Urania - Postępy Astronomii

T
Aquarius
a '^ 4.
URANIA
M IESIĘ C ZN IK
P O L S K IE G O T O W A R Z Y S T W A M IŁO ŚN IK Ó W A STRO N O M II
BOK XLIV
STYCZEŃ 1973
Nr 1
URANIA
M ie s ię c z n ik
Polskiego Towarzystwa
Miłośników
ROCZNIK
Astronomii
XLIV
1973
INDEKSY:
KRAKÓW 1973
prz ed m io to wy , tytułów, au to ró w
INDEKS PRZEDMIOTOWY
A strodynam ika: paradoksy, 166
G alaktyki: anom alne poczerwienienia sąsiednich, 327; chromosfera G alak­
tyki, 212; promieniowanie jądrow e z centrum Galaktyki, 214; prom ie­
niowanie rentgenowskie z gromad g., 293; siarkowodór w, 213; w iatr
galaktyczny, 138
Gwiazdy; eksplozje w epoce przedteleskopowej, 19; najkrótszy okres po­
dwójnej, 259; nowe układy podwójne, 178; obserwacje |3 Peg, 20, 296;
prom ieniow anie radiowe z, 82; zakrycia przez: Jowisza, 84; Księżyc, 98,
130, 267
H istoria: 13; astronom ii w Mongolii, 110; Bylica Marcin, 91, 124; K eplera
nieznany portret, 28; Kopernik, 9, 13, 34, 122, 155, 185, 228; początki
m ontażu paralaktycznego, 152; Polskie Towarzystwo- Miłośników Astro­
nomii, 56; stulecie Akademii Umiejętności, 227; uroczystości ku czci
W ojciecha z Brudzewa, 87; zegar Jensa Olsena, 266
Jowisz: zaćmienia księżyców, 184; zakrycia gwiazd przez, 84
Kom ety: Kohoutka, 330, 357
K opernik M ikołaj: 13, 34; charakterystyka dokładności instrum entów K.,
242; edycje roku kopernikowskiego, 298; faksymile rękopisu „De Revolutionibus”, 25; gdzie znajdują się egzemplarze pierwszego wydania
„De Revolutionibus”, 187; kalendarium życia i dzieła, 122, 155, 185, 228;
lekarz, 207; obserw atorium astronomiczne K., 9, 46, 73, 104, 144; por­
tre ty K., 51; przemówienie W. A. A m barcum iana o K., 324; publikacje
o K. w przekładzie na esperanto, 85; uroczystości jubileuszowe w : Dą­
browie Górniczej, 182; Grudziądzu, 150; Krakowskim, 225; Ostrowcu
Świętokrzyskim, 183; Poznaniu, 295; Wielickich Salinach, 227
Kosmochemia: sympozjum w Cambridge, 18
Kosmologia: zagadnienie pierwotnej m aterii gwiazdowej, 2, 39
Księżyc: anom alie magnetyczne na, 356; m apy paleoselenomorfologiczne,
83; masa, 218; maskony, 194; saros, 318; w iatry na, 178; zaćmienia, 30,
31, 189, 190, 235, 318, 365, 366; zakrycie S aturna przez K. 11.XII.1973,
262, 366; zakrycia gwiazd przez K., 98, 130, 267
K w azary: 66, 260, 328
M ars: 254; obrotowa m apka, 172; wykrycie molekuł tlenu na, 115
M ateria m iędzygwiazdowa: obserwacje w poddzerwieni, 176
M erkury: przejście przed tarczą Słońca 10.XI.1973, 305, 333, 334; zakrycie
przez W enus w 1737 r., 179
M eteory i m eteoryty: badania m ikrometeorytów, 202; przelot meteoru
przed tarczą Księżyca, 23; Tunguski, 356
Mgławice: brak tlenu gazowego w M. Oriona, 326; Krab, 81, 176
M iędzynarodowa Unia Astronomiczna, 337; nadzwyczajny kongres w Pol­
sce, 338
O bserw atoria astronomiczne: Kopernika, 9, 46, 73, 104, 144; Ostrowik, 354;
raport o stanie inicjatyw y budowy ludowych o. a. w Polsce, 360; Ułan
Bator, 110
>, ■- y
O lim piada Astronomiczna: 118
;l s
1973
URANIA
III
P erso n alia: Bylica M arcin, 91, 124; K am ieński M ichał, 162; K o p ern ik M i­
kołaj, 122, 155, 185, 228; M aciejew ski Eugeniusz, 29; R ybka E ugeniusz,
294; S ałabun Józef, 241, 274
P la n e ta ria : IV m iędzynarodow a k o n feren c ja dyrektorów , 88; ra p o rt o s ta ­
n ie inicjatyw y budow y w Polsce, 360
P lan eto id y : czy istn ieją in tra m erk u ry jn e? , 84; grupy Apollo, 351; od n ale­
zienie Apollo, 350; rezonanse w ruchach, 215
P olskie Towarzystwo* A stronom iczne: X V I Zjazd, 66, 265
P olskie T ow arzystw o M iłośników A stronom ii: ja k pow stało, 56; sym po­
zju m obserw atorów Słońca, 181; tu rn u s obserw acy jn y w L anckoronie,
25; udział w I ogólnopolskim zjeździe tow arzy stw naukow ych, 129;
u dział w II zjeździe m łodych astronom ów am ato ró w w D udincach n a
Słow acji, 363; z działalności oddziałów i sekcj: : D ąb ro w a G órnicza, 119,
182; G dańsk, 224; G rudziądz, 85, 150; O strow iec Św iętokrzyski, 183;
Poznań, 295; Radom , 121; Z jazd D elegatów , 273, 304
P ro m ien io w an ie kosm iczne: a n ty p ro to n y w, 327; poszukiw anie p ie rw ia st­
ków superciężkich w, 177
P ro m ien io w an ie rentgenow skie: Cas A, 213; p u lsa r Cen X-3, 114; p u lsa r
w Żaglach, 179; Sco X-1, 114; z grom ad galaktyk, 293: źródło p. r. —
obiektem o silnym i szybko zm iennym polu m agnetycznym , 293
P u lsa ry : now y w pobliżu pozostałości po w ybu ch u supernow ej, 176; re n t­
genow ski C en X-3, 114; rentgenow ski w Żaglach, 179
R adioastronom ia: am atorska, 306; odkrycie gw iazd radiow ych, 82
S a tu rn : efek t ciep larn ian y n a T ytanie, 325; rad a ro w e echo z, 217; w odór
i m etan w atm osferze T ytana, 116; zakrycie przez Księżyc 11.XII.1973,
262
Słońce: aktyw ność w r. 1972, 116; p ierw sza p la m a 21 cyklu aktyw ności*
183; praw idłow ość w zm ianach długości cykli aktyw ności, 328; sym po­
zjum obserw atorów PTM A, 181; w schodnio-zachodnia asy m etria p la m
słonecznych, 218; zaćm ienia, 318; zaćm ienia w Polsce, 256
S ztuczne satelity i sta tk i kosm iczne: „In terko sm o s-K o p ern ik 500”, 162;
„K opernik” (OAO-C), 16; obserw acja, 23; p ro je k t o rb italn eg o te le ­
skopu, 83; silniki laserow e?, 116
Teleskopy: am atorski refra k to r, 23; now y 60 cm w O strow iku, 354; o rb i­
talny, 83; w ielokrotny, 199
T eoria w zględności: p ro je k t dośw iadczalnego sp raw d zen ia ogólnej, 82
U kład Słonedzny: pow stanie, 280
W enus: zakrycie M erkurego przez W. w 1737 r., 179
W ia tr galaktyczny: 138
Z akry cia gw iazd przez K siężyc: 98, 130, 267
Z iem ia: pyłow e satelity, 193; św iecenie m agnetosfery, 85
IN DEK S TYTUŁÓW
A rtyk u ły
A stronom ia w Mongolii, K . Ziołkow ski, 110
B ad an ia m ikrom eteorytów , Z. P aprotny, 202
C h a ra k te ry sty k a dokładności in stru m e n ta riu m astronom icznego K o p ern i­
ka, E. Berezow ski, 242
IV
URANIA
1973
Czy K opernik m iał obserw atorium astronom iczne, J. Classen, 9
D aw ne i przyszłe zaćm ienia Słońca w Polsce, A . U dalski i M. Zaw ilski,,
256
D ocent D r Józef S ała b u n 1902—1973, L. Z ajdler, 274
G dzie obserw ow ał i m ieszkał M ikołaj K opernik, J. Pagaczew ski, część I:
46, część I I : 73, część I I I : 104, część IV : 144
J a k pow stało T ow arzystw o M iłośników A stronom ii w 1921 roku, S. M ro­
zow ski, 56
J a k w yglądał K opernik, S. R. B rzostkiew icz, 51
K w azary: zaw iedzione nadzieje, M. R óżyczka, 66
M askony księżycow e, A . M arks, 194
M ikołaj K opernik — lekarz, T. M arcinkow ski, 207
N adzw yczajny K ongres M iędzynarodow ej U nii A stronom icznej, J. S. Stodólkiew icz, 338
N im przyszedł K opernik, T. Z. D worak, 13
N ow e o M arsie, A . M arks, 254
O brotow a m a p k a M arsa, S. R. B rzostkiew icz, 172
O d nalezienie planetoidy Apollo, K. Z iolkow ski, 350
O sarosie i zaćm ieniach, T. K w ast, 318
P arad o k sy astrodynam iczne, A. D roży ner, 166
P rof. D r M ichał K am ieński 1879—1973, L. Z ajdler, 162
R adioastronom ia am atorska, J. D ziadosz i A. K ula k, 306
S iedem p y ta ń dotyczących pow stania U kładu P lan etarn eg o , G. S itarski,
280
T eleskop w ielokrotny, P. R ybka, 199
U źródeł pow stania w ielkiej m yśli kopernikow skiej, E. R ybka, 34
.W ia tr galaktyczny, M. Sroczyńska, 138
Z agadnienie pierw o tn ej m a terii gw iazdow ej, L. W. M irzojan, część I: 2,
część I I : 39
Z akry cia gw iazd przez Księżyc, J. W itk o w sk i, część I: 98, część II: 130
Czytelnicy m iędzy sobą
31, 239
Kalendarzyk Astronomiczny
29, 62, 94, 126, 157, 188, 234, 269, 301, 332, 364, w k ład k a do n u m eru Stycz­
niow ego
Komunikat
32, 96, 128, 160, 180, 259, 272
Konferencje i Zjazdy
C zw arta m iędzynarodow a kon feren cja dyrek to ró w p lan etarió w , 88
Z egar Je n sa O lsena, 266
XVI Z jazd Polskiego T ow arzystw a A stronom icznego, 265
1973
URANIA
V
Kronika
Anomalie magnetyczne na Księżycu, 356
Anom alne poczerwienienia sąsiednich galaktyk, 327
Antyprotony z przestrzeni kosmicznej, 327
Brak tlenu gazowego w Mgławicy Oriona, 326
Brytyjski program poszukiwań pierw iastków superciężkich w prom ie­
niowaniu kosmicznym, 177
Charakterystyczne promieniowanie jądrow e z centrum Galaktyki, 214
Chromosfera naszej Galaktyki, 212
Czy. istnieją intram erkuryjne planetoidy?, 84
Ćzy p ulsar rentgenowski Cen X-3 znajduje się w układzie podwójnym? 114
Efekt cieplarniany na Tytanie, 325
Eksplozje gwiazd w epoce przedteleskopowej, 19
G alaktyka cuchnie — czyli siarkowodór w przestrzeni kosmicznej, 213
Jeszcze raz o źródle promieniowania rentgenowskiego Sco X-1, 114
Kolejny pulsar w pobliżu pozostałości po supernowej, 175
K opernik śledzi Kasjopeję, 213
Mapy paleoselenomorfologiczne, 83
Masa Księżyca, 218
Nadanie doktoratów honorowych na Uniwersytecie M ikołaja Kopernika
w Toruniu, 323
Najkrótszy okres obiegu gwiazdy podwójnej, 259
Na Księżycu mogą wiać w iatry, 178
Nareszcie odkrycie gwiazd radiowych!, 82
Na tropie nowych danych o meteorycie Tunguskim, 356
Nowej kwazarologii ciąg dalszy, 328
Nowy etap kwazarologii, 2,60
Nowy teleskop w Ostrowiku, 354
Obserwacje obłoków międzygwiazdowych w podczerwieni, 176
O rbitalne Obserwatorium Astronomiczne „Kopernik”, 16
Orbitalny teleskop, 83
Pięć nowych radioźródeł w pobliżu Mgławicy Krab, 176
Poczerwienienia i odległości kwazarów, 212
Projekt doświadczalnego spraw dzenia ogólnej teorii względności, 82
Prom ieniow anie gamma z Mgławicy Krab, 81
Prom ieniow anie rentgenowskie z gromad galaktyk, 293
Przemówienie akadem ika W. A. A m barcum iana wygłoszone w czasie na- •
dania tytułu doktora honoris causa U niw ersytetu M. K opernika w To­
runiu w dniu 7 w rześnia 1973 roku, 324
Publikacje o K operniku w przekładzie na esperanto, 85
Pulsar w Żaglach jako źródło prom ieniowania rentgenowskiego, 179
R adarow e echo z Saturna, 217
Rezonanse w ruchach planet i planetoid, 215
Silniki laserowe?, 116
Sympozjum kosmochemiczne w Cambridge, 18
Świecenie m agnetosfery Ziemi, 85
Trzy nowe układy podwójne, 178
W odór i m etan w atm osferze Tytana, 116
W spraw ie zakrycia M erkurego przez Wenus w 1737 r., 179
W ykrycie m olekuł tlenu na Marsie, 115
Zakrycia gwiazd przez Jowisza, 84
Źródło prom ieniowania rentgenowskiego — obiektem o silnym i szybko
zmiennym polu magnetycznym, 293
VI
URANIA
1973
Kronika Historyczna
K alendarium życia i dzieła M ikołaja Kopernika, część I: 122, część II:
155, część III: 185, część IV: 228
M arcin Bylica, 91
O pochodzeniu M arcina z Bylicy, 124
Początki m ontażu paralaktycznego, 152
Kronika PTMA
«
Dni Kopernikowskie w Grudziądzkim Planetarium , 150
Działalność Dąbrowskiego Oddziału PTMA, 119
Działalność Oddziału PTMA w Radomiu, 121
Kopernikowski jubileusz w Krakowskim, 225
Kopernik w Wielickich Salinach, 226
5 lat PTMA w Grudziądzu, 85
Prof. Dr Eugeniusz Rybka doktorem honoris causa U niwersytetu im. Ko­
meńskiego w Bratysławie, 294
Raport o stanie inicjatyw y budowy ludowych obserwatoriów astronomicz­
nych i planetariów w Polsce, 360
Sympozjum obserwatorów Słońca w Dąbrowie Górniczej, 181
Turnus obserwacyjny w Lanckoronie, 25
Uroczystości w T urku i Brudzewie, 87
W 100-lecie Akademii Umiejętności, 227
W ystawa Kopernikowska w Dąbrowie Górniczej, 182
Z działalności Oddziału Poznańskiego PTMA, 295
II Zjazd młodych astronom ów am atorów w Dudincach na Słowacji,
363
Z życia Oddziału Gdańskiego PTMA, 224
Z życia Oddziału PTMA w Ostrowcu Świętokrzyskim, 183
Kronika Żałobna
Eugeniusz Maciejewski 1898—1972, 29
Nowości W ydawnicze
Edycje roku kopernikowskiego, 298
Elementy astronomii dla geografów — M. Karpowicz, 125
Faksym ile rękopisu dzieła Kopernika, 25
Gwiazdy nad nami — rzecz o Śląskim Planetarium , 268
Kosmologia i antym ateria — H. Alfven, 233
Oczerki o dwiżenii kosmiczeskich tieł — W. W. Bielecki, 234
Polskie M iasta Kopernika — J. Adamczewski, 92
Św iat K opernika — H. Bietkowski i W. Zonn, 93
Układ Słoneczny — W. G. Demin, 93
Wszechświat K opernika a kosmologia współczesna — A. Stawikowski,
233
Zagadka rozszerzającego się W szechświata — W. Bonnor, 92
Ziemia K opernika — M. Rusinek i M. Rusinek-Kwilecka, 188
1973
URANIA
VII
Obserwacje
Aktywność Słońca w r. 1972, 116
Kometa Kohoutka, 330
Międzyokresowe zmiany jasności fi Peg, 296
Obserwacje |3 Pegaza, 20
Pierwsza plam a 21 cyklu aktywności Słońca, 183
Prawidłowość w zmianach długości cykli plamotwórczej aktywności
Słońca, 328
Przelot meteoru przed tarczą Księżyca, 23
Przygotowania do obserwacji komety Kohoutka, 357
Przypadkow a obserw acja sztucznego satelity, 23
Wschodnio-zachodnia asym etria plam słonecznych, 218
Zaćmienia księżyców Jowisza, 184
Zakrycie Saturna przez Księżyc w dn. 11 grudnia 1973 r., 262
Z Olimpiady Astronomicznej, 118
Poradnik Obserwatora
Trzymetrowy refrak to r w w ykonaniu amatorskim , 23
To i owo
Czyżby nieznany p o rtret Keplera?, 28
Gdzie znajdują się egzemplarze pierwszego w ydania „De Revolutionibus”, 187
„Wyżymanie” obłoków, 187
INDEKS AUTOKÓW
Berezowski Eugeniusz, 242
B rylski Jan, 181
Brzostkiewicz Stanisław R., 25, 28, 51, 83, 84, 122, 155, 172, 185, 228
Classen J., 9
Drożyner Andrzej, 166
Dworak Zbigniew T., 13
Dziadosz Janusz, 306
Frasiński Lesław, 25
Grzesio Tadeusz, 225, 226, 227
Grzędzielski S., 193
Hanasz J., 323
Janicki Piotr, 121
Jurkiew icz Zdzisław, 23
K azim ierow ski Janusz, 87
Krzesiński Grzegorz, 118
K rzywoblocki Stanisław, 187
Kuchowicz Br., 18, 81, 114, 115, 116, 175, 176, 177, 178, 179, 212, 213, 214,
259, 260, 293, 325, 326, 327, 328
Kudła Elżbieta, 298
Kułak A ndrzej, 306
VIII
URANIA
1973
K w a s t T om asz, 318, 354
K . Z., 187
M a rc in k o w s k i T ad eu sz, 207
M a rk s A n d rz ej, 82, 85, 194, 254
M a śla k ie w icz Z o fia , 93, 188
M erg en ta ler J a n , 116
M ie telsk i J a n , 294
M irzojan L u d w ik W., 2, 39
M ro z o w sk i S tan isła w , 56
N eu m an A lfr e d , 266
P a g a c z e w s k i Ja n u s z , 46, 73, 104, 144
P a ń k ó w M aria, 82, 83, 84, 116, 184
P a p ro tn y Z big n iew , 16, 202, 330
P e tr y k ó w s k i P iotr, 152
P ilsk i A n d rzej, 357
P o k r z y w n ic k i Je r z y , 356
R ó ż y cz k a M ichał, 66
R y b k a E ugeniusz, 34
R y b k a P rz em y sła w , 199
S ałabu n . J ó z e f, 88
S ę d z ie lo w s k i W o jc iec h , 85, 224
S ita rsk i G rzeg orz, 29, 62, 94, 126, 157, 188, 234, 269, 280, 301, 332, 364
S ro cz y ń sk a M ag d a len a , 138
S to d ó łk ie w ic z J e r z y S., 338
S zu lc M ieczy sław , 23
S z y m a ń s k i W acław , 119, 183, 218
S z y m cz a k T., 19, 178, 328
S r ó b k a M ałg orzata, 363
U d a lsk i A n d rz ej, 256, 262
W ie c z o r e k J a n , 20, 296
W ilczy ń ski S tan isła w , 91, 124
W itk o w s k i J ó z e f, 98, 130
Z a k r z e w s k i B og d an , 85
Z a jd łe r L u d w ik , 125, 150, 162, 265, 268, 274
Z a w iłs k i M a re k , 179, 256, 262
Z io lk o w s k i K r z y s z to f, 92, 93, 110, 215, 217, 218, 233, 350, 360
PODZIAŁ STRON NA NUMERY
Numer
1*)
2
3
4
5
6
Strony
Numer
Strony
1— 32
33— 64
65— 96
97— 128
129— 160
161— 192
7/8
9
10
11
12
193—240
241—272
273—304
305—336
337—368
*) Do tego numeru została dołączona wkładka pt. „Kalendarzyk Astronomiczny
na 1973 rok” .
URAN IA
W d n iu 19 g ru d n ia o 20,l24m
cse n a stą p iło w o k o lic y a rc h i­
p e la g u S a m o a n a P a c y fik u w o ­
d o w a n ie k a b in y z a ło g o w e j p o ­
ja z d u księ ży c o w e g o , o sta tn ie g o
z se rii „ A p o llo ”. Z a ło g ę sta n o ­
w ili: R o la n d E. E v a n s , E u ­
g e n e A . C e r n a n i d r H a rri­
so n H. S c h m i t t
(geolog,
p ie r w s z y n a u k o w ie c n a K s ię ­
ży c u ). A s tr o n a u c i p r z y w ie ź li
117 k g p r ó b e k g r u n tu k s ię ż y ­
co w eg o z o k o lic y g ó r z y s te j w
re jo n ie k r a te r u L ittr o w , w ty m
p e w n ą ilo ść n a p o tk a n e g o po
ra z p ie r w s z y b a rd zo sta reg o
m a te r ia łu ska ln e g o , k tó r y z a ­
p e w n e p r z y c z y n i się do u z y ­
sk a n ia
cennych
in fo r m a c ji
o p ro cesa ch e r o z y jn y c h n a
S r e b r n y m G lobie.
N ie
m n ie j
in te r e s u ją c y m
p r o b le m e m je s t p o w sta n ie m a ­
te r ii z k tó r e j p o w sta ł W s z e c h ­
św ia t. N a te n te m a t p r z e d s ta ­
w ia m y
a r ty k u ł
w y b itn e g o
a stro n o m a ra d zie c k ie g o L. W.
Mirzojana
z A r m e ń s k ie j
A k a d e m ii N a u k .
C zy K o p e r n ik m ia ł o b se r­
w a to r iu m a stro n o m ic zn e ? —
te m a t te n o m a w ia d y r e k to r
O b se rw a to r iu m
A s tr o n o m ic z ­
n eg o w P u ls n itz (N R D ), d r
J. C l a s s e n . T e m a ty c e k o p e r n ik a ń s k ie j
p o św ię c a m y
r ó w n ie ż d w ie in n e p o zy c je n i­
n ie jsze g o n u m e ru .
PO LS K IEG O TOWARZYSTWA
MIŁOŚNIKÓW ASTRONOMII
ROK XLIV
STYCZEŃ 1973
Nr 1
C Z A S O P ISM O W Y D A W A N E Z Z A S IŁ K U
PO L S K IE J A K A D E M II N A U K . Z A T W IE R ­
D Z O N E P R Z E Z M IN IST E R S T W O O ŚW IA ­
TY
DO
UŻYTKU
SZ K Ó Ł
OGÓLNO­
K SZ T A Ł C Ą C Y C H , Z A K Ł A D Ó W K S Z T A Ł ­
C E N IA N A U C Z Y C IE L I I T E C H N IK Ó W
(D Z . U R Z . M IN . O SW . N R 14 Z 1966 R O ­
K U , W -W A 5.11.66).
SP IS TREŚCI
L u d w ik W. M irzojan — Z a g a d n ie ­
n ie p ie rw o tn e j m a te rii g w ia zd o w e j.
J. C lassen — C zy K o p e rn ik m ia ł
o b s e rw a to riu m a s tro n o m ic z n e ?
T. Z bigniew D w orak — N im p rz y ­
szed ł K o p e rn ik .
K ro n ik a : O rb ita ln e O b se rw a to ­
riu m A stro n o m ic z n e „ K o p e rn ik ” —
S y m p o z ju m k o sm o ch em icz n e w C a m ­
b rid g e — E k sp lo z je g w iazd w epoce
p rz e d te le s k o p o w e j .
O b serw acje: O b se rw a c je (5 P e g a ­
z a — P rz e lo t m e te o ru p rz e d ta rc z ą
K sięży ca — P rz y p a d k o w a o b s e rw a ­
c ja sztu c z n e g o sa te lity .
P oradnik ob serw atora: T rz y m e ­
tro w y r e f r a k to r w w y k o n a n iu a m a ­
to rsk im .
K ronika PTM A : T u rn u s o b s e rw a ­
c y jn y w L a n c k o ro n ie .
N ow ości w y d a w n icze: F a k sy m ile
rę k o p isu d z ie ła K o p e rn ik a .
To i ow o: C zyżby n ie z n a n y p o r­
t r e t K e p le ra ?
K ronika żałobna: E u g e n iu sz
M a c ie je w sk i 1892— 1972.
K alen d arzyk astron om iczn y.
C zyteln icy m ięd zy sobą.
Miłośnikom astronomii i Czytelnikom
U R A N II
serdeczne życzenia noworoczne składa
Z arząd Główny PTM A I Redakcja URANI I
t ffi f h
2
URANIA
1/1973
LU D W IK W . M IRZO JA N — B jurakan, A r m e ń sk a S R R
ZAGADNIENIE PIERWOTNEJ MATERII GWIAZDOWEJ
Z agadnienie pow stania i rozw oju kosm icznych form istnienia
m aterii we W szechświecie jest jednym z w ęzłow ych i n a jb a r­
dziej złożonych problem ów współczesnego przyrodoznaw stw a *).
Ja k pokazały badania ostatnich dziesięcioleci jest ono ściśle
zw iązane z zagadnieniem budow y i podstaw ow ych własności
m aterii. To tłum aczy w zm agające się obecnie zainteresow anie
kosm ogonią nie tylko ze strony astronom ów , lecz także i fi­
zyków.
W dostępnej obserw acjom części W szechśw iata spotykam y
m aterię w trzech zasadniczych postaciach: gw iazdow ej, dyfu­
zyjnej i plan etarn ej. O grom na większość obserw ow anej m aterii
skupiona jest w gw iazdach — gigantycznych palących się kulach
gazowych. Dlatego rozw iązanie zagadnienia pow stania i ew olu­
cji gwiazd m a zasadnicze znaczenie dla kosm ogonii innych form
w ystępow ania m aterii w e W szechświecie.
Doniosłą rolę w rozw oju kosm ogonii odegrało odkrycie w 1947
roku przez W. A. A m b a r c u m i a n a nowego rodzaju ukła­
dów gw iazdow ych — asocjacji gwiazd. B adania tych układów
prow adzone w B jurakańskim O bserw atorium A strofizycznym
A kadem ii N auk A rm eńskiej SRR okazały się szczególnie owocne
i doprow adziły do znalezienia pew nych praw ideł ew olucji
gwiazd nie drogą teoretycznych dociekań, lecz n a podstaw ie
uogólniania i analizy danych obserw acyjnych gwiazd i układów
gw iazdowych. Jednocześnie dało pow ażne podstaw y do przy­
puszczenia o istnieniu nieznanych dotąd form m aterii kosmicz­
nej, odgryw ających w ażną rolę w procesie rozw oju m aterii we
W szechświecie, a w szczególności pow stania i ew olucji gwiazdo­
w ej postaci m aterii.
A so cja cje gwiazd.
W przeciw ieństw ie do znanych od daw na układów — grom ad
gw iazd w yróżniających się n a zdjęciach nieba dużą gęsto­
ścią — asocjacje gwiazdowe posiadają gęstość kilka razy m niej*) A rtykuł — za zgodą Autora, zastępcy dyrektora Obserwatorium
Astrofizycznego Akademii Nauk Armeńskiej SRR w B jurakanie koło Ere­
w ania — przedrukow any z międzynarodowego rocznika „Buduszczeje
nauki” (Przyszłość nauki), tom 4, rok 1971.
1/1973
URANIA
3
szą niż ogólna gęstość tła galaktycznego. Jednakże asocjacje
wyróżnia stosunkowo duża cząstkowa gęstość gwiazd określo­
nych typów fizycznych: gorących olbrzymów i podolbrzymów
klasy O i B (O-asocjacje) i chłodnych karłów z liniam i emisyj­
nym i w widmach — gwiazd zmiennych typu T Tauri (T-asocjacje). Inaczej mówiąc, te stosunkowo nieliczne gwiazdy spo­
tyka się przede wszystkim w asocjacjach. I ten fakt był pod­
stawą odkrycia asocjacji gwiazd.
Z powodu stosunkowo małej gęstości gwiazdowej asocjacje
są dynamicznie niestabilne i szybko powinny się rozpadać. Wiek
asocjacji nie może oczywiście przewyższać okresu potrzebnego
do ich rozpadu — kilkudziesięciu milionów lat. Z drugiej strony
wiadomo, że gwiazdy tworzące dowolny układ fizyczny mają
wspólne pochodzenie. Dlatego wiek gwiazd tworzących układ nie
może być większy niż w iek samego układu. Tak więc asocjacje
oraz gwiazdy będące ich członkami są tworam i bardzo młodymi
(w kosmicznej skali czasu) gdyż wiek większości gwiazd naszej
Galaktyki określa się miliardami lat. Występowanie w Galak­
tyce niedawno powstałych młodych gwiazd świadczy o tym, że
proces powstawania gwiazd rozpoczęty przed miliardami lat
trw a nadal.
Badanie struk tu ry asocjacji doprowadziło do znalezienia in­
nej ważnej właściwości procesu powstawania gwiazd. Okazało
się, że wśród młodych gwiazd obserwuje się stosunkowo duży
procent układów wielokrotnych, często zupełnie niestabilnych
i rozpadających się (układy typu Trapezu Oriona i łańcuszki
gwiazdowe). Oznacza to, że gwiazdy w asocjacjach tworzą się
nie pojedynczo, ale grupami, które w większości rozpadają się.
Wyniki wszechstronnych badań asocjacji stały się podstawą
sugestii o istnieniu we Wszechświecie gęstych masywnych ciał
o nieznanej naturze, z których — w w yniku fragm entacji —
powstają asocjacje. Przypuszczenie o istnieniu m aterii kosmicz­
nej w stanach nieznanych współczesnej nauce okazało się bardzo
płonne i umożliwiło nie tylko zrozumienie zjawisk obserwowa­
nych w asocjacjach i młodych gwiazdach, ale także pozwoliło
przewidzieć nowe zjawiska jak np. rozszerzanie się asocjacji, co
zostało następnie potwierdzone danymi o ruchach gwiazd w tych
układach.
Poznanie asocjacji wskazało na duże znaczenie badań gwiazd
niestacjonarnych i układów gwiazd — obiektów znajdujących
się na zwrotnych etapach swego rozwoju zarówno dla kosmogonii gwiazd jak i dla fizyki kosmicznych postaci materii. Ba­
dania astronomów Związku Radzieckiego, Holandii, Meksyku,
4
URANIA
1/1973
Stanów Zjednoczonych i innych w okresie od odkrycia asocjacji
dostarczyły w ażkich argum entów za stale trw ającym grupowym
powstaw aniem gwiazd w G alaktyce. Zagadnienie pierwotnej
materii gwiazdowej do dziś jest jednak źródłem poważnych kon­
trow ersji. Istnieją obecnie dwie przeciwstawne koncepcje doty­
czące natury tej materii.
Hipoteza o grawitacyjnej kondensacji materii d y fu zy jn e j
Dużą popularnością cieszy się klasyczna teoria K a n t a
i L a p l a c e ’ a pochodzenia układu słonecznego rozszerzona
przez J e a n s a i innych na gw iazdy i układy gwiazdowe. W e­
dług niej form owanie się ciał niebieskich jest w ynikiem zgęszczania się, kondensacji materii dyfu zyjnej (gaz lub pył) pod
w pływ em sił graw itacji. Tak w ięc przyjm uje się, że ewolucja
m aterii kosmicznej zachodzi w kierunku od mniej gęstych ku
bardziej gęstym jej postaciom.
P rzy konfrontacji z faktam i obserw acyjnym i nęcąca swą pro­
stotą hipoteza kondensacji napotyka jednak na bardzo poważne,
w ręcz nie do pokonania trudności. Koncepcja o form owaniu
się gwiazd drogą kondensacji m aterii dyfu zyjnej nie jest w sta­
nie w yjaśnić istnienia rozszerzających się i rozpadających ugru­
powań gwiazd (asocjacji, układów w ielokrotnych typu Trapezu
Oriona, łańcuszków gwiazd).
Nie rozw iązuje tego problemu również hipoteza O o r t a - S p i t z e r a . Zakłada się w niej, że przed powstaniem aso­
cjacji istniała gorąca O-gwiazda znajdująca się w ew nątrz bardzo
m asywnej m gław icy gazowej. G w iazda ta, ogrzewając swym
promieniowaniem mgławicę, powoduje rozszerzanie się sąsiadu­
jących z nią części m gławicy. Na granicy nagrzanych w ew nętrz­
nych i chłodnych zewnętrznych w arstw m gław icy pojaw iają
się obszary zgęszczonego gazu. Z niego, po rozdrobnieniu na
części, w w yn iku graw itacyjnej kondensacji powstają gw iazdy
oddalające się od centrum m gławicy. Oprócz tego, że hipoteza
ta nie w yjaśnia powstawania „założycieli rodu” — centralnych
gw iazd om awianych układów, jest ona sprzeczna z danymi ob­
serw acyjnym i dotyczącym i budowy asocjacji. W szczególności,
w centralnych obszarach w ielu m gławic związanych z O-asocjacjam i w ystępują niestabilne układy wielokrotne typu Tra­
pezu i gromady bardzo młodych gwiazd wczesnych typów w id­
mowych. Fakt ten całkowicie w yklu cza możliwość powstania
gwiazd należących do tych gromad w zewnętrznych częściach
odpowiednich mgławic. N ależy dlatego przyjąć, że w centralnych
1/1973
URANIA
5
częściach każdej z wyżej wspomnianych mgławic zachodziły
niedawno intensywne procesy powstawania gwiazd, które są
prawdopodobnie kontynuowane i obecnie. Trzeba dodać, że
w pewnych przypadkach, np. w przypadku „Pętli Barnarda” ,
rozszerzanie mgławicy i rozbieganie się gwiazd z jednego wspól­
nego centrum nie da się wytłumaczyć z energetycznego punktu
widzenia współdziałaniem O-gwiazdy: energia tej ostatniej jest
niewystarczająca do tego.
Hipoteza kondensacji nie jest w stanie wyjaśnić również
istnienia szybkich młodych gwiazd typu AE Aurigae i n Columbae, których prędkości przestrzenne przewyższają 100
km/sek.
Trudno zgodzić się z koncepcją kondensacji w przypadku for­
mowania gwiazd w tych obszarach Galaktyki, w których jest
bardzo mało materii dyfuzyjnej, a istnieją młode gwiazdy. Np.
w jednej z najbogatszych i dobrze zbadanych asocjacji — w aso­
cjacji wokół podwójnej gromady gwiazd h i / Persei — gaz pra­
wie nie występuje, a proces powstawania gwiazd trwa nadal.
Koncepcji kondensacji przeczy także obserwowany związek
między intensywnością powstawania gwiazd i gęstością materii
dyfuzyjnej w bliskich galaktykaćh będących satelitami naszej
Galaktyki — Obłokach Magellana.
W końcu warto dodać, że meksykański astronom A r o wy­
krył wiele stosunkowo młodych gwiazd rozbłyskowych układa­
jących się na wykresie widmo — jasność poniżej ciągu głównego.
Natomiast zgodnie z koncepcją grawitacyjnej kondensacji młode
gwiazdy mogą znajdować się jedynie powyżej ciągu głównego
i winny stopniowo zbliżać się do niego. Dlatego Aro uważa, że
fakt ten świadczy ostatecznie o tym, że nie wszystkie gwiazdy
formowały się drogą kondensacji materii dyfuzyjnej.
Rozstrzygnięciem hipotezy o grawitacyjnej kondensacji ma­
terii dyfuzyjnej okazała się niemożliwość wyjaśnienia potęż­
nych niestacjonarnych zjawisk odkrytych w świecie galaktyk.
Zanim jednak przejdziemy do rozważenia niestacjonarnych zja­
wisk w galaktykach, zatrzymamy się na drugiej możliwej kon­
cepcji postaci pierwotnej materii gwiazdowej.
Hipoteza o pragwiazdach
Wielką popularność koncepcji kondensacji można wytłuma­
czyć nie tylko siłą zakorzeniania się tradycji. Ważkim argu­
mentem na korzyść tej koncepcji jest obfitość materii dyfu­
zyjnej we Wszechświecie, a w szczególności w tych częściach
6
URANIA
1/1973
naszej Galaktyki, a także innych galaktyk, w których zachodzi
obecnie intensywny proces powstawania gwiazd.
W szczególności głębokie badania radzieckich uczonych
G. A. S z a j n a i W. F. G a z e , poświęcone poznawaniu mgła­
wic dyfuzyjnych, dały przekonywujące dowody za powiązaniem
genetycznym mgławic dyfuzyjnych z młodymi gwiazdami typów
widmowych O i B. W niektórych mgławicach dyfuzyjnych zna­
leziono ruchy, wspólne z rucham i w O-asocjacjach, często wa­
runkujące ich rozszerzanie się. Wyniki tych badań wskazywały
także na ścisły związek procesu tw orzenia gwiazd ze zmianami
w mgławicach dyfuzyjnych.
Wszystkie dane obserwacyjne wyraźnie jednak świadczą je­
dynie o związku genetycznym młodych gwiazd i mgławic dy­
fuzyjnych i nie ma ani jednego bezpośredniego mniej lub bar­
dziej przekonywującego dowodu na tworzenie się gwiazd drogą
kondensacji m aterii dyfuzyjnej.
Co więcej, dane obserwacyjne bezpośrednio wskazują na
możliwość procesu odwrotnego. Obserwowany stały wypływ
m aterii z gwiazd typów Wolfa-Rayeta, P Cygni, gorących gigan­
tów z liniami em isyjnym i w widmach, a także wyrzucanie ga­
zowych otoczek podczas wybuchów nowych i supernowych, dały
podstawę do wysunięcia jeszcze w latach trzydziestych przez
B. A. W o r o n c o w a - W i e l j a m i n o w a hipotezy o two­
rzeniu mgławic dyfuzyjnych z m aterii wyrzucanej przez gwiaz­
dy. W przypadku obłoków wokół supernowych np. mgławicy
Krab, jak i innych mgławic planetarnych, nie ma co do tego
wątpliwości.
Tak więc z jednej strony istnieje oczywisty związek gene­
tyczny między młodymi gwiazdami i m aterią dyfuzyjną,
a z drugiej — liczne dane obserwacyjne są sprzeczne z kon­
cepcją kondensacji m aterii dyfuzyjnej w gwiazdy.
Teoria asocjacji gwiazdowych wychodzi djatego z założenia
0 możliwości powstania gwiazd i m aterii dyfuzyjnej z masyw­
nych ciał o nieznanej naturze, które nazwano pragwiazdami.
W przeciwieństwie do hipotezy o kondensacji m aterii dyfu­
zyjnej w hipotezie o pragwiazdach uważa się, że powstawanie
1 rozwój obiektów kosmicznych zachodzi w kierunku od bar­
dziej gęstych postaci m aterii ku mniej gęstym.
O pewnych własnościach dotyczących hipotetycznych pragwiazd można sądzić na podstawie danych dotyczących asocja­
cji. Z faktu rozszerzania się asocjacji bezpośrednio w ynika wnio­
sek, że w okresie powstawania układy te, a w konsekwencji
i „rodzące” je ciała, zajmowały niewielkie objętości. Wymiary
1/1973
URANIA
7
pragwiazd winny być tak małe, aby efekt ekranowania światła
gwiazd znajdujących się za nimi był niewyczuwalny przy współ­
czesnej technice obserwacyjnej. W przeciwnym wypadku dawno
by już były odkryte. Należy więc sądzić, że pragwiazdy mają
bardzo małe rozmiary i wielkie gęstości.
Istnieją również podstawy do przypuszczenia, że materia pra­
gwiazd znajduje się w stanie różnym od tych jakie obserwuje­
my w gwiazdach i mgławicach. Możliwe, że ten stan w ogóle jest
inny od tych, które do tej pory zna fizyka teoretyczna.
Można przypuszczać, że przeszkodą dla bezpośredniej obser­
wacji pragwiazd jest mała zdolność promieniowania w części
widma dostępnej dla współczesnych obserwacji. Potrzebne są
dlatego poszukiwania pośrednich potwierdzeń istnienia pra­
gwiazd i oznak szczególnego stanu materii, która znajduje się
w tych obiektach.
Poszukiwania zjawisk powodowanych istnieniem we Wszechświecie niezwykłych stanów materii i teoretyczne badania moż­
liwych z punktu widzenia współczesnej fizyki supergęstych
gwiazdowych konfiguracji materii, dały ciekawe wyniki na ko­
rzyść nowej hipotezy.
Niestacjonarne procesy w gwiazdach
Obserwacyjnych potwierdzeń istnienia gęstej pierwotnej ma­
terii zaczęto oczywiście szukać w nowo powstałych, bardzo mło­
dych gwiazdach, w których wnętrzach być może mogły pozo­
stać jeszcze resztki materii pragwiazdowej.
Pierwsze wyniki tych badań uzyskano już w 1953 roku z teo­
retycznego rozpatrzenia fizycznych osobliwości gwiazd zmien­
nych typu T Tauri i związanych z nimi niestacjonarnych gwiazd
(gwiazdy typu UV Ceti, gwiazdy rozbłyskowe w asocjacjach
i gromadach i inne). Pokazano, że nieregularne zmiany blasku
tych gwiazd nie dadzą się wyjaśnić zmianami ich rozmiarów
lub temperatury powierzchniowej. Charakter obserwowanych
zmian wskazuje na to, że w zewnętrznych warstwach tych
gwiazd pojawiają się od czasu do czasu silne źródła energii wy­
chodzącej na zewnątrz z obszarów wewnętrznych. Tylko tym
można wyjaśnić np. wybuchy gwiazd, podczas których w okre­
sie kilku minut zostaje oswobodzona energia kilkadziesiąt i wię­
cej razy przewyższająca energię normalnego promieniowania
gwiazdy w tym samym okresie.
Należy podkreślić, że badania statystyczne nieoczekiwanie
wykazały większą obfitość gwiazd rozbłyskowych w asocja-
8
URANIA
1/1973
cjach i stosunkowo młodych gromadach gwiazd. Okazało się na
przykład, że w gromadzie Plejad, której wiek ocenia się na
kilkadziesiąt milionów lat, wszystkie lub prawie wszystkie
gwiazdy o niewielkich jasnościach są rozbłyskowymi. Potwier­
dza to rozwinięte w pracach Aro przypuszczenie, że w ślad za
najwcześniejszym stadium życia gwiazd karłów — stadium
T Tauri (lub RW Aurigae) — charakteryzującym się niemal
ciągłymi nieregularnymi zmianami jasności, następuje stadium,
podczas którego jedną z ważniejszych charakterystyk gwiazdy
jest zdolność do dokonywania co pewien czas wybuchów pro­
wadzących do krótkotrwałego wzrostu jasności gwiazdy.
Można przypuszczać, że nosicielami wewnątrzgwiazdowej
energii są zgęszczenia materii pierwotnej zachowanej we wnętrzech młodych gwiazd. Wyjście na zewnątrz tej materii i przej­
ście jej w stan gwiazdowy prowadzi prawdopodobnie do oswo­
bodzenia dyskretnych porcji wewnątrzgwiazdowej energii —
źródeł zmian blasku i widma niestacjonarnych gwiazd. Obfitość
niestabilnych jąder technetu, cyrkonu i lantanu w atmosferach
niektórych gwiazd niestacjonarnych każe sądzić, że wydzielanie
energii w zewnętrznych warstwach gwiazdy może być związane
z procesami typu rozpadu atomowego; prowadzącymi do po­
wstawania nowych jąder.
Szczególnie ważny jest fakt, że w zewnętrznych warstwach
gwiazd, przy stosunkowo niskich temperaturach otoczenia, nie
mogą zachodzić reakcje termojądrowe, które — według obe­
cnych poglądów — są źródłami energii gwiazd. Należy więc są­
dzić, że zjawiska powodujące szybkie zmiany i rozbłyski gwiazd
niestacjonarnych nie są natury termojądrowej. Świadczy o tym
niewątpliwie również niezwykły rozkład energii w widmie nad­
miernego promieniowania, wyjątkowo intensywnego w niebie­
skich i fioletowych długościach fali.
Nie stacjonarno ść w układach galaktyk
Ważne argumenty na korzyść hipotezy o gęstej postaci pier­
wotnej materii gwiazdowej i o istnieniu we Wszechświecie do­
tychczas nieznanych stanów materii uzyskano w ostatnich latach
przy badaniu niestacjonarnych zjawisk obserwowanych w galak­
tykach i ich układach.
Większość galaktyk wchodzi w skład fizycznych ugrupowań:
układów wielokrotnych i gromad galaktyk. Więcej niż połowa
obserwowanych układów wielokrotnych galaktyk jest konfigu­
racjami typu słynnego Trapezu Oriona, czyli są one układami
1/1973
URANIA
9
niestabilnymi, rozpadającymi się. Oczywiste oznaki niestabilno­
ści posiadają również liczne gromady galaktyk. Bardzo często
członkowie niektórych układów galaktyk posiadają prędkości
przewyższające krytyczną prędkość potrzebną do przezwycię­
żenia sił wzajemnego przyciągania i ucieczki z układu. Takie
układy galaktyk znajdują się więc w stanie rozpadu. Jako przy­
kład rozpadającego się układu można podać układ złożony
z trzech galaktyk IC 3481, IC 3483 i nie nazwanej galaktyki znaj­
dującej się między nimi. Prędkości radialne galaktyk składo­
wych wskazują na oddalenie się galaktyki IC 3483 od dwu po­
zostałych z prędkością przewyższającą 10000 km/sek. Istnienie
rozpadających się układów galaktyk świadczy o tym, że w świecie galaktyk nadal przebiega proces formowania się nowych
układów gwiazdowych.
Tak jak i w przypadku asocjacji, tworzenia się rozpadających
się układów galaktyk nie da się wyjaśnić na drodze hipotezy
o grawitacyjnej kondensacji materii dyfuzyjnej. Rozszerzanie
się i rozpad wielu układów galaktyk wskazuje natomiast na sto­
sunkowo niewielkie rozmiary i odpowiednio wielkie gęstości
ciał kosmicznych, z których tworzą się niestabilne układy galak­
tyk. Dlatego istnienie dynamicznie niestabilnych układów galak­
tyk można traktować jako argument za hipotezą pragwiazd.
(Tłumaczył K. Ziołłcowski)
Dokończenie w następnym numerze
J. C LA SSEN
—
O b s e r w a t o r iu m P u ls n i t z (N R D )
CZY KOPERNIK MIAŁ OBSERWATORIUM
ASTRONOMICZNE?
Spraw a istnienia obserwatorium Mikołaja Kopernika jest dy­
skutowana od dawna. Jest rzeczą pewną, że ów wielki astronom
dokonywał obserwacji w Bolonii (1497), Rzymie (1500), Olszty­
nie (1518 i 1520), a przede wszystkim we Fromborku, w którym
przebywał z krótkimi przerwami w latach 1512 do 1543. Stąd
właśnie pochodzą jego najlepsze obserwacje. Wśród tych 27 ob­
serwacji, jakie przytacza w swym dziele „De revolutionibus
orbium coelestium libri six ”, prawie zawsze jako miejsce ich
dokonania wymieniany jest Frombork. Toteż gdzie jak gdzie,
ale we Fromborku powinno się było znajdować obserwatorium
Kopernika.
10
URANIA
1/1973
Kopernik obserwował za pomocą kw adrantu, instrum entu paralaktycznego (triquetrum) oraz sfery arm ilarnej, posługiwał się
ponadto zegarami. Jak podaje E. Z i n n e r [1], instrum enty te
miały pokaźne rozmiary. I tak, bok czworokątnej podstawy
kw adrantu mierzył 1,70 m. Triquetrum miało ruchome ram ię
długości 1,9 m, zawieszone na słupie o wysokości co najmniej
2,5 metra. Średnica pierścienia ekliptyki sfery arm ilarnej m u­
siała wynosić co najm niej 57 cm, a pierścienia rów nika nie mniej
niż 70 cm. Gdzie były te instrum enty ustawione, w jaki sposób
były przeprowadzane obserwacje?
K opernik mieszkał we From borku — jak każdy z kanoni­
ków — w domu znajdującym się poza m uram i obronnymi, do
którego przynależał niewielki dziedziniec i ogródek. Tu, w swej
„zasadniczej siedzibie”, Kopernik pracował — o ile nie wzywały
go do grodu obowiązki służbowe — i tu, jak podaje E. B r a c h v o g e 1 [2], także zmarł. Miał on pozatem, jak niektórzy z ka­
noników, własną wieżę obronną, przeznaczoną na schronienie
w przypadku wojny. Wieża ta, nosząca od r. 1610 miano „wieży
K opernika”, stanowiła północno-zachodnie naroże m urów obron­
nych grodu katedralnego. Jej w ym iary u podstawy wynoszą
8X 9 m, wysokość 16,5 m. Od roku 1912 znajduje się tu zbiór
zabytków.
Według tradycji obserwatorium Wielkiego Astronoma miało
znajdować się w izbie na wysokości 12 m etrów w wieży Koper­
nika. Miał się tu także znajdować nieistniejący dziś balkon, prze­
znaczony do ustaw iania instrum entów astronomicznych. Wszy­
scy biografowie Kopernika, jak na przykład L. P r o w e [3],
E. B r a c h v o g e l [2], R. R a m s a u e r [4] i W. E. P eu c k e r t [5], posługują się tym przekazem. Tradycja ta utrzy­
m uje się także po dzień dzisiejszy w samym Fromborku. Jedy­
nie E. Ż i n n e r [1] określa ją jako „niewiarygodną”. Zwraca
on uwagę na zaledwie 70-centymetrowe okno wieży Kopernika,
a szczególnie na niewielką ( l m ) szerokość i odachowanie kruż­
ganku obronnego, który miał jakoby służyć za „balkon” lub za
podstawę do ew entualnej przybudówki. E. Zinner wyciąga je­
dnak ze swych rozważań zbyt pochopny wniosek: „Obserwato­
rium, tzn. przeznaczonego do obserwacji budynku, Kopernik
nigdy nie posiadał”.
Do zarzutów Zinnera można by jeszcze dodać, że droga z do­
mu mieszkalnego K opernika do znajdującego się na wysokości
12 m etrów pomieszczenia na wieży musiała być dość uciążliwa.
Wiemy, że każdy doświadczony astronom dba o to, by możliwie
łatwo dotrzeć do miejsca obserwacji.
1/1973
URANIA
11
Jest zatem bardziej prawdopodobne, że Kopernik ulokował
swe obserwatorium w bezpośredniej bliskości domu mieszkalne­
go poza m uram i obronnymi. Miał tu ogród i tu, poza obrębem
grodu katedralnego, mógł z łatwością wybudować odpowiednie
pomieszczenie, z pewnością łatwiej niż w służącej do celów
obronnych wieży.
E. B r a c h v o g e l [2] tw ierdzi wprawdzie, że dom miesz­
kalny i jego okolica nie wchodzą w rachubę, gdyż potomność
jedynie „wieżę K opernika” związała z jego imieniem, dom mie­
szkalny natom iast „tradycja pominęła milczeniem”. Ale tenże
sam autor cytuje także inny przekaz na tem at miejsca obserwa­
cji K opernika we Fromborku. Mowa tu o „obserwatorium z ru ­
sztowaniem, wałem, siedzeniem dla obserw atora (a więc o zabu­
dowie w terenie otwartym) i o wieży”. Według B r a c h v o g l a
przekaz ten nie wspomina ani o krużganku, ani o altanie. Wszy­
stko tu wskazuje jedynie na wolno stojący dom mieszkalny Ko­
pernika.
Najważniejszą jest jednak dawna infomacja na ten temat, ja­
ką podaje T y c h o B r a h e [6], Na jego polecenie udał się
W r. 1584 do Fromborka jego uczeń Elias Olsen C i m b e r, aby
na miejscu ponownie wyznaczyć szerokość geograficzną. Ów
uczeń zakomunikował, że obserwacje przeprowadził w domu
Ekharda z Kępna (Ecard von K e m p e n) we Fromborku, mia­
nowicie w bliskiej odległości na zachód od „wieżyczki” (turricula), gdzie według oświadczenia mieszkańców obserwacje pro­
wadził Kopernik. Pod określeniem „wieżyczką” nie można rozu­
mieć stosunkowo dużej wieży Kopernika, gdyż na zachód od
niej znajdował się głęboki wąwóz.
Istnienie obserwatorium poza wieżą K opernika potwierdzają
także badania prowadzone w Polsce od roku 1945. J. P a g a c z e w s k i [7] podał w r. 1967 mniemanie, że Kopernik miał
we From borku dwa punkty obserwacyjne, w tzw. oktogonie *)
i w pobliżu domu Ekharda von Kempen. Ale dlaczego aż dwa
obserwatoria?
Rozważywszy to wszystko dochodzimy do wniosku, że K oper­
nik posiadał obserwatorium na terenie swego domostwa i tu pro­
wadził obserwacje. Była to albo późniejsza posiadłość Ekharda
von Kempen, albo co najm niej sąsiadująca z nią. Jedynie w cza*) Oktogon — za czasów Kopernika ośmioboczna wieża obronna w rzę­
dzie murów obronnych, przebudowana w XVII stuleciu, podstawa obec­
nej tzw. wieży Radziejowskiego (przyp. tłumacza).
URANIA
12
1/1973
sie w ojny dom mieszkalny nie nadawał się na m iejsce obserwa­
c ji astronomicznych, ale w takich przypadkach — jak na przy­
kład w czasie w ojny z Zakonem w r. 1520 — Kopernik i tak
nie mógł zajmować się obserwacjami.
Usytuowanie domu Kem pena było długo nieznane. Wyżej
przytoczona uwaga B r a c h v o g e l a wym ienia go jako dom
m ieszkalny „przekazany przez trad y cję”. Jeszcze w r. 1943
E. Z i n n e r [1] zauważa, że „domu Kem pena nie da się odna­
leźć”. Mniemanie to jest jednak dziś przestarzałe, ponieważ pol­
skim badaczom udało się w międzyczasie położenie tego domu
ustalić. Odnaleziono również — ja k donosi Polskie Radio w dniu
14 września 1970 r. — „poza murami obronnymi From borka, na
rów ninie” fundamenty, które według wszelkiego prawdopodo­
bieństwa należały do obserwatorium Kopernika. Zapowiedziano
troskę o zabezpieczenie tych fundamentów i udostępnienie ich
dla turystów. Ja k widać, w 500-ną rocznicę urodzin Kopernika
w r. 1973 zbiór we From borku staje się bogatszy.
Według dotychczasowych ustaleń Kopernik nie prowadził
swych obserw acji astronomicznych z „wieży Kopernika” na murach obronnych From borka; prawdopodobnie zresztą także i nie
przebywał w niej na stałe, jako — wprawdzie romantycznym —
według dzisiejszych pojęć jednak skrajnie niewygodnym po­
mieszczeniu. M iejsce obserw acji astronomicznych znajdowało
się raczej na terenie jego zabudowań mieszkalnych. Tu więc za­
pewne ten nie pozbawiony środków kańonik polecił wybudować
sobie stałe obserwatorium, w którym znajdowały się jego liczne
instrum enty.
(Tłum aczył Ludw ik Zajdler)
Literatura:
1. Zinner, E .: Entstehung und A usbreitung der Coppernicanischen
L ehre, Erlangen 1943, 414— 418.
2. B rachvogel E .: Die Stennw arte des Coppem ieus in Frauenburg,
Z. f. Gesch. u. A ltert. Erm lands, 1941, 27, 2 (83), 353— 360.
3. P raw e L . : Nicolaus Coppemieus, B erlin 1883, I, 2, 17.
4. Ram sauer R .: Nicolaus Coppemieus, B erlin 1943, 57.
5. Peu ckert W. E .: Nikolaus Kopernikus, L ipsk 1943, 177.
6. B rah e T .: Dani Opera omnia, Kopenhaga 1913— 1929, X, 345.
7. Pagaczew ski J . : O bserw atoria M ikołaja K opernika na W arm ii, O l­
sztyn 1967.
1/1973
URANIA
13
T. Z B I G N I E W D W O R A K — K r a k ó w
NIM PRZYSZEDŁ KOPERNIK
Jest rzeczą wiadomą, że pojawienie się w ybitnej osobowości
nie jest dziełem przypadku. Człowiek tworzy w określonym spo­
łeczeństwie, w określonej cywilizacji, z której dorobku korzysta.
U talentow ana jednostka, uogólniając zastaną wiedzę i nadając
jej nowy sens, przyczynia się do radykalnych zmian w pojmo­
w aniu otaczającego nas świata. Nauka i cywilizacja zostają pod­
niesione na następny, wyższy poziom, z którego kolejny geniusz
w oparciu o dorobek swych poprzedników dźwiga je jeszcze w y­
żej. Gdybyśmy tego, co zostało — w wielkim skrócie — ukazane
wyżej nie uznawali za słuszne, to przyszłoby nam stwierdzić, że
pojawienie się geniuszu M ikołaja K opernika w w arunkach pol­
skich jest zjawiskiem wyjątkowym, a być może jedynym. Zro­
dziłby się z tego następny, groźny mit, podobnie jak powszechne
wyobrażenie o Średniowieczu jako całkowicie mrocznej, wste­
cznej epoce, epoce kompletnego upadku i zacofania umysłowe­
go. Nic bardziej niesłusznego od tak skrajnego sądu! Średnio­
wiecze było pewnym regresem w stosunku do Starożytności,
dokładniej: zmienił się charakter rozmyślań i zainteresowań
(pomijam już upadek kultury m aterialnej) — nie brak było je­
dnak i wspaniałych momentów. Historycy toczą spór o istnienie
tzw. Renesansu Karolińskiego. Mówi się również o renesansie
XII wieku, który wydał wielu w ybitnych myślicieli. M. in. na­
leży do nich (chociaż później już urodzony) Wilhelm Oclcham
(właściwie William of Occam, ok. 1300 —- ok. 1349), którego
słynna zasada „nie należy tworzyć bytów ponad konieczność”,
zwana „brzytwą Ockhama”, obowiązuje po dziś dzień we w s z y ­
s t k i c h naukach. Nie należy także zapominać, że Średniowie­
cze to początek uniw ersytetów. Na ziemiach naszych okres przed
pojawieniem się Mikołaja Kopernika otrzym ał ładną i w pełni
adekw atną nazwę „złotej jesieni polskiego średniowiecza”, który
następnie bez zahamowań i upadków przeszedł w epokę Odro­
dzenia.
Nakreśliwszy tak pobieżnie tło cywilizacyjne ery przedkopernikańskiej postaram y się udokumentować konkretnym i przykła­
dami tezę, że Mikołaj Kopernik z jego wiekopomnym dziełem
„De Revolutionibus” nie pojawił się na pustym miejscu (jeśli
chodzi o w arunki polskie), bowiem w polskim środowisku nau­
kowym wykształcił się na jeden z najpotężniejszych umysłów
ludzkości.
14
URANIA
1/1973
Początki zainteresow ań naukow ych w Polsce odnieść m ożna
do pierw szej ćw ierci X III w ieku. W incenty K adłubek (ok. 1150—
1223), znany w szystkim jako historyk, in teresu je się także m a­
tem aty k ą — słynnym podówczas sporem o cyfrę zero i pozycyj­
n y sposób liczenia. Posiada rów nież, co je st szczególnie in te resu ­
jące, w iele wiadom ości z dziedziny astronom ii. Wie, że Ziem ia
jest kulą, a sfera gwiazd stałych obraca się dookoła Ziem i w cią­
gu jednej doby — tj. zna geocentryczny m odel W szechświata.
Nie obce m u są przyczyny zaćm ień K siężyca i Słońca; zw raca
uw agę n a kom ety, a n aw et n a rzadko w Polsce odczuw ane trz ę ­
sienia Ziemi. K adłubek przeszczepił do Polski i spopularyzow ał
to w szystko, co tylko w P a ry żu (gdzie odbyw ał stu d ia i uzyskał
stopień m agistra n a jednym z pierw szych u n iw ersytetów euro­
pejskich) w iadom e było współczesnym , znakom itym m atem aty­
kom i astronom om -astrologom .
W drugiej połowie X III stulecia słynny W itelo z W itow a
k/P iotrkow a (ok. 1230—ok. 1280) opublikow ał „O ptykę” — dzie­
ło, w którym dow iódł gruntow nej znajom ości geom etrii i, czę­
ściowo, fizyki. N a przełom ie X III i X IV w ieku bliżej nieznany
m agister Franco Polonus ulepszył w P a ry żu pom ysłow e narzę­
dzie astronom iczne zw ane torque tum . Je d en z dw óch zachow a­
nych do dziś egzem plarzy tego przyrządu znajduje się w K ra­
kowie, w Collegium Maius.
W 1386 roku, w cztery lata po założeniu u n iw e rsy te tu przez
K azim ierza W ielkiego, obserw ow ano w K rakow ie kom etę w spo­
sób naukow y, uznając ją słusznie za ciało niebieskie *), co m a
szczególną w ym ow ę zważywszy, że jeszcze paręset lat później
uczeni uw ażali kom ety za w yziew y atm osferyczne („K om eta iest
to vapor suchy y gorący...”). Do naszych dni dochow ały się pol­
skie prace astronom iczne z roku 1381 i następnych lat. N a prze­
łom ie X IV i X V stulecia zajm ow ano się w K rakow ie trygono­
m etrią „i to w jej nowoczesnej postaci, a więc z ty m w ażnym
działem geom etrii, bez którego znajom ości jakikolw iek postęp
w astronom ii w ydaje się niem ożliw ym ”.
Z początkiem w ieku X V istniała ju ż w K rakow ie stała k ate­
d ra n a u k m atem atycznych. K alendarze astronom iczne pojaw ia­
ją się w K rakow ie od 1406 roku, co najpraw dopodobniej w iąże
się z założeniem przez Ja n a Stobnera studium astronom ii, w ra ­
m ach w ym ienionej katedry.
M arcin B ylica z O lkusza (ok. 1433—ok. 1494), profesor astro*) Interpretacja przekazu niepewna; prawdopodobnie chodzi o to je­
dynie, że dotąd komety uważano za obiekty strefy podksiężycowej.
1/1973
URANIA
15
nomii w Padwie, autor kilku prac astronomicznych, pilny i zdol­
ny obserwator, był żarliwym krzewicielem nowych kierunków
w naukach matematycznych, m. in. tzw. algorytmu. Wspólnie
z Janem Regiomontanem opracował najstarszy w Europie trak­
tat astronomii sferycznej. Po powrocie do Polski Marcin Bylica
został profesorem Akademii Krakowskiej, której zapisał w testa­
mencie swoje insti’um enty astronomiczne.
M arcin Król z Żurawicy k/Przem yśla (ok. 1422—1459) był
profesorem astronomii w Bolonii. Powróciwszy do Krakowa
ufundował katedrę astrologii w 1459 roku. W swoich pracach
posunął znacznie myśl astronomiczną, zdobywając się na ostrą
niekiedy krytykę doktryn astronomii geocentrycznej! A zatem
Mikołaj Kopernik zastał już przygotowany grunt pod swoje
przyszłe dzieło.
Jan z Głogowa (1445—1507), jeden z dwu najwybitniejszych
profesorów astronomii XV w., prowadzi obserwacje zaćmień,
dokonuje pomiarów geodety cznych. Wojciech z Brudzewa
(1445—1495) — drugi najwybitniejszy astronom tego wieku —
odznacza się „biegłością w sztuce obserw atorskiej” oraz posiada
„niepospolity dar w ykładu i nauczania” . Według tradycji Miko­
łaj Kopernik miał słuchać wykładów z astronomii Wojciecha
z Brudzewa, jednak najnowsze badania zakwestionowały ten
przekaz historyczny.
Jak już wyżej wspomniano, od 1406 roku wydawane były
w Krakowie kalendarze astronomiczne, układanie których nale­
żało do normalnych obowiązków profesorów astronomii. W zwią­
zku z tym w zrasta zainteresowanie projektam i zmian rachuby
czasu. Polscy astronomowie m ają znaczny udział w pracach nad
reform ą kalendarza. Zajmował się też tym problemem Tomasz
Strzem piński (późniejszy biskup krakowski), który na soborze
w Bazylei w 1435 roku przedłożył w łasny projekt reform y ka­
lendarza. Projekt poprawy kalendarza układa również Marcin
Król z Żurawicy k/Przem yśla w 1456 roku. A w roku 1516 M ar­
cin Biem z Olkusza, kolega uniw ersytecki Mikołaja Kopernika,
opublikował projekt reform y kalendarza, w którym „wyprzedził
pomysły twórców tyle późniejszej gregoriańskiej reform y ka­
lendarza, a naw et pod pewnymi względami trafnością propono­
wanych zmian prześcignął”. Na marginesie należy dodać, że tzw.
tablice astronomiczne Kopernika przyczyniły się do w ydania
decyzji zreform owania kalendarza przez papieża Grzegorza XIII.
W pierwszej połowie XVI stulecia obserwacje astronomiczne
prowadzone były nie tylko w Kakowie, lecz także w innych
miejscowościach Polski. W 1531 roku obserwowano kometę zwa-
16
URANIA
1/1973
ną obecnie kometą Halley’a. A w roku 1543 ukazuje się drukiem
dzieło życia Mikołaja Kopernika: „De Revolutionibus” — rezul­
tat długoletnich zwiątpień, badań i poszukiwań, rezultat dorobku
naukowego poprzedników — szczególnie tych, którzy w ątpili
w słuszność geocentryzmu ptolemeuszowego; rezultat i summa
dorobku naszej cywilizacji poczynając od starożytnego Sumeru
i Egiptu, poprzez Grecję i Rzym aż po Wieki Średnie i złotą je­
sień polskiego średniowiecza.
Z ainteresow anych poruszoną tu p ro b lem aty k ą odsyłam do n a s tę p u ją ­
cych prac, k tó re ukazały się w języku polskim : Je rz y D obrzycki „A stro­
nom ia P rzed ko p ern iko w ska ”, Jacques Le Goff „ Inteligencja w W ieka ch
Ś red n ich ”, Jerzy M. K re in e r „O bserw atorium A stro n o m iczn e U n iw ersy­
te tu Jagiellońskiego w K ra ko w ie”, T hom as S. K u h n „Przew rót K opern ik a ń sk i”, H en ry k Sam sonow icz „Złota Jesień Polskiego Ś redniow iecza”,
W łodzim ierz Zonn „A stronom ia Dziś i W czoraj”, a tak że w y d an e ostatnio
„Cztery W ie k i R o zw o ju M yśli K o p e rn ik a ń skiej” E ugeniusza Rybki.
KRONIKA
O rbitalne O bserw atorium A stron om iczn e „K opernik”
„A m erykańska A kadem ia N auk oznajm ia w y strzelen ie O rbitalnego
O b serw atorium Astronom icznego' „K opernik” (OAO-C) ze W schodniego
Poligonu R akietow ego d n ia 21 sierp n ia 1972 roku ok. 101'2811' czasu u n i­
w ersalnego. O kres obiegu 99,7 m inuty, apogeum 751 km , perig eu m 739 km ,
nachylenie o rb ity do ró w n ik a 35,0 stopnia. P ołożenie sa telity określan e
je st w edług sygnałów em itow anych n a fali 136,440 MHz z m ocą 0,16 w ata.
D ane telem etryczne w ysyłane są n a częstotliw ości 136,260 M Hz z m ocą
2 w ató w oraz 400,550 MHz z m ocą 10 w atów . OAO — K o p ern ik nosi
oznaczenie 1972 — 065 A, zgodnie z sym boliką CO SPA R”
— ta k a w iadom ość ag encyjna w yszła w św iat 23 sierp n ia 1972 roku
z C entrum L otów K osm icznych w G reenbelt. M iano „K o p ern ik ” n a d a n e
satelicie je st fo rm ą w k ład u S tanów Z jednoczonych w przyszłoroczne ob­
chody 500-lecia urodzin w ielkiego P olaka.
Z n ajd u jąc y się n a pokładzie sa telity teleskop o śred n icy zw ierciad ła
81 cm je st najw iększym in stru m e n te m astronom icznym kiedykolw iek w y ­
słanym w przestrzeń. OAO-C jest rów nież najcięższym sa telitą bezzałogowym, w ystrzelonym przez USA (ponad 2200 kg).
O b serw atorium um ieszczono n a orbicie w okółziem skiej za pom ocą r a ­
k ie ty A tlas-C entaur. T rzy silniki A tlasa, ro zw ijające ciąg 183 t, pracow ały
przez 2,5 m in u ty (jeden z nich o 82 sek. dłużej). P o 4 m in u tach lotu od­
dzielony został człon A tlasa, zaś silniki C e n ta u ra p raco w ały przez 7,5 m i­
nuty, n a d a ją c satelicie prędkość o rb ita ln ą w ynoszącą 25 tysięcy km n a
godzinę.
E ksperym entam i prow adzonym i n a pokładzie OAO-C k ie ru ją n au k o w ­
cy z U niw ersytetu P rin ceto n — L ym an S p i t z e r Jr. i J o h n E. R o g e r s o n Jr.
G łów nym in stru m e n te m „K opernika” je st w ażący ok. 450 kg (razem
z a p a ra tu rą naprow adzającą) i um ieszczony w trzy m etro w y m tubusie,
1/1973
URANIA
17
81-centym etrow y teleskop p rac u jąc y w nadfiolecie. Samo- zw ierciadło
w aży ty lk o 43 kg dzięki sp ecjalnej technologii polegającej n a stopieniu
cienkich pły tek krzem ionkow ych w rodzaj k raty , n a k tó rej osadzono
przed n ią i ty ln ą ścianę zw ierciadła. P rzy konw en cjo n aln y m m ontażu
w aga b yłaby trzykroć w iększa. A lum inizow an a p o w ierzch n ia o d b ijająca
p o k ry ta została ochronną w arstw ą flu o rk u litu, przepuszczającego p ro ­
m ieniow anie nadfioletow e. T eleskop m oże pracow ać w zak resie te m p e ra ­
tu r od —30° do +15°C. W środku ak ty w n ej pow ierzchni zw ierciad ła z n a j­
d u je się w klęsła sia tk a d y frakcyjna, n a k tó rą p ad a p ro m ien io w an ie po
przebyciu 1600 cm (ogniskow a C assegraina), k ie ro w a n e stąd do sp e k tro ­
m etru.
T eleskop je st ta k d okładnie stabilizow any, że przez okres jed n ej go­
dziny m oże być bez żadnych odchyleń u trzy m y w a n y n a obiekcie w iel­
kości piłki do koszyków ki, um ieszczonym w odległości 650 km . O siągnię­
to to przez zastosow anie czu jn ik a niw elująceg o odchylenia z d o k ład n o ­
ścią 0,1 sekundy łuku. E lektroniczny układ n ap ro w ad zan ia w y k ry w a
w szelkie odchylenia i przeprow adza k o rek tę położenia teleskopu w ew n ątrz
k ab in y satelity.
O dchyleniom w kształcie zw ierciadła (w yw ołanym efek tam i te rm i­
cznymi) zapobiegają trz y p rę ty kw arco w e u szty w n iające jego k o n stru k ­
cję. P odobnie k om pensuje się odkształcenia zw ierciad ła pom ocniczego
0 średnicy 10 cm. M a ono m ożliw ość zm iany położenia w zdłuż osi o pty­
cznej (o 23 mm) z dokładnością do 5 m ikrom etrów , co um ożliw ia b ardzo
dokładne zogniskow anie układu.
N aukow cy z P rin ceto n w ykorzystują 90*Vo czasu p racy sa telity (27 z k a ­
żdych 30 dni). G łów nym celem ich p rogram u je st o trzy m an ie w idm gw iazd
w czesnych typów z m aksym alnie o siągalną rozdzielczością. O dczyty in ­
tensyw ności w idm a, przełożone n a sygnały telem etryczne, p rzesłan e na
Z iem ię i tu zrekonstruow ane, pow inny dostarczyć n ieznanych dotąd in ­
form acji o s tru k tu rz e jego nadfioletow ej części. W czasie pierw szych o k rą­
żeń sa telity sporządzono listę 47 gw iazd typów O i B, k tó re b ęd ą p rzed ­
m iotem badań. W szystkie są jaśniejsze od 7-m ej w ielkości, będącej g ra ­
nicą zastosow ań teleskopu „K opernika”. S p ek tro m e tr UV satelity pow i­
nien okazać się bardzo efektyw ny przy pom iarach w ąskich lin ii ab so rp cy j­
nych w yw ołanych obecnością atom ów i cząsteczek w p rzestrzen i m iędzy­
gw iezdnej. Intensyw ności tych lin ii — szczególnie w nadfiolecie — b ęd ą
pom ocne w o kreślaniu składu pierw iastkow ego m a terii rozproszonej
w Kosmosie.
P ozostałe 10”/o możliw ości satelity w y k o rz y stu ją uczeni z U niversity
C ollege w Londynie. Z aprojektow ane przez nich b ad a n ia źródeł p ro m ie­
niow ania rentgenow skiego p rzeprow adzane są przez trz y m ałe teleskopy
p racu jące n a długościach fa l sięgających 70 angstrem ów . P la n u je się ob­
serw acje znanych już źródeł p rom ieniow ania rentgenow skiego n a długo­
ściach fal w iększych niż w dotychczasow ych ek sp ery m en tach rakietow ych
1 satelitarn y ch . P ro je k t b ry ty jsk i w y b ra n y został przez NASA spośród
ofert złożonych przez naukow ców różnych państw .
W p o rów naniu z ciągle czynnym sa te litą OAO-2 (w ystrzelonym 7 g ru ­
d n ia 1968 roku), „K opernik” w yposażony został w ulepszony system sta ­
bilizacji żyroskopow ej i czujniki Słońca now ego typu, k tó re w połączeniu
z czterem a czujnikam i gw iazd u m ożliw iają o rien tację p rze strzen n ą po­
jazdu. N a jego pokładzie z n a jd u je się u n ik a ln y ko m p u ter, dysponujący
pam ięcią operacyjną o pojem ności 1024 rozkazów i 16 000 słów 18-to b i­
to na zautom atyzow anie p ra c sa telity w czasie p rzerw
18
URANIA
1/1973
w kontakcie z centralną stacją naziemną, znajdującą się w miejscowo­
ści Rosman w stanie Północna Karolina.
Czas życia satelity zaprojektow ano tylko na jeden rok, ale żywotność
OAO-2 pozwala sądzić, że będzie on wielokroć dłuższy.
(Wg Sky and Telescope 1972, 44, 4, 231).
Z B IG N IE W
PAPROTNY
Sympozjum lcosmochemiczne w Cambridge
W Cambridge (stan M assachusetts, USA) odbyło się w dniach od 14
do 16 sierpnia 1972 r. sympozjum kosmochemiczne. Trzy dom inujące na
tym sympozjum grupy tem atów (zresztą związanych ze sobą) to: wnioski
natury kosmologicznej, jakie można wyciągnąć z badań nad obfitościami
poszczególnych jąder atomowych w różnych ciałach niebieskich, kosmochronologia pierw iastków i ich izotopów a procesy nukleosyntezy, wreszcie
wkład badań koismo'chemicznych w zrozumienie mechanizmów tworzenia
się układu słonecznego. Są to zagadnienia niew ątpliw ie interesujące wiele
osób w kraju, choć w ięc (na ile mi wiadomo), nikt z Polski nie brał
udziału we w spomnianym sympozjum, w arto wspomnieć o niektórych
przedstawionych na nim wynikach, korzystając z inform acji podanej
w „N aturę” (239, 68 — num er z 8 w rześnia ub. r.).
Z pomiarów obfitości poszczególnych pierw iastków promieniotwórczych
(w szczególności uranu i toru) oraz ich izotopów można wyciągnąć w nio­
ski w kwestii skali czasu dla procesów nukleosyntezy (powstawania pier­
wiastków), a co za tym idzie,-i wieku naszej Galaktyki. Wiąże się to rów ­
nież z problem atyką powstania układu słonecznego. Zauważenie sporej
liczby śladów kopalnych aktów rozszczepienia jąd er nietrw ałego izotopu
plutonu 244Pu w chondrycie St. Severiin w ydaje się wskazywać n a to, że
n a krótko przed powstaniem układu słonecznego m ateria, z której ten
układ później się wytworzył, brała udział w akcie wybuchowej nukleo­
syntezy na dużą skalę. Na w yniku dotyczącym jednego tylko meteorytu
usiłuje się budować teorie nukleosyntezy przed wytworzeniem się układu
słonecznego, a przecież w m aterii m eteorytowej możliwe są procesy frak ­
cjonow ania chemicznego, które mogą zmienić w sposób istotny pierwotny
skład chemiczny. Przedstaw iciele kilku grup, zajm ujących się pomiarami
śladów rozszczepień jąder atomowych w różnych m inerałach zwrócili
uwagę na wyniki, w skazujące na frakcjonow anie chemiczne uranu i toru
w wielu m eteorytach. Podobnie możliwe było także frakcjonow anie plu­
tonu, jest więc rzeczą niebezpieczną opieranie nukleochroraologii n a po­
m iarach “ Pu w jednym tylko meteorycie.
Zwrócono także uwagę na możliwość innej interpretacji dla odstępu
czasu 108 lat, który m iał upłynąć pomiędzy ostatnim procesem nukleosyn­
tezy a utworzeniem się układu słonecznego. Sądzono, że tyle właśnie
czasu tworzył się układ słoneczny. Tymczasem według teorii związanej
z falam i gęstości w galaktyce (na rzecz tej teorii występowali A. G. W.
Cameron, D. N. Schram m i H. Reeves) powyższy odstęp czasu oznacza je­
dynie czas, jaki upłynął pomiędzy ostatnim aktem wymieszania się m a­
terii z mgławicy protosłonecznej z gazem w ram ieniu spiralnym a utw o­
rzeniem się układu słonecznego.
W dyskusji n a tem at utw orzenia układu słonecznego P. Gast z ośrodka
NASA w Houston i D. L. Anderson z Politechniki K alifornijskiej zwrócili
uwagę na skład chemiczny i pow stanie Księżyca. Zdaniem Andersona, jest
URANIA
1/1973
19
m ożliw e, że cały K siężyc pow stał z jednego zagęszczenia o w ysokiej te m ­
p eratu rze, ze składem chem icznym podobnym d o w trąc eń w m eteorycie
A llende.
N a uw agę zasługuje ta k że h e re ty ck a niem al o p in ia P. B. P ric e ’a
z U niw ersytetu K alifo rn ijsk ieg o w B erkeley, w edług k tó rej p ro m ien io w a­
n ie kosm iczne stanow ić m a b ardziej rep rez en ta ty w n ą p ró b k ę m a te rii g a­
laktycznej n iż m a te ria u k ła d u słonecznego.
(W edług N a tu re 1972, 239, 68).
B. K U C H O W I C Z
Eksplozje gwiazd w epoce przed teleskopowej
A stronom radziecki z In sty tu tu im. S zternberg a, J. P. Pskow ski, zajął
się p rze jrz en iem dostępnych nam dziś info rm acji o eksplozjach gw ie­
zdnych, k tó re zauw ażono jeszcze w tedy, gdy teleskopy b yły nieznane,
a w ięc w starożytności i w w iekach średnich. In fo rm a cje tego rod zaju
zn a jd u jem y zazw yczaj w k ro n ik arsk ic h zapisach z p ań stw D alekiego
W schodu, niekiedy tak że w kron ik ach pochodzących z Bliskiego W schodu
i Europy. Ze źródeł tego rodzaju u siłu je się ju ż od blisko dw óch stuleci
w yciągnąć in fo rm acje n a tu ry astronom icznej, w yw nioskow ać, czy obser­
w ato rem niezw ykłego (bo aż uw iecznianego w kronice) z jaw isk a n a nie­
b ie chodziło 0' obserw ację kom ety, czy też o eksplozję gw iazdy now ej lub
supernow ej. P skow ski zw rócił uw agę n a w y d an y w 1783 ro k u k atalo g
717 kom et i now ych, zestaw iony przez M. P in g re ’go, k tó ry ju ż n a 63 la ta
przed B iotem rozporządzał przekładam i encyklopedii M a T u a n -lin a i n ie­
k tó ry ch rękopisów , których część później zaginęła. W k atalo g u tym
uw zględniono w ięc zjaw iska, o k tó ry ch nie w sp o m in ają późniejsi b a d a ­
cze. Je st jeszcze p ew n a dodatkow a za le ta k atalo g u P in g re ’go: z łącznej
liczby 125 eksplozji gw iezdnych a ż 25 obserw ow ano ta k że w E u ro p ie i na
N
15
10-
5—i—
-400
O
-—
i--------------- 1--------------- 1---------------1— ---------- 1---------
400
900
<200 1600
■
rok
2000
R y s. 1. L ic z b a z a o b s e rw o w a n y c h g w iazd n o w y c h i su p e rn o w y c h w p o sz c z e g ó ln y c h
stu le c ia c h p o cz ą w sz y o d V stu le c ia p .n .e .
B liskim W schodzie. D otychczas panow ało przekonanie, że w rejo n a ch tych
zauw ażono, czy m oże raczej za reje stro w a n o zaledw ie 5—7 tak ich eksplo­
zji. W niek tó ry ch n aw e t p rzypadkach dzięki, dodatkow em u opisow i z ja ­
w iska w kro n ice europejskiej ud ało się przeprow adzić d o k ład n iejszą jego
id entyfikację.
W ykorzystując in fo rm acje z k atalogu P in g re ’go w u zu p ełn ien iu do in ­
fo rm acji w ydobytej z innych źródeł P skow ski zestaw ił w sp ecjaln ej ta -
20
URANIA
1/1973
blicy szereg danych, jak np.: przypuszczalna d ata eksplozji gwiazdy (ru­
bryka ta obejm uje okres od roku 2296 przed n.e. do 29.XI.1690 r.), poło­
żenie na niebie, czas trw ania niezwykłego zjaw iska i jego charakter, w re­
szcie obszary Ziemi, w których obserwowano eksplozję. Oddzielna tablica
zawiera zestawienie inform acji o 29 eksplozjach, dla których bądź to
obserwacje prowadzono ponad 100 dni, bądź też udało się dokonać iden­
tyfikacji z pozostałościami po supernowych. Przeprowadzono analizę sta­
tystyczną otrzymanych wyników, w rodzaju np. wykresu częstości obser­
wacji gwiazd supernowych i nowych jaśniejszych niż 2,5»i w maksimum
(rysunek obok). Jak sądzi Pskowski, uwzględnienie nowego m ateriału
historycznego może doprowadzić do postępu w klasyfikacji eksplozji
gwiezdnych; można będzie także szukać dalszych pozostałości po wybu­
chach gwiazd nowych i supernowych.
(Astron. Żurnał 1972, 49, 31).
T. S Z Y M C Z A K
OBSERWACJE
Obserwacje (3 Pegaza
|3 Peg jest jedną z jaśniejszych gwiazd naszego nieba (rys. 1). Obserwa­
cje zm ian blasku można prowadzić gołym okiem, co stanowi wielki atut
w obserwacjach miłośniczych. Najdogodniejsza pora obserwacji (w godzi­
nach wieczornych) przypada w okresie od września do stycznia. Jeżeli
brać pod uwagę całonocną możliwość obserwacji, to jej czas obejmie
cały rok. Należy jednak uwzględnić fakt, że w dużych ośrodkach m iej­
skich, obserwacje będą m iały jedynie w tedy znaczenie, gdy wszystkie
gwiazdy obserwowane będą znajdow ały się w odległości zenitalnej nie
większej niż 60°. We wszystkich innych przypadkach wpływ zadymienia
i tła świetlnego czyni obserwacje bezwartościowymi lub w najlepszym
razie — wątpliwymi.
URANIA
1/1973
21
(3 Peg, której arabska nazw a brzm i Szat, należy do olbrzymów. Nie­
które źródła podają także jej przynależność do typu nad olbrzym ów (Ku­
likowski). W spółrzędne równikowe a = 22||5!S'9; 8 = 27°32'. Typ widmowy;
M2 II—III. Wskaźnik barw y +1,79. W izualna wielkość gwiazdowa wg
różnych autorów zmienia się od 2,m2 do 2,m7 (Janiczek) lub 2,»>4 do 2,u>8
(Kulikowski). Gwiazda jest zaliczana do półregularnych, można więc po­
dejrzewać nakładanie się innych okresów na podstawowy cykl 40-dniowy.
O bserwacje prowadzone były z przerw am i od 6.10.1959 do 27.08.1963
przez czterech obserwatorów. Ogółem wykonano 234 obserwacje. Do opra­
cowania danych wykorzystano 163.
Oceny jasności (3 Peg dla dat wyrażonych w dniach juliańskich
Data
m
Wykres 1:
JD 2436849,2465
850,3389
852,3312
860,2208
861,2292
862,2167
868,3236
871,2125
873,3021
874,3076
875,1986
882,3639
883,3194
886,2021
887,1875
888,1764
892,1847
899,1847
2,62
2,48
2.43
2,40
2,44
2,35
2,45
2,56
2,61
2,56
2,61
2,51
2,46
2,45
2,41
2,38
2,57
2,52
D ata
m
JD 2436900,2035
902,3014
903,1993
904,2299
920,2326
2,38
2,29
2,50
2,51
2,65
W ykres 2:
JD 2437560,2326
563,2917
564,2778
565,2604
570,2743
575,3208
576,2743
578,2715
579,2715
582,2674
583,2716
586,2938
596,2188
2,45
2,36
2,33
2,42
2,44
2,51
2,44
2,30
2,33
2,30
2,40
2,44
2,40
Pozostałe zostały odrzucone, ponieważ odbywały się w niesprzyjających
w arunkach (np. pełnia Księżyca lub częściowo zachmurzone niebo). Dla
każdej obserwacji obliczono wartość absorpcji światła, przeliczając
współrzędne gwiazd porów nania z równikowych na horyzontalne. Doko­
nano tego za pomocą wykresu nakładanego na mapę obrotową nieba.
W tym przypadku ma to szczególne znaczenie, gdyż odległości gwiazd
porów nania są znaczne.
O bserw acje wykonali: R. Pigoń — 30, W. Samborski — 27, S. Ruciński — 8 i J. Wieczorek — 18 (podano tylko ilość wykorzystanych obserwa­
cji). Jako gwiazdy porów nania służyły: a And (2,ml5); a Peg (2,"'57);
Y Peg (2,m87). Obserwatorzy oceniali jasność gwiazdy metodą Argelander a- P ickeri nga.
Wyznaczone jasności (3 Peg zostały naniesione na wykres, indyw idual­
nie dla każdego obserwatora. Ponieważ rozpiętość maksymalnych, i m ini­
m alnych ocen jasności dla każdego z nich była zbyt duża aby można
1/1973
URANIA
22
b yło sporządzić w ykres w spólny, w yznaczanie okresu przeprow adzono
oddzielnie d la każdego z obserw atorów .
Z uzyskanych danych m ożna stw ierdzić, że okres 40-dniow y potw ierdza
się w trzech przypadkach, ale w y stęp u je też okres 13,5-dniowy, p o tw ie r­
d zający się dw ukrotnie. Rys. 2 i 3 są dw om a frag m en tam i w ykresu, spo­
rządzonego n a p odstaw ie danych w załączonej tabeli. W przy p ad k u
Rys. 2.
m
Rys. 3
m
220
m
2S0
m
240
m
250
r
i
V
h
fi
\
*
*
m
260
Rys. 3
pierw szym w idać w ystępow anie okresu 40-dniow ego oraz w yraźnego
m aksim um m iędzyokresow ego. W przy p ad k u d ru g im m am y ty lk o podokres 13,5-dniowy, a m aksim um okresu głów nego p rzy p ad a około
JD 2437582. O czywiste, że je st to zbyt m ało, ab y m óc stw ierd zić z pew -
1/1973
URANIA
23
nością w ystępow anie pod okresu 13,5-dniowego. Je d n a k jego istnienie, ze
w zględu n a półregularność gw iazdy, w y d aje się w ysoce praw dopodobne.
W yjaśnić to m ogą ty lk o dalsze, system atyczne obserw acje. N ie w y m ag ają
one żadnego sp rzętu i n ie są uciążliw e. D latego ap e lu ję d o w szystkich
m iłośników astronom ii o ich prow adzenie. N ie opracow ane w y n ik i m ożna
przesyłać n a adres Częstochow skiego O ddziału PTM A. D uża ilość obser­
w acji pozw oli n a p otw ierdzenie lub odrzucenie hipotezy w ystęp o w an ia
podokresu.
L iteratu ra:
1.
2.
3.
4.
5.
JAN
W IEC ZO RE K
C esew icz „Czto i kale nabludat* na niebie".
J a n iczek „K alendarz astron om iczn y na w ie k X X " .
K u lik ow sk i „P orad nik m iłośn ik a astron om ii“ .
R ybka „A stron om ia ogólna".
S ło w ik „M apa ob rotow a nieba".
Od p. M ieczysław a Szulca (M ały M ędrom.ierz k. Tucholi, w oj. Bydgo­
skie) otrzym aliśm y dw ie in te resu ją ce obserw acje:
Przelot meteoru przed tarczą Księżyca
W d niu 20 p aź d ziern ik a 1972 r. około 17 sekun d p o o b serw acji zak ry cia
gw iazdy 22BPsc p rzez K siężyc (zakrycie n astąp iło o Ili59,m3 ese) w polu
w idzenia lu n e ty u kazał się m eteor, k tó ry p rze m k n ął p rzez ta rc zę K sięży­
ca — poprzez okolicę k ra te ru Inghiram i, a zauw ażyłem go po przelocie
w okolicy k ra te ru Bessela.
Jasność m eteoru oceniam n a + 2,5“ , b arw y — n ie ste ty — podać n ie
mogę, poniew aż ocenę uniem ożliw ia duża szybkość p rzelo tu i św iatło
Księżyca.
M IEC ZYSŁAW
SZULC
Przypadkowa obserwacja sztucznego satelity
W d niu 13 p aźd ziern ik a 1972 r. w czasie obserw acji p lan eto id y E unom ii
w celu w y k reślen ia jej drogi w śród gw iazd (planetoidę tę o b serw u ję sy­
stem atycznie) zauw ażyłem w okolicy y Pegaza zbliżającego się sztucznego
sa telitę + 0 ,6 m. W krótce pojaw ił się w po lu w idzenia lunety, n astaw io n ej
n a Eunom ię, a w chw ilę później — „m u sn ął” planetoidę. W yglądało to n a
„o tarcie się” sa telity o planetkę.
Z egarek m ój w skazyw ał 0hl5mcse.
M IEC ZYSŁAW
SZULC
PORADNIK OBSERWATORA
Trzym etrowy refraktor w wykonaniu amatorskim
O pisany re fra k to r p rzew idziany je st przed e w szystkim do obserw acji
p lanet, d latego p rzy ję to w zględnie dłu g ą ogniskow ą f = 3300 m m . Z w y­
k ły tubus b yłby dość kłopotliw y w prow adzeniu obserw acji, toteż zasto­
sow ałem tu b u s „złam any” dw ukrotnie, co w y d atn ie skróciło długość in ­
stru m e n tu (w raz z osłoną do 147 cm). M ontaż p aralak ty czn y , w idełkow y
n a m asyw nej kolum nie.
24
1/1973
URANIA
Całe narzędzie zostało w ykonane z łatw o dostępnych m a teria łó w : k a r ­
ton, drew no, plastik. Części w ym agające bardzo dokładnego w y k o n an ia —
z m etalu (regulacja luster, przesuw ok u laru itp.). Poszczególne części zo­
stały ta k zapro jek to w an e i w ykonane precyzyjnie, te re fra k to r je st w y ­
starczająco stabilny, a k o n stru k c ja elem entów składow ych trw ała.
O b i e k t y w . Ze w zględu na długą ogniskow ą f = 3300 m m m ożna
było zastosow ać obiektyw pojedynczy, jednosocaew kow y, nie w y k azu ­
ją cy — p rak ty c zn ie bio rąc — ab eracji chrom atycznej. Soczew ka płasko-w y p u k ła ze szkła BK-7 (w spółczynnik załam an ia n = 1,5) o średnicy
140 mm. Z atem jasność obiektyw u ok. 1 : 23. O praw a z czarnego p lastik u
m atow ego.
T u b u s. T rzy segm enty o coraz m niejszej średnicy (kolejno: 16,5—
11,0—8,5 cm) w ykonano' z cienkiego k arto n u , przez sk lejan ie sta ra n n ie
6-ciu do 8-m iu w arstw , zależnie od średnicy tubusa. S k lejan ie poszczegól­
nych w a rstw pozw oliło uzyskać w y jątk o w ą spoistość i trw ało ść tubusa,
p rzy rów nocześnie jego w zględnej lekkości. Dużej dokładności, a tym sa­
m ym pracochłonności, w ym agało spojenie kraw ędzi przecięcia poszczegól­
nych części tubusa, uprzed n io zap rojektow anych w sk ali 1 :1. P ow stałe
d ro b n e nierów ności zostały w yszpachlow ane siln ie w iążącą m ieszaniną
gipsu z k lejem nitrocelulozow ym . T ubus został n astęp n ie p aro k ro tn ie
oszlifow any, m iejsca połączeń „p łynnie” uzupełnione w yżej w sp o m n ian ą
szpachlów ką.
Do w ykończenia pow ierzchni tu b u sa użyto fa rb y alum iniow ej, p o k ry ­
w a ją c ją lak ierem nitro*. U zyskano w te n sposób efe k t zbliżony do tzw.
la k ieru piecowego. O praw ę okularu, opraw ę zew n ętrzn ą lu ster i n iek tó re
in n e detale pokryto czarną, m atow ą fa rb ą akrylow ą.
W m iejscach załam ania tu b u sa um ieszczono w p lastikow ych w alcach
dw a lu stra p łaskie: jedno' o średnicy 100 m m , grubości 12 m m oraz drugie
średnicy 60 mm, grubości 8 mm, oba alum inizo w an e pow ierzchniow o.
P odobnie ja k w teleskopie N ew tona, m ożna za pom ocą trzech śru b zm ie­
niać n ach y len ie poszczególnych lu ster w celu zach o w an ia ciągłości osi
optycznej. W ym agania w tym w zględzie są w p ra w d zie w ysokie, m ożliw e
w szakże do spełnienia. Zrealizow ano to, um ieszczając krzyże z n itek
n a obiektyw ie, obu lu stra ch oraz w p u n k to w y m otw orze w przesłonie
um ieszczonej zam iast okularu.
M o n t a ż . M ontaż p aralaktyezny, w idełkow y z tw ard eg o 1 d rew n a —■
nie w ykazuje w yczuw alnych odkształceń. S taty w kolu m n o w y — rów nież
z w ielu w a rstw te k tu ry . P rzew id y w an o w ypełnien ie go b etonem zbrojo­
nym , je d n ak po zastosow aniu prow izorycznie rdzen ia z tw ard eg o d rew ­
n a — stabilność kolu m n y okazała się w ystarczająca.
O k u l a r . Z astosow ano d w a o kulary: szerokokątny, złożony z soczewki
p łasko-w ypukłej i dw óch soczewek obu stro n n ie w ypukłych, oraz drugi —
siln iejszy — o k u lar ortoskopow y Plossla, sk ła d ający się z dw óch klejoinych, o b u stro n n ie w ypukłych soczewek f = 12,5 mm. U zyskane pow iększe­
n ie użyteczne 260-krotne m oże być stasow ane jed y n ie w w yjątkow ych,
k orzystnych w arunkach.
S z u k a c z . R e fra k to r zaopatrzony je st w szukacz d ając y nieodw rócony obraz. Je st to korzystne, gdyż pozw ala na szybką k o n fro n ta cję tego,
co się w idzi okiem nieuzbrojonym z polem w idzenia szukacza. D odatkow e
w yposażenie stanow i osłona przeciw odblaskow a o raz p rzesu w m ik ro m etry czn y w płaszczyźnie deklinacji.
P rz ew id u je się w p row adzenie dalszych m odyfikacji i ulepszeń, p ozw a­
lających n a podjęcie szerszego p rogram u obserw acyjnego.
ZD ZISŁA W
JU RK IEW IC Z
1/1973
URANIA
25
KRONIKA PTMA
Turnus obserwacyjny w Lanckoronie
D rugim tu rn u sem obserw acyjnym , zorganizow anym przez Z arząd
G łów ny PTM A w 1972 r., był tu rn u s obserw atorów gw iazd zm iennych za­
ćm ieniow ych w L anckoronie k. K rakow a, tzw . tu rn u s w yczynow y*).
T u rn u s trw a ł od 10 do 20 w rześnia. U czestnicy m ieli zak w atero w an ie
w w illi „Z am ek”. B yli to : Zofia G órna, Z bigniew G łow nia i Lech K rzan ik z K rakow a, Z bigniew Jeziersk i z G liw ic i W ojciech Sędzielow ski
z G dańska. K erow niotw o tu rn u su stanow ili p. p. Lech F rasiń sk i (kie­
ro w nictw o naukow e) i Ja n u sz D ziadosz (kierow nictw o organizacyjne).
O piekunem tu rn u su był p. inż. M arek K ibiński.
Z m ienna pogoda n ie ste ty nie sp rzy ja ła obserw acjom . T ylko w ciągu
jed nej nocy m ieliśm y n ap ra w d ę czyste niebo. Z w y k onanych w ted y ogó­
łem 94 ocen ud ało się w yznaczyć 5 m inim ów . T en skro m n y re z u lta t u zu ­
p ełniły obserw acje Słońca, k tó re m ożna było przeprow adzać w p rzerw ach
m iędzy chm uram i, w odróżnieniu od gw iazd zm iennych, k tó re w y m ag ają
zupełnie czystego nieba.
O prócz tych w łaściw ych, bezpośrednich obserw acji, m ieliśm y zajęcia
z w ykorzystaniem „V ariabilium ” **).
W ieczoram i, w oczekiw aniu n a popraw ę pogody, p ro w ad ziliśm y długie
d y skusje na ró żn o rak ie tem aty. S p otkanie m iłośników astronom ii, p rzy ­
b yłych z różnych ośrodków , um ożliw iało nam w y m ian ę dośw iadczeń
i k o n fro n ta cję m etod p rac y o raz dostarczyło w ielu in te resu jący ch opow ia­
d ań zaczerpniętych „z życia o b serw ato ra”. D ziesięciodniow y pobyt
w L anckoronie urozm aiciły w ycieczki w poblisk ie okolice. Jed en dzień
pośw ięciliśm y na zw iedzanie zabytków w K alw a rii Z ebrzydow skiej.
W sum ie — tu rn u s te n należy uznać 'za u d an y i sądzę, że każdy
z uczestników będzie go m ile w spom inał.
LESŁAW
FRASIŃ SK I
NOWOŚCI WYDAWNICZE
Faksymile rękopisu dzieła Kopernika
W dniu 23 m arca 1967 roku Rząd Polskiej Rzeczypospolitej Ludow ej
po d jął u chw ałę w sp raw ie obchodów pięćsetn ej rocznicy u rodzin M ikok aja K opernika i w ydania z tej okazji jego w szystkich dzieł. B ezpośred­
n ią pieczę nad tym zadaniem pow ierzono K om itetow i H istorii N auki
i T echniki P olskiej A kadem ii N auk, a prace badaw cze i edytorskie sk o n ­
cen tro w an o w P racow ni B adań K opernikańskich Z ak ład u H istorii N auki
i T echniki PA N w W arszaw ie.
Jubileuszow a edycja składać się m a z trzech tom ów , obejm ujących
w szystkie znane p race K opernika. U kazał się ju ż tom pierwszy***), k tó ry
zaw iera b a rw n ą rep ro d u k cję rękopisu dzieła „O o b ro tach ” o raz stu d iu m
b ibliograficzne p ió ra doe. d ra Jerzego Z a t h e y a, k ie ro w n ik a O ddziału
*) O tu rn u sie poprzednim (w Niepołom icach) — „ U ran ia ” 1972, n r 12.
**) P rzy rząd do szkolenia obserw atorów gwiazd zm iennych, opisany jw .
***) M ikołaj K opernik: „Dzieła W szystkie” , tom I (faksym ile rękopisu dzieła
„O o brotach"), P aństw ow e W ydaw nictw o N aukow e, W arszaw a—K raków 1972, cena
500,— zł.
26
URANIA
1/1973
Rękopisów Biblioteki Jagiellońskiej w Krakow ie i bezpośredniego opie­
kuna autografu „Obrotów”. Tu bowiem przechowywany jest ten bezcenny
zabytek naszej kultury, który przez trzysta praw ie la t był w Pradze i do­
piero 5 lipca 1956 roku został darow any narodowi polskiemu przez Rząd
Czechosłowacji.
Niezwykłe są dzieje autografu dzieła „O obrotach”, który po śmierci
K opernika przechodził z rą k do rąk, dzieląc losy swych kolejnych w ła­
ścicieli. Wielki astronom prawdopodobnie zachował go u siebie do końca
swych dni, a drukarze norymberscy składali do druku dzieło jedynie
n a podstawie kopii, sporządzonej we From borku przez Jerzego Joachim a
R e t y k a (1514—1574). Przem aw ia za tym brak większych śladów za­
brudzenia, jakie przecież m usiałyby powstać, gdyby rękopis był w dru­
karni. Ponadto porów nanie tekstu rękopisu z pierwszym wydaniem dzieła
„O obrotach” pozwala sądzić, że wzorcem do druku była kopia odmienna
w szczegółach od autografu.
Pierwszym właścicielem rękopisu był przypuszczalnie biskup Tideman
G i e s e (1480—1550), najlepszy przyjaciel K opernika i najgorętszy rzecz­
nik w ydania „Obrotów”. On to bowiem po śmierci wielkiego astronom a
przejął wiele jego książek, które później włączone zostały do biblioteki
kapituły w arm ińskiej. Do zbiorów tych nie trafił jednak autograf „Obro­
tów ”, gdyż Giese gdzieś w latach 1548—1550 darow ał rękopis Retykowi.
Ten zaś nigdzie nie mógł zagrzać miejsca, przenosił się z kraju do kraju,
wożąc ze sobą autograf.
W krótce po w ydaniu „Obrotów” Retyk opuszcza Niemcy i udaje się do
Italii, gdzie studiuje medycynę. Potem przez szereg lat tu ła się po Cze­
chach i Austrii, aby w roku 1554 zatrzymać się na dłużej w Krakowie.
U trzym uje się tu z praktyki lekarskiej, a po śmierci Ja n a Benedykta
S o l f y (1483—1564) przejm uje funkcję nadwornego lekarza i astrologa
króla Zygmunta Augusta. Pod koniec życia opuszcza nasz kraj i udaje się
do Koszyc na Węgry, gdzie w krótce um iera. Schedę naukową po Retvku
oraz Rękopis „Obrotów” dziedziczy jego uczeń W alentyn O t h o
(ok. 1545 — ok. 1603), późniejszy profesor m atem atyki uniwersytetu kal­
wińskiego w Heidelbergu *).
Trzydzieści la t później, już po śmierci Othona, rękopis K opernika staje
się własnością Jaku b a C h r i s t m a n n a (1554—1613), profesora astrono­
mii w Heidelbergu. Tu rękopis zostaje oprawiony, a w miejsce brakującej
k arty tytułow ej C hristm ann daje notatkę inform acyjną o autorze dzieła.
W ykorzystuje także treść rękopisu podczas pracy nad dziełem o ruchach
Księżyca, które w roku 1611 w ydane zostało pt. „Theoria lunae ex novis hypothesibus et observationibus dem onstrata”.
Po śmierci C hristm anna rękopis nabył Ja n Amos K o m e ń s k i (1592—
1670), czeski reform ator szkolnictwa i tw órca nowożytnej pedagogiki. Rę­
kopis zakupił jedynie jako cenny zabytek historyczny, ponieważ przez
całe życie był zdecydowanym przeciwnikiem teorii Kopernika. Były to
czasy wojny trzydziestoletniej (1618—1648), w ypadki przerzucają Komeń­
skiego z miejsca na miejsce, a razem z nim w ędruje prawdopodobnie
także autograf „Obrotów”.
Przez szereg la t Komeński tułał się po Czechach i Morawach, a w la­
tach 1626—1656 mieszkał w Polsce jako biskup „Braci Czeskich”. Nie w ia­
domo jednak, czy m iał w tedy jeszcze autograf Kopernika, czy też już
») Walentyn Otho przejął między innymi niewykończone tablice trygonome­
tryczne Retyka, które uzupełnił i w roku 1956 wydał w dziele pt. „Optfs Palatinum de Trlangulis“.
1/1973
URANIA
27
wcześniej się go pozbył. Często bowiem był bez grosza, toteż dla pod­
reperow ania swej sytuacji finansowej mógł sprzedać rękopis. Mógł też
pozbyć się go ze względu n a to, że od roku 1616 dzieło K opernika było
na indeksie ksiąg zakazanych i nie było bezpiecznie mieć przy sobie
autografu tego dzieła.
Przez pół wieku losy rękqpisu „Obrotów” były nieznane, a pierwsza
0 nim wiadomość pochodzi dopiero z roku 1677. Znalazł się on wówczas
w bibliotece O tta W acława N o s t i t z a (1608—1665), wysokiego urzęd­
nika w Jaw orze Śląskim. Był to nam iętny zbieracz czeski i twórca zna­
nej Biblioteki Nostitzów w Pradze. Być może autograf kupił od Komeń­
skiego, ale mógł go także nabyć z innych rąk.
Ostatecznie rękopis dzieła K opernika znalazł schronienie w Czechach,
gdyż w drugiej połowie XVII wieku spadkobierca Nostitza, jego siostrze­
niec Jan H a r t v i k (1610—1689), przeniósł bibliotekę w uja ze Śląska
do swojego pałacu na Malej Stranie w Pradze. W roku 1774 autograf
„Obrotów” otrzymał ozdobne „ex libris” i spoczął na półce Biblioteki
Nostitzkiej, zapom niany na długie lata. W prawdzie już w roku 1788 za­
mieszczono o nim wzm iankę w opisie zbiorów bibliotek praskich, ale
uszło to jakoś uwadze badaczy. Dopiero w latach trzydziestych XIX wieku
dr K areł H i l l a r d t , opiekun Biblioteki Nostitzów, po raz drugi „od­
kryw a” autograf Kopernika.
Wiadomość o tym odkryciu zainteresow ała prof. Ja n a B a r a n o w ­
skiego (1800—1879), ówczesnego dyrektora Obserwatorium Warszawskiego,
który z okazji trzechsetlecia pierwszej edycji „Obrotów” przygotowy­
wał do druku czw arte wydanie dzieła Kopernika. Wypożycza rękopis
z Pragi i na jego podstawie usuw a nięktóre pomyłki drukarskie, jakie
w kradły się do pierwszego wydania. Ponadto po raz pierwszy publikuje
praw dziw ą przedmowę Kopernika, celowo pom iniętą przez norym berskich
wydawców *) i przez trzy stulecia „wstydliwie” ukryw aną przed czy­
telnikam i „Obrotów”.
Rękopis dzieła K opernika składa się z 21 zeszytów (składek), liczących
po osiem, dziesięć i dwanaście kartek. Poszczególne zeszyty są sygno­
wane m ałym i literam i alfabetu łacińskiego od a do x, które autor um ie­
ścił n a dole po praw ej stronie każdej pierwszej karty. W sumie autograf
liczy 213 k a rt (426 stron), paginowanych ołówkiem w roku 1854 przez
Erw ina N ostitza (1806—1872). Tekstem pokryte jest 417 stron, a reszta
(9 stron) pozostały niezapisane.'Z rękopisu wycięte zostały dwie nieob­
jęte foliacją k arty: jedna po karcie 69 i jedna po karcie 206. Pewną
liczbę k a rt (7 stron) w ielki astronom w całości przekreślił, a mimo to
pozostawił w swym rękopisie.
Już na pierw szy rzut oka widać, że K opernik m iał zamiłowanie do
ładu i czystości, a także dużą wrażliwość na harm onijny rozkład ko­
lumn tekstu i towarzyszących figur geometrycznych. Posługiwał się
pismem humanistycznym, które zapewne przyswoił sobie podczas pobytu
w Italii. Można rozróżnić dwa dukty pism a: pospieszna, lecz kształtna
1 dobrze czytelna kursyw a, oraz pismo spokojniejsze, bardziej pionowe.
Pisał czarnym tuszem na czterech gatunkach papieru z różnymi znakami
wodnymi, dzięki czemu można było ustalić przybliżoną chronologię po­
w staw ania rękopisu.
*) Opiekę nad drukiem „O brotów " spraw ow ał p asto r lu te rań sk i A ndrzej Osiander (1498—1552), któ ry u su n ął praw dziw ą przedm ow ę K opernika, a n a jej m iejsce
dał anonim ow o inną, n a p isan ą przez siebie w zupełnie odm iennym duchu. W yni­
kało z niej, że teoria zam ieszczona w dziele nie je st obrazem praw dziw ej budow y
św iata, lecz jedynie hipotezą w ygodną do obliczeń.
28
URANIA
1/1973
Obszerne m arginesy na 129 stronach zaw ierają aż 162 figury geome­
tryczne, w ykreślane starannie za pomocą grafionu przy użyciu cyrkla
i linijki. Są one często obudowane tekstem, z czego można wnioskować,
że Kopernik je rysował, a dopiero później nanosił tekst. Często również
używał linii przy wykreślaniu licznych tablic, występujących na 118
stronach rękopisu. Niektóre tablice, jak na przykła'd katalog gwiazd, są
starannie wykończone przez rubrow anie czerwonym inkaustem.
Autograf „Obrotów” odzwierciedla roziwój myśli twórczej Kopernika
i jest jednocześnie bezpośrednim świadectwem narodzin jednej z n a j­
ważniejszych w dziejach koncepcji naukowej. Pozwala także lepiej po­
znać w arsztat pracy wielkiego astronom a, który — jak sam mówi —•
tworzył swe dzieło „praw ie cztery dziewięćlecia”. Niekiedy m iał więcej
czasu i wtedy pisał wolno, starannie. Innym znów razem spieszył się
nieco, boi widocznie różne obowiązki odciągały go od pracy naukowej.
Był przecież kanonikiem, lekarzem i prawnikiem, adm inistratorem , poli­
tykiem i ekonomistą.
Cóż za paradoks — Kopernikowi brakow ało czasu na pisanie dzieła,
które przyniosło mu nieśm iertelną sławę!
Ogarniia nas jakieś przedziwne uczucie, gdy w zadumie patrzym y na
pożółkłe k arty „Obrotów”. Mamy bowiem przed oczyma autograf dzieła,
które odegrało tak w ielką rolę w dziejach nauki. Dziś ten unikalny na
skalę światową zabytek jest własnością U niwersytetu Jagiellońskiego,
gdzie otoczono go troskliw ą opieką. Udostępniany jest oczywiście tylko
wąskiemu gronu specjalistów, bo przecież liczy sobie praw ie cztery i pół
wieku i przy częstym używaniu łatw o mógłby ulec zniszczeniu. Ale jego
faksymile, wydane w trzech w ersjach językowych (polskiej, łacińskiej
i angielskiej), znajduje się w e wszystkich poważniejszych bibliotekach
naukowych. Będzie w ięc dostępne nie tylko badaczom, ale także wszyst­
kim wielbicielom K opernika i jego nauki.
Faksym ile wykonane zostało w technice offsetowej przy zastosowaniu
specjalnego ra stra kontaktowego, dzięki czemu uzyskano niem al całkowitą
zgodność tonalną reprodukcji z oryginałem. Jest w ierną kopią oryginału
nie tylko pod względem barw y i odcieni, ale również w w yniku doboru
odpowiedniego- gatunku papieru i zachowania wym iarów stron. W ydaw­
com i drukarzom wyrazsić należy słowa wielkiego uznania za trud, który
podjęli i z którego doskonale się wywiązali. Jest to bowiem piękne osiąg­
nięcie polskiej sztuki edytorskiej.
S. R. B R Z O S T K I E W IC Z
TO I OWO
Czyżby nieznany portret Keplera?
W r. 1971 uczeni czechosłowaccy odkryli w zbiorach zamku w Rychnowie pod Pardubicam i obraz z pierwszej połowy XVII w., który zdaje
się przedstaw iać nieznany dotąd p o rtret Ja n a Keplera. Istotnie, męż­
czyzna na tym obrazie jest uderzająco podobny do znanych wizerunków
wielkiego m atem atyka i astronom a niemieckiego. Znaleziony obraz nie
jest sygnowany, ale był prawdopodobnie m alow any przez Van Achena
lub innego m alarza nadwornego cesarza Rudolfa II, który po śmierci
Tychona Brahego obdarzył K eplera godnością „cesarskiego m atem atyka”.
S. R. B R Z O S T K I E W I C Z
1/1973
URANIA
29
KRONIKA ŻAŁOBNA
E u g e n iu sz M a c ie je w sk i 1898— 1972
W d n iu 8 m a ja 1972 r. z m a r ł p re z e s O d d z ia łu G d a ń sk ie g o P T M A
w G d y n i, m g r inż. a rc h . E u g e n iu sz M a c ie je w sk i.
U ro d z ił się 25 g r u d n ia 1898 r. w P a b ia n ic a c h . M im o cię ż k ic h w a r u n ­
k ó w ro d z in n y c h d z ię k i w ro d z o n e j p ra c o w ito śc i z d o b y w a ś r e d n ie w y ­
k sz ta łc e n ie w szk o le h a n d lo w e j w P a b ia n ic a c h . H a rc e rs tw o k s z ta łtu je
w N im p a trio ty z m .
D y p lo m n a W y d z ia le A r c h ite k tu r y u z y s k u je w ro k u 1929 i n a s ta łe
o sie d la się w Gdynii, p rz y c z y n ia ją c się d o ro z b u d o w y n o w o p o w sta ją c e g o
m ia sta . L a ta 1939— 1945 p rz e b y w a w o b o zie je n ie c k im p o d o s ta n iu się
d o n ie w o li ja k o je d e n z o b ro ń c ó w H elu . P o o d z y sk a n iu n ie p o d le g ło śc i
w r. 1945 w łą c z a się d o o d b u d o w y G d y n i i W y b rzeża.
P o m im o n a w a łu z a ję ć z a w o d o w y ch z n a jd u je czas n a p r a c e sp o łeczn e.
W d n iu 5 w rz e ś n ia 1962 r. z o sta je p re z e se m O d d z ia łu G d y ń sk ie g o P T M A ,
a od ro k u 1968 p o łą cz o n y c h o d d z ia łó w G d y ń sk ie g o i G dańskiego'. D a ł się
poiznać ja k o d o b ry o rg a n iz a to r, a je d n o c z e śn ie czło w ie k s k ro m n y i p r a ­
cow ity.
A r c h ite k tu r a n ie p rz e s ta je b y ć p a s ją Je g o życia. S ta w ia so b ie za cel
b u d o w ę P la n e ta r iu m i O b s e rw a to riu m w G d y n i n a K a m ie n n e j G órze.
P r o je k tu je w s tę p n e szk ice b u d o w y i z a b ie g a o d o ta c ję i z a tw ie rd z e n ie
p ro g ra m u b u d o w y . W z w ią z k u ze z lik w id o w a n ie m fu n d u s z u S.F.O .S. z a ­
m ie rz e n ia te u p a d ły . M im o złeg o s ta n u z d ro w ia n a d a l w a lc z y o s p ra w y
T o w a rz y stw a . D o o s ta tn ic h c h w il sw e g o ż y c ia p r a c u je o fia rn ie d la O d ­
d ziału .
P re z e s M a c ie je w sk i k ła d ł za w sze n a c is k n a p ra c ę z m ło d z ie ż ą. C ech o ­
w a ła G o w rę p z p e d a n ty c z n a p ra c o w ito ść i k o le ż e ń sk ie p o d e jś c ie do
w s p ó łp ra c u ją c y c h z N im czło n k ó w . Z a słu g i Z m a rłe g o b y ły w y so k o o ce­
n ia n e p rz e z Z a rz ą d G łó w n y o ra z W a ln y Z ja z d D e le g a tó w P T M A k tó r y
w ro k u 1971 p rz y z n a ł M u S re b r n ą H o n o ro w ą O d z n a k ę P T M A .
Ś m ie rć p o ło ż y ła k re s Je g o o fia rn e j p ra c y , p r a c y c zło w iek a, k tó r y p rz e z
d ziesięć la t b y ł b e z g ra n ic z n ie o d d a n y sp ra w o m Ó d d z a łu n asze g o T o w a ­
rz y stw a .
C ZEŚĆ JE G O P A M IĘ C I!
Z A R Z Ą D ODDZIAŁU
KALENDARZYK ASTRONOMICZNY
O p ra c o w a ł G. S ita rs k i
S ty czeń 1973 r.
S łońce
W ę d ru je p o e k lip ty o e c o ra z w y ż e j w s tro n ę ró w n ik a , d e k lin a c ja jeg o
w z ra sta , a w z w ią z k u z ty m w cią g u m ie s ią c a d n ia p rz y b y w a p ra w ie
o g o d zin ę i k w a d r a n s ; w W a rs z a w ie 1 s ty c z n ia S ło ń ce w sc h o d z i o 7ł]45m,
zach o d zi o 15>i34«i, a 31 sty c z n ia w sc h o d z i o 7 h l9 m, z a ch o d zi o 16 1*2 lm .
S ło ń c e z n a jd z ie się 2 s ty c z n ia n a jb liż e j Z ie m i w o d leg ło ści o k o ło 147 m in
k m ; 20 s ty c z n ia w s tę p u je w z n a k W o d n ik a .
W d n iu 4 s ty c z n ia z d a rz y się o b rą c z k o w e z a ć m ie n ie S ło ń ca, n ie w id o c z ­
n e w P o ls c e ; z a ć m ie n ie w id o c z n e b ęd z ie n a p ó łk u li p o łu d n io w e j. Z a ć m ie -
30
URANIA
1/197!
nie obrączkowe zdarza się wówczas, kiedy Ziemia, Księżyc i Słońce znaj­
dą się w przestrzeni w takich wzajem nych odległościach od siebie, że w i­
doczna z Ziemi tarcza Księżyca m a średnicę kątow ą nieco mniejszą niż
tarcza Słońca. W tedy naw et podczas centralnej fazy zaćmienia tarcza
Księżyca nie może całkowicie zakryć tarczy Słońca, pozostawiając jasno
świecącą obrączkę.
Księżyc
W pierwszej dekadzie miesiąca i pod koniec stycznia noce będą ciemne,
bezksiężycowe, natom iast w pozostałe noce Księżyc będzie świecił wyso­
ko na niebie przez całą noc. Kolejność faz Księżyca jest w styczniu na­
stępująca: nów 4<ll7h, pierwsza kw adra 12t'6h, pełnia 18<l22h, ą ostatnia
kw adra 26«>7|1. Najbliżej Ziemi Księżyc znajdzie się 16, a najdalej
28 stycznia.
W dniu 18 stycznia zdarzy się półcieniowe zaćmienie Księżyca, widocz­
ne wieczorem także u nas. Zaćmienie nie będzie zbyt efektowne, bo na­
w et w czasie największej fazy nie cała tarcza Księżyca ukryta będzie
w półcieniu Ziemi (tylko do 0.9 średnicy).
Planety i planetoidy
Rankiem nad wschodnim horyzontem błyszczy W e n u s jak gwiazda
—3.3 wielkości. W pierwszych dniach stycznia można też próbować od­
naleźć nad ranem M e r k u r e g o , świecącego jak gwiazda około —0.5
wielkości znacznie niżej nad horyzontem niż Wenus. M a r s wschodzi
codziennie około 5h i świeci rankiem w gwiazdozbiorze Wagi jako czer­
wona gwiazda około +1.7 wielkości.
J o w i sz jest niewidoczny, bowiem 10 stycznia „przeżywa” złączenie
ze Słońcem. Natom iast S a t u r n widoczny jest praw ie całą noc (zacho­
dzi dopiero nad ranem) i świeci w gwiazdozbiorze Byka jak(? gwiazda
około zerowej wielkości. U r a n widoczny jest w drugiej połowie nocy
w gwiazdozbiorze Panny (6 wielk. gwiazd.), N e p t u n wschodzi nad
ranem i widoczny jest w gwiazdozbiorze Skorpiona wśród gwiazd 8 w iel­
kości, a P l u t o n dostępny jest nad ranem tylko przez duże instrum enty
jako gw iazdka około 14 wielkości na granicy gwiazdozbiorów Panny
i W arkocza Bereniki.
Przez lunety możemy też odszukać planetoidę W e s t ę około 8 w iel­
kości gwiazdowej. Planetka widoczna jest w gwiazdozbiorze Byka, a dla
łatwiejszego zlokalizowania jej na niebie podajemy współrzędne dla kil­
ku dat: 8ii rekt. 3h59.m4, deki. + 15°52'; 18<l rekt. 3h57.m3, deki. + ią°23';
28d rekt. 3h58.™3, deki. +17°1'.
Meteory
W dniach od 1 do 5 stycznia prom ieniują Kw adrantydy (maksimum
przypada 3 stycznia wieczorem). R adiant m eteorów leży w gwiazdozbio­
rze Smoka i ma współrzędne: rekt. 15h28m, deki. +50. Nazwa roju po­
chodzi od nieistniejącego już na dzisiejszych mapach gwiazdozbioru
Quadrans Muralis, umieszczanego w początkach X IX w. na granicy
gwiazdozbiorów Smoka, H erkulesa i Wolarza. W tym roku m amy w yjątko­
wo dogodne w arunki obserwacji meteorów i możemy oczekiwać spadku
do 110 meteorów w ciągu godziny (w okresie maksimum).
1/1973
URANIA
31
ld o 4h z łą c z e n ie K się ży c a z M a rse m w o d leg ło ści 4°, a o 14h z N e p ­
tu n e m w o d leg ło ści 5°.
2'll4>‘ Z łą c z e n ie W e n u s z K się ż y c e m w o d leg ło ści 3°.
3d O 9h złą c z e n ie M e rk u re g o z K się ż y c e m w o d leg ło ści 1°. W ie c zo re m
p rz y p a d a m a k s im u m a k ty w n o śc i m e te o ró w z r o ju K w a d ra n ty d ó w ,
a w ty m r o k u m a m y b a rd z o d o b re w a r u n k i o b se rw a c ji.
4‘1 O b rą c z k o w e z a ć m ie n ie S ło ń c a n ie w id o c z n e w P o lsce. Z a ć m ie n ie w i­
doczn e b ę d z ie n a O c e a n ie S p o k o jn y m , w A m e ry c e P o łu d n io w e j, n a O c ea ­
n ie A tla n ty c k im i n a z a c h o d n im w y b rz e ż u A fry k i.
9l,15h Z łą c z e n ie M a rs a z N e p tu n e m w o d leg ło ści 1°.4.
lO'llO'i Jo w isz w z łą c z e n iu ze S ło ń cem .
12 d 9 h Z łą c z e n ie M a rs a z A n ta re s e m (w o d leg ło ści 5°), g w ia z d ą p ie r w ­
szej w ie lk o śc i w g w ia zd o z b io rz e S k o rp io n a .
13ii21ii P lu to n n ie ru c h o m y w re k ta s c e n s ji.
15<!231i Z łą c z e n ie S a tu r n a z K się ż y c e m w o d leg ło ści 4°.
16 l6l'53m H e lio g ra fic z n a d łu g o ść śro d k a ta r c z y S ło ń ca w y n o si 0°; je s t
to p o c z ą te k 1597 ro ta c ji S ło ń c a w g n u m e r a c ji C a rrin g to n a .
18‘l P ó łc ie n io w e z a ć m ie n ie K się ż y c a w id o c z n e w P o lsce. Z a ć m ie n ie
tr w a od 20l>17“i.6 d o 2 4 h l8 m.l, n a jw ię k s z a f a z a (0,89 śre d n ic y ta r c z y K się ­
życa) p rz y p a d a o 22^18m. Z a ć m ie n ie w id o c z n e b ę d z ie n a O c e a n ie A tla n ­
ty c k im , w E u ro p ie , A fry c e , A zji, n a O c e a n ie I n d y js k im i w A u s tra lii.
191I1 7 I1 p ia n e to id a W e sta n ie ru c h o m a w re k ta s c e n s ji.
20<!6h S ło ń ce w s tę p u je w z n a k W o d n ik a ; je g o d łu g o ść e k lip ty c z n a w y ­
nosi w ó w czas 300°.
25<ll0h U ra n w z łą c z e n iu z K się ży c em w o d leg ło ści 6°.
271I 1 1 I1 U ra n n ie ru c h o m y w re k ta sc e n sji.
28d O 21h g ó rn e z łą c z e n ie M e rk u re g o ze S ło ń cem . O 231' z łą c z e n ie
K się ż y c a z N e p tu n e m w o d leg ło ści 5°.
30il2li Z łą c z e n ie M a rs a z K się ży c em w o d leg ło ści 2°.
3 1 ‘i l 9 h B lisk ie z łą c z e n ie W en u s z Jo w is z e m (w o d leg ło ści 0.°2).
M in im a A lg o la (b e ta P e r s e u s z a ) : sty c z e ń 2 d 3 h 5 5 m , 5<l0h40>n, 7 (l2 1 h 3 0 m ,
10'118l'20m, 22d5h35m, 25d2b25m, 27tl23hl0™, 30<l20l>5m.
M o m e n ty w sz y stk ic h z ja w is k p o d a n e są w c z a sie śro d k o w o -e u ro p e jsk im .
CZYTELNICY MIĘDZY SOBĄ
P. M a re k Z a w i l s k i (Łódź, W o js k a P o ls k ie g o 72a m . 4) i p. A n d rz e j
U d a 1 s k i (Łódź, N o w o tk i 84b) p ra g n ą n a w ią z a ć k o re s p o n d e n c ję z ty m i
k o leg am i, k tó rz y (c y tu je m y ):
„...ch cielib y w sp ó łp ra c o w a ć z n a m i w d z ie d z in ie ra c h u n k o w e j (za ć m ien ia
w sz e ro k im p o ję c iu : z a k ry c ia , z a ć m ie n ia K się ż y c a i S ło ń ca). W te n sp o ­
sób m o ż n a b y p rz e p o w ie d n ia m i ty c h z ja w is k o b ją ć c a ły k r a j. P ra g n ie m y
zach ęcić n a w e t ty c h , k tó r y m p r a c a ta w y d a je się z b y t tr u d n a : n ie w y ­
m a g a o n a zn a jo m o śc i w y ższej m a te m a ty k i. M a ją c d o d y sp o z y c ji je d y n ie
c z te ro c y fro w e ta b lic e W o jto w ic z a i s u w a k lo g a ry tm ic z n y , n a p o d sta w ie d a ­
n y c h ro c z n ik a „ A stro n o m ic z e sk ij J e ż e g o d n ik ” o b licz a m y je d n o z a k ry c ie
w cią g u p ó ł g o d zin y z d o k ła d n o ś c ią 1—2 m in u t. M o ż n a u z y sk a ć d o k ła d ­
no ść 0,ml p rz y n ie w ie lk im z w ię k sz e n iu n a k ła d u p ra c y i czasu. C h ę tn y m
d o o b liczeń je s te ś m y g o to w i p rz e s y ła ć p o trz e b n e d a n e i d o p o m ó c w e w e n ­
tu a ln y c h tru d n o ś c ia c h ” .
J a k w id a ć , w sz c z ę ta p rz e z n a s z ą r e d a k c ję p rz e d n ie s p e łn a ro k ie m
a k c ja , ro z w ija się żyw iołow o.
32
1/1973
U R A N I A
CON TENTS
COAEP2KAHHE
L. W. M irz o ja n — T h e p ro b le m of
p rim e v a l s te lla r m a tte r.
J . C lassen — H as C o p e rn ic u s h a d
a n a s tro n o m ic a l o b se rv a to ry ?
T . Z. D w o ra k — B e fo re C o p e rn ic u s
cam e.
C h ro n ic le : O rb ita l A stro n o m ic a l O b­
s e rv a to r y „ C o p e rn ic u s ” — C osm o ch em ic a l sy m p o siu m in C a m b rid g e — E x p lo ­
sio n s o f s ta r s in th e p re -te le s c o p ic e ra .
O b s e rv e r’s g u id e.
O b serv atio n s.
C h ro n icle of th e P o lish A m a te u rs
A s tro n o m ic a l S ociety .
N ew boo k s.
H e re a n d th e re .
O b itu a ry .
A s tro n o m ic a l c a le n d a r.
R e a d e rs a m o n g th e m se lv e s.
JI. B. Miip30nii — npoSjieMa flo3Be3AHOM MaTepMM.
M. K jia c c e n — MMeji-fln K onepanK
acTpoHOMnnecKyio oScepB aTopm o?
T . 3. .HBopaK — n o K a He HacTaji
KonepHMK.
X p o H H K a : O p 6 M T a jib H a n A c t p o h o m h necK an
oScepB aT opna
«K onepH W K »
—
KOCMOXMMMHeCKMM C M M n03M yM B K e M -
S p n A ^ ce
—
3 B e 3 f lH t ie
B c n b iu iK n
p,o
TejiecKoniiHecKOPi snoKM.
HaSjnoflemiH.
CnpaBO 'iH HK iia S jn o A a T ejiH .
XpoHHKa OGu^ecTBa (PTM A ).
M33aTeJILCKIlC HOBOCTH.
T o u ce.
T pay p n an xpomiKa.
A c T p o H O M iiH c c K H M
K a jie H f ta p b .
MiiTaTejin MeHCfly coGon.
KOMUNIKAT
Toruński oddział PTM A uprzejm ie zaprasza w szystkich człon­
ków T ow arzystw a na uroczystą W ieczornicę organizow aną
w spólnie z T oruńskim T ow arzystw em N aukow ym i M uzeum
O kręgow ym w T oruniu w sali m ieszczańskiej R atusza S taro ­
m iejskiego w T oruniu w 500-ną rocznicę U rodzin K opernika,
19 lutego 1973 roku o godzinie 17-tej. W program ie refe ra ty
prof. W. Iw anow skiej i prof. M. Biskupa, koncert m uzyki cza­
sów K opernika i w ystaw a w ydaw nictw kopernikańskich.
P ie rw sz a s tr o n a o k ła d k i: B e rte l T h o rv a ld s e n : P o m n ik M. K o p e rn ik a w W arszaw ie,
w z n ie s io n y w r. 1830 ze sk ła d e k n a a p e l S ta sz ic a , u sz k o d z o n y w r. 1944 i w y w ie ­
zio n y , o d r e s ta u r o w a n y w r. 1949. F o t.: W. J a m a , (P la n e ta riu m C h o rzo w sk ie).
D ru g a s tr o n a o k ła d k i: XJ g ó ry — g a la k ty k i NGC 3077 i NGC 520. U d o łu — g a la k ­
ty k a NGC (M 82) p rz y e k s p o z y c ji 30, 5 i 2 m in u t.
T rz e c ia s tr o n a o k ła d k i: B e fr a k to r o o g n isk o w e j 3300 m m , w y k o n a n y p rz e z p. Z dzi­
sła w a J u rk ie w ic z a z W ro cław ia. F o t .: a u to r, o p is w P o ra d n ik u o b se rw a to ra , s tr . 28.
C z w arta s tr o n a o k ła d k i: D o m n ie m a n y p o r tr e t J a n a K e p le ra
s tr . 28). F o t.: J . K le p e śta — C z ech o sło w acja.
(p a trz n o ta tk a
na
R e d a k to r n a c z e ln y : L. Z a jd le r (W arszaw a 12, ul. D ru ż y n o w a 3, te l. 44-49-35). S ek r.
R e d .: K. Z io łk o w sk i. R ed. t e c h n .: B. K o rc z y ń sk i. P rz e w o d n . R a d y R e d a k c y jn e j:
S. P io tro w s k i. W y d a w c a : P o lsk ie T o w a rz y stw o M iło śn ik ó w A stro n o m ii, Z a rz ą d
G łó w n y , K ra k ó w , u l. S o lsk ieg o 30/8, te l. 538-92. N r k o n ta P K O I OM 4-9-5227.
W a ru n k i p r e n u m e r a ty : ro c z n a — 72 zł, d la czło n k ó w PT M A w r a m a c h sk ła d k i —
66 zł, c e n a 1 egz. — 6 zł.
In d e k s 38151
P ra so w e Z a k ła d y G ra fic z n e RSW „ P r a s a ” w K ra k o w ie .
Z am . 2601/72. 3000. B-6