Urania - Postępy Astronomii

31 6emini
URANIA
M IE S I Ę C Z N I K
P O L S K I E G O T O W A R Z Y S T W A M I Ł O S N I K O W A S T R O N O M II
ROK XLVIII
MAJ 1 9 7 7
Nr 5
ZAKŁAD NARODOWY IMIENIA O S S O L I Ń S K I C H
WYDAWNICTWO
POLSKIEJ
AKADEMII
NAUK
U R A N IA
MIESIĘCZNIK
ROK XLVI!
POLSKIEGO TOWARZYSTWA
MIŁOŚNIKÓW ASTRONOMII
MAJ 1977
Nr 5
W YDANO Z POMOCĄ FINANSOW Ą
POLSKIEJ AKADEM II NAUK . CZASO­
PISMO ZATW IERDZONE PRZEZ
MI­
NISTERSTW O OŚW IATY DO UŻYTKU
SZKÓŁ OGÓLNOKSZTAŁCĄCYCH, ZA­
KŁADÓW K SZTAŁCENIA NAUCZYCIE­
LI I TECHNIKÓW (DZ. URZ. MIN.
OŚW. NR 14 Z 1966 R. W-WA 5.11.66).
SPIS TREŚCI
Bronisław Kuchowicz — O sobli­
w ości gw iazd osobliwych.
Stanisław R. Brzostkiewicz —
W ieści z M arsa.
Andrzej Marks — P e rtu rb a c je
U ran a a odkrycie N eptuna.
Jan M ergentaler — A ktyw ność
S łońca w roku 1976.
Kronika: S tała H u b b le’a i w iek
W szechśw iata — G rubość dysku G a­
la k ty k i — Now e p la n ety dolne —
P rom ieniow anie radiow e gw iazd —
Pozasłoneczne system y p lan etarn e.
— P ro x im a C e n ta u ri n ad a l n a jb liż ­
szą gw iazdą — Przyczyny „S ilentium U n iv ersi” — Lód w U kładzie
Słonecznym .
Obserwacje: K o m u n ik a t C e n tra l­
nej S ekcji O bserw atorów Słońca n r
2/77 — R ap o rt II 1977 o radiow ym
p ro m ieniow aniu S łońca — O bserw a­
cje zakryć gw iazd przez Księżyc.
Kronika PTMA: K o m u n ik at G łów ­
nej R ady N aukow ej PTM A —
D r Ja n u sz Pagaczew ski.
Nowości wydawnicze.
Kalendarzyk astronomiczny.
R ealizując p o stu laty uczest­
ników S ejm ik u G eneralnego
M iłośników A stronom ii i A s­
tro n a u ty k i
w
G rudziądzu
z dnia 20 m arca 1977 r., zeb ra­
ni w R atu szu G rudziądzkim
p rzedstaw iciele m ia st k o p ern i­
kow skich: F ro m b o rk a, G ru ­
dziądza, K rak o w a, L id zb ark a
W arm ińskiego, O lsztyna oraz
T o ru n ia p o sta n aw ia ją co n a ­
stępuje:
Z apoczątkow ać z dniem 21
m arca 1977 r. (w 455 rocznicę
p obytu M ikołaja K o p ern ik a
w G rudziądzu i w ygłoszenia
tr a k ta tu „De aestim atio n e m o­
n e ta e ”) współpracę m iast ko­
pernikowskich.
Je d n y m
z
w ażniejszych
przedsięw zięć m ia st k o p e rn i­
kow skich je st organizow anie
co pięć la t „F estiw ali K o p er­
nikow skich” począw szy od 505
rocznicy urodzin M ikołaja K o­
p ern ik a p rzy p ad ającej w ro ­
ku 1978.
(Z uchw al S ejm iku)
W S ejm iku w zięli udział
przedstaw iciele Polskiego To­
w arzy stw a
A stronom icznego,
Polskiego T ow arzystw a A stronau tycznego oraz Polskiego
T ow arzystw a M iłośników A s­
tronom ii. Szczegółowe om ó­
w ienie podam y w następnych
num erach „U ran ii”.
Ilu stra cje na ok ład ce: R óżn orod n ość tw orów p ow ierzch n i M arsa u k azu ją w sz y stk ie
cztery zd jęcia o trzym an e z orbity ok ołom arsjań sk iej za pom ocą V ik in gów 1 1 2 :
od za d ziw iających k ształtów p ółn ocn ej czap y polarnej p rzed staw ion ych na fotogra­
fiach rep rod u k ow an ych na p ierw szej i czw artej stron ie ok ład ki, aż po „ k sięży co p o d o b n y ” fragm en t połu dn iow ej części k o tlin y A rgyre na trzeciej stron ie ok ład ki.
130
B R O N ISŁ A W KU CH O W ICZ
URANIA
—
5/1977
W arszaw a
OSOBLIWOŚCI GWIAZD OSOBLIWYCH
VII. Ogólnie o modelach teoretycznych
Pora już przerwać przegląd faktów, odnoszących się do gwiazd
osobliwych. Faktam i tym i można by wypełnić kilka grubych to­
mów. Zresztą już i tak tom y te są wypełnione. M ateriały sym­
pozjum poświęconego gwiazdom magnetycznym i innym gwiaz­
dom osobliwym typu A, które odbyło się w 1965 roku w ame­
rykańskim Ośrodku Lotów Kosmicznych w Greenbelt, to księga
licząca 596 stron druku. Po dziesięciu latach odbyło się podobne
sympozjum w 1975 roku w W iedniu; tom, obejmujący wygło­
szone referaty i w ystąpienia w dyskusjach, zawiera 754 strony.
A przecież w yniki obserwacji gwiazd osobliwych, obliczenia
i sugestie teoretyczne ukazują się na łamach czasopism astrofi­
zycznych w różnych krajach świata, przedstawiane są na roz­
m aitych zjazdach i konferencjach. Odkąd zasiadłem do pisania
tego cyklu artykułów o gwiazdach osobliwych, który ukazuje
się na łamach „U ranii”, przybył tom m ateriałów z Wiednia
(64 referaty i sprawozdania z trzech posiedzeń dyskusyjnych)
oraz kilkadziesiąt prac na tem at gwiazd Ap w innych w ydaw ­
nictwach.
Wszystkiego tego niepodobna choćby w skrócie przedstawiać.
Rodzi się jeszcze pytanie: Czy w arto wszystko to na łamach
tych przedstawiać, streszczać, referować? Jaki z tego ma być
pożytek? O niebezpieczeństwach spowodowanych przytłocze­
niem powodzią faktów pisze tak oto R. K. Bałandin, autor nie­
dawno na język polski przetłumaczonej książki „Czas, Ziemia,
mózg” : „Kłopot w tym, że fakt daje się zwykle tłumaczyć na
różne sposoby. Dlatego każdy z osobna ma znikomą wartość.
Niezbędna jest ich duża ilość. Ale im więcej danych, tym w ięk­
szy kłopot z ich interpretacją. Dziś na tem at niewielkiego na­
w et — jednego z tysięcy — problem u przyrodniczego nagrom a­
dzono góry danych. Stąd też od czasu do czasu słyszy się o na­
rodzinach nowej dyscypliny naukowej. Nauka rodzi się z fak­
tów, tak jak Afrodyta narodziła się z piany morskiej. Tylko gdy
piany tej będzie zbyt wiele — istnieje obawa, że nie dostrzeże­
my w niej pięknej bogini”.
Ta niezwykle przenikliwie i obrazowo przez radzieckiego
autora naszkicowana sytuacja pasuje w chwili obecnej — zda­
niem wielu uczonych zajmujących się problem atyką gwiazd
5/1977
U R A N IA
131
osobliwych — do tej właśnie dziedziny. Ile tu faktów — zale­
dwie drobną ich część zdołałem przedstawić — i ile możliwych
interpretacji! Czy któraś z nich okaże się w końcu prawdziwa,
czy żadna, czy może w każdej jest odrobina praw dy?
W drugiej części cyklu artykułów o gwiazdach Ap pragnę
przedstawić kilka rozważanych dziś przez różnych autorów spo­
sobów interpretow ania danych odnoszących się do tych gwiazd.
Jedne z nich przeczą drugim, inne je uzupełniają. Rozmaite
interpretacje osobliwości składu chemicznego, występow ania pól
magnetycznych, powolnej rotacji itd. tkw ią u podstaw propozy­
cji teoretycznych, na których bazie pow stają mniej lub bardziej
pełne modele gwiazd osobliwych.
Tworzenie modeli teoretycznych, których zadaniem jest w y­
jaśnienie określonych zjawisk fizycznych czy innych, stanowi
charakterystyczną cechę przyrodoznawstwa. Astronomia jest
jedną z nauk o przyrodzie, a prawa, tkwiące u jej podstaw —
to praw a fizyki. Nie ma żadnych specyficznych praw astro­
nomii, choć samą astronomię traktow ać można jako fizykę pro­
cesów, przebiegających w skali dużych obszarów przestrzen­
nych, wielkich mas i ogromnych przedziałów czasu. Praktycznie
więc wszystko, co zwykło się mówić o modelach zjawisk w fi­
zyce, odnieść można i do kręgu zjawisk astronomicznych. Punk­
tem wyjściowym w rozwoju nauk fizycznych jest doświadczalne
(w astronomii — przeważnie obserwacyjne, choć dzięki astro­
nautyce ta najstarsza z nauk staje się już nauką częściowo do­
świadczalną) badanie zjawisk. Analiza pomiarów oraz jakościo­
wych wyników doświadczeń prowadzi do utw orzenia m atem a­
tycznych modeli, opisujących jakieś pojedyncze zjawisko, czy
jeszcze lepiej — całą grupę zjawisk. Następny krok — to utw o­
rzenie pełnej teorii dla całej klasy zjawisk. Teorie takie — to
w gruncie rzeczy modele matematyczne dostatecznie ogólne,
w rodzaju np. mechaniki kwantowej — teorii stosowanej do
opisu zjawisk mikroświata, lub mechaniki klasycznej — stoso­
wanej do opisu zjawisk makroskopowych. Dodajmy w tym
miejscu, że wszystkie dzisiejsze teorie fizyczne, choć n a k art­
kach podręczników przedstawiane są niejednokrotnie na wzór
praw d ostatecznych, przez żadnego szanującego się uczonego
nie są za takie praw dy uważane. Po doświadczeniach pierwszej
połowy naszego stulecia, które ukazały obowiązujące do tego
czasu teorie jako praw dy przybliżone, słuszne w określonych
w arunkach, nie m a powodu do przypuszczeń, by właśnie nasza
wiedza stanowiła ostatecznie słuszne, jedynie możliwe ujęcie
prawidłowości w rzeczywistym świecie. Tak jak mechanika kia-
132
U R A N I A
5/1977
syczna w odniesieniu do zjawisk m ikrośw iata zastąpiona m u­
siała być przez mechanikę kwantową, a newtonowską koncepcję
absolutnego czasu i absolutnej przestrzeni zastąpiły koncepcje
Einsteina, tak też możliwe jest dalsze poprawianie, uogólnianie,
poszerzanie dzisiejszych teorii. Nie ma przy tym pow rotu do
dawniejszych, bardziej ograniczonych, matematycznie prost­
szych i bardziej poglądowych koncepcji. Nie w ynika jednak
z tego, że wszystkie dawniejsze koncepcje zasługują na odrzu­
cenie i zapomnienie. Nie, w wielu przypadkach są one przydat­
ne, tak jak np. newtonowskie prawo powszechnego ciążenia
przydaje się do praktycznych rachunków we współczesnej kosmonautyce, choć wcale stąd nie wynika, że ogólna teoria
względności (która zastąpiła newtonowską teorię czasu, prze­
strzeni i grawitacji) jest niesłuszna.
Gdy już powstaje określona teoria fizyczna, dalsze jej losy
zależą od tego, czy pozwala ona na tworzenie modeli owych
zjawisk. Zjawiska te bada się następnie w laboratorium , spraw ­
dzając ilościowo przewidywania owej teorii. W przypadku teorii
odnoszących się do zjawisk w skali astrofizycznej, sprawdzanie
owo polega na prowadzeniu obserwacji, na wyszukiwaniu prze­
widzianych teoretycznie linii widmowych, pól magnetycznych
czy też innych wielkości charakteryzujących określone klasy
obiektów. Astrofizyka teoretyczna jest w znacznym stopniu
astrofizyką modeli: są w niej modele atm osfer gwiezdnych, mo­
dele w nętrz gwiazd, modele opisujące pulsacje określonych klas
gwiazd zmiennych, modele magnetosfer, modele eksplozji i implozji itd. Modele te odwołują się do oddziaływań i praw fizy­
ki, znanych nam dobrze z laboratoriów ziemskich. O specyfice
owych modeli astrofizycznych stanowi przede wszystkim prze­
niesienie owych mechanizmów fizycznych w w arunki kosmicz­
ne, użycie ich do opisu tego, co dostrzegamy przy użyciu tele­
skopów optycznych, radioteleskopów czy innych narzędzi badań
astronomicznych (w ostatnich latach doszły tu narzędzia tak da­
lekie od tradycyjnych, jak detektory neutrin ze Słońca i z eks­
plozji gwiazd supernowych, liczniki scyntylacyjne dla rejestracji
promieniowania gamma, czy telektory fal grawitacyjnych). Mo­
żna więc nazwać astrofizykę teoretyczną — fizyką stosowaną,
polega ona bowiem na um iejętnym zastosowaniu znanych praw
fizyki do w yjaśnienia zjawisk obserwowanych w kosmosie.
Stosowanie praw fizyki w w arunkach astrofizycznych oka­
zuje się nieporównanie trudniejsze od stosowania ich w labora­
torium ziemskim. Fizyk pracujący w laboratorium wymyślać
może specjalne testy, próby krzyżowe dla proponowanego przez
5 1977
URANIA
133
siebie m odelu. Ju ż w stępna w eryfikacja lab o ra to ry jn a przew i­
dyw anych konsekw encji określonego m odelu pozwoli m u m odel
ów utrzym ać, odrzucić, bądź też (jak najczęściej byw a) zm ody­
fikować. Cóż m a natom iast począć astrofizyk, k tó ry nie jest
przecież w stanie poddać próbie krzyżow ej jakąś konkretną,
przez siebie badaną gw iazdę lub grupę gw iazd? Ograniczyć się
m usi do tego, co się da obserw ować, i to dla m ożliw ie dużej
populacji statystycznej obiektów tego rodzaju, dla którego
słuszne m a być proponow ane przezeń w yjaśnienie. W ynika stąd,
że określony m odel zjaw iska znacznie tru d n iej jest, w yłącznie
n a bazie astrofizycznej niż n a bazie fizycznej, zw eryfikow ać na
„ ta k ” . Z resztą i przy w yjaśn ian iu zjaw isk w fizyce pam iętać
pow inniśm y o zasadniczych ograniczeniach m etodycznych, na
k tóre już w początkach naszego w ieku w skazał najw iększy z fi­
zyków polskich, M arian Sm oluchow ski: „...wszelkie spekulacje
o w łaściw ym m echanizm ie zjaw isk zaw ierają w sobie elem enty
hipotetyczne i nie m a zjaw iska, k tóre nie dałoby się w y tłu m a­
czyć nieskończoną ilością różnych sposobów. W ybieram y teorie,
które w y dają się nam najprostsze, ale nie m ożem y nigdy w ie­
dzieć, czy one są praw dziw e.”
W następnych odcinkach naszego cyklu om aw iać będziem y
rozm aite proponow ane m odele teoretyczne gw iazd osobliwych,
kładąc przy tym nacisk n a w yjaśnienie anom alii składu che­
m icznego i izotopowego na pow ierzchniach gw iazd Ap. P rze­
gląd propozycji teoretycznych nie będzie zupełny, m am y za­
m iar jed n ak przedstaw ić propozycje diam etralnie przeciw staw ­
ne, aby na tym przykładzie stało się widoczne, w ja k odm ienne
sposoby m ożna te sam e fak ty objaśniać.
A stronom ia w coraz w iększym stopniu staje się działem fi­
zyki. A strom etria, stanow iąca nie tak daw no jeszcze główne
zajęcie astronom a, ustąpiła dziś m iejsca kw estiom zw iązanym
z budow ą m aterii gw iezdnej. K w estie te w ym agają znajom ości
praktycznie w szystkich działów fizyki. Ja k dziś już w iem y, p ier­
w iastki chem iczne tw orzą się wciąż n a nowo w reakcjach jąd ro ­
w ych przebiegających we w nętrzach gwiazd, podczas powolnego
w ypalania kolejnych paliw jądrow ych, a także w trakcie końco­
w ej eksplozji (w gw iazdach supernow ych). A nom alie obfitości
pierw iastków w gw iazdach Ap w iążą się więc z reakcjam i ją ­
drow ym i, czy to w sam ych gw iazdach Ap, czy też w pobliżu
ty ch gwiazd. N a więź pom iędzy gw iazdam i Ap a tzw. proce­
sem r w skazyw aliśm y w poprzednim odcinku.
Sam e reakcje jądrow e — to jeszcze nie w szystko. W jaki
sposób p ro d u k ty n iektórych reakcji d otarły w dużej ilości na
134
URANIA
5 1977
powierzchnie gwiazd A p — to następne zagadnienie. M ówię
w ciąż o powierzchniach, mało kto gotów b yłb y dziś sądzić, iż
całe w nętrza gw iazd A p odznaczają się równie dziwacznym
składem co ich powierzchnia; przypuszczenie takie stałoby
w zbyt jaw nej sprzeczności z dobrze już ugruntowaną teorią
ew olucji i budow y gwiazd.
Najprościej byłoby powiedzieć, że anomalie obfitości pier­
w iastków na powierzchniach gwiazd A p spowodowane są re­
akcjam i jądrow ym i przebiegającym i na tychże powierzchniach.
Inna możliwość, bardziej konwencjonalna — to odwołanie się
do reakcji jądrow ych w e wnętrzach gw iazd Ap, przy czym pro­
dukty tych reakcji m iałyby zostać wyniesione na powierzchnię
dzięki działaniu przeróżnych mechanizmów, zw iązanych np.
z polem m agnetycznym . W reszcie produkty reakcji jądrow ych
(w rodzaju procesu r), które odbyły się w pobliskiej, eksplodują­
cej gwieździe, m ogłyby w jakiś sposób trafić z przestrzeni ko­
smicznej na powierzchnię gw iazdy Ap. Takie „zanieczyszczenie”
gw iazd A p m ogłoby odbyw ać się albo jednorazowo, gd yb y obok
w ybuchnęła gw iazda supernowa, albo też mogłoby trw ać w spo­
sób ciągły, przy czym obecność pola m agnetycznego prowadzi­
łaby do selektyw nej akrecji niektórych pierwiastków. K olejno
zajm iem y się nie tylko wym ienionym i przed chw ilą sposobami
w yjaśnienia, ja k pow stały anomalie rozpowszechnienia na po­
wierzchniach gwiazd osobliwych, ale i sugestią G. Michaud
o roli procesów dyfu zji w atmosferach oraz sugestią A. Z. Dołginow a o roli pola m agnetycznego w zachowaniu niejednorod­
ności chemicznej.
S T A N I S Ł A W R. B R Z O S T K I E W I C Z
—
D ąbrow a G órnicza
WIEŚCI Z M A R S A
Przed kilkudziesięciu jeszcze la ty w ielu uczonych było niemal
pewnych, że na Marsie jest życie, a może naw et istnieje tam
życie rozumne. Lecz ich pełna optym izm u w iara oparta była
na zbyt skąpych, nie zawsze przy tym praw dziw ych wiadom o­
ściach o przyrodzie planety. Toteż w miarę gromadzenia o M ar­
sie coraz dokładniejszych danych, uzyskiw anych dzięki użyciu
do jego obserwacji w iększych teleskopów i zastosowaniu dosko­
nalszych metod badawczych, zaczęto odnosić się z dużą rezerw ą
do tych niezw ykłych poglądów. W ostatnich zaś latach nadzieja
na znalezienie życia na Marsie zm alała praw ie do zera, a stało
5 1977
URANIA
135
się to za spraw ą wspaniale rozwijającej się astronautyki. Pro­
blem ten miały ostatecznie rozwiązać am erykańskie sondy ko­
smiczne „Viking”, które w roku 1976 wylądowały na powierzch­
ni planety i przeprowadziły tam szereg interesujących badań.
Pierw otnie zakładano, że lądownik „Vikinga-1” osiądzie
w północno-wschodnim rejonie Niziny Chryse, tuż u „ujścia”
doliny Aresa *). Dolina ta — jak sądzą niektórzy badacze M ar­
sa — mogła powstać w w yniku przepływu wody. Byłoby zatem
całkiem naturalne, gdyby w powyższej okolicy planety znajdo­
wało się nieco więcej wilgoci niż gdzie indziej, a naw et gdyby
okresowo występowała tam woda w stanie ciekłym. A ponie­
waż ciecz ta odgrywa tak ważną rolę biologiczną na Ziemi,
prawdopodobieństwo znalezienia żywych organizmów w tym
rejonie Marsa znacznie wzrastało. Niestety, zdjęcia otrzymane
za pomocą orbitującego już wokół marsjańskiego globu „Vikinga-1” wykazały, że w ybrany obszar Niziny Chryse nie nadaje
się na lądowisko. Jest on bowiem pokryty licznymi dolinami
i wzgórzami o dość stromych zboczach, wznoszących się nie­
kiedy naw et do 1,5 km ponad przyległą okolicę. Nierówności
powyższe powstały najprawdopodobniej na skutek roztajania
występującej tu niegdyś wiecznej marzłoci. Liczne kratery ude­
rzeniowe świadczą, iż musiało to nastąpić w niezbyt odległej
przeszłości. Pod względem więc geologicznym była to bardzo
atrakcyjna okolica Marsa. Istniała jednak obawa, że „Viking-1”
po wylądowaniu może się wywrócić i wówczas nie dałoby się
wykonać zaplanowanych badań.
Nie lepsze okazało się lądowisko rezerwowe, zlokalizowane
również na Nizinie Chryse, ale około 250 km dalej na północny
zachód od opisanego wyżej rejonu Marsa. I tu w ystępują znacz­
ne nierówności terenu, co stwierdzono zarówno na podstawie
uzyskanych z marsjańskiej orbity zdjęć, jak i w oparciu o ra­
diolokacyjne badania naziemne. W tej sytuacji należało poszu­
kać innego, bardziej bezpiecznego miejsca na lądowisko „Vikin­
ga-1 ”. Powinno ono być na tyle równe, by lądownik pewnie
stanął na swych czterech talerzowatych łapach. Po gruntow nych
studiach topografii Marsa zdecydowano się na okolicę położoną
w północno-wschodniej części Niziny Chryse, gdzie 20 lipca
1976 roku szczęśliwie wylądował „Viking-1” (współrzędne areograficzne lądowiska: długość — 47,5°, szerokość — 22,4° N).
Lądownik osiadł na powierzchni Marsa o godzinie 16 czasu
miejscowego, mniej więcej na 3 godziny przed zachodem Słońca.
*)
Urania, 47 , 3 , 74 ( 1976).
136
URANIA
5/1977
Wkrótce potem uruchomiono kamery, które, które zaczęły prze­
kazywać na Ziemię zdjęcia planety. Na pierwszym zdjęciu w i­
dać jedną z nóg lądownika oraz jej najbliższe otoczenie, usiane
dość gęsto mniejszymi i większymi kamieniami. Natomiast obraz
panoramiczny przedstawia kam ienistą pustynię, przypominającą
w pewnym stopniu pustynie Nowego Meksyku. Na horyzoncie,
który znajduje się w odległości około 3 km od lądowiska, widać
grzbiety wzgórz o łagodnych zboczach. Najprawdopodobniej
jest to fragm ent wału górskiego niedużego, mocno już przy tym
zerodowanego k rateru uderzeniowego. Z niego to zapewne zo­
stały wyrzucone zalegające okoliczną równinę skały, posiada­
jące niekiedy ponad 3 m średnicy. Cały zaś teren pokryw a dość
gruba w arstw a pyłu, tworzącego miejscami w yraźne wydmy.
Pył ten ma intensywnie czerwoną barwę, co pozostaje w zgo­
dzie z naziemnymi obserwacjami Marsa. Krótko mówiąc — na­
danie mu m iana „czerwonej planety” okazało się zupełnie uza­
sadnione.
Zresztą nie tylko powierzchnia Marsa, ale i niebo nad nim
ma czerwone zabarwienie. Najprawdopodobniej zjawisko po­
wyższe wywołuje zawiesina bardzo drobnego pyłu, unoszącego
się w nadzwyczaj rozrzedzonej atmosferze. Znajdujące się
w niej cząstki nadają barw ę tam tejszem u firmamentowi, a jed­
nocześnie go rozjaśniają przez rozpraszanie światła słonecznego.
Mimo więc małej gęstości atmosfery Mars ma jasne niebo
w przeciwieństwie do Księżyca, którego nieboskłon z powodu
braku atmosfery jest zupełnie czarny. Głównym składnikiem
marsjańskiej atm osfery jest dwutlenek węgla, stanowiący około
95 procent jej ogólnej zawartości. Ponadto zawiera ona od 2 do
3 procent azotu, od 1 do 2 procent argonu i około 0,3 procenta
tlenu.
Udało się również ustalić przybliżony skład chemiczny m arsjańskiego gruntu. Zawiera on od 15 do 30 procent krzemu, od
2 do 7 procent glinu i aż 14 procent żelaza. Temu właśnie pier­
wiastkowi planeta zawdzięcza czerwonawe zabarwienie swej
powierzchni. Jest go tam znacznie więcej niż w zewnętrznej
w arstw ie ziemskiej skorupy, zawierającej jedynie 5,6 procent
żelaza. W tej chwili trudno powiedzieć, czy dotyczy to tylko
powierzchni Marsa i skąd się na niej wzięła tak duża ilość tego
pierwiastka. Bardzo możliwe, że znalazł się on tam głównie
dzięki spadkowi m eteorytów żelaznych. W każdym razie po­
twierdziły się przypuszczenia astronomów, którzy już przed
kilkudziesięciu laty barw ę Marsa tłumaczyli obecnością na jego
powierzchni dużej ilości tlenku żelazowego. Proces utleniania
5 1977
URANIA
137
żelaza musiał tam przebiegać bardzo wolno, bo przecież m arsjańska atmosfera jest nadzwyczaj rzadka i zawiera znikomą ilość
tlenu. Chyba że do pordzewienia skorupy M arsa przyczyniła się
woda? Mogła ona występować tam kiedyś w większej ilości i to
zarówno jako lód, jak i w ciekłej postaci. Część zapewne dawno
w yparowała i umknęła w przestrzeń kosmiczną, lecz część dziś
jeszcze może zalegać pod powierzchnią planety.
Na zdjęciach otrzym anych za pomocą członów satelitarnych
obu ,,Vikingów” zauważono obłoki mgły, które w ystępują w go­
dzinach porannych na dnach niektórych kraterów i w innych
zagłębieniach terenu. Uczeni sądzą, że powyższe obłoki pow stają
właśnie na skutek parowania wody z wiecznej marzłoci. P aruje
ona pod wpływem promieni słonecznych i unosi się do atmo­
sfery, nie wyżej jednak niż 4—5 km ponad powierzchnię plane­
ty. Natomiast w godzinach popołudniowych, kiedy tem peratura
powietrza szybko spada, unosząca się w atmosferze para wodna
skrapla się i zamraża. Opadające na powierzchnię Marsa krysz­
tałki lodu otaczają cienkimi warstw am i poszczególne ziarenka
piasku, zlepiając je z sobą i tworząc zw arty grunt. Nic zatem
dziwnego, że w ystąpiły pewne kłopoty z dostarczeniem próbki
do w nętrza urządzeń badawczych.
Opisany wyżej proces nie mógłby zachodzić, gdyby ciśnienie
atmosferyczne było na Marsie wyższe, gdyż panują tam bardzo
surowe warunki. Przeprowadzone za pomocą aparatury ,,Vikinga-1” pomiary wykazują, iż w rejonie Niziny Chryse m aksy­
malna tem peratura wynosi zaledwie minus 30 °C, a minimal­
na — minus 86 °C. Podobne wyniki uzyskano za pomocą lądownika ,,Vikinga-2”, który osiadł w południowo-wschodniej części
Niziny Utopia, około 200 km na zachód od k rateru Mie (współ­
rzędne areograficzne lądowiska: długość — 225,8°, szerokość —
47,8° N). I tu tem peratura powietrza w aha się latem w grani­
cach od minus 37°C (wczesne popołudnie) do minus 89°C (ko­
niec nocy). A idzie przecież o klim at średnich szerokości areograficznych. W wyższych szerokościach jest jeszcze zimniej,
tem peratura zaś południowej czapy polarnej spada zimą do mi­
nus 138°C. W tych w arunkach zaw arty w atmosferze dwutlenek
węgla winien ulec zamrożeniu i w postaci „suchego śniegu”
opaść na powierzchnię planety.
Zjawisko takie może faktycznie na Marsie zachodzić. Z wyko­
nanych bowiem za pomocą orbitującego ,,V ikinga-l” pomiarów
wynika, że nad południowym biegunem planety jest bardzo
słaba koncentracja dw utlenku węgla w okresie zimy. Widocznie
zostaje wymrożony i wy chw ytany przez czapę polarną, a jego
138
URANIA
51977
miejsce zajm uje inny gaz, by ciśnienie atmosferyczne utrzym y­
wało się na odpowiednim poziomie. Gazem tym może być argon,
który zamarza w dużo niższej tem peraturze, a który według ra­
dzieckich badań stanowi około 10 procent ogólnego składu atmo­
sfery Marsa. Pomiary te były jednak przeprowadzone w innej
Rys. 1. Rozkład tem peratury powietrza na powierzchni Niziny Chryse
w ciągu marsjańskiej doby. Pomiaru dokonano za pomocą aparatury lądownika Viking-1
porze roku i wtedy argon mógł być równomiernie rozłożony nad
powierzchnią planety. Dopiero w okresie zimy gromadzi się on
nad czapą polarną, napływając tam razem z masami nowego
powietrza, aby wypełnić powstałą po zamrożeniu dw utlenku
węgla lukę.
Z powyższych rozważań jasno wynika, że „Vikingi” nie tylko
dostarczyły nam wielu interesujących inform acji o przyrodzie
Marsa, ale powiększyły także liczbę nierozwiązanych dotąd pro­
blemów. Głównym jednak ich zadaniem było udzielić odpowie­
dzi na nurtujące od lat ludzi pytanie: Czy istnieje tam jakieś
życie? Tego zagadnienia nie dało się rozwiązać na podstawie
naziemnych obserwacji ani naw et w oparciu, o m ateriał uzy­
skany za pomocą sond kosmicznych, które przelatyw ały w po­
bliżu Marsa lub staw ały się jego sztucznymi satelitami. Jakiejś
konkretniejszej odpowiedzi mogły udzielić jedynie badania
przeprowadzone bezpośrednio na powierzchni planety i dlatego
uczeni tak wielką wagę przywiązywali do misji „Vikingów”.
Wyposażono je zarówno w urządzenia do pomiarów meteorolo-
5 1977
URANIA
139
gicznych i sejsmicznych, jak i w skomplikowane urządzenia do
badań chemicznych i biologicznych. Dzięki tem u można było
poznać skład marsjańskiego gruntu, a także poddać go różnym
eksperymentom, zmierzającym do w ykrycia istniejącego ewen­
tualnie na Marsie życia.
Jeden z tych eksperym entów oparty został na zjawisku me­
tabolizmu, polegające na tym, że organizmy żywe przerabiają
pobrane pożywienie, przyswajając sobie konieczne do życia
składniki, w ydalając zaś powstałe w w yniku przem iany m aterii
niepotrzebne gazy i inne odpady. W tym celu m arsjański grunt
został zmieszany ze skażoną promieniotwórczym izotopem wę­
gla 14C pożywką i poddany inkubacji. Mikroorganizmy winny
pochłonąć pożywkę, a po jej przetraw ieniu wydalić skażone
produkty uboczne. Lecz powinno się to odbywać w sposób ciągły
przez okres co najm niej kilkunastu dni, podczas gdy w prze­
prowadzonym eksperymencie zjawisko powyższe zachodziło
bardzo szybko i już po 70 godzinach nagle ustało. Wszystko
wskazuje więc na to, że nie miało ono nic wspólnego z proce­
sami biologicznymi, ale raczej było najnorm alniejszą reakcją
m aterii nieożywionej.
Drugi eksperym ent biologiczny miał wykazać, czy w m arsjańskiej glebie znajdują się mikroorganizmy, które zdolne byłyby
wywołać zjawisko fotosyntezy. W tym celu próbka m arsjańskie­
go gruntu poddana została kilkutygodniowej inkubacji w komo­
rze, gdzie znajdowały się znakowane promieniotwórczym izoto­
pem węgla 14C dw utlenek i tlenek węgla. Po zakończeniu inku­
bacji gazy usunięto do specjalnego pojemnika, a próbkę silnie
ogrzano celem ewentualnego w yparowania z niej m aterii orga­
nicznej. Autorzy eksperym entu po prostu zakładali, że gdyby
w marsjańskiej glebie znajdowały się mikroorganizmy podobne
do ziemskich, wówczas w inny zasymilować tlenek i dw utlenek
węgla łącznie z radioaktyw nym izotopem węgla 14C. Gdyby zaś
w badanej próbce nie było żywych organizmów, to jej radioak­
tywność powinna być znikoma, a tymczasem była sześciokrotnie
większa niż oczekiwano. Lecz i to zjawisko nie stanowi jeszcze
najmniejszego dowodu, że na Marsie jest życie. Jest to bowiem
może wynik najzwyklejszych procesów chemicznych, nie m ają­
cych żadnego związku z życiem organicznym.
Podobnie nieoczekiwany w ynik uzyskano również w trzecim
eksperymencie biologicznym. I on m iał dostarczyć dowodu, że
istniejące ew entualnie na Marsie mikroorganizmy mogą oddy­
chać, rozmnażać się i pobierać pożywienie. W tym celu próbkę
marsjańskiego gruntu zmieszano z pożywką skażoną prom ienio-
U R A N I A
140
5 1977
twórczym izotopem węgla 14C, a następnie umieszczono w ko­
morze zawierającej hel, krypton i dw utlenek węgla. Gdyby
w próbce znajdowały się jakieś żywe organizmy, to na skutek
zachodzących procesów biologicznych w inien wydzielać się
z niej tlen i azot. Takie zjawisko istotnie wystąpiło, ale także
przebiegało w zbyt szybkim tempie. Toteż i ten eksperym ent
wykazał jedynie, że m arsjański grunt charakteryzuje się cecha­
mi z pogranicza m aterii żywej i martwej.
Te niezwykłe właściwości m arsjański ego gruntu mogły po­
wstać na skutek długotrwałego oddziaływania nadfioletowego
promieniowania Słońca, swobodnie dochodzącego do powierzch­
ni Marsa ze względu na zbyt rozrzedzoną atmosferę. Sprawę
powinny wyjaśnić aktualnie przeprowadzane w ziemskich labo­
ratoriach eksperymenty. W każdym razie dotychczas nie mamy
podstawy twierdzić, że na Marsie jest życie, ale brak również
dowodów na to, by taką możliwość odrzucić.
Skład chemiczny m arsjańskiego gruntu według badań wykonanych za
pomocą aparatury „Vikinga-1” (zawartość danego pierwiastka podano
w procentach wagowych)
Elem enty podstawowe
Glin (Al)
Krzem (Si)
Żelazo (Fe)
Wapń (Ca)
Tytan (Ti)
Siarka (S)
Potas (K)
Chlor (Cl)
od 2 do 7
od 15 do 30
14+2
od 3 do 8
od 0,5 do 2
do 6
do 2
do 3
Elementy
drugorzędne *)
Fosfor (P)
Wanad (V)
Chrom (Cr)
Magnez (Mg)
Kobalt (Co)
N ikiel (Ni)
Miedź (Cu)
Cynk (Zn)
Elem enty
śladowe
10
3
5
7
7
7
0,5
0,1
Rubid (Rb)
Stront (Sr)
Itr (Y)
Cyrkon (Zr)
0,01
0,02
0,02
0,02
*) W kolum nie znalazły się elem enty zbadane znacznie mniej dokład­
nie (liczby podają jedynie m aksym alny procent zawartości danego pier­
w iastka w m arsjańskim gruncie).
ANDRZEJ M ARKS
—
W arszaw a
PERTURBACJE URANA A ODKRYCIE NEPTUNA
Gdy w dniu 13 marca 1781 r. William Herschel odkrył Urana,
stało się to wielkim wydarzeniem. Nikt jednak nie przeczuwał,
że odkrycie to da początek jeszcze większym rewelacjom i przez
praw ie trzy ćwierci wieku będzie m ateriałem dla nam iętnych
5 1977
URANIA
141
sporów i dociekań naukow ych. Dziś — w sto kilkadziesiąt lat
po ty ch w ydarzeniach — dram atyzm ty ch sporów i dociekań
bardzo już w yblakł, ale były to przecież w ydarzenia naukow e
nasycone praw dziw ym dram atyzm em . Był to z jednej strony
ciąg pom yłek, nieporozum ień, niedbałości i lekcew ażenia, uko­
ronow any osobistą trag ed ią m łodego astronom a szkockiego
i kom prom itacją dwóch w ybitnych i słynnych astronom ów b ry ­
tyjskich. Z drugiej strony był to błyskotliw y sukces młodego
m atem aty k a francuskiego, k tó ry zajął się astronom ią przez przy­
padek i m łodego astronom a niem ieckiego, k tó ry zaczął obserw a­
cje bez zgody swego przełożonego, a w łaściw ie — nazyw ając
rzecz po im ieniu — w brew zakazowi swego przełożonego.
Pom ijając fakt, że U ran został n a jp ie rw p o traktow any jako
kom eta, już w niespełna dw a lata po odkryciu nastręczył on
pierw szy problem . Okazało się, że jego faktyczna pozycja nie
zgadza się z obliczoną na podstaw ie w cześniejszych obserw acji.
Nie wzbudziło to jed n ak specjalnego zaniepokojenia, bo w y raź­
nie w idać było, że ta pierw sza obliczona o rbita była m ało do­
kładna ze w zględu na zbyt m ałą ilość dokładnych obserw acji,
obejm ujących przy ty m tylko bardzo m ały frag m en t całej orbity
U rana. W 1783 r. stw ierdzono, że o rbita nie jest kołem (jak to
założono wcześniej). W tym że roku słynny P ie rre Laplace w y ­
liczył więc now ą orbitę — eliptyczną. I ta o rbita nie była jednak
dostatecznie dokładna, gdyż U ran w ykonał do tej pory zaledw ie
V4 2 pełnego okrążenia w okół Słońca.
Na szczęście okazało się, że został on zaobserw ow any już
znacznie wcześniej, przed odkryciem w 1781 r. Niem iecki astro­
nom Jo h an n Bode stw ierdził, że U ran a dostrzegł już 25 w rze­
śnia 1756 r. niem iecki astronom Tobias M ayer, a 23 g rudnia
1690 r. U rana dojrzał b ry ty jsk i astronom Jo h n Flam steed, nie­
ste ty obaj obserw atorzy nie zorientow ali się, że zauw ażyli now ą
planetę. W ykorzystując te w cześniejsze obserw acje astronom
niem iecki P. F ixlm illner obliczył w 1784 r. now ą orbitę U rana.
N iestety już w 1788 r. okazało się, że obserw ow ane pozycje
U ran a znow u nie zgadzają się z obliczonym i i co gorzej, błąd
te n coraz szybciej narasta. Znow u podjęto więc próby obliczenia
now ej orbity, niestety jed n ak tym razem okazało się, że w ża­
den sposób nie m ożna znaleźć takiej keplerow skiej orbity U ra­
na, aby zgadzały się z nią w szystkie obserw acje („stare” i ..no­
w e”). T rzeba było dopiero geniuszu słynnego Je a n a D elam bre’a,
aby znaleźć rozw iązanie. W 1790 r. w ykazał on, że aby obliczyć
dokładnie orbitę U rana, trzeb a uw zględnić w pływ przyciągania
S a tu rn a i Jow isza n a jego ruch. Tym razem m ogłoby się w yda-
142
U R A N IA
5 1977
wać, że wreszcie problem został rozwiązany definitywnie. Na­
deszły zresztą wydarzenia, które zepchnęły na plan dalszy roz­
wój nauki, a tym bardziej astronomii. W ielka Rewolucja F ran­
cuska, Wojny Napoleońskie — kto miał czas i chęci, aby zajmo­
wać się jakimś tam Uranem, a zresztą kontakty między uczony­
mi bardzo były w tedy utrudnione. Gdy m inął jednak paroksyzm
Wojen Napoleońskich i Mars przestał władać Europą, znowu
doszły do głosu muzy wraz ze swą siostrą Uranią. W 1815 r.
okazało się, że obserwowana pozycja U rana różni się od obliczo­
nej o około 60". Było to katastrofalnie dużo, skoro dokładność
pomiarów wynosiła w tedy około 2". Co gorzej, błąd ten gwał­
townie narastał i widać było, że w roku 1820 osiągnie już w ar­
tość przeszło 90".
Tym razem za obliczenia wziął się niezbyt znany astronom
francuski Alexis Bouvard. Poszedł on oczywiście po tej samej
drodze, co 30 lat wcześniej Delambre, miał jednak znacznie bo­
gatszy m ateriał obserwacyjny od swego wielkiego poprzednika
i to złożony nie tylko z nowych obserwacji. Okazało się, że przed
odkryciem U rana w dniu 13 marca 1781 r. przez Herschela za­
obserwowało go — poczynając od 1690 r. — pięciu astronomów,
ogółem 19 razy!
Wydawałoby się, że dysponując takim materiałem można bę­
dzie obliczyć wreszcie dokładną orbitę planety. Niestety znowu
wystąpiły trudności. W żaden sposób nie udawało się pogodzić
wszystkich obserwacji z obliczeniami. Gdy udało się to dla okre­
su czasu 1781—1820 z dokładnością 5", to dla okresu 1690—1781
niezgodność ta wynosiła 40" do 60", co było wielkością nie do
przyjęcia. Jeżeli zmodyfikowano obliczoną orbitę tak, aby zga­
dzała się ze starym i obserwacjami, to staw ała się ona bezna­
dziejnie niezgodna z nowymi. Stanowiło to tym bardziej in try ­
gującą i irytującą zagadkę, że opracowana już w tedy była teoria
ruchu wszystkich planet, doskonale godząca ze sobą obserwowa­
ne i obliczone ich pozycje, tylko w przypadku U rana zgodności
tej w żaden sposób nie można było osiągnąć. Jako w yjaśnienie
tej niezgodności Bouvard podał niedokładność dawniejszych
obserwacji. Było to jednak wyjaśnienie dość sztuczne, wym a­
gało bowiem założenia, że pięciu doświadczonych obserwatorów
pomyliło się aż 19 razy.
Bouvard podał jednak jeszcze jedno wyjaśnienie, w arto je tu
przytoczyć dosłownie: „...zostawiam na później zadanie w yja­
śnienia czy trudności z pogodzeniem obu systemów (tzn. dwóch
w ariantów orbit, z których jeden odpowiada tylko „starym ”
obserwacjom, a drugi tylko „nowym”) w ynikają na skutek nie-
5 1977
143
U R A N IA
dokładności „stary ch ” obserw acji, czy też w yw ołane są one na
skutek pew nego zew nętrznego i nieznanego czynnika, k tóry być
może, oddziaływ ał n a p lan e tę ” .
Choć B ouvard nie sform ułow ał tu jaw nie, że m a n a m yśli
oddziaływ anie n a ruch U rana nieznanej planety, to jed n ak przy­
puszczenie jego m iałoby ogrom ne znaczenie — gdyby je zauw a­
żono. Rzecz znam ienna bowiem , że zostało ono przeoczone.
Ju ż w 5 la t po obliczeniach B ouvarda okazało się jednak, że
ponow nie pojaw ia się szybko n a ra stają ca niezgodność m iędzy
obserw ow anym i i obliczonym i pozycjam i U rana. P roblem w y ­
stąpił z tak ą ostrością, jakby kilkudziesięcioletnich w ysiłków
dla jego rozw iązania, w ogóle nie było! Co praw d a w jeszcze
5 lat później — w 1830 r. w szystko jak b y zaczęło się zgadzać,
gdyż U ran jak b y „pow rócił” na w łaściw e m iejsce — później
jednak ponow nie pojaw iły się niezgodności i co gorzej zaczęły
ta k szybko narastać, że w yw ołało to swego rodzaju „popłoch”
w śród obserw atorów i teoretyków . W 1832 r. niezgodność w y ­
nosiła już 30" i n arastała w tem pie 6"— 1 na rok, co w owym
czasie było w artością rażąco dużą. Co gorzej ty m razem nie
m ożna już było tych niezgodności przypisać niedokładności ob­
serw acji. W ytw orzyła się więc sy tu acja pozornie bez wyjścia...
Dla w yjaśnienia niezgodności ruchu U ran a z teorią, w ysu­
nięto następujące hipotezy:
1) Ruch U ran a podlega ham ow aniu przez m aterię gazowo
pyłow ą znajdującą się w U kładzie P lanetarnym .
2) U ran posiada nieodkrytego satelitę, któ ry pow oduje p er­
tu rb acje jego orbity.
3) Niedługo przed odkryciem U ran zderzył się z jakim ś cia­
łem kosmicznym, lub bardzo zbliżyło się do niego jakieś ciało
(np. w ielka kom eta) co zakłóciło ruch U rana.
4) P raw o ciążenia powszechnego m a w ta k w ielkich odległo­
ściach od Słońca in n ą postać, niż sform ułow ana przez N ew tona.
5) Ruch U rana jest zakłócany przez jeszcze jed n ą — niezna­
n ą — planetę.
Ju ż pobieżna analiza w ykazała, że trzy pierw sze hipotezy są
bezpodstaw ne. W ięcej uw agi zwrócono na hipotezę czw artą.
W arto bowiem zwrócić uwagę, iż w XVII, XVIII, a n aw et jesz­
cze pod koniec X IX (!) stulecia było w ielu — i to nieraz w y­
bitn y ch — uczonych, którzy pow ątpiew ali w praw dziw ość p ra ­
w a powszechnego ciążenia. N ależał do nich n aw et G eorge Airy,
d y rek to r obserw atorium w G reenw ich!
N ajbardziej w iarygodna w ydała się jed n ak hipoteza o stat­
nia — istnienia nieodkrytej jeszcze n o w e j p l a n e t y . Po
"
144
U R A N IA
5 1977
1832 r. opowiedział się zresztą za nią Bouvard. Ciekawe jest
też, że w 1834 r. brytyjski am ator astronomii Thomas Hassey
napisał do A iry’ego, iż uważa, że za orbitą U rana znajduje się
nieodkryta jeszcze planeta, która zakłóca ruch U rana i że uważa,
iż mógłby empirycznie określić pozycję tej planety, a następnie
podjąć jej poszukiwania swym teleskopem. Niestety Hassey
rychło przekonał się, że nie zdoła wykonać odpowiednich obli­
czeń, toteż o swym pomyśle zawiadomił Bouvarda, który odpi­
sał że obliczenia takie mogą być wykonane i są „...nie tyle tru d ­
ne, co żmudne”. Bouvard zawiadomił też Hasseya, że korespon­
dował na ten tem at z astronomem niemieckim Hansenem. Wię­
cej naw et — Bouvard zawiadomił Hasseya, że „...gdyby miał
czas, to wykonałby te obliczenia i ich wyniki przesłałby Hasseyowi, aby ten odszukał nieznaną planetę” .
Jeśli jednak chodzi o A iry’ego, to ten odpowiedział Haśseyowi
w sposób negatywny. Napisał on „Dużo rozmyślałem nad nie­
prawidłowościami Urana... To — zagadka. Ale ja bez wahań
wyrażam pogląd, że obecnie nie ma jeszcze najmniejszej nadziei
na wyjaśnienie przyrody zewnętrznego oddziaływania. Jeżeli
ono istnieje, to bardzo wątpię, aby było możliwe obliczenie po­
łożenia planety wywołującej to oddziaływanie. Jestem przeko­
nany, że nie można tego wykonać, dopóki przyroda nieregularności nie zostanie dokładnie określona w czasie kilku następu­
jących po sobie okrążeń U rana”. (To konsekwentnie negatywne
stanowisko A iry’ego miało wywrzeć w 10 łat później fatalne
skutki dla sprawy odkrycia nowej planety). Takie stanowisko
A iry’ego zniechęciło Hasseya do poszukiwania nowej planety.
W 1837 r. w podobny sposób Airy zniechęcił młodego siostrzeńca
Bouvarda, Eugene Bouvarda. Airy napisał do niego „Nie mogę
zorientować się w przyczynie tych zakłóceń, ale skłonny jestem
przypisać je w pierwszym rzędzie pewnym niedokładnościom
w obliczeniu perturbacji... Jeśli jest to efektem oddziaływania
jakiegoś niewidzialnego ciała, to będzie praw ie niemożliwym
kiedykolwiek odkryć jego pozycję”.
Mimo negatywnego stanowiska A iry’ego (które zresztą sze­
rzej nie było znane) większość astronomów skłaniała się po
roku 1835 do poglądu, że zakłócenia ruchu U rana wywoływane
są przez znajdującą się na zewnątrz od niego planetę i że obli­
czenie jej pozycji a w konsekwencji jej odkrycie, jest rzeczą
możliwą. Pogląd ten wyznawali na przykład: astronom niemie­
cki Beniamin Baltz (1835 r.), dyrektor obserwatorium w Pa­
lermo Nicole Cacciatore — tw ierdził on nawet, że w m aju
1835 r. zauważył nieznaną planetę!, francuski astronom Louis
5 1977
URANIA
145
V ertman doniósł w 1836 r., że obserwował nieznaną planetę we
w rześniu 1831 r. — miała się ona znajdować dwa razy dalej
od Słońca niż Uran, a okres jej obiegu wokół Słońca miał w y­
nosić 243 lata!
W 1840 r. gorącym orędownikiem istnienia nowej planety
stał się słynny Friedrich Bessel, stanowczo opowiadający się za
słusznością praw a powszechnego ciążenia. Bessel zamierzał sam
podjąć obliczenia pozycji nowej planety, ale uniemożliwiła mu
to ciężka choroba, a w 6 lat później Bessel zmarł.
Z pewnością za swego rodzaju curiosum można uznać, że
w 1836 r. problem istnienia planety pozauranowej trafił naw et
na łamy literatury popularnonaukowej — w trzecim w ydaniu
książki Mary Somerville „Związek między naukam i fizyczny­
mi”. Pogląd ten wyrażony też jest w „Popularnej Astronomii”
Johanna Madiera, która wyszła w 1841 r., co więcej pisze on,
że pozycję nieznanej planety można będzie obliczyć na podsta­
wie perturbacji jakie ona w yw iera na U rana (!).
Późniejsi właściwi odkrywcy nowej planety nie działali więc
w „próżni” . Ich wiekopomne dzieło wywiodło się z wcześniej­
szych przypuszczeń, domysłów i dociekań całej plejady uczo­
nych, a naw et amatorów.
Faktyczne odkrycie nowej planety stanowi już jednak na­
stępny akt dram atu, a właściwie kilka następnych aktów...
J A N M E R G E N T A L E R — W roclaw
AKTYWNOŚĆ SŁOŃCA W ROKU 1976
P ierw sze sp raw ozd an ie z m iło śn iczy ch i p ro fesjo n a ln y ch ob serw acji
plam słon eczn ych d ok on yw anych w P o lsce ukazało się w 1955 r. w A c ta
G eoph ysica P olonica. Z aw ierało ono w y n ik i op racow an ia o b serw acji od
p o ło w y 1951 r. oraz z la t 1952— 1954. M ożna w ię c m ó w ić o ćw ierćw ieczu
system atyczn ych ob serw acji p lam słon eczn ych .
P oczątkow o w ak cji tej brali u d ział zarów no za w o d o w i astron om ow ie
jak i m iłośnicy. Od k ilk u la t ob serw atoram i fo to sfery słon eczn ej, w y ­
znaczającym i liczb ę W olfa, są już w y łą c zn ie m iłośn icy. Czas w ięc, by
całość tej akcji m iło śn icy p rzejęli, d latego też to sp raw ozd an ie jest o sta t­
n ie, ja k ie op racow ałem . Ruch m iłośn iczy h elio g ra ficzn y jest już tak
siln y, że m ożna się nie o b aw iać o jego losy.
S łoń ce w 1976 r. b yło bardzo słabo ak tyw n e. P lam było na ogół b. m ało,
rzadko tylk o p o ja w ia ły się w ięk sze grupy, m ało też było rozb łysk ów
i m ało zakłóceń pola geom agn etyczn ego. O bserw atoram i, k tórzy p rzy sy ła li
sw o je w yn ik i do W rocław ia byli: J. B aran ow sk i, J. B rylsk i, T. K a li­
n ow ski, J. K azim ierow sk i, P. K lim a, A. Lazar, W . S ęd zielo w sk i, M. S iem ieniak o, B. Szew czyk , M. S zu lc, Ł. S zym ań sk a, W. S zym ań sk i, J. U ła -
146
URANIA
5/1977
nowicz, A. Więdłocha, S. Żagiel. Dni obserwacyjnych było 329. Zgodnie
z inform acją jaką uzyskałem z CSOS, obserwatorów było 27 — jak widać,
do Wrocławia przysyłało wyniki tylko piętnastu.
Średnie dziesięciodniowe liczby Wolfa podano na rys. 1, gdzie — jak
zwykle — czarnym kw adratem oznaczono średnią roczną. Ta ostatnia
w ypadła równa
R ipw= i 13,3
a więc (w granicach dokładności wyznaczania) identyczna jak w r. 1975.
Ja k wiadomo, cykl 20 aktywności Słońca dobiega końca. W związku
z tym chcielibyśmy wiedzieć czy już nastąpiło minimum, czy należy go
się spodziewać dopiero w następnym roku. Po głębokim spadku aktyw ­
ności w końcu wiosny 1975 r. i następnym, chwilowym wzroście w je­
sieni 1975 r., w roku 1976 obserwowało się nieduże w ahania średnich
miesięcznych dokoła średniej rocznej, co nie ułatwiało określenia mo­
m entu minimum. Pomocą w tej sytuacji okazały się pomiary pól m agne­
tycznych grup plam, wykonywane w obserwatoriach rozporządzających
magnetografami. Pom iary te pozwoliły ustalić, które grupy plam nale­
żały do nowego cyklu, a które do starego. Zadanie to, bez informacji
0 polach magnetycznych, nie było proste, gdyż dwie duże grupy plam
nowego cyklu pojawiły się w dość niskich szerokościach heliograficznych 16° i 11°, co utrudniało ich zakwalifikowanie na podstawie samej
tylko pozycji na półkuli słonecznej. Zarówno z analizy liczb Wolfa
wszystkich grup, jak i wyliczonych osobno dla grup należących do róż­
nych cykli, jak z przecięcia się krzywych uzyskanych dla tych dwóch
rodzai krzywych, astronomowie z Boulder (USA) wnioskują, że minimum
wystąpiło w lipcu 1976 r. Prognozę zgodną z tą oceną podali uprzednio
Bonow oraz Mc Nish i Lincoln. Zapewne metodą średnich konsekutywnych stosowaną w Zurychu uzyska się nieco inną wartość. W ydaje się
jednak, że metoda stosowana w Boulder, poszukiwania momentu prze­
sunięcia dwóch krzywych określających zmiany liczb Wolfa, osobno w y­
znaczonych dla grup różnych cykli magnetycznych, m a więcej fizycznego
sensu niż czysto form alna metoda średnich konsekutywnych *.
N aturalnie chcielibyśmy także wiedzieć, kiedy wystąpi i jakie będzie
następne maksimum. Sądząc z tego, że m inimum jest stosunkowo bardzo
wysokie, można podejrzewać, że następne m aksimum także niskie nie
będzie. Ale to jest tylko podejrzenie, a nie prognoza. Nowsze prognozy
dość zgodnie przewidują, że m aksim um nadchodzące będzie wyższe od
poprzedniego. Prognozy term inu wystąpienia m aksimum w ahają się
w dość wąskich granicach między końcem roku 1980 i rokiem 1981. Daw­
niejsze prognozy, np. podane w książce Witinskiego, datowały następne
maksimum naw et na rok 1985, co chyba nie jest prawdopodobne.
Miniony cykl 20 był o tyle oryginalny, że spadek aktywności był
schodkowy. W latach 1971 i 1972 średnie roczne były praw ie identyczne
1 podobnie w latach 1973 i 1974. Tego rodzaju krzywej nie obserwowano
w poprzednich cyklach. Rejestrowano tylko występowanie pojedynczego
*) M a k s y m a ln e p o w ie r z c h n i e t y c h g r u p b y ły d la p ie r w s z e j z n ic h r z ę d u 600.10—•
p o w ie r z c h n i p ó łk u li s ło n e c z n e j w p ie r w s z y m je j p o ja w ie n iu i o k o ło 200 . 10—« d la
g r u p y le ż ą c e j b liż e j r ó w n ik a . O b łe t e g r u p y n a le ż a ły d o ty p u e w o lu c y jn e g o a w e ­
d łu g k l a s y f i k a c j i K ie p e n h a u e r a . C h a r a k t e r y z o w a ł j e s z y b k i p r z e b ie g o d m ło d y c h
g r u p d o s t a r y c h i d łu g i, p o w o ln y s p a d e k w ie lk o ś c i p o w ie r z c h n i w p ó ź n y m ty p ie .
W U r a n ii n r 11 z 1976 r., s t r . 342, W . S z y m a ń s k i o c e n ił p o w ie r z c h n i ę p ie r w s z e j
z t y c h g r u p ja k o b lis k ą 1000 je d n . Z a p e w n e „ j e d n . ” o d n o s iły s ię d o t a r c z y , a n ie
p ó ł k u l i s ło n e c z n e j, g d y ż in a c z e j t r u d n o b y ło b y p r z y p u ś c ić b łą d a ż d w u k r o t n y p o ­
m ia r u .
5 1977
URANIA
147
schodka w cyklach 2, 10 i 13. Bardzo płaskie jest też minimum, ale by­
wały już podobne w innych cyklach, chociaż nie tak wysokie. Ja k w i­
dać, rozmaitość kształtów krzywej określającej zmiany liczb Wolfa
w różnych cyklach nie została wyczerpana w poprzednich 19 cyklach,
a prawdopodobnie i oryginalność krzywej 20 cyklu nie jest niczym nad-
Rys. 1
zwyczajnym w zbiorze takich krzywych w okresie tysięcy lat. Niestety,
naw et zbiór 100 krzywych umożliwiający przybliżoną statystykę nie
prędko będzie dostępny. Pozostaje więc tylko stwierdzić, że cykl 20 różnił
się od poprzednich nieco, i to wszystko.
Na zakończenie tego ostatniego spraw ozdania pragnę podziękować
gorąco tym wszystkim miłośnikom astronomii i heliofizyki, którzy z ta ­
kim zapałem obserwowali Słońce i nie żałowali trudu, by wyniki swoich
obserwacji przesyłać do Wrocławia. To podziękowanie nie jest pożegna­
niem. W dalszym ciągu będę się starał pomagać „słonecznikom” w ich
pracach, o ile tylko będą tego chcieli.
KRONIKA
Stała Hubble’a i w iek W szechświata
Pozagalaktyczna skala odległości zaproponowana przez H ubble’a wiąże
prędkość ucieczki galaktyk z ich odległością. Podana przez niego w iel­
kość przyrostu tej prędkości (stała H ubble’a), 526 km • s-1 • Mps-1 w y­
znaczona została głównie na podstawie badań najjaśniejszych gwiazd
w młodych .galaktykach. Prace H ubble’a kontynuuje obecnie Allan S a n d a g e (obserwatoria H ale’a). Elim inacja szeregu błędów w dokonanych
przez H ubble’a pom iarach odległości bliskich galaktyk doprowadziła do
rewizji wartości jego stałej i przyjęcia, że jest ona równa tylko
75 km • s_1 • Mps-1. Okazuje się jednocześnie, że ta „stała” zależna jest
od odległości. Stosunek wielkości stałej oryginalnie podanej przez
Hubble’a do otrzym anej przez Sandage’a wynosi 3,7 dla Układu Lokal­
nego, 5 dla grupy galaktyk M 81, około 10 dla gromady galaktyk w P an ­
nie, zaś dla większych odległości w ydaje się utrzym ywać na tym pozio-
148
URANIA
5 1977
mie. Szósta z serii prac Sandage’a poświęconych stałej H ubble’a,
uwzględniająca błędy w ocenie odległości Hiad, obniżyła jej wartość do
57 km • s - 1 • M ps-1, co stanowi około Vjo wartości otrzymanej przez
H ubble’a w roku 1936 i odpowiada wiekowi W szechświata wynoszącemu
18 m iliardów lat. Otrzymany z rozważań współczynnik ham owania eks­
pansji wynoszący jedynie 0,03 oznacza, że Wszechświat „zdarzył się”
tylko raz, ucieczka galaktyk nigdy się nie zakończy oraz, że większość
masy W szechświata zaw arta jest w galaktykach (1). Potwierdzenie po­
danego wyżej wieku W szechświata przyniosła niedawna praca relacjo­
nująca badania nad przekrojam i czynnymi izotopów 186 i 187 osmu na
wychwyt neutronów oraz związanymi z tym metodami datowania renowo-osmowego (2). Na dolną granicę wieku otrzymano wartość 11—18 m i­
liardów lat. Ponieważ nadzieje na dalsze uściślenie wielkości stałej
Hubble’a wiążą się z obserwacjam i gromad kulistych wokół odległych
galaktyk, w arto zauważyć, że niedawno doniesiono o prawdopodobnym
wykryciu takich gromad w gromadzie galaktyk H ydra I (3).
[1]
603 +
12]
[3]
Sandage A. et al., Astrophys J., 1974, vol. 190, 525 + 1974, vol. 191,
1975, vol. 197, 265.
Hainebach K. L. et al., Astrophys. J. Lett., 1976, vol. 207, L 79.
Smith W. G. et al., Astrophys. J., 1976, vol. 205, 709.
Z. P A P R O T N Y
G rubość dysku G alak tyk i
Korzystając z czterech różnych przeglądów nieba na fali 21 centymetrów
określono rozmiary i strukturę płaszcza wodoru neutralnego otaczającego
Galaktykę. Okazuje się, że jego grubość wynosi około 250 parseków na
odległościach od 4,5 do 10 kiloparseków od centrum G alaktyki, spada do
100 parseków na odległościach mniejszych od 4 kiloparseków i rośnie
przy odległościach przekraczających 10 kiloparseków. W ykryto też nie­
norm alnie cienki rejon w odległości przekraczającej 10 kiloparseków,
leżący w przedziale długości galaktycznych od 110 do 160 stopni. Być
może jest on związany z ram ieniem Perseusza, znanym z intensywnych
procesów form owania gwiazd.
Jackson P. D. et al., Astrophys. J., 1974, vol. 190, 53.
z. P A P R O T N Y
N ow e p la n e t y dolne
Ja k wiadomo dolnymi nazywa się te planety, których okołosłoneczne
orbity położone są w ew nątrz orbity Ziemi. Do roku 1975 znane były
tylko dwie takie planety, a mianowicie M erkury i Wenus. Rok 1976
przyniósł natom iast odkrycie dwóch dalszych ciał niebieckich, które moż­
na zaliczyć do planet dolnych. Są to planetoidy 1976 AA, którą zaobser­
wowano po raz pierwszy 7 stycznia i 1976 UA, któ~ą odkryto 25 paź­
dziernika. Obu odkryć dokonała Eleonora H e 1 i n za pomocą 18-to calo­
wego teleskopu Schmidta w O bserw atorium Palom arskim w Kalifornii
(USA) w ram ach specjalnego program u obserwacyjnego poszukiwania
5 1977
URANIA
149
p lan eto id grupy A pollo *). Z upełnie niezależnie, 30 p aźd ziern ik a 1976
roku, planetoidę 1976 UA od k ry ł N. S. C z e r n y c h w O b serw ato riu m
A strofizycznym A kadem ii N auk ZSRR na K rym ie.
P ierw sze orb ity now ych obiektów obliczył B. G. M a r s d e n. Z 27 ob­
se rw a c ji w ykonanych w okresie od 7 do 19 sty czn ia okazało się, że p lan etoida 1976 AA porusza się po orbicie, k tó rej w ielk a półoś w ynosi
0,97 je d n o stk i astronom icznej, a więc je j okres obiegu w okół Słońca
je st rów ny 346,8 dni czyli je st m niejszy niż Ziem i. W p ery h eliu m o d ­
ległość planetoidy od Słońca w ynosi 0,79 je d n o stk i astronom icznej.
P lan e to id a 1978 UA m a jeszcze kró tszy o k res obiegu w okół Słońca,
a m ianow icie 283 dni. M im ośród jej orb ity je st stosunkow o duży i w y ­
nosi 0,45, a poniew aż o rb ita położona je st niem al w [płaszczyźnie ek lip tyki, w ięc p lan eto id a m oże zbliżać się dość znacznie do Ziemi. C iek a­
we. że k ilk a dni przed odkryciem , 20 p aździern ik a 1976 roku, zn ajd o ­
w ała się ona w odległości zaledw ie 0,0077 je d n o stk i astronom icznej
(1150 tys. km ) od Ziemi. W styczniu 1981 roku p lan eto id a 1976 UA zbli­
ży się do Z iem i n a odległość 0,18, a w końcu 1982 ro k u n a 0,12 je d ­
n o stk i astronom icznej.
Now e p lanetoidy są o biektam i b ardzo m ałym i, ich śred n ice ocenia
się najw yżej na k ilk a se t m etrów . W arto dodać, że w y k o rzy stu jąc duże
zbliżenie do Z iem i p lanetoidy 1976 AA w 1995 roku, p o w stał ju ż p ro ­
je k t lądow ania na niej sta tk u kosm icznego. A poniew aż je st to obiekt
ta k m ały, lądow anie byłoby raczej zbliżone do cum ow ania dw óch ob iek ­
tó w kosm icznych, k tó re je st przecież znacznie łatw iejsze i bezpiecz­
niejsze.
(Wg A stro n o m y , 1976, Vol. 4, No. 6. S k y and Telescope, 1976, Vol. 51,
Nr. 3. S k y and Telescope, 1977, Vol. 53, No. 1).
KR Z Y SZ T O F ZIOŁKOW SKI
Prom ieniowanie radiowe gwiazd
Liczne obserw acje prom ieniow ania radiow ego gw iazd zrelacjonow ane są
w arty k u le B raesa (1). W iększość północnych gw iazd p ek u liarn y ch oraz
p raw ie w szystkie podw ójne k o ntaktow e i częściowo rozdzielone obserw o­
w ane były niedaw no przez A ltenhoffa (2). N a górny lim it gęstości s tru ­
m ienia p rom ieniow ania radiow ego dla bliskich gw iazd o trzym ano: gw iaz­
d a B a rn a rd a = 20, W olf 359 = 220, L alan d e 21185 = 65 (jednostką je st gę­
stość stru m ien ia prom ieniow ania spokojnego Słońca). N ie w y k ry to żad ­
nych w iększych flu k tu a cji gęstości strum ienia. P ro m ien io w an ie radiow e
w szystkich obserw ow anych obiektów w ykazuje w pływ stosunkow o gęstej
m aterii m iędzygw iezdnej.
[1] B raes L. L. E., I A U S y m p o s iu m no 60 (pod red. P. J. K erra), 1974,
str. 377 i nast.
[2] A ltenhoff W. J. et al., Astron. Astrophys., 1976, 46, n r 1, 11.
z. PAPHOTNY
* P a trz a rty k u ł K. Ziółkow skiego pt. „O dnalezienie p lan eto id y A pollo” w g ru d ­
niow ym num erze Uranii z 1973 roku.
150
URANIA
5 1977
Pozasłoneczne system y planetarne
Pięć gwiazd najbardziej podejrzanych o posiadanie własnych układów
planetarnych to: gwiazda Barnarda, Lalande 21185, 61 Cygni, Epsilon
Eridani oraz BD + 43°4305. G a t e w o o d (1) określając te przypadki
jako „w ątpliw e” lub „wymagające dalszych badań” stwierdza, iż ze
względu na niedostateczną stabilność instrum entów astrometrycznych
i skomasowane przez lata obserwacji błędy, nie można w chwili obecnej
kotegorycznie wykluczyć towarzyszy planetarnych lub gwiezdnych o m a­
łej masie przy jakiejkolw iek gwieździe. Autor stwierdza konieczność
budowy specjalnie stabilnego instrum entu, przeznaczonego wyłącznie do
obserwacji perturbacji graw itacyjnych w ruchu własnym bliskich gwiazd.
Byłby on zdolny do odkrycia planet pozasłonecznych o masie porówny­
walnej z m asą Neptuna. S e r k o w s k i (2) proponuje, żeby w tym sa­
mym celu zam iast techniki astrom etrycznej stosować obserwacje spek­
troskopowe. Zaproponował on polarym etryczny m iernik prędkości radial­
nej gwiazd, umożliwiający osiągnięcie dokładności ±5 m/s (3). Ponieważ
spektroskopowa detekcja pozasłonecznych planet wielkości Jowisza w y­
maga dokładności rzędu 0,01 km/s, w ydawałoby się, że przyszłość tej
dziedziny należy do techniki spektroskopowej. Jak wykazał jednak D r a v i n s (4), założenie, iż prędkość radialna obszaru pow staw ania linii
absorbcyjnych w gwieździe jest identyczna z prędkością radialną środka
masy gwiazdy jest praw dziw e tylko wtedy, gdy w grę wchodzą dokład­
ności rzędu 1 km/s. Nie jest możliwe wyznaczenie prawdziw ej prędkości
radialnej gwiazdy z dokładnością większą od około 0,5 km/s dopóty, do­
póki nieznane są drobnoskalowe niejednorodności w rejonie powstawania
linii. Nawet linie powstające wyżej od obszarów konwektywnych (np. linia
Dj sodu), mogą być zniekształcone przez emisję chromosferyczną oraz
absorbcję wokół- i międzygwiezdną.
[1] Gatewood G., Icarus, 1976, vol. 27, n r 1, 1.
[2] Serkowski K., Icarus, 1976, vol. 27, nr 1, 13.
[3] Serkowski K., Post. Astronomii, 1976, vol. 24, nr 1, 3.
[4] Dravins D., Astron. Astrophys., 1976, 43, n r 1, 45.
Z. P A P R O T N Y
Prijxima Centauri nadal najbliższą gwiazdą
Rezultaty przeprowadzonych w obserw atorium Siding Spring obserwacji
fotcm etrycznych gwiazdy CoD — 31°622 sugerowały, że może ona oka­
zać się najbliższą sąsiadką Słońca (zob. U rania 1/1977, str. 21). Philip
A. Ianna z obserw atorium Leander — Mc Cormic doniósł niedawno o po­
m iarach paralaksy trygonometrycznej tej gwiazdy. Z analizy 40 klisz
otrzymanych za pomocą 66-centymetrowego refraktora australijskiego
obserw atorium Mount Stromlo wynika, że jest ona w przybliżeniu rów na
0,003 sekundy łuku, czyli że CoD — 31°622 znajduje się przynajm niej
kilkaset lat świetlnych od Słońca.
Sky and Telescope, 1977, vol. 53, 2, 107.
Z. P A P R O T N Y
Przyczyny „Silentium U niversi”
Viewing (1) rozważał naturę rozwiniętych cywilizacji pozaziemskich
w aspekcie czasu ewolucji najstarszych z nich oraz dostępnej im techno­
logii. Uwzględniając potęgujący prędkość ekspansji rozumu, bo tworzący
5 1977
URANIA
151
jego nowe i niezależne ośrodki, charakter w ypraw kolonizacyjnych po­
dejmowanych prawdopodobnie przez te cywilizacje, można oczekiwać,
że miały one dosyć czasu na to, żeby wykorzystać każdy galaktyczny sy­
stem gwiezdny do swoich własnych celów. B rak jakichkolwiek dowodów
potwierdzających ten scenariusz (przynajm niej w najbliższej nam części
Galaktyki), uznać należy za sytuację paradoksalną. W ytłumaczyć by ją
mogła jedna z alternatyw nych hipotez:
1) rozumne formy życia pow stają znacznie rzadziej niż się aktualnie
sądzi
2) Ziemia znajduje się w takim obszarze Galaktyki, którem u bardziej
od nas rozwinięte cywilizacje nadały status „rezerw atu” (co jest naw ią­
zaniem do zgłoszonej w 1973 r. hipotezy ZOO (2)). Szkłowskij, rozważając
przedstawiony wyżej paradoks, doszedł do wniosku będącego skrajnym
przypadkiem pierwszej hipotezy Viewinga: cywilizacja ziemska jest prak­
tycznie jedyna w całym Wszechświecie, zaś ludzkość — przypadkowo —
stanowi kosmiczną aw angardę Rozumu (3).
[1] Viewing D., J. Brit. Interplanet. Soc., 1975, vol. 28, n r 11, 735.
[2] Ball J. A., Icarus, 1973, vol. 19, nr 3, 347.
[3] Szkłowskij J. S., Institut Kosmiczeskich Issledowanij AN SSSR,
1976, preprint nr 262.
Z. P A P R O T N Y
Lód w Układzie Słonecznym
Wyznaczone w badaniach laboratoryjnych widmo refleksyjne lodu HaO
w ykazuje określoną zależność od tem peratury. Umożliwia to zdalny po­
m iar tem peratury tych ciał niebieskich, na których lód HoO został wy­
kryty. Otrzymanó w ten sposób: 95 ±10 K dla Europy, 103 flO K dla Ganimedesa oraz 80 ±5 K dla pierścieni Saturna. Sugeruje się zastosowanie
podobnej techniki do pomiarów tem peratury jąder komet, obłoków lodo­
wych w atmosferach planet oraz m aterii międzygwiezdnej (1). Istnienie
grubej na wiele m etrów w arstw y lodu H sO lub mieszaniny lodu i skał
na powierzchni Europy i Ganimedesa potwierdziły niedawne badania
radarow e prowadzone na fali 12,6 centym etra za pomocą 300-metrowego
radioteleskopu Arecibo (2). Inna praca (3) poświęcona jest hydratom m e­
tanu i dw utlenku węgla, w których gaz zaw arty jest w klatratow ej struk­
turze lodu HaO. Jak w ynika z badań, część pierwotnej mgławicy sło­
necznej znajdująca się dalej niż 5 j.a. od centrum, była prawdopodobnie
w ystarczająco oziębiona, żeby takie związki jak woda, amoniak, m etan czy
dw utlenek węgla mogły ulec kondensacji akrecyjnej fazy powstawania
Układu Słonecznego i zostać w nim zatrzymane. Wyniki prowadzonych
w bliskiej podczerwieni obserwacji Rei — piątego satelity Saturna —
relacjonuje artykuł Johnsona (4). Widmo refleksyjne Rei okazało się być
bardzo podobne do w idm a lodu lub szronu wody i amoniaku oraz nie­
których silnie uwodnionych m inerałów (albo też mieszaniny tych wszyst­
kich substancji).
[1] Fink U. et al., Icarus, 1975, vol. 24, 411.
[2] Sky and Telescope, 1976, vol. 52, 33.
[3] Smythe W. D„ Icarus, 1975, vol. 24, 421.
[4] Johnson T. V. et. al., Icarus, 1975, vol. 24, 428.
z. P A P R O T N Y
152
URANIA
5 1977
OBSERWACJE
K om unikat C entralnej S ek cji O b serw atorów Słoń ca nr 2/77
Plam otw órcza aktywność Słońca w miesiącu lutym 1977 r. nieco wzrosła
w stosunku do miesięcy poprzednich, zwłaszcza w drugiej dekadzie m ie­
siąca, gdy liczby Wolfa kształtowały się powyżej R = 40. Prowizoryczna
średnia miesięczna względna liczba Wolfa za miesiąc
lu ty 1977 r..................... R = 21,5
W lutym 1977 r. odnotowano powstanie czterech nowych grup plam
słonecznych. Z zaobserwowanych grup trzy należały do nowego cyklu 21,
a jedna do zanikającego cyklu 20. Ze względu na szerokość heliograficzną na uwagę zasługuje grupa nr 29 (długość heliogr. ok. 160°, szero­
kość heliogr. ok. —40°) o m aksym alnej odnotowanej powierzchni
155.10-6 p.p.s. Jest to pierwsza grupa nowego cyklu, powstała w tak dużej
odległości od rów nika słonecznego. G rupa ta przeszła przez środkowy
południk Słońca w dniu 12 lutego 1977 r.
W ciągu czterech dni lutego plam na Słońcu nie zaobserwowano.
Średnia miesięczna konsekutyw na liczba Wolfa z 13 miesięcy za
m. s i e r p i e ń 1976 r. wyniosła 13,4, czyli znowu liczba wzrosła w sto­
sunku do miesiąca poprzedniego.
Szacunkowa średnia miesięczna powierzchnia plam za miesiąc
lu ty 1977 r............... S = 138.10-“p.p.s.
Średnia roczna powierzchnia plam za rok 1976 wyniosła
rok 1977 ............. S = 177.10-°p.p.s.
W ykorzystano 161 obserwacji 19 obserwatorów w 26 dniach obserw a­
cyjnych.
Dąbrowa Górnicza, 7 m arca 1977 r.
W ACŁAW SZYM AŃSKI
R aport II 1977 o rad iow ym p rom ien iow an iu
Słońca
Średnia miesięczna strum ieni dziennych —3,3 su (28 dni obserwacji).
Średnia miesięczna wskaźników zmienności —0,7.
W dniach 10—13 i 24II wystąpiły słabe burze szumowe.
Toruń, 9 m arca 1977 r.
K. M. B O R K O W S K I
5/1977
URANIA
153
O bserw acje zakryć g w iazd przez K siężyc
Z g o d n ie z p o ro z u m ie n ie m z r e d a k c ją w y d a w n ic tw a P T M A „ T h e A s tro n o ­
m ical R e p o rts” w y n ik i o b se rw a c ji z a k ry ć g w ia z d p rz e z K sięży c, ja k o d o ­
ro b e k n a u k o w y c zło n k ó w P o lsk ie g o T o w a rz y stw a M iło śn ik ó w A stro n o m ii,
b ę d ą p u b lik o w a n e w ty m w y d a w n ic tw ie „ in e x te n s o ”. W U ra n ii z a m ie ­
ścim y je d y n ie o m ó w ie n ie z p o d a n ie m n a z w isk o b se rw a to ró w . Z m ia n a ta
je s t n ie w ą tp liw ie k o rz y s tn a d la o b se rw a to ró w , g d y ż w y n ik i ich p ra c y
d o tr ą do w ła śc iw y c h in s ty tu c ji z a g ra n ic z n y c h , p o n ie w a ż zasięg te g o p i­
sm a je s t in n y niż U ra n ii. N a te n te m a t p a tr z o m ó w ie n ie „T h e A stro n o m i­
cal R e p o rts” w m a jo w y m n u m e rz e U ra n ii z 1976 r.
Do czasu u re g u lo w a n ia s p r a w y p u b lik a c ji p ro s im y O b se rw a to ró w
o n a d s y ła n ie w y n ik ó w -— ja k d o tą d — n a a d re s R e d a k c ji U ra n ii.
LUDWIK ZAJDLER
KRONIKA PTMA
K om unik at G łów n ej R ady N a u k o w ej PTM A
G łó w n a R a d a N a u k o w a in fo rm u je , że w n a sz y m T o w a rz y stw ie is tn ie ją
c z te ry c e n tr a ln e (m ięd zy o d d z iało w e) se k c je o b se rw a c y jn e , do k tó ry c h
z g łaszać się m o g ą z a in te re s o w a n i o b se rw a c ja m i m iło śn ic y . P o d a je m y p o ­
n iżej w y k a z s e k c ji i a d re s y osób, do k tó ry c h n a le ż y się z w ra c a ć w s p r a ­
w ie p rz y s tą p ie n ia do se k c ji:
S ek cja O bserw acji G w iazd Z m ien n ych — D r P io tr F lin , u l. J o n tk o w a
G ó rk a 20, 30-224 K ra k ó w .
S ek cja O bserw atorów M eteorów — p. A n to n i S tille r, u l. Ł ą k o w a 24,
46-200 K u ja k o w ic e D olne.
Sek cja O bserw acji P o zy cy jn y ch — D oc. d r h a b . M aciej B ielick i,
Al. U ja z d o w sk ie 4, O b s e rw a to riu m A stro n o m ic z n e U.W ., 00-478 W a r­
szaw a.
C entralna S ek cja O bserw atorów Słoń ca — p. W a c ła w S z y m a ń sk i,
ul. 3-go M a ja 4, m . 15, 41-300 D ą b ro w a G ó rn ic z a.
J e d n o c z e śn ie in fo rm u je m y , że k a ż d y cz ło n e k T o w a rz y s tw a m a p ra w o
z w ra c a ć się z p ro b le m a m i m e ry to ry c z n y m i do R a d y . E w e n tu a ln ą k o ­
re s p o n d e n c ję p ro s im y k ie ro w a ć n a a d re s s e k r e ta rz a R ad y :
M g r H o n o ra ta K o rp ik ie w ic z , ul. S ło n e c z n a 36, O b s e rw a to riu m A s tro ­
n o m iczn e U .A .M ., 60-286 P o z n a ń .
HONORATA KORPIKIEWICZ
Dr Janusz P agaczew sk i (1906— 1975)
D la n ie d a w n o z m a rłe g o D o k to ra J a n u s z a P a g a c z e w sk ie g o a s tro n o m ia
b y ła n ie o m a l je d y n ą tre ś c ią życia. M im o iż p rz e z w ie le d łu g ic h la t p r a ­
co w ał zaw o d o w o w d z ie d z in a c h je d y n ie lu ź n o z w ią z a n y c h z p ię k n ą n a u k ą
o n ie b ie , to zaw sze p o z o sta w a ł je j w ie rn y , n ie ty lk o in te re s u ją c się n o ­
w y m i o sią g n ię c ia m i, a le ró w n ie ż p ro w a d z ą c o ży w io n ą d z ia ła ln o ść n a u ­
k o w ą i p o p u la ry z a to rs k ą .
J a n u s z P a g a c z e w sk i u ro d z ił się 18 s ie rp n ia 1906 ro k u w K ra k o w ie
ja k o sy n p ro fe s o ra U n iw e rs y te tu , je d e n z c z w o rg a ro d z e ń s tw a . A s tr o -
154
URANIA
5 1977
nomią zainteresował się jeszcze jako uczeń krakowskiego gimnazjum
im. H. Sienkiewicza, w którym złożył egzamin dojrzałości w 1924 roku.
Następnie zapisał się na wydział filozoficzny U niw ersytetu Jagielloń­
skiego specjalizując się w astronomii. W 1928 roku uzyskał absolutorium,
a w cztery lata później tytuł doktora filo­
zofii. Już w trakcie studiów Janusz Pagaczewski wiąże się z Krakow skim Obser­
w atorium Astronomicznym podejm ując
pracę naukową. Wtedy też krystalizują się
Jego zainteresow ania dotyczące problem a­
tyki gwiazd zaćmieniowych. Ta właśnie
tem atyka, a w szczególności problem
wyznaczania elementów nowoodkrytych
gwiazd zaćmieniowych stanowią podstawę
przedłożonej w 1932 roku rozprawy dok­
torskiej, opublikowanej następnie w Acta
A stronom ica ser. B. vol. II.
Z dniem 1 lipca 1962 roku Dr Pagaczewski przenosi się do Poznania, gdzie otrzy­
m uje stanowisko starszego asystenta, a n a ­
stępnie adiunkta w Obserw atorium A stro­
nomicznym U niw ersytetu Poznańskiego.
W ośrodku tym Dr Pagaczewski nie tylko
kontynuuje rozpoczęte w Krakowie bada­
nia gwiazd zaćmieniowych, ale zaintere­
sowana swoje poszerza o gwazdy nowe,
obserw acje zakryć gwiazd przez Księżyc oraz badania jasności komet.
Uzyskiwane wyniki publikuje w Acta Astronomica, Astronomische Nachrichten oraz w wydawnictwach poznańskich. We wrześniu 1937 r. Dr P a ­
gaczewski przechodzi do pracy w Głównym Urzędzie Miar w Warszawie
(sekcja długości i czasu), trak tu jąc ten rodzaj zatrudnienia jako przej­
ściowy etap w swoim życiu. Jednakże wybuch wojny kom plikuje Jego
plany i od grudnia 1939 roku znajduje zatrudnienie w Obwodowym Urzę­
dzie M iar w Krakowie. W okresie okupacji hitlerowskiej nie om ijają Go
prześladowania, m. in. więziony jest przez okres kilku tygodni w T ar­
nowie.
W wyzwolonej Polsce z niesłychaną energią podejm uje tru d odbudo­
wy zniszczonych w czasie wojny placówek naukowych, biorąc aktywny
udział wspólnie z Dr. J. Gadomskim w organizacji Krakowskich P ra ­
cowni Obserwatorium Warszawskiego. W ram ach tej działalności w roku
1947 zakłada prowizoryczną stację obserwacyjną w Przegorzałach koło
Krakowa, w której m. in. wypróbowywano rem ontowane i konstruowane
narzędzia dla Obserwatorium Astronomicznego w W arszawie. Równo­
cześnie prowadzi intensyw ne obserwacje dokonując ponad 2500 wizual­
nych ocen jasności gwiazd zaćmieniowych. Po zlikwidowaniu tymczaso­
wej placówki, jaką były Pracownie, Dr Pagaczewski przez okres k ilku­
nastu miesięcy bierze udział w badaniach naukowych Obserwatorium
w Krakowie, ale w końcu decyduje się na podjęcie pracy ponownie
w Obwodowym Urzędzie Miar, pracy nie leżącej w Jego zainteresow a­
niach i nie pozwalającej na pełne wykorzystanie Jego wiedzy i um ie­
jętności.
Zachowując nadal żywy kontakt z krakowskim i astronomami, Dr P a­
gaczewski przy ścisłej współpracy z dyrektorem Obserwatorium Profe­
sorem Banachiewiczem prowadzi usilne starania, m ające na celu zorga-
5/1977
URANIA
155
nizowanie zamiejskiej stacji obserwacyjnej. W ybór pada na teren poło­
żony około 12 km na zachód od centrum Krakowa, poza Lasem Wolskim,
stanowiący własność wojskową. Starania i zabiegi Doktora Pagaczewskiego zostają uwieńczone sukcesem i w roku 1953 Władze przeka­
zują Uniwersytetowi Jagiellońskiem u dawny austriacki fort wojskowy
„Skała” na cele przyszłej zamiejskiej stacji obserwacyjnej. Równocześnie
Dr Pagaczewski wraz z inż. arch. B. Laszczką i przy ścisłej współpracy
z astronom am i krakow skim i przygotowuje założenia projektowe, prze­
widujące m. in. przeniesienie do nowej stacji obserwacyjnej powstającej
placówki sejsmologicznej w ram ach Zakładu Geofizyki PAN. Tego
ostatniego zamierzenia nie udało się zresztą zrealizować.
Mimo dużego dorobku naukowego i znacznych osiągnięciach popu­
laryzatorskich oraz dużych zdolnościach organizacyjnych Januszowi Pagaczewskiemu w dalszym ciągu nie udaje się uzyskać etatu naukowego,
który umożliwiłby Mu całkowite poświęcenie się pracy w dziedzinie
astronomii. Od stycznia 1954 roku znajduje zatrudnienie w Zakładzie
Geofizyki Polskiej Akademii Nauk, gdzie z właściwą sobie energią orga­
nizuje stacje sejsmologiczne w Raciborzu, Niedzicy oraz w Krakowie
(w podziemiach Zamku na Wawelu). Sejsmologią zajm uje się aż do
chwili przejścia na em eryturę w roku 1972. Owocem kilkuletniej pracy
w Zakładzie Geofizyki, obok innych opracowań, była znana rozprawa
0 trzęsieniach Ziemi występujących na terenie Polski w okresie ostatnich
kilkuset lat.
Osobny rozdział w życiorysie Doktora Pagaczewskiego zajm uje dzia­
łalność w Polskim Towarzystwie Miłośników Astronomii, którego człon­
kiem pozostawał od roku 1924. Z chwilą przeniesienia się do Poznania
Dr Pagaczewski organizuje Oddział Poznański i pełni funkcję wicepre­
zesa w latach 1933—1937. W roku 1948 przez pewien okres jest w icepre­
zesem Zarządu Głównego PTMA, reaktyw ując równocześnie wraz
z Dr. Gadomskim „U ranię” i pozostając na stanow isku członka Komitetu
Redakcyjnego.
Szczególne uznanie zdobył sobie jednak Doktor Pagaczewski jako
autor niezwykle poczytnych wśród miłośników astronomii książeczek
popularyzujących piękną wiedzę o niebie: „Niebo przez lornetkę”, „Prze­
wodnik po niebie gwiaździstym” czy wreszcie niedawno wydane „Vademecum astronomiczne” to tytuły książek, na których wychowali się nie­
omal wszyscy miłośnicy astronom ii młodszego pokolenia. Znane i ce­
nione były artykuły Dr. Pagaczewskiego ukazujące się licznie w „U ra­
nii” oraz w prasie codziennej i tygodnikach, a także pogadanki radiowe,
zawsze napisane żywo, przystępnie i w sposób jasny omawiający często
trudne problem y wiedzy astronomicznej.
Znane są osiągnięcia Dra Pagaczewskiego w historii astronomii, którą
zainteresow ał się głębiej będąc w spółorganizatorem wystawy koperni­
kowskiej w 1953 roku. Problem atyka związana z działalnością naszego
największego astronom a przew ija się zresztą w wielu pracach i dotyczy
m. in. działalności obserwacyjnej M ikołaja K opernika na W armii oraz
problem u rekonstrukcji obserw atorium K opernika we From borku
1 Olsztynie. W badaniach tych wielce pomocne okazały się również za­
interesow ania Zmarłego architekturą, historią i fotografiką.
Po długiej chorobie Janusz Pagaczewski zm arł 22 października 1975
roku w Krakowie. Został pochowany na cm entarzu w Bronowicach. Do
ostatnich chwil swego życia pasjonowały Go najnowsze osiągnięcia
astronom ii i astronautyki, interesował się działalnością polskich placówek
astronomicznych, prowadził ożywioną działalność popularyzatorską. Zna-
156
U R A N IA
5/1977
ny był ze sw e j w y ją tk o w e j skrom n o ści, a n a jw ię k s z ą s a ty s fa k c ję d a w a ła
m u ra d o ść z d o b rze w y k o n a n e j p ra cy . C i, k tó rz y G o zn a li o so biście p o ­
d z iw ia li J ego g łę b o k ie p rz e ję c ie się s p ra w a m i astron o m ii p o lsk ie j.
J E R Z Y M. K R E I N E R
NOWOŚCI WYDAWNICZE
N o w e czaso p ism o „Biuletyn Informacyjny — G E O F IZ Y K A ” w y d a w a n e
p rzez Z a k ła d B a d ań G e o fiz y c z n y c h „ P P G ” C e n tra ln e g o U rzę d u G eo lo gii,
K o m b in a t G e o lo g icz n y — P ó łn o c, i re a liz o w a n e p rz e z W y d a w n ic tw a G e o ­
lo giczn e.
P ie r w s z e d w a n u m e ry n o w ego b iu le ty n u n a u k o w e g o p o św ięco n e go g e o ­
fiz y c e u k a z a ły się w 1976 ro k u . C zaso p ism o p rzezn a czo n e g łó w n ie z a ­
ga d n ien io m g e o fiz y k i, a d o k ła d n ie j fiz y c e k o r y Z ie m i, n ie z a w ę ż a p r z e ­
cie ż s w o ich ła m ó w do s p r a w w y łą c z n ie „ p r z y z ie m n y c h ” , lecz u d o stęp n ia
je s p ecja listo m p o k re w n y c h d zied zin w ie d z y . N u m e r p ie r w s z y B iu le ty n u
o tw ie ra a r t y k u ł „ O z n a k i Z ie m sk ie g o P o ch o d ze n ia K s ię ż y c a ” p ió ra P io tra
W o la ń sk ie go , cz ło n k a P o lsk ie g o T o w a r z y s tw a A stro n a u ty c zn e g o . A r t y k u ł,
lic z ą c y p o n ad 16 stron , p r z e d s ta w ia je s z c z e je d n ą h ip o tezę p o w sta n ia
K s ię ż y c a , a w k o n k lu z ji a u to r sta ra się ro z s z e rz y ć s w o je w y w o d y i z a ­
sto so w ać je do w y tłu m a c z e n ia g e n e z y ca łeg o U k ła d u Sło n eczn ego .
W y ch o d zą c z ro z lic zn y c h d a n y ch g e o lo g icz n y ch , p a le o n to lo g iczn y ch ,
p a le o b io lo g ic zn y ch , a u to r s u g e ru je , że K s ię ż y c p o w s ta ł u s c h y łk u p re k a m b ru n a s k u te k zd e rze n ia z Z ie m ią m a s y w n e j p la n e to id y o śre d n icy
k ilk u s e t k ilo m e tró w . P. W o la ń sk i za k ła d a , że p ie r w o tn y p ra o cea n p o ­
k r y w a ł ca łą k u lę ziem sk ą , a p o w o ln y ro zw ó j ż y c ia w p ra o ce a n ie p r z y ­
p isu je w ła ś n ie n ieo b ecn o ści K s ię ż y c a (b rak p ły w ó w !). „ Ilu s tr o w a n e ” p rzez
a u to ra licz n y m i re z u lta ta m i o b liczeń , w y k o n a n y c h — p rz y ró ż n y ch w a ­
ru n k a c h p o c z ą tk o w y c h i b rz e g o w y c h — n a m a szy n ie c y fr o w e j E M C
C Y B E R 72, z d erze n ie p la n e to id y z Ziern ią sp o w o d o w a ło z e r w a n ie części
k o ry , a n a w e t p ła sz cza ziem sk ie g o . W y rzu c o n e w p rz e s trz e ń fra g m e n ty
lito sfe ry i e le m e n ty p ła sz cza u tw o r z y ły n astęp n ie glo b k s ię ż y c o w y . W p o ­
w sta łą na k u li zie m sk ie j o lb rz y m ią d e p re s ję s p ły n ą ł p ra o cea n o d s ła n ia ­
ją c n ie z e rw a n ą , n iep ełn ą p ó łsfe rę , z a sło n ię tą p rz e d fa la m i s e js m icz n y m i
p rzez ją d ro Z iem i. N ie z e rw a n a część sk o ru p y z ie m sk ie j to P a n g e a , k tó ra
n astęp n ie, w re z u lta c ie n a p rę że ń w y w o ła n y c h zd erze n ie m , ro z p a d ła się
na p ra lą d y , L a u r a z ję i G o n d a w a n ę , ro z d z ie lo n e M o rzem T e ty d y , a d a le j —
n a s k u te k d r y fu k ie r k o n ty n e n ta ln y c h — p o w s ta ły p o szczeg ó ln e części
św ia ta . Z k o le i na u fo rm o w a n y K s ię ż y c s p a d a ły „n ie w y k o r z y s ta n e ” o d ­
ła m k i z d a rte j s k o ru p y z ie m s k ie j, d zię k i czem u K s ię ż y c je s t ta k o b ficie
p o k ry ty k ra te ra m i. N ie k tó re o d ła m k i s p a d a ły z p o w ro te m n a Z ie m ię —
stąd zie m s k ie k r a te r y m e te o ry to w e .
S w o je ro z w a ż a n ia a u to r p o p ie ra p o śred n im i d o w o d am i n a tu r y g e o lo ­
g icz n e j, g e o fiz y c z n e j, p a le o b io lo g ic zn e j; w y k o r z y s tu je ró w n ie ż d an e d o ty ­
czące m e te o ry tó w , a z w ła sz c z a ch o n d ry tó w , co do k tó ry c h tw ie rd z i, że
o becn ość w n ich z w ią z k ó w o rg a n ic z n y c h je s t d o w o d em ich ziem sk ie g o
p o ch o d zen ia. O trzy m a n ą ro zb ieżn o ść w ie k u K s ię ż y c a (ok. 2-T-2.5 m ld. lat)
i w ie k u g ru n tu k s ię ż y c o w e g o (ok. 4.5 m ld. lat) a u to r u w a ż a za n ieisto tn ą
w d a n y m p rz y p a d k u , p o n ie w a ż K s ię ż y c p o w s ta ł w s z a k z fra g m e n tu sko ­
ru p y z ie m sk ie j lic z ą c e j w ła ś n ie ok. 4,5 m ld. la t, a sam f a k t k a ta k liz m u
n ie m ó gł p rzecie ż zm ie n ić w ie k u k o r y — n a w e t te j części, z k tó re j n a ­
stęp n ie u tw o r z y ł się K s ię ż y c .
5 1977
157
U R A N IA
A utor sądzi, że k atastro faln e zderzenie pianeto id y z P raziem ią n a s tą ­
piło w okolicy A rchipelagu M arsh alla (<pa§+ 5°, X —165°), a ciągnący
się od w ybrzeży K alifornii poprzez południow y P acy fik i O cean In d y jsk i
aż po Z atokę P ersk ą podw odny system łańcuchów górskich i uskoków
uw aża za łu k obrzeża ogrom nego k ra te ru uderzeniow ego.
M imo nikłych w gruncie rzeczy poszlak p rzem aw iający ch za słuszno­
ścią przedstaw ionego poglądu je st to o ryginalna i um oty w o w an a p o p raw ­
nie hipoteza, kolejn a po sugestiach F. Zigela („P lanety T ry g o n aln e” —
U rania 7/76) i A. M ielnika („The M acroplanetoid?” — T he A stronom ical
R eports, Vol. 1, 1974) i zupełnie różna od tych ostatnich.
K ońcow e konkluzje a u to ra „O znak Ziem skiego P ochodzenia K siężyca”
ja k i pew ne nieścisłości w tekście (w ynikające n ajp raw d o p o d o b n iej z n ie­
nadążania w tym naszym szalonym św iecie za bieżącą lite ra tu rą fach o ­
w ą) budzą sprzeciw . D otyczy to m. in. n aw ro tu do te o rii k a ta stro f J. C uv iera, chociaż trze b a przyznać, że pow ró t do te j teorii został w cale po­
m ysłow o i przekonyw ująco n aw e t uzasadniony (z d ru g iej stro n y je d n ak
m etoda lan ia m łodego w ina w sta re dzbany nie je st „m ile w id zian a”).
Z byteczna zgoła n ato m ia st i w ielce szkodliw a dla przedstaw ionego a r ty ­
k u łu je st niczym n ieuzasadniona ek stra p o la cja om aw ianej hipotezy na
cały U kład Słoneczny, a będąca dokładną niem al odw rotnością hipotezy
„poliw ulkanizm u p la n eta rn e g o ” S. K. W sjechsw iatskiego, p ro feso ra a s tro ­
nom ii z K ijow a. P okazana przez P. W olańskiego w ogrom nym skrócie
h isto ria planctogenezy, posiadająca co p raw d a pew ne cechy w spólne
z hipotezą H. U rey, je st n iestety ju ż p rze starza ła i nie odpow iadająca
ak tu aln e m u stanow i w iedzy o naszym U kładzie P lan etarn y m .
Nie zam ierzam by n ajm n iej zniechęcać au to ra, ani tym b ard ziej R e­
d akcję B iuletynu, do zam ieszczania podobnego ro d zaju arty k u łó w .
W ręcz przeciw nie — gorąco do tego nakłaniam , bow iem w ielo stro n n e n a ­
św ietlenie danego problem u pom naża szanse naszego poznania. Z tym
w iększym tedy zadow oleniem odnotow ać należy zam ieszczenie w drugim
n um erze B iuletynu publik acji rów nież z pogranicza astronom ii i geofi­
zyki — „pogranicza”, k tó re w łaściw ie pow inno już nosić nazw ę selenofizyki. J e st to a rty k u ł zatytułow any „W stępne D ane o A socjacjach P ie r­
w iastków G rupy Żelaza w S kałach K siężycow ych i Z iem skich” napisany
przez A ndrzeja Jaw orskiego z Z ak ład u B adań G eofizycznych „P P G ”.
W e w stępie A. Ja w o rsk i w yraźnie podkreśla, że do podjęcia pow yż­
szego te m atu skłoniła go p rzedstaw iona w num erze pierw szym „B iule­
ty n u Inform acyjnego — G eofizyka” hipoteza d r P. W olańskiego o ziem ­
skim pochodzeniu Księżyca.
R edakcji B iuletynu życzyć w yp ad a dalszego n ap ły w u „in terd y scy p li­
narn y ch arty k u łó w ”, a ich au torom — oryginalnych pom ysłów i hipotez.
T. Z B I G N I E W
DWORAK
KALENDARZYK ASTRONOMICZNY
Opracował G. Sitarski
Czerwiec 1977 r.
Słońce
W stępuje w znak R ak a 21 czerw ca o 13ll14m osiągając najw yższy p u n k t
na ekliptyce ponad płaszczyzną ró w n ik a niebieskiego; w zw iązku z tym
m am y początek la ta astronom icznego i okres najdłuższych dni i n a jk ró t-
5/1977
URANIA
158
szych nocy na półkuli północnej. W W arszaw ie 1 czerw ca Słońce w scho­
dzi o 3h21m zachodzi o 19h47m, 21 czerw ca w sch. o 3hl4m, zach. o 20hl m,
a 30 czerw ca w sch. o 3h 18m, zach. o 20lll m.
D ane dla obserw atorów Słońca (na 13h czasu środk.-europ.)
D ata
1977
VI
1
3
5
7
9
11
13
15
P
B0
Lo
D ata
1977
0
— 15.32
-14.56
-1 3 .7 8
-12.98
—12.16
-11.34
— 10.50
— 9.64
0
-0 .5 8
—0.34
—0.09
+ 0.15
+ 0.39
+ 0.63
+ 0.87
+ 1.11
o
159.56
133.10
106.62
80.16
53.68
27.21
0.74
334.27
VI 17
19
21
23
25
27
29
VII 1
P
0
-8 .7 8
-7 .9 1
-7 .0 2
—6.14
-5 .2 4
-4 .3 4
- 3 .4 2
- 2 .5 2
B„
+
+
+
+
+
+
+
+
0
1.34
1.58
1.82
2.05
2.28
2.50
2.73
2.96
Lo
0
307.80
281.32
254.85
228.38
201.90
175.43
148.96
122.48
P — kąt odchylenia osi obrotu Słońca mierzony od północnego wierzchołka
tarczy;
Bn, Lu — heliograficzna szerokość i długość środka tarczy.
13dl4h26m — heliograficzna długość środka tarczy wynosi 0”.
Księżyc
K olejność faz K siężyca je st w czerw cu n astęp u jąca: p ełn ia l d221>, o statn ia
k w a d ra 8dl6h, nów 16d19h, p ierw sza k w a d ra 24d14h. W zw iązku z ty m
tylko w pierw szym i ostatn im tygodniu czerw ca będziem y m ieli jasn e
księżycow e noce. N ajbliżej Ziem i Księżyc zn a jd u je się d w u k ro tn ie, 1 i 30
czerw ca, a n ajd ale j 14 czerw ca.
W czerw cu ta rc za K siężyca z a k ry je M arsa oraz Uirana, ale zjaw isk a
te będą u nas niew idoczne.
Planety i planetoidy
R ankiem nisko nad w schodnim horyzontem m ożem y odnaleźć M e r k u ­
r e g o , k tó ry św ieci ja k gw iazda około zerow ej w ielkości, a w d ru g iej
połow ie m iesiąca n aw e t —1 w ielkości. N atom iast znacznie w yżej nad
w schodnim horyzontem bez tru d u odnajdziem y W e n u s , błyszczącą
jako G w iazda P o ra n n a —4 w ielkości. N ad ra n e m też w schodzi M a r s
i św ieci jako czerw ona gw iazda + 1.3 w ielkości w gw iazdozbiorze B aran a,
a w drugiej połow ie m iesiąca m ożem y też ran k ie m nisko n ad w schodnim
h oryzontem odnaleźć J o w i s z a jako gw iazdę —1.5 w ielkości. S a t u r n
zachodzi w ieczorem w raz z gw iazdozbiorem R aka, gdzie św ieci jak o
gw iazda + 0.6 w ielkości. U r a n w idoczny je st w p ierw szej połow ie nocy
n a granicy gw iazdozbiorów P an n y i W agi (6 w ielk. gwiazd.), N e p t u n
w idoczny je st całą noc nisko nad horyzontem w gw iazdozbiorze W ężown ika (8 w ielk. gwiazd.), a P l u t o n w idoczny je s t w ieczorem n a granicy
gw iazdozbiorów P an n y i W arkocza B ereniki, ale dostępny je s t ty lk o przez
duże in stru m e n ty (14 w ielk. gwiazd.). N iżej pod ajem y w sp ó łrzęd n e ró w ­
nikow e słabszych p la n e t celem u ła tw ien ia odnalezienia ich n a niebie.
URANIA
5 1977
D a ta
1977
VI
1
11
21
V II 1
Uran
159
Neptun
re k t.
d ek i.
re k t.
h m
14 25.1
14 23.9
14 22.9
14 22.3
0 '
- 1 3 55
- 1 3 49
-1 3 4 5
-1 3 4 2
h m
16 55.2
16 54.0
16 52.9
16 51.8
Pluton
d ek i.
o
-2 1
-2 1
— 21
—20
'
04
02
00
59
re k t.
h m
13 08.3
13 07.8
13 07.6
13 07.5
d ek i.
+
+
+
+
o '
11 32
1130
11 25
11 20
M e te o ry
W d n ia c h od 10 do 21 c z e rw c a p ro m ie n iu ją m e te o ry z r o ju c z e rw c o w y c h
L i r y d ó w (m a k sim u m a k ty w n o śc i p rz y p a d a w nocy 15/16 c zerw ca).
R a d ia n t m e te o ró w leży w g w ia z d o z b io rz e L u tn i i m a w sp ó łrz ę d n e : re k t.
18li32m, d ek i. + 3 5 ° . W ty m ro k u w a ru n k i o b s e rw a c ji są d o b re , a le ró j
n ie je s t z b y t o b fity i m o żem y z a o b se rw o w a ć z a le d w ie k ilk a m e te o ró w
w c ią g u g odziny.
*
*
*
2d3h N e p tu n w z łą c z e n iu z K się ż y c e m w o d leg ło śc i 2°.
3d j 4 li W en u s w z łą c z e n iu z M a rse m w o d leg ło śc i około 1°. R a n k ie m
n a d w sc h o d n im h o ry z o n te m o d n a jd z ie m y obie p la n e ty b lisk o sieb ie.
4 <lnh Z łą c z e n ie J o w is z a ze S ło ń cem .
5 d i 5 h N e p tu n w p rz e c iw s ta w ie n iu ze S ło ń c e m w z g lę d e m Z iem i.
12d O 12h K sięży c z n a jd z ie się w b lisk im z łą c z e n iu z M a rse m ; z a k ry c ie
p la n e ty p rz e z ta rc z ę K się ż y c a w id o cz n e b ę d z ie n a P o łu d n io w y m P a c y fi­
k u , w A m e ry c e P o łu d n io w e j, n a A tla n ty k u i w Z a c h o d n ie j A fry c e . O 16h
W e n u s w z łą c z e n iu z K się ży ce m w odl. 2°.
15d O 6h M e rk u ry w z łą c z e n iu z K się ż y c e m w odl. 2°. O 8h W en u s
w n a jw ię k s z y m z a c h o d n im o d c h y le n iu od S ło ń c a (46°).
15 / 16 <l M a k s im u m a k ty w n o ś c i m e te o ró w z r o ju L iry d ó w .
16d 16h M e rk u ry w z łą c z e n iu z A ld e b a ra n e m , g w ia z d ą p ie rw s z e j w ie l­
kości w g w iazd o zb io rz e B y k a (w odl. 5°).
20d O 8l> M e rk u ry w b lisk im z łą c z e n iu z Jo w is z e m (około 0,°1); p rz e d
w sc h o d e m S ło ń c a n a d h o ry z o n te m o b s e rw u je m y c z te ry ja s n e p la n e ty
(M e rk u re g o , W en u s, M a rs a i Jo w isz a ), p rz y czy m M e rk u re g o i Jo w is z a
b lisk o sieb ie. O 22h S a tu r n w z łą c z e n iu z K się ży c em w odl. 6°.
21dl3h 14m S ło ń ce w s tę p u je w z n a k R a k a , je g o d łu g o ść e k lip ty c z n a
w y n o si w ów czas 90°; m a m y p o c z ą te k la ta a stro n o m ic z n e g o .
27d ih U ra n w b lisk im z łą c z e n iu z K się ż y c e m ; ta r c z a K się ż y c a z a k ry je
p la n e tę , co b ęd z ie w id o c z n e w A m e ry c e P ó łn o c n e j, n a P ó łn o c n y m A tla n ­
ty k u , w Z a c h o d n ie j E u ro p ie i w p ó łn o c n o -z a c h o d n ie j części A fry k i.
28d22h P lu to n n ie ru c h o m y w re k ta s c e n s ji.
29<ll2h N e p tu n w z łą c z e n iu z K się ży c em w odl. 2°.
30*1111 G ó rn e z łąc z en ie M e rk u re g o ze S ło ń cem .
M o m e n ty w sz y stk ic h z ja w is k p o d a n e są w czasie ś r o d k o w o -e u r o p e jskim .
URANIA
160
CONTENTS
5/1977
COAEPJKAHME
B.
K uchow icz — P e c u lia rity of p e ­
B. K yxonii'i — OcoSeHHOCTM neKyJ IH P H b lX 3 B e 3 f l.
c u lia r stars.
S. R. B rzostkiew icz — News from
C. P. BjKocTKeBiiH — BecTii c MapM ard.
ca.
A.
M arks — U ranian p ertu rb atio n s
A. MapKc — IlepTypSaijHM ypaH a
a n d discovery of N eptun.
m OTKpbiTwe HenTyHa.
J. M ergentaler — Solar activity in
H . M e p r e H T a jie p —
C o jiH e H H a n
aK th e y e a r 197»J.
T M B H O C T b B 1976 T.
C hronicle: T he H ubble constant and
X p o iu iK a : n o cT O H H H an X a S jia m b o 3 the age of th e U niverse — T hickness
p a c T B c e j i e H H o i i — T o j i m i m a ra jia K T M o f G alaxian disc New in n er plan ets —
necK oro flMCKa — HoBbie BHyTpenR adioem ission of sta rs — E xstrasolar
Hwe
njiaHeTbi
— |PaAMOM3JiyHemie
p la n e ta ry system s — P roxim a C entauri
CMCTeMbi — IIpoKCiiMa KeHTaBpa norem ains the n e are st sta r — Reasons
npe>KHeMy 6jiM>KaHmeM 3Be3AOft — npMo f the ,,Silentium U niversi” — Ice in
HMHbi ,,Silentium U niversi” — Jle/j
the Solar System .
B C O JIH e H H O ft C M C T eM e.
O bservations.
HaBjuoflemiH.
PTMA Chronicle.
X poH H K a O Sm ecT B a.
New Books.
M 3 A a T e j ib c ^ M e h o b o c t h .
A stronom ical C alendar.
AcTpoHOMiiHecKiiii KajieH,napb.
OGŁOSZENIE
O ferujem y do sprzedaży n astęp u jąc e m ateriały i części optyki do budow y a m a ­
torskich teleskopów astronom icznych:
— p ły ty szklane do szlifow ania 0 250 m m — 1 szt. cena zł 98.00
— Płyty szklane do szlifow ania 0 250 m m — 1 szt. cena zł 370,00
— o k u lary m ikroskopow e — kom plet — 1 kpi. cena zł 35,00
— p ryzm aty o dw racające — 1 kpi. cena zł 35,00
— filtry m ałe — 1 szt. cena zł 5,00
— k a rb o ru n d (elektrorund) n r 8 — 1 kg cena zł 30,00
— K arborund (elek tro ru n d ) n r lfi — 1 kg cena zł 30.00
— k a rb o ru n d (elektrorund) n r 36 — 1 kg cena zł 30,00
Uwaga: k a rb o ru n d sprzedajem y w p o rc ja ch po 0,5 kg każdego g a tu n k u . Do p o ­
d an ej ceny jednostkow ej m ateriałó w lub o p ty k i doliczyć należy opłatę n a koszty
opakow ania i przesyłki w zależności od ilości zam aw ianych m ateriałó w lub części
o p ty k i w kw otach: 15,00—30,00 lub 40;00 zł.
W ysyłki dokonujem y tylko na podstaw ie zam ów ienia po dokonaniu w płaty
bl. PKO na konto Z arządu Głównego PTMA w K rakow ie w l’KO I OM w K ra k o ­
wie n r 35510-16391-132.
OGŁOSZENIE
S przedam teleskop zw ierciadlany 0 180 F = 160 cm, lu n etę achrom atyczn ą 0 65 F = 60 pow. 100 X w w ykonaniu am atorskim .
T adeusz W in iarsk i
ul. 1 M aja 9 1
58-530 K ow ary
R edakcja i A d m inistracja: Polskie T ow arzystw o M iłośników A stronom ii, Z arząd
Główny. 31-027 K raków , ul. Solskiego 30/8, tel. 538-92. Red. nacz.: L,. Z ajdler,
02-590 W arszaw a, ul. D rużynow a 3, tel. 44-49-35. S ekr. red.: K. Z iołkow ski. Red.
techn.: B. K orczyński. Przew odn. R ady R e d ak c y jn e j: S. P iotrow ski, W arunki
p re n u m e ra ty : roczna — zł 72,— dla członków PTMA (25% zniżki) — zł 54,— (bez
sk ła d k i członkow skiej), cena 1 egz. — zł 6,—. Z głoszenia w R edakcji, adres j.w.
W ydaw ca: Z akład N arodow y im. O ssolińskich — W ydaw nictw o PAN, W rocław .
O ddział w K rakow ie. 1977. N akład 3000+100 egz. O bjętość a rk . w yd. 3, ark . druk.
2,25. P ap. d ru k . sat. kl. V, 65 g, 61X86.
In d ek s 38001
PZG RSW „P rasa—K siążka—R u c h ” K raków , Zam. 930/77. C-35