Sagittarius MIESIĘCZNIK POLSKIEGO TOWARZYSTWA

Sagittarius
M IESIĘCZN IK
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 ASTRON OM II
URANI A
MIESIĘCZNIK
ROK XLVII
POLSKIEGO TOWARZYSTWA
MIŁOŚNIKÓW ASTRONOMII
L IS T O P A D 1 9 7 6
Nr 11
CZA SO PISM O W YDAW ANE Z ZA SIŁK U
P O L S K IE J A K A D E M II N A U K . Z A TW IER ­
DZONE P R Z E Z M IN ISTER STW O OŚW IA­
TY DO U Ż Y TK U SZK Ó Ł OGÓLNO­
KSZTAŁCĄ CY CH, ZAKŁADÓ W K SZ T A Ł ­
CEN IA N A U C ZY C IELI I TECH NIKÓW
(DZ. URZ. M IN. OSW. N R 14 Z 1966 RO­
KU , W -W A 5.11.66).
SP IS TREŚCI
B ron islaw K uch ow icz — O so b li­
w ości g w iazd o so b liw y ch .
L ucjan N ew elsk i — J a k z b u d o ­
w ać te le sk o p a m a to rsk i.
R om an Fangor — O b se rw a c je p o ­
zy cy jn e .
K ronika:
N a jc ię ż sz a
m o le k u ła
w p rz e s trz e n i k o sm icz n ej — Jesz c ze
je d e n a rg u m e n t n a rz e c z ścisłeg o
zw ią z k u m ięd zy k w a z a ra m i a j ą ­
d ra m i g a la k ty k .
O bserw acje: P y ło w e k się ż y c e Z ie ­
m i — K o m u n ik a t C e n tra ln e j S e k c ji
O b s e rw a to ró w S ło ń ca n r 8/76 — R a ­
p o r t V III 1976 o ra d io w y m p ro m ie ­
n io w a n iu S ło ń ca — K o m u n ik a t A s­
tro n o m ic z n e g o O b s e rw a to riu m S z e ­
ro k o ścio w eg o P A N .
K ronika PTM A.
N ow ości w yd a w n icze.
K alendarzyk astronom iczny.
D o n a jb a r d z ie j c h y b a in te ­
re s u ją c y c h m iło śn ik ó w a s tr o ­
n o m ii b a d a ń n a le ż y n ie w ą tp li­
w ie p ro w a d z o n a od k ilk u m ie ­
sięcy a n a liz a g r u n tu n a M a r­
sie. S łu ży do teg o a p a r a tu r a
z a in s ta lo w a n a n a lą d o w n ik a c h
so n d „V ik in g 1” i „V ik in g 2”,
a g łó w n y m c e le m w y p ra w y
je s t p o sz u k iw a n ie śla d ó w ż y ­
cia n a „ c ze rw o n ej p la n e c ie ”.
W je d n y m z n a jb liż s z y c h n u ­
m e ró w n asz w sp ó łp ra c o w n ik
p. S. R. B rz o stk ie w ic z za p o zn a
c z y te ln ik ó w z d o ty c h c z a so w y ­
m i w y n ik a m i b a d a ń , o b ecn ie
o g ra n ic z y m y się do p r z e d s ta ­
w ie n ia n a jb a r d z ie j in te r e s u ją ­
cy ch zd jęć. ,
*
W n a sz e j teczce re d a k c y jn e j
n a g ro m a d z iła się s p o r a lic z ­
b a o b s e rw a c ji p ro w a d z o n y c h
p rz e z m iło śn ik ó w , d o ty c z ą cy c h
zać m ień , z a k ry ć p rz e z K s ię ­
życ, ja s n y c h b o lid ó w itp . B ę d ą
one o p u b lik o w a n e w p o sta c i
z b io rczej.
*
Z a c h ę c a m y m iło ś n ik ó w -o b s e r w a to ró w do p o d ję c ia p ró b
d o strz e ż e n ia
tzw .
p y ło w y c h
k sięż y c ó w Z ie m i w te r m in a c h
p o d a n y c h w e w n ą trz n in ie js z e ­
go z e szy tu . P ro s im y o n a d s y ­
ła n ie in fo rm a c ji ta k ż e w p rz y ­
p a d k u , g d y z ja w is k o n ie b y ło
d o strzeżo n e.
P ie rw s z a s tr o n a o k ła d k i: U g ó ry — p a n o r a m a M a rsa sfo to g ra fo w a n a p rz e z k a m e r y
V ik in g a 1 w d n iu 3 sie rp n ia 1976 r. o g o d z in ie 7.30 lo k a ln e g o czasu m a rs ja ń s k ie g o .
U d o łu — f ra g m e n t p ierw sze g o z d ję c ia p o w ie rz c h n i M a rs a w y k o n a n e g o p rz e z V i­
k in g a 1 w k ilk a m in u t p o w y lą d o w a n iu w d n iu 20 lip c a 1976 r . ; ś re d n ic a n a jw ię k ­
szego k a m ie n ia w id o czn eg o n a z d ję c iu w y n o si o koło 10 cm .
D ru g a s tr o n a o k ła d k i: F ra g m e n ty zd ję ć p a n o ra m y M a rsa w y k o n a n y c h p rz e z Vi­
k in g a 1, u g ó ry i w śro d k u — k ilk a m in u t po w y lą d o w a n iu , u d o łu — 3 s ie rp n ia .
T rz e c ia s tr o n a o k ła d k i: W y k o n a n e z w y so k o śc i o k o ło 2000 k m p rz e z część V ik in ­
g a 1 o k r ą ż a ją c ą M a rsa zd ję c ie p o w ie rz c h n i czerw o n ej p la n e ty u k a z u ją c e n ie m a l
d w u k ilo m e tro w e j g łę b o k o śc i k a n io n .
C z w a rta s tr o n a o k ła d k i: W y k o n a n e p rz e z V ik in g a 1 z d ję c ie fra g m e n tu p o w ie rz c h n i
M a rsa o ro z m ia ra c h o k oło 250 n a 180 k m p rz e d s ta w ia ją c e p ie rw o tn ie p la n o w a n e
m ie js c e lą d o w a n ia V ik in g a.
URANIA
322
B R O N ISŁ A W K U CH O W ICZ
—
11/1976
W arszaw a
OSOBLIWOŚCI GWIAZD OSOBLIWYCH
IV. Pole magnetyczne i rotacja
N ajpraw dopodobniej w szystkie gw iazdy posiadają pola m a­
gnetyczne, n ie w e w szystkich da się jed n ak obecność ty ch pól
stw ierdzić. Jeśli tylko na dostatecznie dużym obszarze w ystę­
p u je k o h erentne pole m agnetyczne określonej biegunowości,
0 n a tę ż e n iu tak silnym , że da się obserw ow ać w yw ołane tym
polem rozszczepienie zeem anow skie linii w idm ow ych, analiza
w idm a pozw ala na w ykrycie ow ego pola. P am iętajm y przy tym ,
że docierające do nas św iatło pow staje na całej zwró-conej ku
obserw atorow i pow ierzchni półkuli, z odm iennym i nieraz w a­
run kam i (różne o rientacje i w artości natężenia pola m agnetycz­
nego) w sąsiadujących n a w e t z sobą podobszarach.
T ak się składa, że ogrom na większość gwiazd m ających m ie­
rzalne pola m agnetyczne, należy do typów w idm ow ych od B5
do F5; są to gw iazdy o tem p eratu rach pow ierzchniow ych po­
m iędzy 7 a 15 tysiącam i stopni. W tym w łaśnie obszarze dia­
gram u H -R w y stę p u ją gw iazdy Ap, k tórym i się dotychczas zaj­
m ujem y, a także, gw iazdy Am, o których mówić będziem y pod
koniec naszego cyklu artykułów . Okazało się, że w szystkie
gw iazdy Ap, dla k tórych linie są na ty le w ąskie, iż m ożna zm ie­
rzyć rozszczepienie zeem anow skie w polu m agnetycznym , od­
znaczają się zm iennym polem m agnetycznym . W yniki pom iarów
tego pola przedstaw ił w 1947 roku H. W. B a b c o c k , rozw i­
jający i później tę problem atykę. O dtąd ukazało się w iele prac
na tem a t pól m agnetycznych w gw iazdach osobliwych. Zasto­
sow anie m etod fotoelektrycznych do w yznaczania słabych pól
m agnetycznych przez A. B. S i e w i e r n e g o z O bserw ato­
riu m K rym skiego pozwoliło zejść w dół z w artościam i m ierzo­
nych pól do ok. 10 gausów.
Typow a w artość natężen ia pola m agnetycznego w gwieździe
osobliwej w ynosi (o ile została wyznaczona) ok. 104 gausów,
typow y okres zm ian tego pola w ynosi od 0,5 do 20 dni. T rafiają
się gw iazdy z dłuższym i okresam i, ja k np. 73 D ra (226 dni), re ­
kordow o duży jest okres gw iazdy H R 465 (ok. 22 lata). Z m iany
pola m agnetycznego n a d e r często idą w parze ze zm ianam i ja ­
sności (rzędu jednej setnej do jednej dziesiątej w ielkości gw iaz­
dowej), ja k rów nież ze zm ianam i natężeń linii w idm ow ych
1 prędkości radialnych. Od lat w ysuw a się hipotezę o zm ienno-
11/1976
URANIA
323
ści cyklicznej wszystkich gwiazd Ap. B rak zmian, bądź ich nieregularność spowodowane być m ają jedynie brakiem odpowied­
nich obserw acji. Pouczającym przykładem może być tu gwiazda
[> Coronae Borealis (Beta Korony Północnej). Prowadzone spo­
radycznie w ciągu dziesięciolecia obserw acje w skazyw ały nieregularność, dopiero później, gdy prowadzono systematyczne,
nieprzerwane obserw acje przez dłuższy czas, udało się wykryć
okres zmienności pola magnetycznego, w ynoszący 18,49 dni.
Zmiany pola magnetycznego, podobnie jak i zm iany obserwo­
wanych natężeń różnych linii widmowych, usiłuje się od lat
w yjaśnić przy użyciu m odelu skośnego rotatora: Gwiazda obra­
ca się z ustalonym okresem, niejednorodności składu chemicz­
nego powierzchni oraz rozkładu pola magnetycznego przesuw ają
się względem obserw atora (rys. 1).
Rys. 1. Schematyczny model skośnego rotatora. Zauważmy, że model ten
stosuje się również do opisu całkiem odrębnego rodzaju ciał niebie­
skich — pulsarów.
Podobnie jak gw iazdy Ap (a także i gw iazdy Am) odróżniają
się polem m agnetycznym od innych gwiazd z tego sam ego ob­
szaru diagram u H-R, tak że niekiedy nazywa się je gwiazdami
magnetycznymi, w yróżniają się i nadzwyczaj powolną rotacją.
Gwiazdy osobliwe uchodzą za bardzo powolne rotatory. Zanim
przejdziem y do charakterystyki ilościowej, niezbędne jest wpro­
wadzenie paru oznaczeń stosowanych w rozważaniach nad obro­
tem własnych gwiazd. Prędkość liniową rotacji na równiku
324
URANIA
11/1976
gwiazdy oznaczamy literą V, literą zaś i — kąt pomiędzy osią
obrotu (gwiazdy a kierunkiem do obserw atora (rys. 2). Obser­
wator nie wyznacza z widma bezpośrednio wartości V, może on
jed ynie ocenić iloczyn V sin i, tzn. prędkość zrzutowaną radial­
nie wzdłuż prostej łączącej go z gwiazdą. Gdy w 1954 roku
A. S l e t t e b a k chciał porównać średnią wartość tego iloczy­
nu dla gwiazd osobliwych ze średnią dla gwiazd normalnych,
v sin i (km/s)
Rys. 2. H istogram y S e a rle ’a i S arg en ta dla dwu grup gwiazd ciągu głów­
nego, oparte na danych S letteb a k a oraz Howarda. Oś odciętych: iloczyn
V sin i w km/s. Oś rzędnych: liczba gwiazd w danej klasie.
ograniczył się do typów widmowych od B8 do A2. Wartość
średnia V sin i otrzym ana z analizy danych dla 16 gwiazd Ap
wyniosła 41 km/s, z analizy natom iast 87 gwiazd normalnych
dostał wartość znacznie większą, bo aż 139 km/s. Dziś już wie­
my, że gwiazdy A p jako grupa charakteryzują się wyższymi
tem peraturam i efektywnym i, niż to pierwotnie się wydawało,
tak więc gwiazdy osobliwe o typach od B8 do A2 wym agałyby
właściwie porównania z normalnymi gwiazdami ciągu głównego
o typach od B5 do B8. W yniki analizy widm 35 gwiazd norm al­
nych o typach od B5 do B7 dały Slettebakow i i Howardowi
wartość średnią V s in i — 203 km/s. Różnica w szybkości rotacji
jeszcze bardziej się tu uwydatnia. Można oczywiście powiedzieć,
że to n ie wartość V je st w przypadku gwiazd A p m niejsza niż
normalnie, a kąt i je s t niewielki, i w ten sposób iloczyn V sin i
sta je się m ały. Hipotezę taką nieraz już wysuwano, trudno
w nią jednak uwierzyć. Dlaczego bowiem gwiazdy osobliwe
m iałyby tak się w przestrzeni ustawiać, byśmy je m ieli oglądać
od strony któregoś z biegunów?
11/1976
U R A N IA
325
Na rysunku 2 widać histogram y częstości dla dwu grup
gwiazd ze wspomnianych prac Slettebaka i Howarda. W g ra ­
pie gwiazd chłodniejszych (B8 do A2) zaznaczono kreskowa­
niem ułam ek gwiazd z osobliwymi widmami. G dyby gwiazd
tych nie uwzględniać — wtedy rozkłady częstości w ystępow a­
nia różnych wartości V sin i dla grupy gwiazd chłodniejszych
i gorętszych z ciągu głównego praktycznie by się od siebie nie
różniły. W skazywałoby to na możliwość opisu wszystkich
gwiazd normalnych w zakresie typów widmowych od B5 do A2
przy użyciu jednego rodzaju rozkładu prędkości rotacji. Roz­
kład ten zdecydowanie nie pasow ałby do gwiazd osobliwych
(jak widać z porównania części zakreskowanej z niezakreskow aną po lewej stronie rysunku).
P i k e l n e r i C h o c h ł o w a w 1971 roku podawali na­
stępujące przeciętne wartości iloczynu V s i n i : 52 km/s dla
gwiazd osobliwych, i 177 km/s dla gwiazd normalnych. Na
rys. 3 podajem y porównawcze zestawienie wartości iloczynu
Rys. 3. D iagram rozkładu gw iazd Ap i Am o różnych zrzutowanych
prędkościach ro tacji oraz różnych typach widmowych. Oś odciętych: typ
widmowy. Oś rzędnych: iloczyn V sin i w km/s.
V sin i dla pojedynczych gwiazd Ap j Am w ślad za wykładem
pani H a c k . Na uwagę zasługuje następujący ciekawy fakt:
Podczas gdy gwiazdy Ap w ykazują rozrzut w artości od 0 do
100 km/s, żadna spośród gwiazd Am nie zajm uje położenia na
dolnym sk raju diagram u. O tych spośród gwiazd Ap, dla któ­
rych stwierdzam y V sin i ~ 0, można powiedzieć, iż ustaw iły się
326
U R A N IA
11/1976
biegunem ku nam. Ja k widać z rysunku (nie obejmującego
wszystkich gwiazd osobliwych, lecz jedynie pewną ich część,
dla której pani Hack przed kilkunastu laty zestawić mogła da­
ne), gwiazdy te stanowią niewielki ułamek gwiazd Ap, co wy­
daje się dość prawdopodobne. Dlaczego jednak nie udało się
zaobserwować analogicznie ustawionych gwiazd z grupy A m ?
Tłumaczy się to występowaniem w tychże gwiazdach turbu­
lencji w atmosferze na skalę makroskopową. Turbulencja na­
tomiast w gwiazdach Ap jest znikoma. Do kwestii tej powrócimy w jednym z dalszych odcinków naszego cyklu, gdy zajmo­
wać się będziemy obszerniej gwiazdami Am. Tu jedynie wy­
starczy wskazać na to, że przy braku turbulencji w atmosferze
zachowywać się mogą długo lokalne niejednorodności składu
chemicznego, „łaty” na powierzchni gwiazdy.
Istnieją różne argumenty na rzecz tezy o tym, że gwiazdy
Ap (i Am) znacznie wolniej obracają się wokół osi niż 'gwiazdy
normalne, a nie stanowią próbki gwiazd ciągu głównego, odpo­
wiadającej szczególnemu usytuowaniu ich osi obrotu względem
nas (niemal równoległej względem naszej linii widzenia).
Wprawdzie można by twierdzić, że pewne osobliwości widmo­
we powodowałby brak sił odśrodkowych w okolicy bieguna,
a więc większa wartość efektywna ciążenia niż na równiku.
Wszystkich osobliwości nie dałoby się jednak w ten sposób wy­
jaśnić. A poza tym dochodzi do pewnej sprzeczności z tym, co
nam wiadomo na temat normalnych gwiazd z dużą szybkością
rotacji. Otóż najgorętsze gwiazdy Ap (będące już faktycznie
gwiazdami typu B) m ają słabe lub nawet prawie niewidoczne
linie neutralnego helu, jeśli porównamy je z gwiazdami normal­
nymi o tej samej barwie i temperaturze. Tymczasem szybko
rotujące gwiazdy typu B, obserwowane w kierunku ku biegu­
nowi, m ają całkiem normalne linie helu. (Zauważmy, że istnieje
sposób rozpoznania szybkiego rotatora z osią obrotu prawie
równoległą do linii widzenia, wykorzystuje się przy tym pewne
cechy emisyjne w jego widmie).
Na zakończenie naszych rozważań podsumujmy: Gwiazdy Ap
i Am są bardzo powolnymi rotatorami. Jednocześnie gwiazdy
Ap mają pola magnetyczne zmienne, rzędu kilogausów, pod­
czas gdy pola magnetyczne w gwiazdach Am nie przekraczają
100 gausów. (Dotyczy to, rzecz jasna, tylko tych gwiazd, w któ­
rych pola magnetyczne udało się wyznaczyć). Tak więc, nie
tylko anomalie rozpowszechnienia pierwiastków odróżniają
gwiazdy osobliwe od gwiazd normalnych. O innych różnicach
pomówimy w następnym artykule.
11/1976
URANIA
327
L U C JA N N E W E L S K I — W arszaw a
JAK ZBUDOWAĆ TELESKOP AMATORSKI
Teleskop Gregory’ego (dokończenie)
Po ustalen iu param etró w układu optycznego pro jek tu jem y
jego ekranow anie. M a ono n a celu zm niejszenie zaśw ietlenia
pola w idzenia św iatłem w padającym do o k u laru bezpośrednio
z w lotu tu b u sa (rys. 1).
Jak o pierw sze u stalam y średnicę zew nętrznego obrysu o p ra­
w y m ałego zw ierciadełka. W ygodnie jest przyjąć, że w ynosi
ona:
(1)3 = D 2 + Zj
P łytka, na której zam ocow ane jest zw ierciadełko, znajduje
się zazwyczaj około 10— 15 m m za jego czołową stroną. Odle­
głość tą m ożem y pom inąć i przyjąć, że pow ierzchnia czołowa
zw ierciadełka i jego opraw a leżą w jednej płaszczyźnie. Roz­
m iary i usytuow anie ekranów z n ajd u jem y m etodą rysunkow ą.
N ajlepiej gdy rysu n ek w ykonam y w skali 1 : 1.
Na osi sym etrii oznaczam y w zajem ne odległości m iędzy
zw ierciadłam i i płaszczyznam i obrazow ym i ix i I0. R ysujem y
schem atycznie te płaszczyzny i pow ierzchnie czołowe zw iercia­
deł jako odcinki linii prostych (rys. 2). Na odcinek obrazujący
m ałe zw ierciadełko nakładam y drugi obrazujący jego opraw ę.
W centralnej części zw ierciadła głównego odznaczam y sym e­
trycznie do osi optycznej odcinek rów ny średnicy m ałego
zw ierciadełka. M ając nary so w an y w ten sposób schem at układu
optycznego w ykreślam y na nim te w ycinki przebiegu prom ieni
św ietlnych, k tó re graniczą ze strefam i m artw ym i dla przyję­
tego pola w idzenia teleskopu. W ystarczy gdy zrobim y to dla
połow y pola w idzenia.
328
URANIA
Rys.
Tubus
11/1976
URANIA
329
Rys.
11/1976
330
U R A N I A
11/1976
Przez punkt m oprawy małego zwierciadełka kreślimy pro­
mień padający na punkt a zwierciadła głównego i po odbiciu
się biegnący do punktu z2 płaszczyzny obrazowej l1. Równo­
legle do pierwszego promienia kreślimy drugi padający na gór­
ną krawędź zwierciadła głównego. Jako trzeci kreślimy pro­
mień odbity od górnej krawędzi zwierciadła głównego i bieg­
nący do punktu Zi płaszczyzny obrazowej l\. Czwartym jest
promień odbity od dolnej krawędzi głównego zwierciadła i bieg­
nący przez punkt z2 płaszczyzny obrazowej Zx do punktu k na
m ałym zwierciadełku, a po odbiciu się od niego biegnący do
punktu z'2 płaszczyzny obrazowej l0. Piąty promień biegnie od
dolnej krawędzi głównego zwierciadła przez punkt Zj płasz­
czyzny obrazowej li do p u nktu a na małym zwierciadełku, skąd
po odbiciu się biegnie do punktu z \ płaszczyzny obrazowej l0.
Zakreskowane na rysunku pola są strefam i m artwym i. Pro­
mień 2 określa średnicę w lotu tubusa w zależności od jego od­
chylenia od zwierciadła głównego. M atematycznie ujm uje to
znany już nam wzór:
c
$! —D
2 • tgco
W strefach m artw ych między zwierciadłami umieszczamy cy­
lindryczne rurki ekranujące. Ich długości, średnice i usytuow a­
nie w ynikają z rysunku n r 2. Rurki te muszą być bardzo lekkie,
cienkie i sztywne oraz starannie zaczernione na matowo. Małą
wygodnie jest zamocować bezpośrednio w otworze zwierciadła.
Dużą mocujemy do oprawy małego zwierciadełka (rys. 3).
Pełne ekranowanie układu optycznego teleskopu Gregory’ego
jest nieopłacalne. Można je osiągnąć zwiększając średnicę opra­
wy małego zwierciadełka i wydłużając tubus. Pierwsze spo­
woduje pogorszenie się walorów optycznych teleskopu,
a w przypadku drugim tubus byłby m onstrualnie długi. Można
się o tym przekonać rysując linię prostą poprzez krawędzie
wlotowe .rurek ekranujących do przecięcia się z promieniem 2.
Ostatnią czynnością jest obliczenie krańcowych powiększeń
i ogniskowych do nich.
1. Powiększenie maksym alne:
/ « dl a M....n m
331
U R A N IA
11/1976
2. Powiększenie minimalne:
Mmin= | = - ~ - = 4 1 ,6 ^ 4 0 X
l ok dla
1 3 7 ,5 ^ 1 4 0 mm
Średnica oka przy powiększeniu m inim alnym została przy­
jęta jako 6 mm, co, odpowiada średnio dobrym w arunkom ob­
serwacyjnym. Pożądane jest dysponowanie co najm niej jed­
nym a lepiej dwoma okularam i dającym i powiększenia po­
średnie. Przy powiększeniu m inimalnym liniowe rozm iary pola
widzenia okularu nie powinny przekraczać średnicy głównej
płaszczyzny obrazowej teleskopu. Praktycznie, średnica so­
czewki polowej okularu „ujemnego” lub średnica diafragm y
okularu „dodatniego” do powiększeń minimalnych nie powinny
przekraczać średnicy l0.
E r r a t a : W 14 odcinku (numer wrześniowy) str. 270, w iersz 4 za­
m iast S powinno być S'.
ROM AN FANGOR
—
W arszaw a
OBSERWACJE POZYCYJNE (2)
Mikrometr pierścieniowy
W przeciwieństwie do poprzednich mikrometrów, m ikrom etr
pierścieniowy pozwala przeprowadzić obserwacje pozycyjne
przy „korzystaniu” z jednej gwiazdy porównania. Może się bo­
wiem tak zdarzyć, że w pobliżu obserwowanego obiektu będzie
się znajdować tylko jedna gwiazda. Trafiają się czasem „dziury”
wśród gwiazd, czyli inaczej mówiąc, na następną gwiazdę o zbli­
żonej deklinacji trzeba czekać kilka, a naw et kilkanaście minut.
Zmniejsza to ilość wykonanych obserwacji, nietrudno wówczas
o przegapienie momentów kontaktów podczas długiego czeka­
nia, większe jest również prawdopodobieństwo potrącenia lu­
nety, czy naw et „wejścia” chm ury w pole widzenia (jeżeli ob­
serwacje są wykonywane przy częściowo zachmurzonym nie­
bie). W takich przypadkach możliwość w ykonania obserwacji
z jedną gwiazdą porównania jest rzeczą cenną.
332
11/1976
URANIA
M ikrom etr pierścieniow y został opisany w 1739 r. przez serb­
skiego m atem atyka i astronom a Rogera Boskovica. M ikrom etr
ten był jednym z najczęściej używ anych w obserw acjach po­
zycyjnych (zwłaszcza w X IX w ieku). Opis tego m ikrom etru
zn ajduje się w „P oradniku m iłośnika astronom ii” (str. 305), u k a ­
zał się rów nież w „U ran ii” (Nr 4— 6, z 1949 r.). Podobnie jak
w przypadku m ik ro m etru lam elkowego, podane w ty ch publi­
kacjach w zory do m ik ro m etru pierścieniow ego nie uw zględ­
niają ru ch u w łasnego obiektu.
Do przeprow adzenia obserw acji pozycyjnych m ikrom etrem
pierścieniow ym niezbędna jest znajom ość w artości prom ienia.
W yznaczenie tego prom ienia jest zadaniem odw rotnym do sa­
mej obserw acji pozycyjnej. W tym celu należy przeprow adzić
odpow iednią ilość (w m iarę możliwości nie m niej niż 6— 10)
przepuszczeń gwiazd o dokładnie znanych deklinacjach wido­
m ych. Różnica deklinacji dw óch gwiazd pow inna być nieco
m niejsza od średnicy pierścienia, czyli R w < / S2 — 5i / < 2R„„
U żyw ając gw iazd o m niejszej różnicy deklinacji uzyska się
m ałą dokładność w artości prom ienia.
D ane katalogow e i obserw acyjne:
tj, t%, t^j tjj
8, 5 ;
tj , t2 , t3 , t|
Dla w yznaczenia w ew nętrznego prom ienia pierścienia:
x' = t 3' - t 2',
x = t 3 —12;
h'=
^ A ' 8' —8 ’
P
7 , 5 t ' cos5',
g
|.i =
7, 5 t c o s 5 ;
5' — 5 ’
(8' —8) + 0,5sin l"-(n' + n) (n' —M>tg 0,5 (Sr + 5)
w
2 cos A cos B
Podobnie w yznacza się prom ień zew nętrzny:
V = t 4' —ti',
= t4—t i ;
-^ i
7 ,5 1 / cos 5',
_g
’
tg B i
m = 7,5 x, cos 8;
g f __g ,
(8' —8) + 0 ,5 sin !"• (n,' + »1) (n / —{-i,) tg (0,55'+ 8)
2 cos Aj cos B i
R z = '-
Ś rednia w artość prom ienia pierścienia: R = 0,5 (Rw+ Rz).
D rugi składnik w zoru na w yznaczenie prom ienia jest po­
praw ką na krzyw iznę, jeśli gw iazdy nie zn ajdują się w pobliżu
11/1976
U R A N IA
333
rów nika niebieskiego1. Jeśli obserw acje m ające na celu w yzna­
czenie prom ienia pierścienia będą przeprow adzone n a nie dużej
wysokości nad horyzontem , należy uw zględnić popraw kę na
refrakcję różniczkową.
O trzym aw szy kilka w artości prom ienia z obserw acji, można
obliczyć końcow y prom ień średni:
^
R, + R o + - • - +
ti —---------------------------
n
Po w yznaczeniu prom ienia pierścienia, m ożna przystąpić do
w ykonyw ania obserw acji pozycyjnych. Rys. 3 przedstaw ia m i­
k ro m etr pierścieniow y oraz przejście przez niego gw iazdy
i obiektu. W arto zwrócić uw agę n a istotny szczegół różniący
>ten ry su n e k od spotykanych w publikacjach opisów m ikro­
m etru pierścieniow ego. W większości tych opisów n o tu je się
m om enty znikania i pojaw iania się gwiazd i obiektów w ew n ą t r z pierścienia. Tym czasem „refleks” obserw atora, czyli
czas upływ ający m iędzy zajściem zjaw iska, a zanotow aniem
tego przez o bserw atora jest różny dla znikania i pojaw iania się
obiektu. (Podobny przebieg m a zakrycie i odkrycie gw iazdy
przez Księżyc — pojaw ienie się gw iazdy jest zawsze spostrze­
żone nieco później, niż znikanie). P opraw ka na „refleks” przy
odkryciu m a w iększą w artość, zw iązaną z dłuższym czasem po­
trzebnym dla „identyfikacji” obiektu. Nie uw zględnienie tego
fak tu daje w yniki niedokładne, p raw ie rów noznaczne z w yko­
nyw aniem obserw acji, przy „pom ocy” zniekształconego pierście­
nia. Różnice w idoczne są szczególnie przy słabych gw iazdach
(i obiektach) i m ogą dochodzić do 0,5 sekundy. A by w yelim i­
nować te n błąd, m ożna albo stosow ać bardzo cienki pierścień
(wówczas n o tu je się n ie m om enty znikania i pojaw iania, ale
m om enty przejścia — gw iazda w idoczna jest przez cały czas
n aw et podczas k o n tak tu z pierścieniem ), albo notow ać oba m o­
m en ty — znikanie i pojaw ianie się gw iazdy i obiektu zza p ier­
ścienia. Kosztem zw iększenia ilości m om entów do 8, uzyskuje
się w iększą dokładność obserw acji.
Rów nież w m ikrom etrach lam elkow ym i krzyżow ym m ożna
notow ać m om enty znikania i pojaw iania się gwiazd spoza lam elki. O ile jed n ak w ty ch m ikrom etrach nachylenie n itek do
ru ch u dziennego gwiazd jest tak ie sam e (ok. 45°), o ty le w m i­
krom etrze pierścieniow ym k ąt nachylenia pierścienia do ru ch u
gwiazd jest różny (przy przejściu przez średnicę bliski 90°,
przy przejściu bliskim brzegu zaledw ie kilkanaście stopni),
opóźnienie w zarejestrow aniu znikania i pojaw iania należy
334
11/1976
URANIA
również od miejsca zjawiska (środek czy brzeg pierścienia), dla­
tego należy uwzględniać te różnice przy obserwacjach tym mi­
krometrem.
„Puszczając” gwiazdę i obiekt przez pierścień należy unikać
środka pierścienia. Jest to jak gdyby „martwa” strefa — do­
kładność w yniku w przypadku przejścia gwiazdy lub obiektu
przez środek jest bardzo mała. Nietrudno zauważyć, że w po­
bliżu środka pierścienia nawet duża zmiana deklinacji daje małą
różnicę w czasie przejścia gwiazdy lub obiektu przez pierścień.
Odwrotnie — nawet niewielki błąd w zarejestrowaniu m o­
mentu przejścia gwiazdy w pobliżu środka pierścienia daje sto­
sunkowo duży błąd w obliczeniu odległości przejścia od środka.
Podstawowe wzory mikrometru pierścieniowego (podwójnego):
Dane katalogowe i obserwacyjne:
a, 5 — współrzędne widom e gwiazdy porównania,
R — promień mikrometru pierścieniowego,
ti, t2, t3, t4 —■ m omenty dla gwiazdy porównania,
t'i, t'2, t'3, t \ — momenty dla obserwowanego obiektu, —
z określeniem dla gwiazdy i obiektu przej­
ścia N lub 5 od środka pierścienia,
. ,
,
.
, . . .
. , (ruch dzienny w a)s
-------Aa Aft — ruch własny obiektu, gdzie. Aa = ---------- „
86636s
.
~
(ruch dzienny w 5)"
86636s
Obliczenia:
T
t4
1 = t4
t\,
Tj
tg
t] ,
Xl = tg
t% j
^21
.
lS fx '+ T ^ co sS '
.
15 (x'—Tj') cos5'
sin A —— 5— ^ -------- (1 —Aa ); sinB = — i----- ^ ------- (1-Au);
1 5 (t + t ,) c o s 8
smjl = --- 4R--- ;
d'= R cos A'cos B';
.
15 (x — tj)cos8
S,n S = --- 4R--- ;
d=.RcosAcosB
UWAGA: d', d — dodatnie, gdy przejście N, d', d — ujemne,
gdy przejście S.
URANIA
11/1976
335
Szukane: a , 8' — współrzędne widome obiektu w momencie
obserwacji T.
, .
.i
a>= a + 0 , 2 5 ( t / + t / + t 3 + t 4V 0 , 2 5 ( t i +
t2
+
i
d'A8'
t 3 + t , 1 + ) ^ 1 5 c o s g 7j 2
8 '= 8 + (d' —d) + 0,5 (d '+ d ) (d'—d.) sin 1" • tg 0,5 (5'+8)
UWAGA: Podobnie jak w mikrometrze pierścieniowym, tak
i w pozostałych m ikrometrach momenty kontaktów gwiazd
i obiektów z nitkami i pierścieniem, w yraża się w czasie gwiaz­
dowym.
Ja k już wspomniano, „puszczając” gwiazdy i obiekt przez
środek pierścienia uzyska się m ałą dokładność wyniku. Na w ar­
tość uzyskanych współrzędnych m a również wpływ znajomość
dokładnej w artości promienia. W ykonując starannie te obser­
wacje, można wyznaczyć promień z dokładnością nie gorszą
niż ± 1" (a nawet ± 0,2"). Je s t to niezbędne do uzyskania mo­
żliwie dokładnych obserwacji.
Podana niżej tabela przedstaw ia zależność uzyskanej dokład­
ności w yniku od odległości obiektu lub gwiazdy od środka pier­
ścienia oraz wpływ błędu w wyznaczonym promieniu. Niech
promień pierścienia wynosi (przykładowo) 450", a obiekt znaj­
duje się na równiku niebieskim. Dla uproszczenia przyjęto, że
obserw acje prowadzono cienkim pierścieniem (R,„ = Iiy = R).
W pierwszej kolumnie podano czas przejścia obiektu przez
pierścień, w drugiej odległość od środka pierścienia. W trzeciej
kolumnie podano wielkość błędu, który pow staje w wyniku
t sek
d"
A d " (At = ± 0 f l )
A d " (AR = ± 0 ,"2 )
Ad" (A R = ± 1 " 0 )
5
10
15
20
25
30
40
50
55
57
59
59,5
59,9
448,4
443,7
435,7
424,3
409,1
389,7
335,4
248,7
179,8
140,5
81,8
58,0
26,0
± 0 ,1
± 0 ,1
± 0 ,2
± 0 ,3
± 0 ,3
± 0 ,4
± 0 ,7
± 1 ,1
± 1 ,7
± 2 ,2
+ 4,0 - 4,1
+ 5,5 - 6,1
+ 10,7 - 2 6 ,0
± 0 ,2
± 0 ,2
± 0 ,2
± 0 ,2
± 0 ,2
± 0 ,2
± 0 ,3
± 0 ,3
± 0 ,5
± 0 ,7
± 1 ,1
± 1 ,6
± 2 ,3
± 1 ,0
± 1 ,0
± 1 ,0
± 1 ,1
± 1 ,1
± 1 ,2
± 1 ,3
± 1 ,8
± 2 ,5
+ 3,2 — 3,3
+ 5.3 - 5 , 7
+ 7,3 - 8 , 4
336
URANIA
11/1976
niezbyt dokładnego m ierzenia czasu przejścia; w konkretnym
p rzypadku dokładność ta w ynosi ± 0,sl. W pływ błędu zw ią­
zanego z dokładnością w yznaczenia prom ienia — do pom inięcia.
W czw artej i piątej kolum nie pokazano zależność m iędzy uzy­
skaną dokładnością w yniku, a błędem w w yznaczanym prom ie­
n iu (w pływ błędu zw iązanego z dokładnością rejestracji cza­
su — do pom inięcia). Obliczenia przeprow adzono dla dwóch
w artości: R = 450" (± 0,"2) i R = 450” (± 1").
J a k w idać z powyższej tabeli, w ynik obarczony błędem
m niejszym od ± 1" uzy sk u je się przepuszczając gw iazdę lub
obiekt w odległości w iększej od 55% od środka pierścienia. Do­
puszczając w iększy błąd, ± 2", m ożna tę odległość zm niejszyć
do ok. 35%. W bardzo m ałych odległościach od środka błąd
w w yznaczaniu w spółrzędnych (deklinacji) dochodzi do k ilku­
dziesięciu sekund łuku.
Nieco m niejszy w pływ na ostateczny w ynik m a dokładność
w znajom ości w artości prom ienia. Jeżeli prom ień znany jest
z dokładnością ± 0,"2, wówczas dodatkow y błąd zw iązany
z prom ieniem jest do pom inięcia w praw ie całym zakresie od­
ległości gw iazdy lub obiektu od środka pierścienia. Przy błę­
dzie w w yznaczeniu prom ienia ± 1" dokładny w ynik m ożna
uzyskać tylko przy odległości d lub d' w iększej od 70% od
środka (zakładając dokładność w yniku nie gorszą niż ± 2").
W przypadku „puszczenia” obu ciał niebieskich po tej samej
stronie pierścienia błąd końcowy (zw iązany z prom ieniem ) jest
rów ny różnicy błędów w w yznaczeniu d i d', natom iast gdy oba
ciała „idą” po przeciw nych stronach od środka, błędy te su ­
m u ją się.
Na rys. 3 przedstaw iono dwa sposoby „puszczenia” gw iazdy
i obiektu. Na rys. 3A gw iazda i planetoida, znajdujące się bli­
sko siebie (mała różnica deklinacji w stosunku do prom ienia)
przechodzą po obu stronach od środka, w niew ielkiej od niego
odległości. Jeżeli założymy, że praktyczna dokładność pom iaru
czasu w ynosi ± 0,s2, m ożem y uzyskać następujące w yniki:
czas przejścia gw iazdy np. 57,s7
czas przejścia p lanetoicy 59,s8, w ów czas otrzym am y:
odległość gw iazdy od irodka pierścienia d = 123,"3 ( + 5,"2
—5 "3)
odległość planetoidy d = 36,"7 (+ 1 5 ,"2 —36,"7),
a różnica deklinacji m iędzy gw iazdą a planetoidą w yniesie
= 160,"0 ( + 20,"4 —42,"0). W ynik taki jest bez w artości
naukow ej. N a dodatek może się jeszcze ta k złożyć, że obserw a­
to r nie będzie w stanie określić, czy przejścia nastąpiły po tej
11/1973
337
URANIA
samej stronie od środka, czy też po przeciw nych. Wówczas ob­
serw ator m iałby drugi w ynik A§ = 86,"6, ale stw ierdzenie,
któ ry jest zbliżony do właściwego m oże okazać się niem ożliwe.
Puszczając te sam e ciała niebieskie blisko brzegu pierścienia
(tak ja k na rys. 3B) m ożna uzyskać np. następujący w ynik:
czas przejścia gw iazdy 15,s0, czas przejścia planetoidy 47,s4,
dokładność w yznaczenia d = ± 0,"4, d' — +1,"7, a w y n ik koń­
cowy będzie znany z dokładnością nie gorszą niż ± 2,"1.
R ys. 3. P rzep row ad zen ie ob serw a cji m ik rom etrem p ierścien io w y m . C zęść
A p rzed staw ia n iep ra w id ło w e „p u szczen ie” g w ia zd y i p lan etoid y, część
B — p ra w id ło w e (oczyw iście przy tak im p ołożen iu obu cia ł w zg lęd em
sieb ie ja k na rysunku). W arto zw rócić u w agę, że w p rzypadku B n a stę ­
pu je „m ieszan ie” się k o n ta k tó w g w ia zd y i p lan etoid y, co w y m a g a o d n o­
tow an ia tego fak tu , ab y u n ik n ąć później b łęd ów . K o lejn o ść jest tu n a ­
stępująca:
U’> ^2 > */>
>U •
(
Podane wyżej przykłady dotyczą w pływ u błędów zw iązanych
ze służbą czasu i znajom ością w artości prom ienia. Podobnie
jak w m ikrom etrach lam elkow ym i kizyżow ym , rów nież w m i­
krom etrze pierścieniow ym należy uw zględniać ruch w łasny
obiektu. Jeżeli obserw ow any obiekt przesuw a się w śród gwiazd
stosunkow o szybko (tak jak w spom niana Betulia), popraw ki
zw iązane z tym ruchem mogą być dość duże.
G dyby planetoida B etulia była obserw ow ana m ikrom etrem
pierścieniow ym , wówczas należało by „popraw ić” uzyskane
w yniki następująco:
338
URANIA
11/1976
Zakładając, że obserw acje przeprow adzono m ikrom etrem
0 średnicy 900", a odległość d ' w ynosi 300” od środka pierście­
nia, wówczas:
d' AS'
300"-0;'188/ls
01 (15 cos8')2
(15 • 0.95018)2 ~~“ 0-27
d b ' = 3,"0 (otrzym uje się ten w y n ik m nożąc sin A ' przez w spół­
czynnik 1,0079). N ietrudno zauważyć, że w pływ ru ch u w łasne­
go obiektu na w artość a ' je st proporcjonalny do w artości A§'
1 odległości d' od środka prom ienia. O dw rotna jest zależność
w pływ u ru ch u w łasnego n a b ' obiektu. Im m niejsza je st od­
ległość od środka, tym błąd w w yznaczeniu praw idłow ej w a rto ­
ści b ' w iększy. Jeśli dla w spom nianej w yżej odległości d ' =
= 300" popraw ka na w artość d b ' w yniosła „tylko” —3,"0, to
dla odległości d ' = 200" w zrasta do —6,"8, dla d ' — 100" w y ­
nosi już —16,"7, a dla d ' = 60" p raw ie —40", Oczywiście, nie
w każdym p rzypadku podczas obserw acji m ożna spotkać się
z ta k dużym ruchem w łasnym obiektu; przy k ład ten nie tylko
pokazuje w pływ nie uw zględnienia ruchu obiektu, ale rów nież
w yraźną zależność m iędzy w artością n a b ' obiektu a odległością
d ' od środka pierścienia. W niektórych przypadkach może to
być przyczyną uzyskania sin A ' w iększego od jedności. Św iad­
czy to o tym , że obiekt został puszczony w pobliżu środka p ier­
ścienia; nie m ożna wówczas liczyć na uzyskanie dokładnych
w yników .
(dokończenie w nast. num erze)
KRONIKA
Najcięższa m olekuła w przestrzeni kosmicznej
Jesteśm y przyzw yczajeni do czytania o biciu rekordów, i to nieko­
niecznie w sporcie. Łam y czasopism (i to naw et naukowych) pękają od
doniesień o w ykryciu kolejnej cząstki elem entarnej, bądź to najcięższej
spośród znanych, bądź też najkrócej żyjącej, o zaobserwowaniu naj­
bardziej odległej galaktyki itd. Niech w ięc naszych czytelników nie
drażni dziennikarsko-reklam owy tytuł niniejszej notatki. Od lat poda­
waliśm y czytelnikom Uranii inform acje o odkryciu kolejnych, na ogół
coraz to cięższych i coraz to bardziej złożonych m olekuł chemicznych
i rodników w e W szechświecie. Odkrycia te stały się m ożliwe dzięki
obserwacjom prowadzonym przez radioastronomów.
Obłok oznaczony Sagittarius B2 (co oznacza, że znajduje się on
w gwiazdozbiorze Strzelca) stanow ił od lat niezw ykle bogate łowisko
dla poszukiwaczy m olekuł w kosmosie. Przejścia pomiędzy różnymi sta­
nami wzbudzonym i tych m olekuł przypadały w m ikrofalowej części
w idm a elektrom agnetycznego, stąd też możność ich wykrycia przy- uży­
ciu radioteleskopu. Zasadniczą trudność w w ykryw aniu coraz to cięż-
11/1976
URANIA
339
szych molekuł stanow i ta okoliczność, że możliwe staje się dla nich
przebyw anie na coraz większej liczbie poziomów rotacyjnych, stąd też
przejścia pomiędzy dwoma konkretnym i poziomami dawać będą coraz
słabsze linie widmowe. Mimo tej trudności, jak również mimo dość oczy­
wistego przypuszczenia, iż m olekuły cięższe, a więc na ogół zaw ierające
większą liczbę atomów, powstać mogły ze znacznie mniejszym praw do­
podobieństwem niż molekuły lżejsze, udało się już w ykryć radioastrono­
mom linie pochodzące od cyjanoacetylenu HC3N (o strukturze CH=
C—C=N, gdzie kreska oznacza wiązanie pojedyncze, a trzy kreski —
wiązanie potrójne) czy też od cyjanku w inylu C3H3N (CH2= C H —C=N).
Cyjanek winylu, z ciężarem cząsteczkowym 53, stanowił dotychczas re ­
kordowo ciężką molekułę odkrytą w przestrzeni kosmicznej.
Rekord ten został pobity dzięki radioastronom om kanadyjskim z In ­
stytutu A strofizyki H erzberga w Ottawie. Stosując 46-metrowy radio­
teleskop zarejestrow ali oni linię o częstości 10,7 gigaherców, odpo­
w iadającą przejściu w widmie rotacyjnym długiej molekuły liniowej
0 wzorze sum arycznym CSHN. Jest to cyjanodw uacetylen o strukturze:
H —C = C —C = C —C = N . Ciężar cząsteczkowy wytnosi 75; nic dziwnego,
wszak m olekuła ta zaw iera aż sześć „ciężkich” atomów. Zawiera ona aż
trzy w iązania potrójne, co też stanow i swego rodzaju rekord. N adm ień­
my w tym miejscu, iż cechą charakterystyczną odkrywanych w prze­
strzeni kosmicznej molekuł organicznych jest duża liczba wiązań pod­
wójnych i potrójnych. O dkryty obecnie cyjanodw uacetylen nie bije re ­
kordu pod względem ilości atomów w cząsteczce; rekord ten należy do
dziewięcioatomowej molekuły eteru dwumetylowego (CHs)20 , odkrytej
w kosmosie przed dwoma laty. Ta ostatnia m olekuła m a natom iast sto­
sunkowo niewielki ciężar cząsteczkowy (46).
Odkrycia ciężkich, złożonych m olekuł organicznych w kosmosie sp ra­
wiają, iż coraz śmielej wysuwa się przypuszczenia, iż w krótce stwierdzić
możemy obecność prostych am inokwasów — podstawowych dla życia
molekuł. Tak się składa, iż najprostszy aminokwas, glicyna (NH2—CH2—
—COOH), m a ten sam ciężar cząsteczkowy (75) co molekuła cyjanodwuacetylenu, o której odkryciu donosimy. Czyżby więc zbliżał się już
etap rejestrow ania am inokwasów przez radioastronomów?
Według Astrophys. Journal Lett. 1976 (205, L 173).
B. K U C H O W I C Z
Jeszcze jed en argum en t na rzecz ścisłeg o zw iązku m iędzy kw azaram i
a jądram i galaktyk
Od kilkunastu już lat astronomowie m ają do czynienia z kwazaram i,
wyznaczają coraz większą liczbę ich charakterystyk, a mimo to brak
rozeznania w tym, jakie procesy zachodzą w kw azarach, i czym właści­
wie są kw azary. W kw estii tej jest aż nadto hipotez. Jeśli przesunięcie
linii widmowych w kw azarach interpretow ać w myśl praw a H ubble’a,
w tedy kw azary stanow ią obiekty zarazem najbardziej od nas odległe
1 m ające najw iększą jasność absolutną. Od dłuższego już czasu zwraca
się uwagę na podobieństwo pewnych charakterystyk kwazarów, galak­
tyk typu N oraz jąd er galaktyk Seyferta. N iejednokrotnie już przedsta­
wiano sugestie, jakoby kw azary stanowiły zgęstki m aterii, wyrzuconej
w w yniku procesów eksplozyjnych (nieznanej natury) z jąder galaktyk.
Pisaliśm y już o tym nieraz na łam ach Uranii.
Obecnie wybitny astrofizyk angielski Geoffrey B u r b i d g e , profe­
sor U niw ersytetu Kalifornijskiego, przeprow adził w raz z panią Judith
340
URANIA
11/1976
P e r r y obliczenia m as kw azarów . O bliczenia te o p ierały się n a n a s tę ­
p u jących założeniach: (1) K w azary zn a jd u ją się w odległościach k o sm o ­
logicznych, w y n ikających z in te rp re ta c ji przesunięć ich lin ii w id m o ­
w ych ja k o przesunięć spow odow anych pow szechną ek sp an sją W szech­
św iata. (2) G az w y tw arza jąc y linie em isyjne i ab so rp cy jn e w w idm ie
k w az ara został w yrzucony ciśnieniem p rom ien io w an ia z w ew n ętrzn y ch
obszarów obiektu i z n a jd u je się w rów now adze (ciśnienie p ro m ien io w a­
nia skiero w an e na zew nątrz, siły ciążenia — sk iero w an e k u ce n tru m
obiektu). S tąd m asy kw azaró w obejm ują przedział w arto ści od 5 • 107 do
2 • 10° m as słonecznych. Są to w artości n a ogół znacznie m n iejsze od
m asy galaktyki. P a su ją one do hipotezy tra k tu ją c e j k w azary ja k o o biek­
ty w yrzucone z ją d e r galaktycznych. P odobne oceny m asy k w azaró w
w ykonyw ano ju ż w cześniej, zakres m as o trzy m an y przez B u rb id g e’a
i p an ią P e rry stanow i je d n a k re z u lta t obliczeń o p arty ch n a dość p ro stej
1 w iarygodnej fizyce, bez w ielu założeń ad hoc.
N a w szelki w ypadek, au to rzy refero w an ej p racy p rzep ro w ad zili r a ­
chunki rów nież dla alte rn a ty w n e j hipotezy o k w azarach , w m yśl k tó rej
m iałyby być one obiektam i lokalnym i, w yrzuconym i np. z ją d e r s ą ­
siednich galaktyk . W tak im razię ich jasność ab so lu tn a m usi być o w iele
niższa, a m asy m niejsze, inaczej bow iem ciśnienie p ro m ien io w an ia nie
mogłoby się skutecznie przeciw staw ić zapaści g raw ita cy jn e j. G órna g ra ­
nica m asy k w azarów w tego ro d za ju m odelu lo k aln y m sięga zaledw ie
2 • 107 m as słonecznych.
W edług Astrophys. Journ. Lett. 1976 (205, L 55).
B. K U C H O W I C Z
OBSERWACJE
Pyłow e księżyce Ziem i
Tzw. pyłow e księżyce Ziem i stanow ią zagęszczenia p yłu (z n a jd u ją ­
cego się w p rze strzen i m ię d zy p lan etarn ej) w okolicy dw óch p u n k tó w
lib racy jn y ch L4 i L r, u k ład u Z iem ia—Księżyc, tw orzących w ierzchołki
dw óch tró jk ą tó w rów nobocznych, k tó ry ch w spólną po d staw ą je st p r o ­
m ień o rb ity K siężyca. O ba te p u n k ty leżą n a orbicie K siężyca i obiegają
o rb itę w tym sam ym okresie co Księżyc, w yprzedzając go (p u n k t L 4)
w zględnie postępując za nim (L5) w odległości kąto w ej (w płaszczyźnie
orbity) rów nej 60°, czyli o ok. 4,5 doby. Istn ie n ie ow ych zagęszczeń p rz e ­
w id u je m ech an ik a nieba, je d n ak gęstość m a te rii pyłow ej je st tu ta k
m ała, że zaobserw ow anie ich w n o rm alnych w a ru n k ac h je st n ie p ra w ­
dopodobne. Toteż podanie przed k ilk u n a stu la ty do w iadom ości, że g ru p a
o b serw atorów pod k ie ru n k iem d r K azim ierza K ordylew skiego k ilk a ­
k ro tn ie obserw ow ała je okiem nieuzbrojonym , spotkało się z n ied o w ie­
rzaniem *.
W e w rześniu br. d r K. K ordylew ski podał do w iadom ości, że pyłow e
księżyce Ziem i są dostępne dla o b serw acji okiem n ieuzbrojonym
w szczególnym przypadku, gdy w y stę p u ją podczas perspektyw icznego
*) O o b s e r w a c ja c h f o t o e le k tr y c z n y c h z p o k ła d u o r b it u ją c e g o o b s e r w a to r iu m s ło ­
n e c z n e g o O SO -6, p r z e a n a liz o w a n y c h p r z e z J . R . R o a c h a (U S A ), d o n o s iliś m y
w „ U r a n i i ” n r 7—8 z 1973 r . Z a u w a ż y ć t u n a le ż y , ż e o b s e r w a c je d r K . K o r d y le w ­
s k ie g o p r o w a d z o n e b y ły w s z c z e g ó ln ie s p r z y j a j ą c y c h w a r u n k a c h z e s ta t k ó w p ł y ­
n ą c y c h n a m o r z a c h w s t r e f i e m ię d z y z w r o tn ik o w e j.
11/1976
341
URANIA
zbliżenia z p la n e tą Jow isz, tw orząc sw ego ro d zaju „zakrycie Jow isza
przez pyłow y księżyc Z iem i”. W w yn ik u rozpraszan ia św ia tła Jow isza
n a ich pyłow ych cząsteczkach może pow stać w okół p la n ety ja sn a otocz­
k a w idoczna okiem nieuzbrojonym .
Z jaw isko „zakrycia Jow isza przez P K Z ” w ystępow ać pow inno częściej
niż zakrycie Jow isza przez Księżyc, a to dlatego, że śred n ica P K Z je st
znacznie w iększa od tarczy K siężyca (ok. 6°), je d n a k w a ru n k i d o strze­
żenia zjaw iska są znacznie ostrzejsze: poza doskonałą p rzejrzy sto ścią
atm o sfery i b ra k ie m św iateł ze źródeł ziem skich, o b serw acje w y m ag ają
nocy bezksiężycow ej i ro k u ją pow odzenie, gdy Jow isz z n a jd u je się w y ­
soko nad horyzontem .
W dniu 24 sie rp n ia br. zjaw isko obserw ow ano w B ukow inie T a trz a ń ­
skiej gołym okiem (J. i K. K ordylew scy). Jow isz ja śn ia ł n a ciem nym
bezchm urnym niebie otoczony m glistym obłokiem o śred n icy w iększej
od grom ady P le ja d i o jasności ta k ie j ja k D roga M leczna. W dniu
23 sie rp n ia zjaw isko obserw ow ała M. F irczyk w N orw egii.
P oniżej podajem y te rm in y , w których zjaw isko pow inno w ystąpić.
Nie podajem y rozm yślnie dokładnych m om entów „zak ry ć”, aby uzyskać
obiektyw ne w yniki obserw acji.
P K Z w p u n k c i e l i b r a c y j n y m L 5:
od 12 do 15 listopada oraz od 8 do 12 g ru d n ia 1976 r. Możliwość z a ­
obserw ow ania od chw ili w idoczności Jow isza do w schodu K siężyca.
P K Z w p u n k c i e l i b r a c y j n y v i L 4:
od 1 do 4 i od 28 do 30 listo p ad a oraz od 25 do 28 g ru d n ia, od zachodu
K siężyca do św itu.
G dy zauw ażym y w ystąpienie zjaw isk a ro zjaśn ien ia w okół Jow isza,
n ależy dla u p ew nienia się, czy nie je st to zam glenie pochodzenia atm o ­
sferycznego, spraw dzić czy podobne otoczki nie w y stęp u ją rów nież do­
koła innych gw iazd z dala od Jow isza. O toczka w okół Jow isza p ow inna
utrzym yw ać się w ciągu nocy, czym będzie się różniła od p rzy p ad k o ­
w ych chm ur. Pow yższe te rm in y podajem y do końca b. roku, w początku
przyszłego ro k u w ystąp ią ju ż niek o rzy stn e w a ru n k i o b serw acji (Jow isz
zbyt nisko n ad horyzontem ).
G orąco zachęcam y do p row adzenia obserw acji. W yniki prosim y p rz e ­
syłać na ad re s Z arząd u G łów nego PTM A w K rak o w ie lub re d a k c ji „U ra­
n ii” w W arszaw ie. N ależy podać a) d atę (godzinę), b) ocenę średnicy
otoczki, c) stw ierdzić ew e n tu aln ą asy m etrię (pożądany rysunek), d) oce­
nić jasność otoczki w sto su n k u do D rogi M lecznej oraz e) podać m ie j­
sce obserw acji, sta n pogody oraz uw agi.
K ażdy wyniik o bserw acji (także negatyw ny) je st cennym m ateriałem ,
dlatego prosim y o sum ienne obserw acje i niezrażan ie się niepow odze­
niam i.
(O pracow ano na podstaw ie k o m u n ik a tu doc. dr K. K ordylew skiego
oraz K om u n ik atu n r 2/76 PTM A rozesłanego do Oddziałów).
W rzesień 1976 r.
LU D W IK ZA JD LE R
K om unikat C entralnej S ek cji O bserw atorów Słoń ca nr 8/76
Po znacznym spadku aktyw ności w m iesiącu poprzednim , w sierp n iu
1976 r. n astąp ił kolejny w zrost aktyw ności plam otw órczej Słońca.
P row izoryczna śred n ia m iesięczna w zględna liczba W olfa za m iesiąc
sierp ień 1976 r................ R
16,3
342
URANIA
11/1976
Nowych grup plam odnotowano w sierpniu 7, z nich cztery należały
do starego cyklu. N a uw agę zasługuje grupa nr 8 (długość heliograficzna
ok. 127°, szerokość ok. + 1 7 °). Rozwój tej grupy przebiegał całkowicie
po niewidocznej stronie Słońca. Od 1 sierpnia, gdy stała się widoczna,
ju ż osiągnęła stadium typu H, czyli zn ajdow ała się w końcowej fazie
rozwoju. F akt, że w ciągu m niej niż 15 dni grupa ta osiągnęła końcową
fazę rozw oju m ając m aksym aln ą powierzchnię ok. 1000 jedn., św iadczy
o bardzo burzliw ym przebiegu je j rozw oju na niewidocznej stronie.
Niezwykłość rozw oju grupy nr 8 potęguje fakt, że ze w zględu na jej
szerokość heliograficzną należy zaliczyć ją do nowego 21 cyklu. Na po­
czątku rozw oju cyklu grupy plam są niew ielkie i krótkotrw ałe, grupa
zaś nr 8 ponownie ukazała się w dniu 28 sierpn ia w postaci praw idło­
w ej okrągłej plam y o powierzchni ok. 450 jedn.
W przeciw ieństw ie do m iesięcy poprzednich, w sierpn iu plam y były
widoczne we w szystkich dniach m iesiąca.
Śred n ia m iesięczna liczba W olfa w yrów nana za 13 m iesięcy za m ie­
siąc l u t y 1976 r. w yniosła 15,1.
Szacunkow a średnia m iesięczna powierzchnia plam za m iesiąc
sierpień 1976 r............... S = 468.10-6
W ykorzystano: 364 obserw acje 18 obserw atorów w 31 dniach o b se r­
wacyjnych.
D ąbrow a Górnicza, 6 w rześnia 1976 r.
W . SZ Y M A Ń SK I
R aport V III 1976 o radiow ym prom ieniowaniu Słońca
Średnia m iesięczna strum ieni dziennych — 12,1 su (31 dni ob serw a­
cji). Śred n ia m iesięczna w skaźników zm ienności — 0,48.
J a k już zasygnalizow aliśm y w poprzednim raporcie, w pierw szej d e­
kadzie sierpn ia dom inow ała aktyw ność, która rozpoczęła się w końcu
lipca br. Przebieg średnich dziennych m iesiąca zaw iera rys. 1, na k tó­
rym są naniesione także w yniki lipca, aby ukazać całościowo ak ty w ­
ność Słońca tego okresu. B ardziej szczegółowy obraz zm ian strum ienia
w ciągu dnia na trzech wybranych przykładach ilu stru je rys. 2, przed­
staw iający w yniki pom iaru strum ienia w kolejnych listkach in terferen­
cyjnych. L istk i od 1 do 17 pojaw iały się w tych dniach odpowiednio
w m omentach: 0610, 0710, 0755, 0826, 0856, 0924, 0950, 1015, 1039, 1102,
1125, 1149, 1214, 1240, 1307, 1336 i 1408 UT. Prom ieniow anie ciągłe o siąg ­
nęło najw yższy poziom (380 su) rano dnia 6.08 (tego jed n ak nie uw zględ­
nia średnia dzienna, gdyż jest ona obliczana tylko w godz. 9— 15 UT).
Pouczającym może okazać się porów nanie przebiegu strum ienia pro­
m ieniow ania Słońca w pierw szych dniach w rześnia, tzn. po ok. 27
dniach, z obecną aktyw nością. Pewien wzrost poziomu widać już
w ostatnim dniu sierpn ia (rys. 1).
Z 40 zidentyfikow anych zjaw isk niezwykłych m iesiąca 32 przypadły
na pierw szą dekadę. Do 11.08. codzienne w ystępow ały burze szumowe,
z których najw iększą zmienność (wskaźnik 3) przypisano burzy z popo­
łudnia dnia 4.08. Poza tym burze obserw ow ano jeszcze 13 i 18.08. Z rza d ­
szych zjaw isk należy odnotować wybuchy typu 46 i 48C (oba pojaw iły
się dnia 8.08.) oraz 6 wielkich wybuchów (typy 47 i 49GB; szczegóły kia-
—
—
11/1976
343
URANIA
i — )— |— i— L_
15
R y s. 2
Nr listka
344
URANIA
11/1976
s y fik a c ji z ja w is k n ie z w y k ły c h z n a jd z ie C z y te ln ik w P o s tę p a c h A s tr o ­
n o m ii, zeszy t 1, 1976 r.). Z ty c h o s ta tn ic h w y ró ż n ia się iz o lo w a n y w y b u c h
49GB n a tle s p o k o jn e g o S ło ń c a d n ia 22.08., k tó r y p o ja w ił się o godz.
1201,5 O T (13l>01"*30s cse). Je g o s tru m ie ń w je d n y m z m a k s im ó w p r z e ­
k ro c z y ł 1700 su. N ie ste ty , sz c zy to w a w a rto ś ć s tru m ie n ia n ie z o sta ła z m ie ­
rz o n a , g dyż — n a s k u te k n ie w ła ś c iw e g o p rz y g o to w a n ia r e j e s tr a to r a —
k ilk a m a k s im ó w te g o z ja w is k a w y p a d ło p o za s k a lą sa m o z a p isu (ry s. 3).
P o d c z a s a n a liz y z am ieszczo n eg o f r a g m e n tu z a p isu tr z e b a b ra ć p o d u w a -
R ys. 3
gę m o d u la c ję k s z ta łtu w y b u c h u p rz e z in te r f r e n c y jn ą c h a r a k te r y s ty k ę
s y s te m u odbio rczeg o . P o w o d u je to , że s k a la s tr u m ie n ia je s t p ra w d z iw a
je d y n ie w m o m e n c ie m a k s im u m lis tk a in te rfe re n c y jn e g o (śro d e k o d c in ­
k a p o p ro w a d z o n e g o p o m ięd z y m in im a m i). S tr u m ie ń o d b ie r a n y n a z b o ­
czach lis tk a je s t tłu m io n y , z d o b ry m p rz y b liż e n ie m , o c z y n n ik
1 — cos (2nt/T), g d zie T — o d stę p c z a su m ię d zy są s ie d n im i m in im a m i,
a t — czas liczo n y od je d n e g o z m in im ó w in te rfe re n c y jn y c h .
W a rto z a u w aży ć, że o b e c n a a k ty w n o ść je s t ju ż c z w a rty m w p r z y b li­
ż e n iu w cią g u ro k u o k re s e m je j zn a c z n e g o w z ro s tu (p o p rz e d n ie m ia ły
m ie js c e w V III i X I 1975 r. o ra z w I I I br.), co w y d a je się z n a m io n o w a ć
aż n a d to w y ra ź n ie o so b liw o ść p rz e b ie g u a k tu a ln e g o m in im u m a k ty w n o ­
ści S ło ń ca w 1 1 -letn ie j c y k liczn o ści.
T o ru ń , 8 w rz e ś n ia 1976 r.
K.
M. B O R K O W S K I
11/1976
345
URANIA
K om unikat A stronom icznego O bserw atorium S zerok ościow ego In stytu tu
G eofizyk i PA N w B orow cu
W d n iu 14 w rz e śn ia 1976 r. p rz e p ro w a d z o n o w B o ro w c u se a n s p o ­
m ia ro w y , k tó re g o z a d a n ie m b y ło w y k a lib r o w a n ie u rz ą d z e ń sto so w a n y c h
w te le w iz y jn e j m e to d z ie p o ró w n y w a n ia s k a l c za su z d o k ła d n o ś c ią m ik ro s e k u n d o w ą . P o słu ż o n o się w ty m c e lu s k a lą c z a su a to m o w e g o A2
p rz y w ie z io n ą z B e rlin a w cz y n n y m z e g a rz e ato m o w y m . W d n iu n a s tę p ­
n y m p o d o b n y p o m ia r z o sta ł w y k o n a n y w P K N iM w W a rsz a w ie .
D o tąd w p o ró w n y w a n iu s k a l c za su m ię d z y P o c z d a m e m i B o ro w cem
p o słu g iw a n o się w a rto ś c ią ró ż n ic y cza só w p ro p a g a c ji w y z n a c z o n e j n a
d ro d z e te o re ty c z n e j. W y n o si o n a
t=
P o w s tę p n y m
re z u lta ty :
93,00 m ik ro s e k u n d
o p ra c o w a n iu
Az
ip e
części p o m iaró w
(1)
u z y sk a n o
- A 2+ t = 118,282 ± 0,028 f18
n a s tę p u ją c e
*2)
D o k ła d n a w a rto ś ć ró ż n ic y A z i p e ~ A2 d la m o m e n tu p o m ia ru z n a n a
b ę d z ie z p e w n y m o p ó źn ie n ie m , d la te g o d la s p r a w d z e n ia r e z u lta tu p o ­
m ia r u p o słu żo n o się ty lk o p rz y b liż o n ą je j w a rto ś c ią
A Zip e ~
sk ąd
A *=
t=
+ 24,7 us
(3)
93,6 (is,
co b a rd z o d o b rz e z g a d z a się z w a rto ś c ią d o tą d u ż y w a n ą (1).
P rz e p ro w a d z o n y p o m ia r m a ta k ż e p e w n e h is to ry c z n e zn a cz e n ie , je s t
b o w ie m p ie rw s z y m te g o ty p u p o m ia re m p rz e p ro w a d z o n y m w P o lsce.
B o ro w iec, 17 w rz e śn ia 1976 r.
IRENEUSZ DOM1NSKI
N a te m a t z n a c z e n ia te g o ro d z a ju p o m ia ró w w e w sp ó łc z e sn e j słu ż b ie
c z asu p a tr z a r ty k u ł I. D o m iń sk ie g o w U ra n ii, 1976, n r 2 (p. red.).
KRONIKA PTMA
W G rudziądzu p o w sta ł O ddział PTM A
P rz e d 8 la ty „ w y s ta r to w a ła ” w G ru d z ią d z u S e k c ja P T M A . M im o ta k
k ró tk ie g o s ta ż u m a o n a n ie m a łe z a słu g i w p o p u la ry z a c ji a s tro n o m ii
i a s tr o n a u ty k i w śró d sz e ro k ic h rz e sz sp o łe c z e ń stw a , a w szczególności
m ło dzieży. D ziałacze P T M A b y li in ic ja to ra m i i w s p ó ło rg a n iz a to ra m i o b ­
c h o d ó w 5 00-lecia u ro d z in M ik o ła ja K o p e rn ik a w G ru d z ią d z u , d zięk i ich
in ic ja ty w ie i z ab ie g o m w p ro w a d z o n o G ru d z ią d z n a S z la k K o p e rn ik o w ­
sk i, w y b u d o w a n o p o m n ik w ielk ie g o u czo n eg o o ra z p la n e ta r iu m i o b s e r­
w a to riu m a s tro n o m ic z n e . W y ra z e m u z n a n ia ś ro d o w isk a g ru d z ią d z k ie g o
b y ło p o w ie rz e n ie w b ie ż ą c y m r o k u o rg a n iz a c ji o b ch o d zo n eg o po ra z
p ie rw s z y D nia M iło śn ik a A stro n o m ii.
L iczn e in ic ja ty w y i c ie k a w ie p ro w a d z o n a d z ia ła ln o ść z je d n a ły P T M A
w ie lu n o w y ch c zło n k ó w i sy m p a ty k ó w . To z a d e c y d o w a ło o p o d n ie s ie ­
n iu r a n g i o g n iw a T o w a rz y stw a . N a z e b ra n iu z a ło ż y c ie lsk im z u d z ia łe m
s e k r e ta r z a K M P Z P R Z y g m u n ta K u lic z k o w sk ie g o o ra z p rz e d s ta w ic ie li
346
URANIA
11/1976
wydziałów kultury oraz oświaty i wychowania powołano w Grudziądzu
oddział PTMA. Na prezesa w ybrano założyciela sekcji — Jerzego
S z w a r c a , na wiceprezesa — M ałgorzatę S r ó b k ę - K u b i a k , na
sekretarza Alicję W e i g t, na skarbnika — Romana S a k o w i c z a .
W skład Zarządu weszli ponadto: W ładysław Piłat, Roman Mechliński,
Ryszard Byner, Bronisław Szczepański, Halina Siegiel, Tadeusz Lew an­
dowski. Przewodnictwo komisji rew izyjnej powierzono Zofii Rubowicz.
W program ie działania grudziądzkiego oddziału PTMA ujęto wiele
interesujących przedsięwzięć. Do najpoważniejszych należeć będzie
współudział w organizacji przyszłorocznego sejm iku miłośników astro­
nomii w Grudziądzu oraz obchodów 505 rocznicy urodzin M. Kopernika.
Z inicjatyw y PTMA i Gudziądzkiego Towarzystwa K ultury powołano
już społeczny kom itet obchodów kopernikowskiej rocznicy, z przewodni­
czącym — sekretarzem KM PZPR Zygmuntem Kuliczkowskim oraz
wiceprzewodniczącym Kazimierzem Olszewskim — wiceprezydentem
m iasta. Działacze PTMA są także inicjatoram i szeregu ciekawych im ­
prez, odbywających się w planetarium . W wolne od pracy soboty pla­
cówka ta jest udostępniona wszystkim chętnym, dla których organizuje
się wieczory astronomiczne. W piątki spotykają się członkowie i sym ­
patycy PTMA; a raz w miesiącu na „piątek astronomiczny” zapraszani
są naukowcy z ciekawymi prelekcjam i.
Poważną część swej działalności Oddział poświęca młodzieży. Istnie­
jące praw ie od 8 lat Międzyszkolne Koło Astronomiczne ma poważne
osiągnięcia w nauczaniu młodzieży tej pięknej dyscypliny.
Oddział liczy praw ie 50 aktyw nych członków PTMA oraz tyle samo
członków MKA, co daie poważne szanse właściwego jego rozwoju.
RYSZARD
BYNER
NOWOŚCI WYDAWNICZE
Stanisław R. Brzostkiew icz CZERWONA PLANETA, Nasza Księgarnia;
W arszawa 1976. Ark. wydawn. 16,0, nakład 20 000. Oddano do składu
w grudniu 1974 r., druk ukończono w czerwcu 1976 r. Cena 60,— zł.
Książka ukazała się w sprzedaży, gdy podano już do wiadomości
wstępne wyniki badań gruntu m arsjanńskiego, przeprowadzonych przez
aparatu rę am erykańskich sond kosmicznych „Viking 1” i „Viking 2”,
0 której to w ypraw ie w książce mowa jako o projekcie. Trudno jest
w wydawnictwach książkowych informować na bieżąco, gdy postęp
nauki jest tak szybki, a „cykle produkcyjne” w ydaw nictw są tak długie...
Autorowi udało się jednak przeprowadzić tak ą koncepcję całości, że nie
jest to praca przestarzała. Co więcej — przedstaw iając różne, niekiedy
sprzeczne dociekania różnych uczonych z ostatnich kilkunastu lat, autor
potrafił zaciekawić czytelnika, który korzystając ze źródeł „uzupełniają­
cych”, jakim i są prasa codzienna, radio i telewizja, może sam sobie w y­
robić w yobrażenie o badaniach, jakie są prowadzone w celu rozwiązania
odwiecznej zagadki tajem niczej planety.
Książka zawiera wiadomości ogólne, z opisami ilustrow anym i liczny­
mi tabelam i w artości liczbowych i w ykresam i, dzieje badań M arsa
1 Jego kartografia z ostatnio opracowanym i mapami, jak również wszyst­
ko, co dotąd wiadomo o obu jego satelitach. Jako załącznik — mapa
11/1976
URANIA
347
M arsa opracow ana na podstaw ie zdjęć „M arinera 9” ze spisem m iano­
wanych nazw iskam i niektórych uczonych kraterów .
Ilustracje nie stanow ią dobrej pozycji olbrzymiej większości naszych
wydawnictw. K rytykow anie ich jednak na łam ach „U ranii” mogłoby
spowodować złośliwe uwagi ze strony Czytelników, toteż poprzestańm y
na jednym spostrzeżeniu: wszystkie ilustracje (rysunki, wykresy, mapy
czy fotografie) w ykonane są „w kolorze”. Nie są to jednak wielobarwne
fotografie, jakie spotykam y w w ydaw nictw ach zagranicznych (np.
w „Sky & Telescope”), lecz jednobarw ne, w których zam iast c z a r n e j v
farby drukarskiej zastosowano „zupę w iśniow ą” czasem bardziej, cza­
sem m niej zabieloną śm ietaną. Jeżeli w ten sposób chciano zamaskować
nieudolność w ykonania ilu stracji z pięknych i doskonale wybranych
przez autora zdjęć kam er „M arinerów ”, to udało się to D rukarni N aro­
dowej w Krakow ie znakomicie. (Jwaga ta nie dotyczy oczywiście ry su n ­
ków, które dzięki takiem u zabarw ieniu zyskały na czytelności i w yra­
zistości. W ogóle — koncepcja układu, okładka z w yklejkam i, barw ne
strony tytułow e rozdziałów (projektanci Tadeusz Pietrzyk i Mateusz
Gawryś) — bardzo ładne, W ydawnictwo dołożyło starań, by piękna p ra ­
ca naszego Kolegi redakcyjnego, Stanisław a Roberta Brzostkiewicza na
fascynujący tem at ukazała się w odpowiedniej szacie.
Nie w ątpim y, iż „Czerwona p lan eta” znajdzie się w księgozbiorze
każdego miłośnika astronom ii.
l u d w ik z a jd l e r
New Frontiers in Astronomy (Nowe granice astronomii). Wydawnictwo
W. H. Freedm an and Company, San Francisco, 1975, cena 7,50 dolara.
Zapewne niejednem u z czytelników Uranii znane jest doskonałe popu­
larnonaukow e czasopismo am erykańskie Scientific American. Chociaż
w Polsce dostępne jest ono jedynie w niektórych bibliotekach nauko­
wych, to jednak trud dostarcia do niego jest zwykle nagradzany w ar­
tościowym artykułem astronomicznym niem al w każdym num erze tego
miesięcznika. A rtykuły m ają ch arakter całościowego przeglądu jakiegoś
aktualnego zagadnienia astronomii, a ich autoram i są najczęściej n a j­
w ybitniejsi naukowcy reprezentujący daną dyscyplinę. Książka, którą
tu sygnalizujemy, jest zbiorem astronomicznych publikacji Scientific
Am erican głównie z kilku ostatnich lat. Wyboru dokonał, ułożył w działy
i opatrzył krótkim i wprowadzeniami, profesor U niw ersytetu H arwardzkiego i pracow nik Sm ithsoniańskiego Obserwatorium Astrofizycz­
nego w Cam bridge — dr Owen Gingerich. Wszystkie 31 artykułów,
które znalazły się w tym zbiorze (a jest to już drugie tego typu w y­
dawnictwo, pierwsze ukazało się w 1970 roku pt. Frontiers in Astrono­
my), podzielono na 7 następujących części tem atycznych: układ plane­
tarny, Słońce, ewolucja gwiazd, Droga Mleczna, galaktyki, astrofizyka
wysokich energii, kosmologia. Niemal we wszystkich artykułach czytel­
nik styka się z konsekwencjam i tych osiągnięć ostatnich dwóch dziesię­
cioleci, które wiążą się z lotam i kosmicznymi i rozszerzeniem możliwości
badawczych na całe widmo prom ieniowania elektromagnetycznego, od
najbardziej krótkofalowego prom ieniow ania gamma i prom ieniowania
X aż do długofalowego prom ieniowa radiowego. Rzetelność zaw artych
w tej książce inform acji oraz przystępność ich podania uatrakcyjnia
wiele interesujących fotografii a także w yjątkow o poglądowych i cie­
kawie rozwiązanych pod względem graficznym wielobarwnych rysun­
ków.
K. Z I O Ł K O W S K l
243
URANIA
11/1976
KALENDARZYK ASTRONOMICZNY
O pracow ał G. S itarsk i
G rudzień 1976 r.
Siońce
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 21 g ru d n ia w znak Koziorożca. M am y w ted y p o ­
czątek zim y astronom icznej oraz najdłuższą noc i n a jk ró tsz y dzień n a
naszej półkuli. W W arszaw ie 1 g ru d n ia Słońce w schodzi o 71|22lu, za­
chodzi o 151>27111, 21 g ru d n ia w sch. o 7l‘43|1|) zach. o 15l'26nl, a 31 g ru d n ia
wsch. o 7ll45»>, ale zach. o 15ll33»>.
D ane dla o bserw atorów Słońca (na 13i> czasu środk.-europ.)
D ata
1976
P
o
XII 1
3
5
7
9
11
13
15
+
+
f
+
+
+
+
+
15.87
15.08
14.26
13.44
12.58
11.71
10.82
9.92
B°
L°
o
0
39.71
13.35
347.00
320.64
294.28
267.93
241.58
215.23
+ 0.76 •
+ 0.50
+ 0.24
-0 .0 1
-0 .2 6
-0 .5 2
-0 .7 8
-1 .0 4
D ata
1976
p
P
o
X
17
19
21
23
25
27
29
31
+
+
+
+
+
+
+
+
9.00
8.08
7.13
6.18
5.22
4.26
3.29
2.32
B0
L0
o
0
188.88
162.54
136.19
109.84
83.50
57.16
30.82
4.48
-1 .2 8
-1 .5 4
-1 .7 9
-2 .0 4
-2 .2 8
-2 .5 3
-2 .7 6
-3 .0 0
P — k ą t odchylenia osi obrotu Słońca m ierzony od północnego w ierzchołka
ta rc z y ;
Bo, Lo — heliograficzna szerokość i długość środka tarczy.
4dl3hl4m i 31d21hl0m — m om enty, kiedy heliograliczna długość środka tarczy
w ynosi 0°.
Księżyc
Ciem ne, bezksiężycow e noce będziem y m ieli w drugiej połow ie m ie­
siąca, bow iem kolejność faz K siężyca je st w g ru d n iu n astęp u jąca : p eł­
nia 6<119h, o sta tn ia k w a d ra 14<112|lJ nów 21‘13'1, p ierw sza k w a d ra 28ll9h.
N ajbliżej Ziem i znajdzie się Księżyc 19 g ru d n ia, n ato m ia st w apogeum
dw u k ro tn ie: 3 i 31 grudinia.
P lan ety i planctoidy
Na w ieczornym niebie nad zachodnim horyzontem błyszczy pięk n y m
b laskiem W e n u s ja k gw iazda —3.7 w ielkości. W ieczorem też, ale n i­
sko n ad zachodnim horyzontem , m ożem y odnaleźć M e r k u r e g o (oko­
ło zerow ej w ielkości). M a r s p rzebyw a zbyt blisko Słońca i je st n ie ­
widoczny.
P ra w ie całą noc w gw iazdozbiorze B yka w idoczny je st J o w i s z
( —2.3 wielk. gw iazd.); przez lu n e ty m ożem y obserw ow ać ciekaw e zja-
349
URANIA
11/1976
w iska w układzie czterech n ajjaśn iejszy c h księżyców Jow isza. S a t u r n
w schodzi ju ż k ilk a godzin przed północą i w idoczny je st n a gran icy
gw iazdozbiorów R ak a i L w a ja k o gw iazda + 0.5 w ielkości. U r a n
i N e p t u n w schodzą nad ran e m : U ran na gran icy gw iazdozbiorów
P an n y i W agi (6 w ielk. gwiazd.), a N eptun w gw iazdozbiorze W ężow nik a (8 w ielk. gwiazd.). P l u t o n p rzebyw a w gw iazdozbiorze P an n y
w schodzi nad ranem , ale dostępny je st tylko przez duże teleskopy
(14 w ielk. gw iazd., p rak ty c zn ie jeszcze niew idoczny).
M ożemy też obserw ow ać dw ie plan eto id y około 8 w ielkości gw iazdo­
w ej. W drugiej połow ie nocy nisko nad horyzontem n a g ran icy gw iazdo­
zbiorów H y d ry i K om pasu odnajdziem y P a l l a s , a p ra w ie całą noc
w gw iazdozbiorze B liźniąt w idoczna je st W e s t a . P o d ajem y niżej
w spółrzędne rów nikow e p la n e t i planetoid.
D ata
1976
XI I
XI I
rekt.
deki.
1
11
21
31
Merkury
o
h m
- 2 5 16'
17 24.1
18 29.9
- 2 5 35
19 24.7
- 2 3 35
19 36.8
- 2 0 40
Wenus
b m
0
- 2 4 13'
19 27.4
20 18.1
- 2 1 59
21 06.0
- 1 8 46
21 51.0
- 1 4 47
Saturn
1
11
21
31
Jowisz
29.4
+17
+17
24.5
+17
20.5
+ 17
17.7
3
3
3
3
9
9
9
9
49
33
21
13
18.3
17.7
16.4
14.5
Neptun
XI I
deki.
re k t.
1
11
21
31
16
16
16
16
49.2
50.8
52.4
54.0
-2 0
-2 1
-2 1
-2 1
-1 6
-1 6
-1 6
-1 6
32
36
44
55
rek t.
Mars
h m
o
- 2 1 50
16 21.2
16 52.3
- 2 2 57
17 24.2
- 2 3 42
17 56.6
- 2 4 03
14
14
14
14
Pallas
59
02
04
06
9
9
9
9
-2 3
-2 4
-2 5
-2 6
05.5
11.0
13.7
13.5
deki.
Ura
28.5
30.6
32.6
34.2
n
-1 4
-1 4
-1 4
—14
12
23
32
40
Westa
14
38
39
08
7
7
7
7
50.3
46.3
39.3
29.9
+
+
+
+
20
20
21
22
15
50
34
24
M eteory
W g ru d n iu p ro m ie n iu ją dw a sta łe ro je m eteorów : G em inidy i U rsy dy. G em inidy p ro m ien iu ją od 7 do 15 g ru d n ia, p rzy czym m ak sim u m
p rzy p a d a 14 g ru d n ia nad ran e m : re k t. 7l|28ln, deki. + 32°. U rsydy m ają
ra d ia n t w gw iazdozbiorze M ałej N iedźw iedzicy (rekt. 14l>28m, deki. +78°),
p ro m ie n iu ją od 17 do 24 g ru d n ia, a m ak sim u m p rzy p a d a 22 g ru d n ia;
w ciągu godziny sp ad a zaledw ie k ilk a m eteorów , ale w a ru n k i o b se rw a­
cji są w tym ro k u bardzo dobre, a istn ieje pilna p o trzeb a obserw ow ania
tego roju.
*
*
*
lii Księżyc 1 Jow isza w raz ze sw ym cieniem przechodzi n a tle tarczy
p lanety. K siężyc 1 rozpoczyna przejście o 20h56m, a jego cień p o jaw ia
się na tarczy p la n e ty o 21'116"’; księżyc kończy przejście o 23l'4">; a cień
o 23h26m.
350
URANIA
11/1976
2*> O 181*15*** o b s e rw u je m y p o c z ą te k z a k ry c ia 1 k się ż y c a J o w is z a p rz e z
ta r c z ę p la n e ty . O 20ll47m o b s e rw u je m y k o n ie c z a ć m ie n ia te g o k się ż y c a ;
p o ja w i się on n a g le z c ie n ia p la n e ty b lisk o p ra w e g o b rz e g u je j ta r c z y
(p a trz ą c p rz e z lu n e tę o d w ra c a ją c ą ).
3/ 4d W iec zo rem o b s e rw u je m y k o n ie c p rz e jś c ia 1 k się ż y c a i je g o c ie ­
n ia n a tle ta r c z y J o w is z a ; k sięż y c 1 k o ń czy p rz e jśc ie o 171130m, a je g o
c ień w id o c z n y je s t n a ta r c z y p la n e ty do 17ll55111. K sięży c 1 o d d a la się
te r a z od b rz e g u ta r c z y p la n e ty , g d y ty m c z a se m zb liż a się do n ie j k s ię ­
życ 2; o 23h44m o b s e rw u je m y p o c z ą te k z a k ry c ia te g o k się ż y c a p rz e z
ta rc z ę p la n e ty , a o 3h3>** k o n ie c je g o za ć m ie n ia .
4*1 K sięży c 3 i jeg o c ień w ę d r u ją p o ta rc z y Jo w isz a . K się ż y c 3 ro z p o ­
cz y n a p rz e jś c ie o 17ll48111, a je g o cień o 19h 24nl; k się ży c k o ń c z y p rz e jśc ie
0 19i*45>n, a je g o c ie ń w id o c z n y je s t n a ta r c z y p la n e ty do 21l*37*n.
5*1 O l 1' b lis k ie z łąc z e n ie J o w is z a z K się ż y c e m ; z a k ry c ie p la n e ty p rz e z
ta r c z ę K sięży ca b ę d z ie w P o łu d n io w e j A m e ry c e , w P o łu d n io w e j A fry c e
1 n a P o łu d n io w y m A tla n ty k u . O 181* z łą c z en ie N e p tu n a ze S ło ń cem .
W iec zo rem k się ż y c 2 i je g o cień p rz e c h o d z ą tna tle ta r c z y J o w is z a ; k s ię ­
życ ro z p o c z y n a p rz e jśc ie o 181*451*1, a je g o c ie ń o 191*39***, k się ż y c k o ń c z y
p rz e jś c ie o 21h15m, a c ie ń o 22l*ll.*i>.
7/8'i O ll*33m o b s e rw u je m y p o c z ą te k z a k ry c ia 1 k się ż y c a J o w is z a
p rz e z ta rc z ę p la n e ty ; k o n ie c z a ć m ie n ia te g o k się ż y c a n a s tą p i o 4 |il4 '“.
8/9<i K sięży c 1 i je g o cień p rz e c h o d z ą n a tle ta r c z y Jo w is z a . P o c z ą te k
p rz e jś c ia k się ż y c a o 221*40***, a je g o c ie n ia o 231*11***; k o n ie c w ę d ró w k i
k się ż y c a o 01*49***, a c ie n ia o ll*21*»*.
9‘l K sięży c 1 p rz e c h o d z i za ta r c z ą i p rz e z s tre fę c ie n ia Jo w is z a .
O 19*>59“i o b s e rw u je m y p o c z ą te k z a k ry c ia te g o k się ż y c a , a o 221*43***, k o ­
n ie c je g o z aćm ien ia .
10(l T y m ra z e m k się ż y c 1 p rz e c h o d z i n a tle ta r c z y Jo w isz a . P o c z ą te k
p rz e jś c ia k się ż y c a o 17l*6">, a je g o c ie n ia o 17l*40'*i; k o n ie c p rz e jś c ia k s ię ­
ży ca o 19lil5>», a c ie n ia o 191*50***.
10/11*1 o li>59'** o b s e rw u je m y p o c z ą te k z a k ry c ia 2 k się ż y c a Jo w is z a
p rz e z ta rc z ę p la n e ty .
Il'l22l* Z łą c z e n ie S a tu r n a z K się ż y c e m w o d leg ło ści 6°.
11/12*1 O 171*11*** o b s e rw u je m y k o n ie c z a ć m ie n ia 1 k się ż y c a Jo w isz a .
O d 21l*6>» do 23l*6'ii k sięż y c 3 p rz e c h o d z i n a tle ta r c z y Jo w is z a ; cień
te g o k się ż y c a w ę d r u je po ta r c z y p la n e ty d o p ie ro od 23l‘25»* do ll'3 8 ln.
12*1 K sięży c 2 w ra z ze sw y m c ie n ie m p rz e c h o d z ą n a tle ta r c z y J o w i­
sza. K sięży c ro z p o c z y n a p rz e jśc ie o 211*21“, a je g o c ień o 22l*16tf*; k się ż y c
k o ń czy p rz e jś c ie o 231*32***, a c ie ń o 24l*48ra.
14*1 O 18l*58m o b s e rw u je m y k o n ie c z a ć m ie n ia 2 k się ż y c a Jo w isz a .
K sięży c te n p o ja w i się z c ie n ia p la n e ty w o d le g ło śc i ró w n e j p ra w ie
p ro m ie n io w i ta r c z y od je j p ra w e g o b rz e g u (w lu n e c ie o d w ra c a ją c e j).
15/16'l K sięży c 1 i je g o c ień z n ó w w ę d r u ją p o ta r c z y Jo w isz a . K sięży c
ro z p o c z y n a w ę d ró w k ę o 0l*26m, a je g o c ie ń o 11*6“ ; k się ż y c k o ń c z y p r z e j­
ście o 2l*34m, a cień o 3l*16m.
16*115l> B lisk ie z łą c z e n ie K się ż y c a ze S p ik ą (K ło sem P a n n y ), g w ia z d ą
p ie rw s z e j w ie lk o śc i w g w ia z d o z b io rz e P aniny; z a k ry c ie g w ia z d y p rz e z
ta r c z ę K się ż y c a w id o c z n e b ę d z ie w o k o lic a c h p ó łn o cn e g o b ie g u n a k u li
z ie m sk ie j.
16/17*1 K sięży c 1 p rz e c h o d z i za ta r c z ą Jo w isz a . O 2 lM 5 m n a s tą p i p o ­
c z ą te k z a k ry c ia te g o k się ż y c a p rz e z ta r c z ę p la n e ty , a o 0lł38*n k o n ie c
je g o z a ć m ie n ia .
17*1201* B lisk ie z łą c z e n ie U ra n a z K się ż y c e m ; z a k ry c ie p la n e ty p rz e z
ta rc z ę K się ż y c a w id o c z n e b ę d z ie n a P ó łn o c n y m P a c y fik u . W ie c zo re m
11/1976
URANIA
351
na tle tarczy Jow isza p rzechodzi jeg o 1 k sięży c w raz ze sw y m cieniem ;
p oczątek przejścia k sięży ca o 18ll52'», a cien ia o 19i*35111, k sięży c k oń czy
p rzejście o 21h l m, a jego cień o 21h45m.
18/19l1 O 161'lim k sięży c 1 Jo w isza k ry je się za brzegiem ta rczy p la ­
n ety, b y o 19h7m w y ch y lić się ze str e fy cien ia (koniec zaćm ien ia). Od
0li27m do 2^30™ k sięży c 3 przech od zi na tle ta rczy Jow isza.
19/20d K siężyc 2 i jeg o cień przech od zą na tle ta rczy Jow isza. K się ­
życ 2 rozpoczyna p rzejście o 23'120ln, a cień o 0h53m; k sięży c kończy
w ęd ró w k ę o l !l51m, a jego cień w id o czn y jest na ta rczy p la n e ty do
3li25i».
20(1ll*i M erkury w n a jw ięk szy m w sch o d n im o d ch ylen iu od Słońca;
kąt tego od ch ylen ia w y n o si 20°.
21l|18l'36m S łoń ce w stę p u je w znak K oziorożca, m am y początek zim y
astronom iczn ej. O 171‘25"i o b seru w jem y p oczątek zak rycia 2 k sięży ca
Jow isza przez tarczę p lan ety; o 21i'35'“ n a stą p i k on iec za ćm ien ia tego
k siężyca.
21,116l1 M erkury w złączen iu z K sięży cem w o d leg ło ści 6°.
22/23‘> O b serw u jem y za ćm ien ie 3 k sięży ca Jow isza. K sięży c ten u k r y ­
ty p oczątkow o za tarczą p la n ety w y c h y li się spoza niej o 16>i22'» i b ę ­
dzie się od d alał od b rzegu tarczy. A le o 17li35m zn ik n ie n a g le w c ien iu
p lan ety, b y p ojaw ić się zn ow u w n iew ielk iej o d leg ło ści od b rzegu ta r ­
czy o 19li49m. O 2ll12'u k się ż y c 1 rozpocznie p rzejście n a tle ta rczy J o ­
w isza.
23/24>l O 23h31"i o b serw u jem y początek zak rycia 1 k sięży ca Jow isza
przez tarczę plan ety , a o 2I133™ k o n iec jeg o zaćm ien ia.
2 4 il W ieczorem nad zach od n im h oryzon tem o b serw u jem y w p ięk n ej
k on figu racji sierp K sięży ca i ja sn o św iecą cą W enus; o I6h W enus z n a j­
dzie się w złączen iu z K sięży cem w odl. 7°. P o tra d y cy jn ej w ieczerzy
w ig ilijn ej m ożem y jeszcze ob serw o w a ć p rzejście 1 k sięży ca i jeg o cien ia
na tle tarczy Jow isza; p oczątek przejścia k sięży ca o 20ll39i'>, cien ia
o 21l*30m, a k on iec w ęd ró w k i k sięży ca o 22l>48lu, cien ia o 23h40in.
25<l6h P la n eto id a P a lla s n ieru ch om a w rek ta scen sji. O 17h58'“ o b ser­
w u jem y p oczątek zak rycia 1 k sięży ca J o w isza przez tarczę p lan ety,
a o 21h2'u koniec zaćm ien ia te g o k siężyca.
26/27<l O b serw u jem y k o n iec p rzejścia 1 k sięży ca (o 17łl 151'1) i jego
cien ia (o lS 1^ 111) oraz p oczątek p rzejścia 2 k sięży ca (o lh41«>) i je g o c ie ­
nia (o 3!l30m) na tle ta rczy Jow isza.
27<l23,‘ M erkury inieruchom y w rek ta scen sji.
28'1 O 19M6m p oczątek zak rycia 2 k sięży ca p r z e z • tarczę Jow isza;
o 24l* 13111 k on iec zaćm ien ia teg o k sięży ca .
291I Od 171145111 do 19h53m k sięży c 3 p rzechodzi n a tle tarczy Jow isza;
od 21li36>» do 23l*51111 po tarczy p la n e ty w ęd ru je cień tego k siężyca.
30/31(1 W ieczorem na tle ta rczy J o w isza p rzechodzi k sięży c 2 i jego
cień; o b serw u jem y k o n iec p rzejścia; k sięży ca o 17h22m, cien ia o 19>>20'».
O IH19111 p oczątek zak rycia 1 k sięży ca przez tarczę Jow isza.
3 1/lU .i. Tej nocy z p ew n o ścią n ie w ie lu zn ajd zie się a m atorów o b ser­
w a cji w ęd ró w k i 1 k sięży ca i jeg o cien ia po ta rczy Jo w isza . P od ajem y
jednak: p oczątek p rzejścia k sięży ca o 22h27m, cien ia o 23h26iu; k on iec
w ęd ró w k i k sięży ca 'o 0h36m, a cien ia o 1 11361“.
M inim a A lg o la (beta P erseu sza); g ru d zień 2(l22łi50!», 5<119li35m,
8(116ll25ln, 17d6l‘55n>, 20>l3l>40'», 23(l0li30'“, 25<'2lli20,"» 28ill8lU0'» 31dl5li0»'.
M om enty w szy stk ic h zja w isk pod an e są w czasie śro d k o w o -eu ro p ejskim .
o52
URANIA
11/1976
C O N TE N TS
C O f lE P J K A H M E
B. K u c h o w ic z — P e c u lia r ity of p e ­
c u lia r s ta rs .
L. N e w c ls k i — H ow to b u ild a n
a m a te u r te le sc o p e
R. F a n g o r — P o sitio n a l o b se rv a tio n s .
C h ro n ic le : T h e h e a v ie s t m o lecu le in
sp a c e — O nce m o re a r g u m e n t on b e ­
h a lf of th e close c o n n e c tio n b e tw e e n
q u a s a rs a n d g a la c tic n u c le i.
O b s e rv a tio n s .
P T M A C h ro n ic le .
N ew b o o k s.
A s tro n o m ic a l c a le n d a r.
B. KyxoBiiM — Oco6eHHOCTn neK yjiapH bix 3Be3AJI.
IlG B e J Ib C K H
jnoSiiTejibCKMH
—
K aK
nO C T pO M T b
TejiecKon.
P . <£>aHrop — n0 3 M U iii0 H H b ie H a S ju o -
fleHMH.
X poniiK a: CaM aa Ta^cejian MOJieKyJia b KOCMMHecKOM npocTpancTB e —
E n je OflMH apryMeHT b nojib3y TecHOM
CBH3M MejK^y KBa3apaMii h HRpaMM ra _
JiaK T M K .
H a G jiiO A e m iH .
X p o m iK a O G m e c T B a ( P T M A ) .
Il3AaTejibCKne iioboctii .
A C T p O H O M IlH eC K H H K a j i e H a a p b .
K O M U N IK A T Y
B iu ro Z a rz ą d u G łó w n eg o P T M A o fe ru je do s p rz e d a ż y b ro s z u rę p t.
T h e A stro n o m ic a l R e p o rts Vol. 1 — w y d . P T M A — p u b lik a c ja z a w ie ra
p rz y c z y n k i n a u k o w e m iło ś n ik ó w a s tro n o m ii i a s tro n o m ó w z a w o d o w y c h
(te k s t o p ra c o w a n o w j. an g .) — p a tr z r e c e n z ja w „ U ra n ii” n r 5/76 rocz.
X.LVII, s tr. 155 i 156. C en a k a ta lo g o w a e g z e m p la rz a zł 25,00, d la C zło n ­
k ó w P T M A c en a zn iżo n a zł 20,00, p lu s k o sz ty p rz e s y łk i lis te m p o le c o n y m
zł 6,00 za e g z e m p la rz . Z a m ó w ie n ia i w p ła ty p ro s im y k ie ro w a ć n a a d re s
Z a rz ą d u G łó w n eg o P T M A , ul. S o lsk ie g o 30, 31-027 K ra k ó w , k o n to P K O
I OM K ra k ó w n r 35510-16391-132 z z a z n a c z e n ie m c elu w p ła ty . K a ż d y
c zy n n y o b s e r w a to r n ie b a p o w in ie n w z b o g acić sw o ją b ib lio te k ę o tą n o w ą
p o z y c ję w y d a w n ic z ą P T M A .
P .T . C zło n k ó w T o w a rz y s tw a i P r e n u m e r a to r ó w m ie s. „ U ra n ia ” p ro s i­
m y u p rz e jm ie o d o k o n y w a n ie p rz e d p ła t i w p ła t z ty tu łu s k ła d e k czło n ­
k o w sk ic h o ra z o p ła t za p re n u m e r a tę c z a so p ism a n a r o k 1977 p o c ząw szy
od lis to p a d a 1976 ro k u do s ty c z n ia 1977 w łąc z n ie . B r a k w p ła ty n a p r e ­
n u m e r a tę n a ro k 1977 do d n ia 31 sty c z n ia 1977 ro k u sp o w o d u je w s tr z y ­
m a n ie d a lsz e j w y s iłk i m ie się c z n ik a „ U ra n ia ”.
W p ła t m o żn a d o k o n y w a ć w k a s ie Z a rz ą d u G łó w n e g o P T M A , ul. S o l­
sk ieg o 30/8, k o d 31-027 K ra k ó w , w k a s ie w ła śc iw e g o O d d z ia łu P T M A
lu b b la n k ie te m P K O n a ra c h u n e k b ie ż ą c y Z a rz ą d u G ł. P T M A w P K O
I O M K ra k ó w , ul. W ielo p o le 19, n r k o n ta : 35510-16391-132, z z a z n a c z e ­
n ie m n a o d w ro c ie b la n k ie tu P K O c e lu w p ła ty .
C zło n k ó w T o w a rz y s tw a i P r e n u m e r a to r ó w z a le g a ją c y c h z o p ła ta m i
s k ła d e k i p r e n u m e r a ty za ro k 1976 i la ta u b ie g łe p ro s im y u p rz e jm ie
o n iezw ło c zn e u re g u lo w a n ie n a le ż n o śc i z g o d n ie z p rz e p is a m i S ta tu tu
P T M A A rt. 12 p k t. 3 i A rt. 13 § 3 j
Z a rz ą d G łó w n y P T M A
R e d a k to r n a c z e ln y : L,. Z a jd le r (02-590 W arsz a w a , D ru ż y n o w a 3, te l. 44-49-35). S e k r.
R e d .: K . Z io łk o w sk i. R ed. te c h n .: B. K o rc z y ń sk i. P rz e w o d n . R a d y R e d a k c y jn e j:
S. P io tro w s k i. W y d a w c a : P o ls k ie T o w a rz y stw o M iło śn ik ó w A s tro n o m ii, Z a rz ą d
G łó w n y . 31-027 K ra k ó w , ul. S o lsk ie g o 30/8, te l. 538-92. N r k o n ta P K O I O /K rak ó w
N r 35510-16391-132. W a ru n k i p r e n u m e r a ty : ro c z n a —• 72 zł, d la c z ło n k ó w PT M A
w r a m a c h s k ła d k i — 86 zł, c e n a 1 egz. — 6 zł.
I n d e k s 38001
P ra so w e Z a k ła d y G ra fic z n e RSW „ P r a s a —K s ią ż k a —R u c h ” K ra k ó w . Z am . 2415/76.
3000. P-19