A<*0m86 - Urania - Postępy Astronomii

$
S a g itta r iu s
URANIA
P O L S K IE G O
ROK LIII
M IE S IĘ C Z N IK
T O W A R Z Y S T W A M IŁ O Ś N IK Ó W
L I S T O P A D 1982
A S T R O N O M II
Hr 11
Z A K Ł A D N A R O D O W Y , Ł M JJS N IA O S S O L I Ń S K I C H
W ID A W N IC T W O ^ lP i^ llf l^ A K A D E M I I N A U K
U R A N IA
MirQICP7Hll/ P I S K I E G O T O W A R Z Y S T W A
M l t o l Ę U L i m
R Ó T llii
miłośników
astronomii
L]^DPAnŚ82~
Hr 11
WYDANO
Z
POMOCĄ
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 S O ­
P IS M O
Z A T W IE R D Z O N E
PRZEZ
M I­
N IS T E R S T W O O Ś W IA T Y D O U Ż Y T K U
SZK ÓŁ OGÓLNOKSZTAŁCĄCYCH, 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 ­
LI
I
T E C H N IK Ó W
(D Z .
URZ.
M IN .
O S W . N R 14 Z 1966 R . W - W A 5. 11. 66).
SPIS TREŚCI
Przemysław
Rybka —
Edmund
Halley (290).
Jacek Stryczyński — Astronomia
ultrafioletowa po czterech latach
m isji IUE. Astronomia pozagalaktyczna i kosmologia (298).
Kronika: Pustka w Wolarzu (301) —
Nowe księżyce Saturna (302) —
Kto odkrył Ganimedesa? (303).
K ącik Olimpijczyka: Zadanie z I
etapu X X O lim piady Astrono­
micznej (303) — Zadanie z II
etapu X X I I I O lim piady Astrono­
micznej (305).
Poradnik
Obserwatora:
Zakrycia
Jowisza przez Księżyc w 1983
roku (I) (307) — M inim a blasku
gwiazd zmiennych w I kwartale
1983 roku (312).
Obserwacje: Obserwacje zakrycia
gwiazdy a Sgr przez Wenus w
dniif 17 listopada 1981 roku (313)
— Obserwacje całkowitego za­
ćmienia Księżyca 9 I 1982 w O d­
dziale W arszaw skim . PTM A (315).
Kalendarzyk Astronomiczny (318).
ISSN — 0042— 07-94
Wśród inform acji dotyczących
komety Ilalleya nie może za­
braknąć biografii człowieka,
którego nazwisko ta kometa
uwieczniła. W rozpoczynają­
cym niniejszy numer artykule
dr Przemysław R Y B K A szki­
cuje ciekawą postać Edmunda
Hałleya, angielskiego astrono­
ma przełomu X V II i X V III
wieku, odkrywcy okresowości
komet. Drugi artykuł Jacka
ST RYCZY ŃS K IE G O
kończy
opis budowy i dotychczaso­
wych osiągnięć orbitalnego ob­
serwatorium
idtrafioletowego
IUE, który rozpoczęliśmy w
numerze czerwcowo-lipcowym
tego roku. Satelita IUE fu n k ­
cjonuje nadal i zapewne je­
szcze
niejedno
osiągnięcie
astronomii jemu zawdzięczane
będziemy w U ranii prezento­
wać.
Zdobiące okładkę zdjęcia za­
ćmienia Księżyca z 9 stycznia
1982 roku są uzupełnieniem
kolejnej relacji miłośniczych
obserwacji tego efektownego
zjawiska. W Poradniku Obser­
watora można natomiast zna­
leźć podstawowe wiadomości
o widocznych w Polsce w
przyszłym roku zakrypiach Jo ­
wisza przez Księżyc. Zachęca­
jąc do ich obserwacji prosimy
0 nadsyłanie fotografii również
1 tych zjawisk. Najlepsze z nich
będziemy
reprodukować
na
okładce naszego miesięcznika.
URANIA.
290
PRZEMYSŁAW RYBKA
—
11/1682
Wroclaw
EDMUND HALLEY
Edmund H a 11 e y, którego nazwisko wręcz odruchowo koja­
rzy się z najsłynniejszą kom etą naszych czasów, należał do n aj­
w ybitniejszych astronomów końca XVII i pierwszej połowy
XVIII w. I trzeba zaraz na początku zauważyć, że jego pionier­
skie badania ruchu wspomnianej kom ety oraz stw ierdzenie jej
periodyczności stanowiły jedynie jeden z epizodów jego działal­
ności naukowej. Była ona bowiem szeroko zakrojona, a jej peł­
ne zrozumienie wymaga choćby krótkiego rzutu oka na epokę,
w której żył.
A była to epoka ważnego zwrotu w podejściu do nauki za­
początkowanego jeszcze przez Francisa B a c o n a (1561— 1622).
Filozof ten był w ybitnym rzecznikiem zdobywania przez czło­
wieka władztwa nad przyrodą na drodze badań doświadczal­
nych. Tak pojęta nauka miała prowadzić od stw ierdzania fak­
tów poprzez indukcję do w ykryw ania coraz to. nowych praw
przyrody i dokonywania opartych na nich wynalazków. Myśl
Bacona znalazła w Anglii żywy oddźwięk, co wiązało się
z praktycznym i potrzebami narodu, dla którego handel i żeglu­
ga odgryw ały tak wielką rolę. W sposób zaś szczególny myśl
ta zaowocowała w działalności Royal Society (Towarzystwo
Królewskie) w Londynie działającego nieform alnie od około
1645 r., a form alnie założonego w 1662 r. Grupowało ono en­
tuzjastów nowego podejścia do badań naukowych, którzy sku­
piali swą uwagę na problemach eksperym entów i ich praktycz­
nych zastosowań.
W takiej właśnie atmosferze intelektualnej kształtow ał swój
umysł Edmund Halley. Urodził się 29 października 1656 r. (we­
dług starego stylu) w Haggerston koło Londynu jako syn za­
możnego mydlarza. Początkowe nauki pobierał w Londynie
w szkole św. Pawła, w której uczyli nauczyciele ożywieni
wspomnianymi już nowymi prądam i naukowymi. Tu Halley
uzyskał pierwsze wiadomości z zakresu nauk ścisłych i pod ko­
niec pobytu w tej szkole zdołał całkowicie wykonać zegar sło­
neczny i stwierdzić, że odchylenie igły magnetycznej w Londy­
nie wynosi 2°30'. Astronomia stała się jego w ybraną dziedziną
wiedzy i jej się głównie poświęcił podejm ując następnie studia
w Oksfordzie. Będąc studentem ostatniego roku nie tylko pisał
już artykuły astronomiczne do Philosophical Transactions, ale
11/1982
U R A N IA
291
też wystąpił do Royal Society i do astronom a królewskiego (tj.
dyrektora Obserwatorium w Greenwich), Johna F l a m s t e e d a
(1646— 1719) z propozycją przedłużenia na południową półkulę
nieba' katalogu gwiazdowego Brahego. Spraw a ta była bardzo
istotna dla żeglugi jak również dla kartografii w ym agających
możliwie dobrych pozycji gwiazd. Tymczasem istniały wówczas
tylko bardzo mało dokładne pozycje około 300 gwiazd połud­
niowych wyznaczone jedynie z grubsza przez paru żeg larzy je­
szcze w ostatnich latach XVI w.
W w yniku przyjęcia'tej propozycji Halley przybył w 1676 r.
na wyspę św. Heleny i zainstalow ał swe instrum enty w cen­
trum wyspy na wzgórzu zwanym do dziś H ailey’s Mount. Dy­
sponował on kw adrantem , sekstansem z lunetą, refraktorem , ze­
garem wahadłowym i kilkoma mniejszymi instrum entam i. Choć
posiadał zegar, nie używał go przy wyznaczaniu rektascensji,
tak jak to się robi od XVIII w. W prawdzie próby stosowania
tu zegara czynił jeszcze działający w Kasel Joost B i i r g i
(1552— 1632), jednakże z powodu nieregularnego chodu niedo­
skonałych wciąż zegarów skończyły się one niepowodzeniem.
Halley był w sytuacji właściwie nie lepszej, stosował więc sta­
rą, wypróbowaną metodę zapożyczoną od Brahego. Polegała
ona na tym, że bezpośrednio uzyskiwało się tylko deklinację,
przy czym w ykorzystywano tu prostą zależność istniejącą po­
między szerokością geograficzną miejsca obserwacji i połud­
nikową wysokością ciała niebieskiego, a jego deklinacją. Nato­
m iast różnice rektascensji otrzym ywano na drodze obliczeń
trygonom etrycznych. M ateriałem wyjściowym dla wyznacze­
nia różnicy rektascensji dwóch gwiazd były dopełnienia ich
deklinacji do 90° i mierzona sekstansem kątowa odległość m ię­
dzy nimi. Powstawał w ten sposób tró jk ąt sferyczny, w któ­
rym znane były wszystkie boki, skąd można było obliczyć
kąt przy biegunie będący właśnie różnicą rektascensji.
Poza obserwacjami astronomicznymi Halley wykonał też
liczne obserwacje meteorologiczne i magnetyczne, nakreślił
mapy przypływów, w yjaśnił passaty ruchem obrotowym Ziemi
oraz stwierdził, że około równika należy skrócić długość w a­
hadła w zegarze.
Zasadniczym rezultatem dwuletniego pobytu Halleya na
wyspie św. Heleny był katalog pozycji 341 gwiazd, z których
6 z gwiazdozbioru Wilka (Lupus) obserwował on z pokładu
statku. Jako swego rodzaju ciekawostkę można- wspomnieć, że
na cześć podówczas panującego w Anglii Karola II Halley
292
URANIA
11/1982
w yodrębnił grupę gwiazd tworząc z niej gwiazdozbiór o naz­
wie Robur Carolinum (Dąb Karoliński). Gwiazdozbiór ten nie
utrzym ał się jednak.
W krótce po powrocie do Anglii, to jest w 1679 r. Halley
opublikował swój katalog noszący ty tu ł Catalogus Stellarum
Australium sive supplementum Catalogi Tychonici (Katalog
gwiazd południowych czyli uzupełnienie Katalogu Tychonowego).
W tym samym roku Halley został wysłany przez Royal
Society do Gdańska w celu sprawdzenia dokładności obser­
wacji pozycyjnych Jana H e w e l i u s z a (1611—1687). Po­
wodem tego był spór naukowy, jaki zaistniał między Hewe­
liuszem z jednej, a Flam steedem i członkiem Royal Society
Robertem H o o k e’ m (1635—1703) z drugiej strony. P rzy­
czyna sporu leżała w stosowaniu przez Heweliusza pozbawio­
nych jeszcze optyki przeziernic, podczas gdy już około 1670 r.
zaczynały wchodzić na ich miejsce lunety. Flam steed, który
jesienią 1672 r. przy użyciu lunety z m ikrom etrem okularo­
wym z powodzeniem wyznaczył z obserwacji położeń Marsa
na tle Plejad paralaksę Słońca *, ujrzał wielką korzyść z zastą­
pienia przy kw adrantach i sekstansach przeziernic przez lu ­
nety, stosując te ostatnie przy swoich instrum entach. Uzna­
jąc bezwarunkowo niezaprzeczalną wyższość lunet nad przeziernicami w grudniu 1672 r. zdecydowanie odmówił na ła­
mach Philosophical Transactions wszelkiej wartości obserwa­
cjom Heweliusza m ającym na celu poprawienie pozycji gwiazd
katalogu Brahego. Heweliusz poczuł się zobowiązany do odpar­
cia niesłusznych jego zdaniem zarzutów, co uczynił w wydanej
rok później księdze Historia Coelestis, Pars Prior (Historia
niebieska, część pierwsza). To z kolei skłoniło Ilooke’a, czło­
wieka zresztą o dość napastliw ym charakterze, do agresyw ne­
go w tonie ataku na Heweliusza w w ydanej w Londynie
w 1674 r. pracy Animadversions on the First Part oj the
Machina Coelestis oj Johannes Hevelius (K rytyka pierwszej
części Machina Coelestis Jana Heweliusza). Heweliusz oczy­
wiście bronił się, spór przeciągał się i właśnie dla jego roz­
wiązania przybył do Gdańska Halley przywożąc ze sobą swoje
instrum enty zaopatrzone w lunety. Obserwacje wykonane rów ­
nolegle przez Halleya i Heweliusza w ykazały ich jednakową
* W a r t o z a u w a ż y ć , że F l a m s t e e d o t r z y m a ł n a p a r a l a k s ę S ło ń c a w a r t o ś ć p r a ­
w i e 10", a w ięc n i e m a l p o p r a w n ą .
1 l/lp 8 2
URANIA
293
dokładność *. Gdański astronom obronił się tym samym przed
zarzutam i wspomnianych Anglików, ale jeszcze długo czuł się
nimi dotknięty. Echa tego przebrzm iew ają jeszcze w wielu
miejscach w w ydanym już pośm iertnie Prodromus Astronomiae
(Wysłannik Astronomii).
Lata następne Halley spędził w Anglii. W tym czasie n a­
wiązał kontakt z Izaakiem N e w t o n e m (1642—1727), a re ­
zultatem tego było wydanie wiekopomnego dzieła tego uczo­
nego Philosophiae naturalis principia mathematica (Matema­
tyczne zasady filozofii przyrody), w którym sformułowane zo­
stało prawo powszechnego ciążenia i podane podstawy m echa­
niki nieba. Otóż nie ulega raczej wątpliwości, że bez Halleya
dzieło to mogłoby się po prostu nie ukazać. Spraw a ta bo­
wiem przedstawiała się następująco. Na początku 1684 r.
członków Royal Society interesujących się m atem atyką in try ­
gował problem, czy praw a K eplera zależą od praw a ciążenia
powszechnego odwrotnie proporcjonalnego do kw adratu od­
ległości. Wielu było zdania, że tak, ale nikt nie mógł tego
dowieść. Problem ten nie był też bardzo nowy, bo jeszcze
cztery lata wcześniej Hooke, w ybitny wprawdzie eksperym en­
tator i doskonały konstruktor aparatury ale słabszy m atem a­
tyk, starał się zwrócić uwagę Newtona na to zagadnienie, ale
tylko naraził się jemu. Do Cambridge do Newtona pojechał
więc Halley i tam przekonał się, że Newton już dawno roz­
wiązał ten problem, ale pogubił notatki. Uznając niezwykłą
wagę -tego zagadnienia Halley jeszcze raz odwiedził Newtona
i namówił go do ponownego opracowania problemu. Newton
w yraził zgodę i w 1686 r. przekazał pierwszą księgę. W praw ­
dzie Royal Society początkowo podjęło się pokryć koszta w y­
dania tej pracy, ale potem wycofało się z tego. W tej sytuacji
Halley wziął na siebie koszta w ydania nie tylko pierwszego
tomu, ale także i dwóch następnych, które wkrótce otrzymał.
Całość ukazała się w połowie 1687 r.
Halley sam zainteresował się teorią ruchu planet. Zresztą
w owym czasie ważną spraw ą stało się obserwowanie pozycji
Księżyca i planet, gdyż okazało się, że wydane jeszcze przez
K eplera w 1627 r. Tabulae Rudolphinae (Tablice Rudolfińskie)
wykazywały już znaczne niedokładności ujaw niające się w po* O b e c n ie m o ż n a ju ż p o w ie d z ie ć , że g łó w n y m ź ró d łe m b łę d ó w w ó w c z e sn y c h
o b s e rw a c ja c h p o z y c y jn y c h b y ły b łę d y p o d z ia łe k sto p n io w y c h o ra z sto s o w a n ie w y ­
c in k ó w , a n ie p e łn y c h k ó ł d a ją c y c h m o żliw o ść o d c z y tó w n a ś re d n ic y , a ty m s a ­
m y m p o z w a la ją c y c h e lim in o w a ć b łę d y w y n ik a ją c e z o d su n ię c ia osi o b ro tu od
ś ro d k a k o ła , k tó r e g o częścią b y ł łu k z p o d z ia łk ą sto p n io w ą . J e s t ja s n e , że w ty m
p r z y p a d k u zw ięk szen ie d o k ła d n o ś c i w iz o w a n ia p rz e z z a s tą p ie n ie p rz e z ie rn ic y lu u e tą n ie m o g ło m ieć is to tn e g o z n a c z e n ia .
294
URANIA
11/1982
staci różnic m iędzy pozycjam i tablicow ym i, a obserw ow any­
mi. Jeszczą w 1676 r. Iia lle y zauw ażył, że S a tu rn porusza się
w olniej, a Jow isz szybciej niż to podaw ały Tabulae Rudolphinae. F a k t ten potw ierdził potem w w ydanych w 1695 r. ta b li­
cach sta ra ją c się w yjaśnić go p e rtu rb ac jam i w yw ołanym i przez
inne ciała niebieskie.
W 1682 r. H alley podjął próby obliczania torów m eteorów
na podstaw ie ich obserw acji z różnych m iejsc. Nie była to
zresztą pierw sza tego rodzaju próba. Pod ty m w zględem pio­
n ierem był w 1624 r. profesor m atem aty k i w T ybindze W il­
helm S c h i c k a r d (1529— 1635). P otem tego rodzaju próby
podejm ow ali jeszcze w łoski m atem aty k i astronom G em iniano
M o n t a n a r i (1633— 1687) oraz zajm ujący się astronom ią
niem iecki pastor Georg Sam uel D ó r f e l (1643— 1688).
Z ainteresow ania H alleya nie ograniczały się by n ajm n iej
tylko do astronom ii i zw iązanych z nią problem ów . Podobnie
jak i inni liczni członkow ie Royal Society podejm ow ał zagad­
nienia dotyczące przeszłości Ziemi. Był au to rem p ro je k tu
określenia w ieku Ziem i na podstaw ie zaw artości soli w wodzie
m orskiej, dyskutow ał problem cy rk u lacji wód n a naszej p la ­
necie oraz pochodzenie źródeł. W łączył się też do ożyw ionej
dyskusji, jak a w ów czas toczyła się w A nglii na tem a t p o w sta­
nia potopu w ysuw ając w łasną koncepcję. Od innych d y sk u ­
tan tó w różnił się tym , że przyczyny potopu szukał nie na
Ziemi, lecz na niebie. Z dając sobie spraw ę z ogrom nych ilości
wody potrzebnych do w yw ołania pow szechnego potopu i nie
widząc ich na Ziemi, przyczynę tego kataklizm u u p atry w ał
w uderzeniu kom ety w Ziemię, co — jego zdaniem — m u sia­
łoby spowodować runięcie m as wód w m iejsce uderzenia, z d a r­
cie z dna m orza m as osadów i utw orzenie z nich gór, których
przedtem nie było. Takim przebiegiem w ydarzeń tłum aczył
fak t znajdow ania daleko na lądzie m uszli i innych pozosta­
łości po stw orzeniach m orskich.
Na tem a t potopu H alley w ygłosił pod koniec 1694 r. dwa
re fe ra ty na posiedzeniach Royal Society. Nie kw apił się je d ­
nak z ich opublikow aniem obaw iając się zapew ne posądzenia
o m aterialistyczne poglądy. W szak w 1691 r. w łaśnie z tego
pow odu odm ówiono m u k a te d ry astronom ii w Oksfordzie. Oba
te re fe ra ty ukazały się w tom ie Philosophical Transactions za
lata 1724— 1725, a potem w skróconej w ersji tego czasopism a
w 1734 r. Ale w ted y H alley m iał już mocno u g ru n to w an ą po­
zycję królew skiego astronom a.
11/1982
U R A N IA
295
W latach 1698—1700 Halley odbył dowodzonym przez siebie
adm iralskim okrętem „Param our” dwie w ypraw y naukowe
po A tlantyku. Ich celem było wyznaczanie współrzędnych
geograficznych odwiedzanych portów i wysp, poszukiwanie
nowych lądów i zawinięcie do angielskich plantacji w Indiach
Zachodnich. W czasie podróży Halley dzień w dzień w yzna­
czał i notował położenie okrętu, przy czym długość geogra­
ficzną określał na podstawie obserwacji zaćmień księżyców
Jowisza oraz położeń Księżyca. Przeprow adził też obserwacje
meteorologiczne notując tem peraturę, ciśnienie oraz kierunek
i siłę w iatru, jak również obserwacje magnetyczne. Głównym
plonem tych ekspedycji morskich były dwie izogoniczne m a­
py magnetyczne A tlantyku i wszystkich oceanów dla epoki
1700 r. Ich zrewidowane drugie w ydanie z 1702 r. było uży­
wane przez najbliższe stulecie.
W 1703 r. Halley został profesorem geom etrii w Oksfor­
dzie. Właśnie na początek jego działalności profesorskiej przy­
pada stwierdzenie przez niego okresowości komety, która no­
si teraz jego nazwisko. Obliczywszy mianowicie orbity 24
komet mógł w 1705 r. w pracy A Synopsis of the Astronomy
oj Cornets (Przegląd astronom ii komet) pokazać, że komety
z lat 1531, 1607 i 1682 m ają takie same orbity, a więc mamy
tu do czynienia z kolejnym i pojawieniam i się jednej komety
okresowej. W oparciu o to stwierdzenie Halley zapowiedział
jej powrót na 1758 r.
Z jego prac obserwacyjnych tego czasu wskazać można
skrom ny jeszcze, bo liczący zaledwie 6 obiektów, ale za to
pierwszy, zestawiony w 1714 r. katalog mgławic.
Szczególnie ważnym w tym czasie dla posiadającej roz­
w iniętą żeglugę oceaniczną Anglii był problem wyznaczania
długości geograficznej — w pierwszym rzędzie na morzu. N aj­
prostszą podówczas metodą określania różnicy długości geo­
graficznej dwóch różnych punktów na Ziemi było obserwowa­
nie zjawisk widocznych jednocześnie. W XVI w. obserwowano
w tym celu zaćmienia Księżyca, które jednak z powodu po­
woli przesuwającego się i niezbyt ostro zarysowanego na ta r ­
czy Księżyca cienia Ziemi nie daw ały odpowiednio dokład­
nych wyników. Galileusz proponował w ykorzystanie obser­
wacji zaćmień księżyców Jowisza, te jednak wymagały posia­
dania lunet. W prawdzie m om enty tych zaćmień można było
wyznaczyć już znacznie dokładniej, jednakże na przeszkodzie
w uzyskaniu odpowiednio dokładnej długości geograficznej
stała jeszcze zbyt mała dokładność zegarów.
£P6
URANIA
11/1982
W 1710 r. Ilalley przedstawił myśl wyznaczanie długości
geograficznej z obserwacji położeń Księżyca. Idea tej metody
wynika z małej odległości Księżyca od Ziemi, a tym samym
dużej jego pralaksy. W w yniku tego jego widoma pozycja
na niebie w znacznym stopniu zależy od współrzędnych geo­
graficznych miejsca obserwacji Zresztą na powyższy problem
Iialley zwracał uwagę już od 1682 r., kiedy to rozpoczął obser­
wacje Księżyca i planet sekstansem o prom ieniu 5,5 stopy
w swym domowym obserw atorium w Islington. Nieco póź­
niej, bo w 1717 r. Iialley podjął inną propozycję wysuniętą
jeszcze przez Schickarda wyznaczania różnic długości geogra­
ficznych z jednoczesnych obserw acji'z różnych miejsc przelo­
tów jasnych meteorów. Ta metoda nie okazała się jednak
praktyczna.
Z problem atyką powyższą wiązało się wejście Halleya do
Board of Longitude (Biuro Długości). Wszedł tam jako pro­
fesor geom etrii w Oksfordzie i jako znany ekspert od spraw
astronomicznych i żeglarskich.
Ważnym osiągnięciem Halleya było stwierdzenie ruchów
gwiazd. Już Brahe jako pierwszy dopuszczał w 1597 r. ich
istnienie, a oksfordzki profesor astronomii Edward B e r n a r d
(1638— 1697) około 1660 r. starał się je w ykryć na podstawie
porównań pozycji jaśniejszych gwiazd, jednakże bez rezul­
tatu. Natom iast Halley w 1718 r. zauważył, że Syriusz, Aldebaran i A rktur przesunęły się od czasów Ptolemeusza, Hipparcha i Timocharisa o 0°,5 na południe.
W 1720 r. Halley został — po śmierci Flam steeda — astro­
nomem królewskim. Po swym poprzedniku przejął Obserwa­
torium w Greenwich puste, bez instrum entów i wyposażenia,
które zostały zabrane przez rodzinę zmarłego. Było to zresztą
zupełnie legalne, gdyż stanowiły one pryw atną własność Flam ­
steeda. W ynikało to stąd, że przy zakładaniu Obserwatorium
nie otrzym ał on od rządu żadnych funduszów na wyposaże­
nie. Instrum enty i sprzęty uzyskał częściowo od generalnego
inspektora artylerii Jonasa M o o r e ’ a (1610—1679), a czę­
ściowo zaś kupił za własne pieniądze.
Z kłopotów wybawiło Halleya otrzym anie 500 funtów na
wyposażenie Obserwatorium. Pierw szym poważnym n ab y t­
kiem zainstalowanym w 1721 r. był instrum ent przejściowy,
nowy typ narzędzia zaproponowany w 1689 r. przez duńskie* O b s e rw a c je K się ży ca, w sz czeg ó ln o śc i z a k ry ć g w iazd p rz e z K się ży c, b y ły
w y k o rz y s ty w a n e d o w y z n a c z a n ia d łu g o śc i g e o g ra fic z n e j jeszcze w X IX w . D o p ie­
ro m o żn o ść p o słu g iw a n ia się te le g r a fe m , a p o te m ra d ie m p o zw o liła n a sto s o w a n ie
w y g o d n ie js z y c h m eto d .
31/1982
URANIA
297
go astronom a Ole R o m e r a * (1644— 1710). H alley w ykorzy­
stał tu lu n etę o ogniskow ej 5 stóp i 6 cali oraz o średnicy
obiektyw u 1,75 cala będącą jak się w ydaje dziełem H ooke’a.
D rugim w ażnym in stru m en tem był zainstalow any w 1725 r.
żelazny k w a d ra n t m urow y o prom ieniu 8 stóp zaopatrzony
w lunetę, a w ykonany pod kierow nictw em londyńskiego m e­
chanika G eorge’a G r a h a m a (1675— 1757). W ażnym u zu ­
pełnieniem było kilka zegarów. Jednakże, podobnie jak i inne
zegary tego czasu, nie posiadały one jeszcze kom pensacji w a ­
hadła na zm iany tem p e ra tu ry , co powodow ało ich n iere g u ­
larn y chód. Tym sam ym w nich leżał w znacznym stopniu
słaby p u n k t w ykonyw anych obserw acji.
Zgodnie z zadaniam i, jakie spoczyw ały na O bserw atorium
w G reenw ich, H alley w ykonyw ał głów nie obserw acje połud­
nikow e w spom nianym i w yżej instru m en tam i. W łatach 1726—— 1728 przeprow adził serię 98 obserw acji Słońca w celu w y­
znaczenia p u n k tu rów nonocy w iosennej. W śród innych obser­
w acji m ożna w spom nieć 25 obserw acji jasnych gw iazd jak
A ldebaran, Betelgeuze, Procjon, Syriusz i A rk tu r na róż­
nych wysokościach. Gw iazdę P olarną rzadko obserw ow ał. W y­
konał też liczne obserw acje górnych p lan e t i nieco obser­
w acji W enus i M erkurego; a także pięciu zaćm ień Słońca i czte­
rech Księżyca. P rzede w szystkim koncentrow ał się jednak na
obserw acjach pozycji Księżyca, k tóre były potrzebne do do­
skonalenia teorii jego ruchu, a m ożliw ie dobra teoria była
niezbędna do w yznaczania długości geograficznej. H alley nie
tracił bowiem z pola w idzenia problem u w yznaczania długo­
ści geograficznej na m orzu, co odzw ierciedlało się w różnych
jego publikacjach. Z nich najw ażniejszą była A proposal of
a M ethod jor Finding the Longitude at Sea w ithin a Degree,
or T w e n ty Leages (P ro jek t m etody znajdow ania długości na
m orzu w granicach stopnia czyli dw udziestu mil).
W krótce po objęciu O bserw atorium w G reenw ich H alley
dokończył w ydaw anie Historia coelestis Britannica (B rytyjska
historia niebieska) Flam steeda zaw ierającej jego obserw acje.
Dwa pierw sze tom y opublikow ał jeszcze sam Flam steed w
1712 r., trzeci ogłosił już pośm iertnie H alley w 1725 r.
O kres działalności H alleya jako królew skiego astronom a
nie obfitow ał w sp ek tak u larn e osiągnięcia; był on pośw ięcony
głów nie na w ykonyw anie program ow ych obserw acji p rzew i­
dzianych jako zadanie dla O bserw atorium , a tak przecież po­
trzeb n y ch dla celów ekonom icznych i państw ow ych.
H alley zm arł 14 stycznia 1742 r. (w edług starego stylu)
URANIA
298
11/1982
w Greenwich. Pozostawił po sobie ponad 70 różnych prac
naukowych wykraczających często poza astronomię, przy czym
wiele z nich dotyczyło zagadnień praktycznych. Z problemów
istotnie dalekich od astronom ii można jako pewną ciekawostkę
wymienić obliczenie powierzchni hrabstw Anglii oraz pionier­
ską pracę dotyczącą opracowania tablic służących do oblicza­
nia ubezpieczeń życia. Pod względem więc rozległości zainte­
resowań, opierania się na faktach i pom iarach oraz m ate­
matycznej ich interpretacji, jak również podejmowania tem a­
tów o praktycznym znaczeniu Halley był nieodrodnym dziec­
kiem swej epoki.
JĄCEK STRYCZYŃSKI
—
Toruń
ASTRONOMIA ULTRAFIOLETOWA PO CZTERECH LATACH
MISJI IUE
II. Astronomia pozagalaktyczna i kosmologia
Jakakolw iek dyskusja poświęcona astronom ii pozagalaktycznej powinna się zacząć od budowania teorii podstawowych
części składowych Wszechświata — norm alnych galaktyk.
Okazały się one trudnym przedm iotem badań, a tylko 57
z nich było obserwowanych przez IUE w ciągu czterech lat
pracy. Co głównie rzuca się w oczy, to rozmaitość zachowa­
nia się „typowych” galaktyk. Nie można się jednak dziwić,
iż trudno zidentyfikować systematyczne trendy w populacji
galaktyk, skoro statystyka przebadanych próbek jest bardzo
mała. Badania tego typu są jednak bardzo ważne z wielu
punktów widzenia. Przede wszystkim dostarczają pierwszych
inform acji o tym, jak będzie wyglądał obraz nieba w u ltra ­
fiolecie otrzym any z takich instrum entów jak Teleskop Ko­
smiczny. Rozmaitość, widm galaktycznych potwierdza, że na
tych obrazach będą dominować inne klasy obiektów niż te,
które pojawiają się na fotografiach w dziedzinie optycznej.
Po drugie, sięgając w przyszłość badań, można spodziewać się,
że obserwacje silnych ultrafioletow ych składowych na falach
krótszych niż 2000 A dadzą spojrzenie na historię tem pa formownaia się gwiazd w różnych typach galaktyk. Jest to zło­
żony problem, wym agający badań we wszystkich zakresach
fal, na których ujaw nia się wpływ składowej gwiazdowej ga­
laktyk. Dla przykładu — znany m ateriał z różnych zakresów
spektralnych o pośredniej wiekiem populacji gwia'zd w są­
siednich galaktykach, takich jak Obłoki Magellana, dostarcza
1171982
URANIA
299
inform acji o tempie formowania gwiazd, kom plem entarnych
do inform acji otrzym anych przez obserwacje ultrafioletowe.
Aby otrzymać realny statystycznie obraz, potrzeba wielkiego
zbioru danych o każdej klasie i podklasie galaktyk. Wymaga
podkreślenia potrzeba badań bliskich galaktyk, aby przystę­
pując do analizy odległych obiektów mieć rozsądnie bezpiecz­
ne oparcie w zrozumieniu bliskich systemów. Ten właśnie typ
badań jest jednym z pierwszych programów dla Teleskopu
Kosmicznego.
Kosmologia, jako nauka przyrodnicza w pełnym tego sło­
wa znaczeniu, to dziedzina dość młoda, którą zainteresow a­
nie rośnie, a rozwój przebiega niezwykle szybko, głównie dzię­
ki możliwościom sięgania coraz dalej w Kosmos. Ponieważ do
obserwacji przydatnych dla celów kosmologicznych używa się
największych instrum entów ,1początkowo niewielu astronomów
chciało stosować 45 centym etrow y teleskop do badań pozagalaktycznych. Jednak to się zmieniło. Obecnie próbuje się w y­
korzystać IUE do rozwiązania jednego z podstawowych pro­
blemów klasycznej kosmologii — pom iaru param etru ekspan­
sji qa. P aram etr ten jest bezpośrednio związany ze średnią
gęstością m aterii we Wszechświecie, a dokładna znajomość
którejkolw iek z tych dwóch wielkości rozstrzygnęłaby współ­
zawodnictwo między modelami kosmologicznymi o to, który
lepiej opisuje rzeczywistość. Stwierdzenie chociażby faktu, czy
obecny proces rozszerzania się Wszechświata może w przy­
szłości przejść w kurczenie, ma niebagatelne znaczenie nie ty l­
ko dla samej kosmologii, ale i filozofii oraz nauki w ogóle.
Do pom iaru qv angielski astronom G a s k e 11 starał się użyć
obserwacji kwazarów o wielkim przesunięciu ku czerwieni
w ykorzystując przy tym korelację znalezioną przez B a 1 dw i n a między szerokością równoważną linii CIV, a inten­
sywnością widma ciągłego. Trudność jaka się tu pojawia, to
niepewność, czy można stosować powyższą relację do w szyst­
kich typów aktyw nych jąder galaktyk. Po prostu nie jesteśmy
pewni, czy obiekty tego samego typu m ają rzeczywiście iden­
tyczne jądra i obserwowany efekt musi być zbadany z po­
mocą istniejących już na szczęście pewniejszych danych. Poza
tym użyteczność tej m etody oceny qa zależy od znalezienia
przekonywającego fizycznego wytłum aczenia pochodzenia k o ­
relacji Baldwina.
Ważnym problemem dla kosmologii klasycznej jest okre­
ślenie przesunięcia ku czerwieni bardzo odległych galaktyk.
Istnieją obecnie co praw da możliwości mierzenia przesunięcia
30C
U R A N IA
11/1982
ku czerwieni bardzo słabych obiektów w szerokim zakresie
barw, ale pom iary te są nadal bardzo trudne i zależą w istot­
ny sposób od obecności w widmie linii emisyjnych. W yłaniają
się jednakże i inne możliwości, jak pomiar przesunięcia z ob­
serwacji w zrostu intensywności widma w ultrafiolecie za po­
mocą fotom etrii szerokopasmowej. S p i n a r d zwrócił uw a­
gę na pewną ilość szczegółów w widmach, które mogą zostać
użyte do pomiaru przesunięcia ku czerwieni dla norm alnych
galaktyk, jeżeli brak linii emisyjnych. Metoda ta stw arza no­
we nadzieje na rozwiązanie tego problemu.
Mamy dowody na to, że istnieje kosmologiczna ewolucja
składowej gwiazdowej galaktyk, ale o takiej ewolucji radio­
źródeł i kwazarów wiemy znacznie więcej. Poza tym te
ostatnie mogą być obserwowane ze znacznie większej odleg­
łości, co ułatw ia potwierdzenie istnienia kosmologicznych efek­
tów ewolucyjnych, które dla kwazarów i radioźródeł są b ar­
dzo duże i korespondują ze wzrostem gęstości przestrzennej
źródeł promieniowania o czynnik 103— 104, towarzyszącym
przejściu od przesunięcia ku czerwieni z równego 0 do w ar­
tości około 2—3. Jakakolw iek byłaby natu ra tych zjawisk,
wiemy, że poza tym przedziałem wartości z dzieje się coś
szczególnego. Od dawna wiemy, że ewolucja powinna zanikać
dla w artości z rzędu 2—3, ale nie wiemy, czy istnieje granica
obserwacyjna przesunięcia ku czerwieni, tzn. czy istnieje gór­
ny limit wartości z którą można jeszcze zaobserwować. N aj­
bardziej przekonyw ujący dowód, że taka granica może istnieć
otrzym aliśm y z poszukiwań O s m e r a w ybranych kwazarów
z dużym przesunięciem ku czerwieni wśród których spodzie­
wał się znaleźć obiekty o przesunięciu w zakresie 3,5 < z < 4,7.
Kwazary takie jednak nie zostały znalezione. Różnie można
próbować wyjaśnić istnienie granicy obserwacyjnej: (a) może
objawiać się działanie pyłu w dyskach galaktyk, przy z = 3,5
duża część sfery niebieskiej jest pokryta przez dyski galaktyk,
które mogą powodować, że grubość optyczna staje się rzędu
1; (b) brak fotonów z continuum Lym ana {h < 912 A) lub gazu
wokół kwazarów o dużym z może powodować, że charaktery­
styczna linia Lym an a nie byłaby obecnie obserwowana; (c)
galaktyki mogą kondensować z gazu międzygalaktycznego dla
z <==* 4; (d) być może w młodych galaktykach jest tak dużo
pyłu i gazu, że cała emisja kw azara jest absorbowana i reem itow ana w podczerwieni; (e) powstanie m asywnej czarnej dziu­
ry zdolnej dostarczyć całość energii najsilniejszym kwazarom,
może wymagać długiego czasu. Dla z > 4 mogą istnieć kwa-
11/1982
URANIA
301
zary, ale nie doszły jeszcze do studium , w k tó ry m b yłyby dla
nas widoczne.
In te rp re ta c ja zliczeń radioźródeł i testów radiow o w y b ra ­
nych obiektów sugeruje, że teorie „zasłaniania” (przypadki
a, d) m ogą nie być popraw ne. W ym aga to jed n ak dalszych
badań — zwłaszcza w ultrafiolecie. G odnym uw agi faktem
jest, że zaraz po pojaw ieniu się a rty k u łu O sm era, A nn S av a g e i jej koledzy w A u stralii zidentyfikow ali kw azara
o przesunięciu ku czerw ieni 2 = 3,78 (poprzednio najw iększa
obserw ow ana w artość w ynosiła z = 3,53). W szystko to suge­
ruje, iż o ile granica obserw acyjna z istn ieje to jest raczej
rozm yta, ale tru d n o by było w ted y uw ierzyć, że może ona
być ostra w jakim kolw iek kierunku.
P osuw ając się ciągle w stecz w czasie, przechodząc przez
okres form ow ania się galaktyk, dochodzim y w naszych b a ­
daniach do p u n k tu w historii W szechśw iata zw anego w ielkim
w ybuchem , oczywiście jeżeli p rzy jm iem y słuszność teorii w iel­
kiego w ybuchu jako początku ekspansji. Co by nie powiedzieć
o nieścisłościach i brak ach tej teorii, w y daje się ona lepiej
opisyw ać ew olucje W szechśw iata niż np. teo ria sta n u stacjo ­
narnego, k tó ra bardzo się kom plikuje próbując w ytłum aczyć
istnienie pola prom ieniow ania o tem p e ra tu rz e 3 K. Faza bez­
pośrednio n astęp u jąca po w ielkim w ybuchu charakteryzow ała
się dużą gęstością, dzięki czem u reak cje jądrow e' m ogły za­
chodzić w całej m aterii. Pierw sze pokolenie gw iazd m iało tak i
skład chem iczny, jak m ateria w tej fazie ew olucji. Dlatego
też jed n y m z w ażniejszych celów obserw acyjnych, k tó ry u d a ­
ło się zrealizow ać za pom ocą IUE, było określenie kosm icznej
obfitości d euteru. Ma to kolosalne znaczenie dla kosmologii,
a szczególnie teorii w ielkiego w ybuchu, gdyż obserw acje te
dostarczyły niezależny od obserw acji m ikrofalow ego p rom ie­
niow ania tła dowód, że W szechśw iat przeszedł przez bardzo
gorącą, gęstą fazę. D ane te d ają rów nież m ożliwość określenia
średniej gęstości barionow ej. B adania te pow inny być k o n ­
tynuow ane, a planow ane n astęp n e m isje, takie ja k sa te lita
M agellan, doskonale n ad ają isię do tego.
KRONIKA
Pustka w Wolarzu
Za pomocą palomarskiej kamery Schmidta fotografowano w świetle czer­
wonym (6000—7000 angstremów) trzy wybrane pola o rozmiarach 3,73° X
X 3,73° każde, położone na północnej półkuli galaktycznej. Pola odległe
302
URANIA
11/1982
od siebie o około 35° obejm ują w przybliżeniu gwiazdozbiór Wolarza. Na
otrzymanych zdjęciach, aż do granicznej wielkości gwiazdowej 16,3 mag.,
analizowano rozkład przestrzenny galaktyk pola (tzn. nie wchodzących
w skład bogatych gromad). Prędkości radialne 133 galaktyk pomierzono
za pomocą 2,1 metrowego teleskopu obserwatorium K itt Peak i 5 m e­
trowego na Mount Palom ar. W ykorzystując funkcję jasności galaktyk
wyprowadzoną z analiz wybranych pól na północnej i południowej
półkuli galaktycznej i przy założeniu jednorodnego rozkładu galaktyk,
obliczono spodziewany rozkład galaktyk według ich prędkości rad ial­
nych. Porównanie tego rozkładu z otrzymanym z obserwacji w trzech
wspomnianych na początku polach wykazało, że akurat w obszarze spo­
dziewanego m aksim um 12000—18000 km /s znajduje się tylko jedna ga­
laktyka. Objętość obszaru, gdzie stwierdzono ów deficyt uwzględniając
odległość między obserwowanymi polami, oceniono na milion m egaparseków sześciennych. Jest to rezultat na tyle zadziwiający, że dla jego
sprawdzenia proponuje się wykonać nowe pom iary prędkości radial­
nych — tym razem ^obejmujące cały rejon nieba pomiędzy przebadany­
mi polami.
Wg Astrophysical Journal, 1981, 248, 57
ZBIGNIEW PAPRO TNY
Nowe księżyce S aturna
W ciągu trzech ostatnich lat liczba znanych księżyców Saturna niepo­
m iernie wzrosła. O ile w roku 1979 było ich tylko 9 (odkrycie Janusa
nie zostało potwierdzone), to w roku 1980 już 17, a obeenuie co n a j­
m niej 21 lub może naw et 23. Na zdjęciach otrzym anych w sierpniu
1981 roku za pomocą Voyagera-2 odkryto bowiem sześć dalszych księ­
życów Saturna. Istnienie dwóch jest na razie bardzo problematyczne,
ponieważ zostały tylko jeden raz zarejestrow ane i o ich orbitach nic
właściwie nie wiemy. Jeden z nowo odkrytych księżyców obiega pla­
netę w przybliżeniu w takiej sam ej odległości jak Mimas, drugi zaś
w takiej sam ej jak Tethys. Tak więc po orbicie tego ostatniego k rą T
żyłyby trzy obiekty. O ile jednak dwa poprzednie (1980 S13 i 1980 S25)
znajdują się w punktach libracyjnych i towarzyszą Tethys w odle­
głości 60° (przed nią lub za nią), to nowo odkryty wolno przemieszcza
się od jednego do drugiego punktu libracyjnego. Porusza się przy tym
po bardzo osobliwej orbicie, która w układzie współrzędnych sztywno
związanym z Saturnem i Tethys kształtem przypom ina cienką podko­
wę. Dotychczas nie udało się stwierdzić, czy idzie tu tylko o jeden
nowy obiekt, czy też raczej o dwa. Na uwagę zasługuje również księ­
życ odkryty w okolicy ^ punktu libracyjnego Dione. Jest to już drugi
obiekt, który w tym miejscu został znaleziony (pierwszym był 1980 S6).
Dotąd jednak nie wiadomo, czy on też porusza się po orbicie w kształ­
cie podkowy, czy też raczej uwięziony jest w punkcie libracyjnym .
Byłby to pierwszy przypadek, że w jednym i tym sam ym punkcie
libracyjnym odkryto dw a księżyce. No i wreszcie w odległości około
350 tys. km od S atu rn a (między orbitam i Tethysa i Dione) obiega
kolejny księżyc (okres obiegu wynosi 2,44 dnia). Jedno zaś z innych
zdjęć Voyagera-2 w skazuje na to, że w odległości około 470 tys. km
od planety (między orbitam i Dione i Rhei) może być obiekt o okresie
obiegu około 3,8 dnia.
Nowo odkryte księżyce Satu rn a są oczywiście drobnymi ciałami.
Na przykład obiekt, który porusza się po orbicie Mimasa, ma zaled-
11/1982
303
URANIA
w ie około 10 km średnicy. R ozm iary
w g ranicach od 15 do 20 km.
Wg IA U Circular, 1982, No. 3656.
S tern e u n d W eltraum , 1982, 21, 148
zaś
pozostałych
w a h a ją
się
S T A N I S Ł A W R. B R Z O S T K IE W 1 C Z
Kto odkrył Ganimedesa?
D otychczas przyjm ow ano, że cztery najw iększe księżyce Jo w isza zo­
sta ły o d k ry te na początku X V II w ieku. P ierw szy m iał je dostrzec
astro n o m niem iecki Sim on M a r i u s , lecz w iadom ość o sw ym o d k ry ­
ciu opublikow ał dopiero po k ilk u n a stu latach . D latego za odkryw cę
czterech n ajw iększych księżyców Jow isza uchodzi pow szechnie G alileo
G a l i l e i , k tó ry od k ry ł je niezależnie od M ariu sa i k tó ry o sw ym
o d kryciu niezw łocznie pow iadom ił ów czesny św ia t naukow y. Czy je d ­
n ak nie spóźnił się z tym o dwa. tysiące lat? A n a to w y g ląd a w św ie t­
le bad ań , ja k ie niedaw no p rzeprow adzili uczeni z In s ty tu tu H isto rii
N auk P rzyrodniczych A kadem ii N auk C hińsk iej R ep u b lik i L udow ej.
W ynika z nich bow iem , że jed en z galileuszow ych księżyców był
obserw ow any już w ro k u 365 p.n.e. przez chińskiego astro n o m a G a n
D e. Bliższe dane n a te n te m a t zam ieścił on w T ra kta cie o Jow iszu, k tó ­
ry w praw dzie zaginął, ale jego fra g m e n t znalazł się w zachow anej do
dziś p racy astronom icznej z początku V III w ieku. N a te j p o d staw ie h i­
sto rycy chińscy doszli do w niosku, iż G an De fak ty czn ie obserw ow ał
księżyc Jow isza i — co je st w ażne — p raw idło w o in te rp re to w a ł sw oje
odkrycie. Czyżby w ięc C hińczycy już w IV w iek u p.n.e. znali lunetę?
Nie, to w cale nie było konieczne, gdyż galileuszow e księżyce św iecą
dość jasno i w sp rzy ja ją cy c h w a ru n k a c h atm o sfery czn y ch m ogą być
o bserw ow ane bez użycia przy rząd ó w optycznych przez ludzi o b d arzo ­
nych b ardzo dobrym w zrokiem .
A le k tó ry z galileuszow ych księżyców Jow isza m ógł obserw ow ać
G an De? Po rozw ażeniu w szystkich fak tó w uczeni doszli do w niosku,
że najpraw d o p o d o b n iej był to G anim edes. M a on n ajw ięk sze ro zm iary
z księżyców galileuszow ych (średnica 5276 km ) i n a jja ś n ie j św ieci
(blask w opozycji 4,61m). A ponadto G an De o b serw o w an y przez sie­
bie ob iek t nazw ał „czerw onym ”, co też w sk azu je n a te n w łaśn ie k się­
życ. Co p ra w d a w edług d anych uzyskanych za pom ocą sond V oyager
n a jb a rd z ie j czerw onaw ą pow ierzchnię m a Io, ale krąży on zb y t blisko
Jo w isza i bez użycia przy rząd ó w optycznych n a jtru d n ie j go dostrzec.
Po p ro stu jego b la sk ginie w b la sk u m acierzystej p lan ety .
Wg N ature, 1982, 296, 199
S T A N I S Ł A W R. B R ZO STK 1EW 1C Z
KĄCIK OLIMPIJCZYKA
Opracował M. Szczepański
Zadanie z I etapu X X Olimpiady Astronomicznej
D la p ew n ej cefeidy klasycznej udało się zaobserw ow ać n astęp u jące m o­
m e n ty m in im ó w i m aksim ów blasku:
URANIA
304
11/1982
m om ent m inim um
m oment m aksim um
6 X
0h,0
3 X I 20h,0
17 X II 2h,0
25 X 4h,0
30 X I 5h,0
Wiedząc, że podane wyniki obserwacji nie tw orzą pełnego ciągu, gdyż
pewne ekstrem a blasku przypadły w ciągu dnia lub W okresie nieko­
rzystnych w arunków atmosferycznych, wyznacz okres zmian blasku roz­
patryw anej cefeidy.
Rozwiązanie
Z danych zaw artych w tabelce w ynika, że odstępy czasu między za­
obserwowanymi identycznym i fazam i jasności wynoszą: 692, 1038 i 865
godzin. Największym wspólnym podzielnikiem tych liczb jest T a — 173
godziny. Czy jest to już szukany okres zmian jasności? Być może. Za­
uważmy jednak, że każda z podwielokrotności tej liczby: T n = T 0 : n
gdzie n — 1, 2, 3, 4 ... również może być okresem zmian blasku tej ce­
feidy. Zastosowanie przy rozwiązywaniu zadania jedynie rozważań m a­
tem atycznych prowadzi do wniosku, iż istnieje nieskończenie wiele roz­
wiązań tego problemu: Tj = 173h; T2 = 86h,5; T3 = 57^,67; T t = 43^,25;
T 5 = 34h,6; T 6 = 28h,83; T7 = 24^,71; Ts = 21h,63 itd.
Uwzględnienie faktów o charakterze astronomicznym pozwala ogra­
niczyć ilość możliwych rozwiązań. I tak okresy zmian blasku cefeid są
dłuższe od jednej doby — stąd wniosek, iż n ^ 7.
Dalsze ograniczenie ilości możliwych
rozwiązań można uzyskać uwzględ­
niając kolejny fakt obserwacyjny:
czas narastania blasku u cefeid jest
w przybliżeniu dw ukrotnie krótszy
od czasu jego spadku. W związku z
tym odstęp czasu między dowolnym
m aksimum a dowolnym minimum
jasności powinien zawierać k peł­
nych okresów i dodatkowo około
jednej trzeciej okresu (rys. 1).
Rys. l.
Między pierwszym zaobserwowanym minimum a pierwszym zaobser­
wowanym m aksimum blasku odstęp czasu wynosi At = 460 godzin. Dla
kolejnych n ilorazy:
At
Tji
At
•---- —. = ------gdzie n = 1, 2, ..., 6, 7
To
przyjm ują następujące wartości: 2,66; 5,32; 7,98; 10,64; 13,29; 15,95 i 18,61.
Ich analiza pozwala stwierdzić, że postawiony w arunek spełniony jest
dla n = 2 i n = 5, czyli okres zmian blasku rozważanej cefeidy może
wynosić 86h,5 lub 34h,6.
11/1982
URANIA
305
N a p odstaw ie danych zadania o statn iej a lte rn a ty w y n ie d a się już
rozstrzygnąć; m ożna jedynie w nioskow ać, iż b ard z iej p raw dopodobna jest
w artpść 86^,5, poniew aż u w iększości cefeid obserw u je się ok resy zm ian
jasności rzędu k ilk u dni. Je d n ak ostateczne rozstrzygnięcie może p rz y ­
nieść tylko dodatkow a, dobrze zaplanow ana obserw acja, gdyż p ra w d o ­
podobieństw o w ystąpienia drugiego p rzy p a d k u jest niezerow e.
Z decydow ana w iększość uczestników (ponad 70%) zakończyła ro z­
w iązyw anie tego zadania na części czysto m atem aty czn ej zn a jd u jąc w a r ­
tość T 0, k tó ra, ja k się okazało, nie jest rozw iązaniem zadania lub p odając
nieskończenie w iele m ożliw ości okresu — co też nie je st p o praw ne.
W 23"/o prac ograniczono ilość rozw iązań do k ilk u , rozw ażając p ra w d o ­
podobieństw a w ystąpienia poszczególnych p rzypad k ó w a jed y n ie w k il­
k u n a stu p rac ach uw zględniono niesym etryczność odstępów czasu m iędzy
k o lejnym i ek strem am i, jasności.
\
Z adanie z II etap u X X III O lim piady A stronom icznej
Ja k i k sz tałt będą m iały linie łączące n a d iagram ie H ertzsp ru n g a—R ussela gw iazdy o rów nych prom ieniach? P rz y jm u ją c, że jasność absolutna
Słońca M 0 = 4M,8, a jego te m p e ra tu ra efek ty w n a T0 = 6000 K w y k reśl
ta k ą linię dla R = Ro, gdzie R i R a oznaczają odpow iednio p rom ień
gw iazdy i prom ień Słońca.
R o zw ią za n ie
Istn ieje w iele w arian tó w k o n stru k c ji diag ram u H ertzsp ru n g a—R ussela p rzedstaw iającego zależność m iędzy dw om a p a ra m e tra m i c h a ra k te ­
ry zu jącym i cechy fizyczne gw iazd. Je d n y m z p a ra m e tró w jest całkow ita
en erg ia em itow ana przez gw iazdę w jednostce czasu oznaczana przez L,
czyli moc źródła p rom ieniow ania jakim je st gw iazda. W yrażam y ją n a
ogół w postaci ilorazu L /L 0, gdzie L0 jest całkow itą en erg ią em ito w an ą
w jednostce czasu przez Słońce, lub w absolutnych w ielkościach gw iaz­
dow ych M stanow iących m ie rn ik m ocy p rom ieniow an ia gw iazdy zgodnie
z zależnością:
M = M 0 — 2,5 log (L/L0),
(1)
gdzie M0 jest jasnością abso lu tn ą
Słońca. D rugim p a ra m e tre m służąsym do k o n stru k cji d iag ram u H—R
jest te m p e ra tu ra p an u jąc a n a po­
w ierzchni gw iazdy czyli te m p e ra tu ­
ra efe k ty w n a fo to sfery T.
Na ogół zam iast te m p e ra tu ry sto ­
su je się ty p w idm ow y (O, B, A, F, G,
K, M), logory tm te m p e ra tu ry lub
w skaźnik b arw y będący różnicą ja s ­
ności gw iazdy w b arw ach n ieb ie­
skiej i żółtej (B—V). T ak w ięc n a
diag ram ie H-—R k ażd ej gw ieździe
którego
w spó łrzęd n y m i
są
odpo-
lub logT lub[B-V] w iednie w arto ści om aw ianych p a ra Rys. l.
m etrów (rys. 1).
306
URANIA
11/1982
Problem w zadaniu polega na znalezieniu linii łączących na diagramie
H—R gwiazdy o różnych promieniach oraz wykreśleniu takiej linii dla
gwiazd o promieniu równym promieniowi Słońca.
.Ponieważ w praktyce astronomicznej gwiazdy traktujem y jako źród­
ła promieniowania elektromagnetycznego emitującego energią w taki
sposób jak ciała - doskonale czarne, w związku z tym do ich opisu,
a w szczególności do wyznaczania rozmiarów, stosujemy prawa promie­
niowania ciał doskonale czarnych. Całkowita energia emitowana w jed­
nostce czasu przez gwiazdę o temperaturze T i promieniu R na podsta­
wie prawa Stefana—Boltzmana wynosi:
L = 4itR2cT4,
(2)
gdzie it i o są stałymi. Analogicznie dla Słońca:
L 0 = 4jtR02oT 04.
(3)
Jasność absolutna gwiazdy na podstawie wzorów (1), (2) i (3) wynosi
M = —10 log T -)- M0 + 10 log T0 — 5 log (R/R0).
(4)
Z zależności tej widać, że dla ustalonego R/R0 jasność absolutna jest
funkcją liniową logarytmu temperatury: M — a log T -f b, gdzie a i b
są stałymi: a — —10, b = 10 log T0 — 5 log (R/R0). Znaczna część ucze­
stników olimpiady (około 35 procent) wybrała do rozważań wariant diagra-
M
3:5 log T
T [tvs
R y s. 2.
k
]
URANIA
11/1982
307
mu H—R, w którym M = M (log T). W tym przypadku linie łączące
gwiazdy o równych prom ieniach są prostym i równoległymi, o wyborze
jednej z nich decyduje w artość R /R 0. Do w ykreślenia linii dla R — R 0
wystarczy znaleźć na podstawie wzoru (4) tylko jeden dodatkowy punkt,
ponieważ drugim jest punkt odpowiadający Słońcu (rys. 2). W innych
przypadkach diagram u H—R do w ykreślenia jednej linii dla R — R 0
konieczne było znalezienie w ielu punktów.
PORADNIK OBSERWATORA
Zakrycia Jowisza przez Księżyc w Polsce w 1983 roku (I)
Przez cały niemal rok 1983 będzie trw ała seria zakryć Jowisza przez
tarczę Księżyca. W arunki w ystępowania tych zakryć są bardzo korzystne,
gdyż seria obejm uje okres czasu, w którym Jowisz znajdzie się w przeTabela 1
Momenty najbliższych zakryć Jowisza dla niektórych m iast Polski (dane
dla środka tarczy planety).
1983. III. 6
Miasto
Białystok
Bydgoszcz
Gdańsk
Gdynia
Katowice
Kielce
■ K raków
Lublin
Łódź
Olsztyn
Poznań
Rzeszów
Szczecin
Toruń
Warszawa
Wrocław
Zakopane
Zielona Góra
1983. V. 26
Początek
cse
Koniec
cse
Początek
cwe
Koniec
cwe
2h49ra35s
2 47 55
2 47 48
2 47 44
2 49 43
2 49 30
2 49 54
2 49 49
2 48 46
2 48 26
2 48 06
2 50 18
2 47 28
2 48 05
2 48 57
2 48 58
2 50 37
2 48 06
3h49m44s
3 40 25
3 43 22
3 43 24
3 37 26
3 47 56
3 39 03
3 46 22
3 40 57
3 45 47
3 37 13
3 43 28
3 34 33
3 41 19
3 44 42
3 34 51
3 37 42
3 33 22
2iH44m59s
21 41 48
21 42 52
21 42 55
21 41 05
21 42 12
21 41 31
21 43 33
21 41 54
21 43 34
21 40 55
21 42 43
21 40 20
21 42 03
21 43 02
21 40 35
21 41 21
21 40 04
22h55m36s
22 49 21
22 51 05
22 51 05
22 48 11
22 50 54
22 49 15
22 53 44
22 50 00
22 53 47
22 47 29
22 52 07
22 45 37
22 49 58
22 52 23
■22 46 20
22 48 40
22 45 12
URANIA
308
11/1982
c iw s ta w ie n iu do S ło ń c a , co n a s tą p i d o k ła d n ie 27 m a ja o 2 2 h ,5 U T. W la ­
ta c h p o p rz e d n ic h z a k ry c ia te j p la n e ty n a s tę p o w a ły w o k re s a c h b lisk ic h
k o n iu n k c jo m ze S ło ń cem , to te ż sz a n sa z a o b se rw o w a n ia z ja w is k a b y ła
n ie w ie lk a . O s ta tn ie w id o c z n e u n a s z a k ry c ie J o w is z a w d n iu 27 m a ja
1976 r. b y ło tzw . z a k ry c ie m d z ie n n y m , g d y ż zach o d ziło ju ż p o w sc h o d z ie
S ło ń ca. N ie s te ty n ie b y ło o b se rw o w a n e z u w a g i n a z łą p o godę.
W 1983 r., d zięk i w sp o m n ia n e m u ju ż k o rz y s tn e m u u k ła d o w i b ęd zie
m o żn a w P o lsc e z a o b se rw o w a ć aż c z te ry b lisk ie k o n iu n k c je K sięży ca
z Jo w iszem . P ie rw s z e d w a z a k ry c ia n a s tą p ią w d n ia c h 6 m a r c a o ra z
26 m a ja . W a ru n k i ich w y s tą p ie n ia są o p isa n e w n in ie js z e j części a r t y k u ­
łu. D w a d alsz e z a k ry c ia — 22 c z e rw c a (b rzegow e) i 12 w rz e śn ia b ę d ą
p rz e d s ta w io n e w n a s tę p n e j części.
N ad ra n e m , w n ie d z ie lę 6 m a rc a d o jd z ie do p ie rw sz e g o z a k ry c ia J o ­
w isza p rz e z K sięży c. B ęd zie to z a ra z e m p ie rw s z e z a k ry c ie o b ec n ej s e rii
d la c a łe j k u li z ie m sk ie j. Jo w isz w 1983 r. św ie c i ja sn o w g w iaz d o z b io rz e
S k o rp io n a . P o m im o n isk ie g o p o ło ż e n ia n a d h o ry z o n te m , w a r u n k i do o b ­
s e rw a c ji te g o d n ia b ę d ą n a jle p s z e ze w sz y stk ic h c z te re c h p rz y p a d k ó w .
J o w is z z n ik n ie za o św ie tlo n y m b rz e g ie m ta r c z y K sięż y ca w fa z ie tu ż
p rz e d o s ta tn ią k w a d rą (u je j sam eg o do łu , p a tr z ą c o k iem n ie u z b ro jo n y m )
a u k a ż e się zza b rz e g u c iem n eg o , i to w ła śn ie z ja w is k o b ę d z ie n a je f e k ­
to w n ie jsz e . In te re s u ją c o p rz e d s ta w ia ć się b ę d z ie p rz y ty m w y ła n ia n ie się
k sięży có w g a lile u sz o w y c h (rys. 1). O b se rw o w a n ie -zak ry w an ia ich p rz e z
ja s n y b rzeg ta f c z y n a sz e g o s a te lity b ę d z ie n a to m ia s t b a rd z o u tr u d n io n e ,
a b yć m o że i w ogóle n ie d o s trz e g a ln e .
T a b e la 2
P rz e b ie g n a jb liż s z y c h z a k ry ć J o w is z a (d an e d la Ł odzi). M o m e n ty c h a r a k ­
te ry s ty c z n e k o n ta k tó w .
1983. III. 6
Faza
I k o n ta k t
śro d e k
II k o n ta k t
I I I k o n ta k t
śro d e k
IV k o n ta k t
J a s n o ść
Jo w is z a
Faza
K się ż y c a '
1983. V. 26
V
M o m en ty
c.s.e.
P
Z
T
158°
181°
—30°S
245°
261°
+ 57°S
2h 47m 42s
2
2
3
3
3
48
49
39
40
42
46
50
47
57
06
M o m e n ty
e.w .e.
21h41m03s
41 54
42 45
22 49 04
50 00
50 57
— 1™,7
— 2 m ,l
55Vo—
100%—
P
Z
128°
155°
278°
295°
URANIA
1983 Ig 6
11/1982
Rys. 1. Ilu stra c ja zakrycia Jow isza przez K siężyc w dniu 6 m arc a 1983 r.
309
310
URANIA
11/1982
D rugie zakrycie, w idoczne w Polsce, n astąp i we czw artek 26 m aja
późnym w ieczorem . W ty m p rzy p a d k u jed n ak zakrycie zajdzie w godzinę
R y s. 2. I lu s tr a c ja z a k r y c ia J o w is z a p r z e z K s ię ż y c w d n iu 26 m a ja 1983 r.
11/1982
URANIA
311
T a b e la 3
P rz e b ie g z a k ry c ia Jo w is z a i jeg o k sięż y có w 6 m a r c a 1983 r. (d an e d la
Ł odzi).
3
3
3
3
3
3
4
35
36
39
41
42
49
05
,9
,3
,8
,0
2
,5
,5
O b ie k t
K ą ty p o z y c y jn e
Jasn.
z
T
161°
161
‘ 158
*58
il 58
155
147
184°
184
;181
,181
181
178
159
— 27°S
— 27 S
— 30 S
— 30 S
— 30 S
— 33 S
— 41 S
242
242
245
245
245
259
259
261
261
261
262
268
+54
+54
+57
+ 57
+67
+60
+ 67
P
P
P
p I k
p c
p II k
P
P
k
k
k II I k
k c
k IV k
k
k
Io
G a n im e d e s
Jo w isz
Jo w isz
Jo w is z
E u ro p a
C a llisto
Io
G a n im e d e s
J ow isz
Jo w isz
Jo w isz
E u ro p a •
C a llisto
+5m ,2
+ 4 ,9
—<1 ,7
-Al ,7
—4 ,7
+ 5 .6
+ 5 ,9
+5 2
+ 4
—1
—1
—1
+i5
+ 5
.9
,7
,7
,7
,6
,9
CO
2M5m,8
2 47 ,7
2 47 ,8
3 48 ,8
2 49 ,9
2 52 ,5
3 03 ,4
Z j.
TO
M o m en t
c.s.e.
(255
S
S
S
S
S
S
S
C zas tr w a n ia o d k ry ć k sięż y có w :
Io:
3S,6
G a n im e d e s: 5S,2
E u ro p a :
C a llisto :
J/l I
IV
III
©
3S,1
5s,o
1983 1116,1
1983 V 26 ,8
1'
I------ -— H
Rys. 3. Położenie czterech jasn y ch księżyców Jow isza w czasie zakryć planety
przez Księżyc. I — Io, II — E uropa, III — G anim edes, IV — Callisto. K siężyc III
w ejdzie w cień w d niu 6 m arca na k ró tk o przed godz. 4 cse. a w ięc niedługo
po odkryciu.
312
URANIA
11/1982
po p ełn i K siężyca, to też jego silny blask znacznie u tru d n i obserw ację.
K siężyców Jow isza praw dopodobnie w ogóle nie uda się dostrzec przy
brzegu tarczy księżycow ej (rys. 2).
Szczegółowe dane, dotyczące opisyw anych zjaw isk zestaw iono w t a ­
belach 1, 2 i 3. D la zak ry cia 26 m a ja nie podano z p rzed staw io n y ch
w zględów m om entów zakryć księżyców Jow isza. W arto tu w spom nieć, że
z uw agi na fazę K siężyca bliską pełni, zarów no zakrycie, jak też o d k ry ­
cie zajd ą przy jasnym forzegu ta rc z y (ciem ny „rą b ek ” w punkcie, odpo­
w iad ający m odkryciu Jow isza będzie m iał grubość rzęd u 0",1, a w ięc
p raktycznie nie będzie zauw ażalny). W szystkie dane liczbow e, dotyczące
m om entów są w ynikiem w łasnych obliczeń autorów , a w iększość z nich
uzyskano przy w ykorzystaniu m aszyny cyfrow ej ODRA 1305. D otyczy to
głów nie m om entów k ontaktów dla środka tarczy p la n ety oraz w artości
kątów pozycyjnych. Te ostatn ie różnią się niew iele dla innych m iast
Polski od danych dla Łodzi. E fem erydy Jow isza i K siężyca zaczerpnięto
z Astronom iczeskogo Eżegodnika S S S R na 1983 god, n ato m iast p ro g ram
n a obliczenie m om entów zjaw isk ułożono sam odzielnie. Może on służyć
do obliczania dow olnych zakryć księżycow ych pod w aru n k iem dyspono­
w an ia przybliżonym m om entem zjaw iska (z dokładnością około ±0h,2).
Położenia czterech księżyców Jow isza obliczono rów nież sam odzielnie,
gdyż w m om encie pisan ia arty k u łu au to rzy n ie dysponow ali jeszcze od­
pow iednim i danym i z kalen d arzy astronom icznych. Położenia te m ogą się
niew iele różnić od rzeczyw istych, poniew aż przy ich o kreślaniu posłużono
się fo rm u łam i uproszczonym i, uw zględniającym i jedynie śred n ie okresy
obiegu satelitów i w cześniejsze m om enty zaćm ień.
B Ł A Ż E J FE R E T
M AREK ZAW1LSK1
M inim a b lask u gw iazd zm iennych w I k w arta le 1983 roku
TT A ur
S Cne
RS CVn
RZ Cas
TV Cas
U Cep
X X Cep
ZZ Cep
,
I
II
III
I
^1
II
III
I
II
III
I
II
III
I
II
I
II
III
I
II
III
8,92
5,90
5,89
15,93
7,83
20,02
16,01
8,89
7,77
6,07
12,95
10,95
11,95
9,88
8,79
7,81
11,88
11,92
6,78
5,77
9,90
12,91
9,90
9,89
16,91
13,90
13,89
20,91
17,90
17,88
14,87
8,97
10,85
14,76
20,01
21,02
14,86
16,06
14,95
12,05
22,01
21,82
22,83
19,85
20,85
19,73
16,02
14,83
18,89
18,94
8,93
7,91
12,04
21,84
11,07
10,05
*
21,78
20,76
U RANIA
11/1982
EG Ce p
I
II
II I
E K C ep
U C rB
TW D ra
W W D ra
A l D ra
RY G em
IZ P e r
f> P e r
RW T a u
X T ri
TX UMa
W UMi
U W V ir
I
II
III
I
II
I
II
III
I
II
I
II
III
II
I
II
I
II
III
I
II
III
I
II
II
I
II
III
I
II
III
6,95
8,04
9,13
15,67 16,21 16,76
5,91
6,99
8,09
15,71 16,80 17,89
6,77
7,86
8,95
17,12 18,75 19,84
9,13 17,98
9,12 17,98
12,12 20,97
8,06
15,03 21,93
17,13 19,94 22,75
5,78 17,01 19,82
17,07 19,89
9,89
15,93
7,10 11,90 13,10
6,07 10,87 12,07
8,04 12,84
6,85
21,86
6,10 13,79
15,97
8,83
17,97 20,84
12,91
14,69
5,84 16,92
13,84
8,00
8,97
9,94
16,74 17,71
13,91 14,89 15,86
6,87
9,93 13,00
10,95 16,05 22,86
8,87 13,97
14,89 20,00
14,08
12,05 21,10
13,03 22,08
313
9,68
17,84
9,72
18,98
10,04
20,93
10,77
18,94
10,81
20,07
11,13
22,02
11,86
20,02
11,90
21,16
12,76
17,89
16,86
14,04
19,09
18,06
18,83
20,03
10,91
11,88
16,83
16,06
17,80
12,94
21,11
12,99
14,03
22,20
14,08
15,12
22,75
15,17
13,85
14,94
16,03
12,85
13,82
14,80
15,77
18,77
19,74
OBSERWACJE
O b se rw a c je z a k ry c ia g w iaz d y a S g r p rzez W e n u s w d n iu 17 lis to p a d a
1981 r o k u
1
W d n iu 17 lis to p a d a 1981 r. n a s tą p iło rz a d k ie z ja w is k o z a k ry c ia ja s n e j
g w ia z d y p rz e z p la n e tę . W iec zo rem teg o ż d n ia u le g ła z a k ry c iu p rz e z
ta rc z ę W en u s g w ia z d a a S g r o ja sn o śc i + 2 m ,l. W m o m e n c ie z a k ry c ia
(około 16^,5 cse) o b a c ia ła n ie b ie s k ie b y ły n a szczęście w id o czn e
Tabela 1
Wyniki obserwacji zakrycia a Sgr przez Wenus w ykonanych w Polsce
Zjawisko
Zakrycie
Początek
ii
Koniec
„
ii
ii
ii
Odkrycie
Koniec
i>
Obserwator
M iejsce
obserwacji
Pozycja geograficzna
X
<P
( 52°12'50"N
Moment
UT
Robert Kurianowicz
Roman Fangor
Roman Fangor
Robert Kurianowicz
Ryszard Szujecki
Krzysztof Rochowicz
Daniel Filipowicz
W arszawa
Warszawa
Warszawa
W arszawa
Warszawa
Olsztyn
Otwock
2-l°04'13"E
20°20',9
21°17'36"
53°46',7
52°05'17"
15h30m40s,2
15 30 40 ,7
15 30 42 ,3
15 30 44 ,6
15 30 48 ,0
15 30 40 ,0
15 30 40 ,9
D aniel Filipowicz
Ryszard Szujecki
Krzysztof Rochowicz
Otwock
W arszawa
Olsztyn
21°17'36"
21°04'13"
20°2CT,9
52°05'17"
52°12'50"
53°46',7
15 36 05
15 37 35
15 40 27
ii
a
a
a
„
„ii
ii
Uwagi
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
Uwagi:
R efr. 80/1200 m m , pow. 60 X . G w iazda w idoczna b. dobrze. Podczas z ak ry w an ia gw iazda była w idoczna ja k „m gław ica
p la n e ta rn a ” .
Tel. N ew ton 250/1580 m m , pow. 60 X - Silna tu rb u le n c ja pow ietrza, obserw acja u tru d n io n a . W ty m m om encie gw iazda
była w idoczna w pobliżu g ran icy pola w idzenia.
3) Tel. N ew ton 250/1580* m m, pow. 60 X*
4) R efr. 80/1200 m m , pow. 60 X ,
* •
5) Tel. C assegrain 150/2400 m m , pow . 80 X .
6) R efr. 150/2250 m m, pow. 90 X. Stopniow y spadek b lask u gw iazdy (kilka sekund). Silna tu rb u le n cja pow ietrza. M roźnie.
7) R efr. 64/400 m m , pow. 100 X (okular R am sdena, f = 4 m m ). D obre w a ru n k i, lekkie zam glenie. S topniow y spadek jasnosci
gw iazdy (0?5—ls).
8) P ra w dopodobny błąd + 10s. N iepew ne.
,, .
,, , , ,
^ ,
9) Tel. C assegrain 150/2400 m m . powr. 80 X* Praw dopodobnie spozm one, błąd + 4 s. Falow anie obrazu.
10) R efr. 150/2250 m m , pow . 90 X - N iepew ne.
1)
2)
11/1982
URANIA
I
315
w Polsce nad horyzontem, a w dodatku było to już po zachodzie Słoń­
ca. Nic więc dziwnego, że wiele osób przygotowywało się do tej
obserwacji. Niestety, pogoda tego wieczoru nie była najlepsza i jedy­
nie w okolicach W arszawy, Wyszkowa i Olsztyna niebo było bez­
chm urne, choć lekko zamglone. Oczywiście najw iększym utrudnieniem
w obserw acjach był silny blask Wenus, przewyższający około 300 razy
blask gwiazdy. Okazało się też, że obraz w okularze teleskopu ulegał
silnej scyntylacji. Dzięki tem u jednak, że Wenus była w fazie, zbli­
żonej do kw adry, zakrycie, zachodzące za ciemnym brzegiem tarczy
planety było widoczne stosunkowo wyraźnie. Obserwatorzy zauważyli
stopniowy spadek jasności gwiazdy a niektórzy naw et „rozlanie się”
jej św iatła (wpływ atm osfery Wenus).
Ponieważ nie dysponujem y jeszcze wysoce czułymi przyrządam i
am atorskim i do pom iarów fotoelektrycznych, momenty zjaw iska były
rejestrow ane tak, jak podczas zakryć gwiazd przez Księżyc. Z kolei,
ponieważ rejestrow ano przede w szystkim m om ent „zgaśnięcia” gwiaz­
dy, w ystąpiły nieuchronne różnice indyw idualne, związane z odm ien­
nymi własnościami wzroku, wielkością stosowanych teleskopów, przej­
rzystością atm osfery, itp. Odkrycie gwiazdy było obserwowane, jed­
nakże w tym przypadku m oment zauważenia gwiazdy przy bardzo
jasnym brzegu tarczy Wenus był, rzecz jasna, zawsze spóźniony.
Zestawienie wszystkich otrzym anych wyników podano w tabeli 1.
Oprócz tego zakrycie obserwował p. Janusz Kosiński z Wyszkowa, ale
bez notowania momentów.
MAREK ZAW ILSKl
Obserwacje całkowitego zaćmienia Księżyca 9 I 1982
w Oddziale W arszawskim PTMA
Całkow ite zaćmienie Księżyca, które nastąpiło 9 stycznia 1982 r., było
dos*konale widoczne. Było to związane nie tylko z położeniem Księ­
życa i porą zaćmienia (wysoko nad horyzontem, w godzinach w ie­
czornych), ale przede wszystkim z bardzo dobrą pogodą (niemal w ca­
łej Polsce). Było to także pierwsze całkow ite zaćmienie, widoczne po
około 10 latach w całym przebiegu, bęz chm ur i padającego śniegu.
Obserw acje tego zaćmienia (prowadzone w ram ach prac Sekcji
Obserwacji Pozycji i Zakryć) wykonano także w Oddziale W arszaw­
skim PTMA, korzystając z dość bogatego wyposażenia instrum ental­
nego obserwatorów. Przygotow ania do tych obserwacji zaczęto jeszcze
w listopadzie 1981 r. ale ponieważ nie udało się zrealizować zaplano­
wanych ćwiczeń przed sam ym zaćmieniem, przebieg niektórych obser­
wacji był niestety im prowizacją. Zmniejszyło to dokładność uzyska­
nych wyników (zwłaszcza fotom etrii zaćmienia).
W ram ach obserw acji zaćmienia wykonywano:
1) obserw acje ruchu cienia Ziemi po tarczy Księżyca;
2) znikanie i pojaw ianie się kraterów (kontakty z cieniem);
3) fotom etrię ogólną zaćmienia (fotograficzną i fotoelektryczną);
4) fotografie przebiegu całego zjaw iska zaćmienia;
5) obserw acje zakryć i odkryć gwiazd przez zaćmiony Księżyc.
URANIA
316
11/1982
W o b serw acjach korzystano z n astęp u jący c h in stru m e n tó w optycz­
nych, będących w łasnością O ddziału, ja k i o b serw ato ró w (nie licząc
a p a ra tó w fotograficznych i przy rząd ó w pom ocniczych):
In stru m e n t
teleskop N ew tona 250/204Ó
teleskop N ew tona 250/1600
teleskop N ew tona 150/1200
teleskop C assegraina 150/2400
re fra k to r 80/1200
re fra k to r 63/840
teleo b iek ty w 4/200
J
teleo b iek ty w M aksutow a 10/1000
w y k o n y w an e zadanie
2, 5
1, 2, 5
1, 4 '
2, 4, 5
1, 2, 4
3, 4
4
O bserw acje ru ch u cienia Ziem i oraz znik an ia k ra te ró w w y k o n y ­
w ali R yszard Szujecki i A rkadiusz K rajew sk i. N iska te m p e ra tu ra po­
w ietrz a (około — 15°C) b y ła głów ną przyczyną nie o b serw o w an ia w yjść
k ra te ró w z cienia po całkow itym zaćm ieniu. O b serw ato rzy k o rzy stali
ze sp ecjalnych m apek, n a k tó ry ch zaznaczono położenie około 20 c h a ­
ra k te ry sty cz n y ch obiektów (głów nie k rateró w ).
O bserw acje fo tom etryczne by ły w yko n y w an e przez dw óch o b ser­
w atorów : K rzysztof M asłow ski prow adził o b serw acje m etodą fo to g ra ­
ficzną, n aśw ietlają c błonę fotograficzną św iatłem K siężyca (bez o b iek ­
tyw u) — p ró b a tylko częściowo udana. R om an F an g o r prow adził
obserw acje m etodą fotoelek try czn ą za pom ocą św iatłoczułego elem en ­
tu (fotodarlingtona) połączonego ze w zm acniaczem logarytm icznym (w y­
konanym specjaln ie do tego celu). P oniew aż sk a la jasności stosow ana
w astronom ii jest rów nież logarytm iczna, dlatego w sk azan ia w o lto ­
m ierza (na w yjściu w zm acniacza) m ożna było bezpośrednio zam ieniać
n a w ielkości gw iazdow e. D okładność u zysk an y ch w y n ik ó w ± l m zw ią­
zana je st z b rak ie m w cześniejszych prób i m ożliw ości odpow iedniego
skalow ania. Rys. 1 pod aje jasność K siężyca podczas całego zjaw iska.
O bserw acje fotograficzne były w y kony w an e przez w iększość u czest­
n ików obserw acji: A rk ad iu sz K ra jew sk i, R o b ert K urianow icz, D ariusz
M iller i L u cjan N ew elski fotografow ali zaćm ienie n a błonach b a rw ­
n ych ORWO UT 18 i czarnobiałych (głów nie firm y A gfa~G evaert),
R om an F an g o r n a błonie b arw n ej E ktach ro m e 400. Ogółem w ykonano
około 100 zdjęć (p atrz zdjęcia na pierw szej i d ru g iej stro n ie okładki).
O bserw acje zakryć i odkryć gw iazd przez zaćm iony Księżyc m iały
być w y konyw ane przez co n a jm n ie j czterech o b serw ato ró w , ale n isk a
te m p e ra tu ra po w ietrza „zred u k o w ała” tę liczbę do dw óch: R o b e rt K u ­
rianow icz i R om an F an g o r prow adzili te o b serw acje k o rzy stając z
dw óch teleskopów N ew tona 0 = 250 mm. D oskonała w idoczność b y ła
pow odem nieoczekiw anych tru d n o ści z id e n ty fik a c ją słabych gw iazd.
W teleskopach by ły dobrze w idoczne nie ty lk o gw iazdy 8m i firn
(opisane w U ranii N r 11/1981) oraz gw iazdy o jasnościach do + 1 0 m
(p atrz B iu le tyn SO P iZ N r 7), ale tak że gw iazdy o jasnościach do + l l m,
d la których nie było w ogóle efem eryd. N iek tó ry ch słabszych gw iazd
11/1982
URANIA
31 V
nie udało się później zidentyfikow ać, a uzyskane momenty ich za­
kryć nie m iały wartości naukowej. W sum ie uzyskano 9 wiarygodnych
momentów. O t serw ow ano również bardzo bliskie przejście jasnej
(+ 5 ,3 m) gwiazdy 63 Gem. O 21h41ra cse gwiazda ta znajdowała się
R ys. 1. W y k re s zm ia n ja s n o śc i K się ży ca w czasie zać m ie n ia . K ó łk a m i zazn a czo n o
p o m ia ry fo to e l? k try c z n e , k rz y ż y k a m i — fo to g ra fic z n e . P io n o w e o d c in k i p rz y n ie ­
k tó r y c h k ó łk a c h o k r e ś la ją d o k ła d n o ś ć p o m ia ró w ( + lm ). C z te ry lin ie p io n o w e
o z n a c z a ją m o m e n ty k o n ta k tó w K się ż y c a : I — p o c z ą te k częścio w eg o zać m ie n ia ,
II — p o c z ą te k c a łk o w ite g o z a ć m ie n ia , III — k o n ie c c a łk o w ite g o za ć m ie n ia , IV —
k o n ie c częścio w eg o z a ć m ie n ia . L in ia p r z e r y w a n a o zn acz a p ra w d o p o d o b n ą , rz e c z y ­
w istą ja s n o ś ć K się ż y c a w czasie zaćm ienia'.
11/1982
URANIA
318
w odległości około 50" od tarczy K siężyca (zakrycie było w idoczne
w płd. Polsce). Jed n o ze zdjęć w ykonano niem al w m om encie n a j­
m niejszej odległości 63 G em od K siężyca. N a innych, w y k onanych
w czasie m aksim um całkow itego zaćm ienia, „w yszły” gw iazdy o ja ­
snościach do + 8 m, m im o stosunkow o k ró tk ich ekspozycji (do 25
sekund).
P odsum ow ując trze b a stw ierdzić, że ci ob serw ato rzy , któ rzy m im o
n isk iej te m p e ra tu ry w ytrzy m ali k ilk a godzin (p rak ty czn ie bez przerw )
przv* in stru m e n ta c h w y k onując czasam i k ilk a zadań obserw acy jn y ch ,
m o ją uznać sw oje 'o£ se rw ac je za w yjątk o w o udane.
N a zakończenie trzeb a dodać, że k ilk u o b serw ato ró w z O ddziału
W arszaw skiego PTM A prow adziło sw oje o : serw ac je z dom ów , m. in.
Je rz y Ł ukaszew icz uzyskał k ilkanaście b arw n y ch przezroczy oraz
otrzy m ał m om enty zakryć jaśniejszych gw iazd, a P aw eł H elb rech t
notow ał m om enty zn ik an ia i p o ja w ian ia się k ra te ró w oraz m om enty
czterech k o n ta k tó w zaćm ienia (p atrz rów nież, sp raw o zd an ie M. Z aw ilskiego w dw óch poprzednich nu m erach Uranii).
ROMANFANGOR
KALENDARZYK ASTRONOMICZNY
O pracow ał G. S itarsk i
S łoń ce
G rudzień 1982 r.
,
W tym m iesiącu 'osiąga najniższy p u n k t ek lip ty k i pod ró w n ik iem
niebieskim w stęp u jąc 22 g ru d n ia w znak K oziorożca. M amy w tedy
początek zimy astronom icznej oraz najdłuższą noc i n ajk ró tszy dzień
na naszej półkuli. W W arszaw ie 1 g ru d n ia Słońce w zeszło o 7h22m,
zaszło o 15h28m, 22 g ru d n ia wzeszło o 7h43m, zaszło o 15h26m, a 31
g ru d n ia wzeszło o 7ll45m, ale zaszło o 15h34m.
D ane dla obserw ato ró w S łońca (na 131' czasu środk.-europ.)
D ata
1982
X II
P
1 + 16?05
3 + 15.26
5 ,+14.46
7 + 13.63
9 + 12.78
11 + 11.92
13 + 11.03
15 + 10 .13
Bo
+ 0' 82
+ 0 57
+0 32
06
—0 20
—0 46
—0 71
— 0 96
+0
Lo
281
254
228
202
175
149
123
66
D ata
1982
15 I X II
79
44
08
73
38
02
68
17
19
21
23
25
27
29
31
P
+9
+8
+7
+6
+5
+4
+3
+2
£>0
22
28
35
40
44
48
52
54
— 1’22
— 1 47
— 1 72
—1 97
—2 22
— 2
46
—2 70
— 2 94
70
43
17
351
324
298
272
245
32
£8
6-1
28
84
60
26
92
P — k ą t odchylenia osi o b ro tu Siońca m ierzony od północnego w ierzchołka tarczy ;
Bu, Lu — heliógraficzna szerokość i długość śro d k a tarczy.
22d21hl0m — heliógraficzna długość śro d k a tarc zy w ynosi 0°.
11/1982
URANIA
319
W g o d z in a c h p rz e d p o łu d n io w y c h 15 g ru d n ia p rz y p a d a ło częścio w e
z a ć m ie n ie S ło ń ca, w id o c zn e w P o lsce. W c z asie n a jw ię k s z e j fa z y z a ­
ć m ie n ia 0,736 ta r c z y S ło ń c a b y ło z a k ry te p rz e z ta rc z ę K sięży ca.
K siężyc
K o lejn o ść fa z K sięży c a b y ła w g ru d n iu n a s tę p u ją c a : p e łn ia l d l h , o s ta t­
n ia k w a d r a 7d 17h , n ó w 15d 10h , p ie rw s z a k w a d r a 23d 15h i znow ilt p e ł­
n ia 30d 13h . W p e ry g e u m K sięży c z n a la z ł się w g ru d n iu d w u k ro tn ie ,
2 i 30 g ru d n ia , a w a p o g e u m 18 g ru d n ia . W g o d z in a c h p o łu d n io w y c h
30 g ru d n ia zd a rz y ło się c a łk o w ite z a ćm ie n ie K sięży ca, u n a s n iew id o c z n e.
P la n e ty i p la n e to id y
W g ru d n iu , zw łaszc z a pod k o n iec m ie sią c a , w id o c zn e b y ły w sz y stk ie
ja s n e p la n e ty : w ie c z o re m n a d z a c h o d n im h o ry z o n te m
Merkury,
W e n u s i M a r s , a r a n k ie m n a d w s c h o d n im h o ry z o n te m J o w i s z
i S a t u r n . U r a n , N e p t u n i P l u t o n p rz e b y w a ły z b y t b lisk o
S ło ń c a n a n ie b ie i b y ły p ra k ty c z n ie n ie w id o c z n e . P o d o b n ie n ie w id o c z ­
n a b y ła ż a d n a z ja ś n ie js z y c h p la n e to id .
M e teo ry
W g ru d n iu p ro m ie n iu ją d w a ro je : G e m i n i d - y (w d n ia c h od 7 do
15) i U r s y d y (od 17 d o 24). R a d ia n t G e m in id ó w leży w g w ia z d o ­
zb io rze B liź n ią t i m a w sp ó łrz ę d n e : r e k t. 7h 28m, d ek i. + 3 2 ° . R a d ia n t
U rsy d ó w leży w g w ia z d o z b io rz e M a łe j N ie d źw ied z ic y i m a w s p ó łrz ę d ­
ne: re k t. 14h28m , d ek i. + 7 8 ° . W a ru n k i o b se rw a 'cji t y ł y w ty m ro k u
d o b re.
*
8d i 4h z łą c z e n ie M e rk u re g o z N e p tu n e m w odl. 3°.
l l d3h S a tu r n w z łą c z e n iu z K się ż y c e m w odl. 3°.
13d O 6h K sięży c ,w z łą c z e n iu z Jo w is z e m w odl. 2°, a o 23h
z U ra n e m ró w n ie ż w odl. 2°.
15d C zęściow e, z a ć m ie n ie S ło ń c a w id o cz n e w E u ro p ie , w z a c h o d n ie j
części A zji i w P ó łn o c n e j A fry c e . U n a s ta k ż e w id o czn e.
jgd o l h N e p tu n w z łą c z e n iu ze S ło ń cem . O 2h M a rs w z łą c ze r.iu
z K sięży cem w odl. 196.
22d5h38rP5 S ło ń c e w s tą p iło w z n a k K o z io ro żc a (jeg o d łu g o ść e k lip ty c z n a w y n o si w ó w c za s 270°); b y ł to p o c z ą te k zim y a stro n o m ic z n e j.
30d W g o d z in a c h p o łu d n io w y c h n a s tą p iło c a łk o w ite z a ć m ie n ie K się ­
życa, w P o lsce n ie w id o c z n e . O 20h M e rk u ry z n a la z ł się w n a jw ię k ­
szy m w sc h o d n im o d c h y le n iu od S ło ń c a w odl. 20°.
M o m e n ty w s z y s tk ic h z ja w is k p o d a n e są w c z asie śro d k o w o -e u ro p e jsk im .
320
11/1982
U R A N I A
COflEPJKAHHE
CONTENTS
P. R y b k a — E d m u n d H ailey .
J. S t r y c z y ń s k i — T h e U ltr a ­
v io le t A stro n o m y
a f te r
Four
Y e a rs of th e IU E M ission. II.
T h e E x tra g a la c tic A stro n o m y a n d
C osm ology.
C h r o n i c l e : A S o litu d e in B ootes
— N ew s a te llite s of S a tu r n —
W ho D id G a n im e d e s D isco v er?
C o r n e r of a n A s t r o n o m i ­
cal O l y m p i a n .
Vade-mecum
for
Obser­
v e r s : O c c u p a tio n of J u p ite r b y
th e M oon in 1983 (I) — M in im a
of V a ria b le S ta r s in th e I Q u a r ­
te r 1983.
O b s e r v a t i o n s : O b se rv a tio n s of
O c c u lta tio n of th e S ta r o S g r b y
V enus in 17th N o v 1981 — O b s e r­
v a tio n s of th e T o ta l E clip se of
th e M oon in 9th J a n 1982 a t W a r­
sa w D iv isio n o f P T M A .
Astronomical Calendar.
FI. P bi 6 k a — S amoiia ra.iJieft.
C T p bi q H H b c K H ,— yjlT pa(j)H O -
fl.
ji e i o B a a a c T p o n o M n s i n o c jie q e T b ip e x
p a 6 o ™ IU E . II. B u e ra J ia K T iiM ecK an acTpoHOMHH h k o c m o j io h is i .
jic t
X p o ii n k a: IlycTOTa n B ojionace Hoiibic cnyTHHKH C aT ypua — K to
oTKpbiJi TaHHMefla?
y r o ji o k y h a c t h h k a
a c t p oHO MH i e c K O H oj i HMnnafl bi .
C n p a B o i H H K
h a 6 ji io a a t e jt si:
rioK pbiT H C f O n n T e p a J l y n o f t b 1982 r.
— M iinH M yM a n e p e M e n H b ix 3B e3A
b I MeTBepTH 1983 r.
H a 6 ji io a e h n h:
KpbiTiisi 3Be3AH
17 H oaO pH
1981
Ha6jiiOAeHHH noo S g r BeHepoft
r. i—
H a ó JH O fle m in
nojnioro 3aTMeini!i Jlynbi 9 HHBapsi
1 9 82 r. b BapiuaBCKOM OTAeJiemiio
06m ecT B a.
ACTpOHOMHieCKHH
A a p b.
k a JI e H-
P ie rw sz a s tr o n a o k ła d k i: Z a ć m ie n ie K s ię ż y c a 9 s ty c z n ia 1982 r. Z d ję c ie w y k o n a ł
R o m a n F a n g o r z W a rsz a w y w m o m e n c ie 20h55m za p o m o cą r e f r a k to r a
Z eissa 63/840 p o d czas 25 s e k s p o z y c ji na film ie K o d a k E k ta c h ro m e 400. Ja s:ra
g w ia z d a w p o b liż u K się ż y c a to 63 G em o ja s n o śc i 5,3 m ag.
D ru g a s tr o n a o k ła d k i: Z a ć m ie n ie K się ż y c a 9 s ty c z n ia 1982 r. C z te ry z d ję c ia g.'u'n e w y k o n a ł w W a rsz a w ie L u c ja n N e w e i s k i w m o m e n ta c h : 19h01m, 19h20:n,
19h50m, 20h05m za p o m o cą te le o b ie k ty w u M a k su to w a 10/1000. D w a z d ję c ia d o ln e
w y k o n a ł w O polu D a riu s z W i r s k i w m o m e n ta c h 22hl2m (lew e) i 22h25m
(p ra w e ) za p o m o cą sz k o ln e g o te le s k o p u M a k su to w a (ś re d n ic a l u s tr a — 7 cm , p o ­
w ię k s z e n ie — 50 ra z y ) o ra z a p a r a t u fo to g ra fic z n e g o „ S m ie n a S y m b o l” .
T rz e c ia s tr o n a o k ła d k i: M a p k a
o z n a c z e ń w n u m e r z e 8/9).
o k o lic
g w ia z d y .z m ie n n e j
p Lyr
( o b ja ś n ie n ia
C z w a rta s tr o n a o k ła d k i: E d m u n d H a lle y .
K .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 o w A s tro n o m ii, Z a rz ą d Gł.,
31-027 K ra k ó w , S o lsk ieg o 30/8, te l. 22 38 92; Ń r k - ta P K O I OM 35510-16391-132. Red. nacz.:
L. Z a jd le r, 02-590 W a rsz a w a , ul. 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.
R ed . te c h .: T. Z. D w o ra k . P rz e w o d n . R a d y R e d a k c y jn e j: S. P io tro w s k i. W a ru n k i
p r e n u m e r a ty : d la c z ło n k ó w P T M A (25% zn iżk i) — zł 156,— (bez s k ła d k i c z ło n k o w ­
s k ie j), ce n a 1 egz. — zł 15,—. Z g ło szen ia w R e d a k c ji, a d re s j.w .
W y d aw c a: Z a k ła d N a ro d o w y im . O sso liń sk ich — w y d a w n ic tw o PAN, W rocław
O d d ział w K ra k o w ie , 1982. N a k ła d 3500 egz. O b ję to ść a r k . w y d . 3, a r k . d r u k . 2,25.
P a p . d r u k . sa t. k i. V, 65 g, 61X86.
I n d e k s 38001
D r u k a r n ia Z w ią z k o w a , K ra k ó w , ul. M ik o ła js k a 13 — Z am . 5441/83 — T-16 -— 3500
/?Lyr
Min 0D'2444980,- 19
Period *12^93558
M =3 ?3 4
A<*0m86
A2=0747
0 A S N O Ś Cl G W I A Z D
PO RÓ W NAN IA
r-373
5-4706
C e n a zł 15.—