URANIA
Transkrypt
URANIA
V Xhauruo URANIA MIESIĘCZNIK P O L S K IE G O T O W A R Z Y S T W A M IŁ O S N IK O W A S TR O N O M II ROK XLVIII 6 /. A K Ł A '.JS A W Y I) A vV |T i^ KW IECIEŃ 1977 Nr 4 V IMIENIA O S S O L I Ń S K I C H OLSKIEJ AKADEMII NAUK URANI A MIEQirP7Mltf P O L S K I E G O T O W A R Z Y S T W A M lLO lLjU LlT lA ROK XLVIII MItOŚNIKÓW KWIECIEŃ 19 77 ASTRONOMII Ń M W YDAN O Z PO M O CĄ F IN A N SO 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 TW IER D ZO N E P R Z E Z M I N IS T E R S T W O O ŚW IA TY DO U ŻYTKU S ZK 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). S P IS TREŚCI M agdalena Sroczyńska — A s tr o n o m ia X . L ongin G lad yszew sk i — R a d io te le sk o p do a m a to rs k ic h re je s tr a c ji p ro m ie n io w a n ia ra d io w e g o S łońca. T. Z b ign iew D w orak — A s tro a rcheologia. S tan isław W rona i R oinan Snopk ow sk i — C zy W sz ec h św ia t m oże b y ć sy m e try c z n y ? K ronika: N ie k tó re o sią g n ię c ia p o l s k ic h a s tro n o m ó w w 1976 r. O bserw acje: K o m u n ik a t CSO S n r 1/77 — R a p o rt I 1977 o ra d io w y m p ro m ie n io w a n iu S ło ń ca — O b s e rw a cje z a k ry ć g w ia z d p rz e z K siężyc. Porać nik obserw atora: Z a sto s o w a n ie s to p e ra w słu ż b ie czasu m iło ś n ik a -o b s e rw a to ra . K ronika PTM A: K o m u n ik a t O ddz. W arsz. K ronika historyczna: C a rl F r ie d ric h G auss. N ow ości w yd aw n icze. K alendarzyk astronom iczny. K en n eth C hilton 1939— 1976 14 lis to p a d a 1976 r a k u z m a rł w H a m ilto n (K a n a d a ) p re z y d e n t M ię d z y n a ro d o w e j U n ii M iło śn ik ó w A stro n o m ii K e n n e th E d w a r d C h ilto n . M im o m ło d eg o w ie k u b y ł cen io n y m i z n a n y m n ie ty lk o w A m e ry ce d z ia ła c z em m iło śn iczeg o r u c h u a stro n o m ic z n e g o . S zcze g ó ln ą p o p u la rn o ść z d o b y ł ja k o a u to r c o ty g o d n io w y c h a u d y c ji a stro n o m ic z n y c h je d n e g o z p ro g ra m ó w te le w iz ji k a n a d y j sk ie j p t. „ T h e S k y T o n ig h t” . B ęd ąc z z a w o d u n a u c z y c ie le m in te re s o w a ł się d y d a k ty k ą a stro n o m ii, a o w o cem jego d z ia ła ln o ś c i w ty m z a k re s ie je s t k s ią ż k a o n a u c z a n iu a s tr o n o m ii dzieci n a jm ło d s z y c h . P e łn ił w ie le o d p o w ie d z ia ln y c h f u n k c ji w K ró le w sk im K a n a d y js k im T o w a rz y stw ie A s tr o n o m icz n y m , z k tó ry c h n a jp o w a ż n ie jsz ą b y ło p rz e w o d n ic z e n ie o d d z ia ło w i T o w a rz y stw a w H a m ilto n . W M ię d z y n a ro do w ej U n ii M iło śn ik ó w A s tro n o m ii p e łn ił p o c z ą tk o w o f u n k c ję s e k re ta rz a , a p o d czas II I k o n g re su U n ii w K a n a d z ie w 1975 ro k u (k tó re g o b y ł o rg a n i z a to re m ) w y b ra n y zo sta ł jej p re z y d e n te m . Ilu s tr a c je n a o k ła d c e : P re z e n tu je m y dalsze z d ję c ia p o w ie rz c h n i M a rsa w y k o n a n e p rzez s t a tk i k o sm ic z n e V ik in g 1 i 2: n a p ie rw sz e j s tro n ic o k ła d k i in te r e s u ją c y u k ła d k o r y t k a n a łó w w o d n y c h z d ą ż a ją c y c h do tzw . b a s e n u C h ry se ; n a d ru g ie j s tro n ie k r a t e r A r a n d a s o Ś re d n icy 25 k m w y ra ź n ie o d b ie g a ją c y sw y m w y g lą d e m od k r a te r ó w k się ż y c o w y c h ; n a tr z e c ie j s tr o n ie o k ła d k i m o z a ik ę z d ję ć u k a z u ją c y c h f ra g m e n ty p ó łn o c n e j c z a p y p o la r n e j M a rsa i w re sz c ie n a c z w a rte j s tro n ie w ie rz c h o łe k w ie lk ie g o w u lk a n u A rsia M ons tw o rz ą c y k r a t e r o ś r e d n ic y o koło 120 k m . 98 M AGDALENA SRO CZYŃSKA URANIA — 4/1977 W arszaw a ASTRONOM IA X T rudno jest określić m om ent narodzin nowej gałęzi nauki i tru d n o w obec tego o „oficjalne jubileusze”. N ieoficjalnie jed nak astronom ia X święci w tym roku sw oje piętnastolecie. Chociaż bow iem już od 1948 roku wiadomo, że silnym źródłem prom ieniow ania rentgenow skiego jest Słońce, szczególnie pod czas w ybuchów chrom osferycznych, to dopiero w 1962 r. od k ry to pierw sze źródło spoza U kładu P lan etarnego i od tego mo m en tu zaczęto m ówić o astronom ii X. Zabaw nym jest, że n aro dziny tej dziedziny były w gruncie rzeczy... przypadkow e. A m e rykański uczony, B runo R o s s i, szukając fluorescencji K się życa w prom ieniach X (fluorescencji w yw ołanej uciekającym i od Słońca i w padającym i n a Księżyc protonam i), w ystrzelił ponad atm osferę Ziem i rak ietę z detektorem prom ieniow ania rentgenow skiego. J a k się później okazało, św iecenie Księżyca jest o wiele za słabe by m ożna je było zarejestrow ać a p a ra tu rą Rossiego, ale odkryto coś zupełnie nieoczekiw anego — bardzo silne źródło prom ieniow ania X w okolicy C entrum G alaktyki. Był to Scorpius X-1, najsilniejsze źródło rentgenow skie na niebie. Po roku 1962 w ystrzelono w iele rak ie t i balonów z detekto ram i prom ieniow ania X a dzięki tem u, że docierające do Ziemi stru m ien ie tego prom ieniow ania są stosunkow o duże, uzyskano szybko sporo interesujących w yników : zidentyfikow ano źródło w Skorpionie ze słabą (13 wielkości) gwiazdą, źródło w Byku z M gław icą K rab, pom ierzono w iele w idm w dziedzinie ren tg e now skiej, odkryto zm ienność niektórych źródeł i pierw sze źró dła pozagalaktyczne (Virgo A i Cen A = NGC 5128). P raw dziw a rew olucja zaczęła się jed n ak z chw ilą otrzym a nia danych z pierw szego rentgenow skiego satelity. S atelita ten, w ystrzelony z tery to riu m K enii w g rudniu 1970 r., dokładnie w dzień rocznicy uzyskania niepodległości przez to państw o, dostał egzotyczną nazw ę UHURU co znaczy WOLNOŚĆ w ję zyku suahili. Na przykładzie U huru um ieszczono dw a liczniki proporcjonalne m ierzące prom ieniow anie X o energiach od 2 do 20 keV w 8 kanałach. I znów, ja k w przypadku rakiety Rossiego, w yniki przeszły oczekiw ania. Bo głów nym celem U huru był w zasadzie przegląd całego nieba w prom ieniach X, zw iększenie zasięgu badań rakietow ych i balonow ych przez do danie słabszych źródeł do tych, które już znano, udokładnienie 4/1977 URANIA 99 ich pozycji na niebie. I chociaż te wszystkie nadzieje Uhuru oczywiście spełnił, to o wiele w ięcej em ocji przyniosły odkryte fluktuacje promieniowania X , często doskonale okresowe, czy też fakt, iż pozagalaktyczne źródła okazały się rozciągłe (co su g eru je,'że w gromadach galaktyk mamy do czynienia z oddzia ływaniem galaktyk z ośrodkiem międzygalaktycznym). N ajbar dziej fascynującym wynikiem jest jednak odkrycie zmienności niektórych źródeł w skali czasowej rzędu 2 sekund (i m niej) co sugeruje, że świecące obiekty są bardzo zwarte. Obecnie na okołoziemskich orbitach krąży już wiele satelitów rentgenowskich: Indyjski ARYA BH A TA, Holenderski ANS. B ry ty jsk i A R IEL 5 oraz am erykański SA S 3, OSO i kilka z serii V ela i OAO. W kwietniu 1977 wystrzelony zostanie HEAO-A, za dwa lata HEAO-B. I o ile Uhuru robił tylko przegląd całego nieba „przem iatając” je swoim odbiornikiem, to dziś mamy już takie satelity, które mogą całą swoją uwagę skupić na jed nym, wybranym źródle X i patrzyć stale w jeden rejon nieba (tzw. po angielsku „pointing”, punktowanie), gdy dzieje się tam akurat coś ciekawego. Zaletą „punktowania” je st też to, że można długo zbierać sygnały z jed nej okolicy, co pozwala ob serwować obiekty 10 razy słabsze niż za pomocą Uhuru. Ponad to nowe satelity m ają większą niż Uhuru zdolność rozdzielczą — zarówno czasową (do milisekund na ANS i SA S) ja k kątową (10" łuku na SAS), mogą obserwować promieniowanie X w większym przedziale energii (0,1 do 1000 keV tzn. 120 do 0,012 A na OSO 8), umieszczono także na satelitach polarym etry rentgenowskie. Ja k więc wyglądałoby nasze niebo widziane okiem czułym na promieniowanie X ? Co już dziś wiemy dzięki rentgenow skiej astronomii? Przede wszystkim na tle bardzo słabego świe cenia całego nieba obserw uje się wiele silnych źródeł; do 1970 r. znano ich około 35, trzeci katalog z Uhuru podaje po nad 160. (Na rys. 1 zaznaczone są położenia tych źródeł we współrzędnych galaktycznych). Z grubsza źródła te dzieli się na ogół na pozagalaktyczne (jest ich około 30: 20 gromad galaktyk, 8 galaktyk aktywnych i kwazary) oraz leżące w naszej Galaktyce. Typowe źródło ga laktyczne, z w yjątkiem świecących w X pozostałości po wybu chu gwiazd supernowych, je st interpretowane jako obiekt zwar ty (prawdopodobnie gwiazda neutronowa albo czarna dziura) w układzie podwójnym, zbierający gaz z „norm alnej” gwiazdy na sw oją powierzchnię. Gaz, spadając w bardzo silnym polu graw itacyjnym zwartego obiektu, przyspieszany je st do pręd- 100 U R A N IA 4/1977 kości będących znacznym ułamkiem prędkości światła, ogrzewa się do bilionów stopni (i więcej) i prom ieniuje obficie w X. Maksymalna osiągana tem peratura i efektywność produkcji energii w takim procesie akrecji są proporcjonalne do stosunku M/R, gdzie M i R to odpowiednio masa i promień obiektu zwarHtrcules X -4 (ciarna dziura?) N 6C 445ł C om * galaktyki JJJJJ w orom*da Magellana k w iz w Duly Scomiu# x -ł Obłok Mogellwa R ys. 1 Ź ródła p ro m ien io w a n ia X w g U H U R U (w sp ółrzęd n e galak tyczn e). tego. Gdy obiekt jest tak m asywny i mały jak gwiazda neutro nowa lub czarna dziura, tem peratura może osiągnąć 1012 K a energia 0,1 masy spoczynkowej spadającego gazu. Dopiero takie tem peratury i energie są w stanie wytłumaczyć obserwo wane strum ienie promieniowania X! Omówmy teraz krótko różne rodzaje galaktycznych źródeł X na przykładzie ich typowych przedstawicieli: 1) Her X - l, pulsar rentgenowski Jest to układ podwójny (rys. 2), w którym jednym ze składni ków jest gwiazda neutronowa, a drugim gwiazda HZ Her — znana od dawna zmienna w dziedzinie optycznej. Zmienia się ona z okresem 1,7 dnia i z tym samym okresem obserwuje się zaćmienie składnika świecącego w X, po prostu chowa się on za HZ Her. Jednakże nie zaćmienia rentgenowskie są w tym układzie ciekawe ale pulsujące promieniowanie X z okresem 1,24 sek. Okazuje się, że dochodzi ono z gwiazdy neutronowej, która jest silnie namagnesowana i bardzo szybko się obraca. Oś obrotu nie pokrywa się z osią dipola magnetycznego, co jest URANIA 4/1977 101 niesłychanie ważne. Spad ająca bowiem z HZ Her m ateria może dostać się na gwiazdę neutronową tylko płynąc po liniach sił pola magnetycznego (rys. 3), pole „kanalizuje” cząstki (patrz Urania nr 9 z 1974 r.). Tak więc świecić w X będą tylko okolice biegunów. Obrót gwiazdy powoduje, że raz te świecące obszary widzimy, a raz nie i stąd pulsowanie sygnału. powierzchnia Rochea spadający na gwiazdę neutronową Rys. 2. U kład podw ójny HZ H er = H er X-1. G w iazda neutronowa św ie cąca w X obiega HZ H er raz na 1,7 dnia a oprócz tego obraca się raz na 1,24 sekundy. gwiazda n e u tro n o w a linie dipolowego pola magnetycznego Rys. 3. Schem at pow staw ania prom ieniow ania X w w yniku spadku m a terii na gwiazdę neutronową. Podobnym p u lsarem , rentgenowskim jest Cen X-3 zidentyfi kowany z gw iazdą zmienną w dziedzinie optycznej przez pol skiego astronoma Wojciecha K r z e m i ń s k i e g o . Okres pulsacji Cen X-3 wynosi 4,8 sek. a okres orbitalny (okres zaćmień w X) 2,1 dnia. 102 UR A N IA 4/1977 2) Cyg X-1, „kandydat” na czarną dziurą Obiektem, na który spada m ateria i który świeci w promie niach X, może być też czarna dziura a dokładniej m ateria tuż obok niej tworząca rodzaj dysku. Z samej czarnej dziury nie możemy bowiem otrzymać żadnego promieniowania. Taka sy tuacja jest najprawdopodobniej w Cyg X-1, który jest tow arzy szem „norm alnej” gwiazdy HDE 226868. Rejon em itujący pro mieniowanie X jest w tym układzie podwójnym znacznie mniejszy niż w innych źródłach, a z różnych obserwacji w yni ka, że obiekt zw arty ma masę większą niż 5 mas Słońca. Wy daje się, że tw ór masywny i zw arty musi pod wpływem własnej graw itacji kurczyć się i zapadać aż do stanu czarnej dziury. 3) M XB 1730-335, „miotacz” promieniowania X , burster Źródła intensywnych wybuchów X były odkryte w 1975 r. Wie lu obserwatorów zauważyło nagłe, powtarzające się wybuchy w źródle w Skorpionie, prawie dokładnie w Centrum Galaktyki. Nazwa tego pierwszego burstera MXB 1730-335 była nadana przez grupę naukowców z Massachusetts Institute of Techno logy MIT (Stąd M); num er odpowiada z grubsza oszacowanej rektascencji i deklinacji źródła. W dosłownym tłumaczeniu burster oznacza coś co wybucha, „wybuchacz”. MXB 1730-335 zmienia się w kilku różnych skalach czasowych: pojedyncze wybuchy narastają do prawie jednorodnego maksimum jasności w czasie krótszym od 1 sek i trw ają od kilku do 100 sek; od stęp między wybuchami waha się od kilku sekund do kilku m inut; taki okres aktywności burstera, obserwuje się przez kilka tygodni, następnie burster gaśnie, by znów za kilka ty godni zapalić się. Charakterystyczną cechą wybuchów jest to, że m ają one różne energie, przy czym im dłużej czekaliśmy na wybuch, tym ta energia jest większa. Ta prawidłowość znalazła w ytłum a czenie w następującym modelu burstera: gaz z gwiazdy „nor m alnej” magazynowany jest blisko składnika świecącego w X i dopiero gdy jest go dostatecznie dużo, zbiornik „wylewa się” na gwiazdę neutronową. Oczywiście, im więcej czasu upłynęło od poprzedniego wybuchu, tym więcej masy się zgromadziło, zbiornik jest pełniejszy i wybuch będzie jaśniejszy. (Rolę tego zbiornika odgrywa prawdopodobnie pofałdowana powierzchnia na granicy magnetosfery gwiazd neutronowej). Regularne, ści śle okresowe burstery to takie, w których zbiornik za każdym 4/1977 U R A N IA 103 razem opróżniany jest do końca; we wszystkich innych ener gia promieniowania X będzie proporcjonalna do czasu jaki upłynął od poprzedniego wybuchu. W arto tu dodać że w najsil niejszych wybuchach energia ta dochodzi do 1040 erga. Jest to ilość energii jaką Słońce em ituje w ciągu całego roku! 4) A 0620-00, źródło przemijające, chwilowe Od jakiegoś czasu obserwuje się także tzw. przem ijające źró dło X (ang. transient). Włączają się one na kilka godzin lub dni. — Nagle w jakimś miejscu na niebie obserwuje się bardzo silne promieniowanie X a następnie równie nagle ono niknie (dlatego między innym i tak ważne są satelity mogące szybko zacząć obserwować w ybrany rejon nieba). Prawdopodobnie pro mieniowanie to pochodzi z układów podwójnych, w których pojawia się krótkotrw ały przepływ masy. Mogą to być np. ukła dy z bardzo ekscentryczną orbitą (gdzie tylko przez mały uła mek okresu orbitalnego obie gwiazdy są dość blisko by za chodził przepływ m atem ) albo układy, w których gwałtowne wybuchy w atmosferze gwiazdy „norm alnej” powodują zmien ny przepływ gazu. 5) Gromada kulista 3U 2131 + 11 Gromady kuliste świecą w X najprawdopodobniej na koszt znajdujących się w nim układów akreujących masę; można się spodziewać, że układów podwójnych w gromadach jest wy jątkowo dużo. 6) B Cas, pozostałość po gwieździe supernowej W obiektach tych świeci ekspandująca w przestrzeń międzygwiazdową otoczka wyrzucona przy wybuchu z supernowej. Jak widać, interesujących obserwacji jest bardzo dużo. A po za tym swą popularność astronomia X zawdzięcza także temu, że oczekuje się, iż udzieli ona odpowiedzi na wiele pytań. Na przykład, dzięki badaniom własności obiektów zw artych astro nomia rentgenowska może mieć znaczną i decydującą rolę w zrozumieniu końcowych stadiów ewolucji gwiazd. Może się też przyczynić do rozwoju teorii m aterii supergęstej. Po prostu z w yjątkiem czarnej dziury, której nieobserwowalne w nętrze może być dowolnie ściśnięte, w ydaje się, że gwiazdy neutrono we są najbardziej skondensowaną materią. Składa się ona nie- 104 URANIA 4/1977 mai wyłącznie z neutronów ściśniętych do gęstości 1015 g em3 co powoduje, że cała gwiazda o masie rzędu masy Słońca ma pro mień zaledwie około 10 km. Nie wiadomo do tej pory jak za chowuje się m ateria aż tak gęsta, jakie jest jej równanie stanu (zależność ciśnienia od gęstości). Różne dotychczasowe teorie, dające różne rów nania stanu, przewidują, że maksymalna masa gwiazdy neutronowej nie powinna przekraczać 1,6 masy Słońca. Pomiar więc tej masy jest bardzo ważnym testem dla teorii materii supergęstej. Dzięki temu, że świecące w promieniach X gwiazdy neutronowe są składnikami układów podwójnych, uda ło się ostatnio wyznaczyć masy dwu takich gwiazd: masa źró dła Her X-1 jest równa 1,3 ± 0,1 masy Słońca, masa źródła Vela X-1 1,6 ± 0,3 masy Słońca. O ile dalsze pomiary pokażą, że masa Veli jest faktycznie większa od 1,6 to trzeba będzie poszukać nowego równania stanu. Od astronomii X oczekuje się także, iż pomoże zbadać w arunki panujące w przestrzeni międzygwiazdowej i międzygalaktycznej (skład chemiczny, tem peraturę, gęstość), rozstrzygnąć, czy istnieją czarne dziury. Dzięki temu, że istnieje korelacja między jasnością w promie niach X a param etram i gromady galaktyk, jest też nadzieja, że astronomia rentgenowska pozwoli zrozumieć, jaki jest roz kład m aterii we Wszechświecie, a naw et stwierdzić, czy Wszech świat jest otw arty albo zamknięty. Kto wie — może nasza „solenizantka” zdoła odpowiedzieć na te pytania zanim osiągnie pełnoletność? L O N G IN G Ł A D Y S Z E W S K I — Lublin RADIOTELESKOP DO AMATORSKICH REJESTRACJI PRO MIENIOWANIA RADIOWEGO SŁOŃCA W październiku 1975 roku został uruchomiony w Instytucie Fi zyki U M C S w Lublinie radioteleskop przeznaczony do celów dydaktycznych, dla studentów kierunku fizyki Uniwersytetu. Teleskop jest również udostępniony członkom oddziału lubel skiego PTMA. P o d s t a w owe dane i konstrukcja przyrządu Radioteleskop zaopatrzony jest w antenę tzw. „długą Yagi” (1) obliczoną dla częstości 104 MHz. Elementy anteny (reflektor, dipol pętlowy i 5 direktorów) wykonane są z rurki miedzianej 4/1977 URANIA 105 o średnicy zewnętrznej 8 mm. A ntena jest umocowana przegu bowo na obrotowym maszcie i może być kierowana na dowolny obszar nieba. Elementy anteny są ustawione poziomo. Zysk anteny jest rzędu 10 dB. Ze względu na szeroką charakterysty kę kierunkowości anteny, można w trakcie całodziennej reje stracji pozostawić antenę nieruchomą w płaszczyźnie południka. Rys. 1. Schemat blokowy radioteleskopu. Przyjęte oznaczenia: A — an tena „długa Y agi”, Transformator antenowy dopasowujący, K — kontaktron, O — odbiornik, D — detektor liniow y, Ak — wzm acniacz czę stości akustycznych, Gł — głośnik, RC — obwód całkujący, D C —-wzm a cniacz napięć stałych (wolnozmiennych), DN — kompensujący dekadowy dzielnik napięcia, R — rejestrator, U — napięcie odkładane na osi Y krzywej cechowania (rys. 2). Sygnał z anteny przekazywany jest do odbiornika za pomocą linii dwuprzewodowej typu telewizyjnego zakończonej trans formatorem umożliwiającym połączenie z wejściem niesyme trycznym odbiornika (opór wejściowy 50 omów). Transform ator pochodzi z dostępnego w handlu tzw. „sznura telewizyjnego”. Na wejściu odbiornika znajduje się kontaktron odłączający co około 5 min., na przeciąg czasu 0,5 min. antenę od odbiornika. Kontaktron uruchomiany jest za pomocą niesymetrycznego m ultiw ibratora tranzystorowego. W momencie odłączenia ante ny samopis umieszczony na wyjściu radioteleskopu rejestruje szumy własne odbiornika skompensowane częściowo przy po mocy baterii i dzielnika napięcia DN (rys. 1), kreśląc poziom „zerowy” sygnału. Od tego poziomu mierzy się na taśm ie samopisu wielkość zarejestrowanego sygnału. Odbiornik jest superheterodyną o pojedynczej przemianie częstości z klasycznymi stopniami: wysokiej częstości (tranzy stor BF 180), mieszacza, wzmacniacza pośredniej częstości, 106 URANIA 4/1977 detektora liniowego i wzmacniacza napięcia wolnozmiennego (oznacz, na rys. 1 jako DC). Pasmo przenoszonych częstości w y nosi 100 kHz. Między wyjściem wzmacniacza a samopisem umieszczono obwód całkujący o stałej czasowej 1 sek. oraz układ kompensacji szumów własnych odbiornika złożony Rys. 2. Krzywa cechowania radioteleskopu w jednostkach kT0 i odpo wiadających jednostkach strum ienia s. u. Na osi Y odłożono napięcie z detektora diodowego po kompensacji. z ogniwa 1,5 V i dzielnika napięcia DN. Samopis typu Zeiss G1B1 pracuje przeważnie przy czułości 100 mV na całą skalę i szybkości przesuwu taśm y 12 cm/h. Współczynnik wzmocnie nia napięciowego wynosi 120 dB. Poziom szumów własnych od biornika odniesiony do jego wejścia wynosi 0,6 u V. Oceniając zysk anteny, jej powierzchnię skuteczną, straty w linii przesyłowej, przy pomocy generatora szumów wycechowano radioteleskop przyporządkowując mocy szumów genera tora (a zatem wychyleniu pióra samopisu) gęstość strum ienia promieniowania radiowego Słońca: 1 kT0 = 100 s.u. (1 s.u. = 10-22 W /m2Hz) M inimalna gęstość rejestrowanego strum ienia jest rzędu 20 s.u. i jest raczej określona poziomem zakłóceń przemysłowych w miejscu zainstalowania (11 piętro budynku w centrum mia sta) a nie fluktuacjam i wzmocnienia odbiornika i niestałością zera wzmacniacza. 4/1977 URANIA 107 Podczas przeszło rocznej eksploatacji radioteleskopu zareje strow ano szereg tzw. zjaw isk niezw ykłych (2). Czułość układu je st zbyt m ała by m ożna było rejestrow ać stru m ień Słońca spo kojnego na tej długości fali (SQ = 3 s.u.). Identyfikacji poszcze gólnych rodzajów zjaw isk niezw ykłych dokonano na podstaw ie opisu zamieszczonego w a rty k u le K. Borkowskiego w Postępach A stronom ii (3). oraz com iesięcznych raportów z radiow ych ob serw acji Słońca przeprow adzonych na częstości 127 MHz przez radioastronom ów toruńskich. W ypada podkreślić, że zapisy silniejszych zjaw isk niezw ykłych są ta k w yraźne, że id en ty fi kacja poszczególnych m aksim ów jest zw ykle przeprow adzana Rys. 3. ziomej prosty, m ow a, P rz y k ład y uzyskanych zapisów zjaw isk niezw ykłych. N a osi po zaznaczono czas śro d kow o-europejski. 17.1.1976 — 5S — w ybuch am p litu d a w iększa od 400 s. u., 19.1.1876 — 43NS — b u rza szu am p litu d a w m aksim um około 300 s. u. 108 UR A N IA 4/1977 przed otrzymaniem raportu o aktywności Słońca na częstości 127 MHz. Dla zilustrowania kilku typów zjawisk niezwykłych podane zostały obok fotografie taśm samopisu z dokonanymi zapi sami. Wnioski Przeprowadzone w Lublinie obserwacje radiowego promienio wania Słońca wskazują, że w ograniczonych warunkach am a torskich można zbudować w pełni spraw ny radioteleskop. Jego wadą jest niska czułość związana z niewielką szerokością pa sma wzmacnianych częstości i małą powierzchnią skuteczną anteny. A utor zdaje sobie doskonale sprawę z faktu, że w arunki kon struow ania aparatury na terenie Instytutu Fizyki Uniwersytetu znacznie różnią się od przeciętnych warunków pracy miłośni ków astronomii, może jednak z całą odpowiedzialnością stw ier dzić, że w grupie osób — entuzjastów radioastronomii, uzupeł nionej radioamatorem można zamiar budowy radioteleskopu w pełni zrealizować. Jedyną trudność stanowić zapewne będzie zdobycie samo pisu. Ten przyrząd można jednak czasami uzyskać z zakładów (np. cukrowni, elektrowni) wycofujących z eksploatacji prze starzałe lecz często w pełni sprawne rejestratory. Bibliografia 1. J. Bator — Anteny, teoria i praktyka, WKŁ, W arszawa 1974. 2. K. Borkowski — Służba Słońca na falach radiowych w Toruniu, Urania nr 10, październik 1975. 3. K. Borkow ski — Służba Słońca na częstości 127 MHz w obserwa torium toruńskim, Postępy Astronomii, t. X X IV, zesz. 1, str. 15, 1976. 4. J. Dziadosz, A. Kułak — Radioastronomia amatorska, Urania nr 11, listopad 1973. T. Z B I G N I E W D W O R A K — K raków ASTROARCHEOLOGIA Wraz z daleko posuniętą we współczesnej nauce specjalizacją narasta jednocześnie tendencja do powstawania gatunków in terdyscyplinarnych, których zadaniem jest połączenie, odle- 4/1977 URANIA 109 głych często, dziedzin naszego poznania, a to w celu w y jaw ie nia ogólnych praw idłow ości rządzących naszym św iatem . T rend powyższy je st tym bardziej zrozum iały, im bardziej sobie uśw iadom im y, ja k zbyt dalece posunięta specjalizacja uniem ożliw ia niekiedy ogarnięcie całokształtu zastanych pro blemów. A stroarcheologia (zwana też archeoastronom ią) pojaw iła się jako dyscyplina naukow a na sty k u archeologii i astronom ii, a jej naczelnym zadaniem jest wspom ożenie archeologii i histo rii starożytnej przy in te rp re ta c ji przekazów historycznych, b u dowli starożytnych oraz ikonografii i rysunków naskalnych; przekazów dotyczących zjaw isk rozgryw ających się na sferze niebieskiej, budow li — jako obserw atoriów astronom icznych ludów starożytnych, ikonografii zaw ierającej m otyw y lub te m atykę astronom iczną. P rekursorem astroarcheologii był astronom polski, profesor M ichał K am ieński, którego epokow a praca o kolejnych poja w ieniach się kom ety H alley’a pozwoliła na ustalenie absolutnej chronologii Starożytnego E giptu i Chin (do roku 1709 p.n.e.). Również w ustalaniu absolutnej chronologii w ydarzeń rozgry w ających się w Starożytności szczególne znaczenie m ają w szel kiego rodzaju przekazy o zaćm ieniach Słońca oBserwowanych w danej miejscowości. Inform acja taka pozw ala „zlokalizow ać” w ydarzenie w czasie z dokładnością do jednego dnia! W „K a nonie Zaćm ień” astronom a austriackiego T. O ppolzera podane są d aty w szystkich zaćm ień Słońca i K siężyca na przeciągu czasu od roku 1207 p.n.e. do 2162 n.e. Do zadań astroarcheologii należy także określenie, kiedy n a j praw dopodobniej człowiek zaczął się interesow ać zjaw iskam i na sferze niebieskiej w sensie poznaw czym i praktycznym — idzie więc o pradzieje astronom ii, o jej niepisaną jeszcze historię, k tórą w yprow adzić m ożna z pew nych danych obserw acyjnych, bądź też z zachow anych rysunków naskalnych i innych. W ydaje się wysoce m ożliw e — ja k to w idzi M. M azur — że pierwsze, świadom e zainteresow anie się zjaw iskam i astrono m icznym i odnieść należy aż do dw unastego tysiąclecia przed naszą erą. W tym czasie lodowiec pokryw ał jeszcze całą północ n ą E uropę aż po tery to riu m Polski w łącznie (koniec zlodow a cenia bałtyckiego albo W urm III). S ahara natom iast przedsta w iała się jako krain a bujnej zieleni — jej rozległe saw anny zam ieszkiw ał człowiek „sah ary jsk i”. P atrząc nocą na w ygw ież dżone niebo m ógł zauważyć, że jed n a z trzech najjaśniejszych gwiazd jego nieboskłonu zajm uje stale jedno i to samo położę- 110 URANIA 4/1977 nie: „w isi” znieruchom iałe nad północnym w idnokręgiem , pod czas gdy inne gw iazdy zataczają łuki na sferze niebieskiej od wschodu do zachodu. Tą gw iazdą polarną sprzed 14000 lat była Wega. Jej niezm ienne położenie na sferze niebieskiej m usiało w zbudzić zainteresow anie, co dało następnie początek wiedzy astronom icznej — n ajp ierw w fazie jeszcze nieokrzepłej, u st nych przekazów — i dopiero kiedy człowiek „sah ary jsk i” opu ścił pustynniejące tery to riu m Sahary, przestał koczować, osiadł nad brzegam i Nilu, w ted y nastąpił ów nagły i po dziś dzień b u dzący niejakie zdziw ienie rozwój astronom ii „na pustym m iej scu — z niczego” . J a k to z niczego? A kilka tysięcy lat u p ra w iania astronom ii w form ie ustnych przekazów , rysunków n a skalnych, trad y cji? To m a być „nic”, czyżby? Nie wolno tracić z pola w idzenia faktu, że ludy nie znające pism a posiadają fe nom enalną pam ięć i szczególny dar do przekazyw ania z pokole nia na pokolenie życiowo niezbędnej inform acji, w tym przy padku wiadom ości z „przedastronom ii p rak ty czn ej” pozw alają cej ludom koczowniczym na śm iałe poruszanie się w teren ie i organizow anie w y p raw na ogrom ne niekiedy odległości. Nie m ożna jed n ak w ykluczyć, że już człowiek krom anioński zainteresow ał się bliżej kopułą niebios n ak ry w ającą dany m u obszar ziem i. Z obserw acji radioastronom icznych w ynika bo wiem., że około 20000 lat tem u mógł nastąpić w bliskim sąsiedz tw ie Słońca (w odległości niespełna 100 lat św ietlnych) w ybuch gw iazdy supernow ej. Człowiek krom anioński zainteresow ał się zapew ne (i chyba nie m niej przeraził) tajem niczym , now ym ja snym obiektem na niebie — w m aksim um blasku hipotetyczna supernow a byłaby praw ie 100 razy jaśniejsza od Księżyca w pełni, osiągając jasność w idom ą ok. —17 wlk. gw. B yłaby więc doskonale w idoczna nie tylko w nocy, lecz rów nież w cią gu dnia. Taki fenom en kosm iczny mógł skłonić człowieka p ier w otnego do baczniejszego śledzenia zjaw isk rozgryw ających się na sferze niebieskiej. W ostatnich latach pracow nik harv ard zkiego M uzeum Archeologii i Etnologii im. Peabody, A. M arshak, zinterpretow ał niektóre, ry te ok. 30 tysiącleci p.n.e. przez czło w ieka pierw otnego znaki n a kam ieniach i na kości jako sym bole zm ian faz Księżyca! Pierw szy jak dotąd, znany przekaz historyczny św iadczący o znacznej w iedzy astronom icznej w zam ierzchłych czasach po chodzi z 3379 roku przed naszą erą i dotyczy zaćm ienia K się życa zarejestrow anego w kronikach starożytnych Majów! Innym zadaniem astroarcheologii jest próba in terp retacji przeznaczenia niektórych budow li starożytnych jako obserw a- 4/1977 URANIA 111 toriów astronomicznych. Odnosi się to zarówno do piram id Sta rego i Nowego Świata, jak i do megalitycznych budowli neolitu. O piram idach i zikkuratach napisano już wiele; poświęćmy więc uwagę budowlom megalitycznym Europy, spośród których naj lepiej zbadane są kręgi kamienne w Stonehenge (Anglia) i aleje menhirów w Carnac (Francja). Pochodzą one sprzed ponad 4000 lat i są, według A. Thoma *) oraz G. Hawkinsa **) i F. Hoyle’a, obserwatoriami astronomicznymi kamiennego wieku. Budowle te przeznaczone były głównie do śledzenia ruchu Słońca i Księ życa, a dokładność, jaką uzyskiwano w owych — jakoby prym i tywnych — obserwatoriach, jest w prost niewiarygodna. Jak twierdzi A. Thom ***), astronomowie neolitu znali nie tylko zja wisko precesji, ale również zjawisko nutacji, o którym — po upadku wczesnego stadium cywilizacji — następne pokolenia całkowicie i tak dalece zapomniały, że nutacja została ponownie odkryta dopiero w XVI wieku przez sławnego astronoma Tycho de Brahe. Również wiele spośród zabytków prekolumbijskich, znajdu jących się głównie na terenie Ameryki Środkowej, jest trakto wane jako analogiczne do megalitów europejskich obserwa toria starożytnych Indian. Są to nie tylko znane, słynne piram i dy Majów, budowle Azteków i Inków, lecz także — i co n aj ważniejsze — wcześniejsze obiekty wznoszone przez Indian za mieszkujących południowy zachód (Indianie Pueblo) i część środkową obecnych Stanów Zjednoczonych. Zaliczane są do nich m. in.: tzw. „an American Woodhenge” w miejscowości Cahioka, kręgi w Chaco Canyon i wreszcie tzw. Casa Grande (Wielki Dom) należący do Indian Hohokam ****). Także w Polsce podjęto próbę interpretacji stanowiska mega litycznego w Odrach jako obserwatorium astronomicznego epoki neolitu na Ziemiach Polskich. Prace te nie zostały jeszcze zakończone i ostateczne wyniki będą ogłoszone później. Nie można wreszcie nie wspomnieć o przesławnej zagadce legendarnej Atlantydy, o istnienie której spór trw a już praw ie 2500 lat. I w tym przypadku metody astroarcheologii mogą być wielce użyteczne — mogą dać pośredni dowód na korzyść hipo tezy istnienia zaginionego, tajemniczego lądu na Oceanie A tlan tyckim. Zainteresowanych odsyłam do kapitalnej książki L. Zaj*) A. Thom „Megalithic Sites in Britain”. **) G. Hawkins „Stonehenge Decoded”, „Beyond Stonehenge”. ***) A. Thom „Megalithic Lunar O bservatories”. ****) Zob. R. D. Hicks III „Astronomy in the A ncient Am erica”, Sky and Telescope No. 6, 1976. 112 URANIA 4/1977 dlera „Atlantyda”, w której przedstawione są pewne próby stosowania metod astroarcheologii, zwłaszcza przy omawianiu kwestii zatonięcia Atlantydy. Zrekapitulujemy raz jeszcze poruszone wyżej zagadnienia: właściwa interpretacja, w oparciu o dane astronomiczne, prze kazów historycznych i znalezisk archeologicznych może walnie dopomóc w rozwikłaniu niejednej zagadki przeszłości bez ucie kania się do hipotezy ingerencji istot pozaziemskich, jak to su geruje Erich von Daniken. S T A N IS Ł A W W R O N A — C zęsto ch o w a R O M A N S N O P K O W S K l — K rak ów CZY W SZECHŚW IAT M OŻE BYĆ SYM ETRYCZN Y? Zanim spróbujemy udzielić odpowiedzi na pytanie postawione w tytule, musimy przede wszystkim wyjaśnić, o jakiego rodzaju symetrii będzie my mówili. Wiadomo, że w kosmologii rozpatruje się całe klasy modeli sy metrycznych, a wśród nich „bardzo przyzwoite” modele środkowo-symetryczne. My zajmiemy się jednak innego rodzaju symetrią, a mianowicie symetrią własności fizycznych. Konkretnie zastanowimy się, czy mogą być obszary Wszechświata zbudowane z antymaterii i czy obserwacyjnie możemy to stwierdzić. Mimo, że przedstawiany model nie ma nic wspólnego z teorią „wielkiego wybuchu”, to jednak na jego podstawie da się również wytłumaczyć (na razie tylko jakościowo) wiele obserwowanych w kosmosie zjawisk, w tym również promieniowanie „reliktowe”. Obecnie podejmiemy próbę wyjaśnienia tego, jak model jest skonstruowany, zostawiając na kiedy indziej sprawę jego zgodności z obserwacją. Zacznijmy od określenia antymaterii. Aby to ściśle zrobić, musieli byśmy wprowadzić tzw. liczby kwantowe i za ich pomocą scharaktery zować cząstki oraz ich przeciwieństwo — antycząstki. Zadowolimy się jednak prostszym określeniem antymaterii. Przez antymaterię będziemy rozumieli substancję zbudowaną z antyatomów, których jądra składają się z antyprotonów (cząstek o masach równych masom protonów, lecz 0 przeciwnych ładunkach elektrycznych i spinach) i antyneutronów (będących podobnie jak neutrony cząstkami obojętnymi elektrycznie 1 charakteryzującymi się przeciwnym niż neutrony spinem), dookoła których to jąder „krążą” pozytony (antyelektrony). Tak przedstawiałby się obraz antymaterii w świetle modelu atomu Bohra. Wyjaśnijmy jeszcze , że spin cząstki elementarnej jest odpowied nikiem momentu pędu nienaładowanego obracającego się ciała. Należy również zwrócić uwagę na fakt, że masy odpowiadających sobie czą stek i antycząstek są równe, a co za tym idzie — są sobie równe rów nież masy odpowiednich substancji np. wodoru i antywodoru. Z do świadczeń przeprowadzonych w ramach fizyki jądrowej wiadomo, że „bezkolizyjne” współistnienie materii i antymaterii jest możliwe do póty, dopóki nie dojdzie do ich zetknięcia, w przypadku którego na- 4,1977 URANIA 113 stę p u je a n ih ila cja zw iązana ze zam ianą m asy na energię. Jeżeli założy my, że w pew nym okresie h isto rii W szechśw iata m ieszanina m a terii i a n ty m a te rii w postaci protonów i anty p ro to n ó w w y p ełn iała dostatecz nie duży obszar, pow iedzm y o pro m ien iu ok. 1012 la t św ietlnych, to ja sn e się stanie, że zderzenia cząstek i an ty cząstek były w ów czas bardzo m ało praw dopodobne. W tym sta n ie rzeczy je d y n y m i oddziaływ aniam i ja k im podlegały cząstki i antycząstk i były1 oddziaływ ania graw itacy jn e. O d działyw ania te, po bardzo długim n aw e t w sk ali kosm osu czasie, do prow adzać zaczęły do coraz częstszych zderzeń p ro to n ó w i a n ty p ro tonów , w w yniku czego pow staw ać zaczęły elek tro n y i pozytony oraz duże ilości energii p rom ienistej. P rocesy te do p ro w ad zają do tego, że po pew nym czasie isto tn ą rolę zaczyna odgryw ać ciśnienie pro m ien io w ania, k tó re w pew nym m om encie zyskuje przew agę nad d ziałającym i w przeciw nym k ie ru n k u siłam i g raw itacji. W efekcie dotychczas „za p a d a ją c y się” W szechśw iat zaczyna się „rozdym ać”. P rocesow i tem u może tow arzyszyć pow staw anie lokalnych k o n ce n trac ji m a te rii i a n ty m a terii, a tym sam ym p o w staw anie lokalnych pól g raw itacy jn y ch . Istn ien ie tych pól pow oduje selekcję cząstek n a dw ie sk ład o w e w arstw y. W w a rstie bliższej ce n tru m pola znalazłyby się (jako cięższe) p ro to n y i anty p ro to n y , a w w arstw ie dalszej — elek tro n y i pozytony. Jeżeli przyjm iem y, że m ieszanina cząstek je st nam agnesow ana, w ów czas chao tyczne ich ruchy (cząstki są n aład o w an e elektrycznie) sp ow odują p rze pływ p rąd u elektrycznego. P ow stanie p rą d u u p o rzą d k u je ru c h cząstek w te n sposób, że cząstki p o ruszające się z początku p ro sto p ad le do k ie ru n k u pola m agnetycznego będą się te ra z p oru szały po o rb ita ch koło w ych, a cząstki poru szające się rów nolegle do k ie ru n k u lin ii sił tego pola będą się n a d a l poruszały ta k sam o. W p rzew ażającej zaś liczbie przypadków cząstki będą się poruszały po spiralach , k tó ry ch sk rętn o ść zależy od ła d u n k u cząstki, a ich średnica je st ty m w iększa, im w iększa je st energia cząstki. P oniew aż znaki ła d u n k ó w elek tro n ó w i protonów są różne, zatem pow inny się one poruszać w przeciw nych k ieru n k ach . A nalogicznie p rze d staw ia się sp ra w a z an ty p ro to n am i i pozytonam i. W te n sposób istn ien ie pola g raw itacyjnego i m agnetycznego mogło doprow adzić do lokalnego rozdzielenia się m a te rii i an ty m aterii. P o w yższa k o n cep cja p row adzi do w niosku, że p atrz ąc n a niebo w idzim y oprócz „zw ykłych” obiektów kosm icznych rów nież in n e — zbudow ane z an ty m aterii. O becnie sp ró b u jem y odpow iedzieć na pytan ie: czy istn ieje m ożli wość odróżnienia obiektów zbudow anych z m a te rii od obiektów zb u dow anych z an ty m aterii? Z w róćm y p ie rw uw agę na istotny problem z tą odpow iedzią zw ią zany a dotyczący m ożliw ości odróżnienia tego co x „p raw e” od tego co „lew e”. O tóż okazuje się, że do nied aw n a sąsiad a z in n ej p la n e ty nie p o trafilib y śm y bez użycia o brazu poinform ow ać, k tó ra nasza rę k a je st p raw ą, a k tó ra lew ą. Z agadnienie to je st zw iązane z sy m etrią w ielu p ra w fizyki. P ro b lem te n został rozstrzygnięty w la tach pięćdziesiątych n. stu lecia i w iąże się z o dkryciem cząstek elem en tarn y ch : m ezonu t i m ezonu 0 . O kazało się, że m ezon x rozpada się n a trz y m ezony jt, a m ezon 0 na dw a m ezony j i . N ajciekaw szą rzeczą je st je d n a k to, że m ezon t nie różni się żadną m ie rzaln ą cechą od m ezonu 0 . W obec tego f a k tu zdrow y rozsądek każe m niem ać, że m am y do czynienia nie z d w ie m a różnym i cząstkam i t i 0 , lecz z jed n ą cząstką, k tó ra rozp ad a się raz w taki, a raz w in n y sposób. D opuszczając m ożliw ość takiego dw o- 114 URANIA 4/1977 istego zachowania się cząstki, fizycy Lee i Yang zaproponowali do świadczenie, w którym użyto bardzo silnego magnesu w pomieszcze niu o bardzo niskiej temperaturze, między biegunami którego umie szczono izotop kobaltu eoCo. W opisanych warunkach wszystkie atomy kobaltu ustawiają się jednakowo oraz rozpadają się, em itując elektro ny, z których -większa ilość (!) zmierza w kierunku południowego bie guna magnesu. Zauważmy, że dopiero to doświadczenie pozwala w ode rw aniu od w arunków ziemskich odróżnić bieguny magnesu. Jeżeli nasz sąsiad z innej planety będzie dysponował jeszcze przewodnikiem, przez który płynie prąd, to możemy powiedzieć mu, aby pod tym przewodni kiem ustawił igłę magnetyczną, a na podstawie jej wychylenia łatwo już ustali (znając fizykę w zakresie szkoły podstawowej), która strona jest prawa, a która lewa. Doświadczenia przeprowadzone nad rozpa dami, iw których zamiast elektronów pojawiły się pozytony, potwierdza ją w yniki przeprowadzone w doświadczeniu z kobaltem. Wyobraźmy sobie teraz, że budujem y dwa zegary, z których jeden działa w oparciu o zliczanie elektronów biegnących w kierunku połud niowego bieguna magnesu, a drugi — w kierunku przeciwnym. Otrzy mamy dwa zegary, z których jeden będzie chodził szybciej od drugiego. Podobne zegary możemy zbudować z antymaterii, zegary te będą dzia łały w oparciu o zliczanie pozytonów. Ze względu na przeciwne w ła sności fizyczne cząstek i antycząstek, zegar zbudowany z materii i opar ty na zliczaniu elektronów wychodzących w kierunku bieguna połud niowego będzie szybkością chodu odpowiadał zegarowi zbudowanemu z antymaterii i działającemu w oparciu o zliczanie antycząstek biegną cych w kierunku bieguna północnego. Reasumując — zegar „lewy” zbu dowany z materii będzie odpowiadał zegarowi „prawemu” zbudowa nemu z antymaterii, i odwrotnie. Na przykładzie zegarów zauważamy, że materia „prawa” i antymateria „lewa” są symetryczne, podobnie jak materia „lewa” i antymateria „prawa”. Po dokonaniu tej krótkiej wycieczki w świat mikrokosmosu możemy ju ż odpowiedzieć na pytanie, czy na podstawie obserwacji astronomicz nych da się odróżnić obiekty zbudowane ze „zwykłej” materii od obiek tów zbudowanych z antymaterii. Otóż ze względu na wspomniane symetrie nigdy nie można być pew nym, czy obserwujemy „lewą” gwiazdę, czy też „praw ą” antygwiazdę. Co najwyżej na podstawie obserwowanej anibilacji możemy powiedzieć, że mamy do czynienia z obiektami symetrycznymi, z tym, że nie bę dziemy wiedzieli który jest który. Stwierdzenie, czy mamy do czynie nia z ciałem, czy też antyciałem niebieskim jest możliwe tylko w wy niku bezpośredniego kontaktu, który — jak wiadomo — prowadzi do anihilacji. Stąd wniosek, że lepiej nie lądować na planecie o nieznanych w ła snościach, lecz wysłać jakikolw iek obiekt materialny i zobaczyć z bez piecznej odległości, co się z nim stanie. Zainteresowanym tą problematyką polecić można: 1. Pięćdziesiąty drugi wykład Feynmana (Wykłady Feynmana z fi zyki, t. 1, cz. 2. PW N Warszawa 1974). 2. Zwierciadlany Wszcchświat M artina Gardnera, PW N Warszawa 1969. 3. Kosmologia i antymateria Hannesa Alfvena, PW N Warszawa 1933. -1 1977 URANIA 115 KRONIKA Niektóro osiągn ięcia polskich astron om ów w 1976 roku Do najw yb itn iejszy ch osiągnięć astro n o m ii nie ty lk o polskiej u zy sk a n ych w ubiegłym roku należy odkrycie doc. d r W ojciecha K r z e m i ń s k i e g o (W arszaw a), że gw iazda zm ienna UU Sge je st ją d re m m g ła w icy p la n e ta rn e j Abell-63. W stępna analiza bogatego m a te ria łu o b ser w acyjnego zebranego iprzez odkryw cę w ykazała, że je st to gw iazda p odw ójna zaćm ieniow a o okresie zm ian b la sk u 11 godzin. O dkrycie to stanow i o b serw acyjne p o tw ierdzenie teoretycznych przew id y w ań prof, dr B ohdana P a c z y ń s k i e g o (W arszaw a), k tó ry opracow ał jakościow y m odel u k ła d u podw ójnego ze w spólną otoczką. W tra k c ie ew olucji ta kiego u k ła d u dochodzi do u tra ty otoczki w postaci m gław icy p la n e ta rn e j, przy czym ją d ro ta k ie j m gław icy w inno być k ró tk o o k reso w ą gw iazdą podw ójną. W zak resie prac teoretycznych dotyczących m odelow ania ew o lu cji układów podw ójnych oraz w ew nętrznej budow y gw iazd odnotow ać w a r to opracow anie przez prof, d r Józefa S m a k a (W arszaw a) m odelu gw iazdy podw ójnej U Gem ; d y skusję d r Ja n u sza Z i ó ł k o w s k i e g o (W arszaw a) pochodzenia i obecnego sta n u ew olucyjnego G w iazdy K rze m ińskiego oraz stw orzenie m odelu m asyw nych uk ład ó w podw ójnych zaw ierających źródła prom ieniow ania rentgenow skiego; obliczenia m o delow e prof. P aczyńskiego dotyczące ew olucji gw iazd z n iestab iln y m p aleniem w odoru lub helu w cienkiej w arstw ie; a ta k że o pracow anie przez d r A nnę Ż y t k o w (W arszaw a) m odeli czerw onych olbrzym ów i nadolbrzym ów z ją d re m zbudow anym z gazu neutronow ego. D r W ojciech D z i e m b o w s k i (W arszaw a) w ykonał pracę pośw ię coną białym karło m typu DA, k tó re c h a ra k te ry z u ją się zm ianam i b la sku opisyw anym i jak o zjaw isko w ielookresow e, z typow ym i okresam i rzędu 3—15 m inut. Za pomocą obliczeń num erycznych pokazał, że w od pow iednim przedziale te m p e ra tu r działa m echanizm w zbudzania p u lsacji n ierad ialn y ch zw iązany z w ystępow aniem w a rstw y częściow ej jo nizacji helu, k tó ry m oże tłum aczyć obserw ow ane zm iany blasku. W w yniku analizy bogatego m a te ria łu obserw acyjnego dotyczącego w idm dużej i średniej d y sp ersji gw iazd nadolb rzy m ó w k las F i G ze b ranego w latach 1969—1970 i 1975 w K anadzie, d r J a n S m o l i ń s k i (Toruń) u stalił, że n ie k tó re nadolbrzym y w y k azu ją sporadyczne lub cykliczne zm iany w idm ow e polegające na rozszczepieniu n iek tó ry ch linii oraz p o jaw ian iu się skład n ik ó w em isyjnych w lin iach w odoru, a tak że linii zabronionych. Z m iany te zostały z in terp reto w a n e w y rz u tem m a te rii z gw iazd spow odow anym praw dopodobnie obecnością to w a rzysza. D r S m oliński o dkrył ponadto prom ien io w an ie rad io w e dwóch spośród b adanych nadolbrzym ów . Na podstaw ie ty ch danych sk o n stru o w ał przybliżony m odel n ad o lb rzy m a HD 217476, k tó ry w ykazyw ał szczególnie silne zm iany w idm ow e, oraz m odel gw iazdy ze stały m w y pływ em m a te rii oraz sporadycznym w ypływ em w ybuchow ym , w y zn a czając prędkości w ypływ u i w y rzu tu m a te rii o raz p a ra m e try fizycz ne otoczek. A naliza w idm 20 gw iazd w dużej d y sp e rsji p o tw ierd ziła odkrycie doc. dr R oberta G ł ę b o c k i e g o (G dańsk) i doc. d r A ntoniego S t aw i k o w s k i e g o (Toruń) silnej k o relacji pom iędzy p o ten cjałem w zbu dzenia danej lin ii w idm ow ej i prędkością ra d ia ln ą w y n ik ającą z obser- 116 URANIA 4/1977 w ow ania długości fa li tej linii. Z astosow anie opisu m odelow ego pozw o liło doc. S taw ikow skiem u na w yciągnięcie w niosków n a te m a t ilościo wego opisu niejednorodności te m p eratu ro w y c h w atm o sferach gwiazd. In te rp re tu ją c przesunięcie linii ru ch a m i konw ekcyjnym i m aterii osza cow ał on różnice te m p e ra tu r pom iędzy kolum n am i gazu idącym i ku górze i w dół, p rzy jm u jąc o kreślone w artości na u łam ek pow ierzchni gw iazdy objęte ruchem ku górze. O kazuje się, że gw iazdy gorętsze w y k az u ją w iększe różnice te m p e ra tu r niż chłodniejsze. W celu p rzepro w adzenia analizy przestrzenneg o ro zk ład u p ie rw ia st ków w G alaktyce m g r A ndrzej S t r o b e l (Toruń) zestaw ił k atalo g d a nych o sk ład zie chem icznym gw iazd o bejm ujący przeszło 1000 obiektów zbadanych m etodam i analizy w idm ow ej lub w ielo b arw n ej fotom etrii. W szystkie dotychczas w ym ienione p rac e m iały c h a ra k te r jed y n ie znaw czy. Do p rac o ch a rak te rz e rów nież u ty lita rn y m zaliczyć m ożna b ad a n ia aktyw ności Słońca i jego w pływ u na stan jo n o sfery ziem skiej. Szczególnie in te resu ją cy m osiągnięciem w tym zak resie było od k ry cie przew idyw anych teoretycznych fa l elek tro staty czn y ch B e rn stei na w zbudzanych w n a tu ra ln y sposób w iplazmie jo nosferycznej, co s ta now i dotychczas najw artościow szy re z u lta t polskiego ek sp ery m en tu n a sa telicie In terk o sm o s-K o p ern ik 500,' którego au to re m był d r J a n H a n a s z (Toruń). P rzep ro w ad zo n a przez d r Z bigniew a K o r d y l e w s k i e g o (W rocław) ze w spółpracow nikam i analiza w idm rentg en o w sk ich Słońca uzyskanych z sa telitó w In terkosm os 4 i 7 oraz ra k ie ty W e rty k a ł 1, w y k azała szereg osobliw ości nie znajd u jący ch w ytłum aczenia w ram ach istniejących m odeli prom ieniujących obszarów ak tyw nych n a Słońcu. O m ów ione p race w ykonane były w ram a ch m iędzyresortow ego p ro blem u b ad a ń podstaw ow ych „G alaktyki, gw iazdy, U kład Słoneczny”. N ależy podkreślić, że w iększość w yników , szczególnie obserw acy jn y ch i pom iarow ych, b y ła m ożliw a do u zyskania dzięki zak ro jo n ej na sze roką sk alę w spółpracy m iędzynarodow ej >przy realizacji prac. K. Z. OBSERWACJE K om unikat C en traln ej Sekcji O bserw atorów Słońca n r 1 77 A ktyw ność plam otw órcza Słońca w m iesiącu stycznia 1977 r. była sła ba. P row izoryczna śred n ia m iesięczna liczba W olfa za m iesiąc styczeń 1977 r .................. R = 10,3 W m iesiącu styczniu 1977 r. odnotow ano p o w stan ie 7 g ru p iplam słonecznych. W szystkie grupy były niew ielkie i należały do nowego 21 cyklu aktyw ności. Ś rednia m iesięczna konsek u ty w n a liczba W olfa z 13 m iesięcy za m ie siąc l i p i e c 1976 r. w yniosła 12,3, czyli nieco się podniosła i p rzy puszczalnie n ad a l będzie w zrastać. O znaczałoby to, że aktyw ność p la m otw órcza Słońca osiągnęła m inim um w czerw cu 1976 r. 41977 URANIA 117 W artość m inim um w yniosła R min : 12,0. Ś red n ia roczna w zględna liczba W olfa za 1976 r. w yniosła R =: 12,5. M inim um obecne je st b. w ysokie i je st najw yższe z dotychczas ob serw ow anych od 1755 r. W n astęp n y ch m iesiącach należy oczekiw ać w zrostu plam otw órczej aktyw ności Słońca. Szacunkow a śred n ia m iesięczna pow ierzchni plam za m iesiąc styczeń 1977 r............... S = 27-10—“ W ykorzystano: 115 obserw acji 19 obserw atoró w w 24 dniach o b ser w acyjnych. D ąbrow a G órnicza, 5 lutego 1977 r. WACŁAW SZYMAŃSKI R aport I 1977 o rad iow ym p rom ien iow an iu Słońca Ś re d n ia m iesięczna stru m ie n i dziennych —3,8 su (28 dni obserw acji). Ś rednia m iesięczna w skaźników zm ienności — 0,11. W ciągu m iesiąca zaobserw ow ano 12 zjaw isk niezw ykłych, z k tó rych n ajciekaw szym był p o ran n y fra g m e n t b u rzy szum ow ej z dnia 14 I. N iektóre „piki” tej b u rzy przekroczyły poziom 200 su p rzy je d n o cześnie niezbyt dużym stru m ie n iu prom ieniow an ia ciągłego (rysunek). In n e zjaw iska, głów nie 43, 44NS i 40F, w ystąpiły w dniach 4, 5, 12, 17—20, 23 i 28 stycznia. K A Z I M I E R Z M. B O R K O W S K I O bserw acje zakryć gw iazd przez K siężyc Zgodnie z porozum ieniem z re d a k c ją w y daw nictw a PTM A „T he A stro nom ical R e p o rts” w yniki o bserw acji zakryć gw iazd przez Księżyc, jak o d orobek naukow y członków Polskiego T ow arzy stw a M iłośników A stro nom ii, będą publik o w an e w tym w ydaw nictw ie „in ex ten so ”. W U ranii 118 4/1977 URANIA zamieścimy jedynie omówienie z podaniem nazwisk obserwatorów. Zm iana ta jest niewątpliwie korzystna dla obserwatorów, gdyż wyniki ich pracy dotrą do właściwych instytucji zagranicznych, ponieważ za sięg tego pisma jest inny niż Uranii. Na ten temat patrz omówienie „The Astronomical Reports” w majowym numerze Uranii z 1976 r. Do czasu uregulowania sprawy publikacji prosimy Obserwatorów o nadsyłanie wyników — jak dotąd — na adres Redakcji Uranii. L U D W IK Z A JD L E R P O R A D N IK O B S E R W A T O R A Zastosowanie stopera w służbie czasu miłośnika-obserwatora Miłośnicy astronomii dość często posługują się stoperem. Niewątpliwie wpływa na to przekonanie, że dokonują pomiaru czasu w sposób „auto matyczny”, bez subiektywnej oceny. W rzeczywistości pomiar czasu stoperem bywa obarczony szeregiem błędów, z istnienia których często nie zdają sobie oni sprawy. W swoim czasie („Urania” 1972, nr 2, str. 54— 59) wskazywałem na możliwość użycia stopera przy obserwacjach zakryć gwiazd przez Księżyc, zaznaczyłem jednak, że nadaje się on tylko „na początek”, aż do uzyskania wprawy. Zalecałem natomiast po sługiwanie się bezpośrednio radiosygnałami czasu, nadawanymi przez niektóre stacje przez całą dobę. Sygnały czasu ciągłe w postaci im pul sów sekundowych z markowaną pełną m inutą spełniają rolę zegara (dodać należy: dobrego zegara), dostępnego dla każdego posiadacza od powiedniego radioodbiornika. Należało tu dodać „odpowiedniego”, po nieważ nie każdy odbiornik posiada zakresy, na których nadawane są te sygnały. Posługiwanie się sygnałami ciągłymi nie powinno nastręczać nikomu trudności. „Zegar radiowy” nie ma wprawdzie tarczy i wskazówek, ale to stanowi w tym przypadku jego zaletę: nie trzeba nań patrzeć, wy starczy słuchać i odliczać sekundy, mając resztę uwagi zwróconą na przebieg obserwowanego zjawiska. Przy wprawie można nie przery wając liczenia sekund dokonywać prostszych notatek, a nawet (czego nie zalecam!) — rozmawiać. Nieco wprawy wymaga oczywiście ocena ułam ka sekundy. Dobry obserwator z łatwością notuje dziesiąte części, a niektórzy nawet „połowę dziesiątych” sekundy. Osiąga się to po pew nym treningu, jednak wysiłek na ten cel opłaca się, gdyż w yniki po m iaru będą dokładniejsze niż przy bezkrytycznym użyciu stopera. Największą dokładność zapewni oczywiście jedynie chronograf, np. „elektroniczny rejestrator czasu” pomysłu p. R. Fangora („Urania” z 1975 r.). Zwracam jednak uwagę, że chronograf jest niezbędny jedy nie przy założonej wymaganej dokładności < 0,1 sekundy, natomiast w przypadkach tych obserwacji wizualnych, w których odgrywa głów ną rolę błąd osobowy („refleks” obserwatora), użycie chronografu — nawet najlepszego — tylko w nieznacznym stopniu wpływa na dokład ność pomiaru czasu. Tym niemniej gorąco zalecam amatorom obserwa cji zakryć gwiazd przez Księżyc, a w szczególności obserwacji pozy cyjnych, skompletowanie choćby urządzenia z magnetofonem, jakim 4 1977 URANIA 11 0 z dobrym w ynikiem posługuje się p. P aw eł T urk o w sk i, a o czym w spo m ina p. R om an F angor w poprzednim num erze „U ran ii”. P o m ija jąc zatem błędy osobow e obserw acji, k tó re w y stę p u ją n ie za leżnie od sposobu p om iaru czasu, nie do u nikn ięcia tak że przy użyciu chronografu, zw rócę tu uw agę na dw a zasadnicze błędy stopera. P rzed ty m należy pow iedzieć p arę słów o sam ym stoperze. W p rak ty c e m am y do czynienia z dw om a ty p a m i sto p e ró w m ech a nicznych. W jed n y m — z m echanizm em o ru ch u ciągłym — m echanizm fu n k cjo n u je n ieprzerw anie, ja k w zegarku kieszonkow ym lu b n aręcz nym. W chw ili w yw arcia n acisku na urządzen ie u ru ch a m iając e w sk a zówkę n a s tę p u je zazębienie się tegoż urządzenia z m echanizm em cho du; zatrzy m an ie się w skazów ki n astęp u je przez rozłączenie zazębienia. Ł atw o dom yśleć się, że m om ent, w k tó ry m w skazów ka rozpoczyna bieg, nie je st identyczny z m om entem zazębiania a tym b ard ziej — z m o m entem w yw arcia palcem n acisku n a głów kę u rząd zen ia u ru c h a m ia jącego. P odobnie je st w chw ili zatrzy m y w an ia sto p era, z ty m że -owe „opóźnienia” nie m uszą być identyczne. Zależy to m. in. od w zajem n e go położenia zazębiających się kół. W drugim typie stoperów , k tó ry nazw iem y sto p erem o ru ch u p rze ry w anym , m echanizm zegarow y je st czynny ty lk o w czasie trw a n ia pom iaru. U ruch am ian ie sto p era n a s tę p u je przez zw olnienie wzgl. za trzy m an ie b alan su zegarka. I tu m usi upłynąć pew ien o dstęp czasu od chw ili w yw arcia n acisku na głów kę, a zw olnieniem czy też za trzy m a niem balansu. I w ty m p rzy p a d k u ow e „opóźnienia” n ie są na ogół identyczne. W obu typach sto p e ra w y n ik a stąd błąd, k tó ry nazw iem y b ł ę d e m s t a ł y m , lub błędem -uruchom ienia. M ożna by go nazw ać ta k że b łę dem „zera” czyli błędem zerow ego w skazania sto p era. B łędem ty m ob ciążony je st każdy pom iar czasu d a n y m stoperem , bez w zględu na długość m ierzonego odstępu czasu. Może on m ieć w arto ści d odatnie albo ujem ne, zależnie od tego czy „opóźnienie” je st w iększe podczas zatrzy m y w an ia czy też u ru ch a m ian ia w skazów ki. K ażdy pom ierzony tym stoperem odstęp je st więc o pew ną w artość za k ró tk i, albo za długi. Co gorsza, błąd ten — m im o nazw y „stały ” — stały m nie jest, jego w artość m oże ulegać zm ianom w y nikający m ze sta rz en ia się m e chanizm u. N ie zależy n ato m ia st od „re fle k su ” o b serw ato ra, je st w ła ściw y d an e m u egzem plarzow i, n aw et nie typow i stopera. D rugi błąd sto p e ra ;— będziem y go nazyw ać b ł ę d e m p o s t ę p o w y m — w y n ik a stąd, że okres w ahań b alan su n ie je st identyczny z okresem nom in aln y m , k tó ry w ynosi zw ykle 0,2 s, (w sto p erach z podziałką do 30 s i z działką elem e n ta rn ą 0,1 s, w ynosi 0,1 s). B łąd po stępow y o kreślam y słow nie: zeg ar się spieszy lu b późni. B łąd ten m oż n a zredukow ać przez odpow iednie doregulow anie za pom ocą tzw. p rzesu w k i reg u lacy jn ej, je d n a k w artość jego je st zm ienna, zależy od te m p e ra tu ry i od położenia zegara (np. tarczą do góry lub głów ką p o k rętła do góry, w bok itd.), zm ienia się ró w n ież w m iarę ro zk ręcan ia się sprężyny napędow ej. B łąd postępow y je st system atyczny, lecz o w a r tości zm iennej, zależnej od długości m ierzonego odstępu czasu — d la tego w prow adziliśm y t u nazw ę „postępow y”. O jego w arto ści m ożem y się poinform ow ać m ierząc dostatecznie długi odstęp czasu, np. godziny (można posłużyć się sygnałam i czasu Polskiego Radia). N ależy tu p am ię tać je d n a k o istnieniu rów nież błędu „stałego”, k tó reg o w y stępow anie będzie nam „m ieszać szyki” podczas te j kontroli! 120 URANIA 4/1977 N orm y fabryczne przew id u ją dla stoperów pierw szej k lasy dobow e u chybienia chodu 20 sekund, co odpow iada ok. 1 sek u n d y w ciągu go dziny. D la sto p eró w ty p u „buksiaków ” to le ra n c je fab ry czn e są w y b itn ie wyższe. T rzeba się w ięc liczyć z tym , że n aw et n ajlep sze „doregulow anie” okresu b alan su nie zapew ni po m iaru odstępu około go dzinnego lepiej, niż z dokładnością sekundy. M ożemy tu je d n a k w skazać drogę postępow ania p rzy d a tn ą dla w y k rycia, oceny, a n aw e t p o m ia ru błędów — stałego i postępow ego. Do tego celu m ożna użyć w zględnie dobrego zegara z w ah ad łem sek u n d o w ym „ty k ają cy m ” co sekundę lub pół sekundy, albo ch ro n o m etru ty p u okrętow ego („tyka” co pół sekundy), n ajlep iej je d n a k posługiw ać się ciągłym i sygnałam i czasu. D oskonale do tego celu n ad aw ałb y się ró w nież zegar kw arcow y, ja k ie ostatnio ukazały się w h an d lu , ró w n ież „ty k ają cy ” co sekundę; ale kto ta k i zegar posiada — nie będzie się za p ew ne posługiw ał stoperem .. Chyba, żeby przekonać się o stosow alno ści opisyw anej tu m etody. Będżiem y oba błędy — sta ły i postępow y — w yznaczać jednocześnie. W tym celu należy stoperem „pom ierzyć” k ilk a k ro tn ie (a to dla w y li czenia w artości średniej) kolejno kilka k ró tk ic h odstępów czasu o róż nej w artości w granicach do 30 se k u n d (np. odstępy 5, 10, 20 i 30 sekund). S to p er należy u rucham iać i zatrzym yw ać oczyw iście d o k ład n ie z „ty k an ie m ” zegara lub sygnałów . O dnotow ane w skazania sto p era będą się na ogół nieco różniły od od w arto ści n om inalnych z pow odu błędów sto p e ra i w w yn ik u błędów przypadkow ych. N astęp n ie po stęp u jem y analogicznie „m ierząc” odstępy dłuższe, np. 5, 10, 15 itd. m i nutow e. C ała operacja zajm ie nam sporo czasu. N ie w płynie to na w yniki, jeżeli m am y do czynienia ze stoperem o ru c h u ciągłym , k tó rego spręży n a w ystarcza na w ięcej niż dobę. A le sto p e ry z ruchem p rzery w an y m m a ją zw ykle kró tszą rezerw ę chodu, zw łaszcza te, k tó re m a ją b alan s o okresie 0,1 sekundy; w tych przy p ad k ach sprężynę n a leży n akręcać częściej. Po naciągnięciu sprężyn y n ależy ją nieco „od puścić”, toy w ten sposób stw orzyć dla w szystkich pom iarów m niej w ięcej je d n o lite w aru n k i. T eraz w yniki pom iarów (nieuśrednione) należy nanieść na w ykres w ten sposób, że na osi OX odkładam y odstępy n o m in aln e (tzn. 5, 10, 20, . . . sekundow e i dalej — 5, 10 . . . m inutow e), zaś na osi OY — w a r tości n ieu śred n io n e odczytane na podziałce sto p era. P rzez naniesione p u n k ty prow adzim y linię prostą; trzeba ją będzie zapew ne „w ypośrodk ow ać” je śli rozrzut p u n k tó w je st duży. G dyby w sk azan ia sto p era były bezbłędne, tzn. n ie w ystępow ałby błąd sta ły i postępow y, to p ro sta przeszłaby przez początek u k ła d u 0 ,i b yłaby n achylona w zględem obu osi pod kątem 45°. W artości odczytane byłyby ró w n e nom inalnym , oczyw iście z pew nym rozrzutem , ch a rak te ry z u jąc y m błędy p rz y p a d kowe. B ł ą d s t a ł y u ja w n ia się tu w ten sposób, że w y k reślo n a p ro sta przecina oś OY nie w punkcie 0, lecz w innym — P, położonym nad lub pod osią OX. O dległość OP określa w artość błędu stałego; w artość ta może być dodatn ia lub ujem na. B ł ą d p o s t ę p o w y rów nież w idoczny je st na w y k resie: lin ia p ro sta n ak reślo n a przez p u n k ty m a nachylenie w zględem osi różne od 45°. W artość błędu postępow ego łatw o odczytam y n a ty m w y k re sie p ro w a dząc u przednio p ro stą rów noległą do poprzedniej (przechodzącej przez P), lecz tym razem przechodzącą przez początek u k ład u — p u n k t 0. Z a- 4/1977 URANIA 121 m iast m ierzenia „kąta jej nachylenia” zmierzymy odległość jej od osi OX w punkcie odpowiadającym np. nom inalnej w artości 30 m inut. Od chylenie od wartości nominalnej (czyli wartości poprawnej mierzonego odstępu) jest m iarą błędu postępowego. Możemy teraz przeliczyć go na godzinę, dobę czy minutę. Przy takim postępowaniu błąd stały został wyeliminowany. Możemy doradzić jeszcze inną drogę wyznaczenia wartości błędu systematycznego, wymaga on jednak pomocy zegarmistrza. Niektóre pracownie zegarm istrzowskie wyposażone są w elektroniczne kom para tory, zwane pospolicie „spraw dzarką chodu zegarów”. Działają one na zasadzie automatycznego porównania częstości „tykań” z częstością geaeratora kwarcowego (przy zastosowaniu mikrofonu), przy czym wy nik porów nania rejestrow any jest na taśm ie papierowej. Jeżeli okres drgań balansu jest równy nom inalnem u, na w ykresie otrzymujemy linię prostą równoległą do kierunku przesuw u taśmy. Na skali spraw dzarki można odczytać odchylenia rzędu 1 sekundy chodu dobowego w ciągu minutowej obserwacji. Można wyznaczyć chód dobowy w różnych po łożeniach stopera i przy różnym stopniu naciągu sprężyny. Jeżeli „po prosić” zegarm istrza, to pozostawi on stoper na spraw dzarce na prze ciąg kilku m inut, i przekonam y się, że chód jego może ulegać pew nym — trudnym do w yjaśnienia — zmianom. Nieraz zależą one od nieprawidłowości w ykonania kół zębatych m echanizmu zegara, uszko dzenia zębów koła wychwytowego lub w skazują na w adliwe działanie wychwytu, nieraz niepraw idłow e ustaw ienie sprężyny spiralnej (tzw. włos) lub rezultat zanieczyszczenia, przeważnie jednak zmienność am plitudy w ahań balansu w ynika z różnych przyczyn. Błędy te w y stępują naw et w stoperach (i zegarkach w ogóle) najlepszych i najdroż szych marek. Tylko przy użyciu spraw dzarki można je wykryć. Kto chce dobrze poznać swój stoper powinien być obecny ipodczas jego sprawdzania. Spraw dzarka nie w ykryje jednak istnienia błędu „stałego”, do jego wykrycia i wyznaczenia pozostaje więc jedynie opisany wyżej spo sób, polegający na pom iarze odstępów (krótkich, kilkusekundowych. Cała opisana tu metoda spraw dzania posiadanego stopera ma na ce lu w ydanie orzeczenia, czy dany stoper w ogóle nadaje się do po m iaru odstępów czasu z dokładnością w ystarczającą dla miłośniczej służby czasu. Jak wynika z korespondencji z obserw atoram i zakryć gwiazd przez Księżyc, niektórzy posługują się stoperem także przy wyznaczaniu po praw ki w skazań „zegara wzorcowego” (którym jest niekiedy zwykły zegarek noszony) drogą odbioru radiosygnałów czasu rozgłośni P.R. Nie zawsze jest to możliwe ze względów programowych rozgłośni, co do datkowo wpływa na niesprawność służby czasu. Pom ijając zresztą te przyczyny, jak również fak t że naw et dobry zegarek noszony może wykazywać błędy „postępowe” uw idaczniające się w ciągu godziny, choć niedostrzegalne w ruchu dobowym (chód dobowy jest chodem średnim), użycie stopera tylko na pozór w ydaje się poprawiać wynik. Znacznie lepiej i prościej będzie obserwować bieg wskazówki ze sko kami 5 razy na sekundę — choćby przy użyciu lupki — jednocześnie słuchając tych sześciu „pików” sygnału, niż mierzyć stoperem odstęp mliędzy ostatnim (a więc tylko jednym) „pikiem ” a położeniem w ska zówki w chwili, gdy przechodzi przez „zero”. Z błędem postępowym stopera nie musimy się w praw dzie liczyć (mierzony odstęp jest krótki), 122 URANIA 4/1977 a le b łąd „ s ta ły ” m oże n a m b a rd z o p o g m a tw a ć s p ra w ę u s ta la n ia ch o d u z e g a rk a , je ż e li n ie b ę d z ie m y p rz e s trz e g a li p e w n e j re g u ły : n a le ż y z a w sze m ie rz y ć o d stę p „od s y g n a łu do p o ło ż e n ia z e ro w eg o w s k a z ó w k i” lu b „od p o ło żen ia z ero w e g o do s y g n a łu ” . P a m ię ta jm y , że n a s k u te k b łę d u s ta łe g o s to p e r w s k a z u je „za d u ż o ” a lb o „za m a ło ” , z m ia n a k o le jn o śc i d a w ięc n a ty c h m ia s t zn ać o sobie. P o d o b n ie k o le jn o śc i n a le ż y p rz e s trz e g a ć p rz y u s ta la n iu w s k a z a n ia z e g a ra „ w zo rco w e g o ” w c h w ili d o strz e ż e n ia z ja w is k a . In n y w y n ik o tr z y m a m y m ie rz ą c o d stę p od p o p rz e d z a ją c e j, a in n y — od n a s tę p u ją c e j p e łn e j m in u ty . J e ż e li te n o d stę p w y n o si k ilk a lu b k ilk a n a ś c ie m in u t — d o jd zie t u jeszcze w p ły w b łę d u „ p o stę p o w e g o ”. T a o s ta tn ia u w a g a d o ty c zy ta k ż e p r z y p a d k u p o słu g iw a n ia się s y g n a ła m i czasu c ią g ły m i ja k o „ z e g a re m w z o rc o w y m ”. O m ó w ie n ie ty c h ź ró d e ł b łę d u u w a ż a łe m za k o n ie c z n e , a b y o b s e r w a to rz y p rz y n a jm n ie j z d a w a li so b ie s p r a w ę czego się m o ż n a po s to p e rz e sp o d ziew ać. W y z n a c z e n ie je g o b łę d ó w w p e w n y m s to p n iu m oże p o p ra w ić słu ż b ę c z asu , a le c ałk o w ic ie ty c h b łę d ó w u s u n ą ć się n ie da. J a k ju ż w ie lo k ro tn ie w n a sz y m w y d a w n ic tw ie z a z n a c z a liśm y , w a r u n k ie m p ro w a d z e n ia o b s e r w a c ji p o z y c y jn y c h i z a k ry ć (ta k ż e za ćm ień S ło ń ca) je s t d o b ra s łu ż b a czasu , z a p e w n ia ją c a o d n o to w a n ia m o m e n tu o b s e rw a c ji z d o k ła d n o ś c ią n ie n iż sz ą n iż 0,1 se k u n d y . Z a le c a m p rz e to je sz c z e ra z p o słu g iw a n ie się b e z p o śre d n io c ią g ły m i s y g n a ła m i cz asu — „ z e g a re m ra d io w y m ” — z p rz e p ro w a d z e n ie m tr e n in g u d la ocen y u ła m k ó w s e k u n d y (d la k o n tr o li tr e n in g u m o ż n a się p osłużyć sto p e re m ). P rz e c ie ż s y g n a ły te d o te g o c e lu z o sta ły u s ta n o w ione! P rz y p o m in a m , że n a jle p ie j o d b ie r a ln e n a te r e n ie P o ls k i są sy g n a ły : D IZ n a fa li 4525 k H z (66,3 m ) — N a u e n (NRD). O L B n a fa li 3170 k H z (94,3 m ) — P o d e b ra d y (C SSR ). k L D n a fa li 18925 k H z (15,8 m ) — P o d e b ra d y (C SSR ). LUDWIK ZAJDLER KRONIKA PTMA 1’olsk ic T ow arzystw o M ilośnikow A stron om ii O ddział W arszaw a u p rz e jm ie z a w ia d a m ia , iż p ro w a d z i o b e c n ie sw o ją d z ia ła ln o ść w n ow ej sied zib ie, w O sied lu im . M. K o p e rn ik a w K lu b ie O R IO N p rz y u l. E g ip s k ie j 7 (S a s k a K ę p a , d o ja z d a u to b u s a m i 117, 168). S e k r e ta r ia t czy n n y w k a ż d ą śro d ę w godz. 19.30—21. A k tu a ln ie O d d z iał p ro w a d z i n a s tę p u ją c ą d z ia ła ln o ść : K oło M łodych — za ję c ia z a stro n o m ii d la m ło d zieży lic e a ln e j w k a ż d y w torek godz. 17.00— 18.30. W p o g o d n e w ie c z o ry o b s e rw a c je n ie b a . P lanetarium — w k a ż d y czw artek godz. 17.00 p o k a z y w p la n e ta riu m M u zeu m T e c h n ik i (P a ła c K u ltu r y i N au k i) ze s p e c ja ln y m p ro g ra m e m d la czło n k ó w P T M A (ju n io ró w i sen io ró w ). W stę p za o k a z a n ie m le g ity m a c ji P T M A . 4/1977 URANIA 123 C zło n k o w ie zw y cz a jn i — w k a ż d ą o s ta tn ią śro d ę m ie sią c a o d b y w a ją się s e m in a ria z d z ie d z i n y a stro n o m ii z u d z ia łe m p ra c o w n ik ó w n a u k o w y c h . N iezależn ie od tego, ok. ra z w m ie sią c u , o d b y w a ją się p re le k c je d la w sz y stk ic h c zło n k ó w P T M A w d u ż ej sa li k lu b u „ O rio n ”, w e w to rk i o godz. 19.00 z d zie d z in y a stro n o m ii, w k tó ry c h o m a w ia n e są c ie k a w e te m a ty p rz e z p ra c o w n ik ó w n a u k o w y c h . P o p re le k c ji film n a u k o w y (a stro n o m ic z n y lu b a stn o n a u ty c z n y ). T e rm in y p re le k c ji p o d a w a n e są n a d w a ty g o d n ie n a p rz ó d n a ta b lic y og ło szeń w K lu b ie „ O rio n ” (ew . w p r a sie) o ra z d ro g ą in d y w id u a ln y c h z a w ia d o m ie ń c z ło n k ó w P T M A . B liższe szczegóły w s e k r e ta ria c ie P T M A w lo k a lu K lu b u „ O rio n ”. KRONIKA HISTORYCZNA C a rl F rie d ric h G a u ss (1777— 1855) W d n iu 30 k w ie tn ia m ija 200 la t od ch w ili, g d y u ro d z ił się je d e n z n a j w y b itn ie js z y c h u c z o n y c h w sz y stk ic h czasów , C. F. G a u ss, p rz e z je m u w sp ó łc z e sn y c h n a z w a n y p rin c e p s m a th e m a tic o r u m — k sią ż ę m a te m a ty k ó w . U ro d z ił się w B ru n s z w ik u w ro d z in ie ro b o tn ic z e j, p o c z ą tk o w o u c zę szczał do m ie jsc o w e j sz k o ły ś r e d n ie j C a ro lin e u m , w la ta c h 1795— 1798 s tu d io w a ł n a U n iw e rs y te c ie w G e ty n d z e n a u k i m a te m a ty c z n o -fiz y c z n e . W r o k u 1807 trz y d z ie s to le tn i G a u ss p o w o ła n y z o sta je n a s ta n o w is k o p ro fe s o ra a s tro n o m ii i d y re k to ra p o w sta łe g o w ty m c za sie O b s e rw a to riu m . N a s ta n o w is k u ty m p o z o s ta je do śm ie rc i w d n iu 23 lu te g o 1855 r. N ie m a ch y b a d z ie d z in y n a u k i, w k tó re j n a z w isk o je g o n ie je s t w y m ie n io n e . W n ió sł tr w a ły w k ła d do m a te m a ty k i, g eo d ezji, fiz y k i, m e tro lo g ii, m e c h a n ik i n ie b a . B ył p rz e d e w sz y stk im te o re ty k ie m . J a k o w y b itn y m a te m a ty k p o tr a fił w łą c z ać się n a ty c h m ia s t d o ró ż n y c h a k tu a l n y c h w o w y m c z asie p ro b le m ó w , p o d a ją c z a s k a k u ją c e tr a fn o ś c ią ro z w ią z a n ia . C ech o w a ło go to z re s z tą od d ziieciństw a. P o d o b n o k ie d y ś n a u czy ciel m a te m a ty k i, c h cąc z ap e łn ić czas sw y m u czn io m , k a z a ł im o b li czyć su m ę liczb c a łk o w ity c h od 1 do 100. K u k o m p le tn e m u z a sk o c ze n iu n a u c z y c ie la G a u ss p o d a ł w y n ik n ie m a l n a ty c h m ia s t — z a m ia st żm u d n e g o ra c h u n k u w y p ro w a d z ił w z ó r n a su m ę p o stę p u a ry tm e ty c z nego. I ta k , ju ż w c zasie s tu d ió w w G e ty n d z e , stw o rz y ł p o d w a lin y p o d m e to d ę o b lic z a n ia w y n ik ó w sz e re g u o b s e rw a c ji o b a rc z o n y c h b łę d a m i p rz y p a d k o w y m i w ta k i sp o só b , a b y b łą d w y n ik u b y ł n a jm n ie js z y . Z a s to so w a ł ją w k ró tc e w z w ią z k u z o b s e rw a c ja m i m a ją c y m i n a c e lu w y z n a c z a n ie o rb it d o k o ła sło n e c z n y c h , o p u b lik o w a ł po ra z p ie rw sz y w 1809 ro k u , a w p o sta c i o sta te c z n e j w T h c o ria c o m b in a tio n is o b s e r v a tio n u m c rr o rib u s m in im is o b n o x ia e (G e ty n g a 1823). M e to d a ta , n a z w a n a m e to d ą n a jm n ie js z y c h k w a d ra tó w , z n a la z ła licz n e z a sto so w a n ia ta k ż e poza a s tro n o m ią , p rz e d e w sz y stk im w g eo d ezji. P o ję c ia „ ro z k ła d G a u s s a ” , „ k rz y w a G a u s s a ”, „ fu n k c ja G a u s s a ”, „n ie ró w n o ść G a u s s a ” itp . p o ję - 124 URANIA 4/1977 cia te o rii błędów i sta ty sty k i, są znane dobrze w e w szystkich dziedzi nach nauk, nie w yłączając ekonom etrii. T uż po odkryciu pierw szej p lanetoidy C eres G auss obliczył jej o rb i tę. W zw iązku z „zagubieniem ” jej oraz w zw iązku z odkryciem n a stę p nych k ilk u planetoid, G auss p rzy stą p ił naty ch m iast do o pracow ania w łasnej m etody obliczenia orb ity z trzech o b serw acji jej położeń, m niej p racochłonnej od znanej ju ż od r. 1797 m etody O lbersa. P ra c a G aussa pt. T heoria m o tu s corporum coelestium (H am burg 1809) uw ażan a je st za podstaw ow ą w m echanice nieba. N ie sposób w ym ieniać tu szczegółowo prac G aussa w różnych dzia łach astronom ii. W zakresie m echaniki nieba p ublikow ał p race na te m at całkow ania m echanicznego (1814) i p e rtu rb a c ji w iekow ych (1818), p ierw szy obliczył w artość stałej g raw ita cji, k tó rą nazyw am y odtąd „sta łą G au ssa” ; m a w ielkie osiągnięcia w dziale zw anym astro n o m ią sfe ryczną (m. in. tzw. sta le ek lip ty k a ln e G aussa, w try g o n o m etrii sfe rycznej m am y „w zory G au ssa”), opracow ał tak że w łasn ą teo rię za ćm ień Słońca. W zw iążku z prow adzonym i na w ielk ą sk alę p racam i tria n g u lac y jn y m i n a przełom ie X V III i X IX w., m a jąc y m i n a celu w yznaczenie długości południka, G auss prow adził pom iary w k ró lestw ie H anow er (późniejsza p ro w in cja P rus). Tu pierw szy zastosow ał heliotro p i opracow ał m etodę p ro jek to w a n ia p u n k tó w sfery na płaszczyźnie. G auss podał ok. r. 1800—1802 sposób przeliczania d at k alen d a rz a żydow skiego na g regoriańskie, co m a duże znaczenie dla różnych do ciekań historycznych. J a k w iadom o rok w k alen d a rz u żydow skim liczy 353 do 355 d n i (przestępny 383—385), w zw iązku z czym żydow ski No w y Rok p rzy p ad a na ró żn e d aty greg o riań sk ie m iędzy 5 w rześnia a 5 października. P o d an ie ścisłej reguły ra c h u n k u należy do ciekaw ych osiągnięć G aussa, ciekaw ych — bow iem G auss nie w y jaśn ił nigdzie ja k do tej reguły doszedł (nie opublikow ał dowodu). P o d ał rów nież regułę obliczania d at W ielkanocy w edług k alen d a rz a ju liań sk ieg o i g reg o riańskiego. G auss je st w spółtw órcą pierw szego racjonaln eg o u k ład u jed n o stek m ia r CGS (1832), w k tó ry m przy m inim alnej liczbie je d n o stek p o d sta w ow ych (trzy) m ożna w yprow adzić pozostałe. W prow adził do niego je d n o stk ę czasu — sek u n d ę — określoną ja k o 1/86400 część śred n iej doby słonecznej. W raz z g etyńskim profesorem fizyki W eberem p ie rw si p rzeprow adzili w ro k u 1833 ek sp ery m en t p oró w n an ia oddalonych ze garów , p osługując się w ynalezionym przez W ebera teleg rafem . Je st to pierw sza p ró b a n ad a w an ia sygnałów czasu drogą kablow ą. LUDWIK ZAJDLER NOWOŚCI W YDAW NICZE Fred. H oyle, H ighlights in A stronom y, W ydaw nictw o W. H. F reem an and Com pany, S an F rancisco, 1975, stro n 179, cena 5,50 dolara. T ru d n y do przetłum aczenia ty tu ł tej niew ielk iej książki w ybitnego n aukow ca i znanego p o p u lary zato ra astronom ii znaczy m niej w ięcej tyle co atra k c y jn e , znakom ite, doniosłe problem y astronom ii. Je st to k ró tk i i ja k pod k reśla a u to r n iem atem atyczny i p rzy stęp n y w stęp do a stro - 4/1977 URANIA • 125 nom ii, będący ja k gdyby streszczeniem om ów ionej w poprzednim n u m erze Uranii książki H oyle’a A stro n o m y and Cosmology. Poza le k k o ścią stylu, a czasem naw et gaw ędziarskim opow iadaniem o niebie i jego ta jn ik a ch , najw iększą zaletą tej książki je st niem al 150 ilu stra cji, w tym blisko 100 pięknych fotografii, z których w iele je st b arw nych. T rud d o ta rc ia do niej będzie dzięki te m u sow icie nagrodzony n aw et dla czy te ln ik a niezbyt w praw nego w ję zy k u angielskim . KRZYSZTOF ZIOŁKOWSKI I v a n R. King, T he U niverse U nfolding, W ydaw nictw o W. H. F reem an a n d Com pany, S an F rancisco, 1976, stro n 504, cena 14,95 dolara. „U rok gw iaździstego nieba przyciąga w zrok, zm usza do kon tem p lacji i w zyw a do zagłębiania jego tajem nic. To w szystko k u lty w u je a stro n o m ia. K ie ru je nas k u pięknu; przede w szystkim je d n a k k sz tałtu je w y obrażenia, k tó re poszerzają i pogłębiają rozum ien ie św iata, do którego należym y...” — tym i słow am i rozpoczyna a u to r tę książkę, a kończy ją m ów iąc ....N a .małej planecie o krążającej ja k ą ś niczym nie w y ró żn iającą się gw iazdę w jed n ej spośród m ilionów g alak ty k , w oszałam iającym tem p ie o d kryw a się ta jn ik i n a tu ry . To w łaśnie n a d a je podw ójnego u ro k u astronom ii: zdum iew ająca s tru k tu ra W szechśw iata i zadziw iające drogi, k tó re k ie ru ją nas k u jego rozum ieniu. I ta k ie je st m iejsce Czło w ieka w e W szechśw iecie.” O ba te cy taty są ja k b y k la m ram i sp in ający m i w ielki esej o a stro n o mii, gdyż chyba ty lk o ta k m ożna zakw alifikow ać książkę, k tó ra z n ie zw ykłą w p ro st p asją i żarliw ością p rez en tu je dzisiejszy sta n w iedzy o w szechśw iecie. I. R. King, profesor U n iw ersy te tu w B erkeley (K ali fo rn ia, USA), pięknym , k larow nym i opisow ym językiem , bez pomocy n ajp ro stszy ch naw et fo rm u ł m atem atycznych, w pro w ad za czytelnika w a rk a n a w spółczesnej astronom ii, d o starczając m u przeżyć in te le k tu a l nych najw yższej klasy. W śród w ielu ukazujący ch się ostatn io p o d rę czników czy też m onografii astro n o m ii ogólnej, ta za jm u je w y jątk o w e m iejsce, bow iem oprócz ak tu aln o ści i rzetelności in fo rm acji uczy kochać astronom ię, zajm ując dzięki tem u szczególną pozycję w śród le k tu r m i łośnika astronom ii. I dlatego też uw ażam y za celow e zw rócić n a nią u w agę czytelników Uranii, zdając sobie sp raw ę z tru d n o ści w d otarciu do tej pięknej książki. KRZYSZTOF ZIOŁKOWSKI K A L E N D A R Z Y K ASTRONOMICZNY O pracow ał G. S itarsk i Maj 1977 r. Słońce W ędrując po ekliptyee stale oddala się od ró w n ik a niebieskiego, a w zw iązku z ty m w ciągu m iesiąca dnia p rzyby w a o półtorej godziny, w W arszaw ie 1 m a ja Słońce w schodzi o 4>>6»i, zachodzi o 19'ilm, a 31 m a ja w schodzi o 3*'21>>i zachodzi o 19*>46'>'. W m aju Słońce w stęp u je w znak B liźniąt. 12(3 URANIA 4/1977 D ane dla obserw atorów Słońca (na 131* czasu środk.-europ.) D ata 1977 V 1 3 5 7 9 11 13 15 P B0 Lo D ata 1977 P o —24.11 -23.74 -2 3 .3 4 -2 2 .9 0 -2 2 .4 4 —21.96 —21.44 -20.90 0 —4.09 -3 .8 9 -3 .6 8 -3 .4 6 —3.26 -3 .0 4 -2 .8 0 -2 .5 8 0 209.58 183.15 156.71 130.27 103.82 77.38 50.93 24.48 V 17 19 21 23 25 27 29 31 0 -2 0 .3 3 -1 9 .7 4 -1 9 .1 2 -1 8 .4 8 -1 7 .8 1 -1 7 .1 2 -1 6 .4 2 -1 5 .6 8 L0 0 -2 .3 6 -2 .1 2 -1 .8 9 -1 .6 5 -1 .4 2 -1 .1 8 -0 .9 4 -0 .7 0 0 358.02 331.57 305.12 278.66 252.20 225.74 199.26 172.80 P — kąt od ch ylen ia osi obrotu Słońca m ierzon y od p ółn ocn ego w ierzchołk a ta r c z y ; B q, Lq — h eliograficzn a szerok ość i d łu gość środka tarczy. 17d9h24m — h eliograficzn a d łu gość środka tarczy w y n o si 0°. Księżyc B lask K siężyca będzie nam przeszkadzał w obserw acjach nocnego n ieb a w pierw szej dekadzie i w o statnim tygodniu m aja, bow iem kolejność faz K siężyca je st w tym m iesiącu n astęp u jąca: p ełnia 3«l 14l», o statn ia k w a d ra 10'>5li, nów 18«l4*> pierw sza k w ad ra 26‘14)'. N ajbliżej Ziem i zn aj dzie się Księżyc 4, a n ajd ale j 18 m aja. W ędrując po sferze niebieskiej w m aju tarcza K siężyca d w u k ro tn ie zak ry je U ra n a i raz W enus; zjaw iska te będą je d n ak u nas niew idoczne. P lan e ty i planetoidy W drugiej połow ie m a ja maimy dobre w aru n k i widoczności M e r k u r e g o, który św ieci ra n k ie m n ad w schodnim horyzontem ja k gw iazdka około + 1.5 w ielkości. N atom iast znacznie wyżej n ad w schodnim h o ry zontem praw dziw ą ozdobą porannego n ieba je st W e n u s błyszcząca b laskiem gw iazdy —4.2 w ielkości. J o w i s z zachodzi w ieczorem w raz z gw iazdozbiorem Byka, gdzie św ieci jasno ja k gw iazda —1.5 w ielkości. S a t u r n w idoczny je st w pierw szej połow ie nocy jak o gw iazda + 0.6 w ielkości w gw iazdozbiorze R aka. U r a n w idoczny je st przez całą noc n a granicy gw iazdozbiorów P an n y i W agi (6 w ielk. gw iazd.), N e p t u n w schodzi w ieczorem i św ieci nisko n ad horyzontem w gw iazdozbiorze W ężow nika (8 w ielk. gwiazd.), a P l u t o n w idoczny je st przez w iększą część nocy n a g ran icy gw iazdo zbiorów P an n y i W arkocza B ereniki, ale dostępny je st tyko przez duże teleskopy (14 wielk. gw iazd.). M a r s w idoczny je st ran k ie m w Rybach. P rzez w iększe lu n e ty m ożem y też obserw ow ać dw ie z n ajjaśn iejszy ch planetoid: C e i r e s w idoczną dobrze w pierw szej połow ie nocy n a g ra nicy gw iazdozbiorów W arkocza B ereniki i P an n y (7.5 w ielk. gwiazd.) oraz P a l l a s w idoczna w ieczorem na granicy gw iazdozbiorów R ak a i L w a (8.4 w ielk. gwiazd.). Niżej podajem y w spółrzędne rów nikow e n ie k tó rych p la n e t i planetoid celem łatw iejszego odnalezienia ięh n a niebie w śród gwiazd. URANIA 4/1977 D a ta 1977 V 1 11 21 31 r e k t. d eki. S a t u rn 0 h m + 18 36' 8 52.1 + 18 29 8 53.9 + 18 19 8 56.3 + 18 07 8 59.3 1 11 21 31 13 10.6 13 09.7 13 08.9 13 08.3 + + + + 11 11 11 11 d ek i. re k t. U r a n h m O - 1 4 18' 14 29.9 - 1 4 10 14 28.3 14 26.7 - 1 4 02 14 25.3 - 1 3 55 re k t. 30 32 33 33 12 12 12 12 13.7 10.9 10.3 12.3 + + + + d e k i. N e p t u n h m 0 - 2 1 09' 16 58.4 - 2 1 07 16 57.5 16 56.4 - 2 1 06 16 55.3 - 2 1 04 P a 11 a s C e r e s P l u t o n V 127 14 11 13 26 12 24 11 08 9 9 9 9 12.6 25.6 39.8 54.9 + + + + 9 02 10 35 11 41 1223 M eteory O d 1 do 8 m a ja p ro m ie n iu ją m e te o ry z m e te o ró w leży n a ró w n ik u n ie b ie s k im w re k ta s c e n s ję 22|l24m. W a ru n k i o b s e rw a c ji choć n o rm a ln ie p o w in n iś m y o b se rw o w a ć w cią g u godziny. * ro ju e ta -A k w a ry d ó w . R a d ia n t g w ia z d o z b io rz e W o d n ik a i m a są w ty m ro k u n ie k o rz y stn e , sp a d e k k ilk u n a s tu m e te o ró w * * 3«l8l* B lisk ie z łą c z e n ie U r a n a z K sięży cem . Z a k ry c ie p la n e ty p rz e z ta rc z ę K sięży ca w id o c z n e b ę d z ie w A m e ry c e P ó łn o c n e j i n a P ó łn o c n y m P a c y fik u . 5 d l 7 h z łą c z e n ie N e p tu n a z K sięż y ce m w o d le g ło śc i 3°. 11(1241! W en u s o sią g a m a k s im u m sw eg o b la s k u w ty m o k re s ie w id o c z n o ści ( —4.2 w ielk . gw iazd.). Ś w ie c i n a d w sc h o d n im h o ry z o n te m ja k o G w ia z d a P o ra n n a . 13‘ilh M e r k u ry n ie ru c h o m y w re k ta s c e n s ji. O 19'1 W e n u s w złą c z e n iu z M a rse m w o d leg ło śc i 1°,3. 14ill2ii B lisk ie z łą c z e n ie K się ży c a z W e n u s. Z a k ry c ie p la n e ty p rz e z ta rc z ę K sięży ca w id o c z n e b ę d z ie w A m e ry c e P ó łn o c n e j. O 13>' M a rs w z łąc zen iu z K sięż y ce m w odl. 2°. 16'i8l‘ Z łą c z e n ie M e rk u re g o z K się ży c em w o d leg ło ści 2°. I 71I7I1 P la n e to id a C e re s n ie ru c h o m a w r e k ta s c e n s ji. O 9l>24m h e lio g ra fic z n a d łu g o ść ś r o d k a ta r c z y S ło ń c a w y n o si 0°; je s t to p o c z ą te k 1655 r o ta c ji S ło ń c a w g n u m e r a c ji C a rrin g to n a . 20l'14l1 Jo w is z w z łą c z e n iu z A ld e b a ra n e m (w odl. 5°), g w ia z d ą p ie r w szej w ie lk o śc i w g w ia z d o z b io rz e B y k a . 21«*6l1 S ło ń ce w s tę p u je w z n a k B liź n ią t; je g o d łu g o ść e k lip ty c z n a w y no si w ó w czas 60°. 24di2li S a tu r n w z łą c z e n iu z K się ż y c e m w o d leg ło ści 6 °. 27l|24'i M e r k u ry 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 ca (25°). 30<li7 h p o r a z d ru g i w ty m m ie sią c u b lis k ie z łą c z e n ie U ra n a z K s ię życem o ra z z a k ry c ie p la n e ty p rz e z ta rc z ę K się ży c a (w id o czn e w A zji). 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 ro p e js kim . URANIA 128 4/1977 CO N TEN TS C O A E P2K A H M E M. S ro c z y ń s k a — X -R a y A s tro n o m y . L. G ła d y s z e w sk i — A R a d io te le s c o p e fo r a m a te u r o b s e rv a tio n s o f th e S u n . T . z . D w o ra k — A s tro a rc h e o lo g y . S. W ro n a a n d R . S n o p k o w sk i — Is th e U n iv e rse s y m m e tr ic a l? C h ro n ic le : S o m e a d v a n c e s o f P o lish a s tro n o m e rs in 1976. O b se rv a tio n s . O b s e rv e rs g u id e . PT M A C h ro n ic le . New boo k s. A s tro n o m ic a l c a le n d a r. M. C p o H im c K a aC TpO H O M M H . — P eH T reH O B C K an JI. rjiayi.iinoBCKii — PaflHOTejiecKOTi qjiH Juo6nTejibCKMx HaSjnoflemiM C ojih- u,a. T . 3 . j^BopaK — A cT poapxeojiornH . C . R p o n a u P . C h o i i k o b c k i i — CwmM e T p M H H a jim B c e j i e H H a n ? X p o iiiiK a : H eK O Topw e a o c T ii> K e H H f l n O J Ib C K M X a C T p O H O M O B B 1 9 7 6 T . H a f ) J iio ,n e H iiJ i. C n p a B O H iu iK l i a G j i i o a a T e . ’iH . X poH M K a 0 5 m ec T B a . H c T o p i i 'i e c K a H x p o m i K a . M 3 f l a T e j ii » C K M e i i o b o c t i i . A c T p o n o M iiH e c K iiii K a jic H A a p B . OGŁOSZENIE O fe ru je m y do s p rz e d a ż y n a s tę p u ją c e m a te ria ły i części o p ty k i do b u d o w y a m a to r s k ic h te le s k o p ó w a s tro n o m ic z n y c h : — p ły ty sz k la n e do sz lifo w a n ia 0 150 m m — 1 szt. c e n a zł 86,00 — p ły ty sz k la n e do sz lifo w a n ia 0 250 m m — 1 szt. ce n a zł 370,00 — so c zew k i p ła s k o -w y p u k łe 0 8 1 9 m m — 1 szt. ce n a zł 0,30 — so c zew k i ró ż n e 0 5—12 m m — 1 szt. c e n a zł 1,40 — so c zew k i 0 17, f 30' — 1 szt. c e n a 1,40 — o k u la r y m ik ro s k o p o w e — k o m p le t — 1 k p i. c e n a zł 35,00 — so c zew k i a c h ro m a ty c z n e — 1 szt. c e n a zł 20,00 — o b ie k ty w y m ik ro s k o p o w e 2—3 m m — 1 szt. c e n a zł 40,00 — p r y z m a ty o d w ra c a ją c e — 1 k p i. c e n a zł 40,00 — p r y z m a ty o d w ra c a ją c e — 1 k p i. ce n a zł 35,00 — f iltr y d u ż e — 1 szt. c e n a zł 5,00 — k a r b o ru n d (e le k tro ru n d ) n r 8 — 1 k g ce n a zł 30,00 — k a r b o ru n d ( e le k tro r u n d ) n r 16 — 1 kg c e n a zł 30,00 — k a r b o r u n d (e le k tro ru n d ) n r 36 — 1 k g c e n a zł 30,00 U w ag a: k a r b o r u n d s p r z e d a je m y w p o rc ja c h po 0,5 k g k ażd eg o g a tu n k u . Do p o d a n e j c e n y je d n o s tk o w e j m a te r ia łó w lu b o p ty k i d o liczy ć n a le ż y o p ła tę n<a k o sz ty o p a k o w a n ia i p r z e s y łk i w za le ż n o śc i od ilości z a m a w ia n y c h m a te ria łó w lu b części o p ty k i w k w o ta c h : 15,00—30,00 lu b 40,00 zł. W y sy łk i d o k o n u je m y ty lk o n a p o d sta w ie z a m ó w ie n ia po d o k o n a n iu w p ła ty bl. P K O n a k o n to Z a rz ą d u G łó w n eg o PTM A w K ra k o w ie w PK O l OM w K r a k o w ie n r 35510-16391-132. UW AG A : Z m ia n y po w y ższe w m ies. PTM A ,,U R A N IA ” u z g o d n io n o w d n iu 9 m a r c a 1977 r. w e W ro c ła w iu n a k o le k ty w ie D y re k c y jn y m W y d a w n ic tw a PAN O sso lin e u m z u d z ia łe m re d . nacz. ,,U R A N II” d r L.. Z a jd le ra i p rz e d s ta w ic ie la Z.G. w z w ią z k u z p rz e ję c ie m p rz e z W y d a w n ic tw o P A N O sso lin eu m m ies. PTM A od n r 1/77 n a p la n i b u d ż e t w /w W y d a w n ic tw a zg o d n ie z d e c y z ją P A N w W ar sz aw ie, w o p a rc iu o Z a rz ą d z e n ie N r 18/72 S e k r. N au k . PA N z 16.9.72 r. Z a rz ą d G łó w n y P T M A R e d a k c ja i A d m in is tr a c ja : P o lsk ie T o w a rz y stw o M iło śn ik ó w A stro n o m ii, Z arzą d G łó w n y . 31-027 K ra k ó w , u l. S o lsk ieg o 30 8, tel 538-92. R ed. n a c z .: L,. Z a jd le r, 02-590 W arsz aw a, u l. D ru ż y n o w a 3, te l. 44-49-35. S e k r . re d .: K. Z io łk o w sk i. Red. te c h n .: B. K o rc z y ń sk i. P rz e w o d u . R a d y R e d a k c y jn e j: S. P io tro w s k i. W a ru n k i p r e n u m e ra ty : ro c z n a — zł 72,— dla c z ło n k ó w PTM A (25°/« zn iżk i) — zł 54,— (bez s k ła d k i c z ło n k o w s k ie j), c e n a 1 egz. — zł 6 ,—. Z g ło szen ia w R e d a k c ji, a d re s j.w . W y d a w c a : Z a k ła d N a ro d o w y im . O s so liń sk ic h — W y d a w n ic tw o PA N , W ro cław . O d d ział w K ra k o w ie . 1977. N a k ła d 3000+100 egz. O b ję to ść a r k . w yd. 3, a r k . d ru k . 2,25. P a p . d r u k . sa t. k l. V, 65 g, 61X86. I n d e k s 38001 PZG RSW „ P r a s a —K s ią ż k a —R u c h ” K ra k ó w . Z am . 620/77. 0 3 5