ści obserw ow ania lub
te c h n ik i lic z e n ia , ile p o k azan ie im re a ln o ś c i konkretów b ęd ący ch przedm iotem kursu.
P o tych uw agach ogólnych pozw olę so b ie tytułem przykładu o p is a ć prace p rak ty cz­
n e , ja k ie mogłem re a liz o w a ć w o s ta tn ic h la ta c h na W ydziale Nauk Ś cisły c h w B elg ra­
d z ie przy aktyw nej pomocy m ojej a s y s te n tk i p . Milogradov.
K urs astro fiz y k i, którem u p o św ięco n a je s t c z ę ś ć tych z a ję ć , m u siał s ię z pewnych
powodów o g ran iczy ć do w yłożenia metod i te c h n ik i o b se rw ac y jn e j, wyników o b serw a cji
i elem entów astronom ii g w iazdow ej. Kurs ten o ch a ra k te rz e co k o lw iek k lasycznym zo ­
s t a ł uzupełniony od tego roku akadem ickiego (1964) przez elem enty a stro fiz y k i te o re ­
ty c z n e j i fizyk i S ło ń c a . Ażeby n ie z a g łę b ia ć się w sz c z e g ó ły , zadow olę s ię zacytow a­
niem typow ych przykładów z k ażdego d z ia łu prac prak ty czn y ch .
a) B ad an ie n iek tó ry ch z ja w isk fizy czn y ch : ab erra c ja układów o p ty czn y c h , dyfrak­
c ja , a b so rp c ja ś w ia tła przez filtry barw ne i in te rfe re n cy jn e .
b )B a d a n ie aparatury i ak ceso rió w : refrak to r ekw ato rialn y w yposażony w kamerę
fo to g raficzn ą, o d le g ło śc i og n isk o w e obiektyw u i oku laru , fotom etry w iz u a ln e , komórki
fo to elek try czn e z am plifikatorem n a prąd s ta ły , pryzm aty obiektyw ow e, w ła sn o śc i anten
kierunkow ych, radiointerferom etry południkow e dla fa l decym etrow ych.
c) O b serw acje; przedm iot, który n a jb a rd z ie j in te re su je studentów : W skazuje się
ok reślo n y o b ie k t, który ma być z d jęty na k lis z y . Z a pom ocą a tla su B ecvara stu d e n t wy­
b iera gw iazdę reperow ą, fotografuje j ą na k lisz y , w yw ołuje; n a stę p n ie id entyfikuje
o b iek t w ra z ie potrzeby z a pom ocą a tla su L ic k O b serv ato ry . Z d ję c ie spektru z a pom ocą
pryzm atu obiektyw ow ego, r e je s tr a c ja p rz e jś c ia S łońca za pom ocą rad iointerferom etru.
P o w y ż sz e m anipulacje d o ty c z ą kursu pośw ięconego metodom i te c h n ic e . Na sku tek
braku m ateriałów lub z innych powodów, niek tó re z nich m ają ch arak te r fakultatyw ny.
Je d n a k ż e od tego roku szk o ln eg o będziem y mogli je z a s tą p ić pom iaram i. Na przykład
w radioastron o m ii stu d e n c i b ę d ą m ieli m ożność w yznaczyć c h a ra k tery sty k i (c z ę s to ­
tliw o ść nom inalną, sz e ro k o ść w stę g i, w spółczynnik szum u) odbiornika fa l decym etro­
w ych, badać ad a p ta c ję anteny (za pom ocą lin ii pom iarow ej).
D ruga c z ę ść prac p rak ty czn y ch , ta która d o ty czy wyników badań, zaw iera:
d) O pracow anie wyników o b se rw a c ji — dw a z ad a n ia . Mając dane w ielk o śc i pozorne
pew nej zm iennej dąży się do w y z n ac z e n ia elem entów zm ienności je j b la sk u (epoka po­
czątk o w a, o k res, am plituda). N ależy skon stru o w ać krzyw ą św ia tła , skąd n a stę p n ie trz e ­
b a w yznaczyć przy b liżo n e w arto śc i ty c h elem entów . W artości te popraw ione n astęp n ie
m etodą n ajm n iejszy ch kw adratów pozw olą skonstruow ać krzyw ą śre d n ią i je j punkty
norm alne. T e n przykład z o s ta ł z ac z e rp n ię ty z po d ręczn ik a prof. P a r e n a g o i prof.
Kukarkina.
Dydaktyka astronomii
265
Opierając się na prędkości radialnej gwiazdy podwójnej spektroskopijnej, należy
wyznaczyć metodą Lehmanna-Filh&sa elementy prowizoryczne jej orbity. Całkowania
krzywej prędkości dokonuje się za pomocą planimetru. Prędkości radialne są opublikowa­
ne potem w artykule.
Mamy zamiar uzupełnić te ćwiczenia przez wyznaczanie elementów orbity gwiazdy
podwójnej zaćmieniowej.
Pozwolę sobie przedstawić bardziej szczegółowo ćwiczenia grupy:
e) wyznaczanie niektórych wielkości fundamentalnych oraz sprawdzenie niektó­
rych teorii. Przyświeca nam tu następująca idea. Wykład poświęcony wynikom badań,
choćby ilustrowanych danymi numerycznymi, diagramami i rozwinięciami matematycz­
nymi, jest dość ważny sam przez się, ale może się wydać studentom zbyt werbalny, nu­
żący, a same teorie zbyt spekulatywne. Czy nie można by więc postępować w taki spo­
sób, aby student mógł sam dojść do cytowanych wyników, a przynajmniej do wyników
najbardziej podstawowych? W myśl tej idei zrealizowaliśmy do tej pory następujące
ćwiczenia:
1) Wyznaczenie pozycji równika galaktycznego, opierając się na znajomości roz­
kładu gromad galaktycznych lub gwiazdowych. Stosuje się tu prostą metodą graficzną.
Dane: Katalog Hecvara, lista gwiazd O i IVR, C.H.Payne Gaposhkine. Wynik: 1950.
(biegun), a = 12h48m, 6 = +28°.
2) Wyznaczenie współrzędnych sferycznych centrum Galaktyki oparte na badaniu roz­
kładu gromad kulistych oraz zmiennych Mira Ceti. Dane: lista gromad p.H.Sawyer Hogg
w Encyclopaedia of Physics, Catalogue g in ira l d ’itoiles variables (1958). Wynik:
l Q = 328°, ba = + 2°.
3) Badanie ruchu Hyades. Dane: ruchy własne przyjęte z artykułu van B a u r e n
(BAN, 1952), prędkości radialne z Catalogue Wilsona (1953). Wybiera się na podstawie
pewnych kryteriów 10 gwiazd i wyznacza się punkt zbieżny. Stosuje się tu metodę Charliera. Następnie wyznacza się prędkości przestrzenne wybranych gwiazd i ich odległo­
ści. Wyniki: a = 9<j°, 5 = + 7?5, V = 42 km/sek, d = 40,6 pc.
4) Efekty różnicowe rotacji galaktycznej w prędkościach radialnych Cefeidów. Dane:
prędkości radialne z artykułu D.N. Stibbs (MN, 1956) po poprawieniu ich o efekt ru­
chu Słońca ku apeksowi. Wielkości średnie pozorne z Catalogue geniral d’itoiles varia­
bles (1958). Krzywa okres-blask i współczynnik średni absorpcji ze Stałych astrofi­
zycznych Allena, I wyd. Wybiera się 24 gwiazdy dobrze rozłożone w długości galaktycz­
nej, których odległości s ą wyznaczone foto metrycznie. Najpierw wykonuje się obraz
graficzny stosunku prędkości radialnej do odległości od Słońca w funkcji długości ga­
laktycznej. Odnajduje się tu efekt przewidziany przez teorię. Wykrywa się kierunek ro­
tacji i odnajduje wartość długości centrum Galaktyki. Następnie wyznacza się stałą .4
Oorta. Wynik: A = 20 km/sek/kpc.
5) Badanie rozkładu wodoru neutralnego w płaszczyźnie Grlaktyki. Dane: profil
lin ii 21 cm wodoru neutralnego, artykuł M u l l e r a , O o r t a i V a n de H u l s t a (BAN,
1954). Odległość Słońca od środka Galaktyki i prędkość kątowa rotacji: „Bulletin d’lnformation IAUU” 11, 1963, zalecenia grapy roboczej.
Wzory robocze zostały podane w kursie. Chodzi tu o częściowe powtórzenie kla­
sycznej pracy M u l l e r a , O o r t a i V a n de H u l s t a . Student ma wyznaczyć położe­
nie stref wodoru, którego promieniowanie zostało pomierzone. Po naniesieniu ich na
wykres odczytuje się ich spiralny rozkład. Zadanie odnosi się do dziesięciu kierunków
w płaszczyźnie Galaktyki, dla odległości większych niż odległość Słońca od środka
Galaktyki, posługując się profilami łatwymi do interpretowania. Odnajduje się trzy
ramiona spiralne.
Mamy dalej zamiar rozwijać te prace praktyczne uzupełniając je przez przykłady
266
D ydaktyka
astronomii
z a c z e r p n i ę t e z te o r ii atm osf er g w i a z d o w y c h . Manuskrypt z a w i e r a j ą c y w s z y s t k i e te ć w i ­
c z e n ia z o s t a ł opracowany p rz e z n a s w Ju g o sła w ii.
N a k on ie c k ilk a u w a g i w n io s k ó w .
W toku d rug ie j c z ę ś c i prac p r a k t y c z n y c h n a s i s t u d e n c i m u s z ą s i ę o d d a ć długim ra­
chu nko m , k o r z y s t a n iu z t a b lic f u n k c j i i kata lo gów,
w ykresam i.
p r z y g o to w y w a n iu i p o s łu g i w a n i u s i ę
O c z y w i ś c i e , n ie n a l e ż y p o w z i ą ć b łę d n e g o p rze k o n a n ia , ż e o m a w ia n a m e to da j e s t
n a j l e p s z a i że n ie może b y ć u l e p s z o n a . W ka żd y m r a z i e w y d a j e nam s i ę , ż e t a k i program
u m o ż l i w i a w s k a z a n i e n a j w a ż n i e j s z y c h i ró żn oro dn y ch a s p e k tó w b a d a w c z y c h . S ą d z im y ,
ż e b a rd zo w a ż n ą i p o ż y t e c z n ą r z e c z ą j e s t to , ż e s t u d e r t sa m o d k r y w a głó w n e f a k t y , że
m o że w miarę m o ż l i w o ś c i o d tw o r z y ć p ra ce k l a s y c z n e , ż e z a z n a j a m i a s i ę z k a ta lo g a m i,
p o d r ę c z n ik a m i i artykułam i o r y g in a ln y m i i u c z y s i ę p o s ł u g i w a n i a n im i. W r e s z c ie może
z d a ć on s o b i e s p r a w ę z r o z l i c z n y c h i z ł o ż o n y c h z w i ą z k ó w , j a k i e z a c h o d z ą p om ięd zy
z j a w i s k a m i i p o g lą d a m i, o któ rych b y ł a mowa w k u r s i e . N a tym w ł a ś n i e p o l e g a , n a s z y m
z d a n i e m , g łó w n a k o r z y ś ć adop tow a n ej p r z e z n a s m eto dy.
K ORESPON D EN CJA
NA MARGINESIE KRYTYCZNYCH UWAG S. NOWAKA
O SZKICU HISTORII ASTRONOMII W POLSCE W LATACH 1945-1963
J . MERGENTALERA
J. W I T K O W S K I
Uwagi krytyczne S. N o w a k a o pracy J . M e r g e n t a l e r a Szkic historii astro­
nomii w Polsce w latach 1945—1963 sprowadzają się zasadniczo do szeregu nieprze­
myślanych zarzutów pod adresem Zakładu Astronomii PAN i Astronomicznej Stacji Sze­
rokościowej PAN — wymagają więc sprostowania ze strony kierownictwa tych placówek.
Krytyka jest pożyteczna i celowa, gdy ujawnia niedociągnięcia lub błędy i wskazuje
drogi ich usunięcia. Krytykującego obowiązuje znajomość omawianego zagadnienia
i naukowa, bezstronna ocena faktów i postępowania. Gdy powyższe warunki nie są speł­
nione, krytyka staje się bezpłodna i uderza swym ostrzem w samego krytykującego.
Uwagi krytyczne S. N o w a k a mają, niestety, wymienione tu cechy i świadczą
zarówno o braku znajomości faktów, jak i nieorientowaniu się w naukowych, technicz­
nych i organizacyjnych zagadnieniach ASS. A tymczasem S. N o w a k a jako długoletnie­
go pracownika naukowego ASS obowiązuje pewien poziom wiadomości o historii, dzia­
łalności, organizacji i celach naukowych placówki, w której pracuje.
Wypad swój S. N o w a k zaczyna od krytyki służby czasu ASS, porównuje ją z byłą
służbą czasu Obserwatorium UP. Zarzut daje się streścić następująco. ASS dysponuje
szeregiem d o s k o n a ł y c h narzędzi, lecz z tego tytułu nie zasługuje na „wyższą oce­
nę” , gdyż w Obserwatorium UP „zbudowano z niczego” dwa dobre zegary kwarcowe
i unowocześniono szereg dodatkowych aparatów, co stanowi pracę pionierską i „piękny
sukces zespołu kierowanego przez prof. Koebckego” . Natomiast w ASS problem ten
w dużym stopniu sprowadzał się do umiejętności zdobycia odpowiednich kredytów, za
które zakupiono narzędzia obserwacyjne oraz zlecono firmie „Cierniewski-Kwiatkowski”
budowę „trzech zegarów kwarcowych z dodatkowym wyposażeniem elektronowym opar­
tym na prototypie p'oznańskim” . Twierdzenie, że zegary kwarcowe UP „zbudowano
z niczego” mija się z prawdą, gdyż jako ówczesny dyrektor Obserwatorium dołożyłem
niemiało starań dla zdobycia środków na ten cel. Nie pomniejszając w niczym zasług
ówczesnego adiunkta Obserwatorium UP dra K o e b c k e g o , należy stwierdzić, że prace
elektroniczne i elektrotechniczne przy budowie zegarów prowadził in ż. S. C ie r n ie ws k i (vide J . W i t k o w s k i , Katedra Astronomii i Obserwatorium Astronomiczne Uniwer­
sytetu Poznańskiego w latach 1945—1960, „Postępy Astronomii” , XI). Zegary kwar­
cowe Obserwatorium Poznańskiego spełniały wówczas swe zadanie, lecz szybko po­
stępujący rozwój techniki konserwacji czasu uczynił z nich niebawem zabytki muzealne.
Obserwatorium UP nie miało możliwości utrzymania służby czasu na światowym po­
ziomie i dlatego też została ona zlikwidowana, a narzędzie przejściowe Zeiss prze­
niesione do ASS i to w porozumieniu z ówczesnym adiunktem zarówno Obserwatorium
j ak i ASS dr F . K o e b c k e .
Ten stan rzeczy został usankcjowany po objęciu kierownictwa Obserwatorium UAM
przez Prof. dr F. K o e b c k e . Obserwatorium UAM korzysta dziś dla swych obserwacji
268
K orespondencja
sz tu c z n y c h sa te litó w z danych słu żb y c z a s u ASS przy pomocy sp e c ja ln e g o łą c z a te le ­
fo nicznego. T rzy no w o czesn e zegary kwarcowe ASS z o s ta ły sk o n stru o w an e przez zn a­
nego w P o ls c e s p e c ja lis tę in ż. C i e r n i e w s k i e g o a nie przez n ie is tn ie ją c ą ,z m y ś lo n ą
przez S. N o w a k a firm ę „C ie rn ie w sk i-K w ia tk o w sk i". In ż . C i e r n i e w s k i zm odyfi­
kow ał i u d o sk o n a lił sw e zeg ary od c z a su budowy prototypu p o zn ań sk ieg o i w łożył w iele
trudu i w ysiłków , a ta k ż e i w łasn y ch funduszy na p rzeprow adzenie k o niecznych e k sp e ­
rym entów . O z a le ta c h kw arcow ych zegarów jeg o k o n stru k c ji mówią w yniki u zy sk an e
w ASS w ze sta w ie n iu z wynikami innych obserw atoriów św iata (vide p u b lik acje „ B u re a u
In te rn a tio n a l de 1’H eu re” ). Z egary jeg o s ą w ysoko cen io n e w kraju — p o sia d a je O bser­
watorium w Borow ej G órze pod W arszaw ą, O bserw atorium P o lite c h n ik i W arszaw skiej
i inne in s ty tu c je ; były te ż i z a p y ta n ia z zag ran icy o w arunkach zam ów ienia i n ab y cia
ty ch zegarów .
N iezgodne z praw dą je s t tw ierd zen ie S . N o w a k a , że zakupiono d la ASS n arzę d zia
o b serw acy jn e. O b serw acje c z a s u prow adzone s ą na dwóch n a rzę d z ia c h przejścio w y ch
Z e is s , z których jedno je s t w ypożyczone z O bserw atorium UAM, drugie je s t darem In sty ­
tu tu G eodezji i K artog rafii w W arszaw ie.
D a lsz e ro zw a ż an ia S . N o w a k a d o ty c z ą p o w stan ia i rozw oju ASS. T w ierd zen ie,
ż e pierw otnie w Borow cu m iała pow stać filia O bserw atorium P o z n ań sk ie g o je s t oparte
na nieporozum ieniu i n ie z n a jo m o ści faktycznego sta n u rz e c z y . W grudniu 1950 r. zo­
sta łe m zap ro szo n y przez R adę A stronom iczną A kadem ii N auk ZSRR n a p o sie d z e n ie
K om itetu A strom etrycznego w M oskwie; na tym p o sie d ze n iu om awiano w spółpracę a stro ­
nomów obydwu k rajó w . N a kon feren cjach z kierow nikiem słu ż b y sz e ro k o śc i ZSRR
prof. A .J . O r ł o w e m w y ło n iła się k w e stia budowy s ta c ji sz e ro k o śc io w e j pod P o żn aniem, która byłaby odpow iednikiem s ta c ji sze ro k o śc io w e j w Irkucku. Już w ów czas stro ­
na ra d z ie c k a w id z iała p o ls k ą s ta c ję sz e ro k o śc io w ą jako placów kę p rz y s z łe j P o ls k ie j
A kadem ii N auk, a to — jak p o d k re ślił prof. O r ł ó w — ze w zględu na sp ecy ficzn y c h a ­
rak ter naukow y ta k ie j s t a c ji . Dd n a w ią z an ia w spółpracy z astro n o m ią ra d z ie c k ą byłem
upow ażniony przez M inisterstw o Szkolnictw a W yższego, ta k że po pow rocie do kraju
w szcząłem w stępne kroki w spraw ie s ta c ji sz e ro k o śc io w e j. Z o s ta ł zam ów iony u Z e is s a
te le sk o p z e n italn y i ro z p o cz ę to p o szu k iw an ia odpow iedniego te re n u pod budowę przy­
s z łe j s t a c ji . P o p ow staniu PA N , M.Sz.W. p rzek a za ło A kadem ii w sz y stk ie spraw y doty­
c z ą c e s t a c ji sze ro k o śc io w e j. K w estionow anie d e cy z ji MSzW p o w zięte j po sz c z e g ó ­
łow ej a n a liz ie s y tu a c ji i w porozum ieniu z partnerem rad zieck im je s t ze strony S . N o ­
w a k a c o najm niej n aiw n e.
N a p y ta n ie S. N o w a k a , , jaki s e n s miało dublow anie te j pracy w B orow cu?” (mowa
tu o słu ż b ie c z a su ), dałem już poprzednio w y czerp u jące w y ja śn ie n ie . Dodam tylko ty le,
że problem atyka ASS u ję ta w sze rsz y m z a k re s ie w ym agała w prow adzenia zag ad n ień
c z a s u i przepływ ów skorupy z ie m sk ie j. T a k ie p o staw ie n ie p rzeze mnie spraw y sp o tk ało
s ię z ap ro b atą i uznaniem w ielu w ybitnych sp e c ja listó w z te j d z ie d z in y . P o z a tym ASS
w p lan ac h moich b y ła pojm ow ana jak o z a c z ą te k p ierw szeg o w ś w ie c ie in sty tu tu badań
ruchu wirowego Z iem i.
K w estionow anie przez S. N o w a k a w sp ó łp racy ASS z z a g ra n ic ą św iad czy o kom­
p le tn e j ig n o ran cji w spraw ach słu żb y c z a su i s z e ro k o ś c i. Z a g a d n ie n ia te d o ty c z ą c ałe g o
globu ziem sk ieg o i m ają ch arak ter m iędzynarodow y, nie mogą być traktow ane pojedyn­
c z o i lo k a ln ie . W tym c e lu is tn ie je B ureau In te rn atio n al de 1'Heure oraz B ureau of the
In te rn a tio n a l P o la r Motion S ervice. W łączenie się do nurtu św iato w ej problem atyki c z a ­
su i sz e ro k o śc i było k o nieczn e i korzystne d la n o w opow stałej p lacó w k i. Zapew niło ono
je j w łaściw e m iejsce w z e sp o le około 30 obserw atoriów św ia ta , le p ie j w yposażonych
i dysponujących lic z n ie jsz y m personelem i w iększym i śro d k am i. P rz y łą c z e n ie się ASS
do elitarn y ch p laców ek nie było rz e c z ą ła tw ą i wymagało dużych w ysiłków , zarówno ze
strony o erso n elu , ja k i kiero.vnictw a ASS. Utrzymanie s ię na o siąg n ię ty m poziom ie przv
269
K ores pondencja
olbrzymiej konkurencji i nieustannie postępującej technice stawia duże wymagania
pod adresem ASS, względnie skromnie wyposażonej i skromnie dotowanej. Jak dotych­
czas dotrzymano kroku innym placówkom w tym nieustającym wyścigu.
S. N o w a k przyznaje, że zagranica wysoko ceni pracę obserwacyjną ASS, ale jedno­
cześnie wysuwa zarzut przem ilczania wykonanych „prac oryginalnych” . Wystarczy
przejrzeć spis publikacji ASS, aby przekonać się, że pracownicy Stacji m ają na swym
koncie sporo prac oryginalnych opublikowanych, bądź zgłoszonych do druku.
S. N o w a k mówi, że ,,o podjęciu tematyki ruchu wirowego Ziem i w tych warun­
kach nie można nawet marzyć” . Praca ASS ma charakter długofalowy — wynika to z sa­
mej natury zagadnień. Uzyskany materiał obserwacyjny jest jeszcze niewystarczający
zarówno pod względem ilościowym, jak i czasokresowym dla syntezy i wyciągania wnio­
sków dotyczących aktualnych zagadnień ruchu wirowego Ziem i. Będzie to przedmiotem
badań w następnych latach.
Uwagi S. N o w a k a o szczupłości kadry naukowej ASS są słuszne. Ogólnie przy­
jęta norma dla placówek astronomicznych typu ASS wynosi dwóch obserwatorów na jedno
narzędzie. S. N o w a k kwestionuje projekt przeniesienia wahadeł poziomych do szybu
kopalni w Inowrocławiu; S. N o w a k wyraził ńa to sw ą zgodę i przedstawił na piśmie
projekt organizacji takiej filii, je ź d z ił do Inowrocławia celem wyszukania ewentualnego
pomieszczenia stacyjnego i mieszkalnego, oraz um ieszczenia wahadeł w szybie. Kierow­
nictwo Stacji przeprowadziło ze swej strony rozmowy i korespondencję z władzami w Ino­
wrocławiu. Rdy projekt bliski był re a lizacji i znalazły się fundusze na ten cel, S. N ow a k zm ienił swą poprzednią decyzję i odmówił wyjazdu do Inowrocławia.
Uwagi N o w a k a dotyczące „pracy naprawdę tw órczej" wymagają kilku słów wy­
jaśnienia. Prace naprawdę twórczą określają dość wąskie kryteria i wysokie wymaga­
n ia . Niewielu pracowników naukowych posiada kwalifikacje do zajmowania się właśnie
pracą twórczą. Obserwacje same przez się nie stanow ią jeszcze pracy twórczej, ale
dostarczają cennego materiału służącego do budowy gmachu n auki. Teorie ulegają
zmianom, a z nim i zmienia się architektura gmachu, ale fundamenty empiryczne budowy
pozostają i stanowią najcenniejszy skarb naszej wiedzy o świecie.
Poznań, 13 czerwca 1965 r.
0 UWAGACH K R Y T Y C Z N Y C H
D R A S. NOWAKA
J.
W zeszycie 2 „Postępów
m e r g e n t a l e r
Astronomii”
(t.
X I I I ) ukazała
się
krytyczna notatka
dra S. N o w a k a o moim artykule o dorobku astronomów polskich w ostatnich 18 latach.
Dr N o w a k , zmylony zapewne zbyt może uroczystym tytułem mojego szkicu, po­
traktował go jako autentyczny wynik badań historyka nauki i potraktował mnie jako tego
właśnie historyka. Stąd zapewne zarzut, że nie poddałem ocenie dorobku astronomów
polskich. Nie to przecież było celem tego szkicu i nie czuję się powołany do obiektyw­
nej krytyki lub oceny tego, co zrobili astronomowie polscy w ostatnich kilkunastu la­
tach. Sądzę, że dr N o w a k nie jest aż tak zarozumiały, żeby uw ażał siebie za kompe­
tentnego do wydawania oceny o tym, czy astronomowie pracowali poniżej, czy powyżej
„poziom u możliwego do osiągn ięcia” . Ten tajemniczy poziom jest zresztą chyba nie-
270
Korespondencja
porozumieniem, o ile nie je s t demagogią. Obawiam się, że dr N o w a k nie potrafiłby
go ani zdefiniować ani op isać.
Właściwie na tym mógłbym zakończyć polemikę z dr N o w a k i e m , gdyż to co pisze
on dalej je s t dla mnie niezbyt ja sn e . Stawia on jak ieś nieokreślone zarzuty i retoryczne
pytania. Nie umiem odpowiadać na retoryczne pytania i nie wiem, kto na to ma odpo­
w iedzieć.
Ale w każdej tak iej sprawie trzeba zaw sze szukać człowieka — je ż e li można aż
tak szumnie to o k reślić. Tym człowiekiem — który został skrzywdzony przeze mnie —
je s t dr N o w a k , bo nie wspomniałem o nim w swoim szk icu . Z poczucia tej krzywdy
wyrosła konieczność wypowiedzenia różnych swoich osobistych kłopotów, niedomyślanych problemów, urojonych pretensji do innych ludzi. Tak sobie wyobrażam źródło no­
tatki dra N o w a k a . N iestety, krzywdy tej nie mogę naprawić, gdyż nie znam prac
naukowych dra N o w a k a . A le ponieważ o pracach swoich dr N o w a k sam już napi­
s a ł — więc sądzę, że mogę mieć czyste sum ienie.
I
’
i
CO/JEPHAHME TETPA^M 4
C
H). C
m s k
t
aTbM
, T e j i e c K o n w ........................................................................................... 233
M 3 Jia5opaTopnfi
m o 6 c e p B a T 0 p h ii
3KOC(J)epbI ABOftHblX 3 B e 3 f l ....................................................241
TaflONCKH,
M 3 H a y m h o ft J i H T e p a T y p b i
M./lyKBim-JlaTKa,
OpneflejieHne
KoopnwHaT
BpeMemoro
nojiioca Ha
ocHOBaHMM pe 3yjibTaT0B MeacflyHapoflHbix Ha6aioaeHMfi BpeMeHM
.
.
245
E. r i a M K H b C K M , riepcneKTMBbl pa3BHTMJI Ha6;iIOflaTeJIbHOfi aCTpOHOMMM
B Q U A ............................................................................................249
B . flamiHbCKH,
HoBbie flajieKMe KBa3MCTeJuiapHbie
m ct o m h h km
.
.
. 252
X pOHHk a
B.3ohh,
OTMeT 06 yMacTHH b VII
fljiaTa (ApreHTMHa), MaR 1965
M. A T a i a c w e B n q
5oTi>i
b
CnMno 3 nyMe
.
KOCnAP
b Map flejib
.............................................................
/jH«aKTHKa
aCTpOHOMHH
(WrocjiaBHH),
ripaKTMqecKMe
253
acTpoHOMKqecKHe pa-
Jia6o paTo pM sx.................................................................................. 263
KoppecnoHAeHUHH
10. B m
tkobckh
, O t b c t Ha "3aMeqaHMfl" H o B a x a .......................................267
H). M a p r e H T a j i e p ,
O t b b t Ha "3aMeqaHHa" H o B a x a ..............................269
272
Spis treści
CONTENTS
ARTICLES
J . S m a k , T e l e s c o p e s ........................................................................................................... 233
FROM LABORATORI ES
J. Gadomski,
AND O B S E R V A T O R I E S
Ecospheres of Double S t a r s .................................................................
FROM S CI E NTI F I C
241
LITERATURE
M. D u k w i c z - L a t k a , Determination of the Coordinates of the Instantenous
Pole from the Results of International Time O b s e r v a tio n s .................................. 245
B. P a c z y ń s k i , Perspectives of Observational Astronomy Development i j USA
249
B. P a c z y ń s k i , The New, Distant Quasi-Stellar S o u r c e s ....................... .................... 252
CHRONICLE
W. Z o n n , Report from the VII Symposiuni of COSPAR in Mar del Plata (Argenti­
na), 10—21 May, 1965 .....................................................................................................
253
D I DACTI CS OF ASTRONOMY
1 A t a n a s i j e v i c , Astronomical Practice in L a b o r a t o r ie s ......................................
263
•
CORRESPONDENCE
J . W i t k o w s k i , Answer on Nowak’ s „ R e m a r k s ''........................................................
J . Mergentaler, Answer on Nowak’s „Rem arks” ...........................................................
SPIS T RE ŚC I ZESZYTU
267
269
4
ARTYKUŁY
J. S m a k ,
T e le s k o p y ............................................................................................................ 233
Z PRACOWNI
J. G a d o m s k i ,
I OBSERWATORIÓW
Ekosfery gwiazd p o d w ó jn y c h ................................................................241
Z LITERATURY
NAUKOWEJ
M. D u k w ic z - Ł a t k a , Wyznaczanie współrzędnych bieguna chwilowego z wyni­
ków międzynarodowych obserwacji c z a s u ................................................................. 245
B. P a c z y ń s k i , Perspektywy rozwoju astronomii obserwacyjnej w USA . . . .
249
B. P a c z y ń s k i . Nowe dalekie auasi-stellarne i r ó d l a ............................................... 252
Spis treści
273
KRONIKA
W. Z o n a , Sprawozdanie z udziału w VII Sympozjum COSPAR w Mar del Plata
(Argentyna), maj 1965 .............................................................................................. 253
DYDAKTYKA
ASTRONOMII
I. A t a n a s i j e v i c (Jugosławia), Praktyczne prace astronomiczne w laborato­
riach .............................................................................................................................263
KORESPONDENCJA
J. W i t k o w s k i , Na marginesie krytycznych uwag S. Nowaka 0 szkicu historii
astronomii w Polsce w latach 1945—1963 J . Mergentalera................................. 267
J. M e r g e n t a l e r , 0 uwagach krytycznych dra S. N o w a k a ......................................269
S :-y -
■
.
'
_____
____
Prenumeratorom naszego pisma przypominamy
o konieczności odnowienia prenumeraty na rok 1966.
Zamówienia i wpłaty przyjmowane są już od
października rb. Wcześniejsze zamówienie i opła­
cenie prenumeraty rocznej zapewni ciągłość w
otrzymywaniu pisma przez cały rok 1966,
C e n a z ł 10,—
WARUNKI PRENUMERATY CZASOPISMA
„POSTĘPY ASTRONOMII” - KWARTALNIK
Cena prenum eraty rocznej zł 40,—
półrocznej „ 20,—
Zamówienia i wpłaty przyjmują:
1. Przedsiębiorstw o Upowszechnienia Prasy i Książki „Ruch” w Łodzi, ul. Roosevelta 17,
konto PKO nr 7-6-579
2. Oddziały i D elegatury „Ruchu”
3. Urzędy pocztowe i listonosze
Zamówienia przyjm owane są do dnia 15 m iesiąca poprzedzającego okres pre­
numeraty.
Zamówienia dla zagranicy przyjm uje Biuro Kolportażu W ydaw nictw Zagranicznych
„Ruch”, W arszawa, W ronia 23 (tel. 20-46-88), konto PKO n r 1-6-100.024. Koszt p renu­
meraty ze zleceniem wysyłki za granicę je st o 40$ wyższy.
Bieżące oraz archiw alne num ery można nabyw ać w Ośrodku Rozpowszechniania
W ydaw nictw Naukowych PAN — Ossolineum — PWN, W arszawa, Pałac Kultury i Nauki
(wysoki parter).
Zdeaktualizow ane egzem plarze można nabyw ać także w Przedsiębiorstw ie Upo­
w szechniania Prasy i Książki „Ruch”, Magazyn Zwrotów w Łodzi, ul. Żwirki 17, konto
PKO nr 7-6-579.
Tylko prenum erata zapew nia regularne otrzym ywanie czasopism.
T h e Q u a r te r ly J o u r n a l „ P o s tę p y A s tr o n o m ii”
gives extensive information about the morks conducted
in Polish Observatories. The Journal contains also reviews
and general articles from the field of Astronomy.
Important papers contain summaries in English and Russian.
All inquiries regarding delivery term s of Polish scientific periodicals should
be directed to:
Export-Import Enterprise „ R u ch ”
ul. W ilcza 46, W arszaw a I, Poland
Prices and contents of current issues of scientific periodicals are stated in a special
bulletin „Polish Scientific Periodicals” which is to be found in Scientific L ibraries
and major distributing firms in your country.
300048429071
Download