Urania - Postępy Astronomii

U
Xeo
URANIA
P O L S K IE G O
hOK L
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 P I E C 1979
A S T R O N O M II
Nr 1
ZAKŁAD NARODOWY IM IE N IA O S SO LIŃ SK IC H
W Y D A W N IC T W O P O L S K IE J A K A D E M II NAUK
i
URANIA
MIESIĘCZNIK
ROK L
POLSKIEGO TOWARZYSTWA
M IŁ O Ś N I K Ó W ASTRONOMII
L I P I E C 1979
Nr 7
W YDAN O Z POMOCĄ
FINANSOW Ą
PO LSK IEJ A K A D E M II NAUK. CZASO­
PISMO ZATW IERDZONE PRZiEZ M I­
NISTERSTWO OŚW IATY DO UŻYTKU
SZKÓ Ł OGÓLNOKSZTAŁCĄCYCH, ZA ­
K Ł A D Ó W KSZTA ŁCEN IA N AUCZYCIE­
L I I TECHNIKÓW (DZ. URZ. MIN.
OSW. NR 14 Z 1966 R. W-WA 5. 11. 66).
SPIS TREŚCI
Michał Heller — Ewolucja Kos­
mosu i kosmologii.
Krzysztof Ziolkowski — Badania
kosmiczne w Polsce.
Stanisław R. Brzostkiewicz —
Księżyce Marsa w świetle najnow­
szych badań.
Kronika: Z prac polskich astro­
nomów w 1978 roku — Pierścień
wokół Wenus? — Pierścienie wokółplanetarne — Fotometria Amal­
tei — Astronomiczny satelita IRAS
— Teleskopy przyszłości — Kwazary a młode galaktyki — Kom­
pleksy gwiezdne — Ciasne układy
podwójne a systemy planetarne —
Powstawanie gwiazd w galaktykach.
Obserwacje: Raport II 1979 o ra­
diowym promieniowaniu Słońca —
Komunikat Centralnej Sekcji Ob­
serwatorów Słońca nr 2/79.
Kronika PTMA: Komunikat w
sprawie Sekcji Historii Astronomii
— Jan Kasza z Rudy Śląskiej.
Nowości wydawnicze.
Kalendarzyk astronomiczny.
ISSN — 0042-07-94
Pan Stanisław Robert BRZO­
STKIEWICZ, miłośnik astro­
nomii z Dąbrowy Górniczej,
obchodzi właśnie jubileusz 20-lecia współpracy z naszym
wydawnictwem. W numerze
lipcowym z r. 1959 zadebiu­
tował artykułem pt. „Polacy
na Księżycu”. Od tej pory na­
zwisko Jego pojawia się nie­
mal w każdym numerze „Ura­
nii” jako autora obserwacji
astronomicznych, notatek Ny
Kronice bądź obszerniejszych
opracowań, wśród których na
szczególne wyróżnienie zasłu­
guje dziewięcioodcinkowy cykl
„Mikołaj Kopernik” z r. 1972.
Dorobek Jubilata obejmuje ogółem 380 pozycji w „Ura­
nii” i ponad 200 w innych
czasopismach.
O
płodności
Autora świadczy, że w latach
1965—68 w naszym piśmie na­
zwisko Jego jako autora uka­
zywało się przeciętnie 40 ra­
zy w roku. Zbiór artykułów
kopernikowskich z '„Uranii”
wydany został w r. 1973 pt.
„MikuldS Kopernik” w języku
czeskim przez Obserwatorium
w Brnie.
S. R. Brzostkiewicz jest po­
za tym autorem dwóch ksią­
żek (Wydawn. Nasza Księgar­
nia): „Mikołaj Kopernik i je­
go nauka” (1973) i „Czerwona
planeta” (197G), trzecia — w
druku, oraz poszerzonego wy­
dania „Pocztu wielkich astro­
nomów” J. Gadomskiego (II
wyd., 1976). Pierwsza z nich
otrzymała
wyróżnienie
na
biennale Uniwersytetu w Pad­
wie w postaci „VI. Premio
Europeo di Letteratura Giovanile «Provincia- di Trento*
1976”.
Ilustracje na okładce. W pierwszych dniach marca br. sonda kosmiczna Voyager 1
przeleciała w pobliżu Jowisza przekazując na Ziemię zdjęcia największej planety
i je j satelitów. Na pierwszej stronic okładki reprodukujem y zdjęcie satelity lo
wykonane na tle tarczy Jowisza z odległości około 8,3 m in km . Średnica satelity
Io wynosi około 3300 km . Fragmenty powierzchni Jowisza widoczne na zdjęciach
reprodukowanych na drugiej, trzeciej i czwartej stronach okładki wykonane
zostały z odległości odpowiednio 5, 3 i 1 m in km. Zdjęcie na czwartej stronie
okładki to słynna czerwona plam a na Jowiszu.
U R A N IA
194
MICHAŁ HELLER
—
7/1979
Tarnów
EWOLUCJA KOSMOSU I KOSMOLOGII
X I. Kosmologia neonewtonowska
1. K łopoty z N e w to n o w sk im W szechśw iatem
W ielkim sukcesem teorii fizycznej jest znalezienie swojej na­
stępczyni. Dopiero z punktu widzenia kolejnej, ogólniejszej te­
orii można określić zakres stosowalności teorii poprzedniej,
a zrozumienie własnych ograniczeń to bez w ątpienia duże
osiągnięcie. Można naw et, nieco paradoksalnie, powiedzieć, że
konstrukcja teorii fizycznej jest dopiero w tedy ukończona, gdy
teoria ta zostaje zastąpiona przez nową teorię. Tak było z New­
tonowską teorią graw itacji. Przez około trzy wieki wydawało
się, że zakres zastosowań tej teorii jest nieograniczony. N ew to­
nowskie prawo głoszące proporcjonalność siły przyciągania do
iloczynu przyciągających się mas i odwrotną proporcjonalność
do kw adratu odległości pomiędzy nimi, jednakowo dobrze sto­
sowało się do jabłka, które spada z drzewa na ziemię jak i do
planet, krążących wokół Słońca po eliptycznych orbitach.
U trw alił się pogląd o absolutnej powszechności teorii Newto­
na. K ierunek filozoficzny zwany mechanicyzmem traktow ał to
tw ierdzenie jako swój podstawowy dogmat. Był to kierunek
głoszący, że całą rzeczywistość da się wyjaśnić przy pomocy
prostych oddziaływań mechanicznych. Ale dogmat mechanicystów upadł nieodwołalnie z chwilą, gdy Einstein stworzył
ogólną teorię względności. Teoria Einsteina była bowiem niczym
innym , jak tylko nową teorią graw itacji. Okazało się, że dla
pól graw itacyjnych o słabym natężeniu wzory Einsteina do­
wolnie mało różnią się od wzorów Newtona, ale dla pól gra­
w itacyjnych o dużych natężeniach teoria Einsteina przew iduje
znaczne odchylenia W porównaniu do teorii Newtona. I co n a j­
ważniejsze, w przypadku silnych pól graw itacyjnych doświad­
czenie potwierdza przewidywania teorii Einsteina a nie teorii
Newtona. W ten sposób ogólna teoria względności wyznaczyła
granice stosowalności klasycznej (Newtonowskiej) teorii gra­
witacji.
Od samego początku istnienia teorii Newtona próbowano
w oparciu o nią skonstruować model Weszchświata. Niestety,
próby te nie daw ały żadnego pozytywnego rezultatu. Już sam
N ewton zauważył, że pole graw itacyjne pochodzące od gwiazd
rozrzuconych mniej więcej równomiernie w nieskończonej
7/1979
URANIA
195
przestrzeni powinno powodować zapadanie się wszystkich
gwiazd do jednego punktu. Potem zauważono, że zastosow a­
nie fizyki Newtona do W szechświata jako całości daje wyniki
tak niezgodne z obserw acjam i, że nie wahano się ich nazywać
paradoksam i. Do najbardziej znanych należy paradoks Śeeligera i paradoks Olbersa. Obydwa te paradoksy zakładają, że
W szechświat jest przestrzennie nieskończony. Założenie prze­
strzennej nieskończoności św iata w okresie rządów mechaniki
Newtona przyjm owano powszechnie bez większych wątpliw o­
ści. Jed y n ą geom etrią, jaką podówczas znano, była geom etria
Euklidesa, a ta mówiła o nieskończonej przestrzeni (na przy­
kład, w słynnym piątym postulacie Euklidesa jest mowa
0 „prostych, które przecinają się w nieskończoności” ). Jeżeli
gw iazdy są równomiernie rozłożone w nieskończonej prze­
strzeni, to — jak pokazał Seeliger — potencjał graw itacyjny
w żadnym punkcie W szechświata nie powinien mieć określo­
nej wielkości, a jasność wszystkich gwiazd — jak zauważył
Olbers — nakładając się na siebie, powinna spraw iać św iece­
nie całego nocnego nieba jednostajnym blaskiem . Tym czasem
tak nie jest: potencjały graw itacyjne w każdym punkcie prze­
strzeni są dobrze określone, a wieczorne niebo jest ciemne
1 tylko z rzadka usiane gwiazdami.
Einstein zbudował swój pierw szy model kosmologiczny
w 1917 roku nie w oparciu o teorię graw itacji Newtona, lecz
w oparciu o ogólną teorię względności. Jednym z motywów,
jaki przyśw iecał Einsteinowi w tej pracy, była chęć przezw y­
ciężenia paradoksów Newtonowskiej kosmologii. Gdy mu się to
udało (przynajm niej, gdy idzie o paradoks Seeligera, paradoks
O lbersa został usunięty przez stworzone później modele roz­
szerzającego się św iata), utrwaliło się przekonanie, że teoria
Newtona nie nadaje się do opisu W szechświata jako całości.
2. Metoda i wyniki kosmologii neonewtonowskiej
W krótce jednak jeszcze raz spraw dziła się reguła głosząca, że
w cześniejszą teorię można lepiej zrozumieć dopiero z punktu
widzenia następnej teorii. Ja k pam iętam y z poprzedniego roz­
działu, Milne nie lubił kosmologii relatyw istycznej, gdyż nie
daw ała mu ona „w glądu do zjaw isk” . Ponieważ Milne chciał
mimo wszystko taki „w gląd ” uzyskać, intensywnie studiow ał
kosmologię relatyw istyczną, porównywał ją z teorią Newtona,
która była dla niego intuicyjnie jasna, tworzył w łasne kon­
cepcje. Wiemy, że doprowadziło go to do nowego modelu
198
URANIA
7/1979
Wszechświata. W trakcie pracy, niejako mimochodem, Milne
zauważył, że jeśli przyjąć zasadę kosmologiczną (tzn. założenie
jednorodności i izotropowości rozkładu m aterii w przestrzeni)
i nie upierać się przy tym , że model Wszechświata musi być
statyczny, to w oparciu o teorię Newtona można zbudować
model kosmologiczny; co więcej, funkcja opisująca ewolucję
tego modelu w czasie ma identyczny kształt jak odpowiednia
funkcja dla modelu relatywistycznego, zwanego światem Einsteina—de Sittera. Praca M ilne’a na ten tem at ukazała się
w 1932 roku [1]. W krótce potem Milne wraz z Mc Crea [2] peł­
niej rozwinęli zagadnienie możliwości budowania Newtonow­
skich modeli kosmologicznych i ich analogii z modelami rela­
tywistycznymi.
Przede wszystkim okazało Się, że dużą część w iny za do­
tychczasowe niepowodzenia w zbudowaniu Newtonowskiego
modelu kosmologicznego ponosił zakorzeniony nawyk, by
W szechświat traktow ać jako tw ór statyczny. Z chwilą gdy,
dzięki kosmologii relatyw istycznej, stało się jasnym , iż jest to
tylko naw yk a nie wynik solidnych obserwacji, znikły powody,
by cechę statyczności siłą wtłaczać do Newtonowskiego obrazu
świata. Po zaniechaniu tego „nienaturalnego” zabiegu rów nania Newtona natychm iast poddały się, dając popraw ne roz­
wiązania.
Milne i Mc Crea zrobili także użytek z zasady kosmologicz­
nej. W prawdzie nazwa' „zasada kosmologiczna” została w pro­
wadzona dopiero przez M ilne’a, ale wszystkie rozważane do­
tychczas przez kosmologię relatyw istyczną modele Wszechświa­
ta opierały się na założeniach jednorodności i izotropowości
rozkładu m aterii, stanowiących treść tej zasady. Milne
'i Mc Crea poszli więc u tartą drogą. Należy wszakże zwrócić
uwagę, że o ile odrzucenie statyczności św iata w sposób istot­
ny przyczyniło się do możliwości stworzenia kosmologii Newto­
nowskiej, o tyle zasada kosmologiczna nie jest do tego celu
niezbędna. W istocie jakiś czas potem O. Heckman [3] skon­
struow ał — w oparciu o teorię Newtona — proste modele an i­
zotropowe, a więc nie spełniające zasady kosmologicznej, tak
jak ją pojmował Milne.
Pewnego rodzaju zależność kosmologii Newtonowskiej (lub
neonewtonowskiej, jak się ją czasem nazywa, celem odróżnie­
nia od dawniejszych, nieudanych prób zbudowania modelu
Wszechświata w oparciu o teorię Newtona) w stosunku do kos­
mologii relatyw istycznej pojawiła się jeszcze w kilku punktach
w trakcie budowania modelu. W teorii Newtona istnieją mia-
}
' t
7/1979
URANIA
197
nowicie pewne luki, bez w ypełnienia których nie dałoby się
zbudować kompletnego modelu kosmologicznego. Tak na przy­
kład sama teoria Newtona nie dostarcza inform acji o prędkości
rozchodzenia się światła, a jest to inform acja istotna dla kos­
mologii, sygnały świetlne są bowiem podstawowymi środkami
porozumiewania się obserwatorów, również przez analizę sy­
gnałów świetlnych obserwatorzy dowiadują się o przesunięciu
ku czerwieni w widmach galaktycznych. Milne i Mc Crea w y­
pełnili tę lukę teorii Newtona zapożyczając od teorii względ­
ności założenie o stałości rozchodzenia się światła. Także kie­
rując się analogią z kosmologią relatyw istyczną, rów nania kos­
mologii Newtona można uzupełnić członem zaw ierającym stałą
kosmologiczną. W ten sposób otrzym uje się rozwiązania New­
tonowskie analogiczne do wszystkich rozwiązań Friedm ana.
Widzimy więc, że kosmologia relatyw istyczna była niejako
przewodnikiem w tworzeniu kosmologii neonewtonowskiej.
Mimo tego ogólny wynik, jaki otrzym ali Milne i Mc Crea, był
zaskakujący zarówno dla nich samych, jak i dla ówczesnej spo­
łeczności kosmologów. W ynik ten można wyrazić słowami Milne’a: „symboliczna reprezentacja kosmologii Newtonowskiej
jest formalnie identyczna z symboliczną reprezentacją kosmo­
logii »ogólnej« teorii względności, ale ta ostatnia domaga się
odmiennej interpretacji w odniesieniu do obserw acji”. ([4],
s. 290).
Co to znaczy? Otóż znaczy to dokładnie tyle, że rów nania
kosmologii neonewtonowskiej i kosmologii relatyw istycznej
(jeśli obydwie przyjm ują zasadę kosmologiczną) z m atem atycz­
nego punktu widzenia są identyczne, natom iast fizyczna in ter­
pretacja niektórych symboli w ystępujących w tych rów nanich
musi być odmienna. Tak na przykład w rów naniach jednej jak
i drugiej kosmologii w ystępuje pew na stała, oznaczona trad y ­
cyjnie przez k. W kosmologii relatyw istycznej przestrzeń może
być zakrzywiona i stała k określa właśnie krzywiznę przestrze­
ni (która może być dodatnia, ujem na lub zerowa). W kosmo­
logii Newtonowskiej przestrzeń zawsze jest płaska, Euklideso­
wa, a stałą k interp retu je się jako wielkość związaną z energią
potencjalną Wszechświata.
3. Tytułem komentarza
Od początku badaczy zastanawiała ścisła „równoległość” po­
między w ynikam i dwóch systemów kosmologicznych opartych
na dwóch tak różnych teoriach, jakim i są Newtonowska teoria
198
URANIA
7/1979
graw itacji i ogólna teoria względności. W charakterze w yjaś­
nienia zwracano uwagę na fakt, że średnia gęstość m aterii we
Wszechświecie jest bardzo mała, rzędu 10-31 — 10-28 g/cm3,
a co za tym idzie „średnie pole graw itacyjne W szechświata”
bardzo słabe; z drugiej strony wiadomo przecież, że w wypad­
ku pól graw itacyjnych o małym natężeniu ogólna teoria
względności daje w przybliżeniu takie same wyniki jak teoria
Newtona. (Dla porównania średnia gęstość Słońca wynosi
1,4 g/cm3, a odchylenia od teorii Newtona przewidywane przez
ogólną teorię względności są raczej niewielkie). A zatem zbież­
ność wyników obu teorii na terenie kosmologii nie powinna
budzić zdziwienia.
Dodajmy jeszcze dwie następujące racje. Po pierwsze, za­
równo kosmologia relatyw istyczna w pierwszej fazie swojego
rozwoju, jak i kosmologia neonewtonowska stworzona przez
M ilne’a i Mc Crea, jako jedno ze swoich naczelnych założeń
przyjm owała zasadę kosmologiczną. Zasada kosmologiczna, jak
już nam wiadomo, postuluje jednorodność (brak wyróżnionych
punktów) i izotropowość (brak wyróżnionych kierunków)
przestrzeni. Mówiąc inaczej, zasada kosmologiczna postuluje
pewnego rodzaju sym etrie w rozkładzie mas (postuluje miano­
wicie sferycznie sym etryczny rozkład m aterii względem każ­
dego obserwatora nie poruszającego się w żaden wyróżniony
sposób). Otóż okazuje się, że w yniki w kosmologii zależą nie
tylko od rów nań teorii graw itacji, ale także w bardzo silnym
stopniu od przyjętych założeń sym etrii. Ponieważ w obu kos­
mologiach przyjęto takie same założenia sym etrii (zasadę kos­
mologiczną), ich w yniki są bardzo podobne. Lub innym i słowy:
duża część kosmologii mieści się nie w równaniach pola graw i­
tacyjnego, lecz w założeniach sym etrii, a te są wspólne kos­
mologii neonewtonowskiej i kosmologii relatyw istycznej.
Po drugie, nie wolno zapominać, że kosmologia neonewto­
nowska została stworzona „na wzór” kosmologii relatyw istycz­
nej — to na pewno zaważyło także na jej wynikach.
Nie należy wszakże sądzić, że powyższe uwagi całkowicie
w yjaśniają status kosmologii Newtonowskiej. Spory na ten te ­
m at nie są zakończone [6], ich referow anie zaprowadziłoby nas
jednak do zbyt technicznych zagadnień ([5], s. 180— 185). Nie
sądźmy także, że kosmologia neonewtonowska może w jakikol­
wiek sposób zastąpić kosmologię relatyw istyczną. Wszyscy kos­
mologowie, łącznie z M ilne’m i Mc Crea, widzą pewnego ro­
dzaju sztuczność kosmologii opartej na klasycznej teorii New­
tona. Kosmologia ta spełnia przede wszystkim rolę heurystycz-
7/1979
URANIA
199
ną: wzory Newtonowskie są zwykle łatwiejsze do zinterpreto­
w ania i interpretację tę można potem przenosić na analogiczne
wzory kosmologii relatyw istycznej. Ale — uwaga! — nie za­
wsze; porównaj na przykład powyżej zagadnienie interpetacji
stałej k, która w kosmologii neonewtonowskiej wiąże się
z „energią potencjalną W szechświata”, a w kosmologii relaty ­
wistycznej z zakrzywieniem przestrzeni. Poza tym kosmologia
neonewtonowska, będąc m atem atycznie o wiele prostszą, służy
zwykle początkującym adeptom kosmologii jako przedmiot
ćwiczeń rachunkowych. Newton był jednak przed Einsteinem!
\
\
P rzyp isy
[1]
[2]
v a tu r e
[3]
1942.
[4]
rendon
[5]
O x fo rd
[6]
E. A. M iln e, Proc. N a t. A c a d . Sci., 18, 1932, 213 (cyt. za 5).
W. H . M c C re a , E. A . M iln e, N e w to n ia n U n iv e rs e s a n d th e C u r­
of S p ace, Q u a rt. J. M a th ., O x fo rd , 5, 1934, 73— 80.
O. H e c k m a n , T h e o rie n d e r K o sm o lo g ie, S p r i n g e r V e rla g , B e rlin
E. A. M iln e, R e la tiv ity , G ra v ita tio n a n d W o r ld -S tr u c tu r e , C la ­
Press, O x fo rd 1935.
J. D. N o rth , T h e M e a s u re of th e U n iv e rs e , C l a r e n d o n Press,
1965.
H . B ondi, K o sm o lo g ia , P W N , W a rs z a w a 1965.
K R Z Y S Z T O F ZIO ŁK O W SK 1
—
W arszaw a
BADANIA KOSMICZNE W POLSCE
W rok po pam iętnym locie pierwszego polskiego kosmonauty,
gdy minęła już euforia towarzysząca tem u wydarzeniu, warto
jeszcze raz spojrzeć na dorobek polskiej nauki w dziedzinie ba­
dań kosmicznych, tym bardziej, że na łamach Uranii poświę­
caliśmy dotychczas tym zagadnieniom niewiele miejsca. Ba­
dania kosmiczne koncentrują się w Polsce na sześciu następu­
jących głównych kierunkach:
— fizyka kosmiczna,
— geodezja satelitarna,
— teledetekcja,
— meteorologia kosmiczna,
— łączność kosmiczna,
— biologia i medycyna kosmiczna.
K oordynacją większości prac w tym zakresie zajm uje się utw o­
rzone w 1977 roku w Polskiej Akademii Nauk C entrum Badań
Kosmicznych. Praw ie wszystkie badania prowadzone są w ra-
200
URANIA
7/1979
mach program u INTERKOSMOS posiadającego od 1976 roku
rangę międzyrządowego porozumienia państw socjalistycznych
w spraw ie badań i pokojowego w ykorzystania przestrzeni kos­
micznej.
Fizyka kosmiczna' jest podstawową dziedziną badań kos­
micznych, dającą rozeznanie w podstawowych zjawiskach m a­
terii nieożywionej zachodzących w bezpośrednio otaczającej
Ziemię przestrzeni, a także w dalszych rejonach Wszechświata.
Ponieważ przestrzeń kosmiczna jest wypełniona bardzo roz­
rzedzonym gazem, którego cząstki są na ogół obdarzone ładun­
kiem elektrycznym (jest to tzw. plazma), fizyka kosmiczna
jest w znacznym stopniu fizyką rozrzedzonej plazmy poddanej
działaniu zm iennych w czasie i przestrzeni pól elektrycznych
i magnetycznych przenikających przestrzeń kosmiczną. Specy­
fiką plazmy kosmicznej, w odróżnieniu od typowej sytuacji la­
boratoryjnej, jest brak ścianek „naczynia” niszczących
w znacznym stopniu samoistne procesy plazmowe, oraz olbrzy­
mie rozmiary, a zatem stosunkowo długie skale czasowe cha­
rakterystycznych procesów. Dzięki tem u w laboratorium kos­
micznym można względnie łatwo badać takie zjawiska, których
w w arunkach ziemskich nie da się urzeczywistnić ze względu
na ograniczoność przestrzeni i krótkotrw ałość zjawiska.
Polski program badań w zakresie fizyki kosmicznej jest
ukierunkow any przede wszystkim na badania górnych w arstw
atm osfery Ziemi (jonosfery) oraz na analizę wpływów jakie
procesy rozgrywające się na Słońcu i w przestrzeni między­
planetarnej w yw ierają na plazmę okołoziemską.
Po raz pierwszy polska aparatura znalazła się w przestrze­
ni kosmicznej 28 listopada 1970 roku, wyniesiona na wysokość
około 500 km za pomocą rakiety W ertikał. Był to tzw. spektroheliograf rentgenowski i blok kam er służące razem do badania
kondensacji w koronie słonecznej, które są głównymi źródłami
promieniowania rentgenowskiego Słońca. Eksperym ent został
powtórzony w 1971 roku.
Pierw szy polski eksperym ent na sztucznym satelicie Ziemi
dotyczył badania oddziaływań cząstek wysokiej energii pocho­
dzących z promieniowania kosmicznego, a w szczególności cięż­
kich jąder, na em ulsję światłoczułą, której blok był umieszczo­
ny na satelicie Interkosmos 6 wprowadzonym na orbitę
7 kw ietnia 1972 roku.
Pierwszym kompleksowym eksperym entem satelitarnym
był pomiar promieniowania radiowego Słońca na falach dłuzszych od 50 m za pomocą radiospektrografu umieszczonego na
7/1979
URANIA
201
satelicie Interkosm os-K opernik 500 (Interkosmos 9) w ystrze­
lonego 19 kw ietnia 1973 roku.* Podczas półrocznego okresu ży­
cia satelity zarejestrow ano około 50 wybuchów radioprom ieniowania słonecznego w paśmie częstotliwości od 2 do 6 MHz
i stwierdzono, że niektóre z nich m ają nieregularną stru k tu rę
0 skali czasowej rzędu sekund, w przeciwieństwie do zwykłych
wybuchów, dla których czas tłum ienia wynosi kilkadziesiąt se­
kund. W ybuchy tego typu pow stają w w yniku rozpraszania
1 oddziaływania fal plazmowych, wzbudzanych w koronie sło­
necznej strum ieniam i naładowanych cząstek pędzących z pręd­
kościami rzędu 1/3 prędkości światła. Do najciekawszych w y­
ników eksperym entu należy zaobserwowanie polaryzacji trzech
wybuchów w paśmie od 2 do 4 MHz. Były to pierwsze na świecie pom iary polaryzacji radioprom ieniowania Wykonane na sa­
telicie, a stały się one możliwe dzięki zastosowaniu oryginal­
nej m etody polegającej na w ykorzystaniu jonosfery jako polaroidu. Zbadanie widm dynamicznych wybuchów promieniowa­
nia radiowego Słońca rozszerza wiedzę o naturze cząstek wzbu­
dzających te wybuchy, strukturze plazmy korony słonecznej,
mechanizmach generowania fal plazmowych i przekształcania
tych fal w energię promieniowania elektromagnetycznego.
Równie ważny rezultat uzyskano w w yniku pomiarów szumów
radiowych jonosfery: stwierdzono mianowicie występowanie
w plazmie jonosferycznej samoistnie generowanych tzw. fal
BernsteinEyf
N astępnie aparatura polska znalazła się na orbicie 19 czerw­
ca 1976 roku na pokładzie satelity Interkosmos 15.. Były to
układy system u telem etrii analogowej ETMS dla serii sateli­
tów program u INTERKOSMOS, zwanych' AUOS (Automatycz­
na Uniwersalna O rbitalna Stacja). Nowy system telem etryczny
został wspólnie opracowany dla umożliwienia odbioru danych
w krajach uczestniczących w programie, ale w Polsce nie ma
niestety jeszcze odpowiedniej stacji odbiorczej. Pomyślne prze­
prowadzenie tych prób umożliwiło eksploatację telem etrii
ETMS na satelitach AUOS-Magik wprowadzonym na orbitę
24 października 1978 roku jako Interkosmos 18 i AUOS-Jonosond (Interkosmos 19), który został w ystrzelony 28 lutego 1979
roku.
Oprócz fragm entów ap aratu ry dla telem etrii ETMS na sa­
telicie Interkosmos 19 znajduje się zaprojektow any i skonstru* Szczegółowy opis tego ek sp ery m en tu podał n a łam ach Uranii jego
k iero w n ik naukow y d r J a n H a n a s z w n um erze p aździernikow ym
z 1974 roku.
t
202
URANIA
7/1979
ow any w Polsce analizator fal elektrom agnetycznych IRS-1 dla
przeprow adzenia kolejnego poważnego ek sp ery m en tu JO N O SOND. Celem tego eksp ery m en tu jest pom iar na różnych czę­
stotliw ościach w zakresie od 0.6 do 6 MHz intensyw ności n a tu ­
raln y ch szum ów elektrom agnetycznych w ystępujących w plaz­
m ie jonosferycznej, oraz takich, k tó re w yw ołane są sztucznie
przy em isji fal elektrom agnetycznych. B adania ty ch zjaw isk
w jonosferze na w ysokościach k ilkuset kilom etrów n a d po­
w ierzchnią Ziem i są w ażne zarów no z p u n k tu w idzenia p ra k ­
tycznych zastosow ań w telekom unikacji jak rów nież te o re ty ­
cznych badań fizyki plazm y.
Liczne badania prow adzi się bez um ieszczania w łasnej ap a­
r a tu ry w przestrzeni kosm icznej, a jedynie za pom ocą naziem ­
nych obserw acji bądź to sztucznych obiektów bądź też n a tu ­
raln y c h procesów fizycznych. Np. jedną z pierw szych dużych
w spólnych operacji INTERKO SM OS-u było kom pleksow e ba­
danie jonosfery poprzez odbiór sygnałów radiow ych sa te lity
Kosm os 261 i jednoczesny pom iar w szystkich m ożliw ych p a ­
ram etró w fizycznych zw iązanych z jonosferą przez obserw a­
toria 7 k rajó w socjalistycznych. O trzym ano w iele in te re su ją ­
cych w yników , m iędzy innym i pierw sze inform acje o kątow ym
rozkładzie energii fotoelektronów w jonosferze. Innym p rzy ­
kładem może być opracow anie — na podstaw ie danych z son­
do w ań jonosfery prow adzonych w M iedzeszynie — n u m ery ­
cznego m odelu wysokościowego rozkładu k o ncentracji e lek tro ­
now ej dla obszaru Polski, k tó ry jest w y k orzystyw any do sta ­
łego prognozow ania sta n u jonosfery i w arunków propagacji
fal radiow ych dla różnych służb telekom unikacyjnych. P rz y ­
kładem ciekaw szych w yników teoretycznych jest opracow any
ostatnio fotochem iczny m odel jonosfery, k tó ry po raz p ierw ­
szy na świecie uw zględnia reakcje chem iczne m iędzy 38 r o ­
dzajam i jonów i w ykazuje bardzo dobrą zgodność z pom iaram i
w stosunkow o dużym zakresie wysokości od 70 do 300 km .
G łów nym celem geodezji satelitarn ej jest w ykorzystanie
m etod i technik kosm icznych do określenia k sz ta łtu globu
ziem skiego, rozkładu m as w jego w nętrzu i zw iązanych z ty m
zagadnień przem ieszczeń kontynentów , ruchów biegunów , p rzy ­
pływ ów i odpływ ów skorupy ziem skiej itp. Obrazowo m ówiąc,
sztucznego satelitę m ożna uw ażać za w ierzchołek ruchom ej
w ieży trian g u lacy jn ej; ru ch tego w ierzchołka w polu g raw ita ­
cyjnym Ziem i zależy od k ształtu i niejednorodności w s tru k ­
tu rz e w ew nętrznej globu, od oporu górnych w a rstw atm osfery,
w pływ u Słońca i K siężyca i innych czynników zakłócających.
7/1979
U R A N IA
203
W yznaczenie z naziem nych obserw acji dokładnego to ru , po k tó ­
ry m porusza się satelita, um ożliw ia odtw orzenie s tru k tu ry globu.
T radycje w yznaczania pozycji satelitów sięgają w Polsce
1957 roku czyli pojaw ienia się pierw szych sputników . Początko­
wo obserw acje były w ykonyw ane w yłącznie w izualnie. O becnie
stacja obserw acyjna w Borow cu koło Poznania w yposażona jest
w specjalną dla obserw acji sa te litarn y c h kam erę fotograficzną
oraz a p a ra tu rę laserow ą. P osiadany przez nią dalm ierz laserow y
m ierzy odległość do sa te lity rzędu tysiąca kilom etrów z do­
kładnością 1.5 m, a budow ane jest doskonalsze urządzenie o do­
kładności o rzą d wyższej.
Do najciekaw szych w yników ostatnio uzyskanych w zakre­
sie geodezji sa te litarn e j należy w ykonanie i opracow anie dopplerow skich obserw acji sztucznych satelitów (pom iar prędkości
ru ch u sa te lity m etodą radiow ą) oraz w yznaczenie na ich pod­
staw ie w spółrzędnych stacji w Borow cu z dokładnością rzędu
0.5 m czyli o czynnik 3— 5 lepszą niż dotychczas uzyskiw ana.
Je st to pierw sze ta k dokładne w yznaczenie położenia stacji
obserw acyjnej w k ra ja c h socjalistycznych.
O biecującą m etodą badania niejednorodności pola g raw ita ­
cyjnego Ziem i jest przygotow yw any obecnie ek sp ery m en t
D ID EX polegający na pom iarze ru ch u w zględnego dw óch sa­
telitó w z pokładu trzeciego. W w yniku tego ek sp ery m en tu ocze­
k u je się zm niejszenia błędu w yznaczania k sz ta łtu globu z a k tu ­
alnych 5 m do około 2 m.
c.d.n.
S T A N I S Ł A W R. B R ZO STW 1E W 1C Z
—
D ąbrow a G órnicza
KSIĘŻYCE MARSA W ŚWIETLE NAJNOWSZYCH BADAN
M aleńkie księżyce M arsa są n ajp ry m ity w n iejszy m i ciałam i
U kładu Słonecznego, k tóre do tej pory badano m etodam i astro nautycznym i. Pozwoliło to na dość dokładne poznanie ich
kształtów , wielkości, m as i rzeźby pow ierzchni. P ierw szy zaś
krok w ty m k ieru n k u zrobiono już w roku 1969, kiedy to
sonda „M ariner-7” przekazała na Ziem ię obraz tej okolicy
M arsa, nad k tó rą a k u ra t p rzelaty w ał Phobos. Toteż na o trzy ­
m anej fotografii widać obrys jego konturów . J e st on w p raw ­
dzie bardzo niew yraźny, ale dzięki niem u dow iedzieliśm y się
po raz pierw szy, że Phobos m a niereg u larn e k sz ta łty i jest
dużo w iększy niż to w ynikało z naziem nych obserw acji.
204
URANIA
% 7/1979
Astronomów trzeba jednak usprawiedliwić, gdyż księżyce
M arsa to bardzo trudne do obserwacji obiekty kosmiczne. Prze­
de wszystkim m ają niewielkie rozm iary i przez największe
teleskopy są widoczne jako świetlne punkty, a ponadto krążą
blisko macierzystej planety i jej olśniewające światło tłum i
ich blask. A przecież wszystkie wiadomości o fizycznych pa­
ram etrach m arsjańskich księżyców były do niedawna oparte
o naziemne pom iary fotom etryczne. Zakładano przy tym , że
m ają takie samo albedo jak Mars lub że się ono mało od
niego różni. W rzeczywistości zaś m arsjańskie księżyce są b ar­
dzo ciemnymi ciałami, odbijającym i nie więcej niż 5—6% pa­
dającego na nie św iatła słonecznego. Jest to oczywiście w ar­
tość średnia, gdyż — jak to wykazały najnowsze badania —
niektóre miejsca na powierzchni Phobosa i Deimosa są jesz­
cze ciemniejsze. Odbijają one zaledwie 2 % światła, co odpo­
wiada albedu najciem niejszych planetoid.
Te i wiele innych inform acji uzyskano na podstawie ana­
lizy zdjęć Phobosa i Deimosa, które otrzymano w latach 1971—
— 1972 za pomocą sondy ,,M ariner-9”. Planetologowie czekali
na nie z wielkim zniecierpliwieniem, byli bowiem ogromnie
ciekawi, czy na powierzchni księżyców Marsa w ystępują k ra­
te ry i czy ew entualnie są one podobne do kraterów na Księżycu.
To zaś nie było takie pewne, gdyż siła przyciągania tych nie­
wielkich ciał mogła być za słaba, by nie dopuścić do ucieczki
m aterii w ybitej przez upadające m eteoryty. Zastanawiano się
też, czy tam tejsze k ratery — o ile w ogóle istnieją — otoczone
są wałam i górskimi. Gdyby bowiem wyrzucona z nich m ateria
um knęła w przestrzeń kosmiczną, to w inny one przypominać
raczej płytkie niecki koliste.
Rzeczywistość przeszła jednak najśmielsze oczekiwania planetologów. Powierzchnie m arsjańskich księżyców są bowiem
zryte dosłownie krateram i różnej wielkości i kształtu. Ich ude­
rzeniowe pochodzenie nie budzi najm niejszej wątpliwości, gdyż
na tak małych ciałach nie mogą przecież przebiegać zjawiska
w ulkaniczne i dlatego należy stanowczo wykluczyć przypusz­
czenie, by to mogły być wygasłe w ulkany. Pow stały one bez
w ątpienia na skutek zderzeń m arsjańskich księżyców z m eteoroidami różnej wielkości, o czym świadczy zarówno zupełnie
przypadkowe rozmieszczenie tam tejszych kraterów , jak i ich
liczba według wielkości. Najliczniejsze są bowiem na księży­
cach Marsa — tak samo jak na powierzchni naszego Księży­
ca — k ratery najmniejsze. Ale mimo tych przekonyw ujących
dowodów zwolennicy hipotezy wulkanicznej nie kapitulują,
7/1979
U R A N IA
205
usiłując ratować jeszcze sytuację poglądem, iż m arsjańskie
księżyce mogą być częściami rozpadu jakiegoś większego ciała.
Musiałoby ono mieć oczywiście wystarczająco duże rozmiary,
by procesy wulkaniczne mogły na nim zachodzić. W tym jed­
nak przypadku na obu księżycach powinny występować obsza­
ry całkowicie pozbawione kraterów . Idzie tu o te fragm enty
ich powierzchni, którym i rzekomo m iały się stykać z sobą lub
które przylegały do hipotetycznego ciała pierwotnego.
Hipoteza ta musiała upaść po przeanalizowaniu zdjęć uzys­
kanych w latach 1976— 1977 za pomocą członów satelitarnych
obu „Vikingów”. Zaw ierają one o wiele delikatniejsze szcze­
góły niż zdjęcia ,,M arinera-9” i co ważne — obejm ują całe po­
wierzchnie księżyców Marsa. Wszędzie jednak widać pełno k ra­
terów , które — w zależności od wieku — otoczone są mniej
lub bardziej zerodowanymi wałami górskimi. Lecz w ały tam ­
tejszych kraterów są dużo niższe od wałów kraterów na Księ­
życu i przypuszczalnie pow stały głównie na skutek plastycz­
nej deformacji skał powierzchniowych. Brak natom iast na
nich w arstw osadowych, gdyż siła przyciągania niewielkich
księżyców Marsa jest słaba, toteż większość rozkruszonego
przez m eteoryty m ateriału umknęła w przestrzeń kosmiczną,
a pozostała część została rozrzucona na dużym obszarze. Z tego
samego zapewne powodu nie ma kraterów z centralnym i gór­
kami, które najwidoczniej też nie mogą powstawać przy słabej
grawitacji.
Na zdjęciach Phobosa otrzym anych za pomocą kam er ,Wi­
kingów” uwagę przykuw ają tajem nicze formacje, nie w ystę­
pujące na innych ciałach typu planetarnego. Mowa tu o sy­
stemie równoległych bruzd, ciągnących się na odległość kilku
kilom etrów i m ających od 100 do 200 m szerokości, a głębo­
kość dochodzącą do 90 m. Tworzą one odcinki okręgów, pła­
szczyzny których są prostopadłe do płaszczyzny orbity Phobo­
sa. Na tej podstawie uczeni am erykańscy — Steven Soter
i Alan H arris — doszli do wniosku, że mogą to być pęknięcia
jego skorupy powstałe w w yniku oddziaływania sił pływowych
Marsa. Ale gdyby pogląd ten był słuszny, bruzdy w inny w y­
stępować także w okolicy południowego bieguna Phobosa, gdzie
jednak takich utw orów nie zaobserwowano. W ysuniętą przez
Sotera i H arrisa hipotezę podważa również znaczny wiek tych
niezwykłych formacji. Przecinają one wprawdzie duże, mocno
już zerodowane k ratery uderzeniowe, lecz same też są poprze­
ryw ane małymi, dobrze zarysowanymi utw oram i kraterow ym i,
które jednak — jak się przynajm niej teraz ocenia — mają
206
U R A N I A
7/1979
♦
około m iliarda lat. B ruzdy m uszą więc być od nich starsze,
a przecież siły pływ ow e dziś także na Phobosie oddziaływ ują
i to naw et silniej niż w przeszłości, bo jego orbita — o czym
będzie jeszcze m owa — z każdym rokiem coraz bardziej się
zacieśnia. Jeżeli zatem o dkryte na Phobosie bruzdy rzeczyw i­
ście pow stały na skutek ty ch oddziaływ ań, to dlaczego nie ma
tam m łodszych form acji tego typu?
Stw ierdzenie powyższe stanow i pow ażny arg u m en t prze­
ciw ko hipotezie S otera i H arrisa. Trzeba rów nież zdecydow a­
nie odrzucić pogląd, że system paraleln y ch bruzd na Phobosie
to ślady rozpadu hipotetycznego protoksiężyca M arsa. G dyby
bow iem ta k faktycznie było, bruzdy m usiałyby w ystępow ać
także na pow ierzchni Deimosa. A poniew aż tak nie jest, trzeba
zadowolić się inną, bardziej realniejszą hipotezą, k tó rej au to ­
ram i są Thom as D uxbury, Joseph V everka i P. Thom as. U w a­
żają oni, że o d k ry ty na Phobosie system p a raleln y ch bruzd
zw iązany jest z form ow aniem się u tw o ru Stickney. T en ol­
brzym i k ra te r, m ający około 11 km średnicy (więcej niż jedna
trzecia średnicy samego księżyca), m usiał w ybić potężny m e­
teo ry t. W yrw ał on około 42 km 3 m aterii z Phobosa i być może
doszło wówczas do degazacji jego w nętrza, w następstw ie cze­
go pow stały w łaśnie zagadkow e bruzdy. W tym jednak p rzy ­
padku na ich dnie w in n y znajdow ać się niew ielkie otw ory,
przez k tóre w ydostaw ały się lotne substancje.
N iestety, ta k dokładnym i zdjęciam i dziś jeszcze nie dys­
ponujem y, toteż i pow yższa hipoteza m usi pozostać w sferze
dom ysłów. Na podstaw ie posiadanych m ateriałów tru d n o też
w yjaśnić pochodzenie liniow ych łańcuszków m ałych k rate ró w
na pow ierzchni Phobosa. Położone są one m niej w ięcej rów no­
legle do płaszczyzny jego orbity, czyli leżą praw ie że w płasz­
czyźnie m arsjańskiego rów nika. Tw orzące je k ra te ry w żad­
nym p rzypadku nie m ogły pow stać na sk utek w tó rn y ch u d e­
rzeń bloków skalnych, w yrzuconych podczas form ow ania się
dużych k rate ró w pierw otnych. Łańcuszki k ratero w e nie w y ­
biegają bow iem od w ielkich krateró w , a ponadto w yrzucone
z nich b ry ły skalne przy sw obodnym opadaniu z najw iększej
naw et w ysokości osiągałyby — z uw agi na niew ielką siłę cią­
żenia Phobosa — za m ałą prędkość, aby m ogły w ybić niecki
kraterow e. Biorąc to pod uw agę S oter doszedł do w niosku, iż
w yrzucony podczas form ow ania się dużych k rate ró w m ate ria ł
skalny m ógł przez jakiś czas krążyć po orbicie okołom arsjańskiej, a dopiero później spaść na pow ierzchnię Phobosa. Siła
uderzenia by łab y wówczas wzm ocniona energią ru ch u orb ital-
7/1979
U R ANIA
207
nego księżyca i b ry ły skalnej. Je d n ak w te n sposób m ożna w y­
tłum aczyć pochodzenie pojedynczych k rate ró w w tórnych, k tó ­
re na pow ierzchniach m arsjańskich księżyców rzeczyw iście w y ­
stępują. Ale jak w ytłum aczyć istnienie na Phobosie łańcuszków
składających się z kilkudziesięciu k rate ró w o średnicach od 50
do 100 m?
Nie m niejszym zaskoczeniem dla planetologów było stw ier­
dzenie, że pow ierzchnie księżyców M arsa pokryw a dość gruba
w arstw a kam iennego kruszyw a, zwanego regolitem . O jego
obecności św iadczą zarów no zdjęcia w ykonane z bliska za po­
mocą członów sa te lita rn y c h ,,Vikingów” , jak i naziem ne obser­
w acje polarym etryczne oraz pom iary te m p e ra tu ry w czasie
zaćm ień Phobosa, w skazujące na w ystępow anie na jego po­
w ierzchni m aterii o m ałym przew odnictw ie ciepła. Takie w ła­
ściwości w ykazuje w łaśnie regolit, k tó ry niew ątpliw ie odpo­
w iedzialny jest także za niskie albedo księżyców M arsa. W y­
daje się zresztą, że w y stęp u je on rów nież na innych m ałych
ciałach U kładu Słonecznego. W arstw ą regolitu jest na p rzy ­
k ład p o k ry ta — jak to w ykazały obserw acje teleskopow e w ro ­
k u 1975 — pow ierzchnia planetoidy Eros.
Obecność regolitu na księżycach M arsa była jed n ak dla
planetologów „tw ardym orzechem do zgryzienia”. W ydaw ało
się w prost niepraw dopodobne, aby ta k niew ielkie ciała zdolne
b y ły utrzym ać p rzy sobie w arstw y drobnych kam ieni i pyłu.
W szyscy raczej oczekiwali, iż będą one m iały pow ierzchnie
utw orzone z nagich skał. Siła ciążenia m arsjańskich księżyców
jest przecież bardzo m ała i w edług teoretycznych rozw ażań
rozkruszony przez upadające m eteo ry ty m ate ria ł sk alny w i­
nien uzyskiw ać dostatecznie duże prędkości, by w yrw ać się
z ich pola graw itacyjnego i um knąć w przestrzeń kosm iczną.
A tym czasem w arstw y regolitow e niezbicie św iadczą o tym ,
że p rzynajm niej część w yrzuconej z k rate ró w Phobosa i D eim osa m aterii m usiała z pow rotem opaść na ich pow ierzchnie.
P o p ro stu w arstw a drobnych kam ieni i pyłu — jak to udo­
w odniły badania lab o rato ry jn e — am o rty zu ją uderzenia m ete­
orytów i w zw iązku z ty m tylko pew na ilość w y rw anej z księży­
ców m aterii m ogła przezw yciężyć ich siłę przyciągania. A le i te
o kruchy skalne nie m usiały się od nich zanadto oddalać, toteż po
pew nym czasie m ogły być przez nie w ychw ytyw ane. D otyczy
to zwłaszcza Deim osa, k tó ry — jak się zdaje — m a grubszą
w arstw ę regolitu niż Phobos. Ten bow iem k rąży za blisko m a­
cierzystej p lan e ty i dlatego w yrzucony z jego k rate ró w m ateriał
sk aln y m usiał w k rótkim czasie spaść na jej pow ierzchnię.
208
U R A N I A
7/lV 79
Przeprowadzone na modelu eksperym enty pozwoliły nie
tylko poznać mechanizm tworzenia się w arstw y regolitu na
powierzchniach m arsjańskich księżyców, ale w ykazały rów ­
nież, że przypuszczalnie już w momencie swego powstania
m iały one nieregularne kształty. Ich masy bowiem od samego
początku były niewielkie, toteż siła ciążenia okazała się za sła­
ba na to, by przezwyciężyć siłę wiązań tworzącej je m aterii
i nadać im sferyczne kształty. Ale chociaż księżyce Marsa są
tak małymi ciałami, to jednak ich graw itacyjne w pływ y u ja ­
w niły się podczas zbliżeń członów satelitarnych „Vikingów”.
Na tej podstawie udało się wyznaczyć masę Phobosa na około
1,1 • 1016 kg, a ponieważ znamy też dość dobrze rozm iary jego
elipsoidy ( 2 7 X 2 1 X 1 8 km *), przeto można było pokusić się
o ocenę przybliżonej wartości tamtejszego przyspieszenia siły
ciężkości. Jest ona oczywiście bardzo mała, mniej więcej tysiąc
razy mniejsza niż na Ziemi. A zatem ciało swobodnie spada­
jące na Phobosa w pierwszej sekundzie przebędzie zaledwie
5 mm, w drugiej — 20 mm, a w trzeciej — 45 mm. Aby zaś
opuściło jego powierzchnię w ystarczy wyrzucić je z prędkością
15 m/s.
Phobos ma około 5344 km 3 objętości, a jego średnia gęstość
wynosi około 2200 kg/m 3, co odpowiada gęstości węglistych
chondrytów typu I. Na tej podstawie planetolodzy sądzą, ze
pochodzi on z zew nętrznej części pasa planetoid, bo tam w ła­
śnie były najodpowiedniejsze w arunki do tw orzenia się tego
rodzaju ciał. Ale i m niejszy Deimos składa się prawdopodob­
nie z m aterii przypom inającej węgliste chondryty, chociaż ty ­
pu III lub naw et IV. To zaś skłania niektórych badaczy do
głoszenia poglądu, iż mógł on powstać w w yniku akrecji re ­
sztek m aterii, z której uformował się glob Marsa. Jeszcze
inni dla odmiany oba m arsjańskie księżyce uw ażają za pier­
wotne planetoidy, poruszające się niegdyś po heliocentrycznych
orbitach. Dopiero później m iały być przechwycone przez glob
Marsa, co rzekomo nastąpiło na skutek ingerencji trzeciego
ciała już po uform ow aniu się U kładu Słonecznego. Ich rota­
cja — podobnie jak rotacja naszego Księżyca — jest zsynchro­
nizowana z ruchem orbitalnym . Tak więc i m arsjańskie księ­
życe zw racają ku macierzystej planecie stale jedne i te same
strony swych globów. Na tej podstawie ocenia się, że Deimos
* Z m ateriałów otrzymanych za pomocą członu satelitarnego „Vi­
king-2” w ynika, że elipsoida Phobosa ma nieco m niejsze rozm iary niż
to w skazyw ały m ateriały uzyskane przez aparaturą sondy ,,Mariner-9”.
7/1979
URANIA
209
obiega M arsa co najm niej od 106 do 108 lat, a Phobos od 104
do 10® lat. Są to po p ro stu niezbędne okresy w yham ow ania
obrotu jakiegoś ciała przez siły pływ ow e. A le są pew ne do­
w ody na to, że Phobos i Deimos okrążają M arsa o w iele dłużej.
W arto w reszcie w spom nieć o w iekow ym przyspieszeniu
Phobosa, dające podstaw ę do przeróżnych spekulacji. Bardzo
na przykład była popularna przed la ty hipoteza Josipa S.
Szkłow skiego o sztucznym pochodzeniu księżyców M arsa. Do­
piero badania przeprow adzone za pomocą ,,M arinera-9” w y­
kazały, że są to bez w ątpienia n a tu ra ln e obiekty kosmiczne.
W iekowe zaś przyspieszenia Phobosa — ta k jak przed la ty
sądził M ikołaj N. P arisk ij — zw iązane są z siłam i pływ ow ym i.
One to h am u ją ru ch księżyca, k tó ry k rąży bardzo blisko M ar­
sa, praw ie że na granicy stre fy R oche’a. Na sk utek tego do­
staje się on na coraz niższą orbitę, z coraz krótszym okresem
obiegu, toteż jego ru ch przyspiesza się o 0901 w ciągu roku.
Jeżeli proces te n będzie dalej postępow ał w tak im sam ym
tem pie, w ów czas za około 100 m ilionów lat Phobos pow inien
spaść na M arsa. P rzedtem jed n ak siły pływ ow e m ogą go rozer­
wać na drobne kaw ałki, z któ ry ch w okół p lan e ty może w y­
tw orzyć się taki sam pierścień, jaki m a S a tu rn , U ran i — co
niedaw no u jaw n iły nam zdjęcia uzyskane za pom ocą ,,Voyagera-1” — także Jowisz.
KRONIKA
Z prac polskich astronomów w 1978 roku
Wzorem lat ubiegłych w ym ieńm y kilka spośród najciekawszych w yni­
ków badawczych uzyskanych ostatnio przez polskich astronomów. Do
najwartościowszych należy opracowanie przez B. P a c z y ń s k i e g o
(Centrum Astronom iczne im. M. Kopernika PAN) i w spółpracow ników
modelu dysku akrecyjnego otaczającego czarną dziurę z superkrytycznym tem pem akrecji. Dysk taki jest gruby i w pobliżu czarnej dziury
tworzy sym etryczny wir, w którym strum ień prom ieniowania jest ponadkrytyczny. Może to prowadzić do wyrzutu strug m aterii z prędkoś­
ciami relatyw istycznym i w kierunku osi rotacji. Pom yślne próby za­
stosowania tego m odelu do w yjaśnienia natury źródeł aktyw ności jąder
galaktyk i kwazarów, a także do niektórych źródeł prom ieniowania
rentgenowskiego w naszej Galaktyce, oczekują potwierdzenia obserwa­
cyjnego, aby stać się jedną z najdonioślejszych zdobyczy astronom ii lat
ostatnich.
J. P. L a s o t a (Centrum Astronomiczne im. M. Kopernika PAN)
opracował m odel akrecji na silnie nam agnesowanego białego karła
z uwzględnieniem prom ieniowania cyklotronowego. Model ten może być
210
URANIA
7/1979
zastosowany do niektórych nowych karłow atych i nowopodobnych. Do­
brze również opisuje własności polara AM Her, dla którego wiele no­
wych danych obserwacyjnych uzyskał W. K r z e m i ń s k i (Centrum
Astronomiczne im. M. K opernika PAN). Polary są ciasnymi układam i
gwiazd podwójnych, w których jeden ze składników (biały karzeł) po­
siada bardzo silne pole magnetyczne rzędu 200—300 Megagaussów. W.
K rzem iński stwierdził, że rotacja składnika magnetycznego jest syn­
chroniczna z obiegiem orbitalnym mimo zyskiwania przezeń znacznej
ilości m om entu pędu niesionego przez padający strum ień m aterii. Zna­
lazł korelacje między polaryzacją, strum ieniem prom ieniow ania i jego
wskaźnikiem barwy. K orelacje te prow adzą do wniosku, że znaczna
część prom ieniow ania optycznego i podczerwonego powstaje w bardzo
silnym polu m agnetycznym w pobliżu biegunów magnetycznych białego
karła.
Niezmiernie skrom ne wyposażenie istrum entalne polskiej astrono­
mii zostało w ostatnich latach wzbogacone o dwa 60 cm teleskopy typu
Cassegraina firm y C arl Zeiss — Jena. Pierw szy zainstalowany został
w
Obserw atorium
Astronomicznym U niw ersytetu W arszawskiego
w Ostrowiku w 1973 roku (o czym donosiliśmy na łam ach Uranii w n u ­
merze z grudnia 1973 r.), a drugi jest w łasnością Instytutu Astronom i­
cznego U niw ersytetu Wrocławskiego i został uruchom iony w końcu
1977 roku w Białkowie. Za pomocą obu tych instrum entów wykonano
w ubiegłym roku wiele wartościowych obserwacji gwiazd zmiennych.
Np. analiza wykonanych w Ostrowiku obserwacji układu podwójnego
BDS 1269 doprowadziła do lepszego zrozumienia pulsacji składnika typu
delta Scuti, a badania zm ian okresu układu V 471 Tau mogą rzucić
światło na mechanizm stygnięcia białego karła. W Ostrowiku uzyskano
również serię obserw acji układu podwójnego nowej WZ Sge, która wy­
buchła w jesieni 1978 roku. W Białkowie prowadzono obserwacje fotoelektryczne gwiazd zmiennych typu Beta Canis Maioris. Odkryto, że
gwiazda 16 Lac jest gwiazdą zaćmieniową o okresie 12.097 dnia, głębo­
kości zaćmienia 0.04 mag i czasie trw an ia zaćmienia około 0.4 dnia.
Jest to obecnie jedyna znana gwiazda typu Beta Canis Maioris w uk ła­
dzie zaćmieniowym. Analiza periodogram owa obserwacji gwiazdy 12 Lac,
w połączeniu z obserw acjam i zmian profili linii widmowych, pozwoliły
stwierdzić, że gwiazda ta jest powolnie rotującym oscylatorem nieradialnym , w którym pobudzane oscylacje odpowiadają harm onikom sfe­
rycznym o dwu różnych wartościach.
Ciekawym wynikiem z zakresu m echaniki nieba jest powiązanie
przez G. S i t a r s k i e g o (Centrum Badań Kosmicznych PAN) jednym
systemem elementów orbity w szystkich obserwacji planetoidy Adonis,
która po odkryciu w 1936 roku ponownie zaobserwowana została do­
piero w 1977 roku (donosiliśmy o tym na łam ach Uranii w numerze
lipcowym z 1977 roku). W pracy tej nie byłoby nic nadzwyczajnego
gdyby nie nieprzew idziane trudności rachunkow e spowodowane między
innym i dużym zbliżeniem się planetoidy do Wenus w 1964 roku. T rud­
ności tych nie zdołali pokonać astronomowie am erykańscy, którzy pier­
wsi próbow ali poprawić orbitę Adonisa, wobec czego zwrócili się z proś­
bą o pomoc do polskich specjalistów. Rozwiązanie tego problem u jest
nie tylko osobistym sukcesem autora pracy, ale także potwierdzeniem
wysokiej klasy opracowanych w Polsce program ów komputerowych,
które zostały przygotowane dla realizacji katalogu orbit kom et jednopojawieniowych.
K . Z.
7/1979
URANIA
211
Pierścień wokół Wenus?
Rezultaty obserw acji spektroskopowych przeprowadzonych przez sondy
W enera — 9 i 10 mogą być objaśnione istnieniem optycznie cienkiego
pierścienia pyłowego wokół Wenus. Całkowita m asa pyłu tworzącego
pierścień powinna by sięgać około 20 ton. Masa odniesiona do jednostki
długości pierścienia byłaby rów na około 5 X 10-3 g/cm, przy m aksy­
malnej gęstości pyłu rzędu 10-17 g/cm3 dla pierścienia o grubości 100
kilometrów. Źródłem pyłu może być m ały księżyc Wenus, znajdujący
się w ew nątrz granicy Roche’a.
Krasnopolskij W. A., Kosmiczeskije Issledowanija, vol. 16, 1978, 570.
Z. P A P R O T N Y
Pierścienie wokółplanetarne
Według R. Smoluchowskiego (1), system y pierścieni wokół planet (Sa­
turna, U rana, teraz prawdopodobnie również Jowisza), powinny —w kierunku radialnnym — mieć nie tylko granicę zewnętrzną (granica
Roche’a), ale również w ew nętrzną. Zakłada się przy tym, że równo­
cześnie z procesam i wiodącymi do zm niejszania się rozm iarów cząstek
pierścieni, istnieć mogą mechanizmy pozwalające na ich wzrost. Obli­
czenia, w których uwzględniono oddziaływania graw itacyjne, dośrod­
kowe i van der W aalsa wiodą do kokluzji, iż w przypadku Saturna
teoretyczna granica w ew nętrzna system u pierścieni, w obszarze błędu
identyczna jest z w ew nętrzną granicą pierścienia C.
(1) Smoluchowski R., Nature, vol. 274, 1978, 669.
Z. P A P R O T N Y
Fotom etria A m altei
Odkryty przez B arnarda w 1892 roku najbliższy planecie księżyc Jow i­
sza — A m altea, jest obiektem trudnym do obserw acji ponieważ naw et
w m aksym alnej elongacji znajduje się bardzo blisko tarczy Jowisza.
Dopiero niedawno udało się wykonać badania fotom etryczne Am altei
w systemie UBV (1). Dokonał tego R. L. Mills pracujący w obserw a­
torium Lowella. A m altea okazała się wyjątkow o ciemna — w systemie
V jej albedo równe jest około 0,02. Składa się ona prawdopodobnie
z m ateriału identycznego z chondrytam i węglowymi — wyjściowego m a­
teriału mgławicy protoplanetarnej. W skaźnik barw y B — V Am altei
rów ny jest ln«50, co porów nyw alne z B — V = lm 37 dla M arsa świadczy
o tym, że A m altea jest najbardziej czerwonym obiektem w Układzie
Słonecznym.
(1) Sterne und Weltraum, vol. 17, 1978, 211.
Z. P A P R O T N Y
Astronomiczny satelita IRAS
Wspólnym przedsięwzięciem Holandii, USA i W ielkiej B rytanii jest sate­
lita IRAS (Infra Red Astronomical Telescope), którego sta rt przew i­
dziany jest na 1981 rok Za jego pomocą przeprowadzony zostanie prze­
gląd całego nieba w zakresie 8—120 m ikrom etrów. Znajdujący się na
pokładzie satelity teleskop system u Ritchey—Cretien o średnicy 60 cm,
wykonany całkowicie z berylu, schłodzony będzie do 4 K. W płaszczyź­
nie ogniskowej znajdować się będzie mozaikowy system 62 odbiorników
212
URANIA
7/1979
IR, schłodzony do 2 K oraz 4 bolom etry n ad p rzew o d n ik o w e i sp e k tro ­
m e tr o niskiej rozdzielczości. T oroidalny zbiornik ciekłego helu w y s ta r­
czy na schładzanie elem entów odbiorczych i teleskopu w czasie 1 roku.
Pozw oli to n a obniżenie progu szum ow ego do około 2 X 10-28 W /m 2/H z,
co oznacza ty siąc k ro tn y w zrost czułości w p o ró w n an iu z osiągniętą do­
tychczas w tym obszarze w idm a elektrom agnetycznego. S ate lita IRAS
dostarczy praw dopodobnie in fo rm acji o m ilionie now ych źródeł p ro m ie­
niow ania podczerw onego, em itu jący ch n a falach dłuższych od 8 m ik ro ­
m etró w (w te j chw ili znanych je st około 1000 tak ich źródeł).
A um ann H. H., O ptical E ngineering, vol. 16, 1977, 537.
Spaceview , vol. 8, n r 1, 1977, 36.
z. P A P R O T N Y
Teleskopy przyszłości
Na k o n feren cji zorganizow anej w G enew ie przez ESO (E uropejskie
O bserw ato riu m Południow e), pośw ięconej przyszłości teleskopów o pty­
cznych, dysku tow ano m etody zw iększenia efektyw ności in stru m e n tó w
następnego pokolenia. G łów ne z w iodących do tego dróg to zw iększenie
pow ierzchni efek ty w n ej zw ierciadeł, obniżenie ich m asy oraz sto so w a­
nie układów w ielozw ierciadłow ych w rodzaju ju ż istniejącego MMT
(M ultiple M irro r Telescope). G ru p a astronom ów z o b serw ato riu m K itt
P eak p rze d staw iła cztery p ro je k ty teleskopów n ow ej g en e racji (każdy
g w aran tu jąc y a p e rtu rę ek w iw a len tn ą 25 m etrów ): p ro je k t ty p u podko­
w y zaw ierający segm ent bardzo dużego zw ierciad ła sferycznego, s te ro ­
w an a czasza sk ła d a ją c a się z m ozaiki m niejszych lu ste r, u kład MMT
z sześciom a teleskopam i 10-m etrow ym i oraz u k ład zw any, „singles
a r r a y ”, w k tó ry m sześć 10-m etrow ych teleskopów zasila w sp ó ln e ognis­
ko Coude. R ozpatryw ano też p ro je k ty teleskopów z sy d e ro stata m i oraz
układ niezw iązanych ze sobą, identycznie w yposażonych teleskopów p r a ­
cujących niezależnie lub obserw ujących jed en obiekt. N a k o n feren cji
dużo uw agi pośw ięcono rozw ojow i naziem nej optycznej tech n ik i in te r­
ferom etrycznej, zapew n iającej bardzo w ysoką rozdzielczość o trzy m y w a­
nych obrazów .
N ature, vol. 271, 1978, 307.
Z.PAPRO TNY
Kwazary a młode galaktyki
H ipoteza głosząca, iż ak ty w n e pro cesy pow staw an ia gw iazd zachodzą
w całej objętości m łodej g alak ty k i i to p rak ty c zn ie rów nocześnie (bo
w czasie rzędu 108 la t i m niej) zdaje się przeczyć rezu ltato m o b serw a­
cyjnym . B ardziej n a tu ra ln y m — ja k p o stu lu je B. V. K o m b e r g —
je st założenie, że procesy gw iazdotw órcze o b ejm u ją n a jp ie rw jedynie
ce n traln e obszary protog alak ty k i. Pod w zględem w łaściw ości o b serw a­
cyjnych sta d iu m to m oże odpow iadać w łaściw ościom obiektu podob­
nego do kw azara. U w zględniając to założenie m ożna stw orzyć sch em at
ew olucyjny, w edług którego rad io k w a zary p rze k szta łc ają się z czasem
w ją d ra rad io g alak ty k . P rz y jm u je się p rzy ty m , że aktyw ność radiow a
rozległych skład n ik ó w rad io g a lak ty k może u trzy m y w ać się przez m i­
lia rd y la t i zależy w ostatecznym ra c h u n k u od m ocy rad io w e j ich ją d e r
na etap ie p o w staw an ia, to znaczy w stad iu m obiektu kw azaropodobnego.
Z kolei prom ieniow anie optyczne tak ich obiektów znacznie słab n ie już
w czasie 107 — 108 la t, po czym rozpoczynać się m ogą procesy tw orze-
7/1979
URANIA
213
nia gw iazd w pozostałej objętości protog alak ty k i, p o stęp u jąc od cen ­
tru m k u peryferiom . Założenie, iż fenom en obiektu kw azaropodobnego
je st burzliw ym etapem rodzenia się ją d ra w protogalaktyce, nie p rze­
czy istn iejący m obserw acjom fotoelektrycznym i sp e k tra ln y m okolic
bliskich kw azarów . Co w ięcej, postulat, by m łodych g alak ty k szukać
w pobliżu kw azaró w pozw ala zrozum ieć, dlaczego nie są one w y k ry ­
w an e z flu k tu a c ji radiow ego p rom ieniow ania tła, p rzy zastosow aniu
m etodyki, k tó ra nie uw zględnia żadnych silnych radioźródeł.
K om berg B. V., In stitut Kosm iczeskich Issledowanij, 1977, p re p rin t
n r 358.
Z. P A P R O T N Y ?
Kom pleksy gwiezdne
W ykorzystując dane o rozkładzie cefeid galaktycznych w ydzielono 35
kom pleksów gw iezdnych, będących zgrupow aniam i o średnicy około
600 p arseków i w ieku rzędu dziesiątków m ilionów lat, zaw ierający m i
gw iazdy p ow stałe w tym sam ym kom pleksie pyłow o-gazow ym . D ys­
p ersja okresów cefeid su geruje, że proces tw orzen ia się gw iazd w d a ­
nym kom pleksie trw a 20—50 m ilionów lat. Być może, w szystkie m łode
gw iazdy i grorhady zw iązane są z ty m czy innym kom pleksem .
E frem ów J. N., Pisma w A stronom iczeskij Zurnał, vol. 4, 1978, 125.
Z. P A P R O T N Y
Ciasne układy podwójne a system y planetarne
R. C. Fleck zanalizow ał niedaw no w łaściw e m om enty k ąto w e w zależ­
ności od m asy całkow itej dla szeregu gw iazd pojedynczych o różnych
ty p ach w idm ow ych, gw iazd podw ójnych i układ ó w p la n e ta rn y c h (1).
Jego zdaniem ciasne u kłady podw ójne i system y p la n e ta rn e m ogą m ieć
w spólne pochodzenie, zaś p o w staw anie tych obiektów zw iązane jest
z ro tacy jn ą niestabilnością pierw otnego zgęszczenia m aterii. F leck su ­
g eru je też, że praw dopodobieństw o istn ien ia u k ła d u p la n eta rn e g o w okół
gw iazdy nie zależy od jej ty p u w idm ow ego, w szczególności zaś sy ste ­
m y te m ogą istnieć w okół gw iazd o typach w cześniejszych od F5. No­
wość tej koncepcji polega n a tym , że dotąd za p o ten cjaln e słońca u k ła ­
dów p la n eta rn y c h uw aża się gw iazdy o silnie spow olnionej ro tacji (aż
do około 10 km /s), przy czym gran ica dzieląca szybko i w olno ro tiijące
gw iazdy przebiega w łaśnie w obszarze typów F2 — F5. Spow olnienie
m iałoby być re z u lta te m p rzeniesienia m om entu kątow ego obrotu osio­
w ego gw iazdy do otaczającego ją sy stem u planet, co już w 1952 suge­
row ał O. S tru v e (2). A nalizując hipotezę p o k rew ień stw a u k ład ó w pod­
w ójnych gw iazd i system ów gw iazda — p lan eta, S. S. K u m ar (3) do­
strzeg ł w y raźn ą różnicę m iędzy nim i, w y ra ża jąc ą się w sto su n k u m as
sk ład ników gw iezdnych w u k ład ach podw ójnych (w g ran icach 1—10
typow o) a identycznym stosunkiem m as gw iazda — p la n e ta (w U k ła ­
dzie Słonecznym zaw sze pow yżej 1000). W yraźna je st też różnica
w kształcie o rbit: skład n ik i u k ład u podw ójnego o k rą ż a ją b a ry c e n tru m
zazw yczaj po orb itach ekscentrycznych, p la n e ty zaś sw oją gw iazdę
c e n traln ą po p rak ty c zn ie kołow ych (przynajm niej sądząc po U kładzie
Słonecznym ).
(1) F leck R. C., A strophys. J., vol. 228, n r 1, cz. 1, 1978, 198.
(2) S tru v e O., Observatory, vol. 72, 1952, 199.
(3) K u m ar S. S., Origins of Life, vol. 5, 1974, 491.
L
Z. P A P R O T N Y
214
URANIA
7/1979
Pow staw anie gwiazd w galaktykach
K orzystając z danych obserwacyjnych i obliczeń teoretycznych dotyczą­
cych ewolucji galaktyk, R. B. Larson (1) uzasadnia tezę, jakoby wszyst­
kie galaktyki ciągu H ubble’a m iały jednakow y w przybliżeniu wiek lecz
bardzo różne tempo form ow ania gwiazd: wybuchowe (rzędu kilkudzie­
sięciu milionów lat) w galaktykach eliptycznych i stacjonarne w ga­
laktykach spiralnych i nieregularnych. Analizując charakterystyczne
skale czasowe tych procesów dynamicznych, które mogą być inicjato­
ram i formowania się gwiazd, autor dochodzi do wniosku, że jego tempo
zdeterm inow ane jest ogólną gęstością m aterii galaktycznej, a nie gęsto­
ścią gazu jak uważano przedtem. W pracy rozpatrzono procesy wtórne,
m ające wpływ na szybkość pow staw ania gwiazd, takie jak: siły przy­
pływowe, fale uderzeniowe, kolaps galaktyk czy w końcu dopływ gazu
do obszaru, gdzie gwiazdy pow stają. Przedyskutow ano też testy obser­
wacyjne istniejących obecnie teorii ewolucji galaktyk i oceniono tempo
pow staw ania gwiazd w galaktykach z katalogów Arpa, H ubble’a i de
Vaucouleursa.
(1) Larson R. B., w: Evolution of Galaxies and Stellar Populations,
New Haven, Yale Uniwersity, 1977, 97—132.
Z. PAPROTNY
OBSERWACJE
Raport II 1979 o radiowym prom ieniowaniu Słońca
Średnie strum ienie miesiąca: 22,4 (127 MHz, 28 dni obserwacji) i 201,4 su
(2800 MHz, 14 dni). Średnie miesięczne wskaźników zmienności — 0,39.
7/1979
URANIA
215
Wysoka aktywność Słońca, która rozpoczęła się we wrześniu ub. r.,
trw a nadal. W lutym zaobserwowano 31 zjawisk niezwykłych (w tym
14 burz szumowych) na częstości 127 KHz. 6 wielkich wybuchów w y­
stąpiło w dniach 16, 17, 18 i 20 II. Najwyższy poziom osiągnął wybuch
47GB z dni 20 II — 3400 su (o godz. 851 UT)._
Z toruńskich obserwacji na częstości 2800 MHz opracowano jedno
zjawisko z dnia 1 II (maksimum strum ienia 52 su o godz. 809 UT).
W „Prelim inary Report and Forecast of Solar Geophysical D ata”
(US Dept. Commerce, Boulder, Colorado) z dnia 20 II znajdujem y za­
skakująco wysoki średni strum ień prom ieniowania Słońca na częstości
2800 MHz obserwowany w O ttawie dnia 18 II — 376 su. Strum ienie
wyższe od 350 su obserwowano w tej stacji w przeszłości tylko dw u­
krotnie: w 1947 i 1957 r. Jednak późniejsze doniesienia (Solar Geo­
physical Data n r 415, P a rt I) nie potwierdziły tego, podając na strum ień
tego dnia w artość 237,7 su, która jest też wysoka ale nie w yjątkow a.
Toruń, 9 m arca 1979 r.
K . M . B O R K O W S K I , H. W E Ł N O W S K I
Kom unikat Centralnej Sekcji Obserwatorów Słońca nr 2/79
Plam otwórcza aktywność Słońca w lutym 1979 r. była wysoka i utrzy­
m yw ała się na poziomie m iesiąca poprzedniego. Średnia miesięczna
względna liczba Wolfa (month m ean Wolf Number) za miesiąc
luty 1979 r...................R = 141,2
W lutym na widocznej tarczy Słońca zaobserwowano powstanie 31
nowych grup plam słonecznych. Wśród nich cztery grupy mocno rozbu­
dowane z dużą ilością plam. Grupa n r 483 o m aksym alnej zaobserwo­
wanej powierzchni ok. 1600 jedn. w dniu 20 II zawierała 54 plamy.
Liczby plamowe bardzo wysokie w środku miesiąca, dochodzące do
R == 188, zmalały przy końcu miesiąca do R = 100.
Szacunkowa średnia miesięczna powierzchnia plam (month mean
Area of Sunspots) za miesiąc
lu ty 1979 r...................S = 1706 • 10-“ p.p.s.
Średnia miesięczna konsekutywna liczba plamowa z 13 miesięcy za
sierpień 1978 r. wyniosła R = 103,4. Wskaźnik zmienności plamowej 21
cyklu do sierpnia 1978 r. Z = 14,7.
Dzienne liczby plamowe (Daily Wolf Numbers) w lutym 1979 r.:
80, 118, 136, 131, 122, 129, 145, 146, 167, 152, 161, >127, 187, 182, —, 159,
—, 150, 188, 186, 157, 153, 124, 103, 81, 116, 119, 109.
Wykorzystano: 178 obserwacji 20 obserwatorów w 26 dniach obser­
wacyjnych. Obserwatorzy: J. Brylski, U. Bendel, R. Biernikowicz,
Z. Kieć, A. Lazar, D. Lis, P. Macheta, L. M aterniak, R. Miglus, Z. Rzep­
ka, M. Siemieniako, Z. Skórzewski, B. Szewczyk, M. Szulc, J. Szuber,
Ł. Szymańska, W. Szymański, P. Urbański, N. Witek, W. Zbłowski.
Wiadomości: Z zadowoleniem inform ujem y, że do grona naszych
obserwatorów dołączył się Pan Ulrich B e n d e l z D arm stadt (RFN)
oraz Pan Peter M a c h a t a z Wiednia (Austria). Serdecznie w itam y
nowych Kolegów Obserwatorów Słońca.
Dąbrowa Górnicza, 8 m arca 1979 r.
W ACŁAW S Z Y M A Ń S K I
216
URANIA
7/1979
KRONIKA PTMA
Komunikat w spraw ie Sekcji Historii Astronomii
W zw iązku z zam ierzeniem utw o rzen ia w PTM A S ekcji H isto rii A stro ­
nom ii kom unikuję, że p rzy jm u ję zgłoszenia członków T o w arzy stw a in ­
te re su ją cy c h się h isto rią astronom ii i p rag n ący ch się n ią zajm ow ać
W ram a ch Sekcji. P ra g n ę p rzy ty m nadm ienić, że h isto ria astro n o m ii
stanow i w dzięczne pole d ziałania dla m iłośników , szczególnie d la tych,
k tó rzy z różnych pow odów nie m a ją m ożliw ości obserw ow ania. Zgłosze­
nia proszę kierow ać na adres: d r P rz em y sław R ybka, ul. D em bow skie­
go 19 m. 2, 51-670 W rocław .
PRZEMYSŁAW RYBKA
Jan Kasza z Rudy Śląskiej (16 VI 1922 — 15 VII 1978)
W lipcu ubiegłego roku pożegnaliśm y na zaw sze naszego K olegę Ja n a
K aszę z R udy Ś ląskiej, członka — założyciela G liw ickiego O ddziału P o l­
skiego T ow arzy stw a M iłośników A stronom ii.
Był n ajb ard zie j w zorow ym przy k ład em praw dziw ego m iłośnika
astronom ii.
7/1979
URANIA
217
T rz y d z ie śc i la t te m u n a le ż a ł d o szczu p łeg o g ro n a zało ż y cie li G liw ic ­
k ieg o O d d z ia łu P T M A i od teg o cz asu n ie p rz e rw a n ie p e łn ił fu n k c je se ­
k r e ta r z a tego O d d z ia łu . C h a ra k te ry z o w a ła G o zaw sze o g ro m n a s y s te ­
m aty czn o ść, d o k ła d n o ś ć i su m ie n n o ść w k a ż d e j Je g o p ra c y .
W ła sn y m k o sz te m z m o n to w a ł n a s try s z k u w z a b u d o w a n ia c h g o sp o ­
d a rc z y c h w p o d w ó rz u ro d z in n e g o d o m u w R u d z ie Ś lą s k ie j — lu n e tę ,
k tó r a słu ż y ła d la p o k a z ó w n ie b a ta k d la c z ło n k ó w P T M A ja k i d la in ­
n y c h ró ż n y c h osób, d la m ło d zieży sz k o ln e j i d o ro sły c h . B y ł to s ta ły
p u n k t o b s e rw a c ji a stro n o m ic z n y c h G liw ic k ie g o O d d z ia łu P T M A , p rz y ­
ta c z a n y w „ U ra n ii” p rz y in fo rm a c ja c h o p o sz czeg ó ln y ch O d d z ia ła c h .
K o le g a J a n K a sz a S w o je o szczęd n o ści p rz e z n a c z a ł n a z a k u p k sią ż e k
i czaso p ism a stro n o m ic z n y c h w ję z y k u p o ls k im i n ie m ie c k im . S tw o rz y ł
p o w a ż n y k sięg o zb ió r, w k tó r y m zn ale ź ć m o ż n a w ie le rz a d k ic h c e n n y c h
d zieł i o g ro m n ą ilość in fo rm a c ji z a stro n o m ii.
U trz y m y w a ł ży w y k o n ta k t z w ie lo m a m iło ś n ik a m i a stro n o m ii
w K r a ju , ja k ró w n ie ż z p a ro m a a s tro n o m a m i w N RD .
W b a rb ó r k o w ą n o c z 4-go n a 5-go g ru d n ia 1971 r o k u s p o tk a ła G o
w ie lk a p rz y k ro ść . N ie z n a n i sp ra w c y w ła m a li się p rz e z d a sz e k do Jeg o
O b s e rw a to riu m , zn iszczy li je i w y n ie ś li in s tru m e n ty . S. p. ko l. J . K a sz a
p o tr a fił o b u d o w a ć w cią g u d w ó c h la t sw o je O b s e rw a to riu m i k o n ty n u o ­
w a ł d a le j p o k a z y n ie b a . N a fo to g ra fii w id z im y Go obok te j n o w e j lu ­
n e ty , p o s ia d a ją c e j o b ie k ty w 80 m m , o g n isk o w ą 500 m m i z a o p a trz o n ą
w szereg ró ż n y c h o k u la ró w . M o n ta ż p a ra la k ty c z n y z o b ro te m , p rz y p o ­
m ocy siln ic z k a e le k try c z n e g o S ie m e n sa .
W szyscy a k ty w n i k o le d z y z n asz e g o T o w a rz y s tw a z n a li sk ro m n e g o ,
c ich eg o K o leg ę J a n a K a sz ę z R u d y Ś lą s k ie j, k tó r y s ta le n a W a ln y c h
Z ja z d a c h D e leg ató w P T M A b y ł p ro sz o n y o p rz y ję c ie fu n k c ji S e k re ta rz a
Z jazd u .
D zieło J e g o p ra c y n ie p rz e p a d n ie . J e g o sy n P io tr z a m ie rz a p o św ię ­
cić się fo to g ra fic e . O p ie k u je się lu n e tą i b ib lio te k ą a stro n o m ic z n ą
i p ra g n ie z a ją ć się fo to g ra fo w a n ie m o b ie k tó w n ie b ie sk ic h .
RO M AN JANICZEK
NOW OŚCI W YDAW NICZE
L e o n id W a s ilie w ic z K s a n fo m a liti, P la n iety , od k ry ty je zanow o — W y ­
d a w n ic tw o „ N a u k a ”, s e r ia „ P ła n ie ta Z ie m lia i W s ie le n n a ja ”, M o sk w a
1978, s tro n 152, ry s u n k ó w 7, ilu s tr a c ji fo to g ra fic z n y c h 45, n a k ła d 91 000
egz., c e n a 80 kop.
T y tu ł k sią ż k i — P la n e ty p o n o w n ie o d k r y te — d o sk o n a le z d a je s p ra w ę
z o siąg n ięć o s ta tn ic h la t a s tro n o m ii i a s tro n a u ty k i. L o ty m ię d z y p la n e ­
ta r n e ta k o g ro m n ie w z b o g a c iły n a sz ą w ie d z ę o p la n e ta c h U k ła d u S ło ­
n eczn eg o , że w w ie lu p rz y p a d k a c h d o ty c h c z a so w e p o g lą d y n a p rz y ro d ę ,
p o w s ta n ie i e w o lu c ję p la n e t m u s ia ły z o sta ć p o d d a n e su ro w e j re w iz ji
w y m a g a ją c e j c z ęsto k ro ć re z y g n a c ji z ró ż n e g o ro d z a ju fa n ta s ty c z n y c h
w iz ji za z ie m sk ic h św ia tó w . N ie n a le ż y je d n a k ty c h w iz ji ż a ło w a ć —
rz e c z y w isto ść o k a z a ła się b a rd z ie j fa n ta s ty c z n a , niż m o g ła b y to d o ­
p u ścić n a sz a w y o b ra ź n ia — i o ty m w ła śn ie t r a k tu j e p rz e d s ta w ia n a ,
n o w a p o p u la r n o n a u k o w a p o z y cja .
218
URANIA
7/1979
We Wstępie A utor daje krótki przegląd całego Układu Słoneczne­
go — w aspekcie jego badania przy pomocy autom atycznych sond m ię­
dzyplanetarnych (co znakomicie rozszerzyło możliwości astronom ii i planetofizyki — dzięki obserwacjom przeprow adzanym z bliska oraz dzięki
bezpośredniej eksploracji ciał Układu Słonecznego).
Rozdział Na ekranie— Merkury podaje podstawowe dane o tej
planecie, które były wiadome do czasu podjęcia badań radiolokacyjnych,
a następnie — wysłania ku M erkurem u pierwszych automatycznych
sond m iędzyplanetarnych. Dalej A utor opisuje fascynującą historię od­
krycia rotacji M erkurego z innym niż uprzednio sądzono okresem (po­
zostającym wszelako w rezonansie z okresem ruchu orbitalnego), po czym
przedstaw ia rezultaty tak niezwykłego w swoim rodzaju ruchu w irow e­
go. L. W. K sanfom aliti omawia także — dosyć szczegółowo — wygląd
powierzchni Merkurego (dostępnej pośrednio dla badań dzięki zdjęciom
wykonanym i przekazanym przez sondę autom atyczną „M ariner-10”)
przeprow adzając jednocześnie porów nania z wyglądem powierzchni
Księżyca. Przedstaw ione również zostały w arunki term iczne panujące
na M erkurym , problem budowy w ew nętrznej planety wraz z zagadnie­
niem istnienia wyraźnego pola magnetycznego, wreszcie dość dużo
miejsca A utor poświęca atmosferze m erkuriańskiej — bardzo rozrzedzo­
nej i specyficznej.
Kolejne loty stacji m iędzyplanetarnych (połączone już zapewne z lą­
dowaniem na powierzchni Merkurego) pozwolą dokładniej ustalić w a­
runki panujące na planecie, lepiej poznać jej budowę, a ponadto do
program u badań stacji lądujących na powierzchni M erkurego włączyć
będzie można program obserw acji Słońca i przestrzeni okołosłonecznej.
N astępny rozdział poświęcony jest planecie Wenus, przede wszyst­
kim lądowaniu na tej zagadkowej planecie dwóch radzieckich sond kos­
micznych „W enera-9” i „W enera-10”, które po raz pierwszy w historii
astronom ii przekazały na Ziemię obrazy powierzchni Jutrzenki szczelnie
dotąd skryw anej przed naszym wzrokiem wszędzie ciągłą w arstw ą
chmur. Okazało się przy tym, że gęstość obłoków nie jest tak wielka,
jak to wcześniej zakładano i powierzchnia planety jest zupełnie dosta­
tecznie oświetlona, dzięki czemu na przekazanych panoram ach można
rozróżnić wiele szczegółów. Jeden ze znajdujących się w polu widzenia
kam ery kam ieni m a tak osobliwy kształt, że zostało naw et wysunięte
żartobliw e przypuszczenie, iż jest to być może przedstaw iciel fauny
Wenus. R ekonstrukcję „m ieszkańca” Wenus podziwiać można na foto­
grafii 12. Te rozważania o „faunie” Wenus są oczywiście marginesowe
wobec zasadniczego tem atu rozdziału o badaniach planety. Chociaż pa­
noram y Wenus są sam e w sobie interesujące (pomijając już ich spektakularność), to jednak najw ażniejszym rezultatem lotów kosmicznych
ku planecie Wenus jest poznanie i zbadanie (jeszcze niezupełne) składu
i budowy atm osfery Wenus (wraz z obłokami, oczywiście). Autor sta­
rając się dać możliwie jak najpełniejszy obraz Wenus omawia również
wvniki -obserwacji radarow ych planety (przeprowadzanych z Ziemi).
Brak m iejsca nie pozwala na szersze przedstaw ienie rozdziałów —
poza tym niewłaściwe byłoby pozbawiać Czytelnika przyjemności „sa­
modzielnego” odkryw ania planet, dlatego też pozostałe rozdziały zosta­
ną zaledwie zasygnalizowane, mimo iż są nie mniej ciekawe od dwóch
pierwszych.
„Drugie odkrycie Marsa” — to brzmi jak tytuł opowiadania fan ta­
stycznego, których o Marsie napisano tysiące. A jedno z dłuższych opo­
w iadań, pióra braci Strugackich, nazywa się... „Drugi najazd M arsjan”.
7/1979
U R A N IA
219
T rzeba przyznać, że L. W. K san fo m aliti znakom icie straw estow ał w tym
m iejscu ty tu ł opow iadania S tru gackich posługując się zupełną in w ersją
znaczeń. W sam ej rzeczy — rozdział ten to nie fantastyka, ale naukow o
udokum entow ana realność (lecz jeszcze bardziej od fa n ta zji p rzy p ra ­
w iają ca o zaw rót głow y), a zamiast, najazdu M arsjan m am y... „in w azję
V ik in g ó w ” na M arsa (oraz statków radzieckich serii „M ars” i a m ery­
kań skich serii „M arin er”)!
W rozdziale o M arsie A u tor podaje nie tylko w y n ik i obserw acji
i bezpośredniej eksp loracji planety, ale rów nież znaczną część uw agi
pośw ięca „geologicznej” przeszłości M arsa podsum ow ując zarazem prze­
w ija ją ce się przez w szystk ie trz y 'ro zd zia ły problem y kosm ogonii planet
typu ziem skiego oraz ich n atu raln ych satelitów .
Rozdział „N a drodze Po tajem nice Jowisza” zaznajam ia C zyteln ik a
z odkryciam i dokonanym i przez radioastronom ów oraz przez am erykań ­
skie sondy serii „P ion eer” , które p rzek azały na Ziem ię w iele cennej in ­
form acji o planecie-gigancie i jej satelitach — in fo rm acji zarów no w po­
staci obrazów ja k i w y n ik ó w bezpośrednich pom iarów w ielk ości fiz y cz ­
nych zjaw isk ro zgryw ają cych się w bliskim sąsiedztw ie plapety,
a w głów nej m ierze d otyczących stanu zew n ętrzn ych w a rstw atm osfery,
m agn etosfery i zw iązan ych z nią pasów rad iacyjn ych Jow isza. Z w ięk szy ł
się też dzięki „Pioneerom ” nasz zasób w ied zy o czterech galileu szow ych
satelitach Jowisza.
D w a kolejne rozdziały stanow ią sw ego rod zaju niespodziankę w k a ­
lejdoskopie niespodzianek, jak ie ob ru szyły się na nas z chw ilą w sparcia
naziem nych ob serw acji lotam i statków kosm icznych niosących na po­
kład ach aparaturę u m ożliw iającą śledzenie i badanie innych św iatów
z bliska, zaś w przypad ku W enus i M arsa — p o zw ala ją cych rów nież na
bezpośrednią ich eksplorację. T a k tedy rozdział Paradoksy asteroidów
p rzedstaw ia za d ziw ia jący św iat planetek, ow ych drobnych ciał n iebie­
skich zajm u jących przestrzeń głów nie pom iędzy orbitam i M arsa a Jow i­
sza. R ezu ltaty ob serw acji i obliczeń w yko n an ych w ostatnich latach
pozw oliły ustalić, iż planetki nie są- produktem rozpadu jednej dużej
planety, ale stanow ią raczej ten n ajd aw n iejszy, p ierw otn y m ateriał tw o­
rzący planetozym ale, z których następnie p o w sta w ały planety. P ertu r­
b acje ze strony Jow isza u n iem ożliw iły pow stanie w rejonie pom iędzy
orbitam i M arsa a Jow isza (jak to przew id u je reguła Titiusa-Bodego)
jeszcze jednej planety — co w ięcej p ertu rb acje spow odow ały dodatko­
w o fragm en tację istn iejących planetozym ali; stąd m am y planetki i...
m eteory (o różnym składzie chem icznym i różnej budowie). Nie w szy ­
stko jest jednak w tym schem acie do końca w yjaśn ione. Istnieją w szak
m eteory — pozostałości po kom etach, a z kolei przyroda i pochodzenie
kom et stanow i nadal zagadkę... N iespodzianki, paradoksy.
Z upełnie innego rod zaju niespodziankę w przedstaw ianej książce
jest rozdział zatytu łow an y N ieco o problem ach głów nej planety. G łów n a
planeta — to nasza Ziem ia, może n ie n ajgłów n iejsza w e W szechśw iecie,
ale bardzo w ażna dla ludzi. A u tor roztacza ponurą w izję m ożliw ości za ­
gład y życia na Ziem i już n aw et nie z powodu w ojen , lecz w yw ołan ą
n iejako m im ow olnie poprzez system atycznie w zrastają ce naruszanie s y ­
stem ów ekologicznych P lan ety, co ludzkość uśw iadom iła sobie w pełni
całkiem niedaw no. R ozw ój przem ysłu i k om u n ikacji prow adzi do za ­
chw iania rów now agi klim atycznej i ekologicznej w sk ali całej planety.
A tm osfera, biosfera, rów now aga en ergetyczn a p lan ety nie n ad ążają
w procesie sam oodtw arzania za działalnością człow ieka — odw ieczne
cyk le utrzym ujące w globalnej sk ali stabilność w a ru n kó w n atu raln ych
220
URANIA
7/1979
n a Z iem i są ra z p o ra z z a k łó c a n e in g e r e n c ją c z ło w ie k a , n ie p rz e m y ś la n ą
i p rz e z to szcze g ó ln ie n ie b e z p ie c z n ą . A u to r p rz y ta c z a o p in ie o p ty m is tó w
i k a ta s tro f is tó w , ja k d łu g o jeszcze b e z k a rn ie m o ż e m y e k sp lo a to w a ć Z ie ­
m ię, a le n a w e t o p ty m is ty c z n e o ce n y s ą p rz e ra ż a ją c e ! P is z ą c te n ro z ­
d z ia ł K s a n fo m a liti p ra g n ą ł n ie ja k o o strz e c o d p o w ie d z ia ln e c z y n n ik i, iż
n a sz e w s p a n ia łe p la n y w y p ra w k o sm ic z n y c h m o g ą się g w a łto w n ie z a ­
ła m a ć , je ś li n ie z a d b a m y w p o rę o m a c ie rz y s tą p la n e tę — w te d y sk o ń c z y
się n a s z s e n o p o tęd ze ...
O s ta tn i ro z d z ia ł — A u to m a ty n ie zn a ją w ą tp liw o ś c i — je s t p rz e g lą ­
d e m te c h n ik i a s tro n a u ty c z n e j, n a p rz y k ła d a c h a p a r a t u r y w y k o rz y s ty ­
w a n e j w p ro c e sie p o z n a w a n ia U k ła d u S ło n eczn eg o . O m ó w io n e z o sta ły
m e to d y p rz e p ro w a d z a n ia p rz e z s ta tk i k o sm ic z n e b a d a ń i o b s e rw a c ji p la ­
n e t, m eto d y , k tó r e w o s ta tn ic h la ta c h zacz ę to n a z y w a ć te le d e te k c y jn y m i,
a Iktóire są p o c h o d n y m i n a z ie m n y c h o b s e rw a c ji p la n e t. T y tu ł a r ty k u łu
z w ra c a u w a g ę n a te n w a ż n y fa k t, że a u to m a ty c z n e so n d y m ię d z y p la n e ­
ta r n e w y k o n u ją ty lk o to, co z o sta ło p rz e w id z ia n e p ro g ra m e m — i n ic
p o n a d to . S ta n o w i to s ła b ą s tro n ę w y p ra w b e zzało g o w y ch . Z d ru g ie j
s tro n y je d n a k w y p ra w y ta k ie są e k o n o m ic z n ie jsz e i... b e z p ie c z n ie jsz e ,
co z n a la z ło ja s k r a w e p o tw ie rd z e n ie w p rz y p a d k u lą d o w a n ia n a W en u s.
B e z p o śre d n ie lą d o w a n ie s ta tk u zało g o w eg o , b ez p rz e p ro w a d z e n ia u p rz e d ­
n ieg o re k o n e s a n su , m o g ło b y się za k o ń cz y ć tra g ic z n ie d la a s tro n a u tó w .
N ik t z re s z tą ju ż dziś n ie sąd zi, że b y w y p ra w y zało g o w e d o d a le k ic h
ś w ia tó w za z ie m sk ic h w y ru s z a ły n a oślep. T a k w ię c ch o cia ż m o żliw o ści
so n d a u to m a ty c z n y c h są o g ran icz o n e , to je d n a k s ta n o w ią one n ie z b ę d n ą
a w a n g a rd ę p rz e d b e z p o śre d n im u d z ia łe m czło w ie k a w W ielk ie j P rz y g o ­
d zie K o sm iczn ej.
T. Z B I G N I E W D W O R A K
KALENDARZYK ASTRONOMICZNY
Opracował G. Sitarski
Sierpień 1979 r.
Słońce
W s ie rp n iu S ło ń ce w s tę p u je w z n a k P a n n y i je g o d łu g o ść e k lip ty c z n a
w y n o si w ó w czas 150°. D n i są co ra z k ró tsz e : w W a rs z a w ie 1 s ie rp n ia
S ło ń ce w sch o d z i o 4h55m , z ach o d zi o 20h 28m , a 31 s ie rp n ia w sc h o d zi
o 5 h 4 4 m, zach o d zi o 19h28m.
W d n iu 22 s ie rp n ia z d a rz y się o b rą c z k o w e z a ć m ie n ie S ło ń c a, w P o l­
sce n iew id o cz n e . Z a ć m ie n ie w id o c z n e b ę d z ie n a p ó łk u li p o łu d n io w e j.
D an e d la o b s e rw a to ró w S ło ń c a (na
D a ta
1979
V III
P
1
3
5
7
+ 10979
+ 11.58
+ 12.36
+ 1 3 .1 2
+ 5 ?80
+ 5 .9 4
+ 6 .0 8
+Ą 20
14h
c z asu w sc h ó d .-e u ro p .)
L.
D a ta
1979
P
B0
L.
157?20
130.76
104.30
77.86
V I I I 17
19
21
23
+116^66
+ 17.31
+ 17.94
+ 1 8 .5 6
+ 6 974
+ 6 .8 3
+ 6 .9 1
+ 6 .9 8
305966
279.22
252.79
226.36
U R A N IA
7/1979
D ata
1979
9
11
13
15
P
+
+
+
+
13.86
14.58
15.30
15.98
Bo
Lo
+ 6.33
+ 6.44
+ 6.55
+ 6.65
51.41
24.97
358.53
3(32.09
221
D ata
1979
25
27
29
31
P
Bo
Lo
+ 19.16
+19.73
+20.28
+ 20.82
+ 7.04
+ 7.10
+ 7 .1 4
+ 7.18
199.94
173.52
147.09
120.66
P — kąt odchylenia osi obrotu Słońca mierzony od północnego wierzchołka
tarczy;
B„, L„ — heliograficzna długość i szerokość środka tarczy.
13dllh22m — heliograficzna długość środka tarczy wynosi 0°.
Księżyc
Ciem ne, bezksiężycowe noce będziem y m ie li w dru g ie j połow ie m ie sią­
ca, bow iem kolejność faz K siężyca jest w sienpniu n astęp ująca: pierw sza
k w a d ra l<i8h, p e łn ia 8d5h, ostatnia k w ad ra 14d21h, n ó w 22d19h i znow u
pierw sza k w a d ra 30d20h. w perygeum K siężyc znajdzie się 8, a w apo­
geum 23 sierpnia. W sierpniu tarcza Księżyca zakryje A ld eb aran a,
gw iazdę pierw szej w ielkości w gw iazdozbiorze B yk a (izjawisko to będzie
u nas niewidoczne).
Planety i planetoidy
W sierpniu m a m y dobre w a ru n k i obserw acji M e r k u r e g o , zwłaszcza
w dru g ie j połow ie m iesiąca. O d n a jd zie m y go ran k ie m nisko nad w schod­
n im horyzontem jak o gw iazdę około zerowej, a pod ikoniec sierpnia n a ­
w et — rl wielkości. M a r s w idoczny jest w d ru g ie j połow ie nocy jako
czerwona gw iazda +1.5 w ielkości w gw iazdozbiorze Byka. U r a n w i­
doczny jest w ieczorem w gw iazdozbiorze W ag i (6 w ielk. gwiazd.),
a N e p t u n w pierwszej połow ie nocy w gw iazdozbiorze W ężow nik a
nisko nad horyzontem (8 w ielk. gw iazd.). W e n u s , J o w i s z , S a t u r n
i P 1 u t o n są niew idoczne.
Przez lune ty n adal m ożem y obserwować plan e to id ę P a l l a s jak o
słabą gw iazdkę około 10 w ielkości (zm ien iającą sw oje położenie na n ie ­
bie) n a granicy gw iazdozbiorów Pegaza i D e lfina. P o d aje m y rektascensję
i d e k lin a cję plan eto idy d la k ilk u dat: l d: 21hl9m6, +13°39'; l l d : 21hllm 9,
+12°23'; 21d : 21h4tP3, + 10°47'; 3 ld : 20h57ifl3, + 8°54'.
Meteory
W pierwszej połow ie sierpnia p ro m ie n iu ją dw a roje m eteorów : j o t a
A k w a r y d y (maks. 6 sierpnia) i P e r s e i d y (maks. 13 sierpnia).
A k w ary d y m a ją po dw ó jn y ra d ia n t w gw iazdozbiorze W o d nika : rekt.
22*>32m , deki. — 15° i rekt. 22h4m , deki. — 6°. R ó j nie jest obfity i m ożem y
się spodziewać spad k u zaledw ie k ilk u m eteorów w ciągu godziny. N ato­
m ia st Perseidy, których ra d ia n t leży w gw iazdozbiorze Perseusza i m a
w spółrzędne: rekt. 3h4m, deki. +58°, jest ro je m znacznie bogatszym
i m ożem y zaobserw ować n aw e t k ilk a d zie s iąt m eteorów w ciągu godziny.
Niestety, w a r u n k i obserw acji nie są w ty m ro k u korzystne (pełnia!).
*
*
*
URANIA
222
7/1979
ld 2 2 h U ra n w złączeniu z K siężycem w odl.
4 d 7 h Z łączenie N ep tu n a z K siężycem w odl.
1 0 d i 4 h M e rk u ry n ieruchom y w rek ta sce n sji.
5°.
4°.
13dl l h Z łączenie Jow isza ze Słońcem .
16d6h B liskie złączenie K siężyca z A ld eb aran em ; zak ry cie gw iazdy
przez tarczę K siężyca w idoczne będzie w Północnej A fryce, południow ow schodniej E uropie i w południow ej Azji.
17d3h P lan e to id a P alla s w przeciw staw ien iu ze Słońcem .
18d10h M ars w złączeniu z K siężycem w odl. 5d.
1 9 d 6 h M e rk u ry w najw iększym zachodnim o dchyleniu od Słońca
(19°).
2 id 4 h M e rk u ry w złączeniu z K siężycem w odl. 2°. R an k iem nad
w schodnim horyzontem o bserw ujem y M erku reg o i w ąsk i sie rp K się­
życa.
2 2 digh O brączkow e zaćm ienie Słońca, niew idoczne w Polsce. Z a­
ćm ienie w idoczne będzie w A m eryce P ołudniow ej i n a A n tark ty d zie.
23<319h36«i Słońce w stę p u je w znak P anny .
25dl4h G órne złączenie W enus ze Słońcem .
2 9 d 5 h U ra n w złączeniu z K siężycem w odl. 5°.
30d O 13h M e rk u ry w złączeniu z Jow iszem w odl. 0?7. O 17h N ep ­
tu n n ieruchom y w rektascensji.
3 1 d i 5 h N ep tu n w złączeniu z K siężycem w odl. 4°.
Minima Algola (beta P erseusza): sierp ień 2d0h20m, 4d21h5m, 7dl8h0ra,
19d5h10m, 22d2hOm, 24d22h55m, 27d19h40m.
M om enty w szystkich zjaw isk podane są w czasie w sch o d n io -eu ro ­
p ejsk im (czasie letn im w Polsce).
Zakrycia gwiazd przez Księżyc
M om ent (m inuty) i k ą ty pozycyjne (°)
D ata
UT
V III 13d24h
13 25
15 23
15 23
15 24
15 25
15 25
15 26
16 25
17 24
N r, nazw a i jasność
gw., zjaw isko
|i C et
5803
H C et
5804
5805 71 T au
5806 0 2 T au
5807 ©2 T au
5808 80 T au
5809 81 T au
5810 85 T au
5811 111 T au
5812 124H O ri
4,4
4,4
4,6
3,6
3,6
5,7
5,5
6,0
5,1
5,7
p
k
k
p
k
k
k
k
k
k
P
Wr
50,4
53,0
49,0
50,3
—
47,6
18,3
04,9
21,8
03,7
32,0
—
—
44,2
17,6
01,2
19,1
—
49,5
—
T
K
32,9 50,8
55,7 .50,4
—
19,5
48,3 40,0
19,8 18,8
06,5 00,3
23,6 17,8
—
01,8
54,1 49,0
—
—
Wa
Ap
76°
220
275
24
310
232
240
—
256
53,8 272
47,5 273
54,4
55,0
22,4
45,1
20,9
05,3
22,8
Az
38°
248
315
60
350
274
280
292
312
311
Ź ródło: R ocznik A stro n o m iczn y O b serw atoriu m K ra ko w skieg o . P o d an e
w arto ści A n i A y są śred n im i d la m iast: P o zn ań (P), W rocław (Wr),
T o ru ń (T), K ra k ó w (K) i W arszaw a (Wa). p i k oznacza początek wzgl.
k o n ie c.zja w isk a zakrycia. M om enty w czasie u n iw ersaln y m .
E fem erydy p u n k tó w L a g ra n g e ’a L 4 i L 5 w u k ład zie Z iem ia—Księżyc
dla o b serw acji P yłow ych K siężyców Z iem i oraz p u n k tó w lib ra cy jn y c h
w układzie Słońca—W enus d la u ła tw ien ia poszu k iw ań ew e n tu aln y ch
7/1979
URANIA
223
ciał, jakie mogą się w tych punktach znajdować, zamieszczone są
w Roczniku na str. 133—136 oraz w ,,Cracow Observatory R eprint
No 122” (tu także przew idyw ane m omenty zaćmień Pyłowych Księży­
ców Ziemi oraz zakryć przez nie Jowisza).
L. Z A J D L E R
Adresy Oddziałów PTMA (stan na 1 VII 1979 r.
15-443 Białystok — Al. 1 M aja 11/4, Zakł. Chemii UW, teł. 362-57
(doc. dr K. Czerepko)
42-200 Częstochowa — ul. Kościuszki 3/174, (mgr Jan Wieczorek)
41-300 Dąbrowa Górnicza — ul. 3 M aja 4/15, (p. W acław Szymański)
39-200 Dębica — skr. poczt. 11 (p. Józef Rokoszak)
14-530 From bork — ul. Elbląska 2, „Wieża Wodna” (p. Ja n Pogorzelski)
80-844 Gdańsk — ul. Podwale Starom iejskie 93/4, (Doc. dr Andrzej
Lisicki)
44-100 Gliwice — ul. Konopnickiej 2/2, (mgr inż. W ładysław Gisman)
teł. 91-53-73
86-300 Grudziądz — ul. Krasickiego 5, P lanetarium i Obs. Astr. teł. 27-94
58-560 Jelenia Góra 9 — PI. Piastow ski 18 (mgr Alfred Neuman), tel.
512-37
41-501 Katowice-Chorzów — P lanetarium WPKiW, skr. poczt. 10, tel.
58-51-49
25-725 Kielce — ul. Sienna 28 (p. Andrzej Letkowski), tel. 525-29
31-027 K raków — ul. Solskiego 30/8, tel. 238-92
38-400 Krosno n/W — ul. Nowotki 1 (p. Ja n W iniarski)
20-031 Lublin — ul. Nowotki 10, In sty tu t Fizyki UMCS, tel. 382-41
(dr St. Hałas)
90-113 Łódź — ul. K onstytucyjna 42 bl. 5/25 (mgr inz. Edw ard Kowal)
33-300 Nowy Sącz — ul. Śniadeckich 6/10
10-450 Olsztyn — Al. Zwycięstwa 38, PLK, tel. 59-51
45-081 Opole — ul. Piastow ska 21ą/6 (p. inż. Stefan Czech)
27-400 Ostrowiec Sw. — Os. Słoneczne 8/37 (p. Jerzy Ułanowicz)
61-772 Poznań — Stary Rynek 9/10
24-100 Puław y — ul. Krańcowa 17/23 (p. Bogdan Szewczyk), tel. 27-33
26-607 Radom — ul. Żeromskiego 75 p. 303a (inż. Piotr Janicki)
71-607 Szczecin — ul. Słowackiego 17, Akad. Rolnicza (dr Stanisław
Gwizdek)
.87-100 Toruń — ul. K opernika 42, tel. 228-46
00-716 W arszawa — ul. B artycka 18 CAMK, (p. Zygmunt Grela)
50-082 W rocław — ul. P io tra Skargi 18a, tel. 347-32
65-246 Zielona Góra — ul. Podgórna 50, Zakł. Fizyki WSI (Doc. dr N a­
poleon Maron)
Adresy Sekcji PTMA
62-800 Kalisz — PI. Kilińskiego 11/7 (inź. Janusz Kazimierowski), tel.
54-43, 37-61 (Oddz. Poznań)
43-392 Międzyrzecze Górne 44 (Ks. dr Tadeusz Klocek), woj. Bielsko-Biała, tel. 755-70 (Oddz. Kraków)
46-040 Ozimek — ZDK H uty „M ałapanew ” (inż. Feliks Luer), tel. 968
hut. 169 (Oddz. Opole)
09-400 Płock — ul. Płoskiego 1/7 (inż. Edw ard Haman), Oddz. W arszawa
83-400 Kościerzyna — ul. Świerczewskiego 6/5 (mgr Karol Brzeziński).
85-438 Bydgoszcz — ul. Wyrzycka 26/30 (p. Zbigniew Bienienda
224
URANIA
7/1979
CONTENTS
C O flE P )K A H H E
M. H e l l e r — Evolution of the
Cosmos and cosmology.
K. Z i o l k o w s k i — Cosmic
investigations in Poland.
S. R. B r z o s t k i e w i c z
—
Moons of Mars in the light of the
new est investigations.
C h r o n i c l e : From works of
Polish astronomers in the year
1978 — A ring around Venus? —
Rings around planets — Photo­
m etry of Am althea — A n astro­
nomical satellite IRAS — T eles­
copes of the future — Quasars
and young galaxies — Complexes
of stars — Contact binaries and
planetary system s — Origin of
stars in galaxies.
Observations.
PTMA C h r o n i c l e .
N e w books.
A stronom ical Calendar.
M . X e j u i e p — S b o jiio u iih
MOCa H KOCMOJIOPHH.
K-
3
hojikobckh
•—
K oc-
KocM H^ec-
KHe HCCJieAOBaHHH b F lojifaine.
C.
P.
BlKOCTKeBHI
—
JlyH bl
M a p c a b cB eT e H O B eftu m x H c c ^ e a o B a HHH.
XpoHHKa:
H3
p a6 o T
no;ibCKHX
aCTpOHOM OB B 1 9 7 8 r o a y — K o jIb U O
B O K pyr B e n e p b i? —
K o Jib u a B o x p y r
n jia H e T •— 4 > 0 T 0 M eT p H H A M a jib T e ii —
ACTpOHOMHMeCKHH CfiyTHH K IRAS —
T e^ecK o n w
ó y ay m ero —
K B a3apbi 11
M o jio f lb ie
raJia K T H K H
—
3 B e 3 f lH b ie
K OM nJieK Cbi — • T e c H b ie - n a p b i h n j i a H e T a p H b ie CHCTeMbi >— B 0 3 n n K H 0 B e H n e
3 B e 3 a b r a jia K T im a x .
HafijiioseHHJi,
X p o H H K a o f i m e c T B a (PTMA)
H oB ue
KiiHrn.
ACTpOHOMHWeCKHH
fl a p b.
KajieH-
OGŁOSZENIE
Sprzedam komplet fabrycznej optyki do teleskopu Newtona.
B ronisław Szewczyk
ul. Stanisław a 4
40-014 Katowice
R edakcja i A d m in istra c ja : P olskie T ow arzystw o M iłośników A stronom ii, Z arząd
Główny, 31-027 K raków , ul. Solskiego 30/8, tel. 238-92. Iled. nacz.: L. Z ajdler,
02-590 W arszaw a, ul. D rużynow a 3, tei. 44-49-35. S ekr. red.: K. Z iołkow ski. Red.
tech.: Z. K orczyńska. Przew odn. R ady R ed ak cy jn ej: S. P io tro w sk i. W arunki
p re n u m e ra ty : roczna zł 96,— d la członków PTMA (25% zniżki) — zł 72,— (bez
składki członkow skiej), cena 1 egz. — zł 8,—. Zgłoszenia w R edakcji, a d res j.w .
W ydaw ca: Z akład N arodow y im . O ssolińskich — W ydaw nictw o PAN, W rocław .
O ddział w K rakow ie. 1979. N akład 3300 egz. O bjętość ark . w yd. 3, ark . druk.
2,25. Pa(p. d ru k . sat. kl. V, 65 g, 61 X 86.
In d ek s 38001
D ru k a rn ia Zw iązkow a, K raków , ul. M ikołajska 13 — Zam. 2303/79 — 1-9 — 3.300
Cena zl 8.—
Indeks 38001