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 M@, «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