rok lpazdziernik 1979 - Urania
Transkrypt
rok lpazdziernik 1979 - Urania
ni Scojpiue P O L S K IE G O M IE S IĘ C Z N IK T O W A RZYST W A M IŁ O Ś N IK Ó W ROK L AS P A Z D Z I E R N I K 1979 ZAKŁAD NARODOWY IM IE N IA O S S O L lN S K IC W YDAW NICTW O POLSKIEJ A KADEM II NAUK ' ' ; " " URANIA M IFQIPP7fM I VI IL0 II ,UŁ. Si lit ROK L POLSKIEGO TOWARZYSTWA MIŁOŚNIKÓW ASIRONDMil PAŹDZIERNIK 1079 Hr 10 W YD AN O Z PO M O CĄ F IN A N S O W Ą P O L S K IE J A K A D E M II N A U K . C Z A SO P IS M O Z A T W IE R D Z O N E P R Z E Z M I N IS T E R S T W O O ŚW IA TY DO U Ż Y TK U S Z K Ó Ł O G Ó L N O K SZ TA 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 (DZ. U RZ. M IN . OŚW . N R 14 Z 1966 R . W -W A 5. 11. 66). SPIS TREŚCI M ichał H eller — E w olucja K os m osu i kosm ologii. K rzysztof Ziołkowski — Ś w iadko w ie n arodzin U kładu Słonecznego. Ludwik Zajdler — N a m arginesie sześćdziesięciolecia „U ran ii”. Kronika: P la n e ty w okół G w iazdy B a rn a rd a czyli o p ew nej m etodzie arg u m e n tac ji. Obserwacje: R a p o rt V 1979 o r a diow ym p rom ieniow aniu Słońca — K o m u n ik a t C e n traln e j S ekcji O b se rw ato ró w Słońca n r 5/79 — K o m u n ik a t O ddziału W arszaw skiego PTM A. ISSN — 0042 - 07 - 94 Sześćdziesiąt lat temu, w d niu 5 p aźd ziern ik a 1919 roku kilkunastoosobow a g r u pa m łodzieży za ap ro b a tą w ładz szkolnych założyła sto w arzyszenie o n azw ie Koło M iłośników A stronom ii. D ziałalność sw ą rozpoczęto od o rgan izo w an ia zeb rań o c h a ra k te rz e . sem in a ry jn y m i w y d aw an ia czasopism a U ran ia. Ze w zględów fo rm a ln o p raw n y ch za d a tę p o w stan ia T o w arzy stw a uw aża się 26 li sto p ad a 1921 r., d atę p ie rw szego w alnego zeb ran ia człon ków . S tow arzyszenie, k tó re do końca 1922 r. liczyło 160 osób z te re n u całej P olski, p rz y ję ło nazw ę T ow arzystw o M iłoś ników A stronom ii. T egoroczny W alny Z jazd je st już trzy d ziesty z kolei. O dbędzie się w d n ia ch 25—27 paźd ziern ik a w K rakow ie. Z jazd połączony je st z S esją N aukow ą. Szczegółowy p ro gram Z jazd u ro zesłan y został przez Z arząd G łów ny PTM A w try b ie przew id zian y m przez a rt. 17 § 4 S tatu tu . Poradnik obserwatora. Kronika historyczna: 250 la t o biektyw u achrom atycznego. Kalendarzyk astronomiczny. Zakrycia gwiazd przez Księżyc. P ie rw s z a s tr o n a o k ła d k i: M o z aik a zio żo n a z d z ie w ię c iu z d ję ć p o w ie rz c h n i J o w isz a w y k o n a n y c h p rz e z so n d ę k o sm ic z n ą V o y a g e r 1 z o d le g ło śc i 7,8 m in k m , u k a z u ją c a n a jw ię k s z ą p la n e tę U k ła d u S ło n eczn eg o . D ru g a s tr o n a o k ła d k i: U g ó ry — z d ję c ie w y b u c h u w u lk a n u n a p o w ie r z c h n i s a te lity Jo w is z a Io w y k o n a n e p rz e z so n d ę k o sm ic z n ą V o y a g e r 1. J e s t to p ie rw sz a o b s e rw a c ja p o z a z ie m s k ie j d z ia ła ln o ś c i w u lk a n ic z n e j w e W sz e c h św ie c ie . U d o łu — o b ra z p o w ie r z c h n i s a te lity J o w is z a C a llisto zło żo n y ze z d ję ć w y k o n a n y c h p rz e z so n d ę k o sm ic z n ą V o y a g e r 1 z o d le g ło śc i 202 ty s. k m . J a s n y k r a t e r u d e r z e n io w y w le w y m g ó r n y m r o g u m a ś r e d n ic ę o k o ło 600 k m . T rz e c ia s tr o n a o k ła d k i: Z d ję c ia p o w ie rz c h n i n a jw ię k s z e g o s a te lity Jo w is z a G an im e d e s a w y k o n a n e p rz e z so n d ę k o sm ic z n ą V o y a g e r 1: g ó rn e z o d le g ło śc i 246 ty s . k m , a d o ln e z o d le g ło śc i 145 ty s . k m . L in io w e t w o r y s ta n o w ią p ra w d o p o d o b n ie ró ż n e d e f o rm a c je lo d o w e j p o w ie rz c h n i. C z w a rta s tr o n a o k ła d k i: Z d ję c ie s a te lity Jo w is z a Io w y k o n a n e p rz e z so n d ę k o s m ic z n ą V o y a g e r 1 z o d le g ło śc i o k o ło 800 ty s. k m . 290 URANIA 10/1979 MICHAŁ HELLER — Tarnów EWOLUCJA KOSMOSU I KOSMOLOGII XIII. Hipoteza pierwotnego atomu , 1. P o czą tk o w a osobliwość Z kosmologicznymi poglądami Georgesa L em aitre’a spotyka liśmy się już w rozdziałach VI, VIII i IX, jednakże w kład tego uczonego do rozwoju współczesnej kosmologii jest tak duży, że nie można na tym poprzestać. Pisząc swoją fundam entalną pracę w 1927 roku, Lem aitre — niewątpliwie pod wpływem Eddingtona — był zwolennikiem ewolucji kosmicznej bez „gwałtownego początku”; odrzucił wówczas wszystkie modele W szechświata zakładające taki początek jako niezgodne z rzeczywistością (por. rozdz. VI). W krót ce jednak jego poglądy na tę sprawę uległy zmianie. Przyczy niły się do tego rozważania nad fizyką kw antow ą do ewolucji kosmicznej, które doprowadziły do sformułowania hipotezy „pierwotnego atom u” (por. rozdz. VIII). Ale były także jeszcze inne przyczyny. W modelach Friedm ana „gwałtowny początek” pojawia się jako tzw. początkowa osobliwość. Gdy kosmiczna ewolucja — cofając się wstecz — zbliża się do początkowej osobliwości, objętość W szechświata zmierza do zera, a jego gęstość do nie skończoności. Nic' dziwnego, że fizykom i astronomom osobli wość w ydawała się „obcym zjawiskiem ” w kosmologii. Pano wało podówczas przekonanie czy raczej wierzenie, że osobli wość nie w ynika z istoty teorii graw itacji, lecz jest tylko nie jako ubocznym produktem rachunków przeprowadzanych w oparciu o nazbyt uproszczone założenia. Sam Einstein pod sunął L em aitre’owi pomysł sprawdzenia, czy początkowa osob liwość pojawi się w prostym modelu kosmologicznym, w któ rym nie przyjm uje się założenia izotropowości przestrzeni (równouprawnienia wszystkich kierunków). Lem aitre bez w ięk szych trudności przeprowadził potrzebne rachunki i udowodnił, że rozważany model anizotropowy również posiada osobliwość [1], „Powyższe rozważania — pisał Lem aitre kom entując swój wynik — nie stanowią formalnego dowodu, że nie da się unik nąć zerowej objętości przez wprowadzenie anizotropii, ponie waż model ten nie jest najogólniejszym z możliwych; wskazują one — na przykładzie jednak dość ogólnego przypadku — że 10/1979 U R A N IA 291 anizotropia działa raczej w przeciwnym kierunku” [1, s. 84]. Jest to bardzo wnikliwa uwaga. Dlaczego? Około 30 lat później Penrose, Hawking i inni (por. [2]) udowodnili szereg tw ierdzeń wykazujących, że osobliwości są głęboko zakorzenione .w m a tem atycznej strukturze ogólnej teorii względności i nie da się ich uniknąć żadnymi prostym i zabiegami w rodzaju wprowa dzania anizotropii. W dowodach tych tw ierdzeń kluczową rolę odgrywa pew na nierówność, zwana dziś w arunkiem energe tycznym , która... w ystępuje także w rachunkach L em aitre’a. Uwaga L em aitre’a zamieniła się w ścisłe twierdzenia. Praca nad modelem zasugerowanym przez Einsteina utw ierdziła L em aitre’a w przekonaniu o nieuniknioności „gwał townego początku”. Skoro osobliwości nie da się usunąć, należy ją wcielić do „fizyki Kosmosu”. W ten sposób początkowa oso bliwość stała się — jak mawiał Lem aitre — „geometryczną podporą” hipotezy pierwotnego atomu. Większą część swojego naukowego życia Lem aitre poświęcił opracowywaniu zapropo nowanej przez siebie teorii kosmologicznej. W prawdzie istota jego koncepcji — ewolucja wszystkich stru k tu r kosmicznych z produktów rozpadu pierwotnego atom u — pozostawała ta sama, jednakże szczegóły ulegały nieustannym poprawkom i ulepszeniom*. Prześledzenie rozwoju idei L em aitre’a w ym aga łoby obszernego studium monograficznego, dlatego też ograni czymy się do przedstawienia — z konieczności skrótowego —najbardziej dojczałej w ersji jego poglądów. 2. W i el k i W y b u c h Pomysł po raz pierwszy wyrażony w krótkiej notce w „N aturę” ([3], por. rozdz. VIII) wkrótce rozwinął się w pełną hipotezę. Jej celem było przede wszystkim sformułowanie „w arunku po czątkowego, z którego aktualny Wszechświat mógł się rozwi nąć na mocy znanych praw fizycznych i mechanicznych” [4], Istotą hipotezy L em aitre’a było przypuszczenie, że „Wszech świat mógł się zacząć od, stanu, w którym całkowita energia była skoncentrow ana w jednym kwancie, w jednym pakiecie energii, którego nie można sobie wyobrazić inaczej, jak tylko w postaci jądra atomowego” (ibid.). Lem aitre oczekiwał, że dalczy rozwój fizyki jądrow ej przyczyni się do zrozumienia natury pierwotnego atomu, czy raczej pierwotnego jądra atomowego, sądził jednak, iż tymczasem w ystarczy „atom pierw otny tra k tować jako układ realizujący maksimum koncentracji przy mi nim um entropii” (ibid). 292 URANIA 10/1979 Pierw otny atom należy „umiejscowić” w początkowej osob liwości, ale „bez w ątpienia nie można mu przypisywać promie nia równego dokładnie zeru, lecz promień rów ny jakieś kilka m inut światła, czyli, mówiąc astronomicznie, promień zaniedbywalnie m ały w porównaniu do aktualnych rozmiarów Wszech św iata” (ibid). Ewolucja Kosmosu to dzieje rozpadu pierwotnego atomu, Lem aitre pisał: „Tendencja m aterii do fragm entaryzacji to nic innego jak tylko niestabilność radioaktyw na pierwotnego ato mu; z kolei rozpadały się fragm enty — same również radio aktyw ne — tworząc kolejne pokolenia ciał radioaktyw nych. Podział ten zatrzym uje się dopiero na pierw iastkach stabilnych lub na pierw iastkach o długim średnim czasie życia, takich jak na przykład u ran ” (ibid). Doniosłość pomysłu L em aitre’a pole ga na tym , że jest on w swej istocie pierwszą w dziejach kos mologii hipotezą pochodzenia pierw iastków chemicznych. Z czasem hipoteza ta rozwinie się w nowy dział współczesnej kosmologii, w teorię kosmicznej nukleosyntezy. Rozpad pierwotnego atomu był zjawiskiem gwałtownym, eksplozją na miarę kosmiczną w dosłownym tego słowa znacze niu. Śmiała koncepcja L em aitre’a budziła początkowo opory kosmologów. W kuluarach międzynarodowych spotkań i konfe rencji ironicznie mówiło się o „Wielkim W ybuchu” co w ory ginalnej, angielskiej w ersji {„Big Bang”) może znaczyć zarówno huk pow stający w momencie eksplozji, jak i wielki hałas, do myślnie: wokół hipotezy L em aitre’a. Dziś określenie „Wielki W ybuch” weszło do technicznego żargonu kosmologów i nikt już nie pam ięta, że zrodziło się ono z ironii. 3. Kosmologia kwantowa Lem aitre od samego początku był świadom wielkiego znacze nia fizyki kw antow ej dla rozwoju kosmologii. W prawdzie obec nie świat jako całość jest układem makroskopowym (w sensie: układem nie-kw antowym ), ale pierw otny atom zachowywał się kwantowo. A zatem ewolucja W szechświata w pobliżu „po czątku” nie mogła być determ inistyczna. Na Kongresie Solvayowskim w Brukseli, w 1958 r. L em aitre mówił: „Zasada nieoznaczności otw iera nowe możliwości przed kosmologią. Każdy układ fizyczny, a więc i Wszechświat, jest opisywany przez zbiór możliwych «stanów», które mogą zostać, ale mogą też nie zostać urzeczywistnione. ...Z tego samego początku mogły wyewoluować drastycznie różne wszechświaty. A ktual- 10/1979 U R A N IA 293 ny bieg zdarzeń coraz bardziej konkretyzował się, w m iarę jak m ateria dzieliła się na coraz większą liczbę pakietów, w pewien, nie dający się przewidzieć sposób. Oczywiście, gdy liczba poje dynczych pakietów stała się bardzo wielka, istotna nieoznaczo ność stała się nieefektyw na i została zastąpiona przez praktycz ny determinizm charakterystyczny dla zjawisk makroskopo wych, wywodzący się z praw a wielkich liczb nieprzew idyw al nych zjaw isk”. [5] Taki obraz ewolucji jest filozoficznie atrakcyjny: cofając się wstecz w czasie, determinizm przechodzi w indeterm inizm i to indeterm inizm coraz „mocniejszy” w m iarę jak zbliżamy się do „początku”. „Rozważania te w skazują ... na coś, co moż na by nazwać nieosiągalnym początkiem (inaccessible begin ning). Mam na myśli początek, który nie może być osiągnięty naw et przez myśl; początek, do którego można się zbliżyć je dynie w jakiś asym ptotyczny sposób” (ibid). Pierw otny atom był prosty, złożoność w zrastała stopniowo przez dzielenie się energii na coraz większą liczbę kwantów. „Początek złożoności oznacza początek tych pojęć, które zakła dają wielką liczbę indywiduów. Takimi pojęciami są przestrzeń i czas” (ibid.). Początek i jego najbliższe „otoczenie” były —• według L em aitre’a — aprzestrzenne i bezczasowe; czas i prze strzeń wyłoniły się z biegu zdarzeń dopiero w tedy, gdy same zdarzenia stały się odpowiednio liczne, tak że zaczęła już dzia łać statystyka i praw o wielkich liczb. 4. Promieniowanie resztkowe K wantowe rozważania L em aitre’a o pierwszych fazach ewo lucji świata nie są jeszcze pełną, fizyczną hipotezą; stanowią one raczej pewien program dla przyszłej teorii, która by w łaś ciwie opisywała stany Wszechświata odpowiednio bliskie „po czątku”. Pierw szy problem , z którym współczesna fizyka jest już w stanie uporać się, dotyczy pytania, czy cząstki będące produktam i rozpadu pierwotnego atomu, mogą być traktow ane jako gaz, czy nie? Oto odpowiedź L em aitre’a: „N ajpierw nale ży jasno określić, co należy uważać za istotną charakterystykę gazu. Nie w ystarczy mieć tylko zbiór wielkiej ilości cząstek. Ażeby taki zbiór mógł być nazwany gazem, cząstki tego zbioru muszą posiadać prędkości niewiele różniące się od pewnej śred niej prędkości, prędkości gazu, a rozkład prędkości wokół tej średniej powinien być niezbyt różny od rozkładu Maxwella, 294 URANIA 10/1379 typowego dla zwykłych gazów. Z drugiej zaś strony, zwykły zbiór cząstek poruszających się we wszystkich kierunkach z prędkościami tego samego rzędu, nie może być uważany za gaz. Należy go opisywać jako zbiór korpuskularnych promieni, jako korpuskularne prom ieniow anie”. [6] Według L em aitre’a pierwsze pokolenia produktów rozpadu pierwotnego atom u nie tw orzyły gazu lecz „korpuskularne p ro mieniowanie”. Dopiero z czasem, na skutek częstych zderzeń, promieniowanie osiągnęło stan równowagi i stało się gazem. Należy tu odnotować wielki sukces fizycznej intuicji Lem ai tre ’a: dzisiejsze dane zarówno teoretyczne, jak i obserwacyjne świadczą o tym , że m ateria w ypełniająca młody Wszechświat istotnie miała własności promieniowania; współczesny, tzw. standardow y model kosmologiczny przyjm uje, że we wczesnych erach ewolucji świat rzeczywiście był w ypełniony promienio waniem. Jedna trafna intuicja pociąga za sobą następne. Myśl Le m aitre’a podążała według następującego schematu: po pierw sze, w jaki sposób pierw otne promieniowanie stało się gazem? po drugie, w jaki sposób z tego gazu uform ow ały się galaktyki i gromady galaktyk? po trzecie, co stało się z tą częścią pier wotnego promieniowania, która nie przeszła w stan gazu? O statnie pytanie jest niezmiernie doniosłe. Lem aitre uw a żał, że takie „resztkowe prom ieniowanie” istnieje do dziś i m y l nie utożsam iał je z promieniowaniem kosmicznym. Ale samo przekonanie o istnieniu promieniowania resztkowego okazało się słuszne. W krótce potem jego istnienie, z większą precyzją teoretyczną, przewidział Gamow, a eksperym entalnie zostało ono odkryte dopiero na początku lat sześćdziesiątych, na krótko przed śmiercią L em aitre’a. Odkrycie tego promieniowania — zwanego także promieniowaniem tła — zapoczątkowało nowy okres w rozwoju kosmologii, dostarczając jej nowych podstaw obserw acyjnych (opowiemy o tym w następnych rozdziałach). W latach trzydziestych jedynym znanym kandydatem do ode grania roli „promieniowania resztkowego” było promieniowa nie kosmiczne. Nie można L em aitre’a winić za tę swojego ro dzaju „genialną pom yłkę”. Zresztą sam Lem aitre podkreślał, że promieniowanie kosmiczne może stanowić tylko część „pro mieniowania resztkowego” (por. [6]). Idea „promieniowania resztkowego” pojawiła się w rozwa żaniach L em aitre’a bardzo wcześnie; została ona już wyraźnie zapowiedziana w w ystąpieniu podczas dyskusji na posiedzeniu Towarzystwa Brytyjskiego w 1931 r. (por. rozdz. IX), przed- 10/1979 U R A N IA 295 stawiona m. in. na seansie publicznym Belgijskiej Królewskiej Akademii Nauk w 1934 r. [7], a potem wielokrotnie opracowy wana i pow tarzana we wszystkich ważniejszych pismach kos mologicznych L em aitre’a. Lem aitre jasno zdawał sobie spraw ę z ogromnego znacze nia, jakie może mieć dla kosmologii obserwacyjne badanie pro mieniowania resztkowego, dlatego dużą część swoich nauko wych wysiłków poświęcił badaniu promieni kosmicznych i szybko stał się w tej dziedzinie uznanym autorytetem . Do dajm y wreszcie, że do dziś pochodzenie całego promieniowania kosmicznego nie zostało ostatecznie wyjaśnione; nie można a priori wykluczyć, że pewna część tego promieniowania ma znaczenie kosmologiczne. 5. Ewolucja świata według Lem aitre’u Drugie pytanie L em aitre’a: w jaki sposób z gazu, mniej więcej równomiernie rozpostartego w przestrzeni, pow stały galaktyki i gromady galaktyk? także doprowadziło do nowatorskich roz ważań. N arzucającym się mechanizmem jest tu tzw. niestabil ność graw itacyjna: jakiekolwiek przypadkowe zagęszczenie ga zu będzie przyciągać znajdujące się w pobliżu cząstki i w zra stając w ten sposób może dać początek proto-galaktyce lub proto-gromadzie galaktyk. Trudność polega na tym , że Wszech świat się rozszerza i po uwzględnieniu tego faktu okazuje się, że zagęszczenia będą wykazywać tendencję do zanikania a nie do powiększania się. Chcąc tę trudność przzewyciężyć, trzeba w jakiś sposób „przyham ować” kosmiczną ekspansję. Jest to pożądane także i z innego powodu. Najpow ażniej szą trudnością młodej kosmologii relatyw istycznej był tzw. pa radoks wieku Wszechświata: okres ekspansji Wszechświata, według ówczesnych oszacowań obserwacyjnych, okazywał się krótszy od wieku niektórych obiektów astronomicznych (por. rozdz. IX). W ydłużenie okresu rozszerzania się W szechświata uważano za być albo nie być kosmologii. Lem aitre znalazł wyjście z tej sytuacji. Model z „logaryt micznym początkiem” propagowany przez L em aitre’a w 1927 roku był rozwiązaniem rów nań pola ze stałą kosmologiczną. Wartość tej stałej była identyczna jak dla statycznego mo delu Einsteina, oznaczmy ją przez A,.-. Lem aitre zauważył, że jeśli w ybrać wartość stałej kosmologicznej nieznacznie większej od A t o otrzym uje się ewolucję św iata taką jak przedstaw io no na rysunku. Model ten nazwano potem modelem lub świa- 296 URANIA 10/1979 tem L e m aitre ’a. E w olucja m odelu L e m aitre ’a w yraźnie p rze chodzi przez trz y fazy: 1) okres gw ałtow nej ekspansji począ wszy od osobliwości; 2) zw olnienie ekspansji do stan u p raw iestatycznego (prom ień W szechśw iata je st w ów czas ró w n y RE, prom ieniow i statycznego św iata Einsteina);- 3) ponow ne p rzy spieszenie rozszerzania. W ażną cechą rozw iązania L e m a itre ’a jest to, że jeśli w a r tość stałej kosm ologicznej w ybieram y coraz m niej różną od A,;, to środkow a, p raw ie-staty czn a faza ew olucji ulega coraz w iększem u w ydłużeniu; a zatem m an ip u lu jąc w artością stałej kosm ologicznej m ożem y dow olnie w ydłużać w iek W szechśw ia ta. G dyby galak ty k i uciekały od siebie zawsze z jednakow ą prędkością (liniow a ekspansja), w iek W szechśw iata — jak to w skazano na ry su n k u — byłby rów ny 4X 109 lat, ale napraw dę rozszerzanie było kiedyś zaham ow ane praw ie do zera i dzięki tem u w iek W szechśw iata jest znacznie dłuższy. W te n sposób L em aitre likw idow ał paradoks w ieku W szechśw iata. Także i zagadnienie pow staw ania g alaktyk zn ajd u je stosun kowo łatw e rozw iązanie w m odelu L e m a itre ’a. W środkow ej, 10/1979 URANIA 297 praw ie-statycznej fazie ewolucji ekspansja jest zwolniona p rak tycznie do zera, co stw arza pierw otnym zagęszczeniom materii duże szanse przeżycia. Lem aitre intensywnie badał niestabil ność graw itacyjną w drugiej fazie ewolucji swojego modelu i stworzył fizycznie dość rozbudowaną teorię powstawania ga laktyk. L em aitre’a należy więc uznać za jednego z prekurso rów teorii graw itacyjnej niestabilności, która potem doczekała się dokładnego matematycznego opracowania. W fizycznej stro nie swojej koncepcji powstawania galaktyk Lem aitre przeoczył jeden ważny czynnik, a mianowicie ciśnienie w yw ierane przez promieniowanie (por. [8]); przeoczenie to spraw ia, że teoria Le m aitre’a ma dziś tylko znaczenie historyczne. Nadmieńmy tak że, że lem aitre’owski model powstawania galaktyk może być stosunkowo łatwo obalony przez obserwacje. Według Lem ai tre ’a galaktyki mogą powstawać tylko w środkowym, praw iestatycznym okresie ewolucji; gdyby procesy galaktykotw órcze zaobserwowano w trzeciej, współczesnej fazie ewolucji, ozna czałoby to fałszywość całej koncepcji. Lem aitre dążył do opracowania całościowej wizji kosmicz nej ewolucji. Interesow ał się nie tylko zagadnieniem pochodze nia galaktyk, lecz także ich statystycznym rozkładem na sferze niebieskiej, próbując wyjaśnić zjawisko gromadzenia się ga laktyk przy pomocy modelu, który sam nazywał „mechanicz nym modelem gromad” (por. np. [5], [9]). Dzieło L em aitre’a uderza śmiałością koncepcji i kom plet nością opracowania. Uczony z Louvain zaproponował obraz ewolucji kosmicznej, poczynając od pierwotnego atomu, po przez proces jego rozpadu i nukleosyntezy, powstawanie ga laktyk i ich gromad aż do obserwowanego obecnie rozkładu m aterii w przestrzeni. Pod względem zupełności model Le m aitre’a można porównać jedynie z dzisiejszym tzw. standar dowym modelem Wszechświata. Trójfazowy model L em aitre’a przeszedł dziwne koleje. Po czątkowo wydawało się, że rozwiązuje on wszystkie zasadnicze problem y kosmologii. W latach przed drugą wojną światową i bezpośrednio po niej był to niewątpliwie najlepiej opracowa ny model kosmologiczny. Potem przyszła tzw. kosmologia sta nu stacjonarnego i Gamowa teoria nukleosyntezy kosmicznej, które odwróciły uwagę od prac L em aitre’a. N apływające dane obserw acyjne zaczęły wskazywać, że wartość stałej kosmolo gicznej jest albo rów na zeru, albo bardzo mało różni się od zera. Z czasem pow stały teorie pochodzenia galaktyk bez ko nieczności przyjm owania prawie-statycznego okresu w ewolu- 298 U R A N IA 10/1979 cji świata. Odpadły najważniejsze argum enty za trójfazow ym modelem L em aitre’a. Jeszcze raz, w latach sześćdziesiątych, od kurzono model L em aitre’a, żeby przy jego pomocy rozwiązać trudności interpretacyjne związane z obserwacjami kwazarów, ale wkrótce i to okazało się nieporoźumieniem (por. [8]). Jed nakże — trzeba to przyznać — sporo elementów kosmologii L em aitre’a weszło do uznawanego obecnie standardowego mo delu Wszechświata. Wielu autorów do dziś — nie zawsze świa domie — pow tarza myśli i techniki zapożyczone od L em aitre’a. 6. Nieznany komentarz Lem aitre’a W archiw um L em aitre’a w Louvain-la-N euve znajduje się m a szynopis — 50 stronic, z korektą naniesioną ręką L em aitre’a — zatytułow any „Rozszerzający się W szechświat” [10], A rtykuł przedstawia syntetyczny zarys całej kosmologicznej koncepcji L em aitre’a. Jak wynika ze znalezionego w tym samym archi w um listu, arty k u ł był pisany na zamówienie Japońskiej Ency klopedii, ale — o ile udało się ustalić — nigdy nie ukazał się drukiem ; najprawdopodobniej w ybuch drugiej w ojny świato wej przeszkodził publikacji. Przeczytajm y uważnie kilka frag m entów z 17 rozdziału tej pracy, zatytułowanego „Początek przestrzeni”. Po rozważeniu wczesnych etapów ewolucji kos micznej, Lem aitre staw ia pytanie: „Co zdarzyło się przedtem ?” Przedtem musimy stanąć wobec problem u zerowej w ar tości prom ienia (tzn. wobec problem u osobliwości — przyp. M. H.). Przedyskutow aliśm y powyżej, w jakiej mierze należy traktow ać tę wartość jako rów ną dokładnie zeru i widzieliśmy, że należy ją uznać za bardzo małą wielkość, powiedzmy — kilka godzin światła. Możemy mówić o tym w ydarzeniu jako o początku. Nie mówię o stworzeniu. Fizycznie jest to początek w tym sensie, że jeśli cokolwiek zdarzyło się przedtem , to to coś nie ma obserwowalnego w pływu na zachowanie się naszego Wszech świata, ponieważ każda właściwość m aterii sprzed początku została całkowicie zagubiona w ekstrem alnej kontrakcji do teoretycznego zera. Jakiekolwiek uprzednie istnienie Wszech świata ma metafizyczny charakter. Fizycznie wszystko dzieje się tak, jak gdyby teoretyczne zero było rzeczywiście począt kiem. Pytanie, czy był to rzeczywiście początek czyli stworze nie: coś zaczynającego się z nicości, jest pytaniem filozoficz- 10/1979 U R A N IA 299 nym i nie może być rozstrzygnięte przy pomocy fizycznych lub astronomicznych rozważań. (...) W ydaje się, że czas można przedłużać dowolnie w prze szłość i w przyszłość. Na pierw szy rzu t oka w ydaje się, że nie może być teraźniejszości, która by nie m iała przyszłości i przeszłości. Ale czas nie istnieje bez przestrzeni i czasoprze strzeń może mieć kres, ponieważ przestrzeń charakteryzuje się pew ną skończoną wielkością, a mianowicie promieniem, któ rego wartością graniczną jest zero.'A zatem może istnieć taka chwila czasu, że przeszłość i przyszłość tej chwili różnią się od siebie przez to, iż w przyszłości istnieje przestrzeń, a w prze szłości przestrzeń nie istnieje. Taka chwila jest naturalnym po czątkiem, jest konsekwencją teorii wyłożonej powyżej i w pew nej mierze potwierdzonej przez fakty empiryczne, wskazujące, iż naturalny początek miał miejsce kilka m iliardów lat temu. Byłoby ciekawe rozważyć, jakby wyglądał wszechświat, istniejący przed naszym Wszechświatem, wszechświat, który byłby dokładnie podobny do naszego, ale w którym wszystko odbywałoby się w przeciwnym kierunku; byłby to wszech świat kurczący się, kolapsujący do zera, spalający się do posta ci małej kuli i dopiero potem odbudowujący się od nowa. Taki wszechświat m iałby identyczne ogólne własności jak nasz, po w staw ałyby w nim nowe gwiazdy i galaktyki, jednakże pewne jego istotne cechy byłyby odmienne. Przede wszystkim zaw ierałby on około dziesięciokrotnie m niej uranu i toru a więcej ołowiu, w w yniku radioaktywnego rozpadu. Ale główna różnica polegałaby na tym , że nie istnia łyby w nim promienie kosmiczne. Byłoby to pew ną wskazówką, że nie jest on ukształtow any ze świeżej materii. Istnieje piękny sposób otrzym ania świata ukształtowanego ze świeżej m aterii. Muszę przyznać, że sposób ten jest wysoce hipotetyczny, ale myślę, że jest obowiązkiem teoretyka sta wiać czoła biegowi swoich myśli naw et wówczas, gdy wiodą go one ku nie całkiem pew nym uogólnieniom znanych faktów. Mam na myśli hipotezę pierwotnego atom u”. [10] Cechą wielkich umysłów jest krytycyzm , a więc odnoszenie się z pewnym dystansem także do w łasnych pomysłów. Jeśli ideę pierwotnego atom u traktow ać dosłownie, jest ona fałszy wa (z punktu widzenia naszej dzisiejszej wiedzy), ale jeśli spojrzeć na nią jako na hipotezę, usytuow aną na konkretnym etapie rozwoju kosmologii, to niewątpliw ie jest ona ogniwem w łańcuchu postępu. Należy wszakże odróżnić „szczegóły tech niczne” od pewnych ogólnych idei, które je zrodziły. O aktual- 300 URANIA 10/1979 ności „ogólnych idei” Lemaitre’a świadczy fakt, że prawie wszystkie myśli wyrażone w powyżej przytoczonym fragmen cie można by zastosować do obowiązującego dziś standardowe go modelu Wszechświata. Szczegóły techniczne starzeją się szybciej niż ogólne idee. Przypisy [1] G. L em aitre , L ’U nivers en expansion, A n n . Soc. Sci. B ru x elles, A 53, 1933, 51—85. [2] S. W. H aw king, G. F. R. Ellis, T he L arg e S cale S tru c tu re of S pace-T im e, C am bridge, A t th e U n ive rsity Press, 1973. [3] G. L em aitre , T he B eginning of th e W orld: fro m th e P o in t of V iew of Q u an tu m T heory, N ature, vol. 127, no 3210, M ay 9, 1931, 706. [4] G. L em aitre , L ’hypothese de l ’atom e p rim itif, R evu e des Q ue stions S cien tijiq u es, 1948, 321—339. [5] G. L em aitre , T he P rim a e v a l A tom H ypothesis an d th e P ro b le m of th e C lu sters of G alaxies, w : L a stru ctu re et re v o lu tio n de V U nivers, I n s titu t In te rn a tio n a l de P hy siq u e Solvay, O nziem e C onceil de P hysique, B ru x elles 1958. [6] G. L em aitre , In sta b ility in th e E x p an d in g U n iv erse an d Its A stro n o m ical Im p licatio n s, Pont. A cad. Sci.: S crip ta V aria 16, 1948, 475—486. [7] G. L em aitre , L ’U nivers en expansion, R ev. Q uest. Sci., m ai 1935, 357—375. [8] V. P etro sia n , C o n fro n tatio n of L e m a itre M odels an d th e Cos m ological C on stan t w ith O bservations, w : C o n fro n ta tio n o f C osm ologi cal T heories w ith O bservational Data, S y m p o zju m M iędzynar. U nii A stron. w K ra k o w ie (wyd. przez M. S. L ong aira) R eidel, 1974, s. 31— 46. [9] G. L em aitre , A. B artholom e, C o n trib u tio n s au pro b lem e des am as de galaxies, A n n . Soc. Sci. B ruxelles, 72, 1978, 97—102. [10] G. L e m a itre ’a, T he E x p an d in g U niverse, m a szyn o p is, 50 str., w A rch iw u m L e m a itre ’a w L ouv ain -la-N eu v e. K R Z Y S Z T O F ZIO Ł K O W SK 1 — W arszaw a ŚWIADKOWIE NARODZIN UKŁADU SŁONECZNEGO Cztery i pół miliarda lat temu, w posiadającym kształt dysku gazowo-pyłowym obłoku powstającego właśnie Słońca, toczyła się dziwna walka między obficie tworzącymi się weń zgęszczeniami materii. Większe przechwytywały mniejsze; liczne zde rzenia rozdrabniały już uformowane, a pozostałości rozpadów były bądź wyrzucane na zewnątrz, bądź też trafiały w Słońce; częste kolizje — w zależności od prędkości spotkania i w iel kości jego uczestników — powodowały „zlepianie się” materii w coraz bardziej masywne bryły albo na drodze powolnego 10/1979 URANIA 301 procesu ewolucyjnego, albo w gwałtownych spadkach jednych ciał na drugie. Po upływ ie kilku milionów lat na placu boju zostały już tylko nieliczne, ale za to stosunkowo duże, kuliste kondensacje m aterii okrążające Słońce po stabilnych, prawie kołowych orbitach; dały one początek planetom. Pozostała m a teria pierw otnej mgławicy uległa niemal zupełnemu rozprosze niu, a jedynie w stosunkowo wąskim pasie między orbitam i Marsa i Jowisza do dziś krąży wokół Słońca wiele tysięcy świadków tam tych wydarzeń; ze względu na niewielkie roz m iary zyskały one nazwę małych planet, planetoid lub asteroid. Planetek nie da się zaobserwować na niebie gołym okiem, nic więc dziwnego, że o ich istnieniu dowiedziano się dopiero w poprzednim stuleciu. Pierwszą i największą asteroidę Ceres odkrył 1 stycznia 1801 roku sycylijski astronom G. P i a z z i , trzy dalsze zaobserwowano w ciągu kilku następnych lat, zaś masowo zaczęto je odkrywać w drugiej połowie XIX wieku. Obecnie znanych jest już kilka tysięcy tych ciał niebieskich. Ogromna większość planetoid porusza się wokół Słońca — po dobnie jak planety — po prawie kołowych orbitach leżących niemal w jednej płaszczyźnie pokryw ającej się z płaszczyzną ruchu wielkich planet; średnia odległość asteroid od Słońca przewyższa blisko trzykrotnie odległość Ziemi od Słońca, a ich okres obiegu wynosi średnio 4,5 lat. Ale niewielki procent małych planet odbiega od tych pra widłowości. Przykładem mogą być tzw. trojańczycy — planetoidy, których nazwy pochodzą od im ion bohaterów wojny trojańskiej. Krążą one po torach, które niem al całkowicie po kryw ają się z orbitą Jowisza, przy czym ich odległości od Jo wisza są zawsze równe mniej więcej odległości Jowisza od Słońca, czyli — innym i s ło w y — Słońce, Jowisz i trojańczycy stale znajdują się w wierzchołkach tró jk ąta równobocznego. O trojańczykach mówimy, że poruszają się w rezonansie 1 : 1 z Jowiszem. Natomiast intrygującym zjawiskiem jest fakt b ra ku planetoid, które poruszałyby się w rezonansie 1 : 2 z Jow i szem, tzn. takich, których okresy obiegu wokół Słońca byłyby równe połowie okresu obiegu Jowisza. W całym pierścieniu planetoid jest to wyraźnie obserwowana luka, która nosi nazwę przerw y Hecuby. O ile istnienie trojańczyków jest p rzy ro d n i czym potwierdzeniem przewidywanego teoretycznie faktu, to do tej pory nie udało się dostatecznie wiarogodnie uzasadnić występowania przerw y Hecuby. Również przy innych rezonan sach z ruchem Jowisza obserwuje się bądź to zgrupowania bądź też luki w pierścieniu planetoid (tzw. okna Kirkwooda). 302 URANIA 10/1979 Istnieją ponadto pojedyncze planetoidy poruszające się po zupełnie nietypowych dla tych ciał niebieskich orbitach. Wy mieńmy dla przykładu dwie, które — wśród dotychczas zna nych — charakteryzują się najm niejszym i największym okre sem obiegu wokół Słońca. Planetoida Ra-Shalom odkryta we wrześniu 1978 roku obiega Słońce zaledwie w ciągu 277 dni przybliżając się do niego w peryhelium na odległość 0,47 jed nostki astronomicznej i oddalając się w aphelium nieco poza orbitę Ziemi na odległość 1,20 jednostki astronomicznej. Rów nie niedawno odkryta — w listopadzie 1977 roku — planetka Chejron ma okres obiegu równy 50,7 lat. Jej odległości p ery helium i aphelium wynoszą odpowiednio 8,5 i 18,9 jednostki astronomicznej. O rbity obu tych planetoid są dość znacznie od biegającymi od koła elipsami (mimośród Ra-Shalom wynosi 0,43, a Chejrona 0,38) i znajdują się całkowicie poza pierście niem m ałych planet (Ra-Shalom w ew nątrz, a Chejron na ze wnątrz). Dodajmy, że Ra-Shalom należy do planetoid tzw. gru py Apollo, którym poświęcimy odrębny arty k u ł w następnym numerze Uranii. Do niedawna te właśnie (oraz wiele innych tu nie wymie nionych) osobliwości ruchów stanow iły główny przedm iot ba dań planetoid, dostarczając niejednokrotnie przyrodniczych po tw ierdzeń różnym teoretycznym rozwiązaniom mechaniki nie ba. O statnie łata przesunęły jednak punkt ciężkości zaintere sowań małymi planetam i na zagadnienia fizyczne takie jak ba dania kształtów, rozmiarów i mas planetoid, zmian jasności, barw y i zdolności odbijającej ich powierzchni itp. W ydaje się, że przyczyną tego było przede wszystkim zrozumienie faktu, że badania stru k tu ry tych ciał niebieskich dostarczają inform a cji o narodzinach i początkowych stadiach ewolucji Układu Słonecznego. Kilka lat tem u odkryto np., że — w brew pierw otnym przy puszczeniom — zdolność odbijania (albedo) promieniowania słonecznego od powierzchni planetoid nie jest jednakowa i może różnić się dla poszczególnych obiektów naw et o czyn nik 10. Spośród około 200 dotychczas szczegółowo przebadanych asteroid najm niej promieniowania — zaledwie 0,02 — odbija Arethusa, a najwięcej — 0,38 — Nysa. Albedo czterech pier wszych planetoid wynosi: Ceres — 0,05, Pallas — 0,07, Juno — 0,15, W esta — 0,23. Znajomość albedo planetoidy umożliwia znalezienie jej roz miarów. P rzyjm ując bowiem, że asteroida prom ieniuje jedy nie odbitym św iatłem słonecznym, pomiar jej jasności i obli- 10/1979 URANIA 303 czenie na podstawie znanej orbity odległości od Ziemi i Słońca przy danym albedo, stw arza możliwość obliczenia wielkości po wierzchni odbijającej, a stąd średnicy planetoidy. Jedna z me tod znajdowania albedo planetoid opiera się na znalezionej la boratoryjnie zależności stopnia polaryzacji św iatła odbitego od powierzchni o określonej zdolności odbijania od kąta fazowego (czyli kąta między kierunkam i: źródło światła — obserw ator i źródło św iatła — powierzchnia odbijająca; lub w przypadku planetoidy: Słońce — Ziemia i Słońce — planetoida). Znając tę zależność dla powierzchni o różnych zdolnościach odbijania, pomiar polaryzacji promieniowania planetoidy i obliczenie kąta fazowego w momencie pomiaru umożliwi znalezienie jej albe do. Inny sposób znajdowania albedo planetoid stał się możliwy dzięki znacznemu ostatnio zwiększeniu dokładności metod ra diom etrycznych pomiaru ilości promieniowania podczerwonego, za pomocą których można precyzyjnie mierzyć własne, term icz ne promieniowanie m ałych planet. Zakładając, że wszystko promieniowanie, które nie zostało odbite od planetoidy, a za absorbowane przez jej powierzchnię zostało następnie wyemi tow ane jako promieniowanie term iczne, i że planetoida w łas nych źródeł ciepła nie posiada, z pom iaru ilości tego promie niowania i jasności planetoidy można obliczyć albedo jej po wierzchni. Średnice (w km) czterech pierwszych planetoid znajdowane różnymi metodam i Pallas Juno Westa 767 489 193 386 1050 635 225 515 11003 585 538 247 538 Ceres bezpośredni pomiar m ikrometryczny metoda polary m etryczna metoda radiom etryczna zakrycie gwiazdy Różne sposoby pom iaru albedo planetoid dają różne w ar tości ich średnic. W Tabeli 1 zebrano odpowiednie dane dla czterech pierwszych małych planet, dla których — jeszcze w końcu zeszłego stulecia — udało się m ikrom etrycznie zmie rzyć średnice. Ciekawe, że współczesne m etody polarym etrycz ne i radiom etryczne dają w artości średnic większe od daw niej szej m etody m ikrom etrycznej. W przypadku planetoidy Pallas 304 U R A N IA 10/1979 niedawne zakrycie przez nią gwiazdy 11 wielkości gwiazdowej SAO 85009 w dniu 29 maj 1978 roku stało się okazją do pomia ru średnicy jeszcze inną metodą. Umożliwia ona stwierdzenie, że Pallas ma kształt elipsoidy trój osiowej, której prom ień bie gunowy wynosi 266 + 15 km, a promienie równikowe są równe 279 + 4 km i 263 ± 6 km. Inform acje o kształtach innych plane toid pochodzą natom iast z analizy krzyw ych zmian ich jasności. Jasności znanych planetoid ulegają zmianom w granicach od 0,04 wielkości gwiazdowej dla Ceres aż do 1,5 wielkości gwiaz dowej dla Erosa i naw et 2 wielkości gwiazdowych dla Geographosa. Analiza zmian w czasie jasności wskazuje, że np. Geographos przypomina swym kształtem wydłużony cylinder o długości 4+ 0 ,5 km i szerokości 1,5 ±0,15 km. O masach planetoid wiemy niewiele. Według najnowszych ocen masa całego pierścienia m ałych planet wynosi 3 X 1021 kg co stanowi zaledwie 0,0005 m asy Ziemi. Mniej więcej połowa tej wielkości przypada na trzy największe planetoidy Ceres, Pallas i Westę. Do ciekawych wniosków doprowadziło spostrzeżenie, że widma planetoid ciemniejszych, czyli słabiej odbijających pro mieniowanie słoneczne, są wyraźnie różne od widm planetoid jaśniejszych, a więc o większej zdolności odbijania. Porów na nie tych widm z uzyskanymi laboratoryjnie widmami promie niowania odbitego od m eteorytów różnych typów pozwoliło stwierdzić podobieństwo planetoid o m ałym albedo do tzw. wę glowych chondrytów, a planetoid o większym albedo do me teorytów kamiennych. Ale jednym z najciekawszych odkryć ostatnich lat w ydaje się znalezienie zależności budowy asteroid od ich odległości od Słońca. Okazuje się mianowicie, że bliżej Słońca krążą głównie jasne planetoidy kam ienne, podczas gdy w bliższych orbity Jo wisza zew nętrznych partiach pierścienia m ałych planet spotyka się przeważnie ciemne planetoidy węglowe. Odzwierciedla to prawdopodobnie przestrzenne zróżnicowanie obfitości poszcze gólnych pierw iastków w okresie powstawania U kładu Słonecz nego, a także w ydaje się świadczyć o tym , że planetoidy znaj dują się obecnie w tych samych mniej więcej odległościach od Słońca co w początkowej fazie jego ewolucji. U gruntuje to ta k że przedstawioną na początku hipotezę pochodzenia planetek podważając jednocześnie wiarygodność popularnej jeszcze do niedawna koncepcji powstania m ałych planet w w yniku roz padu jednego lub kilku większych ciał krążących pierwotnie wokół Słońca między orbitam i Marsa i Jowisza. 10/1979 URANIA 305 Warto może jeszcze na zakończenie uzm ysłowić sobie, że świadectw em burzliwych wydarzeń u zarania dziejów układu planetarnego jest nie tylko oczyw isty fakt istnienia pierścienia małych planet, ale także równie oczywisty, choć dopiero w ostatnich latach stwierdzony, fakt występowania charakte rystycznych kraterów uderzeniowych na powierzchniach w szy stkich planet i satelitów wewnętrznej części Układu Słonecz nego (tzn. znajdujących się na zewnątrz orbity Jowisza), a tak że satelitów Jowisza, o czym przekonują nas zdjęcia na okładce niniejszego numeru Uranii. Należy więc spodziewać się podob nego wyglądu również i powierzchni planetek. L U D W I K Z A J D L E R — W arszaw a NA MARGINESIE SZEŚCDZIESIĘCIOLECIA „URANII” P ierw szy n u m e r „U ran ii” w yszedł spod p ra sy w listopadzie 1919 roku. W m ałej d ru k aren c e przy ul. M arszałkow skiej w W arszaw ie, odbity te c h n ik ą hekto g raficzn ą w kilkudziesięciu egzem plarzach. N a w ybór d ru k a rn i być może w p ły n ął fa k t, że nosiła ona bardzo odpow iednią nazw ę „ S a tu rn ”. R e d ak to ra m i i au to ra m i arty k u łó w byli uczniow ie m a tu ra ln y c h klas gim nazjów w arszaw skich: J a n M erg en taler z gim n. Mi k o ła ja R eja, S tan isław M rozow ski z gim n. Z iem i M azow ieckiej i S te fa n K aliń sk i z gim n. K azim ierza K ulw iecia (auto r niniejszego je st też „k u lw ieciakiem ”, ale z nieco późniejszych roczników ). P ro te k to ra t n ad tą g ru p ą en tu zjastó w , do k tó re j dołączyli w liczbie około dw udziestu rów ieśnicy tak że z innych szkół, o b jął trzydziesto k ilk o letn i astronom , d r F elic ja n K ępiński, nauczyciel astro n o m ii w k ilk u szkołach w arsza w skich, jednocześnie pełniący obow iązki tym czasow ego k ie ro w n ik a O b serw ato riu m U n iw ersy tetu W arszaw skiego, co bardzo sp rzy jało p ro p a gow aniu idei w śród m łodzieży szkolnej. D zięki jego pom ocy udało się uzyskać w k u ra to riu m zgodę n a u tw orzenie m iędzyszkolnego sto w arzy szenia o ch a rak te rz e sam okształceniow ym o nazw ie Koło M iłośników A stronom ii. Z eb ran ie o rganizacyjne odbyło się w d n iu 5 p aźd ziern ik a 1919 r. i tę d atę należałoby uw ażać za d atę założenia naszego T o w arzy stw a, gdyby nie pow ażny szkopuł: poza d r K ęp iń sk im w szyscy człon kow ie byli niepełnoletni. W krótce do K oła p rzy stą p ili nieco sta rsi k o ledzy, studenci E d w ard Stenz (ur. 1897 r.) i A nto n i Z yg m u n t (r. 1900), i u rzę d n ik pocztow y M aksym ilian B iałęcki, e n tu z ja s ta astro n o m iczn y ch p o p u la rn y c h dzieł F lam m ario n a, posiadacz w łasn ej lu n e ty o śred n icy o b iektyw u 10 cm. M aksym ilianow i B iałęckiem u pism o nasze zaw dzię cza sw ój ty tu ł „ U ra n ja ” (zgodnie z o rto g ra fią ów czesną p isan y z lite rą „ i ”). N ajw iększą chyba tru d n o ść w w y d aw an iu U ra n ii stan o w ił b ra k środków finansow ych. S k ład k a członkow ska nie w y sta rc za ła oczyw iście n a pokrycie kosztów p ap ieru i d ru k u . C złonkow ie K oła rozp ro w ad zali gdzie się dało egzem plarze, głów nie w śród kolegów (cena n u m e ru w y nosiła 4 m arki), p ew n ą sum ę uzyskano z zad ek laro w a n ej z góry p rzed- 306 URANIA 10/1979 p ła ty przez członków rodzin lu b znajom ych p rzy ch y ln ie usposobionych do akcji. I ta k n a przy k ład — ja k rela cjo n u je S tan isław M rozow ski — jego b ab k a w p isała sw ego now onarodzonego w n u k a n a listę p re n u m e ra to ró w dożyw otnich... T en b ra k środków w łasn y ch , tzn. ze składek bądź p re n u m e ra ty , tow arzyszy w y d aw n ictw u po dzień dzisiejszy, a w k ażdym razie do chw ili przejęcia w y d aw n ic tw a przez Z ak ład N a rodow y im. O ssolińskich w 1977 roku. W okresie m iędzyw ojennym n ie kiedy u daw ało się uzyskiw ać pew ne fundusze od w ład z m ia sta W ar szaw y lu b państw ow ych, nie w y starczały one je d n a k n igdy n a w y d a w anie m iesięcznika, n aw e t k w a rta ln ik a . B yw ały la ta k iedy u k azy w ały się ty lk o d w a zeszyty (w la ta c h 1923 i 1924 ty lk o po jednym ), a w ro k u 1935 nie w ydano żadnego. T ylko niezw ykłem u entuzjazm ow i m łodych m iłośników n ależy zaw zięczać, że w ty ch tru d n y c h w a ru n k a c h 1919 ro k u p ow stało w y d aw n i ctw o, k tó re okazało się ta k potrzebne, że u trz y m u je się w niew iele zm ienionym p ro filu przez la t sześćdziesiąt. P rzyczynili się do tego n ie w ą tp liw ie i ci, k tó rzy ju ż p rze d tem stw o rzyli k lim a t sp rzy ja ją cy zain tereso w an iu się astro n o m ią n a ziem iach -polsk ich . A w ięc i K am il F lam m ario n , którego dzieła p o p u la rn o n a u k o w e tłum aczone n a język polski pobudziły lek arza z Jęd rzejo w a, d r F e lik sa P rzypkow skiego (dziad obecnego d y re k to ra M uzeum P rzy p k o w skich) do w y stą p ien ia już na k ilk a la t przed w o jn ą św iato w ą w p rasie 0 pow ołanie zrzeszenia m iłośników astro n o m ii n a w zór istn iejąceg o w e F ra n c ji T ow arzystw a A stronom icznego. Do ap elu p rzyłączyli się w spom n ia n y już M aksym ilian B iałęcki i F e lic ja n K ępiński, a ta k że ziem ianin z P rzegalin inż. W ładysław S zaniaw ski, lek arz d r T adeusz R akow iecki 1 astro n o m T adeusz B anachiew icz. Z apew n e do za in tereso w an ia się astro n o m ią przyczyniła się „groźna” ko m eta H alley a z 1910 roku, a już n a pew no ukazan ie się w 1919 ro k u k om ety B ro rsen -M etcalfa — o czym w sp o m in a ją M erg en taler i M rozow ski. W krótce je d n ak n ad ziem iam i polskim i przeszła now a fa la w o jen na: rok 1920. Część członków K oła znalazła się w w o jsk u , in n i po zdaniu egzam inów m a tu ra ln y c h rozpoczęli stu d ia w yższe n a różnych uczel niach. Jed y n ie ci, k tórzy pozostali w iern i astro n o m ii, w szczęli zabiegi w celu u tw o rzen ia T ow arzystw a. W w yniku ty c h zabiegów , po zw erb o w an iu do ak c ji k ilk a osób „dorosłych” (głów ni założyciele — K aliński, M erg en taler i M rozow ski nie m ieli jeszcze 21 lat), doszło do zeb ran ia zaintereso w an y ch w dn iu 26 listo p ad a 1921 r., n a k tó ry m uchw alono s ta tu t już nie K oła, lecz T ow arzystw a M iłośników A stronom ii. N a te m a t h isto rii p o w stan ia T o w arzy stw a i jego o rg an u n ap isan o już w iele. Szczególną w arto ść m a ją tu pierw sze, dziś już zaliczane do „białych k ru k ó w ” zeszyty U ra n ii z la t 1922 i 1923. Z a w ie ra ją one m. in. nazw iska członków sprzed 60 laty. T akże w n astęp n y c h la ta c h p an o w ał te n do b ry obyczaj, że w k ażd y m n um erze podaw an o p erso n alia now ow stę p u jąc y ch członków . N iezw ykle cenne są rów nież re la c je z ty c h czasów, za w arte w e w spom nieniach pierw szych re d a k to ró w U ra n ii — J a n a M e rg e n talera („,Pod znakiem k o m e ty ”, U ran ia, listopad 1959 r., z o kazji czterdziesto lecia) i S tan isław a M rozow skiego („Ja k pow stało T ow arzystw o M iłośni ków A stronom ii’, U ran ia, lu ty 1973 r.). Z w ięzłą h isto rię z ta b ela m i za w iera jąc y m i liczne d an e staty sty czn e, zaw iera w y d an a w 1971 r. b ro rz u rk a pt. „50 la t społeczno-m iłośniczego ru c h u astronom icznego w P o l sce”, k tó rej a u to ra m i są T adeusz G rzesło i J a n Rolew icz. C enną pozycję w zakresie h isto rii U ran ii stanow i a rty k u ł „C zterdziestolecie czasopism a 10/1979 URANIA 307 U rania” Stanisław a Lubertowicza (maj 1962 r., w roku jubileuszowym ukazahia się „legalnego” organu Tow arzystw a Miłośników Astronomii); autor zadał sobie tru d zinw entaryzow ania wszystkich zeszytów i num e rów U ranii od pierwszego w 1922 r. do ostatniego w 1961 r., łącznie to mów 32, zeszytów 205, num erów 250 (niektóre zeszyty łączyły parę nu merów). Na zakończenie om aw iania „prehistorycznych” num erów U ranii, tych z lat 1919—1920, należy podać, że ukazało się ich tylko cztery, że są to egzemplarze dziś nie do zdobycia, że strona tytułow a n r 2 była reprodukow ana na okładce U ranii n r 2 (luty) z 1967 roku. I że redakcja U ranii bardzo prosi osoby posiadające egzemplarze o wypożyczenie ich w celu sporządzenia kopii kserograficznych. W łaściwą historię U rania rozpoczyna dopiero z ukazaniem się pierwszego num eru w 1922 roku, już drukow ana „przyzwoicie” (skład czcionkowy w D rukarni Technicznej przy ul. Czackiego 3/5 w W arsza wie). Redaktorem jej był astronom -profesjonalista dr F. Kępiński. Póź niej zm ieniali się redaktorzy, drukarnie i ceny: n r 1 kosztował 250 m a rek, n r 2 — 360 mk, n r 3—4 — 1500 mk, natom iast n r 5 (w 1923 r.) „tylko” 60 groszy, było to już po reform ie w alutowej. W latach później szych cena egzemplarza w sprzedaży i prenum eracie utrzym yw ała się na poziomie 1—2 złotych. Odliczając te cztery num ery hektografow ane jak również lata „pu ste” (1921, 1935, 1940—1945 oraz 1947) kiedy U rania nie wychodziła, ze brało się ogółem dotąd 50 roczników, zaw ierających do końca 1979 roku 466 num erów w 408 zeszytach, razem ok. 13 tysięcy stron zadrukow a nych, nie licząc okładek zadrukow anych bądź ilustrow anych, w kładek, dodatków bądź rocznych spisów treści. Odpowiadałoby to m niej więcej 25 tomom powyżej 500 stron liczących jakiejś „wielkiej encyklopedii”. To porównanie z encyklopedią nasuw a się również podczas czytania różnych zeszytów Uranii. N iektóre artykuły oceniane byw ają jako mało interesujące, podczas gdy inne są pilnie studiow ane; tak samo jest, gdy otworzymy encyklopedię na dowolnej stronie. Na następny odcinek pew nych artykułów seryjnych czytelnicy oczekują z niecierpliwością, na inne skarżą się przy każdej sposobności. Członkowi redakcji trudno jest wystaw ić ogólną ocenę miesięcznika... Jedno jest pewne: inform acje „ze św iata astronomicznego”, o frapujących osiągnięciach nauki, publiko w ane są z ogromnym opóźnieniem. Przy tzw. cyklu produkcyjnym trw a jącym blisko pół roku, trudno jest konkurow ać z prasą codzienną, ustę pującą pod tym względem jedynie wiadomościom z radia. Jako przy kład: niniejszy artykuł, który przeznaczony jest do num eru październi kowego, napisany został w m aju, a do rąk czytelnika dostanie się przy notorycznym spóźnianiu się druku i ekspedycji — zapewne w listopa dzie. Jeszcze gorzej przedstaw ia się spraw a, gdy artykuł w U ranii n a pisany jest na podstawie publikacji naukowych zagranicznych, Docho dzi w tedy czas potrzebny na zapoznanie się z literaturą, uwzględnić tu należy również to, że i w w ydaw nictw ie referow anym też obowią zują cykle produkcyjne”. Stw arza to sytuację, że niekiedy redakcja rezygnuje z publikow ania pewnych „nowości”, aby nie omawiać rzeczy dawno zdezaktualizowanych, o których czytelnicy już wiedzą z innych źródeł. Wspomnienie o tym autorow i niniejszego w ydaje się konieczne, gdy mowa o ocenie U ranii na tle sześćdziesięciu lat historii. „K alendarzyk astronom iczny”, jako stała pozycja Uranii, w ciągu tych 60 lat przechodził kilka zmian. Od pierwszego num eru w 1922 r. do końca 1925 r. podawano współrzędne oraz wschody i zachody Słoń- 308 URANIA 10/1979 ca, Księżyca i planet w form ie tabel, zamieszczano również efemerydy zjaw isk w układzie Jowisza i zakryć gwiazd przez Księżyc. Już w 1922 r. O bserw atorium K rakow skie rozpoczęło w ydaw anie „Rocznika Astrono micznego”, zawierającego dane dla potrzeb astronom ów i miłośników; część tego rocznika pod tytułem „C allendarium Rocznika Astronomicz nego O bserw atorium Krakow skiego” jako — tak głosi nadruk na okład ce — „bezpłatny dodatek do U ranii dla członków Towarzystwa Miłośni ków A stronom ii” drukow ano odrębnie w latach 1926 i 1927. W związku z tym pow tarzanie danych przeznaczonych głównie dla obserwatorówam atorów okazało się zbędne. W 1927 r. w W arszawie rozpoczęto wy daw anie „K alendarza Astronomicznego Towarzystwa Miłośników Astro nom ii”. Oba te w ydaw nictw a nie utrzym ały się długo („Dodatek Mię dzynarodow y” do Rocznika Krakowskiego, zawierający głównie dane dla obserw atorów gwiazd zmiennych, wychodzi po dziś). Bardzo przydatny dla miłośników astronom ii był w tych czasach „K alendarz Ilustrow anego K uryera Codziennego” (tzw. „krakowskiego IKC”), redagow any od 1928 r. przez prof. Tadeusza Banachiewicza, póź niej — aż do 1939 r. przez dra Jan a Gadomskiego. Zaw ierał on oprócz kalendarium w postaci tabel i w ykresów bogato ilustrow ane artykuły, i stanowił doskonałe uzupełnienie inform acji dla miłośników wobec bardzo nieregularnie ukazującej się U ranii. W roku 1936 U rania, „upo raw szy się” z trudnościam i, rozpoczęła regularne w ydaw anie w postaci kw artalnika we Lwowie pod redakcją prof. Eugeniusza Rybki. O statni z przedw ojennej serii zeszyt U ranii ukazał się w czerwcu 1939 r. i za w ierał czterostronicow y kalendarzyk na sierpień, wrzesień i paździer nik: efem erydy (współrzędne oraz wschody i zachody) Słońca, Księżyca, siedmiu planet i trzech planetoid, minima Algola i zakrycia gwiazd przez Księżyc. W podobny sposób kontynuow ano podawanie danych kalendarzo wych po wznowieniu U ranii po wojnie. W latach 1972—1974 powrócono do idei w ydaw ania rocznego „K alendarzyka astronomicznego” jako w kładki (tabele w spółrzędnych oraz wschodów i zachodów Słońca, Księ życa i sześciu planet, jak również dane dla obserw atorów Słońca), po zostałe inform acje o zjaw iskach drukując w odcinkach miesięcznych. Jednakże ograniczenia w przydziale papieru zmusiły wydawnictw o do zrezygnowania z tego i odtąd kalendarzyk ukazuje się w obecnej, bu dzącej wśród użytkowników dużo kontrow ersji, formie. Zwłaszcza w te dy, gdy dociera do ich rąk z opóźnieniem. W ciągu 60 lat ustalił się profil Uranii. Na pierwszych stronach publikow ane są artykuły spod pióra renom owanych autorów, astronom ów -profesjonalistów , referujących interesujące działy astronomii, czę sto wyniki ich w łasnych badań, następnie artykuły przeglądowe na pod staw ie literatu ry na ogół niedostępnej dla szerokiego grona miłośników. Niekiedy są to tylko krótkie referaty w kolum nie „K ronika”, często omówienia nowości wydawniczych. Nie są publikowane własne prace naukow e miłośników bez uprzedniego zaopiniowania przez Radę Nauko w ą Towarzystwa; nie dotyczy to oczywiście wyników obserwacji am a torów — jak Sekcji O bserw atorów Słońca, zjaw isk zaćmieniowych itp. Już w 1929 r. wydano pierwszy (i jedyny) zeszyt w ydaw nictw a „Prace Oddziału W arszawskiego” Tow arzystw a, którego zadaniem miało być publikow anie prac miłośników; wydaw nictw o wznowiono w 1956 r. jako „Dodatek naukow y do U ranii” (cztery zeszyty 1956, 1959, 1961 i 1963, w jęz. angielskim), a po kilkuletniej przerw ie wychodzi dziś pt. „The Astronom ical R eports”. W ydawnictwo przeznaczone jest wyłącznie dla 10/1979 URANIA 309 prac naukow ych miłośników, niezależne od U ranii (redaktorem jest prof. K onrad Rudnicki) i rozpowszechniane jest za granicą. U rania jako organ P.T.M.A. poświęcona jest również om awianiu spraw z życia Towarzystwa. Jest to kontynuacja rozpoczętej przed 60 laty „Kroniki T.M.A.”, miejsce do om aw iania zjazdów, sesji naukowych, imprez jak obozy szkoleniowo-obserwacyjne. Od czasu do czasu za mieszczane są także listy do redakcji; zaw ierają one niekiedy i słowa krytyki, a jeżeli nie są cytowane dosłownie, to często dlatego, że n a dają się raczej do om aw iania w węższym gronie zainteresowanych... W ciągu ostatnich dw udziestu lat dużo uwagi poświęcono ilu stra cjom na okładkach U ranii, szczególnie od czasów zastosowania specjal nych kam er na pojazdach kosmicznych. Ich jakość byw ała różna, głów nie zależnie od gatunku papieru. Ale ostatnio niewiele ustępują ilu stracjom tych w ydaw nictw zagranicznych, na których usiłujem y się wzorować. KRONIKA Planety w okół Gwiazdy Barnarda czyli o pew nej m etodzie argum entacji Żadna chyba z gwiazd nie jest poddaw ana równie intensyw nym co ekstensyw nym badaniom astrom etrycznym jak położona w Wężowniku, odległa o 6 lat św iatła od Słońca, Gwiazda B arnarda (GB w d. c. tekstu), o jasności wizualnej 9,5 m agnitudo i najw iększym ze znanych ruchu w łasnym (10,3 sekundy łuku na rok). Zainteresow anie GB budzi głównie ze względu na możliwość posiadania w łasnej rodziny planet. Prowadzone od 1916 obserw acje zaowocowały opublikowaną w 1963 p racą Petera van de K am pa, w której doniósł o periodycznej zmienności ruchu własnego GB i zinterpretow ał ją jako efekt oddzia ływ ania graw itacyjnego niewidzialnego towarzysza, o masie mało co większej od jowiszowej i silnie ekscentrycznej orbicie. W roku 1968 ten sam autor podał dokładniejszy okres obiegu tow arzysza wokół gwiazdy, a w kilka miesięcy później zaproponował hipotezę dwóch planet, okrą żających gwiazdę po orbitach kołowych z okresam i 26 i 12 lat. Wnioski van de K am pa próbow ali potw ierdzić w 1973 G. Gatewood i H. Eichhorn, w oparciu o klisze wykonane w innych niż Sproul (van de Kamp) obserw atoriach. Ponieważ nie stw ierdzili oni okresowości zmian poło żenia GB, uznano, że odkrycie van de K am pa było jedynie efektem instrum entalnym . Ten ostatni utrzym yw ał w prawdzie, że nie może być mowy o błędzie, jednak konkluzje Gatewooda i Eichhorna uczyniły od krycie w ątpliw ym , zaś negatyw ny rezultat ich pracy został zapam ięta ny i w ykorzystany w niektórych późniejszych opracowaniach. N ajbar dziej bulw ersujące z nich to poniekąd dysydencka koncepcja Szkłowskiego unikatowości cywilizacji ziemskiej we Wszechświecie (zob. U ra nia, 1979, n r 2, str. 48 dół). Negatywne konkluzje Gatewooda i Eich horna były Szkłowskiemu na rękę, ponieważ w ydatnie podpierały jego hipotezę. Gdyby jednak zaznajom ił się on z oryginałam i sprzecznych ze sobą prac, w tedy z pewnością w ykazałby więcej ostrożności. M ateriał, którym dysponował van de K am p był (i jest) po prostu znacznie b a r dziej w artościow y od będącego przedm iotem in terpretacji jego oponen tów. Sam Gatewood po pewnym czasie wycofał się ze swego stanowiska i w tej chwili zgadza się już że GB posiada układ planetarny (czego dowód dał na przykład w referacie wygłoszonym na Kongresie Astro- BIO URANIA 10/1979 nautycznym w 1978 w Dubrowniku). Szkłowski nadal woli jednak cy tować daw ne poglądy Gatewooda — nieaktualne od przynajm niej dwóch lat, lecz przecież lepiej pasujące do koncepcji naszej samotności. K olejne potwierdzenie prawidłowości interp retacji van de Kam pa zna leźć można w jego najnowszej pracy, której w stępne rezultaty przy niósł m arcowy Sk y and Telescope. Analiza klisz z lat 1950—1978 w yka zała ponownie, że ruch GB zakłócany jest przez dwa ciała okrążające ją po orbitach praw ie koplanarnych, z okresam i 11,7 i 20 lub więcej lat. Przyjm ując na masę GB 0,14 masy Słońca wyznaczono promienie orbit niewidzialnych towarzyszy na 2,7 i 3,8 j. a. a ich masy na 0,8 i 0,4 masy Jowisza. M iejmy nadzieję, że te rezultaty dotrą do J. Szkłowskiego, a casus planet GB nie będzie dłużej przezeń wykorzystywany dla wzmocnienia jego hipotezy — równie zaskakującej co dyskusyjnej. ZBIGNIEW PAPROTNY OBSERWACJE Raport V 1979 o radiowym prom ieniowaniu Słońca Średnie strum ienie miesiąca: 6,5 (127 MHz, 29 dni obserwacji) i 149,6 su (2800 MHz, 28 dni). Średnia m iesięczna wskaźników zmienności — 0,17. Na częstotliwości 127 MHz stw ierdziliśm y w m aju tylko 8 zjawisk niezwykłych, z tego 7 to burze szumowe. N ajsilniejszą była burza z dnia 1 V (wskaźnik zmienności 2). Zaś na częstotliwości 2800 MHz w ystąpiło jedno zjawisko (22 V o godz. 1115 UT [65 su]). Toruń, 7 czerwca 1979 r. K . M. B O R K O W S K I , H . W E Ł N O W S K I Komunikat Centralnej Sekcji Obserwatorów Słońca nr 5/79 Plam otw órcza aktywność Słońca wysoka i nadal w zrasta. Średnia mie sięczna względna liczba Wolfa (m onth m ean Wolf Number) za miesiąc maj 1979 r. R = 139,9 10/1979 URANIA 311 W m a ju na w idocznej ta rc zy Słońca zaobserw ow ano p o w stan ie 48 now ych grup p lam słonecznych. W śród nich 6 g ru p dużych o m a k sy m aln ej pow ierzchni ponad 1000 jednostek, 6 g ru p śred n iej w ielkości oraz 36 grup m ałych lub bardzo m ałych. Szacunkow a śred n ia m iesięczna p lam (m onth m ean A re a of S u n spots) za m iesiąc maj 1979 r...................S = 1384 • 10-6 p.p.s. W skaźnik zm ienności plam ow ej cyklu (Solar S pot V a ria b ility Index) do listo p ad a 1978 r. w yniósł Z = 14,2. Ś rednia m iesięczna k o n se k u ty w n a liczba p lam o w a z 13 m iesięcy za listo pad 1978 r. w yniosła R = 113,5. D zienne liczby plam ow e (Daily W olf N um bers) w m a ju 1979 r.: 105, 109, 108, 124, 131, 117, 162, 163, 129, 137, 143, 142, 184, 201, 230, 195, 162, 150, 139, 131, 152, 143, 124, 131, 126, 129, 131, 137; 115, 99, 87. W ykorzystano: 367 o b serw acji 23 ob serw ato ró w w 31 d n iach o b ser w acy jnych. O bserw atorzy: R. B iernikow icz, J ’. B rylski, U. B endel, S. D ętko, S. H y b n er, T. K ali now ski, Z. K ieć, A. L azar, D. Lis, L. M aterniak, R. M iglus, F. R iim m ler, Z. R zepka, M. S iem ieniako, Z. Skorzew ski, B. Szew czyk, J. S zta jn y k ie r, M. Szulc, Ł. S zym ańska, W. S zym ański, J. U łanow icz, P. U rb a ń sk i, W. Z błow ski. A neks red a k cy jn y : Do w sp ó łp racy z naszą S ek cją przyłączył się Kol. S iegfried H y b n e r z W aidhofen/Y bbs — A u stria, k tórego se r decznie w ita m y w naszym gronie. D ąbrow a G órnicza, 7 czerw ca 1979 r. W ACŁAW SZYMAŃSKI Kom unikat Oddziału W arszawskiego PTMA N a zebraniu g ru p y o b serw ato ró w w dn iu 29 IV 1979 r. w lo k alu O d działu W arszaw skiego z udziałem przed staw iciela Z arząd u G łów nego PTM A dr. K. Z iółkow skiego, G łów nej R ady N aukow ej doc. d r. hab. M. Bielickiego, prezesa O ddziału W arszaw skiego Z. G reli o raz zaproszonych osób z in n y ch oddziałów , postanow iono zaktyw izow ać i rozszerzyć dzia łaln o ść dotychczasow ej sekcji o b se rw ac ji pozycyjnych. Proponuje się utw orzenie ogólnokrajowej sekcji obserwacyjnej pod nazwą Sekcja Obserwacji Pozycyjnych i Zakryć. D ziałalność S ekcji będzie obejm ow ać: 1. O b s e r w a c j e p o z y c y j n e p l a n e t o i d i k o m e t . 2. O b s e r w a c j e z a k r y ć : a) gw iazd przez ciała U k ład u Sło necznego, w tym , zw łaszcza zakryć przez K siężyc i p lan eto id y , b) w za je m n y c h 'z a k ry ć ciał U kład u Słonecznego — przejścia p la n e t dolnych przed ta rc z ą Słońca, zaćm ienia. Dla zapew nienia w aru n k ó w pro w ad zen ia w /w o b serw acji n a od p o w iednim poziom ie p rzew id u je się udzielanie o b serw ato ro m pom ocy w zakresie: a) ro zp ro w ad zan ia efem eryd zjaw iska, b) m eto d y k i ob serw acji, c) p rzy gotow ania in stru m e n tó w i służby czasu, d) um ożliw ienia o b serw a to ro m p u b lik a cji w yników o b serw acji w w y d aw n ic tw ac h k rajo w y c h i zagranicznych. , Siedzibą S ekcji je st W arszaw a (ul. B a rty ck a 18). 312 URANIA 10/1979 Kierow nikiem naukow ym Sekcji jest doc. dr hab. Maciej Bielicki, zastępcą d/s organizacyjnych — Kol. Rom an Fangor. Kierownikiem gru py obserw atorów zjaw isk zakryciowych jest mgr inż. Marek Zawilski, a grupy obserw acji pozycyjnych — Kol. Roman Fangor. Przew iduje się spotkania sem inaryjne kierow nictw a Sekcji raz na kw artał, spotkania w szystkich członków — raz na rok. Prosim y członków PTMA pragnących uczestniczyć w pracach Sekcji 0 pilne pisemne przesłanie swoich zgłoszeń na ręce z-cy d/s organiza cyjnych Kol. Romana Fangora. Po otrzym aniu zgłoszeń wszyscy otrzy m ają ankiety dla zorientow ania się w aktualnym stanie instrum entów 1 służby czasu poszczególnych obserwatorów. Umożliwi to udzielenie od powiedniej pomocy, w m iarę możliwości, w zakresie uzupełnienia czy uspraw nienia posiadanych instrum entów , tak, aby obserwatorzy mogli prowadzić obserw acje na odpowiednim poziomie. Adresy do korespondencji: 1) Zarząd Oddziału Warszawskiego PTMA, ul. B artycka 18, CAMK, 00-716 W arszawa, tel. 40-00-41 (R. F an gor), 2) Mgr inż. M. Zawilski — ul. W ojska Polskiego 72a m. 4, 91-809 Łódź, tel. 724-52 lub 655-22 (w pracy). P re z e s O d d z ia łu PT M A ZYGMUNT GRELA PORADNIK OBSERWATORA .Tak wykonać okulary do narzędzi astronom icznych Zarząd Główny PTMA w K rakow ie posiada pew ną ilość soczewek, z których można złożyć niezłe okulary. O sposobie nabycia ich przez członków Tow arzystw a inform ujem y poniżej. Proponujem y dwa zestawy szkieł w opraw ach metalowych (po dwie soczewki), które złożone w odpowiedni sposób dają okulary o ogniskowych 15 i 20 mm. Soczewki zestaw u należy umieścić w rurce metalowej lub ew. papierow ej, w ykonanej przez naw inięcie paska czarnego podklejonego papieru na w ałek odpowiedniej średnicy. Wy m iary m etalow ych opraw soczewek w yznaczają w ew nętrzny w ym iar ru rek , w ym iar zew nętrzny zależy od średnicy wyciągu okularowego. W w ypadku ru rk i klejonej z jpapieru grubość naw inięcia nie mniejsza niż 1,5 do 2 mm. K lej użyty do sklejania powinien dobrze wysychać, a w ięc być na bazie acetonu. Można też użyć chem outwardzalnego kleju Epidian 5. R urkę obudowy przycinam y do w ym iarów i m ocuje my soczewki umieszczając między nim i odpowiednio długi dla każdego zestaw u pierścień dystansowy. W ażną czynnością jest wyczernienie jasnych miejsc w nętrza okularu oraz jego dokładne odkurzenie. Wszel kie zanieczyszczenia leżące na kolektyw ie będą dobrze widoczne w polu widzenia. Z e s t a w 1: kolektyw f = 34 mm, oczna 5X - Będzie to okular typu K ellner uproszczony, o f = 15 mm (rys. 1). P rzy soczewce kolektyw u należy umieścić pierścień-diafragm ę z otworem 17 mm. Pom iędzy (diafragmą a oczną należy w staw ić pierś cień dystansow y o długości 11,5 mm. Z e s t a w 2: kolektyw f = 32 mm, oczna 10X- Będzie to okular typu Ram sdena o f = 20 m m (rys. 2). K olektyw oddzielony od ocznej pierścieniem dystansow ym 3,3 mm. Pozostałe w ym iary okularu mogą być takie jak w zestawie 1. 10/1979 URANIA 313 obudowa usze z e ln ien ie Rys oc*.ną i p i e r ś c i eń dystansowy obudowa oczna 314 URANIA 10/1979 R y su n k i o k u laró w i ich opis um ożliw ią w łaściw e zestaw ien ie ele m entów i u zyskanie w yników . P o ze staw ien iu elem entów w całość p rzy stę p u je m y do dość p rac o chłonnych czynności w y ce n tro w a n ia soczew ek w zględem osi o k u laru . W ty m celu d okonujem y o b serw acji gw iazd przez złożony o k u lar. W w y p ad k u dobrego w yosiow ania obrazy gw iazd b ęd ą p u n k ta m i, zaś obrazy przed i poza ogniskiem będą m iały w y g ląd ja sn y ch k rążk ó w . Złe u staw ien ie osi soczew ki spow oduje zniekształcenie o b razu gw iazdy, b ęd ą to m n iej lu b b ard z iej w y ciąg n ięte elipsy. O b ra ca jąc soczew ki w okół osi uzyska się ta k ie ich położenie, przy k tó ry m o brazy gw iazd b ęd ą ostre, zaś obrazy pozaogniskow e b ęd ą k rążk am i. Po osiągnięciu takiego położenia u n ie ru c h am iam y soczew ki ta k , ab y n ie m ogły zm ie nić położenia lub się przek ręcić, za pom ocą k le ju , k tó ry w puszczam y w n ie w ielk iej ilości w o tw o rk i n a b rzegach ru re k . N a zakończenie chcę przypom nieć o d o kład n y m w y czern ien iu w n ę trz a o k u la ra oraz o u su n ięciu w szelkich zanieczyszczeń. Soczew ki n a j lepiej przem yć alkoholem przy pom ocy m ięk k iej szm atk i, s ta ra ją c się nie p rzyciskać je j do szkła. N iew łaściw e czyszczenie m oże spow odow ać p o w stan ie rys n a szkle, co czyni soczew kę n ie z d a tn ą do n aszych ce lów. Do czyszczenia nie należy używ ać w aty , poniew aż m oże pozostaw ić n a pow ierzch n i w łoski. U szczelnienie w okół elem e n tu k o lek ty w u m ożna zrobić z p ask a p a p ie ru podklejonego w ta k ie j ilości, ab y k o lek ty w „sied ział” m ocno i nie p rze su w a ł się. Po sp e łn ie n iu w y m ienionych k oniecznych w aru n k ó w o trzy m am y o k u lary , k tó re p ow inny d aw ać dobre o brazy w polu w i dzenia. JACEK BURDA Inform acja P rz y w ilej nab y cia m a teria łó w i elem entów optycznych do b u d o w y te leskopów , ja k rów nież n ab y c ia w y d aw n ic tw T o w arzy stw a i p re n u m e ra ty „U ra n ii” po obniżonej cenie, p rzy słu g u je je d y n ie członkom PTMA. C ena k o m p le tu okularow ego (zestaw u) w ynosi d la członków PTM A 35 zł + 10 zł koszty w ysyłki i opakow ania. F o rm a płatności: G otów ką n a m iejscu w lo k a lu Z a rz ą d u G łów nego PTM A (K raków , ul. Solskiego 30 m. 8), dla zam iejscow ych :— p rzez d o k o nanie w p ła ty n a konto PTM A (PK O I OM K rak ó w , n r 35510-16391-132) z podaniem na blan k iecie nazw isk a, dokładnego ad re su i celu w p łaty . M a teria łó w za zaliczeniem nie w ysyła się. K RO NIK A HISTORYCZNA 250 lat obiektyw u achromatycznego Z początkam i obiektyw u achrom atycznego łączy się n a ogół osobę lon dyńskiego o p ty k a Jo h n a D ollonda (1706—1761). T ym czasem p alm a p ie r w szeństw a w k o n stru k c ji ta k d la astro n o m ii w ażnego w y n alazk u p rzy p ad a m ało znanem u C hesterow i M oorow i H allow i (1704—1771). O sam ym H allu w iem y bardzo m ało. W iadom o, że rodzice jego p rag n ęli w ykształcić go n a p raw n ik a . C hyba isto tn ie odbył stu d ia p ra w nicze, gdyż później piasto w ał w sw ej siedzibie w R o ch fo rt w Essex 10/1979 URANIA 315 urząd sędziego pokoju. W ydaje się jed n ak , że w m łodości pośw ięcił się je d n ak w pierw szym rzędzie studiom przyrodniczym . Je d n y m z jego osiągnięć n a ty m w łaśn ie polu było przedłożenie około 1729 r. p ro je k tu k o n stru k c ji o biektyw u achrom atycznego. Nic w p raw d zie n ie w iem y 0 drodze jego poszukiw ań, m ożem y je d n ak p rzyjąć, że do swego w y n a lazku mógł dojść w w y n ik u dośw iadczeń i m atem aty czn y ch ro-zważań. Nie był on zresztą pierw szym , k tó ry zajm ow ał się ty m zagadnieniem , ju ż bow iem w 1695 r. D avid G regory (1661— 1710), b ra ta n e k znanego z k o n stru k c ji jednego z ty p ó w telesk o ju zw ierciadlanego Ja m esa G regory’ego (1638— 1675) zalecał zestaw ianie obiektyw ów z różnych su b sta n cji w celu w yelim inow ania a b e rra c ji chrom atycznej. C hester M oor H all o p racow ał k o n stru k cję o b iek ty w u sk ład ająceg o się ze zb ierają ce j soczew ki z lżejszego szkła zw anego k ro n em i ro zp ra szającej z ciężkiego szkła ołow iow ego zw anego flin tem . P o niew aż je d n ak sam nie szlifow ał soczewek, zdecydow ał się pow ierzyć tę p racę za w odow ym optykom . D la zachow ania ta jem n icy w y n alazk u szlifow anie jed n ej soczew ki zlecił optykow i S k arletto w i w Soho, d ru g iej zaś o p ty kow i M anow i n a L u d g ate S tre e t w L ondynie. Je d n ak ż e an i S k arlett, an i M an nie w yko nali sam i te j pracy, lecz z kolei pow ierzyli ją szli fierzow i soczew ek G. Bassow i. T en zaś zauw ażył, że obie soczew ki m a ją nie tylko te sam e średnice i p asu jące do siebie krzyw izny, ale że też zostały zam ów ione przez tefeo sam ego klienta. O dkrycie ty ch fa k tó w nie odbiło się je d n ak ujem n ie n a rea liza cji przez H alla jego zam ie rzen ia. W 1733 r. był już gotów pierw szy o biekty w i w k ró tce H all zle cił w y konanie p ew nej liczby ta k ich obiektyw ów . Je d en z n ich m iał n a w et m ieć przy średnicy 2 1/2 cala ogniskow ą 20 cali, co d a je stosunek 1 : 8, a w ięc zupełnie n ieosiągalny przy lu n e tac h z jednosoczew kow ym i ob iektyw am i. Z d ając sobie sp raw ę ze znaczenia swego w y n alazk u H all pow ziął n aw e t zam iar rozpoczęcia p ro d u k cji obiektyw ów ach ro m aty czn y ch i w ty m celu zw iązał się z londyńskim opty k iem J. A yscough’em , jed n ak że rea liza cja tego p ro je k tu nie doszła do sk u tk u . Z n ie w y jaśn io n y ch przyczyn H all w k ró tce p rze stał się intereso w ać sw oim w y n ala z k iem i n aw e t nie ogłosił go w żadnej publik acji, ta k że dziś w iadom ości o n im czerpiem y w yłącznie z re la c ji osób m u w spółczesnych. Nie jest w ykluczone, że był człow iekiem n a ty le zam ożnym , że nie bardzo m u zależało n a finansow ym w y k o rzy stan iu sw ego w yn alazk u . W krótce potem p race nad zbudow aniem o biek ty w u ac h ro m aty c zn e go pod jął w spom niany ju ż Jo h n D ollond. W yw odził się on z fra n cu sk iej rodziny hugenockiej, k tó ra po u chyleniu w 1685 r. przez L u d w ik a X IV ed y k tu n an tejsk ieg o przeniosła się do A nglii. P oczątkow o był, podobnie ja k jego ojciec, tkaczem jedw abiu, jed n ak że w cześnie zajął się op ty k ą, m ech an ik ą i astronom ią. P orzuciw szy sw ój dotychczasow y zaw ód w 1972 r. poprow adził w ra z z synem P e te re m (1730—1820) założony przez tegoż w 1750 r. w a rsz ta t m echaniczno-optyczny, k tó ry dzięki w ie dzy Jo h n a D ollonda szybko zyskał rozgłos. P ro b lem am i achrom atyczńości Jo h n Dollond zajm o w ał się ju ż od 1753 r. W sw ych b ad a n ia ch i poszukiw aniach opierał się n a optycznych p ra c a c h Isa a k a N ew tona, L eo n h a rd a E u le ra (1707—1783) o raz szw edz kiego m a tem aty k a i astro n o m a S am uela K lin g en stiern y (1698— 1765). R e zu ltatem te j p rac y był o biektyw achro m aty czn y o p aten to w a n y przez D ollonda w 1758 r. N ie je st przy ty m w ykluczone, że dośw iadczenie B assa, k tó ry p rzed tem szlifow ał o biektyw dla H alla, a potem p raco w ał d la D ollonda, mogło być też p rzy d a tn e przy k o n stru o w an iu tego obiek tyw u. 316 URANIA 10/1979 W śró d o p ty k ó w lo n d y ń s k ic h p o z o sta ła je d n a k p a m ię ć w y n a la z k u H a lla . W 1764 r. 35 o p ty k ó w złożyło p o d a n ie o u n ie w a ż n ie n ie p a te n tu D o llo n d a w o b ec u p rz e d n ie g o w y n a la z k u H a lla . N ie m ia ło to ju ż z re s z tą w ięk szeg o z n a c z e n ia . O b a j D o llo n d o w ie o k a z a li się lu d ź m i p rz e d s ię b io rc z y m i i z k o rz y ś c ią d la sie b ie z a p o c z ą tk o w a li p ro c e s ro z p o w sz e c h n ia n ia się lu n e t a c h ro m a ty czn y c h . PR Z EM Y SŁA W R Y B K A K A L E N D A R Z Y K ASTRONOMICZNY Opracował G. Sitarski Listopad 1979 r. Słońce W listo p a d z ie w s tę p u je w z n a k S tr z e lc a i jeg o d łu g o ść e k lip ty c z n a w y n o si w ó w czas 240°. D n i c ią g le są c o ra z k ró tsz e , o cz y m św ia d c z ą m o m e n ty w sc h o d ó w i za c h o d ó w S ło ń c a w W a rs z a w ie : 1 lis to p a d a S ło ń c e w sch o d zi o 6h30m , z ac h o d zi o 16h9m , a 3 0 lis to p a d a w sc h o d z i o 7h 20m , zach o d zi o 15h29m. D a n e d la o b s e rw a to ró w S ło ń c a (n a 13h c z asu śro d k .-e u ro p .) D a ta 1979 XI 1 3 5 7 9 11 13 15 " P B0 Lo + 2 4 955 + 24.20 + 23.82 + 2 3 .4 2 + 22.97 + 22.50 + 2 1 .9 9 + 21.46 + 4-36 + 4 .1 5 + 3.94 + 3 .7 2 + 3 .5 0 + 3 .2 8 + 3.06 + 2 .8 2 22?50 356.12 329.75 303.38 277.01 250.64 224.27 197.91 D a ta 1979 XI 17 19 21 23 25 27 29 X II 1 B0 P + + + + + + + + 20?90 20.30 19.68 19.02 18.34 17.64 16.91 16.15 + 2 2 + + + + + + + 58 35 10 1 86 1 61 1 36 1 10 0 86 2 L0 171 145 118 92 ’54 18 82 46 66 10 39 74 13 38 347 0 2 B», L« — h e lio g ra fie z n a sz e ro k o ść i d łu g o ść ś ro d k a ta rc z y . P — k ą t o d c h y le n ia o si o b r o tu S ło ń c a m ie rz o n y od p ó łn o c n e g o w ie rz c h o łk a ta r c z y ; 3d6h2m i 30dl3hl4m — m o m e n ty , w k tó r y c h h e lio g ra fie z n a d łu g o ść ś ro d k a ta r c z y w y n o si 0“. Księżyc B e z k sięż y co w e n o c e b ę d z ie m y m ie li w d ru g ie j p o ło w ie m ie sią c a , b o w ie m k o le jn o ść fa z K się ż y c a je s t w lis to p a d z ie n a s tę p u ją c a : p e łn ia 4 d 7 h ; o s ta tn ia k w a d r a l l d 17h, n ó w 19d 19h , p ie rw s z a k w a d r a 26d22h. W p e ry g e u m K się ż y c z n a jd z ie się d w u k ro tn ie , 1 i 29 lis to p a d a , a w a p o g e u m 13 listo p a d a . W listo p a d z ie ta r c z a K się ż y c a z a k ry je k o le jn o aż c z te ry ja s n e c ia ła n ie b ie sk ie : A ld e b a ra n a , R e g u lu sa , J o w is z a i S a tu r n a ; ty lk o z a k ry c ie A ld e b a ra n a w id o c z n e b ę d z ie w E u ro p ie . 317 URANIA 10/1979 Planety i planetoidy W ostatnich dniach listopada rankiem nisko nad wschodnim horyzon tem możemy próbować odnaleźć M e r k u r e g o , święcącego jak gwiaz da około +0.5 wielkości. N atom iast o zmierzchu nisko nad zachodnim horyzontem odnajdziemy W e n u s , jako jasną gwiazdę —3,3 wielkości. M a r s widoczny jest w drugiej połowie nocy jako czerwona gwiazda + 1 wielkości w gwiazdozbiorze Lwa. Po północy również w gwiazdo zbiorze Lw a widoczny jest J o w i s z , ale jako jasna gwiazda •—1,6 wielkości; przez lunety możemy obserwować ciekawe zjaw iska w ukła dzie czterech najjaśniejszych satelitów Jowisza. S a t u r n wschodzi po północy i świeci na granicy gwiazdozbiorów Lwa i Panny jako gwiazda +1,3 wielkości. Pozostałe planety są niewidoczne. Przez lunety możemy też obserwować trzy jasne planetoidy: wie czorem C e r e s 8 wielkości i P a l l a s 10 wielkości, a praw ie całą noc W e s t ę 7,2 wielkości. Dla odnalezienia planetoid wśród gwiazd podajem y ich współrzędne równikowe dla kilku dat. Data 1978 XI - 1 11 21 XII 1 Pallas Ceres W esta rekt. ' deki. rekt. deki. rekt. deki. 0h46m7 0 41 . 1 0 37. 5 0 36. 2 —9°49' —9 36 —9 05 —8 18 20h52IP8 20 58 . 8 21 06 . 3 21 15 . 0 —2°22/ —3 29 i—4 22 —5 00 2'146IP4 2 36 . 3 2 27 . 0 2 19 .5 +5°or + 4 31 + 4 14 + 4 15 M eteory W listopadzie prom ieniują dw a roje meteorów: T aurydy i Leonidy. M ak simum aktywności T a u r y d ó w przypada 8 listopada, ale w arunki ob serw acji są w tym roku niedobre (Księżyc!). T aurydy m ają podwójny radian t w gwiazdozbiorze Byka o współrzędnych: rekt. 3h44m, dek-1. +14° i +22°. L e o n i d y prom ieniują od 15 do 19 listopada, a maksim um przypada na 18dl h. W arunki obserw acji nie są złe, ale rój jest bardzo mało obfity. R adiant Leonidów leży w gwiazdozbiorze Lw a i m a współ rzędne: rekt. 10h8m, deki. +22°. * * * 3d13h Planetoida W esta w przeciw staw ieniu ze Słońcem. 3/4d Księżyc 3 Jowisza ukry ty jest w cieniu planety, a do brzegu tarczy zbliża się księżyc 1. O 3^im na tarczy planety pojaw ia się cień 1 księżyca. O 3h51m obserw ujem y koniec zaćmienia księżyca 3, który pojaw i się nagle z cienia planety blisko lewego brzegu jej tarczy (pa trząc przez lunetę odw racającą). O 4h9m księżyc 1 rozpoczyna przejście na tle tarczy planety, a o 4h50m obserw ujem y początek zakrycia księży ca 3 przez tarczę Jowisza. 4/5<J Księżyc 1 u kryty jest za tarczą Jowisza. O 3h35m obserw uje my koniec zakrycia (księżyc pojaw i się spoza prawego brzegu tarczy, w lunecie odwracającej). 318 URANIA 10/1979 6d?h B lisk ie z łą c z en ie K się ż y c a z A ld e b a ra n e m , g w ia z d ą p ie rw s z e j w ie lk o ś c i w g w iaz d o zb io rz e B y k a . Z a k ry c ie g w ia z d y p rz e z ta rc z ę K s ię ż y c a w id o c z n e b ęd zie w P ó łn o c n e j i Ś ro d k o w e j A m e ry c e , n a p ó łn o c n y m A tla n ty k u , w E u ro p ie i w p ó łn o c n e j A fry c e . 6/7d P o ta r c z y J o w is z a w ę d ru je c ie ń je g o 2 k się ż y c a , p o d c za s g d y s a m k się ż y c ro z p o c z y n a p rz e jśc ie n a tle ta r c z y o 3h9m . C ień k się ż y c a w id o c z n y je s t do 3h 42m , a s a m k sięż y c k o ń c z y p rz e jśc ie d o p ie ro o 5h59m . 8d21h Z łą c z e n ie W e n u s z M e rk u ry m w o d l. 2°. 9 d 1 9 h M e rk u ry n ie ru c h o m y w re k ta s c e n s ji. 1 0 /1 ld O 4 h i0 m o b s e rw u je m y p o c z ą te k z a ć m ie n ia 3 k się ż y c a J o w i sza, a o 4h55m n a ta r c z y p la n e ty p o ja w ia się c ień k się ż y c a 1. J e d n o c ze śn ie z d w ó c h s tro n do b rz e g ó w ta r c z y z b liż a ją się k się ż y c e 1 i 4. K sięży c 4 s k r y je się za b rz e g ie m ta r c z y o 6h2m, a k się ż y c 1 ro z p o c z n ie p rz e jś c ie n a tle ta r c z y o 6 h 5 m. l l d 1 5 h Z łą c z e n ie W e n u s z A n ta re s e m (w odl. 4°), g w ia z d ą p ie rw s z e j w ie lk o śc i w g w ia z d o z b io rz e S k o rp io n a . ll/1 2 d O 2h 3m o b s e rw u je m y p o c z ą te k z a ć m ie n ia 1 k się ż y c a Jo w isz a . 1 2 di i h Z łą c z e n ie M a rs a z K się ż y c e m w odl. 3D. O 16h b lisk ie z łą c z e n ie K się ż y c a z R e g u lu se m , g w ia z d ą p ie rw s z e j w ie lk o śc i w g w iaz d o z b io rz e L w a ; z a k ry c ie g w ia z d y p rz e z ta r c z ę K się ż y c a w id o c z ń e b ęd z ie w N o w ej Z e la n d ii i n a A n ta rk ty d z ie . 12/13d K sięż y c 1 i jeg o c ie ń p rz e c h o d z ą n a tle ta r c z y Jo w isz a . O b s e r w u je m y k o n ie c p rz e jś c ia : c ie n ia o lh 4 0 m , k się ż y c a 1 o 2h 51m . 13d8h B lisk ie z łą c z e n ie K się ż y c a z Jo w isz e 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 c z n e b ę d z ie w P o łu d n io w e j A m e ry c e , n a p o łu d n io w y m A tla n ty k u , w P o łu d n io w e j A fry c e i n a A n ta rk ty d z ie . 13/14d O 3 ^ 2 5 ^ n a ta r c z y J o w is z a p o ja w i się c ie ń jeg o 2 k się ży c a. S a m k się ż y c 2 ro z p o c z n ie p rz e jś c ie n a tle ta r c z y o 5h 58m . 1 4 d o 8h U ra n w z łą c z e n iu ze S ło ń c em . O 19h b lisk ie z łą c z e n ie S a tu r n a z K się ż y c e 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 fik u i w A m e ry c e P o łu d n io w e j. 14/15d O 2h35m o b s e rw u je m y k o n ie c p rz e jś c ia 3 k się ż y c a Jo w is z a n a tle ta r c z y p la n e ty . 15/16d O 3 h 5 om o b s e rw u je m y k o n ie c z a k ry c ia 2 k się ż y c a Jo w is z a p rz e z ta rc z ę p la n e ty . 1 7 d i 8 h Z łą c z e n ie M a rs a z R e g u lu se m (w odl. 1°,6), g w ia z d ą p ie rw s z e j w ie lk o ś c i w g w ia z d o z b io rz e L w a . 18/19d D w a z ja w is k a d o ty c z ą c e k się ż y c ó w J o w is z a o b s e r w u je m y n ie m a l w ty m s a m y m c z a s ie ' o 3t’55m n a ta r c z y J o w is z a p o ja w i się cień jego 4 k się ż y c a , a o 3h 56m n a s tą p i p o c z ą te k z a ć m ie n ia k się ż y c a 1. 19/20d K sięż y c 1 i jeg o c ień p rz e c h o d z ą n a tle ta r c z y Jo w is z a . C ień p o ja w i się o l h 17m , a k sięż y c 1 ro z p o c z n ie p rz e jśc ie o 2h 30m . C ień z a k o ń c z y sw ą w ę d ró w k ę o 3 h 3 4 m ; a k się ż y c 1 u k o ń c z y p rz e jś c ie o 4h 46m . 20d O 5h d o ln e z łą c z e n ie M e rk u re g o ze S ło ń c em . O 6h W e n u s w z łą c zen iu z N e p tu n e m w o d l. 2°. 20/21d O lh 5 5 m o b s e rw u je m y k o n ie c z a k ry c ia 1 k się ż y c a Jo w is z a p rz e z ta r c z ę p la n e ty . 21d O 12h N e p tu n w z łą c z e n iu z K się ż y c e m w od l. 4°, a o 15*> W e n u s w odl. 6°. 21/22d Do l h 4 2 m po ta r c z y J o w is z a w ę d ru je c ie ń jeg o 3 k się ż y c a , a le sa m k sięży c 3 ro z p o c z n ie sw o je p rz e jś c ie d o p ie ro o 3 h 8 m. 2 2 d 2 3 h S ło ń c e w s tę p u je w z n a k S trz e lc a . 22/23d O IM m o b s e rw u je m y p o c z ą te k z a ć m ie n ia 2 k się ż y c a Jo w isz a. 25d3h M e r k u ry w z łą c z e n iu z U ra n e m w odl. 1°,7. 319 U RANIA 10/1979 26/27d K sięży c 1 i je g o c ie ń p rz e c h o d z ą n a tle ta r c z y Jo w isz a . O b s e r w u je m y p o c z ą te k p rz e jś c ia : c ie n ia o 3 h l0 m, k się ż y c a 1 o 4h 24m . 27/28d O b s e rw u je m y p o c z ą te k z a k ry ć d w ó c h k się ż y c ó w Jo w is z a p rz e z ta r c z ę p la n e ty o 3^49™ k się ż y c a 1, a o 4h53m k się ż y c a 4. 28/29d O lh8m o b s e rw u je m y k o n ie c p rz e jś c ia k się ż y c a 1 n a tle t a r czy J o w is z a , a od 2 h 5 m do 5 M 0 m p o ta r c z y p la n e ty w ę d r u je p la m k a c ie n ia k się ż y c a 3. 29d l l h M e r k u ry n ie ru c h o m y w r e k ta s c e n s ji. 29/30d O 3h39m o b s e rw u je m y p o c z ą te k z a ć m ie n ia 2 k się ż y c a J o w isza. M in im a A lg o la (b e ta P e rs e u s z a ): lis to p a d l d 17h 20m, 10d7h 50m, 13d4h5m, 16d l h25m, 18d22hlOm, 21d 19h55m. 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 zasie ś ro d k o w o -e u ro p e js k im . Z a k ry c ia g w ia z d p rz e z K sięży c N r, n a z w a i ja sn o ść g w ., z ja w is k o D a ta UT XI 2d 16h 5 22 5 23 5 27 5 27 5 27 5 27 5 28 5 30 5 31 6 28 7 22 8 8 11 11 23 26 26 28 28 28 28 29 20 20 28 29 15 15 16 14 18 18 18 15 89 P sc 5833 5834 Y T au 5835 )> 5836 0 ' T a u 5837 0 2 T a u 5838 75 T a u 5839 0 2 T a u 5840 0 ' T a u a T au 5841 5842 >> 5843 115 T a u 5844 + 18°1112 5845 110 B G e m 5840 18 L eo 0847 19 L eo 5848 5849 226B S g r 5850 40 A q r 5851 29 P sc 5852 5853 —3°0002 5854 — 3°0003 5855 — 3°0005 5856 + 0°149 5,3 3,9 3,9 4,0. 3,6 5,3 3,6 4,0 1,1 1,1 5,3 6,4 6,2 6.2 5,9 6,4 6,4 7,1 7,1 5,2 6,3 6,3 7,3 7,3 P P k P P k k k P k k k P k k k P P k P P P P P M o m e n t (m in u ty ) i k ą ty p o zy c y jn e P Wr 27,2 24,8 06,8 06,0 17,4 15,7 07,0 a 0,2 — 22,6 50,4 56,1 ___ 50,9 03,4 03,8 48,3 47,5 13,2 17,0 _ 59,4 10,8 07,6 16,0 . — — 21,9 01 ;2 01,0 — 39,8 38,9 39,1 — 35,2 — — — — 05,2 05,2 23,7 23,6 54,2 53,4 40,3 38,0 T K Wa Au 28,7 09,5 20,4 07,2 23,6 08,9 17,9 15,5 27,9 11,9 22,3 55° 90 240 11,2 120 ____ 25,9 52,5 55,4 07,0 50,4 10,3 — 12,4 — — 07,7 — 42,8 46,4 148 330 J98 230 25 325 307 230 172 184 280 238 45 137 172 51 85 76 47 56 — 48,3 — 04,6 49,7 10,0 — 13,2 — — 04,2 — 4C,5 — — — 08,0 26,3 56,5 42,5 61,6 — 06,6 48,3 17,7 — 06,3 — — 05,3 — 41,9 — — — 09,6 27,5 55,7 38,0 02,8 51,1 11,5 29,5 58,4 42,6 90° 118 250 85 113 285 162 J90 345 285 269 270 210 222 i290 246 30 d.50 176 81 90 77 40 85 Ź ró d ło : R o czn ik A stro n o m ic z n y O b s e rw a to riu m K ra k o w s k ie g o , 1979. P o d a n e w a rto ś c i A p i A z są ś r e d n im i d la m ia s t: P o z n a ń (P), W ro c ła w (W r), T o ru ń (T), K ra k ó w (K) i W a rs z a w a (W a). „ p ” i „ k ” o zn a c z a p o c z ą te k w zgl. k o ry e c z ja w is k a z a k ry c ia . M o m e n ty w c zasie u n iw e rs a ln y m U T. L. ZAJDLER 320 10/1979 U R A tN I A a CONTENTS C O M. H e l l e r — Evolution of the Cosmos and cosmology. K. Z i o ł k o w s k i — Witnesses of a birth of the Solar System. L. Z a j d l e r — About the six tieth anniversary of „Urania”. C h r o n i c l e : Planets around the Barnard’s Star or on a met hod of an argumentation. O b s e r v a t i o n s : An announ cement of the Warsaw Division of PTMA. H i s t o r i c a l c h r o n i c 1 e: The 250 years of an achromatic objec tive. A str onom ical calendar. M. X e j u i e p — 3 Moca ii KocMOJionm. K. E P )K A H H E bojiiou,hh 3hojikobckh K oc- — CBii.nexejni pO JK fleH H H C o jIH e ^ H O H CHCTeM bl. JI. 3 a ft a ji e p —- n o cjiyq aio uieCTHfleCHTIIJleTHH „yparniH ” . X p o h u k a: rijiaHeTbi BOKpyr 3Be3;i,bi B apnap/i.a hjih oC oflHoft weTo;ie apryMeiiTHpoBaHHSi. H a 6 ji io a e h u h : C o o fim en n e B a p - maBCKoro O T ^e^eH iifl o6m ecT B a (PTMA). HcTopii'iecxaii 250 jieT xp a x p o M a T ii'ie c K o r o o h h k a: o6T>eKTn- Ba. A c t p o ii o m h >i e c k h ft k a ne h- A a p b. Occultations b y t h e Mo o n . of Stars El O K p bl T II H 3 B e 3 A JI y H 0 ft. OGŁOSZENIA Odsprzedam teleskop Newtona Jan Kwiatkowski ul. Słowackiego 13, 37-500 Jarosław Kupię teleskop 250 mm Dariusz Lejtman ul. Bema 7, 32-200 Miechów Kupię obiektyw refraktora 50—80 mm Paweł Turkowski ul. I Armii WP 5, 38-500 Sanok R edakcja i A d m in istra c ja : P olskie T ow arzystw o M iłośników A stronom ii, Z arząd G łów ny, 31-027 K raków , ul. Solskiego 30/8, tel. 238-92. Ited. nacz.: L. Z ajdler, 02-590 W arszaw a, ul. D rużynow a 3, tel. 44-49-35. Sekr. red.: K. Z iołkow ski. Red. tech.: Z. K orczyńska. P rzew odn. R ady R edak cy jn ej: S. P iotrow ski. W arunki p re n u m e ra ty : roczna zł 96,— d la członków PTMA (25% zniżki) — zł 72,— (bez sk ła d k i członkow skiej), cena 1 egz. — zł 8,—. 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. 1979. N ak ład 3300 egz. O bjętość a rk . w yd. 3, a rk . druk. 2,25. P ąp. d ru k . sa t. kl. V, 65 g, 61 X 86. In d ek s 38001 D ru k a rn ia Z w iązkow a w K rak o w ie — 4079/79 — 1-9 — 3.300 J* % , C ena zł 8.— In d ek s 38001