Urania - Postępy Astronomii

Transkrypt

POSTĘPY
ASTRONOMII
C Z A S O P I S M O
POŚWIĘCONE
UPOWSZECHNIANIU
WI EDZY A S T R O N O M I C Z N E J
PTA
TOM XXII -
ZESZYT 2
1974
WARSZAWA • K W I E C I E Ń -
C Z E R W I E C 1974
POLSKIE TOWARZYSTWO
ASTRONOMICZNE
POSTĘPY
ASTRONOMII
K W A R T A L N I K
TOM XXII — ZESZYT 2
1974
WARSZAWA •
KW IECIEŃ — C ZERW IEC
1974
KOLEGIUM REDAKCYJNE
R edaktor naczelny:
Stefan Piotrowski, W arszawa
Członkow ie:
Józef W itkowski, Poznań
W łodzim ierz Zonn, W arszawa
S ekretarz R edakcji:
Jerzy Stodółkiewicz, W arszawa
Adres R edakcji: W arszawa, Al. U jazdow skie 4
O bserw atorium Astronom iczne UW
W Y D A N O Z P O M O C Ą F IN A N S O W Ą
P O L S K IE ] A K A D E M II N A U K
Printed in Poland
Państw owe W ydaw nictw o N aukow e
O ddział w Łodzi 1974
W ydanie I. N akład 563+117 egz. A rk. w yd. 5,00. Ark. druk. 4.5
Pap ier offset, kl. III, 80 g, 70x100. Podpisano do d ru k u 5. V. 1974 r.
D ruk ukończono w maju 1974 r. Zam. 82/74. C-5. C ena zł 10.—
Zakład Graficzny W ydaw nictw N aukow ych
Łódź, ul. Żwirki 2
ARTYKUŁY
POSTĘPY ASTRONOMII
Tom XXII (1 9 7 4 ). Zeszyt 2
POZYCYJNE KATALOGI GWIAZD
Część I
DANE OGÓLNE
PRZEMYSŁAW
RYBKA
Zakład A stronom a PAN (Wrocław)
n03MJ,M0HHbIE KATAJlOrH 3BE3ZJ
4acTb
I
II. P b l ÓKa
CoAep*aHHe
B 3T0M
CT aT be,
HBjiaioineHCH nepBoii uacTbio o 6 3 o p a n03MUM0HHbix KaTanoroB
3 B e3 fl, paCCMOTpeHbl OCHOBHbie n p o 6 ê M b I CBH3aHHbie C 3THMM KaTaJlOraMM . fla H
K paTKWH
MCTOpMMeCKMM OMepK OTHOCMTeJlbHO flaBHMX KaTaJlOrOB H CXapaKTepM30-
BaHbi npMHuwnbi cocTaBJieHMH coBpeMeHHbix KaTaôroB u mx norpeiiiHocTM.
POSITIONAL CATALOGUES OF STARS
Parti
Summary
In the first part of the review of positional catalogues of stars, the basic problems con
nected with these catalogues are described. After a short historical outline o f the old ca
talogues the principles of modern catalogues as well as their errors are described.
[81 ]
82
P. Rybka
1. WSTĘP
Pozycyjne katalogi gwiazd mają, w astronomii specjalnie długą tradycję, gdyż wyzna
czanie pozycji ciał niebieskich zostało zapoczątkowane już w najdawniejszych czasach
jako jedyny zresztą rodzaj możliwych wówczas obserwacji.
Ograniczając się do katalogów powstałych w rejonie basenu Morza Śródziemnego na
leży wskazać na pochodzący z IV w.p.n.e. katalog E u d o k s o s a obejmujący 25 najjaś
niejszych gwiazd, jako na najstarszy znany nam katalog. Zestawianiem katalogów zajmo
wali się potem liczni inni astronomowie, jak A r y s t o t e l e s , T i m o c h a r i s , Hi pp a r c h , M e n e l a o s . Najbardziej jednak jest znany katalog P t o l e m e u s z a wcho
dzący w skład „Almagestu” . Zawiera on pozycje 1025 gwiazd dla równonocy 138 r. Ka
talog ten był potem wielokrotnie wydawany jak również redukowany na inne momenty
równonocy — np. w katalogu Al-Sufiego czy też w „Tablicach Alfonsyóskich” . Jest rze
czą ciekawą, że katalog Ptolemeusza był wydany ostatni raz w 1915 r. (B a k u 1 i n 1949).
Gwiazdy katalogu P t o l e m e u s z a były też wielokrotnie obserwowane, w wyniku
czego powstały różne katalogi. Najważniejsze z nich to:
katalog Uług-Beka (1018 gwiazd dla epoki 1437,5 r.),
”
Rothmanna (1004 gwiazdy dla epoki 1594 r.),
”
Brahego (1005 gwiazd dla epoki 1601 r.),
”
Heweliusza (1553 gwiazdy dla epoki 1661 r. i 1701 r.).
Wśród tych katalogów wyróżnia się katalog H e w e l i u s z a , gdyż jako pierwszy za
wiera obok współrzędnych ekliptycznych także współrzędne równikowe. Oprócz gwiazd
widocznych na półkuli północnej zawiera on pozycję 335 gwiazd południowych obserwo
wanych przez H a 11 e y a na wyspie św. Heleny, przy czym obserwacje te są pierwszymi
obserwacjami pozycyjnymi wykonanymi przy użyciu lunety ( B a k u l i n 1949).
Przy omawianiu obserwacji pozycyjnych szczególnie warto podkreślić zwiększającą się
z upływem czasu ich dokładność. Poniższe zestawienie obrazuje zmiany błędu jednej
obserwacji ( B a k u l i n 1949; P o d o b e d 1962).
a
starożytni
Brahe
Flamstead (1690 r.)
Mayer (1755 r.)
Bradley (1755 r.)
współcześnie
6
około ±15
± l '—2
kilka sekund łuku
±08,22
±2,"0
±0,16
±1,3
±0,030 sec 6
±0,40
Można wskazać następujące przyczyny wzrostu dokładności obserwacji pozycyjnych:
1) Zwiększenie precyzji instrumentów obserwacyjnych. Pierwszym krokiem było bu
dowanie instrumentów nowych typów, zaopatrzonych w lunety, noniusze i mikrometry.
Ważne było dalej zastąpienie ściennych kwadrantów, których używali jeszcze B r a d l e y
i M a s k e l y n e nowymi instrumentami — ich prototypami były instrumenty południ
kowe Romera. Szczególnie istotna była tu zamiana kwadrantów przez instrumenty o peł
nych kołach dzielonych, pozwoliła bowiem na likwidację błędu mimośrodu. Miało to
istotne znaczenie przy wyznaczaniu deklinacji. Natomiast na wzrost dokładności wyzna-
Pozycyjne katalogi gwiazd, cz. I
83
czania rektascensji wpłynęły takie czynniki, jak skonstruowanie przez H u y g e n s a ze
gara wahadłowego (1655 r.), następnie wprowadzenie w X3X w. chronografu, na koniec
zas zastosowanie na przełomie XIX i XX w. mikrometru kontaktowego zwanego też nie
zbyt słusznie bezosobowym. Obecnie coraz szerzej korzysta się z zegarów kwarcowych
oraz zaczyna się wprowadzać fotoelektryczne metody rejestracji momentów przejąć
gwiazd.
2) Staranniejsze poznanie i badanie instrum entów. Tego rodzaju badania zostały zapo
czątkowane przez B e s 8 e 1 a. W ciągu XIX i XX w. rozwinęły się one znacznie, pozwala
jąc coraz lepiej wyznaczać parametry i błędy instrum entów obserwacyjnych.
3) Precyzyjniejsze opracowanie obserwacji z dokładniejszymi wartościami takich sta
łych redukcji jak stale precesji, nutacji, aberracji i refrakcji. W oparciu o nowe wartości
stałych bywały też nieraz ponownie opracowywane stare obserwacje, przy czym efekty
tego bywały znaczne. Przykładem mogą być obserwacje B r a d l e y a z lat 1750—1762,
które po raz pierwszy zostały opracowane przez B e s s e 1 a, a po raz drugi przez
A u w e r s a . To drugie opracowanie zwiększyło dokładność pozycji B r a d l e y a w de
klinacji 1,4 razy, a w rektascensji aż 1,75 razy.
4) Bardziej przemyślana organizacja i korzystniejsze rozłożenie w czasie samych obser
wacji. Ułatwiało to opracowywanie obserwacji oraz sprzyjało zmniejszaniu wpływów nie
których błędów instrumentalnych ( B a k u l i n 1949).
Znaczny wzrost liczby obserwatoriów w XIX w. spowodował" odpowiedni wzrost licz
by katalogów, która zaczęła sig już wyrażać setkami. Ostatni pełny spis katalogów sporzą
dził R i s t e n p a r t ( R i s t e n p a r t 1909). Zawiera on wszystkie katalogi, od katalo
gu Bailly’ego-Flamsteeda z 1690 r. do katalogów z 1900 r. obejmując łącznie 422 pozycje.
Dzi^ liczba katalogów przekroczyła już 500, brak jest jednak odpowiedniego ich zesta
wienia.
2. PODZIAŁ KATALOGÓW
Katalogi pozycyjne dzielą się w pierwszym rzędzie na tzw. przeglądy (Durchmusterung)
i na dokładne katalogi.
Przeglądy, do których zaliczamy Bonner Durchmusterung (BD), Cordoba Durchmu
sterung (CoD) i Cape Photographic Durchmusterung (CPD) zawierają wielkie liczby
gwiazd, a mianowicie:
BD
CoD
CPD
457 847 gwiazd
619 953
”
454 875
”
Z racji bardzo wielkiej liczby gwiazd dokładność powyższych katalogów nie jest wielka
i traktow ać je należy jako spisy gwiazd pomocne przy ich identyfikacji. Z punktu widze
nia astrom etrycznego nie są, one interesujące.
Dokładne katalogi dzielimy, w zależności od m etody obserwacji, na katalogi absolutne
i różnicowe.
Katalogi absolutne są zawsze wykonywane przy użyciu instrumentów południkowych
84
P. Rybka
i w zasadzie są niezależne od innych katalogów. Z uwagi na to, że zasada powyższa nie
.zawsze była ściśle przestrzegana, można wyróżnić katalogi absolutne niezależne i katalogi
absolutne zależne. Pierwsze z nich, cenione najwyżej, ściśle spełniają postulat niezależno
ści, drugie natomiast, choć obserwowane metodą absolutną, zawierają jakiś element za
czerpnięty z innego katalogu. Przykładem tego może być katalog Pułkowo 1865, w któ
rym system rektascensji oparty został na systemie katalogu N e w c o m b a z 1872 r.
Metodyka zestawiania katalogów absolutnych została opracowana w XIX w., przy
czym jej właściwe skrystalizowanie należy odnieść do drugiej połowy tego wieku. Z tego
powodu osobny problem stanowią, katalogi wykonane w poprzednich stuleciach, przy
których stosowane były prymitywniejsze instrumenty i metody. Z uwagi jednak na fakt,iż były one swego czasu katalogami o podstawowym znaczeniu, pomimo małej dokład
ności należałoby je jednak zaliczyć do grupy katalogów absolutnych. Byłoby to tym bar
dziej usprawiedliwione, że istotnie spełniały one postulat niezależności.
Katalogi różnicowe otrzymuje się na drodze obserwacji południkowych lub fotogra
ficznych. Często są to katalogi zawierające wiele tysięcy gwiazd. Otrzymuje się je z jedno
czesnych obserwacji gwiazd o znanych pozycjach (np. gwiazd jakiegoś katalogu absolut
nego) i gwiazd o pozycjach nieznanych. Jest to tym samym rozszerzenie wyjściowego sy
stemu współrzędnych na większą liczbę gwiazd.
Specjalną pozycję wśród katalogów zajmują katalogi fundamentalne. Są to katalogi
zbiorcze utworzone z licznych katalogów absolutnych zredukowanych na jeden system.
Zgodnie z nazwą odgrywają one podstawową rolę w astronomii pozycyjnej określając sy
stemy współrzędnych, które są powszechnie stosowane.
Katalogi fundamentalne i ich systemy bywają też nazywane normalnymi lub standar
dowymi. W terminologii angielskiej bywają też czasem określane przymiotnikiem
„generał” .
Katalogi zbiorcze można także zestawiać z katalogów różnicowych, co pozwala
w pierwszym rzędzie zwiększać liczbę gwiazd.
3. SYSTEM Y KATALOGÓW I ICH BŁĘDY
Współrzędne podawane we współczesnych pojedynczych katalogach opierają się na co
najmniej kilku obserwacjach każdej gwiazdy. Z tego powodu błędy średnie katalogowych
rektascensji wahają się od ±0S,010 sec 5 do ±0®015 sec 6, a deklinacji — od ±0”15 do ±0,20
( B a k u l i n 1949). Niemniej jednak powyższe liczby nie charakteryzują jeszcze w spo
sób pełny jakości danego katalogu, odnoszą sip bowiem tylko do błędów przypadkowych
świadczących wyłącznie o stopniu zgodności wewnętrznej. Znacznie istotniejsze są błędy
systematyczne dające sig przedstawić jako funkcje rektascensji, deklinacji i ewentualnie
jeszcze wielkości gwiazdowej. One to ostatecznie określają system, a więc i wartość dane
go katalogu.
Błędy systematyczne katalogu są nie do uchwycenia, nie dysponujemy bowiem po
prawnymi pozycjami gwiazd, z którymi można byłoby porównać pozycje katalogowe. Mo
żemy jedynie mówić o różnicach systematycznych między poszczególnymi katalogami.
Zespół takich różnic stanowi jednocześnie różnice między systemami, tychże katalogów.
Pozycyjne hitaloffl gwiazd, cz. I
Je st rzeczą oczywistą, że różnice system atyczne między dwoma katalogam i można wy
znaczyć po uprzednim zredukowaniu ich na jed n ą równonoc (uwzględnienie precesji)
i je d n ą epokę (dodatkow e uwzględnienie ruchów własnych). Otrzymane w ten sposób
różnice system atyczne będą zależeć od:
1) różnych wartości użytych przy opracowywaniu powyższych katalogów takich sta
łych jak precesja, nutacja, refrakcja itd.,
2) różnych wartości wyznaczonych w obu katalogach ruchów własnych.
3) system atycznych, a pochodzących z obserwacji błędów zależnych od rektascensji
i deklinacji.
Ja k więc widać, różnice system atyczne między dwoma katalogam i, a tym sam ym mię
dzy ich system am i, b ęd ą się różnie kształtow ać dla różnych epok.
Ujm ując sprawę schematycznie różnice system atyczne w rektascensji i deklinacji m oż
na rozłożyć następująco:
Aa = A/l + Aaa + Aa*S + Aam
A 5=A 5 a + A6-.
o
( 1)
A4 jest tu różnicą w potożeniu punktów równonocy w obu katalogach. Je st ona
zresztą w ielkością bardzo małą. Pochodzi z błędów wyznaczania położenia punktu rów no
nocy wiosennej otrzym ywanego z obserwacji Słoiica, Księżyca i planet.
A aa oznacza system atyczne różnice rektascensji dwóch katalogów zależne wyłącznie
od rektascensji. Różnice te także nie są wielkie. Ich źródłem s ą system atyczne błędy obser
wacji wynikające z okresowych zmian warunków, w których znajduje się instrument
obserwacyjny i zegar (szczególnie w przypadku dawniejszych obserwacji, gdy posługi
wano się zegarem zainstalowanym w pawilonie południkow ym ), jak również sam obser
wator. Na pierwszy plan wysuwają się tu dobowe i roczne zmiany tem peratury wpływa
jące na param etry instrumentu, chód zegara i osobisty błąd obserwatora. W sposób
szczególny wpływ tego czynnika uwydatnia się, na rektascensjach tych gwiazd, które
służyły do wyznaczania poprawki zegara, a które byw ają nazywane gwiazdami czaso
wymi. Je st rzeczą jasn^, że wszelkie błędy rektascansji tych gwiazd są potem autom a
tycznie przenoszone na pozostałe gwiazdy. A aQ można zazwyczaj wyrazić w postaci:
Aaa = a sin a + b cos a + c sin 2a + d cos 2a,
(2)
przy czym dwa ostatnie wyrazy s ą rzadko stosowane.
Aag je st system atyczną różnicą rektascensji zależną tylko od deklinacji. Różnice te są
większe od A a^ . Ich źródłem są błędy obserwacji spowodowane nieregularnością czopów
osi, bocznym gięciem lunety, nieprawidłowym bocznym oświetleniem nici w polu wi
dzenia okularu, refrakcją b o czn ą oraz zależnymi od deklinacji błędami osobistym i obser
watora. Błędy tego rodzaju m o g ą też powstawać z powodu obluzowania niektórych
części instrumentu obserwacyjnego. Niezbyt dobre umocowanie obiektyw u i okularu
z mikrometrem wywołuje nieciągłość Węd u Aag w zenicie zw aną skokiem w zenicie. Nie
bez znaczenia s ą też błędy popełniane przy obserwacjach gwiazd okołobiegunowych dla
86
P. Rybka
wyznaczenia azymutu. Pomimo tylu różnych czynników wywołujących błąd typu A
można go, jak się okazało na drodze em pirycznej, przedstaw ić w prostej form ule:
= a tg 6 .
(3)
A am jest różnicą system atyczną zależną od wielkości gwiazdowej i nosi nazwę rów na
nia jasności. Ju ż w 1878 r. G i 11 stw ierdzi! przy konfrontacji wyników obserwacji połud
nikowych z rezultatam i obserwacji wykonanych heliometrem. że przejecie gwiazdy słabej
przez nic w okularze obserwuje się prawie zawsze trochę później niż przejrfcie gwiazdy
jasnej. Rdżnica ta ma u wszystkich obserwatorów taki sam znak choć różne wielkości.
Okazało się, źe równanie jasności wywołuje zauważalne różnice jedynie w rektascensji,
natomiast dla deklinacji je st praktycznie biorąc równe zeru. Dla rektascensji równanie to
wyraża się w zorem :
M m = “ o + a (m - mo) + b (m - mo )2 ’
(4)
gdzie rnQ jest przyjętą podstaw ow ą wielkością gwiazdową, a m — w ielkością gwiazdową,
danej gwiazdy.
Z kolei
oznacza system atyczne różnice deklinacji zmieniające się tylko z rektascensją i prawie zawsze jednakow e dla wszystkich deklinacji. Ich źródłem są system atyczne
liłędy wynikające z rocznych i dobowych zmian tem peratury, jak również z nieuwzględnionych przy opracowywaniu katalogu zmian szerokości geograficznej. W licznych sta
rych katalogach dodatkow ą przyczyną powstawania błędu ASffl było też używanie nie
właściwych wartości stałej nutacji. Podobnie jak Aa^ również A5 q wyraża się form ułą:
A5a = a sin a + 6 cos a + c sin 2 a + d cos 2a .
(5)
A6^ je st system atyczną, różn icą deklinacji zależną tylko od deklinacji. Pochodzi od sy
stem atycznych błędów obserwacji wynikających głównie z niedokładnie znanej stałej
refrakcji r niedoskonałości teorii refrakcji zarówno z zewnątrz jak i wewnątrz pawilonu,
z błędów kół dzielonych i ich deform acji pod wpływem własnego ciężaru, z gięcia lunety
oraz z błędów osobistych obserwatora. Przebieg różnicy A Sg je st trudny do wyrażenia
w postaci formuły m atem atycznej.
Z uwagi na to, że obarczone już błędami system atycznym i katalogowe współrzędne
gwiazd są podstaw ą do wyznaczania ruchów własnych, te ostatnie również m ają błędy
podobnego charakteru. Różnic, system atyczne ruchów własnych wyraża się form ułami:
^ 8 = ( ^ 6)a + ( ^ s)6 .
(6)
Wyrazy po stronie prawej oznaczają, odpowiednie różnice zależne od rektascensji i de
klinacji (B a k u I i n 1949;.) a k ś 1969).
Pozycyjne kiitalogi gwiazd, cz. 1
87
4. SYSTEMY FUNDAMENTALNE
Liczne porównywania katalogów wykazały, że nawet w najdokładniejszych, współ
czesnych, położenia gwiazd różnią się między sobą i nie są wolne od błędów systema
tycznych. W rezultacie posługiwanie się poszczególnymi katalogami w tej postaci, w ja
kiej są opublikowane przez obserwatorów jest niecelowe, każdy bowiem katalog ma swój
system i stosowanie różnych katalogów wprowadza tylko chaos. Z uwagi na to, że jest
rzeczą niemożliwą wytypowanie najlepszego i najpewniejszego katalogu, z licznych kata
logów absolutnych tworzy się zbiorcze katalogi zredukowane na jeden system i noszące
nazwę katalogów fundamentalnych lub normalnych. Współtzędne gwiazd w takich kata
logach można zatem uznać nie tyle za zupełnie bezbłędne, ile raczej za najbardziej praw
dopodobne. Zespół danych określających położenia gwiazd dla danej epoki, zmiany tych
położeń wynikające z przyjętej stałej precesji i wyznaczonych ruchów własnych noszą
nazwę systemu fundamentalnego, czyli normalnego danego katalogu.
Zasadnicze znaczenie przy opracowywaniu katalogu fundamentalnego ma wybór kata
logów absolutnycłi i przypisanie im odpowiednich wag. Trzy samym zaś zestawieniu ka
talogu należy rozwiązać następujące problemy:
1) Zredukowanie poszczególnych katalogów absolutnych na jedną równonoc i na jedną
epokę, do czego należy znać zarówno wartość precesji, jak i ruchy własne gwiazd.
2) Wyznaczenie ruchów własnych gwiazd, do czego potrzebne są pozycje gwiazd po
chodzące z różnych epok obserwacji, ale zredukowane na jedną równonoc i uwolnione
od błędów systematycznych.
3) Wyznaczenie względnych błędów systematycznych poszczególnych katalogów po
przez porównanie zredukowanych na jedną epokę i równonoc pozycji katalogowych.
Jak widać, wszystkie te zagadnienia zazębiają się ze sobą i jest rzeczą niemożliwą wy
dzielenie z nich jednego, które dałoby się rozwiązać osobno, aby potem posłużyć przy
rozwiązywaniu następnych. Całość robi więc wrażenie pewnego rodzaju błędnego koła.
W praktyce jednak każde z tych zagadnieii jest rozwiązywane oddzielnie metodą kolej
nych przybliżeń.
Ruchy własne gwiazd wyznacza się przy założeniu, że przemieszczenia gwiazd w prze
strzeni są w przybliżeniu prostoliniowe i równomierne. W konsekwencji przyjmuje się,
że ruchy własne gwiazd odbywają się po łukach kół wielkich. Założenie powyższe jest
w pełni usprawiedliwione, bowiem jedynie dla niektórych najbliższych gwiazd, jak Syriusz i Procjon, mogą być zauważone pewne nieregulamości tych ruchów.
Natomiast składowe ruchów własnych w rektascensji i deklinacji (na, /ug) ulegają po
wolnym zmianom w wyniku precesji, przy czym prędkość tych zmian rośnie wraz z bez
względną wartością ich deklinacji.
Przybliżony sposób wyznaczania ruchów własnych polega na porównaniu ze sobą
dwóch katalogów pochodzących z różnych epok obserwacyjnych i zredukowanych na
jedną równonoc. Przy dokładniejszych metodach stosuje się większą liczbę katalogów,
przy czym zadanie rozwiązuje się bądi analitycznie, bądź graficznie.
Proces wyznaczania różnic systematycznych między katalogami rozpoczyna się od
określenia największych różnic, tj. A5g i
. Najpierw tworzymy różnice deklinacji dla
obu katalogów i grupujemy je w pasach deklinacyjnych o wybranej szerokości, co daje
88
P. Rybka
nam różnice ASg . Po ich uwzględnieniu ponownie tworzymy różnice deklinacji, grupując
je tym razem w wybranych przedziałach rektascensji. Postępując dalej w sposób analo
giczny wyznaczamy Aa{ i Aa^, tu jednak posługujemy się różnicami Aa cos 6. Na samym
końcu otrzymujemy Aam .
Po wyznaczeniu różnic systematycznych między katalogami można już przystąpić do
tworzenia systemu fundamentalnego. Wyróżnia się tu dwie zasadnicze metody.
W pierwszej z nich dąży się do zmniejszenia błędów przypadkowych. W tym celu wy
biera się katalog K0 o średniej epoce t0, który zawierałby większość? wybranych do kata
logu fundamentalnego gwiazd oraz miałby możliwie małe błędy. Po wyznaczeniu ruchów
własnych porównuje się ze sobą pozycje gwiazd wspólnych dla katalogu K0 oraz katalo
gów K i, K^, K 3, ... K o średnich epokach tj, t2, f 3 i ••• tn■Otrzymane w ten sposób róż
nice traktuje się jako różnice systematyczne pomiędzy powyższymi katalogami a katalo
giem K0, a następnie poprawia się pozycje w tych katalogach o te różnice. Proces ten no
si nazwę sprowadzenia katalogów do systemu K0. Uwzględniając następnie wagi katalo
gów wyznaczamy brednie pozycje gwiazd już w nowym, zbiorczym katalogu. Operacja ta
nazywa się poprawieniem wewnątrz systemu K0, zmniejsza bowiem błędy przypadkowe
nie wpływając jednak na bł^dy systematyczne K0 ■Następnym zatem etapem jest wyzna
czenie i uwzględnienie poprawek systematycznych. W tym celu posługujemy się jeszcze
raz otrzymanymi poprzednio różnicami pomiędzy poszczególnymi katalogami a katalo
giem K0, przy czym rozkładamy je na odpowiednie strefy. Przedstawiając każdą różnicę
jako sumę poprawki do katalogu K0 oraz poprawki do odpowiedniej składowej ruchu
własnego, otrzymujemy zespoły równań warunkowych. Po ich rozwiązaniu metodą naj
mniejszych kwadratów otrzymujemy odpowiednie poprawki systematyczne do Ko.
W ten sposób dostajemy ostatecznie system fundamentalny, czyli normalny.
W drugiej metodzie wybiera si^ pewną liczbę m gwiazd, które występują we wszystkich
rozpatrywanych katalogach absolutnych. Będą to oczywiście gwiazdy najczęściej obserwo
wane, dzięki czemu ich błędy przypadkowe będą najmniejsze. Następnie przyjmuje się
przybliżone wartości współrzędnych i ruchów własnych gwiazd dla jakiejś epoki t0,
przy czym mogą być one nawet zaczerpnięte z dowolnego katalogu. Następnie uwzględ
niając precesje i przybliżone ruchy własne redukuje się te pozycje na epoki poszczegól
nych katalogów. Otrzymane pozycje porównuje się z odpowiednimi pozycjami katalogo
wymi. Różnice powyższe rozkłada się na poprawki do początkowego zbiorczego katalogu,
dotyczące zarówno pozycji jak ruchów własnych. Wielkości te otrzymuje się na drodze
rozwiązania odpowiednich zespołów równań warunkowych metodą najmniejszych kwa
dratów.
Zaletą powyższej metody jest brak potrzeby znajomości systematycznych poprawek
do poszczególnych katalogów, wadą natomiast jest stosunkowo mała liczba gwiazd, naj
częściej rzędu kilkudziesięciu.
Taki mały system normalny jest traktowany jako pierwsze przybliżenie, a jednocześnie
jako podstawa do tworzenia właściwego katalogu fundamentalnego. Otrzymuje się go
poprzez rozszerzenie wyjściowego systemu na większą liczbę gwiazd przy użyciu nowych
katalogów. Stosuje się scharakteryzowana^ powyżej metodę poprawiania wewnątrz syste
mu, przy czym w tym przypadku poprawki są wyznaczone w odniesieniu do systemu
normalnego w pierwszym przybliżeniu. Ostatnim etapem jest poprawienie rozszerzonego
Pozycyjne katalogi gwiazd, cz. I
89
już systemu normalnego pod względem systematycznym przy zastosowaniu wspomnianej
poprzednio metody.
Specjalnie ważną a jednocześnie delikatną i skomplikowaną czynnością jest określenie
wag poszczególnych katalogów. Wyznacza się je w zależności od błędów przypadkowych
katalogów, jak również na podstawie analizy stopnia skażenia katalogów błędami syste
matycznymi.
Teoretycznie biorąc przy tworzeniu katalogów fundamentalnych należałoby stosować
wyłącznie katalogi w pełni absolutne i niezależne. Może się jednak zdarzyć, że liczba ta
kich katalogów nie byłaby wystarczająca. Z tego powodu często wykorzystuje się też i ta
kie katalogi, które nie są w pełni absolutne czy niezależne.
Zależność między dwoma katalogami nie musi polegać wyłącznie na fakcie zaczerpnię
cia z jednego z nich pewnych elementów użytych potem przy opracowaniu drugiego, jak
o tym już wspomnieliśmy. Trudno bowiem uznać za niezależne dwa katalogi, które
wprawdzie otrzymano metodami absolutnymi, ale na tym samym instrumencie i w sto
sunkowo niewielkim odstępie czasu, gdyż oba będą skażone podobnymi błędami pocho
dzenia instrumentalnego ( B a k u l i n 1949; J a k ś 1969).
Nakreślone powyżej zasady zestawiania katalogów fundamentalnych opracowane
w drugiej połowie X IX w. nie straciły i dziś na swej aktualności.
LITERATURA
B a k u 1 i n, P. I., 1949, Fundamentalnyje katałogi zvezd, Moskwa—Leningrad.
J a k ś, W., 1969, Post. Astr. XVII, 2.
P o d o b e d, W. W., Fundamentalnaja astrometria, Moskwa.
R i s t e n p a r t, F., 1909, Fehlerverzeichniss zu den Stemcatalogen des 18. und 19. Jahrhunderts.
Astr. Abhandlungen ais Erganzugshefte zu den A.N., Nr. 16.
■
:
1
.
:•
.
.
’
.
1 .
POSTĘPY ASTRONOMII
Tom X X n (1974). Zeszyt 2
POZYCYJNE KATALOGI GWIAZD
Część n
KATALOGI FUNDAMENTALNE
PRZEMYSŁAW
RYBKA
Zakład Astronomii PAN (Wrocław)
n03limi0HHbIt: KATAJIOrM 3 B E 3 4
4acTb
II
n. P bi 6 k a
Coae p*aHMe
ce6e o63op cjjy H flaM eH T ajib H b ix K a T a j i o r o B , npoBeaeHHbiM no Mepe b o 3 m o * h o c t h xpoHOJiorwuecKH, a TaK*e mx xapaKTepMCTHKy u amCKyTMpy6T MX B3aHMHyK> CBH3b.
C T a T b H 3 a K J i io q a e T b
POSITIONAL CATALOGUES OF STARS
P a r t II
Summary
A chronological description of fundamental catalogues is given. The interrelation
between the catalogues and their characteristics are discussed.
5. PIERWSZE PRÓBY TWORZENIA KATALOGÓW FUNDAMENTALNYCH
Pionierską, pracą w dziedzinie zestawiania katalogów przy wykorzystywaniu katalogów
pochodzących z różnych epok był zawierający 38 gwiazd (36 gwiazd Maskelyne’a oraz
a i 6 UMi) katalog B e s s e 1 a noszący tytuł „Tabulae Regioinontanae reductionum
[91 ]
92
P. Rybka
observationum astronomicarum ab anno 1750 usque ad annum 1850 computae” wydany
w Królewcu w 1830 r. Praca zwana krócej „Tabulae Regiomontanae” posiada też
skrót TR.
Pozycje i ruchy własne zawarte w TR pochodzą z obserwacji zarówno samego Besse1a jak i z wcześniejszych o prawie 70 lat obserwacji B r a d 1e y a, ponownie opracowa
nych przez B e s s e 1 a w pracy pt. „Fundamenta Astronomiae pro anno 1755 deducta
ex observationibus viri incomparabilis James Bradley” wydanej w Królewcu w 1818 r.
TR różnią się swą formą od późniejszych katalogów, zawierają bowiem miejsca średnie
i widome na stulecie 1750—1850. Przedłużenie TR do 1860 r. zawarte jest w pracy
Z e c h a pt. „Tabulae Regiomontanae annis 1850 ad I860’' wydanej w Berlinie w 1858 r.
Podobny charakter miała pochodząca z 1856 r. praca L e v e r r i e r a pt. „Positions
des etoiles fondamentales” zawierająca pozycje 36 gwiazd Maskelyne’a od 1750 do
1900 r.
Na większym niż B e s s e l materiale opar! się W o I f e r s opracowując i ogłaszając
w Berlinie w 1858 r. „Tabulae reductionum observationum astroHomicarum anni 1860
usque ad 1880 respondentes”. Katalog W o 1 f e r s a zawierał rektascensje 36 gwiazd
Maskelyne’a i dwóch okołobiegunowych oparte na 7 katalogach pochodzących od
B r a d l e y a, B e s s e l a, S t r u v e g o, P o n d a , A r g e l a n d e r a, H e n d e r s o n a
i A i r y ’ eg o. Po zredukowaniu rektascensji na 1830 r. W o 1 f e r s porównał je
z rektascensjami w TR, a otrzymane różnice potraktował jako poprawki do TR. Podobnie
postąpił z deklinacjami. Tu jednak wykorzystał jeszcze dwa katalogi, B e s s <■I a i Mocs t y, oraz do poprzednich 38 gwiazd dodał jeszcze 9 (B a k u 1 i n 1949).
6. FUNDAMENTALNE KATALOGI AG
I. G ENEZA FU NDAM ENTALNYCH K \T\LOGÓW AG
Zapoczątkowanie prac nad fundamentalnymi kaUiloâini \stronomische Gesellschaft/
(AG) łączy się z ogłoszeniem w 1863 r. przez A r g e I a im I e r a katalogu BD oraz z za
łożeniem w tym samym roku Astronomische Gesellschalt. Wysunięto wtedy postulat wy
znaczenia dokładnych pozycji wszystkich gwiazd BD, a do tego celu potrzebny był pod
stawowy katalog, który zagwarantowałby odpowiedni system współrzędnych.
Wobec powyższego pierwszym zespołowym programem AG było zorganizowanie
obserwacji gwiazd BD o deklinacjach od —2° do +80°. Praca ta została rozdzielona na
12 obserwatoriów, z których każde otrzymało do przeobserwowania gwiazdy w określo
nej strefie deklinacyjnej. W ten sposób zostały zapoczątkowane powszechnie znane kata
logi strefowe A G .
II. FCAG
Z uwagi na to, że obserwacje do katalogów strefowych z konieczności musiały być
różnicowe, należało je oprzeć na jednym katalogu fundamentalnym, aby otrzymać współ
rzędne w systemie jednorodnym. Zarówno TH jak i katalog Wolfersa były za małe i nie
wystarczające, powstała więc potrzeba zestawienia większego i lepszego katalogu.
I’ozycyjne katalogi gwiazd, cz. II
93
Tworzenia nowego katalogu fundamentalnego podjął się A u w e r s. Jego pierwszą pra
cą dotyczącą tego zagadnienia było ogłoszenie w 1869 r. w „Vierteljahrschrift der AG”
wstępnych pozycji 539 gwiazd zawartych między biegunem północnym a deklinacją
—10° odniesionych do 1870 r.
Właściwym pierwszym fundamentalnym katalogiem A u w e r s a był ogłoszony 10 lat
później „Fundamental-Catalog fiir die Zonen-Beobachtungen am nórdlichen Himmel”
oznaczany skrótowo jako FCAG lub wprost FC.Zawiera on pozycje 539 gwiazd zreduko
wane na 1875 r. Jego system jest oznaczany przez A x lub A
Nie był to zresztą jeszcze
system ścisłe fundamentalny, stanowił on bowiem poprawiony system katalogu Pułkowo
1865, którego system rektascensji oparty był na katalogu Newcomba z 1872 r., a system
deklinacji był systemem pułkowskiego koła wertykalnego Ertela. Co się zaś tyczy ruchów
własnych, to są one w jeszcze innym systemie, otrzymane zostały bowiem z porównania
katalogu Bradleya z katalogiem Greenwich 1861 jeszcze przed zredukowaniem tego ostat
niego na system Pułkowo 1865.
Po dokonaniu południowego przedłużenia Bł) sięgającego do deklinacji —23° jak rów
nież po zestawieniu Col) i CPD powstał problem przedłużenia FCAG na półkulę połud
niową i to tym bardziej, że rejony nieba objęte tymi przeglądami zaczęły się stawać obsza
rami obserwacji strefowych. W tej sytuacji A u w e r s przystąpił do przedłużania FCAG
na południe. W pierwszym rzędzie opublikował dwa spisy gwiazd, z których jeden obej
mował 303 gwiazdy o deklinacjach od —2° do —23° (1880 r.), a drugi — 408 gwiazd
o deklinacjach od —23° do —80° (1887 r.). Jednakże z uwagi na pilną potrzebę rozsze
rzenia FCAC na południe A u w e r s opracował pospiesznie i już w 1883 r. ogłosił pro
wizoryczne przedłużenie FCAG do deklinacji —32° pt. „Mittlere Orter von 83 Sternen
fur 1875,0". FCAG zawierał więc teraz łącznie 622 gwiazdy.
Dopiero w 1889 r. A u w e r s ogłosił „Vorlilufiger Fundamental-Catalog fur die stidlichen Zonen der AG”. Katalog ten obejmujący 303 gwiazdy zredukowane na 1875 r.
oznaczany jest skrótem A303 . Podstawą jego było 7 katalogów otrzymanych z obserwacji
wykonanych w Cape, Cordobie, Annapolis, Berlinie, Karlsruhe i Washburn. Ruchy własne
uzyskano przez porównanie z pozycjami w katalogu Bradleya. W przypadkach wątpli
wych i dla gwiazd, których u B r a d l e y a nie było, wykorzystywano cały materiał.
Następnym katalogiem należącym do południowego przedłużenia FCAG był wydany
w 1897 r. również przez A u w e r s a „Fundamental-Catalog fiir Zonen-Beobachtungen
am Sudhimmeł und sudlicher Polar-Catalog fiir die Epoche 1900” zawierający 499
gwiazd. Katalog ten oparty był na jeszcze bogatszym materiale niż poprzednie, należały
tu takie katalogi jak B r a d l e y a , M a y e r a , L a c a i l l e ’ a, a z nowszych katalogi wy
konane w Cape, Cordobie i Melbourne. Katalog ten, oznaczany skrótem Ag był również
zredukowany na FCAG.
Pomimo formalnej redukcji na FCAG powyższe trzy katalogi, tj. FCAG, A 3 0 3 i Ag,
nie tworzą jednolitego systemu, jak również żaden z nich nie stanowi jeszcze właściwego
systemu normalnego. 0 ile bowiem system rektascensji we wszystkich katalogach jest
w zasadzie ten sam, to każdy z nich ma swoisty system deklinacji. A u w e r s zdawał so
bie z tego sprawę i przeprowadził porównanie powyższych katalogów, a na koniec wyko
rzystując otrzymane różnice zestawił system poprawek pozycji gwiazd FCAG oznaczany
przez A2 i odniesiony do 1880 i 1900 r. Poprawione ruchy własne nadal były zredukowa-
94
P. Rybka
ne na 1875 r. N astępną wersję poprawek A u w e r s ogłosił w 1904 r. Wszystkie jego k a
talogi opracowane zostały w oparciu o stałą precesji Struvego ( B a k u l i n 1949).
Katalogi A u w e r s a m ają niewątpliwie pionierski charakter i jak o takie m ogą być
traktowane, jak o poszukiwanie m etod tworzenia katalogów fundam entalnych.
III NFK
W oparciu o wyznaczone przez A u w e r s a poprawki do FCA G P e t e r s opracow ał
nowy, znacznie już rozszerzony katalog noszący nazwę „N euer Fundamental-* .atalog des
Berliner Astronomischen Ja h rb u c h s’ zwany krótko N F K ( P e t e r s 1907). Do katalogu
tego weszły 603 gwiazdy z FCAG i jego południowego przedłużenia (odrzucono jednak
19 gwiazd podw ójnych, których pozycje nie były dość pewne), 288 gwiazd z A g, 26
gwiazd z A 303 oraz 8 południowych gwiazd okołobiegunowych. \ F K zawit-rał więc łącz
nie 925 gwiazd, położenia których podane zostały dla epok 1875,0 i 1900,0. P e t e r s za
stąpił też stosow aną do tej pory przez A u w e r s a stałą precesji Struvego przez stalą pre
cesji Newcomba.
N FK nie tylko obejm ow ał już całe niebo, ale można go śmiało uznać za katalog w pełni
fundam entalny.
W 1924 r., w związku z podjęciem powtórnych obserwacji stref AG, zapadła decyzja
przeprowadzenia rewizji fundam entalnego system u N FK . Postawiono sobie wówczas za
zadanie zarówno poprawienie położeń i ruchów własnych poszczególnych gwiazd we
wnątrz system u N FK , jak również poprawienie samego system u N FK polegające na zna
lezieniu jego system atycznych poprawek.
Prace nad poprawianiem N FK zostały wykonane w Berlinie w Rechen-lnstitut pod
ogólnym kierownictwem K o p f f a. łJżyto przy tym wyłącznie w sp ółczesm . h katalo
gów, z których w iększość została opublikowana w latach 1 9 0 0 —1930. Jedynie dla po
prawiania ruchów własnych gwiazd posługiwano się także katalogam i starszym i, jednak
zrezygnowano z katalogów pochodzących sprzed lat 1 8 4 5 —1850 ( B a k u l i n 1949).
Głównymi autoram i licznych i gruntownych prac poświęconych wyznaczeniu zarówno
indywidualnych jak i system atycznych poprawek do N FK byli K o p f f i K a h r s t e d t .
IV. FK3
Analiza katalogu N FK wykazała potrzebę zestawienia nowego, doskonalszego katalogu.
Wpłynęły na to następujące okoliczności:
1 ) stwierdzenie w N FK błędów system u spowodowanych zbyt wielkimi wagami przy
dawanymi obserwacjom z lat 1745 -1 8 5 0 ,
2) uznanie równania jasności w N FK za skutek techniki obserwacyjnej nie eliminującej
efektu jasnosci,
3) perspektywa, ie liczne nowe obserwacje pochodzące z lat po 1900 r. w sposób
istotny popraw ią system atyczną i indyw idualną dokładność,
4) potrzeba dobrego system u fundam entalnego jak o pierwotnego system u dla kon ty
nuacji strefowych katalogów AG ( F r i c k e , K o p f f 1963).
W wyniku podjętych prac pow stał „D ritter Fundam ental-Catalog des Berliner Astrono-
P ozycyjne katalogi gw iazd, cz. II
mischen Jahrbuchs” oznaczany przez FK3 a opublikowany przez K o p f f a w latach
1937 i 1938. Część pierwsza (K o p f f 1937) zawiera gwiazdy A u w e r s a zaczerpnięte
z NFK, z listy których skrefelono jednak 52 gwiazdy podwójne jako nie nadające się do ka
talogu fundamentalnego. Jednakże z uwagi na to, że liczba gwiazd tego katalogu była
zbyt mała (873 gwiazdy) jak na katalog fundamentalny, K o p I f dodał jeszcze 662 gwia
zdy dodatkowe, których pozycję zredukował na system FK3. Katalog gwiazd dodatko
wych (K o p f f 1938) stanowi więc drugą część katalogu FK3, który tym samym zawiera
1535 gwiazd.
W okresie powojennym wynikł problem udoskonalenia FK3. W 1952 r. K o p f f wska
zał, że dla wielu celów astrometryeznych katalog FK3 jest za szczupły i wymaga znaczne
go rozszerzenia. Postulowane rozszerzenie. FK3 miałoby na celu w pierwszym rzędzie bar
dziej równomierne rozmieszczenie gwiazd na niebie, szczególnie w obszarze okołobiegunowym. Pożądane byłoby wykorzystanie tu gwiazd słabych (7m — 9 m) dla ułatwienia po
równywania FK3 z innymi katalogami często zawierającymi gwiazdy słabe, jednakże ze
względu na potrzeby geodetów okazało się celowym nie wprowadzać gwiazd słabszych
niż 6™ 5. Jako zasadnicze źródła, z których należałoby korzystać przy wyborze gwiazd do
uzupełniającego katalogu, K o p f f wskazał „General Catalogue”, a szczególnie zaś cha
rakteryzujący się dużą dokładnością katalog N30 M o r g a n a ( K o p f f 1952).
Tego rodzaju uzupełnienie do FK3, oznaczone jako FK3 Supp, ukazało się w dwóch
częściach. Pierwsza z nich ( K o p f f 1954) zawiera miejsca średnie 1142 gwiazd na pół
noc od deklinacji —10° dla epoki 1950,0 w systemie FK3, ich ruchy własne i współczyn
niki dla redukcji na inne epoki. Dołączone też zostały pfzybliżone pozycje 845 gwiazd na
południe od deklinacji —10°. Dokładne pozycje powyższych gwiazd południowych w sy
stemie FK3 zawiera druga część FK3 Supp ( K o p f f 1956).
Oprócz tego jeszcze w 1952 r. K o p f f wystąpił na Kongresie Międzynarodowej Unii
Astronomicznej ( K o p f f 1952a) z propozycją utworzenia dodatkowego katalogu gwiazd
słabych w systemie FK3, który by dostał oznaczenie (FK )g. Byłoby to znaczne rozszerze
nie KF3, K o p f f proponował bowiem do tego nowego katalogu 6000—6500 gwiazd. Taki
obszerny katalog byłby bardzo pożyteczny zarówno przy porównywaniu ze sobą licznych
katalogów, jak również dla celów astrom etrii fotograficznej.
Wkrótce potem K o p f f ogłosił (K o p f f 1957, 1957a) nową, udoskonaloną wersję
FK3 oznaczoną przez FK3R. Została ona opublikowana jedynie w formie poprawek in
dywidualnych do pozycji gwiazd FK3.
V. FK4
Ciągły wzrost liczby nowoczesnych i coraz dokładniejszych obserwacji dał możność
dalszego doskonalenia systemu fundamentalnego. Seria kilkudziesięciu katalogów uzyska
nych w latach 1914—1956 posłużyła do poprawienia pozycji FK3. Porównanie poszcze
gólnych katalogów z FK3 dało dla każdego z tych przypadków różnice (katalog — FK3),
które ostatecznie posłużyły do wyznaczenia poprawek pozycji i ruchów własnych gwiazd
FK3. Był to punkt wyjściowy dla utworzenia nowej wersji katalogu oznaczonej skrótem
FK4, a opublikowanej w 1963 r. przez F r i c k e g o i K o p f f a ( F r i e k e , K o p f f
1963).
2 — Postępy Astronomii — z. 2
96
P. Rybka
Podobnie jak w FK3 tak i w FK4 system rektascensji został odniesiony do równonocy
wiosennej Newcomba (Nt ) poprawionej o poprawkę A/V otrzymana z dyskusji obserwacji
Słońca, Księżyca i planet. Sam system rektascensji oparty jest na absolutnych obserwa
cjach z lat 1918-1956, przy czym ich Jednia epoka wynosi w zależności od strefy nieba
od 1934 do 1936. Dla porównania warto podać?, że analogiczna średnia epoka FK3 za
wiera się w granicach od 1912 do 1914. W FK4 system ruchów własnych w rektascensji
opartv został na obserwacjach z lat 1897—1956, podczas gdy w FK3 podstawą dla tego
systemu były obserwacje z lat 1840—1930.
Wyznaczenie systemu deklinacji FK4 zostało poprzedzone badaniami zarówno starych
katalogów, na których opierał się FK3, jak również katalogów nowszych. Oprócz tego
w oparciu o katalogi absolutne o epokach 1846—1956 zawierające obserwacje Słońca,
a z reguły i planet, wyznaczono poprawkę równikowych deklinacji FK3.
System deklinacji FK4 uzyskano z absolutnych katalogów otrzymanych po 1900 r.,
a system ruchów własnych w deklinacji — z katalogów absolutnych z lat 1846—1955.
Średnia epoka systemu deklinacji FK4 wynosi 1925 z małymi odchyleniami w różnych
strefach nieba.
Błędy średnie systemo'w rektascensji i deklinacji, jak również i ruchów własnych w FK4
zostały obliczone na podstawie dyspersji systemów katalogów absolutnych i systemów
instrumentalnych w odniesieniu do systemu rektascensji FK4 oraz dyspersji systemów ka
talogów absolutnych w odniesieniu do systemu deklinacji FK4.
Na południe od deklinacji —20° system ruchów własnych oparty został na absolutnych
obserwacjach Cape. W tym przypadku błędy brednie otrzymywano z błędów wewnętrz
nych samego systemu Cape. Warto tu zauważyć, że pozycje i ruchy własne gwiazd nieba
południowego z racji znacznie szczuplejszej liczby obserwacji są we wszystkich katalogach
z FK4 włącznie gorsze, niż gwiazd strefy równikowej i nieba północnego.
Błędy średnie rektascensji, deklinacji i ruchów własnych różnią się znacznie w różnych
partiach nieba. Najmniejsze są w okolicach bieguna północnego, największe —około bie
guna południowego. Tak więc przeciętny błąd średni dla rektascensji mnożony przez
cos 5 waha się od ±0?001 do ±0f009, a dla ruchu własnego w rektascensji analogiczny błąd
również mnożony przez cos 6 zawiera się w granicach od ±0f010 do ±0f024. Natomiast
przeciętne błędy średnie deklinacji i ruchu własnego w deklinacji wahają się odpowiednio
od ±0”017 do ±0"040 i od ±0"07 do ±0'/l3. Wszystkie te błędy odnoszą się do epoki
1935.
Powyższe błędy nie są oczywiście równoznaczne z błędami indywidualnych pozycji i
ruchów własnych wewnątrz systemu FK4, które są.w katalogu podane dla każdej gwiazdy.
Analizy systemu FK4 wykazują, te nie jest on bynajmniej wolny od błędów. Porów
nanie z nowymi katalogami z Waszyngtonu, Pułkowa, Neuchatel i Paryża pokazało, że
wprawdzie na północ od deklinacji —30° system FK4 jest dobry, niemniej jednak na po
łudnie od tej deklinacji może wymagać znacznych poprawek ( S c o t t 1962). Pewne nieregularności w rektascensji w południowej części systemu FK4 i ich brak w północnej
części zostały potwierdzone na podstawie porównania FK4 z sześcioma katalogami Wa
szyngtonu ( G a u s s 1971). Okazało się, że pewne strefy nieba wykazują nawet większe
odchylenia. G u i n o t sugerował, że błędy te mogą być związane z krótkimi nocami let
nimi ( S c o t t . 1962).
Podobne wyniki dały też badania błędów
w FK4 oparte na obserwacjach astrola-
Pozycyjne katalogi gwiazd, cz. II
97
bium i kołem południkowym w Cerro Calan (Santiago de Chile) oraz astrolabium w Ta
nanarive ( A n g u i t a , N o e l 1969).
W tej sytuacji G 1 i e s e wyznaczył w 1970 r. poprawki do FK 4 w oparciu o 14 do
stępnych do tego roku katalogów absolutnych obserwowanych po 1950 r. a nie użytych
przy tworzeniu FK 4, jak również w oparciu o obserwacje wykonane w 11 obserwato
riach przy użyciu astrolabiów (G 1 i e s e 1970).
Jako uzupełnienie do właściwego katalogu FK 4 został zestawiony dodatkowy katalog
pt. „Prelimary Supplement to the F K 4 ” oznaczany w skrócie FK 4 Sup, a zawierający po
zycje i ruchy własne 1987 gwiazd dodatkowych głównie 5m — 7m w systemie FK 4
(F r i c k e 1963). Otrzymano go przez poprawienie FK3 Supp o różnice FK 4 — FK3.
Niemniej jednak gwiazdy FK 4 Sup nie iriogą być traktowane jako pierwotna reprezentacja
systemu FK 4 w przypadkach, gdy zależy na możliwie dużej dokładności, gdyż nie były
one użyte przy tworzeniu systemu FK 4. Mogą być jednak użyte we wszystkich prak
tycznych zastosowaniach, gdyż ich pozycje i ruchy własne zostały ściśle powiąząne z sy
stemem FK4.
Indywidualna dokładność pozycji i ruchów własnych gwiazd F K 4 Sup jest taka sama
jak dla gwiazd N30, jeśli zostały one zaczerpnięte z N30, lub taka sama, jak w „General
Catalogue” , jeśli pochodzą wyłącznie z tego katalogu. Niemniej jednak dokładność pozy
cji i ruchów własnych tej drugiej grupy gwiazdy może być nawet niższa, choć wniesiono
do nich poprawki podane przez S c o t t a , gdyż poprawki te zostały oparte częściowo na
jednym, a częściowo na dwóch nowszych katalogach obserwacyjnych (F r i c k e 1963).
VI. FK5
Wprawdzie katalog F K 4 został opublikowany niedawno, niemniej jest już planowane
utworzenie następnego katalogu, który otrzymałby oznaczenie FK 5. Zagadnienie to nie
wyszło jeszcze jednak poza sferę ogólnych projektów i dezyderatów. Do takich ciekaw
szych i ważniejszych należałby projekt rozciągnięcia systemu fundamentalnego do gwiazd
9m wraz z powiększeniem liczby gwiazd katalogu do 5000 (F r i c k e 1970). Jest to wy
raźna kontynuacja wspomnianej już uprzednio koncepcji K o p f f a rozciągnięcia syste
mu FK3 na gwiazdy słabe (K o p f f 1952a).
7. FUNDAMENTALNE KATALOGI L. BOSSA I B. BOSSA
I. KATALOG DEKLINACJI 500 GWIAZD (B N)
Punktem wyjścia dla katalogu deklinacji 500 gwiazd L. B o s s a oznaczonego jako B^
był zestawiony w 1872 r. przez Północną Graniczną Komisję USA katalog deklinacji
gwiazd wykorzystywany przy wyznaczaniu przy użyciu teleskopów zenitalnych szeroko
ści geograficznych 22 stacji. Po poprawieniu stanowił on dość dobry katalog deklinacji
gwiazd szerokościowych dla epoki 1874. Nie przeprowadzono jednak systematycznego
przebadania deklinacji gwiazd tego katalogu i zadania tego podjął się L. B o s s. W trakcie
pracy postanowił jednakże nie ograniczać się do samego zbadania katalogu, ale go jeszcze
rozszerzyć.
98
P. Rybka
W pierwszym rzędzie B o s s
znacznie zwiększył liczbę gwiazd włączając do spisu
wszystkie gwiazdy z „T he American Ephem eris” z wyjątkiem Syriusza i Procjona oraz
dużą liczbę głównych gw'iazd pułkowskich. Nowy ten spis zawierał 500 gwiazd.
Gwiazdy tego spisu B o s s podzielił na 5 grup w zaleznos'ci od tego, ja k ą rolę odegrał)’
w jego badaniach i w jakich katalogach znajdują się. Były to więc:
1) gwiazdy fundam entalne i główne okołobiegunow e, których obserwacje spotyka się
we wszystkich katalogach,
2) gwiazdy obserwowane mniej często, ale o obserwacjach dogodnie rozłożonych
w czasie,
3) gwiazdy, dla których brak obserwacji między 1820 a 1840 r.,
4) większa liczba gwiazd, które były wykorzystywane dla otrzymywania system atycz
nych poprawek do katalogów „drugiej kategorii” ,
5) gwiazdy spotykane w nielicznych katalogach, ale za to wykorzystywane przy wy
znaczeniu szerokości.
Oprócz tego B o s s podzielił użytkowane przez siebie katalogi na trzy następujące ka
tegorie:
1) pierwsza kategoria: były to 32 katalogi od pierwszego katalogu Bessela z 1821 r. do
katalogu Waszyngtonu z 1872 r.,
2) druga kategoria: wchodziły tu 23 różne katalogi, które służyły do poprawiania syste
mu normalnego,
3) trzecia kategoria: były to katalogi z małymi wagami i służyły do wyznaczania popra
wek dla gwiazd grupy 5.
Do tworzenia system u normalnego B o s s w ykorzystał gwiazdy grupy 1 i 2. Gwiazdy
grupy 3 zostały użyte do poprawienia wstępnego systemu normalnego.
W wyniku przeprowadzonych w trzech etapach analiz B o s s otrzym ał dla wszystkich
50 0 gwiazd deklinacje dla epoki 1875,0, które opublikow ał w 1879 r. (B a k u 1 i n 1949).
II. KA TALO G GWIAZD POŁUDNIOWYCH ( B g )
W 1898 r. L. B o s s opublikow ał katalog rektascensji, deklinacji i ruchów własnych
179 gwiazd położonych na południe od deklinacji —2 0 °. Celem tego katalogu oznaczone
go przez Bg było zarówno poprawienie jak i przedłużenie na południe katalogu podanego
w „American Ephem eris” (A .E .).
Rektascensje katalogu A .E. oparte były głównie na systemie katalogu N e w c o m b a,
natom iast deklinacje na opisanym już katalogu B ^ . Z uwagi na to, że m ateriał obserw acyj
ny dla nieba południowego b ył zarówno u N e w c o r n b a j ak i u B o s s a bardzo
skrom ny, położenia gwiazd południowych nie były zbyt dokładne. W dodatku dla tych
gwiazd, których nie było w katalogach N e w c o m b a i B o s s a roczniki A .E. dawały
pozycje gwiazd według innych źródeł, co naruszało jednorodność katalogu. W tej sytuacji
praca B o s s a pozwalała sprow adzić do jednego system u pozycje gwiazd w A .E.
K atalog Bg otrzym any został w zasadzie z 13 absolutnych katalogów o epokach obser
wacji od 1830 do 1891 r. Nie stanowi on jednak odrębnego niezależnego system u, w rek
tascensji posiada on bowiem system N e w c o m b a a jedynie w deklinacji — B o s s a .
99
Porównanie położeń gwiazd w A .E. z położeniami w katalogach Greenwich, Cape i Puł
kowa pozwoliło B o s s o w i zauważyć, że zarówno jego system jak i system N e w c o m b a wymagają istotnych poprawek. Niemniej jednak B o s s odnosił się z nieufno
ścią do system atycznej poprawki na równiku znalezionej przez N e w c o m b a z obser
wacji planet i z tego powodu nie użył jej w swoim katalogu. Przeciwko niej wysuwał on
następujące zarzuty:
1) Obserwacje planet zostały wykonane w obserwatoriach o znacznych szerokościach
geograficznych i dlatego 1/4, a nawel 1/3, część obserwacji przypada na duże odległości
zenitalne. Z tego powodu ewentualne błędy refrakcji czynią rezultat N e w c o m b a nie
pewnym.
2) Obserwacje planet obarczone są specyficznym i Wędami spowodowanym i tym , że
ich obrazy są tarczkam i, a nie punktam i ( B a k u l i n 1949).
III. KATALO G 627 GWIAZD (B 627)
Następny katalog L . B o s s a ogłoszony w 1903 r. obejm ow ał już pozycje i ruchy
własne gwiazd dla całego nieba. Zawierał on 627 gwiazd i z tego powodu oznaczany jest
przez Bg 2 7 • Katalog ten stał się później podstaw ą wyjściową dla PGC, a potem i GC.
B 6 2 7 opiera się w zasadzie na obserwacjach pochodzących z lat po 1820 r. Katalog ten
również nie ma odrębnego system u, jest bowiem rozszerzeniem system u rektascensji
N e w c o m b a i system u deklinacji B o s s a na większą liczbę gwiazd.
Zarówno pozycje jak i ruchy własne w B 6 2 7 zostały wyznaczone w trzech kolejnych
przybliżeniach. Dla rektascensji pierwszym etapem było znalezienie indywidualnych p o
prawek dla 45 gwiazd przez porównanie z katalogiem N e w c o m b a . Przy pom ocy
otrzymanych poprawek typu Aa:s rozszerzono liczbę gwiazd do 2 28. Trzeci dopiero etap
zakończył się ujęciem pozycji wszystkich 627 gwiazd.
Porównanie B 627 z niewykorzystanym i przez N e w c o m b a katalogam i Greenwich
1882 i 1884 oraz Pułkowo 1884 wykazały tak małe popraw ki typu Aa a , że m ożna je by
ło śmiało pom inąć.
Ważnym posunięciem B o s s a było wyznaczenie równania jasności (A am). M ateria
łem do tego było porównanie B ć 2 7 z katalogiem Pułkowo 1875, Cape 1885, Berlin 1890,
Cape 1890, Berlin 1895, Hamilton 1895, Albany 1898 i Bonn 1900, w których równania
jasności były wyznaczone przez obserwacje z użyciem siatek przed obiektywam i.
Ja k wspomnieliśmy, system deklinacji z o stał oparty na własnym system ie B o s s a, to
jest na B n i B g . B o s s ograniczył się tu do wyznaczenia i wprowadzenia poprawek typu
A5g , gdyż porównanie z innymi katalogam i pokazały, że system B n i B^ je st praktycznie
wolny od błędów postaci A6a ( B a k u l i n 1949).
IV. PRELIM IN A RY G E N ER A L CA TALO GUE (PGC)
Publikowane do tej pory katalogi fundam entalne zawierały stosunkow o małą liczbę
gwiazd jasnych. Tym czasem dla rozwiązywania różnych problem ów, jak wyznaczanie
ruchu Słońca w przestrzeni, stałej precesji czy obrotu Galaktyki potrzebne s ą położenia i
ruchy własne większej liczby gwiazd różnych wielkości gwiazdowych.
100
P. Rybka
Pierwszą próbę zestawienia katalogu absolutnego zawierającego wielką liczbę gwiazd
p odjął L . Boss, a pracę tę dokończył B. B o s s. Zadanie nie było proste, bowiem więk
szość słabych gwiazd albo nie była obserwowana w przeszłości, albo też była obserwowa
na rzadko i bez przemyślanego planu. Często też gwiazdy słabe były obserwowane m eto
dą różnicową, co znacznie kom plikowało problem wyznaczania ich położeń i ruchów
własnych.
Pierwotny plan L. B o s s a polegał na wyznaczeniu położeń i ruchów własnych
gwiazd, których ruchy mogły być większe niż 1 0 " na 100 lat. Jednakże wkrótce B o s s
sporządził spis, do którego weszło ok. 25 000 gwiazd do 7m już niezależnie od ich ru
chów własnych. Następnie dodał jeszcze kilka tysięcy gwiazd słabszych od 7m , dla k tó
rych można było otrzym ać więcej lub mniej dokładne ruchy własne.
Oprócz prac obliczeniowych związanych z wykorzystaniem istniejących katalogów
plan L . B o s s a przewidywał wykonanie obserwacji kilku tysięcy gwiazd, dla których
brak było wystarczającego materiału obserwacyjnego.
Rezultatem pierwszego etapu tych prac był ogłoszony w 1910 r. „Preliminary General
Catalogue” (PGC) L. B o s s a ( B o s s L. 1910) zawierający położenia i ruchy własne
6188 gwiazd, z których 4 0 3 0 to gwiazdy jaśniejsze niż 6m . Położenia i ruchy własne
wszystkich gwiazd otrzym ano z 8 0 katalogów absolutnych.
PGC otrzym any został m etodą kolejnego powiększania katalogu B 627 . Początkowo
powiększono go do 2500 gwiazd, potem do 4 0 0 0 , a wreszcie do 6 188. Oczywiście nie
wszystkie gwiazdy tego katalogu można traktow ać jak o ściśle fundam entalne, a tym sa
mym nadające się do porównywania katalogów.
Pod względem system atycznym PGC różni się od B 6 2 7 tylko tym , że do rektascensji
PGC dodano poprawki na równanie jasności ( B a k u l i n 1949).
V. GENERAL CATALOGUE (GC)
K ontynuacją PGC był ogłoszony w 1937 r. przez B . B o s s a „General C atalogue” (GC)
( B o s s B. 1937). Zawiera on położenia i ruchy własne 33 342 gwiazd dla równonocy
1950,0. Zestawiony został na podstawie ponad 220 katalogów absolutnych oraz specjal
nie wykonanych obserwacji dodatkow ych. Większość tych obserwacji wykonano w la
tach 1907—1908 i 1911—1918 na kole południkow ym Albany, częściowo w Albany
a częściowo (gwiazdy południowe) w San Luis, gdzie na kilka lat zainstalowano pow yż
sze koło południkowe. Ostatecznie katalog Albany zawierał 2 0 811 gwiazd, a katalog
San Luis — 15 333 gwiazdy.
GC został zestawiony analogiczną m etodą jak PGC, ale różni się od niego pod wzglę
dem system atycznym . W pierwszym rzędzie system PGC zo stał przejrzany i poprawiony.
Rewizję system u oraz obliczanie indywidualnych poprawek prow adzono równolegle.
Wszystkie użyte katalogi zostały początkow o porównane z PGC, a znalezione w ten sp o
sób różnice system atyczne pozwoliły na zredukowanie tych katalogów na system PGC.
Powyższe porównania katalogów dały też m ożność wyznaczenia system atycznych popra
wek w rektascensji i deklinacji gwiazd PGC.
W ramach rewizji system u PGC przyjęto popraw kę na położenie punktu równonocy
Newcomba rów ną —0 *0 4 0 . Była to średnia wartość z wielkości otrzym anych w 1931 r.
101
przez M o r g a n a - (—0?035) i w 1932 r. przez K a h r s t e d t a ( —0f045). Obie te po
prawki odnosiły się do 1900 r. (B a k u 1 i n 1949).
GC stanowi wprawdzie największy katalog fundamentalny, jednakże jego błędy okaza
ły się większe niż innych katalogów fundamentalnych tego mniej więcej czasu.
I tak badania M a r k o w i t z a ( M a r k o w i t z 1945) doprowadziły go do wniosku,
że ruchy własne gwiazd słabszych od 6m w GC wymagają poprawjek. B a r n e y ( B a r
n e y 1949) na podstawie porównania GC z katalogami Yale i Greenwich stwierdziła, że
deklinacje gwiazd słabych w GC wymagają, poprawki + 0 ,1 0 . M o r g a n ( M o r g a n
1952) zwrócił uwagę na znaczne błędy okresowe w GC oraz na fakt, że niedokładności
w ruchach własnych zwiększają wraz z upływem czasu powyższe błędy. C h a r i n ( C h a r i n 1967) na podstawie porównania z GC wyników obserwacji szerokościowych w Pułkowie, Błagowieszczeiisku, Borowcu, Mizusawie, Irkucku, Kazaniu, Gorkim i Połtawie,
katalogu gwiazd szerokościowych z Gołosiejewa oraz FK3 stwierdził małą dokładność GC.
W tym miejscu warto wspomnieć szczegółowe porównanie GC z FK3 (J e n k i n s
1937) i z katalogami Yale ( B a r n e y 1951).
Liczne poprawki do GC, często dotyczące zresztą tylko poszczególnych gwiazd
( J e n k i n s 1944, 1945; B a r n e y 1949; M o r g a n 1948, 1949, 1952; P i e rc e 1971) nie mogły oczywiście doprowadzić do istotnej poprawy GC. Potrzebna była
gruntowna rewizja i projekt taki zgłosił na Drugiej Konferencji Astrometrycznej w Cincinati (1959 r.) B r o u w e r ( B r o u w e r 1960). Konkretne postulaty B r o u w e r a
w sprawie przyszłego zrewidowanego GC (GCR) był.ynastępujące:
1) wyznaczenie punktu równonocy i równika z nowoczesnych obserwacji Słońca,
Księżyca i planet,
2) przyjęcie za podstawę nowoczesnych absolutnych katalogów,
3) ewentualne przyjęcie gwiazd katalogu N30 za wyjściowy spis gwiazd,
4) porównanie ze sobą różnych katalogów za pośrednictwem GC, przy czym mogłyby
być wykorzystane także i katalogi nieabsolutne.
Zdaniem B r o u w e r a najlepszy czas do rewizji GC na półkuli północnej nastąpi po
otrzymaniu definitywnych położeń gwiazd AGK3R. Podobne prace należy potem rozcią
gnąć na półkulę południową.
Podjęta na wyżej wspomnianej Konferencji rezolucja zaaprobowała projekt B r o u
w e r a zalecając jednocześnie, aby przyszły GCR był w systemie FK4.
8. INNE KATALOGI FUNDAMENTALNE
I. KATALOGI NEWCOMBA
«
W 1872 r. N e w c o m b
opublikował swój pierwszy katalog fundamentalny zawiera
jący rektascensje 32 gwiazd czasowych położonych w pasie równikowym ( N e w c o m b
1872). Katalog ten oznaczany jako Nj zawierał rektascensje podane co 5 lat od 1750 do
1900 r.
Przy tworzeniu powyższego katalogu N e w c o m b wykorzystał 26 katalogów od
obserwacji B r a d 1 e y a (1755 r.) w opracowaniu A u w e r s a do ostatnich katalogów
102
/'. Rybka
Greenwich (1868) i Waszyngtonu (1867). Do wyznaczenia położeri gwiazd czasowych
w pierwszym przybliżeniu posłużyło mu 12 katalogów, które spełniały następujące wa
runki:
1) katalogi były ściśle absolutne,
2) systematyczne błędy katalogów były możliwie male.
Wyjściowym katalogiem był dla N e w c o m b a katalog TR B e s s e 1 a. Inne katalo
gi zostały porównane z TR, co dało poprawki dla TR. W ten sposób powstało pierwsze
przybliżenie systemu N e w c o m b a obejmujące 29 gwiazd. Następnie zużytkowano po
zostałych 14 katalogów po ich uprzednim porównaniu z TR.
W drugim przybliżeniu N e w c o m b wprowadził poprawkę do stałej precesji Petersa-Struvcgo oraz wyznaczył poprawkę punktu równonocy wiosennej na podstawie obser
wacji Słońca. Wykorzystał również różnice między pierwszym przybliżeniem, a poszcze
gólnymi katalogami. Różnice te potraktował najpierw jako poprawki do poszczególnych
katalogów, a po ich uwzględnieniu uzyskał nowe poprawki do swego systemu, otrzymu
jąc drugie i ostateczne przybliżenie swego systemu normalnego. Na tym etapie wykorzy
stał jeszcze 8 nowych katalogów oraz dodał jeszcze 3 gwiazdy.
Rozszerzeniem systemu Nj był katalog 1098 gwiazd czasowych i zodiakalnych opra
cowany przez N e w c o m b a ( N e w c o m b 1882). Praca ta została zainicjowana przez
Naval Observatory w celu uzyskania dokładnych położeń gwiazd odniesienia dla opraco
wania starych obserwacji zakryć gwiazd przez Księżyc. W 1877 r. pracę tę w stanie nie
dokończonym przekazano do American Ephemeris, gdzie właśnie po istotnym roz
szerzeniu została doprowadzona do końca przez N e w c o m b a .
Przy wyznaczeniu rektascensji N e w c o m b wykorzystał te same katalogi, co dla N x.
W rezultacie rektascensjesą również w systemie N j. Natomiast deklinacje są w systemie
B o s s a (B|^).
W 1895 r. N e w c o m b przystąpił do pracy mającej za cel poprawienie położeń i ru
chów własnych gwiazd A.E., zaistniała bowiem pilna potrzeba posiadania w rocznikach
dobrych pozycji gwiazd. Początkowo N e w c o m b traktował to zadanie za przedsię
wzięcie o charakterze doraźnym. Jednakże rok później na konferencji dyrektorów róż
nych roczników astronomicznych, która odbyła się w 1896 r. w Paryżu zwrócono się do
N e w c o m b a z prośbą o szybkie wykonanie tej pracy i nadanie jej postaci wygodnej do
międzynarodowego użytku. Wobec powyższego N e w c o m b rozszerzył rozpoczęte już
badania i to zarówno pod względem liczby gwiazd, jak i katalogów.
Spis gwiazd proponowany przez N e w c o m b a zawierał 1597 gwiazd. Zostały weń
włączone gwiazdy wszystkich czterech głównych roczników astronomicznych (angiel
skiego, amerykańskiego, francuskiego i niemieckiego) oraz liczne gwiazdy w pobliżu
równika, ekliptyki i biegunów. Jednakże nie dla wszystkich tych gwiazd N e w c o m b
rozporządzał wystarczająco obszernym materiałem obserwacyjnym i w rezultacie do ka
talogu mógł włączyć tylko 1257 gwiazd. Katalog ten, zawierający pozycje i ruchy własne
dla 1875 i 1900 r. ukazał się w 1898 r. (N e w c o m b 1898).
Katalog powyższy, oznaczany skrótem N2 , oparty był na 43 katalogach absolutnych.
Jego system rektascensji zaczerpnięty został z N j, który N e w c o m b poprawił przez
wniesienie poprawek typu Aag . Co się zaś tyczy deklinacji, to są one podane w popra
wionym przez N e w c o m b a systemie BN . Przy powyższym poprawianiu oparł się on
po raz pierwszy na obserwacjach planet.
103
II. KATALOG EICHELBERGERA
Katalog E i c h e l b e r g e r a stanowi prawdziwy wyjątek wśród katalogów funda
mentalnych. Podczas gdy inni twórcy katalogów fundamentalnych starali się wykorzy
stać możliwie liczne katalogi absolutne, E i c h e l b e r g e r zdecydował się na posłużenie
się tylko czterema katalogami. Były to katalogi otrzymane:
1) w latach 1903—1911 na 9-calowym kole południkowym w Waszyngtonie,
2) w latach 1911—1918 na 6-calowym kole południkowym w Waszyngtonie,
3) w Cape w latach 1905—1911,
4) w Cape w latach 1912—1916.
Wszystkie te katalogi miały wysoką klasę i E i c h e l b e r g e r uznał, że są nie tylko
wystarczającą, ale też i najlepszą podstawą do utworzenia dobrego katalogu fundamental
nego. Należy jednak zauważyć, że poważnym mankamentem tego zespołu katalogów był
krótki interwał czasu między epokami obserwacji.
'
Pierwotnym celem E i c h e l b e r g e r a było poprawienie położeń 826 gwiazd kata
logu A.E. Potem jednak uzupełnił on spis gwiazdami wziętymi z roczników: angielskiego,
niemieckiego, francuskiego i włoskiego. W ten sposób spis ten wzrósł do 1504 gwiazd.
Weszły weń wszystkie gwiazdy katalogu Newcomba i NFK.
Wyznaczone podczas tworzenia katalogu fundamentalnego różnice rektascensji okaza
ły się małe i z wyjątkiem pierwszego katalogu Cape nie zostały uwzględnione. Katalog ten
zresztą zredukowano na drugi katalog Cape, który E i c h e l b e r g e r uważał za do
kładniejszy. Przy wyznaczaniu poprawek deklinacji E i c h e l b e r g e r
posłużył sig
obserwacjami Słońca, Księżyca i planet oraz wyprowadził na podstawie tablic pułkowskich odpowiednie poprawki refrakcyjne w katalogach Cape. Ruchy własne zaczerpnął
z PGC, dodał jednak do nich poprawki systematyczne otrzymane z porównania PGC
z własnym katalogiem.
Katalog E i c h e l b e r g e r a
zawiera współrzędne i ruchy własne na 1925 r.
( E i c h e l b e r g e r 1925).
III. KATALOG N30 MORGANA
M o r g a n ( M o r g a n 1949) zwrócił uwagę na fakt pewnego rodzaju dezaktualizacji
katalogów fundamentalnych, nie tyle z racji niedokładnych pozycji, ile raczej z powodu
niedokładności ruchów własnych. Z uwagi na to, że średnie epoki tych katalogów były
bliskie 1900 r. zaistniała obawa, że podane w nich ruchy własne nie będą mogły zapewnić
możliwości obliczenia odpowiednio ścisłych położeń gwiazd na połowę XX w. W związku
z tym M o r g a n wskazał na potrzebę wykonania w przyszłości katalogu fundamentalne
go o średniej epoce nawet nieco późniejszej niż 1950 r., a opartego na katalogach pocho
dzących z lat 1925—1975. Pozwoliłoby to na uzyskanie nie tylko nowych pozycji, ale
także nowych ruchów własnych.
Na razie jednak M o r g a n podjął pracę nad nowym katalogiem o średniej epoce ok.
1930 r. przy wykorzystywaniu katalogów z ostatnich paru dziesięcioleci ( M o r g a n
1949). Podobnie jak E i c h e l b e r g e r przywiązywał on największy wagę do nowszych
katalogów, jednakże zgodnie z ogólnie przyjmowanymi zasadami korzystał z większej
liczby katalogów.
104
P. Rybka
Katalogiem wyjściowym był dla M o r g a n a GC, który z racji wielkiej liczby gwiazd
doskonale nadawał się do porównywania z innymi katalogami. Na początkowym etapie
M o r g a n ( M o r g a n 1948) przeprowadził badanie GC i wyznaczył wstępne poprawki
systematyczne tego katalogu. Posłużył się tu nie tylko katalogami opublikowanymi
w XX w., ale przy wyznaczaniu poprawki punktu równonocy sięgnął do obserwacji Słoń
ca, Księżyca i planet nawet z XVHI w. Te ostatnie badania potwierdziły przyjętą przy
tworzeniu GC poprawkę —0?040 do położenia punktu równonocy Newcomba. Następnie
M o r g a n wyznaczył i przedyskutował poprawki do GC i FK 3 względem tworzonego
przez niego systemu N30 ( M o r g a n 1949). Jego wstępny katalog N30 zawierał pozycję
i ruchy własne 2400 gwiazd w pasie deklinacyjnym od —3 0 ° do + 3 0 °.
Ostateczny system N30 został opublikowany w 1952 r. (M o r g a n 1952) w postaci
katalogu zawierającego pozycje i ruchy własne 5268 gwiazd dla epoki 1950. Obejmuje on
wszystkie gwiazdy FK 3, spisu Backlunda-Hougha, część gwiazd GC oraz 781 gwiazd, któ
rych nie ma w GC. Gwiazdy są równomiernie rozmieszczone na niebie.
Katalog utworzony został z ponad 70 katalogów o epokach od 1917 do 1949 r. Ponad
30 katalogów absolutnych wysokiej klasy stanowiło podstawę do utworzenia właściwego
systemu N30. Przy jego tworzeniu poshigiwano się wprawdzie katalogiem GC, jego sy
stem jednak był traktowany wyłącznie jako wstępny, służący do porównywania i badania
poszczególnych katalogów. Ostatecznie N30 posiada swój własny i niezależny system.
Ruchy własne otrzymano z porównania miejsc średnich N30 dla epoki 1930 z poprawio
nymi miejscami GC (1900). Natomiast ruchy własne gwiazd, których brak w GC otrzy
mano w wyniku porównania ich pozycji zredukowanych na GC na 1900 z N30. Średni
interwał epok przy wyznaczaniu ruchów własnych wynosił tu 30 lat, choc w niektórych
przypadkach jest nieco większy niż 40, a w innych nieco mniejszy niż 20 lat.
N30 pod względem błędów systematycznych jest lepszy niź GC, natomiast nieznacznie
ustępuje mu pod względem błędów przypadkowych.
IV. FUNDAMENTALNY KATALOG SŁABYCH GWIAZD (FK SZ)
We wszystkich katalogach ważnym i delikatnym, problemem jest możliwie ścisłe wy
znaczenie precesji i ruchów własnych. Oba te rodzaje wielkości są jednak ściśle ze sobą
sprzężone. Z jednej bowiem strony bez znajomości stałej precesji nie są możliwe redukcje
położeń gwiazd z jednej równonocy na drugą, co jest niezbędne dla wyznaczania ruchów
własnych, z drugiej zaś w gruncie rzeczy potrzebna jest znajomość ruchów własnych, aby
móc otrzymać poprawną wartość stałej precesji. Jest to więc właściwie pewnego rodzaju
błędne koło. Dotychczas cały ten problem rozwiązywano przy założeniu, że ruchy gwiazd
są bezładne, tj. że ich wektor)7 prędkości na sferze dają w sumie zero, co nie jest już uspra
wiedliwione. W dodatku katalogi zawierają na ogół gwiazdy jaśniejsze, a więc stanowiące
właściwie najbliższe otoczenie Słorica. Zatem systemy odniesienia katalogów są związane
z bliższymi gwiazdami i ich kinematyką. Tym samym nie są to systemy inercjalne, nie
związane z ruchami żadnych ciał niebieskich. Tymczasem dzisiejsze wymagania astronomii
postulują utworzenie takiego właśnie systemu odniesienia.
W tej sytuacji w 1932 r. astronomowie radzieccy wystąpili z projektem utworzenia ka
talogu, którego system dzięki oparciu o dalekie galaktyki można będzie uznać za iner-
103
cjalny ( Z v e r e v 1952). Konkretny plan pracy nad takim katalogiem został przyjęty na
radzieckiej konferencji astrometrycznej w 1938 r. Przede wszystkim zdecydowano utw o
rzyć katalog z gwiazd słabych w celu ułatwienia nawiązania go do dalekich galaktyk. Nie
zależnie od tego gwiazdy słabe będą raczej gwiazdami dalekimi, a więc o małych ruchach
własnych. Z racji takiego doboru gwiazd projektowany katalog otrzym ał nazwę Funda
mentalnego Katalogu Słabych Gwiazd (skrót FKSZ od rosyjskiej nazwy Fundamientalnyj
Katałog Słabych Zwiozd), a jego rozszerzenie na większą liczbę gwiazd — nazwę Katalogu
Słabych Gwiazd (KSZ).
Całe przedsięwzięcie FKSZ i KSZ rozłożono na następujące zadania:
1) wyznaczenie absolutnymi metodami położeń około 1000 gwiazd FKSZ,
2) powiązanie FKSZ z FK3 na drodze obserwacji różnicowych,
3) wyznaczenie w oparciu o FKSZ położeń ok. 20 000 gwiazd KSZ metodą południko
wych obserwacji różnicowych,
4) fotograficzne i wizualne obserwacje położeń planetoid dla wyznaczenia położenia
równika i punktu równonocy,
5) fotograficzne obserwacje dalekich galaktyk w celu oparcia o nie całego systemu.
Szczególnie ważne są tu dwa ostatnie punkty. Obserwacje planetoid miały nastąpić do
tychczasowe obserwacje Słońca, Księżyca i planet. Decyzja ta spowodowana była faktem,
źe obserwacje pozycyjne ciał niebieskich widocznych jako tarcze są obarczone specyficz
nymi błędami, od których są wolne obserwacje planetoid będących obiektami punktow y
mi. Natomiast nawiązanie do dalekich galaktyk pozwalało na uniezależnienie systemu od
ruchów własnych gwiazd.
W 1939 r. zestawiono spis gwiazd FKSZ obejmujący 931 pozycji. Wybrano gwiazdy
słabe, głównie od 7™ 5 do 8™ 5 z widmami G i K, równomiernie rozłożone na niebie. Za
czerpnięto je głównie z GC.
Około 1950 r. sporządzono dwa spisy gwiazd KSZ obejmujące łącznie obszar nieba na
północ od deklinacji —30 °, a zawierające 15 355 gwiazd mających jasności od 7"? 5 do
9™1 (fotograficzne od 8"?5 do 10m), a widma głównie G i K. Dobrano je tak, aby ich
ruchy własne były mniejsze niż 0,04 rocznie. Dużą część gwiazd zaczerpnięto z GC
i AGK2A.
W pierwszej kolejności zrealizowano powiązanie FKSZ z FK3. Południkowe obserwacje
różnicowe i absolutne prowadzone w kilku obserwatoriach radzieckich i we Wrocławiu
dały materiał do zestawienia Wstępnego Fundamentalnego Katalogu Słabych Gwiazd
(Priedwaritielnyj Fundam entalnyj Katałog Słabych Zwiozd — PFKSZ) ( Z v e r e v , P o l o ż e n c e w 1958) zawierającego położenia 587 gwiazd na północ od deklinacji —20°.
Pozycje i ruchy własne gwiazd są w systemie FK3. Ruchy własne otrzym ano z porówna
nia PFKSZ ze zredukowanymi na FK3 katalogami GC, AGK2 i Yale. Późniejsze porów
nanie PFKSZ z FK3 i FK4 wykazało dobrą zgodność PFKSZ z powyższymi katalogami.
Jedynie w okolicy bieguna północnego PFKSZ ma swój system. Podobnie dobr^ zgodność
wykazał PFKSZ z N30, natomiast już gorszą z GC, co świadczy o mniejszej dokładności
GC (P o ł o ż e n c e w 1 9 6 7 ; Z v e r e v 1960).
W związku z opublikowaniem FK4 podjęto pracę nad przerobieniem PFKSZ na system
FK4. Przystąpiono też do poprawienia PFKSZ i utworzenia jego nowej wersji —PFKSZ2.
Zaplanowano tu użycie nowych katalogów obserwacyjnych FKSZ oraz katalogu AGK3R
106
P. Rybka
( P o ł - o ż e n c e w 1967). Na obecnym etapie prace nad FKSZ i KSZ łączą się z podob
nymi pracami innych krajów, głównie Stanów Zjednoczonych. Prace te, bardzo zresztą
szeroko zakrojone, dotyczą nie tylko katalogów fundamentalnych, ale także masowych
katalogów pozycyjnych, które zostaną omówione w części trzeciej artykułu.
V. SY STEM Y ROCZNIKÓW ASTRONOMICZNYCH
Systemy stosowane w rocznikach astronomicznych są obecnie ujednolicone. Na mocy
ustalenia międzynarodowego obowiązującym stał się FK3, a potem FK 4. Natomiast w latach poprzednich panowała dość duża różnorodność. Obrazuje to poniższe zestawienie
podające systemy używane w najważniejszych rocznikach astronomicznych ( B a k u l i n
1949):
1. Connaissance des Temps ou des Mouvements Cfelestes (zał. w 1679 r.)
1840 r. — 1900 r. — systemy ciągów obserwacji paryskich
1901 r. — 1927 r. — system N2
1928 r. — 1939 r. — system Eichelbergera
od 1940 r. — system FK 3
2. Nautical Almanac and Astronomical Ephemeris (zał. w 1767 r.)
1822 r. — 1901 r. —różne, często zmieniające się systemy
1901 r. — 1927 r. — system N2
1928 r. — 1940 r. — system Eichelbergera
od 1941 r. — system FK3
3. Berliner Astronomisches Jahrbuch (zał. w 1776 r.)
1830 r. — 1860 r. — system TR
1861 r. — 1882 r. — system Wolfersa
1883 r. — 1906 r. — system A t
1907 r. — 1935 r. — system NFK
• od 1936 r. — system FK3
4. American Ephemeris and Nautical Almanac (zał. w 1855 r.)
1855 r. - 1899 r. - różne systemy ( N j , A j , Bossa i inne)
1900 r. — 1927 r. — system N2
1928 r. - 1939 r. - system Eichelbergera
5. Astronomiczeskij Jeżegodnik SSSR (zał. w 1922 r.)
1922 r. — system NFK
1923 r. - system NFK i system PGC z poprawkami na NFK
1924 r. — 1941 r. — system PGC oraz poprawki na NFK (1924—1927 r.), na system
Eichelbergera (1928—1939 r.) i na FK 3 (1940—1941 r.)
•
>
Literatura
A n g u i t a, C„ N o e 1, F„ 1969, AJ, 74, 1372.
B a k u 1 i n, P. I., 1949,Fundamentalnyje Katalogi zwezd, Moskwa—Leningrad.
B a r n e y , 1., 1949, AJ, 54,1170.
B a r n e y , ! . , 1951, Yale Trans., 23.
B o s s , B., 1937, Carnegie Inst, of Washington, Publ. No. 468.
B o s s , L., 1910, Carnegie Inst, of Washington, Publ. No. 115.
B r o u w e r, D., 1960, AJ, 65,1279.
C h a r i n, A. S., 1967, Trudy 17-oj Astrometriczeskoj Konferencji SSSR.
E i c h e 1 b e r g e r, W. S., 1925, Astr. Pap., Vol. X, Part 1.
F r i c k e, W., 1963, Veroff. des Astr. Rechen-Inst. Heidelberg, N r.ll.
F r i e k e, W., 1970, LA.U., Coli. 7.
F r i c k e, W., K o p f f, A., 1963, VerSff. des Astr. Rechen-Inst. Heidelberg, Nr.10.
G a u s s, F. S„ 1971, AJ, 76,1390.
G 1i e s e, W., 1970,1.A.U., Coll. T.
J e n k i n s, L. F„ 1937, AJ, 46,1063.
J e n k i n s, L. F., 1944, AJ, 50,1146.
J e n k i n s, L. F., 1945, AJ, 51,1153.
K o p f f, A., 1937, Veroff. des Astr. Rechen-Inst. Berlin-Dahlem, Nr. 54
K o p f f, A., 1938, Abh. Preuss. Akad. Wiss., Phys-math. KI., No. 3.
K o p f f, A., 1952, AN, 281, 29-30.
K o p f f, A., 1952a, Trans, of I.A.U., Vol. VIII, 768-771.
K o p f f, A., 1954, Astronomisch-Geodetisches Jahrbuch fur 1954.
K o p f f, A., 1956, Astronomisch-Geodetisches Jahrbuch fiir 1956.
K o p f f, A., 1957, Veroff. des Astr. Rechen-Inst. Heidelberg, Nr. 6,
K o p f f, A., 1957a, Veroff. des Astr. Rechen-Inst. Heidelberg, Nr. 7.
M a r k o w i t z, W., 1945, AJ, 51,1154.
M o r g a n, H. R„ 1948, AJ, 54,1173.
M o r g a n, H. R„ 1949, AJ, 54,1178.
M o r g a n , H. R., 1952, Astr. Pap., Vol. XIII, Part III.
N e w c o m b, S., 1872, Washington Observations for 1870, App. III.
N e w c o m b, S., 1882, Astr. Pap., Vol. I.
N e w c o m b, S., 1898, Astr. Pap., Vol. VIII.
P e t e r s, J., 1907, Neuer Fundamental-Catalog des Berliner Astronomischen Jahrbuchs.
P i e r c e, D. A., 1971, AJ, 76,1387.
P o ł o ż e n c e w, D. D., 1967, Trudy 17-oj Astrometriczeskoj Konferencji SSSR.
S c o 11, F. P., 1962, AJ, 67,1305.
Z v e r e v, M. S., 1952, Katałog Słabych Zwezd kak astrometriczeskaja problema, Moskwa.
Z v e r e v, M. S„ 1960, AJ, 65,1279.
Z v e r e v, M. S., P o ł o ż e n c e w, D. D., 1958, Trudy G.A.O., T. LXXII.
107
.
■
■
.
.
n p t “i\ O
'
'
■
.
'
’
■
POSTĘPY ASTRONOMII
Tom XXII (1974). Zeszyt 2
FOTOMETR I SPEKTROMETR DO REJESTR A CJI
MIĘKKIEGO RENTGENOWSKIEGO PROMIENIOWANIA SŁOŃCA
MAREK
HLOND
Pracownia Związków Słońce—Ziemia
ZakłaAi Astronomii PAN (Wrocław)
Streszczenie
W pracy przedstawiono zagadnienia związane z opracowaniem konstrukcji fotometrów i
spektrometrów rentgenowskich przeznaczonych do pozaatmosferycznych badań Słońca. Opi
sano części składowe tych przyrządów, jak kolimatory, kryształy dyspresyjne, filtry, detektory
i elektroniczne układy pomiarowe. Rozpatrzono problem kalibracji przyrządów w czasie lotu
i wpływ tła na pomiary.
SOTOMETP 14 CnEKTPOMETP flJIH PErMCTPAUHH MflrKoro
PEHTTEHOBCKOrO M3JiyHEH14fl COJIHUA
M. X
jioha
C o fle p >kaH we
B CTaTbe npeflCTaBJieHbi npoójieMhi CBH3aHHbie c pa3paóoTKoii KOHCTpyKiiMH
peHTreHOBCKMx (|)0T 0M eT p0B u c n e K T p o M e T p o B , npeaH a3H aw eH H bix a ji a BH eaTM oc ijiep H b ix M ccjieflOBamiM C o jiH u a . Onw caH bi c jie fly to m n e qacT w n p n ó o p o B : KOJiJWMaTO pbl,
flMCnepCMOHHbie KpM CTajUlbl,
(fMJIbTpbl W 3JieKTpOHHbie M3MepMTeJIbHbie
y3jibu 06cy*A eH a npoÓJieMa K ajin 6 p au n n n pn 6opoB
bo
BpeMH nojieTa.
PHOTOMETER AND SPECTROMETER FOR SOLAR X-RAY RADIATION
Abstract
A discussion of problems concerning the design and construction of Solar X-ray photo
meters and spectrometers for the soft range radiation measurements, is given.
[1091
110
M. Hlond
1. WSTĘP
Stosunkowo szybki postęp w poznaniu fizycznych procesów zachodzących na Słońcu,
a szczególnie w jego aktywnych obszarach, zawdzięczamy prowadzonym od niedawna
badaniom jego rentgenowskiego promieniowania. Powiązanie tych badań z innymi obser
wacjami ęłonecznymi oraz obserwacjami jonosferycznymi stworzyło także dogodne wa
runki do dokładniejszego wyjaśnienia mechanizmów zależności i wzajemnych oddziały
wań układu Słońce—Ziemia, jak również właściwości fizycznych górnych warstw atmo
sfery ziemskiej.
Informacje, jakie staramy sie uzyskać badając promieniowanie rentgenowskie Słońca,
dotyczą poziomu promieniowania, jego składu spektralnego, rozmieszczenia obszarów
aktywnych oraz zmian czasowych tych wielkości. Podstawowymi tradycyjnymi przyrzą
dami pomiarowymi służąpymi do powyższych badań są rentgenowskie fotometry i spek
trometry.
2. ZASADY KONSTRUKCJI PRZYRZĄDÓW
Zarówno fotometr jak i spektrometr można przedstawić schematycznie w postaci
dwóch podzespołów funkcyjnych: części detekcyjnej złożonej z kolimatora, filtru, detek
tora (najczęściej licznik proporcjonalny lub licznik G—M) i ewentualnie kryształu dysper
syjnego dla spektrometru, oraz z części rejestrującej składającej się ze wzmacniacza, dyskryminatora, licznika lub integratora impulsów i ewentualnie układu logicznego. Na rys. 1
przedstawiono typowe, najczęściej stosowane w eksperymentach zestawy pomiarowe.
FOTOMETR
C Z Ę Ś Ć PO M IARO W A
C Z Ę Ś Ć D E T E K C Y JN A
.
DETEKTOR
FIITR l.proporc/onal.
LubllcinlkBM
DYSKRYMI-
WZMACNIACZ
nator
I
LICZNIK
II/PULSÓW
H
I
INTEGRATOR
ZLICZEŃ
SPEKTROMETR
C Z Ę Ś Ć POMIAROWA
C Z Ę Ś Ć D E T E K C Y JN A
KOUMAWR
ICOIIMAWR
KRYSZTAŁ
DYSPERSYJNY
DETEKTOR
f il t r l.proporęjonal.
tub lic i nik SM
•ILTR
DETEKTOR
l proporcjom!
WZMACNIACZ
DYSKRYW NATOR
WZMACNIACZ
DYSKRYWNATOR
[j
LICZNIK
IMPULSÓW
DYSKRYUh
NATOR
U
------------------- n
I
D Y S K R Y M I-y ,
INTE6RAT0R
ZLICZEŃ
LICZN IK
IMPULSÓW
PRZETWORNIK
--------------------
Rys. 1. Schemat blokowy fotometru i spektrometru rentgenowskiego
W __
Fotometr i spektrometr do rejestracji
111
3. KOLIMATORY
Kolimatory w spektrometrach i fotometrach służą do uzyskania informacji o prze
strzennym rozłożeniu źródeł" rentgenowskich. W pierwszych eksperymentach nie stoso
wano kolimatorów ze względu na znaczne osłabianie padającego na detektor promienio
wania i ostrych wymagań stawianych układom naprowadzającym. Przyrządy o dużym
stopniu kolimacji wymagają bowiem odpowiednio precyzyjnych platform (układów na
prowadzających), do niedawna niedostępnych, zapewniających w czasie pomiaru dużą
stałosc' położenia osi optycznej przyrządu.
W spektometrze krystalicznym, w którym nie stosuje się kolimatora, wymiary źródeł
rentgenowskich wpływają na szerokość rejestrowanych linii spektralnych, na skutek ist
niejącego splotu rozdzielczości spektralnej i przestrzennej. Efekt ten powoduje pewne
trudności w ocenie szerokosci linii. Dlatego, celem uzyskania lepszej czystos'ci spektralnej
promieniowania rejestrowanych zjawisk, należy za pomocą kolimatora wyeliminować
szkodliwe promieniowanie sąsiednich obszarów aktywnych. Pierwsze udane eksperymen
ty z kolimowanym spektrometrem krystalicznym uzyskał1 P a r k i n s o n w 1971 r.
(A c t o n i in. 1972).
W spektrometrii (fotometrii) promieniowania rentgenowskiego Słoiica wykorzystuje się
kolimatory różnych konstrukcji (rys. 2), np. kolimatory typu Sollera ( V a s i l e v i in.
1968), „O da” ( P a r k i n s o n 1971; A c t o n i in. 1972), lub „Honeycomb” ( D e n
B o g g e n d e i in. 1971) oraz ich modyfikacje.
Za pomocą kolimatorów mechanicznych można uzyskać rozdzielczość kątową pomia
rów dochodzącą do 2 0 ” .
Rys. 2. Kolimatory rentgenowskie: a) Sollera, b) Oda, c) „Honeycomb”
3
—
P ostęp y A stro n om ii
—
z. 2
112
M. Hłoncl
J ’rzepuszczalnos'c kolim atora dla padającego promieniowania określa stosunek jego p o
wierzchni otwartej (przepuszczającej) do powierzchni całkowitej. Dla danego typu koli
matora jego przepuszczalnos'c zależy od kątowej zdolnos'ci rozdzielczej oraz wymiarów
geom etrycznych. Nasze dążenia do uzyskania kolim atorów o dużej rozdzielczości kąto
wej i dużej przepuszczalności są przyczyną wzrostu ich wymiarów geom etrycznych.
4. K R Y S Z T A Ł Y
Dla zakresu 1—30 A do spektrom etrii promieniowania rentgenowskiego (spektrom e
trów krystalicznych Hragga’) powszechnie w ykorzystuje się włas'ciwosci odpowiednich
kryształów dyspersyjnych.
Strumień promieniowania m onochrom atycz
nego padający pod kątem 0 na kryształ (rys. 3)
tylko wówczas zostanie odbity (również pod ką
tem 0 ) , jeżeli spełniony zostanie warunek Brag
gs
n A = 2 d sin 0 ,
( 1)
gdzie: A - długość'fali promieniowania, d — sta
ła kryształu, n — rząd widma (najczęściej n = 1).
Właściwosc' ta w ykorzystana została w spek
trom etrach krystalicznych, gdzie z całego wid
ma padającego promieniowania odbijane i rejestrowane przez detektor jest prom ieniowa
nie o długości fali spełniającej warunek (1). Przez obrót (czyli tzw. skanowanie) kryształu
w pewnym zakresie kątowym możemy prześledzić całe widmo padającego prom ieniowa
nia. Dla spełnienia zasad pom iaru, obrót kryształu musi być zsynchronizowany z obrotem
detektora — z prędkością kątowa dwa razy większą.
Odbita równoległa wiązka promieniowania m onochrom atycznego nawet dla kryształów
o doskonałej strukturze bez dyslokacji ulega pewnemu rozproszeniu w kącie A 0 — w wy
niku następuje rozm ycie linii widmowej. Szerokość połówkow a krzywej rozproszenia
zmienia się z długością fali promieniowania padającego i zależy także od rodzaju kryształu
dyspersyjnego. P a r k i n s o n (1 9 7 1 ) podaje, że np. dla kryształu ADP przy długości fali
9 ,0 A szerokos'c połówkow a wynosi 60”, a dla kryształu KAP — 100".
Stosując kryształy dyspersyjne należy liczyć się ze znacznym osłabieniem padającego
promieniowania (nawet o kilka rzędów) ze względu na mały współczynnik odbicia krysz
tału.
Przy pomiarze zdolności odbijającej kryształu dyspersyjnego wprowadza się pojęcie
tzw. całkowitego współczynnika odbicia It^ określonego wzorem:
Rys. 3. Zasada odbicia promieniowania rent
genewskiego od kryształu dyspersyjnego
R , - —z— [radian],
(2)
gdzie: E — całkowita energia odbita przez kryształ przy skanowaniu linii widmowej o dłu
gości fali A, o) — prędkość kątowa skanowania kryształu, I n — intensywność prom ieniowa
ceso.
nia
m
Fotom etr i spektrometr do rejestracji
Wybór odpowiedniego kryształu uwarunkowany jest zakresem widma, który mamy za
miar rejestrować. W rozpatrywanym zakresie 2—25 A przydatne są typowe kryształy dys
persyjne, jak podano w tabeli 1.
Tabela 1
Kryształy dyspersyjne stosowane w.spektrometrii rentgenowskiej
(M e e k i n s i in. 1970; B l a k e i in. 1965)
K ryształ
KAP (kw aśny ftalan potasu)
2d [A ]
Zakres przydatności
[A ]
26,6
5 -25
c o 2 h c 6 h 4c o 2 k
KDDT (ethylene diamine dihydrogen tartrate)
h 6h
8,8
2-8
4,0
0 ,7 - 3 ,9
10,6
3-10
14 n 2 o 6
L iF (fluorek litu)
ADP (am m onium dihydrogen phosphate)
d — stała kryształu.
Ze względów praktycznych maksymalny kąt Bragga strumienia padającego nie prze
kracza zwykle 6 5 ° (przy większych kątach licznik proporcjonalny zaczyna przesłaniać
kryształ), co przy braku odpowiednich kryształów o stałej 2d > 27 A ustala naturalną
górną granicę możliwego do zarejestrowania promieniowania na 24 A.
Najczęściej stosowanym w pomiarach kryształem jest kryształ KAP uzyskiwany z roz
tworu m etodą krystalizacji. Posiada on wiele zalet, a przede wszystkim wysoką zdolność'
odbijającą. W dos'wiadczeniach stosuje się kryształ)' o powierzchni dochodzącej do kilku
dziesiątek cm2 .
Dla dokonania analizy widma rentgenowskiego konieczna jest znajomość całkowitej
liczby zliczeń N w rozważanej linii wziętej z uzyskanego spektrogramu oraz parametrów
charakteryzujących instrument. Energię promieniowania w danej linii można określić ze
wzoru (P a r k i n s o n 1971):
-| A
gdzie:
OJ
> 'r ' ) A L c m S s.J
— prędkość kątowa kryształu [radian/s.], R-. — całkowity współczynnik odbicia
kryształu [radian], A x — powierzchnia efektywna kryształu [cm 2 ], A — długość fali roz
ważanej linii [A ],
wydajność kwantowa detektora [% ], Tx — przepuszczalność koli-
matora [% ], T2 — przepuszczalność filtru zabezpieczającego [%].
Spektrogramy w rentgenowskim zakresie widma przy zastosowaniu spektrometrów
krystalicznych uzyskało wielu badaczy. Dokładność.kalibracji przyrządów pozwoliła na
pomiar linii widmowych z dokładnością do 0,001 A (K r e p 1 i n i M e e k i n s 1973) i
w konsekwencji na dokładne stabularyzowanie większości linii. Dla oceny fizycznych
zjawisk zachodzących na Słońcu — a więc określenia temperatury, miary emisji, inten-
114
XI. Hłond
sywności linii — trzeba poziom zliczeń z danych telemetrycznych zamienić na wielkości
absolutne strumienia (patrz wzór (3)).
Problem polega na tym, że trzy podstawowe wielkości charakteryzujące spektrometr
(ich iloczyn określa jego wydajnos'c kwantową) R^, P^, T2 przyjmowano do obliczeń na
podstawie teoretycznych wyliczeń popartych niekompletnymi pomiarami. Metodę kali
bracji przyrządów dla określenia absolutnej intensywności linii opracowano dopiero nie
dawno ( K r e p l i n i M e e k i n s 1973), ale nadal nie jest to sprawą łat wg (wymagane
jest specjalne oprzyrządowanie). Pomiar całkowitego współczynnika odbicia kryształu R ^
opracował zadowalająco M e e k i n s ( K r e p l i n i M e e k i n s 1973).
Wydajność kwantową detektora w zakresie miękkiego promieniowania rentgenow
skiego wyliczyć można ze współczynnika absorpcji filtru (okienka) i absorpcji gazu wy
pełniającego detektor wg wzoru ( C h u b b i in. 1963):
-M-vP*
V («
X )F ( l - e
-Mi px
X )C-
(4)
gdzie: /u. — masowy współczynnik absorpcji [cm2/m g ],p — gęstość właściwa [mg/cm3 ],
x — grubość rozpatrywanej warstwy [cm ], F — wielkość' określająca parametry filtru,
G — wielkość określająca parametry gazu wypełniającego licznik.
Najpraktyczniej jest jednak dokonać bezpośredniego pomiaru wydajności kwantowej
detektora za pom ocą detektora kalibracyjnego ( K r e p l i n i M e e k i n s 1973).
Rys. 4. Przykładowa zależność wydajności licznika gazowego wyliczona na podstawie wzoru (4)
(filtr Al, gaz Ne + metan) (B o y d 1965)
5. FILTRY
Filtr stanowi czynnik ograniczający czułość przyrządu dla dłuższego (niepożądanego)
zakresu promieniowania rentgenowskiego oraz dla promieniowania ultrafioletowego, któ
rego poziom promieniowania jest znacznie większy od mierzonego i stanowi silne tło dla
pomiarów.
Dla zakresu widma 1—100 A stosuje się filtry z lekkich metali, miki, plastyku oraz
filtry organiczne. Zakres przepuszczalności takich filtrów zależy od krawędzi K (rza-
Fotom etr i spektrom etr do rejestracji
115
dziej L) krzywej absorpcji danego materiału i zmian współczynnika absorpcji od długos'ci
fali ( M a y e r 1964). Dla pomiarów w szerszych zakresach stosuje się filtry złożone z kil
ku warstw różnych materiałów.
Do materiałów najczęściej stosowanych należy niewątpliwie aluminium (/C = 7,9 A),
beryl (K = 111 A) i mylar.
Orientacyjne zakresy stosowalnosci filtrów wykonanych z tych typowych materiałów
o różnej grubości podaje tabela 2.
Tabela 2
Długofalowa granica przepuszczalności miękkiego promieniowania rentgenowskiego
dla typow ych materiałów (G i a c c o n i i in. 1965)
Materiał
Be
Be
mika
mylar
mylar
Grubość
mg/cm2
T(X) > 10%
9
23
1,4
0,9
3,6
'1 0
7
dla X < « 10
13
8
A
T (\ ) — stopień przepuszczalności [%].
Jako materiał na okienka stosuje się również mikę (chociaż wprowadza ona komplika
cje do charakterystyki przepuszczalności). Mika ma tę poważną zaletę, że łatwo daje się
dzielić na warstwy o pożądanej grubości — wykorzystywana więc jest jako baza dla in
nych filtrów.
Aluminium jest wygodnym materiałem na filtry, gdyż łatwo można uzyskać cienkie
gazoszczelne warstwy rzędu paru fi o zadowalającej wytrzymałości mechanicznej; beryl
sprawia większe trudności, gdyż w cienkich warstwach staje się porowaty.
Oprócz filtrów z czystych metali stosuje się również filtry organiczne, jak np. mylar
(polyester C i0H8O4 ), który jest materiałem bardzo wytrzymałym i dającym się formo
wać w warstwy o grubości pojedynczych n\ stosowane są także inne materiały, jak np.
glyptal i nitroceluloza (C12 H16(N 0 2)40 6) (B o y d 1965). Podjęto również próby stoso
wania na filtry materiałów plastycznych, okazały się one wprawdzie bardzo wytrzymałe
mechanicznie, ale mało próżnioszczelne.
Cienkie filtry konieczne dla pomiarów w zakresie dłuższych fal sprawiają dużo trud
ności związanych z ich wytrzymałością mechaniczną i upty wnoscią gazu wypełniającego
detektor. Filtry takie przepuszczają również ultrafiolet, którego poziom promieniowania,
jak wspomniano, jest o kilka rzędów większy od intensywności promieniowania rejestro
wanego. Ultrafiolet daje silne zakłócające tło, a zabezpieczeniem przed jego wpływem
może być w takich wypadkach dodatkowa cienka warstwa aluminium.
6. WZMACNIACZE
Wzmacniacz ma na celu wzmocnienie impulsów uzyskanych z detektora i uformowanie
ich do postaci przydatnej do zliczania. Pomijając tu typowo elektroniczne problemy
związane z konstrukcją wzmacniaczy, podkreślić należy znaczny ich wpływ na poprawną
116
M. Hłond
pracę całego przyrządu. Takim istotnym parametrem jest wzmocnienie, decydujące
w spektrometrach i fotometrach z licznikiem proporcjonalnym jako detektorem o tym,
jaka częsc zarejestrowanych przez detektor fotonów zostanie zliczona przez licznik im
pulsów. Przyczyną tego jest obecnos'c pewnego ustalonego poziomu dyskryminacji (dyskryminatora) i fakt, że amplituda impulsów wyjściowych detektora proporcjonalna jest
do energii padających fotonów. Tę właściwosc' wykorzystuje się, do dyskryminacji foto
nów o niepożądanej energii (fotometry) lub do ich selekcji energetycznej (spektrometry
niedyspersyjne) (rys. 1). Każda w tych przypadkach zmiana wzmocnienia (wzmacniaczy),
po przeprowadzonej kalibracji przyrządu, wynikła w okresie przechowywania przed
eksperymentem lub w okresie pracy przyrządu wprowadza błędy do wyników pomiaru.
7. DYSKRYM 1NAT0RY
Podstawowym i najczęstszym zadaniem dyskryminatora jest zabezpieczenie układów
zliczających przed przypadkowymi impulsami o małej amplitudzie (szumami). S ą to
tzw. dyskryininatory z dolnym progiem dyskryminacji. Jeżeli w dyskryminatorze wpro
wadzimy także górny próg dyskryminacji —jest to tzw. dyskryminator okienkowy — mo
żemy w ten sposób łatwo odciąć się od niepożądanych fotonów o większej energii niż
w mierzonym zakresie. Jeżeli zastosujemy kilka odpowiednio dobranych dyskryminatorów okienkowych możemy z grubsza przeanalizować energetycznie badane widmo. Sta
łość' czasowa progów dyskryminacji jest bardzo ważna, a wpływ ich zmian na wyniki po
miarowe jest analogiczny jak zmian wzmocnienia (wzmacniaczy).
8. UKŁADY POMIAROWE
Wykryte przez detektor promieniowanie rentgenowskie Słońca, uwidaczniające się
w formie impulsów napięcia o intensywności odpowiadającej natężeniu promieniowania,
po wzmocnieniu i dyskryminacji rejestrowane jest za pomocą licznika impulsów, lub
z zastosowaniem integratora zliczeń (intensymetru).
Wybór odpowiedniego układu rejestrującego podyktowany jest charakterem prowadzo
nych badań, wymaganą dokładnością pomiarów, poborem mocy, wagą i objętością urzą
dzenia, jego niezawodnością itp.
Przy dużych intensywnosciach mierzonego promieniowania należy zwrócić uwagę na
efekty związane z czasem rozdzielczym* (martwym) urządzenia. Dotyczy to szczególnie
urządzeń wykorzystujących liczniki G—M. Rejestrowane fotony jak wiadomo rozłożone
są w czasie statystycznie. Ponieważ zarówno licznik, jak i (w mniejszym stopniu) urzą
dzenie rejestrujące charakteryzują się czasem rozdzielczym (martwym), nie wszystkie
fotony wpadające do czułej objętości licznika będą zarejestrowane, lecz część z nich bę
dzie gubiona. Oczywiście czas rozdzielczy kolejnych elementów urządzenia może okazać
się istotny i należy go uwzględnić w analizie tylko w tym przypadku, jeżeli jest on więk* Czasem rozdzielczym urządzenia (licznika fotonów) nazywamy odstęp czasu pomiędzy sygnałami
wejściowymi (padającymi fotonami), przy których te impulsy (fotony) rejestrowane są jako oddzielne.
Fotometr i spektrometr do rejestracji
117
szy od czasu rozdzielczego elementów poprzednich. W przypadku liczników G—M można
uważać, ze czas martwy jest wielkością, stałą, i równą 1.10"4 - 4.10'4 s. Jeżeli założymy,
żc błąd pomiaru intensywności promieniowania nie powinien przekraczać 1%, to zgodnie
z odpowiednimi wzorami ((I o 1 d a n s k i i in. 1961) maksymalna wartość intensywności
fotonów, którą można zmierzyć wynosi w tym przypadku N = 2,5 . 103 imp./s.
1. M IERNIKI ŚR E D N IE J INTENSYW NOŚCI IMPULSÓW (IN TEG R A TO R Y ZLICZEŃ)
W pomiarach promieniowania rentgenowskiego Słońca należy liczyć się ze zmianami
intensywności o parę rzędów, trzeba zatem stosować urządzenia pomiarowe o dużym dy
namicznym zakresie pomiarowym. Zadanie to spełniają logarytmiczne mierniki średniej
intensywności impulsów o charakterystyce pomiarowej określonej wzorem:
uwy = a ln N + c,
(5)
gdzie: N — intensywność impulsów na wejściu miernika intensywności, « wy — napięcie
wyjściowe intensymetni, a, c — stałe.
Intensymetry logarytmiczne odznaczają się. pewnymi zaletami w stosunku do układów
zliczających. Są lżejsze, mają mniejszy pobór mocy, posiadają niezbyt rozbudowany
układ elektryczny z niewielką ilością elementów — a więc charakteryzują się dużą nie
zawodnością działania. Zalety te okupione są mniejszymi dokładnościami pomiarów.
Na dokładność pomiarów intensywności impulsów wpływają (obok innych czynników
takich jak dokładność aproksymacji charakterystyki, temperatura): statystyczna dokład
ność pomiaru i dokładność pomiaru napięcia wyjściowego. Statystyczna dokładność po
miaru intensywności impulsów określona jest fluktuacją napięcia wyjściowego iritensymetru wokół wartości średniej i można ją określić wzorem (S a n i n 1964):
o=
—f
,
y /T N i
(6)
gdzie: N — intensywność impulsów na wejściu intensymetru, r —stała układu całkującego.
Fluktuacje te występują nawet przy stałej intensywności promieniowania, gdyż zwią
zane są ze statystycznym rozkładem fotonów w czasie. Dla osiągnięcia wymaganej dokład
ności pomiarów należy dobrać stałą czasową r, co staje się szczególnie kłopotliwe przy
pomiarze małych intensywności; (wymagane duże t ). Zwiększenie T zwiększa dokład
ność pomiaru intensywności, ale powoduje również zwiększenie czasu ustalania się na
pięcia wyjściowego. Jest to ważny problem przy pomiarach, gdzie występują szybkie zmia
ny intensywności (spektrometry, fotometry zainstalowane na rakietach). Najbardziej
istotny wpływ na pomiar mają błędy związane z dokładnością pomiaru napięcia wyjścio
wego intensymetru. Błąd względny można określić na podstawie wzoru (6):
118
M. I Hoiul
gdzie: l\_ i N
maksymalna i minimalna intensywność impulsów wejściowych (zakres
pomiaru układu), u
we, Auwy
iu
odpowiadające tym intensywnościom napięcia wyjścio
wi
'o
rozdzielczość napięciowa informacji telemetrycznej (zadana przez istniejący
system telemetrii).
Dla typowego zakresu pomiarowego 1 — 103 imp./s i danych układu telemetrycznego
błąd ten wynosi 23%.
II. L IC Z N IK I IMPULSÓW
Są to układy zliczające liczbę impulsów powstałych w detektorze w określonym czasie.
W porównaniu 7, omawianymi intensymetrami. układy zliczające charakteryzują się
znacznie większą ilością elementów, a zatem większą objętością, wagą i większym pobo
rem mocy. Układy te posiadają w związku z tym mniejszą niezawodność i większą czu
łość na różnego rodzaju zakłócenia. Do zalet tych układów zaliczyć należy możliwość
uzyskania większych dokładności pomiarów, większą elastyczność pomiarów oraz brak
w zasadzie czasu ustalania się napięcia wyjściowego.
W pewnych przypadkach
jeżeli zmusza do tego typ telemetrii pokładowej
stosuje
się układy zliczające i przetworniki cyfrowo-analogowe dla dostosowania się do analogo
wych wejść telemetrycznych.
Intensywność impulsów wejściowych określa się na podstawie zależności:
N=J>
(«)
gdzie: n — ilość zliczonych impulsów w czasie t, t czas zliczania impulsów.
Związany z nim błąd względny określenia intensywności można oszacować na podsta
wie zależności:
A/V _ An | At
N ~n + t
gdzie An/n
względny statystyczny błąd określenia ilości zliczanych impulsów, At/t błąd względny określenia czasu zliczania związany z częstością próbkowania przez po
kładowe układy telemetrii.
Statystyczny błąd pomiarów (średniokwadratowe odchylenie od wartości średniej) dla
typowego rozkładu impulsów wejściowych zgodnego z rozkładem Poissona określony
jest zależnością:
°HV "e=»
(10)
gdzie: n — średnia liczba impulsów na wejściu urządzenia za okres pomiaru t.
Jeżeli intensywność promieniowania osiągnie taki poziom, że istotny staje się czas
martwy detektora (licznika G-M) impulsów ze względu na statystyczną zależnos'ć rejestro-
F otom etr i spektrom etr do rejestracji
119
wanych przez detektor fotondw , nie będziemy mieli do czynienia z rozkładem Poissona,
lecz z rozkładem Gaussa. W takim przypadku statystyczny błąd pomiaru będzie równy:
A + Nt
o=J——
gdzie: N — intensywność impulsów na wejściu,
,
( 11)
— czas rozdzielczy detektora.
9. DETEKTOR - KALIBRACJA W CZASIE LOTU
Ważnym zagadnieniem wymagającym wnikliwego rozpatrzenia jest sprawa zmian cza
sowych i tem peraturow ych detektora (w tym przypadku licznika proporcjonalnego)
i całego toru rejestrującego. Jest to problem szczególnie istotny w pomiarach spektrometrycznych w czasie realizacji długotrwałych eksperymentów, jeżeli otrzymane wyniki
mają mieć istotną wartość naukową. Obecnie nie przeprowadza się w zasadzie ekspery
mentów nie zapewniwszy możliwości kalibracji przyrządów w czasie lotu. Kontrolę licz
ników proporcjonalnych, toru wzmacniającego i dyskryminatorów można przeprowadzić
kilkoma metodami. Metody te wymagają zainstalowania przy detektorze słabego źródła
fotonów o znanej energii.
Najwygodniejszym i najczęściej stosowanym kalibracyjnym źródłem rentgenowskim
jest Fe55 (5,9 keV) ( B r i n k m a n i I m h o f 1970). Sposób rozwiązania może przy
brać jed n ą z poniższych postaci:
1) Na sygnał z Ziemi wysokie napięcie na detektorze zostaje zmniejszone do wartości,
przy której impulsy pochodzące od słabego źródła rentgenowskiego F e55 mogą symulo
wać impulsy w rejestrowanym zakresie. Z zapisu telemetrycznego można ocenić zmiany
w układzie pomiarowym. Powyższa metoda wprowadza pewną niedogodność (wymagane
impulsy sterujące z Ziemi) i pogarsza niezawodność urządzenia.
2) Wykorzystanie detektorów z anodą o dwóch różnych przekrojach (C u 1 h a n e i in.
1967), przy czym jedna przeznaczona jest do pomiaru promieniowania rentgenowskiego,
a druga do kalibracji źródłem Fe55.
3) Przy zaufaniu do wzmacniacza impulsowego i dyskryminatora toru wzmacniającego
można zastosować metodę kalibracji pokazaną schematycznie na rys. 5 (C u 1 h a n e i in.
1968; A c t o n i in. 1972). W czasie lotu licznik oświetlony jest stale źródłem rentgenow
skim Fe55 poprzez specjalne okienko. Na komendę z Ziemi dla dokonania kalibracji
przełączany zostaje łącznik P, który na wyjście telemetrii podłącza sygnał z dyskrymina
tora B (jego poziom dyskryminacji zmienia się synchronicznie). Po cyklu pomiarów kon
trolnych łącznik P przywraca normalne warunki pracy układu. Przy małej intensywności
źródła dającego kilkadziesiąt zliczeń na s (czas trwania kalibracji ok. 10 min.) jego wpływ
na normalny poziom zliczeń jest niewielki.
4) Poprzednie metody kalibracji wymagały rozkazów z Ziemi na przełączenie obw o
dów rejestrujących. Wady tej nie ma metoda zilustrowana na rys. 6. D etektor składa się
z dwóch identycznych liczników połączonych ze sobą (rodzaj gazu i jego ciśnienie takie
samo dla obu), zasilanych tym samym napięciem. Jeden z detektorów shiży do kalibracji,
a drugi do rejestracji badanego promieniowania. Jeżeli dokładnie pomierzymy zachowa-
120
M. Hbond
nie się takiego podwójnego licznika przed eksperymentem, to napięcie wyjs'ciowe * k .l .
może posłużyć nam jako źródło informacji o zachowaniu się detektora w czasie lotu.
Rys. 5. Metoda kalibracji przyrządu w czasie lotu (wersja 3)
Rys. 6. Metoda kalibracji przyrządu w czasie lotu (wersja 4)
di
, u
II
II
1
i
||
-------- 1—
i------ 1
II
PRZETWÓR
NICA
1
<
<
DYSKRYMI
NATOR
TELEM E
T R IA
IN T E G R A
KOMPARA
TOR
TO R
Fe55
Rys. 7. Metoda kalibracji przyrządu w czasie lotu (wersja5)
5) Jest to metoda, która stanowi rozwinięcie poprzedniej (rys. 7) ( B r i n k m a n i D e
G r o e n e 1968). Napięcie wyjściowe z integratora wykorzystane zostało w pętli sprzęże-
121
nia zwrotnego do regulacji napięcia zasilania liczników —a tym samym do regulacji stałe
go poziomu wzmocnienia toru pomiarowego. W opisywanym rozwiązaniu zmiana tem pe
ratury w przedziale 70°C i zmiana wzmocnienia gazowego detektora o czynnik 2 spowo
dowała względny zmianę wzmocnienia całego toru tylko o wartość równa 1,5%. W roz
wiązaniu tym , które należy uznać za najbardziej idealne, mamy zatem autom atycznie za
pewnioną stałość parametrów najbardziej kapryśnego elementu, jakim jest detektor.
Dwie ostatnie metody kalibracji, ze względu na ich zalety, są obecnie najczęściej stoso
wane w eksperymentach.
10. WPŁYW TŁA NA POMIARY
Dla pomiarów rentgenowskiego promieniowania Słońca tło stanowi promieniowanie
ultrafioletowe i promieniowanie korpuskularne. Wysoki poziom promieniowania ultrafio
letowego może spowodować „nasycanie się” licznika. Aby uchronić detektor przed jego
wpływem stosuje się wspomniane już filtry w postaci cienkiej warstwy aluminium. Reszt
kowe zliczenia detektora eliminowane są przez odpowiednie ustawienie progu dyskrymi
nacji (dyskrym inatora).
Wpływ cząstek naładowanych na poziom zliczeń jest trudniejszy do zlikwidowania,
dlatego najczęściej najpierw staramy się zmierzyć ich poziom, a dopiero poz'niej uwzględ
nić w obliczeniach.
D etektor można uchronić przed tego typu cząsteczkami tylko stosując odpowiednie
dobrane pole magnetyczne. Tak też postępowano w początkowym okresie badań
( M a n d e l s t a m i in. 1961). Stosowanie płaszczy z materiałów magnetycznych znacz
nie zwiększa ciężar przyrządu, dlatego obecnie stosuje się oddzielny pomiar tła. Poziom
tła można rejestrować za pomocą dodatkowego kontrolnego licznika czułego tylko na
promieniowanie korpuskularne ( T i n d o i S u r y g i n 1965) ze specjalnie przygoto
wanym filtrem pokrytym warstwą srebra i złota, lub za pom ocąjednego licznika spełniają
cego na przemian rolę detektora pomiarowego i kontrolnego ( B r i n k m a n i l m h o f
1970). Wykorzystanie jednego licznika do obu pomiarów jest oczywiście bardziej celowe,
gdyż otrzym ane wyniki nie są obarczone błędami kalibracji dwu różnych detektorów . Ta
ki pomiar możliwy jest do przeprowadzenia np. w pomiarach prowadzonych na niestabilizowanych satelitach obracających się wolno wokół jednej osi. W momentach, gdy przy
rząd skierowany jest na Słońce — jego detektor spełnia rolę licznika pomiarowego,
a w momentach gdy przyrząd znajduje się w pozycji przeciwstawnej — detektor służy
jako licznik kontrolny.
W większości przypadków na pomiary miękkiego promieniowania rentgenowskiego
Słońca poziom tła korpuskularnego nie wpływa w sposób bardzo zasadniczy. Jednak
przy rejestracji słabych źródeł promieniowania trzeba stosować detektory o dużej po
wierzchni czynnej. W tych przypadkach wpływ promieniowania korpuskularnego może
okazać się bardzo istotny. Wyjściem z impasu stały się odpowiednie układy elektroniczne.
Okazało s i ę ( C u l h a n e i F a b i a n 1972), że możliwe jest odróżnienie wychodzących
z licznika proporcjonalnego impulsów generowanych przez fotony od impulsów wywoła
nych przez cząstki naładowane, na podstawie różnicy w czasie narastania czoła tych
impulsów. Impulsy wywołane przez fotony mają czas narastania w zasadzie niezależny od
122
M. Hlond
energii tych fotonów i równy 0,2 /is. Czas narastania zbocza impulsu wywołanego przez
cząstkę w 85% do 95% przypadków (zależnie od energii cząstek) jest znacznie większy.
Stosując więc w przyrządzie specjalne układy dyskryminatorów czasu narastania impul
sów można impulsy, których źródłem jest cząsteczka odrzucić za pomocą specjalnych
układów logicznych lub zarejestrować je oddzielnie.
Często stosowaną metodą eliminacji wpływu cząstek na poziom zliczeń jest metoda
antykoincydencji. Detektor pomiarowy otoczony jest w tym przypadku przez liczniki
kontrolne, a odpowiedni układ elektroniczny nie przepuszcza na układ pomiarowy impul
sów, które pojawiają się jednocześnie w obu detektorach (w pomiarowym i kontrolnym).
Uważa się w tym przypadku, że jednoczesność (dla licznika proporcjonalnego oznacza to
okres np. 5 /is) pojawienia się impulsów napięcia spowodowana jest przejs'ciern cząstki.
11. ZAKOŃCZENIE
Reasumując rozważania dotyczące zagadnień konstrukcji fotometrów i spektrome
trów rentgenowskich należy podkreślić złożoność i różnorodność występujących w tym
zakresie problemów. Rozwiązanie ich na poziomie liczącym się w świecie wymaga współ
pracy dużego zespołu naukowców i specjalistów reprezentujących różne dziedziny. Nie
zbędne jest także zorganizowanie odpowiedniego laboratorium należycie wyposażonego
w urządzenia pomiarowe i badawcze.
L IT E R A T U R A
A c t o n, L. W., t a t u r a, R. C., M e y e r o 11, A. J ., W o 1 f 8 o n, C. J ., C u 1 h a n e, J . L., 1972,
Solar Phys., Vol. 2 6 ,1 .
A c t o n, L. W., C a t u r a, R. C., 1972, XV Cospar, reprint No. 10.
B 1 a k e, R. L., C h u b b, T. A., F r i e d m a n, H., U n z i c k e r, A. E., 1965, Astrophys. J ., Vol. 142,
1, 1.
B o y d , R. L. F ., 1965, Space Sci. Rev., Vol. IV, 1.
B r i n k m a n , A. C., D e G r o e n e, P., 1968, Nuci. Instr. and Meth., 66, 316.
B r i n k m a n , A . C . , I m h o f , J . P., 1 9 7 0 ,Thesis.
C h u b b, T. A., F r i e d m a n, H., K r e p 1 i n, R. W., 1963, Space Research, Vol. IV, 759.
C u 1 h a n e, J . L., S a n f o r d, P. W., W i l l m o r e , A. P . , B l a d e s , J. , N e t t l e s h i p , R., 1967,
IEEE Trans. Nuci. Sci,, N S -1 4 , 38.
C u 1 h a n e, J . L., S a n f o r d, P. W., S h a w, M. L., 1968, Solar Flares and Space Research, 131,
Tokyo.
C u 1 h a n e, J . L., F a b i a n, A. C., 1972, IEEE Trans. Nucl. Sci., Vol. NS—19, 569.
D e n B o g g e n d e, A. J . F., V a n B e e k, H. F., B r i n k m a n, A. C., L a f 1 e u r, M. Th. J . A.,
1971, New Techniques in Space Astronomy, IAU Symp., 41, 211.
G i a c c o n i , R . , G u r s k y , H., 1965, Space Sci. Rev., Vol. IV, 2 ,1 5 1 .
G o l d a n s k i , W., K u c e n k o , A., P o d g o r e c k i , 1963, Statystyka pomiarów przy rejestracji
promieniowania jądrowego. Warszawa.
K r c p 1 i n, R. W., M e e k i n s, J . F., 1973, XVI Cospar, paper d. 10.
M a y e r. U., 1964, Space Sci. Rev., Vol. HI, 5/6, 781.
M e e k i n s, J . F ., D o s c h e k , G. A., F r i e d m a n , H., C h u b b ,T . A., K r e p l i n , R. W., 1970,
Solar Phys., Vol. 13,198.
123
M a n d e 1 s t a m, S. L., T i n d o, I. P., V o r o n k o, I. K., § u r y g i n, A. I., V a s i 1 e v, B. N., 1961,
Iskustv. Sput. Zem., 10,12.
P a r k i n s o n, J. H., 1971, Thesis, Leicester, England.
S a n i n, A., 1964, Elektroniczne przyrządy fiz y k i jądrowej, Warszawa.
T i n d o, I. P., S u r yjg i n, A. 1., 1965, Kosm. Issledov. Vol. HI, 2, 262.
V a 8 i 1 e v, B. N., vZ i t n i k, I. A., K o r n e e v, V. V., K r u t o v , V. V., M a n d e 1 s t a m, S. L.,
T i n d o, I. P., C e r e m u c h i n, G. S., S u r y g i n, A. I., 1968, Kosm. Issledov., Vol. VI, 3, 420.
-------
'
I1
,
.
■
»
V t
• JO'
•
V-
*>’* •-
'
Z PRACOWNI I OBSERWATORIÓW
POSTĘPY ASTRONOMII
WIATR SŁONECZNY JAKO PRZEPŁYW TRÓJWYMIAROWY
M. S R O C Z Y Ń S K A
Zakład Astronomii PAN (Warszawa)
(O trzymano dnia 4 grudnia 1973 r.)
S t r e s z c z e n i e —Przedstawiono metodę uwzględniania odchyleń od symetrii sferycznej (w y
wołanych np. obrotem Słońca lub niejednorodnym rozmieszczeniem na tarczy Słońca obszarów
aktywnych) parametrów opisujących wiatr słoneczny. Rozważania przeprowadzono przy założeniu,
iż odstępstwa od symetrii sferycznej są niewielkie, oraz że każde ze źródeł powodujących odchylenie
od symetrii sferycznej zachowuje symetrię osiową.
COJIHEHHbIM B E T E P , KAK TPEXMEPHOE TE4EHHE. M. C P O ^ M H b CKA.
Coflep>KaHMe
- B C T a T b e npeflC T aB JieH MeTOfl y n e T a oTKJiaaeHMM o t
c<J)epmiecK0fi cMMMeTpiw napaMeTpoB onncbiBaiomnx coJiHeMHbiii BeTep, xaKHx
OTKJlOHeHMM, KOTOpbie Bbl3blBaK)TCH H a n p . nOBOpOTOM C oJlH U a MJIlttKe HeOÓHOpOfl-
HbiM p a c n o jio a c e m ie M H a AMCKe C o jiH u a aKTMBHbix n p o c t p a h c t b • r i p u paccy>KAeHHHX npMHflTO llOJIWKeHMe 4 T 0 OTKJlOHeHMfl OT ClêpimeCKOM CMMMeTpMM HeBeJlMKM
M 4 T 0 Ka>KflbIM MCT04HMK Bbl 3bIBaK)mnfi OTKJlOHeHMe OT CCêpHMeCKOft CMMMeTpHM
coxpaHHeT oceByio CMMMeTpmo.
THE SOLAR WIND AS A THREE-DIMENSIONAL FLOW. S u m m a r y - A method describing
deviations of the solar wind from spherical symmetry (due for instance to Solar rotation or to the inhomogeneous distribution of active centres on the disk) is given. It was assumed that the deviations
are small and that each of the sources causing a deviation possesses axial symmetry.
1. WSTĘP
Budując modele wiatru słonecznego na ogół traktuje się to zjawisko jako stacjonarny i sferycznie
symetryczny wypływ materii z korony słonecznej ( P a r k e r 1958; S c a r f , N o b l e 1965; W h a n g,
L i u, C h a n g 1966; H a r l l e , S t u r r o c k 1968; C u p e r m a n , H a r t c n 1971). Przy takim za
łożeniu wszystkie charakteryzujące wiatr wielkości — prędkość, gęstość, tem peratura itd. - są funk
cjami tylko odległości r od centrum Słońca i dlatego taki przepływ nazywa się często, cho<! niesłusznie,
jednowymiarowym. W rzeczywistości jednak Słońce obraca się i symetria sferyczna na pewno nie jest
zachowana; pomiary dokonywane w płaszczyźnie ekliptyki przez sondy kosmiczne wykazują istnienie
azymutalnej, y
tej składowej zarówno prędkości wiatru słonecznego, jak i międzyplanetarnego pola
[1251
126
'/<pracowni i obserwatoriów
m agnetycznego. Pam iętając, że płaszczyzna ckliptyki prawie dokładnie pokryw a się z płaszczyzną
rów nika słonecznego (k ą t m iędzy nim i rów na się 7 °1 5 '), m ożem y wiele dostępnych obserwacji w y
tłum aczyć za pom ocą dw uw ym iarow ych, uwzględniających w spółrzędnych r i ^ m odeli w iatru sło
necznego ( W e b e r , D a v i s 1967; G r z ę d z i e l s k i 1968; B r a n d t , W o l f f , C a s s i n e l l i
1969; S i s c o e , F i n l e y 1970; L e e r , A x f o r d 1972).
Je st jeszcze inny — oprócz o brotu Słońca - pow ód, dla którego nie m ożem y oczekiw ać sferycznie
sym etrycznego słonecznego w iatru. T ym pow odem jest aktyw ność słoneczna skupiona w stosunkow o
wąskim okołorów nikow ym pasie (szerokość heliograficzna ± 3 5 °) i nie pozostająca bez wpływu na
w iatr, bo w iadom o np. że w okresie m aksim um średnio przepływ je st szybszy. Co więcej tw ory
aktyw ne nie są na ogół rozłożone sym etrycznie na tarczy Słońca! Możemy więc w wietrze słonecznym
spodziew ać się pew nych południkow ych zm ian, np. przepływ u w kącie 0 ( 0 — k ąt biegunow y). In n y
m i słowy, aby uzyskać m ożliwie pełny opis wypływu m aterii z korony Słońca należy zająć się tró j
w ym iarow ym m odelem tego zjawiska, m odelem , w k tó ry m w ystępow ać b ęd ą wszystkie trzy współ
rzędne układu sferycznego: r,
i 0 . Pierwsze p róby takiego opisu ( S i s c o e , F i n l e y 1969 i 1970,
S r o c z y ń s k a 1970; S u e s s 1972) były robione przy założeniu, że m ożna zaniedbać w pływ pola
m agnetycznego na w iatr słoneczny. Celem tego artykułu jest przedstaw ienie takiego m odelu tró jw y
m iarow ego przepływ u, w k tórym pole m agnetyczne nie zostało pom inięte i w k tó ry m , ja k się okaże,
odgryw a ono isto tn ą rolę.
A by uniknąć nieporozum ień w arto tu chyba przypom nieć, iż m iarą dobroci każdego m odelu
teoretycznego je st oczywiście jego zgodność z obserwacjam i. Wiele cech spokojnego w iatru słoneczne
go daje się dość dobrze w ytłum aczyć za pom ocą najprostszego, parkerow skiego m odelu (założona
stacjonam osć, sym etria sferyczna i politropow a zależność ciśnienia P od gęstości p — P a r k e r 1958);
m odele dw uw ym iarow e stosunkow o dobrze p o trafią opisać to, co obserw ujem y w płaszczyźnie ekliptyki, czyli w płaszczyźnie r, <p. N atom iast obserw acyjne testow anie m odeli trójw ym iarow ych nie jest
jeszcze dzisiaj m ożliwe. Większości bowiem pom iarów w iatru dokonuje się w płaszczyźnie ekliptyki
(sondy kosm iczne), a oszacowania param etrów przepływ u poza tą płaszczyzną m ożna robić albo za
pom ocą obserwacji warkoczy kom etarnych — co je st m e to d ą m ało d o k ład n ą — albo obserw ując scyntylację radioźródeł, co d otyczy ty lk o rejonów bliskich ( 2 0 —40 R ę ) Słońcu. Obecnie wiadom o tylko,
że blisko Słońca w iatr wieje radialnie szybciej koło biegunów niż w pobliżu rów nika (C o 1 e s, M a ag o e 1972); południkow ych ruchów nie w ykryto. Mając tak m ało danych o zm ienności param etrów
przepływ u z kątem 0 m ożna do nich dopasow ać wiele trójw ym iarow ych m odeli, a na rozstrzygnięcie,
k tó ry z nich jest najbliższy praw dy trzeba chyba poczekać na planow ane na lata 1 9 7 5 —1978 w ystrze
lenie pozaekliptycznej sondy.
2. OPIS MODELU
Zajm ując się trójw ym iarow ym w iatrem słonecznym , a więc m ając stosunkow o skom plikow any
geom etrycznie problem , zrezygnujem y z dokładnej postaci rów nania energii i, podobnie ja k w m odelu
P ark e ra (1 9 5 8 ), użyjem y politropow ej zależności ciśnienia P od gęstości p. Załóżm y także, że przepływ
jest stacjonarny 3 /8 t = 0 i osiow o sym etryczny d/dip = 0. Układ równari opisujących nasz problem w y
gląda wówczas następująco:
rów nanie ruchu:
127
Z pracow ni i obserwatoriów
równanie ciągłości:
1 9 . 2
- r2
T
v
1
„
T
r- 7.
0’
dr- ( r p O
r +—
r sin
0 - 97 0r ( 8 l n 0 P t’©>=
u
(4)
„równanie energii :
P = K-pa,
(5 )
równanie wmrożenia:
— [r(B v - v B
ar 1 v r <p
r
3© 1 ©
-v
f i „ ] = 0,
¥> © J
’
(7 )
' 7
równanie Maxwella:
1 3 . 2r -
r 2 dr
1
3
Vr + r~ sin
:_7>77^8in
0 B0
0 80
u ) = °*
(9)
gdzie Vy, v^, u0 oznaczają odpowiednio radialną, azym utalną i południkowy składową wektora pręd
kości, r — odległość od środka Słońca, © — kąt biegunowy, p — gęstość, P — ciśnienie, K — stałą i
a - indeks politropy, G — stałą grawitacji, 3JT- masę Słońca, B ^ B^, B & - składowe wektora pola m a
gnetycznego.
Ja k łatw o zauważyć z równań (6 ) i (8 ) można całkując otrzym ać
B & = uQ Bf , tan. warunek rów
noległości wektorów prędkości i pola magnetycznego w płaszczyźnie południka. W dalszym ciągu
m ożemy więc wyrugować z równań np. zm ienną B 0 :
B0 = —
Br
<10>
Wiadomo, że sferycznie symetryczny model Parkera stosunkowo dobrze opisuje ogólne właściwo
ści wiatru słonecznego. Możemy więc oczekiwać, że odstępstw a od tej symetrii są niewielkie. I rzeczy
wiście w okolicy orbity Ziemi v^ ~ 10 km /s, a vf = 300 — 500 km /s. Wobec tego poszukajm y takich
rozwiązań układu równań ( 1 ) —(9 ), które tylko niewiele różnią się od rozwiązań sferycznie sym e
trycznych, tzn. przedstawmy wszystkie fu n k c je /ja k o :
/ = /0 + /l
(U )
gdzie indeks „ o ” oznacza zerowe, sferycznie symetryczne rozwiązanie, a indeks „ 1 ” — małą doń p o
prawkę.
128
Z pracowni i obserwatoriów
Kozwiązania zerowe dadzą się znaleźć analitycznie:
V > = ,!e ° = B*o = B0 o = O'
^: „2
+ --a 7A
hr pn 1 ----G jn = const.,
v_+
2 TO
CK— 1
( 12)
r po vro = const-= ^
r Bro = const. = B.
■"ą to oczywiście po prostu rozwiązania parkerowskie z czysto radialnym polem magnetycznym.
Natomiast rozwiązań „pierwszych z indeksem ,,1” . będziemy szukać podstawiając do równań
(1)--(9) funkcje w postaci (11) i korzystając z założenia, ze odstępstwa od symetrii sferycznej są nie
wielkie. Wówczas bowiem możemy pominąć wyrazy drugiego rzędu ze względu na poprawki z indek
sem .1 w stosunku do wyrazów rzędu pierwszego. Liniowcy układ równali na nasze szukane wielkości
url V
= V * 0 1 = v0 ' Br l'
=V
B0 l = B 0 i P 1 "T S M 8 wówczas następująco:
dv
Pi1 vtro
dr
at-ri
G W tp j
+ po vr l ~ 3r
^ ~ + p“° to 3r
— +-- ~
d % . po vr o %
Po "to V
3 (p “ - 1 p ł )
+Kot--- r----- = 0,
9r
Bro a . „ .
r
= T T T T r (r V
’
3 l © % Łro "© K a PV
3 p l Bro f i Br l
3 (r M
t> ----+ --------+------------- — I ------------ I
° ro dr
r
r
3©
r \ a©
3r / ’
1 3
--- (r
r 3r
i
1
to'
gin e a © '
° ©'
,
«
Warto zauważyć, że B^ i
(14)
(15)
a
w., + r p-. v ) + --------(sin © p„ u„) = 0.
° rl
(13)
(16)
Br0.= „- B ro’
ro
(17)
—
)) = 0,’
gr (r
' ' ro ip - uro B ip"
(18)
— — (r2B ,) +— — — (sin © /?„) = 0.
r 3r
r l ' sin 0 30
©'
(19)
występują tylko w równaniach (14) i (18), tzn. separują się od pozo
stał) ch funkcji: można je znaleźć niezależnie. Równanie (14) daje nam:
± (r
) = _ B^ _ l (rfl )
3r
'fi
4 u p v dr
'fi
( 20)
tzn. moment pędu elementu zmienia się. gdyż działa nań siłą pochodzącą od pola magnetycznego.
Korzystając z zerowych rozwiązań ( 12 ) możemy z (20) otrzymać:
129
r (Br o v* - Bv vro) = g(@)
(22)
a z równania (18):
gdzie f i g &'<i dowolnymi funkcjami 0 . Oczywiście mając dwa równania (21) i (22) na dwie funkcje v
i B łatwo dostać:
Br o g O ) - 4 n p o vô f ( 0 )
' * ' T ? -------- \ --------°
4 n po
r°
’
<23>
4 wp r
'’r o < e W - Br o f ( &»
------------s-----"
( ^B ~
r \ 4^ o
•
(24)
A
7
Zauważmy, że tam, gdzie lokalna prędkość wiatru słonecznego osiąga lokalną prędkość' fali
/ B2
ro r = r^ , znikają mianowniki obu tych wyrażeń. Z fizycznych powodów
4 * p Q’
oczekujemy, że nasze funkcje są „dostatecznie porządne” , nie mają nigdzie osobliwości i dlatego żą
damy, by razem z mianownikami znikały także liczniki w (23) i (24) skąd dostajemy B • / ( © ) =
Alfvena, tzn. vfQ = -J
= r ^ j : ( 0 ) i w konsekwencji:
P 2 -4
/( © ) • (
yp
---------------- ^
"
\
,
(25)
ro
------ ' — r • /(© )•
(26)
1 \ w ô vro
y
Podobny wynik uzyskali W e b e r i D a v i s (1967), ale ponieważ rozważali tylko płaszczyznę
ekliptyki, 0 -9 0 ° ,/(© ) = const.
Tak więc udało się nam znaleźć trzy esiki (równania (17), (25) i (26)) naszego zlinearyzowanego
problemu. Z równania (.13) da się otrzymać także czwartą:
vr l vro + K a p l - 2 p 1 = G ( @ \
(27)
gdzie C ( 0 ) jest dowolną funkcją kąta biegunowego. Całka ta pozwala nam wyeliminować z pozosta
łych równali (15), (16) i (19) poprawkę do gęstości p j i w końcu dostąjemy układ już tylko trzech
równań różniczkowych cząstkowych na trzy funkcje:
u0 i B ^ . Wprowadźmy teraz bezwymiaro
we zmienne:
A • x 2 = v\ , A • z2 = t>3L i \
r l’
—0 1
*
G7JI
aT~'
130
gdzie A jc8t pewną stałą, i rozwińmy nasze funkcje w szeregi Legandre’a:
G<0 > = J > V „ ’
n
vr l ~ X ^ ' n ^
Tl
Ln'
( 28 )
rV r o
n> 7
n’
n
(X)m»'
°9 ~ i= 2
dL
— 2.
de
Podstawiając równania (28) do równań (15), (16) i (19) otrzymujemy trzy równania różniczkowe,
tym razem już zwyczajne, na amplitudy przy kolejnych wyrazach rozwinięcia, czyli przy n-tych har
monikach. Równania te wyglądają następująco:
(B X2)2
4 7t >4
(29)
"1
d l"
- n (n + 1) po mn + fen • n 3 + l n • n 4
(30)
d \
nS
db
n_
n • (n + 1)
~d\
gdzie xo = ii
(31)
• A ^ a n it n2, — "5 8!l znanymi funkcjami wielkości występujących w modelu zero
wym. Na przykład;
flV
ni = po x o x - j ^ J T o'
n s --
Kap
a—2 ~ ^ P°
(Człony z k w równaniach (29) i (30) reprezentują niejednorodność, a ta ostatnia bierze sig z funkcji
c(e)).
"
;
Jak łatwo zauważyć n j = 0 w punkcie Alfvena(tzn. tam, gdzie wiatr osiąga prędkość fali alfvenowskiej), ns = 0 w punkcie krytycznym (tam, gdzie prędkość wiatru osiąga prędkość fali dźwiękowej),
a A = 0 w nieskończoności. 1 znów, aby funkcje były „porządne” musimy zażądać, by w miejscach,
gdzie znikają mianowniki znikały także liczniki, czyli:
(B A2)2
p k - m ■n-> - x p l +--- — b = 0 w punkcie Alfve'na
o n
n
*
° ° n Ąn A
n
- n (n + 1) po mn + fcn • » 3 + /n •
«4
= 0 w punkcie krytycznym
(32)
(33)
131
m = O w nieskończoności
n
(34)
Innymi słowy problem nasz jest matematycznie określony; na układ mamy w sposób „naturalny”
narzucone trzy warunki brzegowe. Ponieważ jednak narzucone są one w trzech różnych punktach
najprościej jest skorzystać z tego, że każde rozwiązanie niejednorodnego, liniowego układu d równań
da się przedstawić jako suma szczególnego rozwiązania niejednorodnego i liniowej kombinacji d nie
zależnych rozwiązań jednorodnych. Można więc po kolei z każdego osobliwego punktu (krytyczny,
alfvenowski i nieskończoność) startować z całkowaniem rozwiązania niejednorodnego i dwu rozwiązań
jednorodnych (bo trzecie nie jest niezależne; w punktach osobliwych mamy liniowe związki (32),
(33) i (34) między funkcjami). W punktach pośrednich, tzn. między punktem krytycznym i alfvenowskim oraz między alfvćnowskini i nieskończonością, liniowe kombinacje rozwiązań startujących z róż
nych punktów powinny być sobie równe.
W ten sposób można ominąć kłopoty z osobliwymi punktami w naszym modelu. Jest to jedno
cześnie sposób na ciągłe przejście przez dowolną ilość osobliwych punktów we wszystkich liniowych
problemach.
Stosując tę metodę można scałkować numerycznie równania (2 9 )-(3 1 ) dla różnych wartości n,
czyli otrzymać amplitudy przy dowolnych harmonikach. Oczywiście teoretycznie używając dosta
tecznie dużej ilości harmonik można by opisać za pom ocą naszego modelu dowolny osiowo syme
tryczny przepływ materii. W praktyce opisaną m etodą policzono amplitudy przy pięciu harmonikach
(0 )-(4 ). I ponieważ przynajmniej w okolicy orbity Ziemi w płaszczyźnie ekliptyki v& = 0 (nie obser
wuje się przepływu materii przez tę płaszczyznę), wzięto pod uwagę tylko kilka kombinacji parzystych
harmonik. Wyniki można podsumować następująco:
1) stosunkowo łatwo jest uzyskać taki model, w którym wiatr słoneczny koło Słońca wieje szyb
ciej w okolicach biegunów niż w okolicach równika; efekt ten uzyskuje się dobierając funkcję C(©),
2) zawsze przepływ południkowy jest najsilniejszy przed punktem Alfyćna, tam, gdzie pole magne
tyczne odgrywa jeszcze istotną rolę,
3) poprawka do pola magnetycznego szybko dąży do zera,
4) stosunek u^/i>rQ szybko maleje; przepływ szybko (przed punktem Alfyćna) staje się sferycznie
symetryczny, „zapomina” o nałożonych perturbacjach.
3. OBSZARY AKTYWNE JAKO POTENCJALNE ŹRÓDŁA
NIESFERYCZNOŚCl WIATRU SŁONECZNEGO
Warto chyba zwrócić uwagę na możliwości szerszego wykorzystania opisanego modelu. Mianowicie
pokazaliśmy, że przy założeniu, iż odstępstwa od symetrii sferycznej są niewielkie i przepływ jest
osiowo symetryczny składowe y; i 0 się separują, przepływ południkowy nic „odczuwa” azymutalnego i na odwrót. W szczególnym przypadku możemy w ogóle nie mieć ruchu we współrzędnej yj, wokół
wybranej osi Słońca nie obraca się. Taki układ współrzędnych wydaje się obiecujący dla opisu wpływu
obszarów aktywnych (nazwijmy je dla uproszczenia plamami) na wiatr słoneczny. Wybierzmy sobie
bowiem „lokalną” oś przechodzącą przez jakąś plamę; wokół tej osi, tej plamy, Słońce oczywiście nie
rotuje. Załóżmy dalej, że plama jest osiowo symetryczna względem „swojej” osi i żc zaburzenia wy
wołane obecnością tej plamy są niewielkie. Wówczas oczywiście opisany w rozdz. 2 model może
opisać pochodzący od tej plamy przyczynek do radialnych i „lokalnie południkowych” zmian w wie
trze słonecznym. Inna plama będzie działać podobnie, ale w „swoim” układzie. Korzystając z tego, żc
analiza nasza jest liniowa możemy (wybierając dow olną ilość lokalnych osi i znajdiyąc lokalne prze
pływy) uwzględnić 1) wpływy dowolnej ilości perturbujących wiatr słoneczny obszarów (przez zsu
mowanie przyczynków od wszystkich plam) jak również 2) wpływ obrotu Słońca na odstępstwa od sy
metrii sferycznej.
Odrębnym problemem jest oczywiście to, jak obserwując np. realne pole prędkości rozłożyć je na
szereg pól osiowo symetrycznych, czyli jak praktycznie wykorzystać nasz model.
132
LITERATURA
B r a n d t, J. C., Wo 1 f f, C., C a s 8 i n e 11 i J. P., 1969, Ap. J., 156,1117.
C o 1e s, W. A., M a a g o e, S., 1972, Joum. Geoph. Res.,.77, 5622.
C u p e r m a n, S., H a r t e n, A., 1971, Ap. J., 163, 383.
H a r 11 e, R. E., S t u r r o c k, P. A., 1968, Ap. J., 151,1155.
G r z ę d z i e 1 s k i, S., 1968, Acta Astr., 18, 479.
P a r k e r, E. N., 1958, Ap. J., 128, 664.
L e e r, E., A i f o r d, W. I., 1972, Solar Phys., 23, 238.
S c a r f, F. L „ N o b 1 e, L. M„ 1965, Ap. J „ 141,1479.
S i s c o e, G. I,., F i n 1 e y, L. T., 1969, Solar Phys., 9,452.
S i s c o e, G. L., F i n 1 e y, L. T., 1970, Joum. Geoph. Res., 75,1817.
S r o c z y ń s k a , M., 1970, Acta Astron., 20,137.
S u e s s, S. T., 1972, Joum. Geoph. Res., 77, 567.
W e b e r, E. J., D a v i s, L., 1967, Ap. J., 148, 217.
W h a i i g, Y. C., L i u, C. K., C h a n g, C. C., 1966, Ap. J., 145, 255.
POSTĘPY ASTRONOMII
Tom XXII (1974) Zeszyt 2
URZĄDZENIE DO POMIARU ŚREDN IEGO MOMENTU
PRZEJŚCIA GWIAZD
M tl Ł O N D
Pracownia Związków Słońce-Ziemia
Zakładu Astronomii PAN (Wrocław)
(Otrzymano dnia 8 grudnia 1973, przyjęto ponownie dnia 10 kwietnia 1474 r )
S t r e s z c z e n i e - W pracy opisano konstrukcję elektronicznego urządzenia przeznaczonego
do rejestracji średniego czasu przejścia gwiazd przez środek systemu szczelin, opartego o nową zawadę
pomiaru opracowaną w Obserwatorium Astronomicznym we Wrocławiu.
yCTPOMCTBO
OriPE/JEJIEHMH CPEZJHErO MOMEHTA IIPOXCMKZlEHMfl 3BE3/],. M. X j i o h a .
C o A e p ^ a H M e - OnticaHa KOHCTpyKUHH
M3MepnTejibHoro ycTpoiicTBa, npeflHa3HaMeHHoro ajia onpeflejiehns cpeAnero
M O M e H T a npOXO>KfleHMH 3Be3A»
DEVICE FOR THE MEAN MOMENT OF THE STAR TRANSIT DETERMINATION. A b s t r a c t
— Description of an electronic arrangement for the determination of the mean moment of a star
transit is given.
Pomiary momentów przejść gwiazd przez wyznaczony południk niebieski są jednym z podstawo
wych, stale aktualnych problemów w astrometrii. Istota zagadnienia polega na dążeniu do osiągnię
cia wyników o coraz lepszej dokładności dla możliwie nąjsłabszych gwiazd. Toteż coraz częściej pu
blikowane są prace opisujące nowe metody pomiarowe. Wszystkie te metody ze względu na słabe
strumienie świetlne gwiazd oparte są. na rejestracji fotoelektrycznej. W klasycznej metodzie fotoelektrycznej obraz gwiazdy przechodzi przez system wąskich szczelin umieszczonych w ognisku lunety
i powoduje periodyczne pojawienie się, a następnie zanik prądu fotopowielacza, który wzmocniony
i zarejestrowany duży do określenia momentu przejścia gwiazdy przez środek systemu szczelin (P a v1 o v 1956). Ta metoda pomiaru polegająca na statystycznym uśrednianiu wyniku pozwala na
zmniejszenie błędów spowodowanych głównie drganiami i migotaniem jasności obrazu gwiazdy. Zja
wiska te wywołane są turbulentnością atmosfery i mają charakter przypadkowy. Wpływ na pomiary
mąją również szumy fotopowielacza i układu wzmacniającego, które ograniczają minimalną wielkość
gwiazdową możliwą do obserwacji. Dla uniknięcia kłopotów związanych ze wzmacniaczem prądu
stałego wprowadzono zasadę modulacji jasności gwiazdy i mostkową metodę pomiaru ( B r a n d t
1968). Najnowsze metody oparte również o zasadę wieloszczelinowej rejestracji zamiast ciągłego za
pisu fotoprąjlu wprowadzają rejestrację dyskretną (zliczanie fotonów) i automatyczną bezpośrednią
obróbkę informacji za pomocą współpracującej maszyny cyfrowej (H 0 g 1970 i 1971), lub rejestrację
ze zliczaniem impulsów z zegara kwarcowego, przy czym okresy zliczeń wyznacza przebieg fotoprądu
(O g r i n s 1972, S t e i n s i O g r i n s 1971). Ostatnie dwie metody zapewniają aktualnie graniczne
dokładności pomiaru, ale wymagąją bardzo kosztownego i unikalnego oprzyrządowania.
134
W niniejszej pracy opisano skonstruowane w Obserwatorium Astronomicznym we Wrocławiu urzą
dzenie elektroniczne, które pracując w oparciu o now ą oryginalną metodę rejestracji* może zapewnić
wyniki porównywalne do poprzednich**, przy znacznie skromniejszych środkach.
\
\ start wstępnu
Rys. 1. Zasada pomiaru średniego momentu przejść gwiazd
Zasadę pomiaru wyjaśnia rys. 1. Za zestawem szczelin i przesłon (o tej samej szerokości) znajdują
cych sig w ognisku lunety, umieszczono stalową strunę wprowadzaną w ruch drgający impulsami
o częstotliwości 1 kHz z zegara kwarcowego. Dzięki temu, w okresach gdy obraz gwiazdy przesuwa
się po szczelinie, na wyjściu fotopowielacza pojawia sig ciąg impulsów napięciowych. Impulsy te są
wzmacniane, a następnie podawane do elektronicznego bloku rejestracji. W bloku tym następuje rewersyjne zliczanie przychodzących impulsów w ten sposób, że kolejne ich partie są na przemian do
dawane i odejmowane od stanu początkowego licznika rewersyjnego. Przełączenia kierunku zliczeń
licznika rewersyjnego następują w ściśle określonych momentach czasowych *N (rys. 1) odległych od
siebie o okres przełączeń T. Przełączenia te są spowodowane impulsami pochodzącymi z licznika dzie
siętnego. Istota pomiaru wymaga bowiem, aby momenty przełączeń
(odpowiadające punktom
przełączeń Ajy) następowały w równych odstępach czasowych i aby podczas parzystych przełączeń
obraz gwiazdy znajdował się zawsze za przesłoną(rys. 1).
Momenty przełączeń licznika rewersyjnego ustala sam obserwator przed pomiarem za pom ocą na
stawnika kodowego licznika dziesiętnego, posługując sig znajomością prędkości przesuwania się
gwiazdy wzdłuż systemu szczelin (zależną od jej deklinacji). Licznik dziesiętny zlicza periodycznie
impulsy milisekundowe przychodzące z zegara kwarcowego. Po zliczeniu nastawionej przez obserwato
ra ilości impulsów milisekundowych ( tzn. po okresie T), licznik dziesiętny przełącza kierunek zliczania
licznika rewersyjnego, a sam rozpoczyna ponowne odliczanie okresu T. Z rozważań metody wynika,
że dla pomiaru nie są istotne niewielkie przesunięcia cyklu przełączeń względem środków szczelin,
jeżeli spełniony jest tylko warunek, że podczas przełączeń parzystych gwiazda znajduje się za prze
słoną i nie za blisko jej krawędzi.
*Idea pomiaru i analiza dokładności metody opracowana została przez dr J. B e m a z Obserwa
torium Astronomicznego we Wrocławiu.
**Na sumaryczny błąd pomiaru wpływa wiele czynników, np. błędy montażu i orientacji lunety,
jakość jej łożyskowania, zjawisko gięcia lunety i inne, które m ającharakter stałych poprawek.
135
Aby zapewnić prawidłowe warunki pomiaru obserwator powinien uruchamiać liczenie w momen
cie (z małą. tolerancją), gdy obraz gwiazdy znajduje się w pobliżu punktu A i (tzn. w momencie czaso
wym t j) , co staje się szczególnie trudne przy rejestracji gwiazd bliskich równika (czas przejścia przez
szczelinę wynosi wtedy 1 s).
Trudność tę ominięto wprowadzając start wstępny. Polega on na tym, że obserwator uruchamia
urządzenie już po naprowadzeniu gwiazdy na pierwszą pomocniczą^ przesłonę o dużej szerokości.
Dla określenia średniego czasu przejścia gwiazdy przez środek systemu szczelin potrzebna jest
przede wszystkim znajomość dokładnych czasowych momentów odniesienia. W urządzeniu uzyskano
to w ten sposób, że dziesiąte, dwudzieste i trzydzieste przełączenie uruchamia jednocześnie drukarkę
chronografu, powodując tym samym trwałe zarejestrowanie tych momentów czasowych.
Dla poprawienia pomiaru średniego czasu przejścia gwiazdy o wielkości związane z niedokładnym
montażem i orientacją lunety, niezbędne jest nawiązanie wyników pomiarów do stałych punktów
świetlnych związanych z Ziemią (czyli tzw. mir). W tym celu układ rejestracji zapewnia, że impulsy
z fotopowielacza pomiędzy 19 i 21 przełączeniem nie są. zliczane przez licznik rewersyjny (przy
obserwacji mir dokonuje się wtedy dwóch odczytów stanu licznika).
Dla kontroli pracy urządzenia wmontowano dodatkowo sygnalizator akustyczny i wtórny dla
oscyloskopu.
W opisanych warunkach pomiarowych poszukiwany średni czas przejścia gwiazdy przez środek
systemu szczelin określony jest momentem czasowym (20 wydrukowanym przez chronograf i po
prawkę At wyliczoną ze stanu licznika rewersyjnego:
(!)
tfr = h o + At<
t=18
t=38
v
___________ £ £
2 m
",
-------------- = 10 > ^
36
(2)
gdzie: AN — stan licznika re wersyjnego (odchyłka od stanu zerowego), Nf - ilość impulsów przycho
dzących na licznik rewersyjny w przedziale czasowym [t, t + 1 ], m —liczba przesłon (18).
Urządzenie do pomiaru średniego czasu przejść gwiazd wykonano prawie w całości techniką ukła
dów scalonych (TTL).
LITERATURA
P a v 1 o v, N. N., 1956, Publ. of the 13 Astrometric Conf. USSR, 64.
B r a n d t, V. E., 1968, Astron. Zh., 45, 3, 686.
H 0 g, E., 1971, The Photoelectric Meridian Circle o f Bergedorf/Perth, preprint.
H <b g, E., 1970, Astron. and Astrophys., 4.
O g r i n s, M. P., 1972, Ućonyje zapiski latv. gos. univ., 169, 6 , 3.
Ś t e i n s, K. A., 0 3 r i n s, M. P., 1971, Ućonyje zapiski latv. gos. univ., 148, 6 , 3.
pnp fig
POSTĘPY ASTRONOMII
JEDYNA POLSKA EKSPEDYCJA NA CAŁKOWITE ZAĆMIENIE SŁOŃCA
W DNIU 30 CZERWCA 1973
J. M. K H E I N E R
Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytetu Jagiellońskiego
(Otrzymano dnia 29 listopada 1973)
S t r e s z c z e n i e — Notatka zawiera krótkie sprawozdanie ze studenckiej ekspedycji astrono
micznej na obserwacje całkowitego zaćmienia Słoika w dn. 30 czerwca 1973 r.
E^M HCTBEHHAfl nOJIbCKAfl 3KCnEflI4HMfl HA nOJIHOE 3ATMEHI1E
COJIHUA 30 MtOHfl 1973 I\ E .M .
K P A II H E P .
C o a e p * a H H e - 3aMeTKa
3aKJiioqaeT b ce6e KpaTKMii otmSt cflyaeHqecKOM acTpoHoMimecKoii 9Kcneanunn
fljia Ha&,iiofleHHfl noJiHoro 3aTMeHMH Co;iHua 30 mohh 1973 r.
THE ONLY POLISH EXPEDITION FOR THE TOTAL SOLAR ECLIPSE ON JUNE 30, 1973.
S u m m a r y - A short report on a students expedition for the total solar eclipse on June 30,1973
is given.
W dniu 30 czerwca 1973 r. miało miejsce całkowite zaćmienie Słoiica. którego maksymalny czas
trwania wynosił aż 7 minut i 4 sekundy. Było to jedno z najdłuższych zaćmień w bieżącym stuleciu.
Na ten wyjątkowo długi czas trwania złożyło się kilka przyczyn, a przede wszystkim fakt, że Księżyc
w momencie zjawiska znajdował się w pobliżu perygeum, które nastąpiło 30 czerwca o godz. 0 UT,
natomiast Ziemia w swoim ruchu wokół Słoiica znajdowała się niedaleko aphelium, osiągając je
w dniu 3 lipca. W wyniku tej konfiguracji pozorna średnica tarczy Księżyca liyła największa, nato
miast pozorna średnica tarczy Słoiica najmniejsza. Dodatkową korzyść stanowił fakt. że oba ciała nie
bieskie znajdowały się w pobliżu zenitu w momencie koniunkcji geocentrycznej.
Pas zaćmienia całkowitego przebiegał od wschodnich wybrzeży Ameryki Południowej ((iujana),
gdzie zjawisko wystąpiło o wschodzie Słońca, poprzez Ocean Atlantycki i dalej przez kontynent afry
kański: Mauretanię. Mali, Niger, Czad, Sudan, Kenię, Somali i kończył się na Oceanie Indyjskim, gdzie
zaćmienie widoczne było przy zachodzie Słońca.
Początek zaćmienia nastąpił o godzinie 9.01,4 (Ameryka Pd.), koniec o 14.15,9 (Ocean Ind.) Koniunkcja geocentryczna wypadła o i l 139m59s75 ET.
Przygotowania astronomów do obserwacji zaczęły się już w roku 1970, a niektóre nawet wcześniej.
Pewne końcowe ustalenia przeprowadzono na plenarnej konferencji, która odbyła się w trakcie obrad
Europejskiego Kongresu Międzynarodowej Unii Astronomicznej we wrześniu 1972 r. w Atenach.
Mimo wieloletnich tradycji astronomowie w naszym kraju nie planowali ekspedycji na zaćmienie,
gdyż z jednej strony w polskich ośrodkach astronomicznych nie ma silnej grupy zajmującej się zjawi
skami związanymi z całkowitymi zaćmieniami Słońca, z drugiej strony pas całkowitości przebiegał
bardzo daleko od krąju, co musiało się wiązać ze znacznymi kosztami wyjazdu. Z tym większym za-
[137]
138
interesowaniem przyjęto śmiały projekt organizacji ekspedycji zaćmieniowej, wysunięty w lutym 1973 r.
pr/.ez grupę studentów Uniwersytetu Jagiellońskiego, członków Koła Astrofizycznego, byłych wycho
wanków Pracowni Astronomicznej przy Pałacu Młodzieży w Krakowie. Wyprawa planowana w for
mie studenckiego obozu naukowego uzyskała poparcie Rektoratu Uniwersytetu Jagiellońskiego, Mini
sterstwa Nauki, Szkolnictwa Wyższego i Techniki oraz władz miasta Krakowa, jakkolwiek znaczną
część kosztów związanych z wyjazdem ponosili sami uczestnicy.
Od strony naukowej opiekę nad ekspedycją sprawowali pracownicy Obserwatorium Astronomicz
nego UJ dr Jerzy K r e i n e r oraz mgr Henryk B r a n c c w i c z . Również nieomal wszystkie instru
menty do obserwacji zostały przygotowane i wypożyczone z Obserwatorium w Krakowie.
Program naukowy ekspedycji przedstawiał się następująco:
1) uzyskanie serii zdjęć w pobliżu II i III kontaktu z rejestracją czasu na chronografię dla wyzna
czenia momentów kontaktów,
2) fotografowanie widma korony w niewielkiej dyspersji,
3) fotografowanie zewnętrznej korony Słońca przy różnych czasach ekspozycji i przy zastosowaniu
różnych filtrów,
4) poszukiwanie komet okołodonecznyeh,
5) obserwacje tzw. latających cieni (wg wskazówek zawartych w „Sky and telescope” 39, 132,
1970),
6) obserwacje meteorologiczne,
7) obserwacje mające na celu wyznaczenie współrzędnych geograficznych.
Obok „wiodącego” programu obserwacji zaćmienia Słońca w planie ekspedycji były obserwacje
wizualne gwiazd zmiennych zaćmieniowych dla wyznaczenia momentów minimów (ze specjalnym
uwzględnieniem gwiazd nieba południowego) oraz obserwacje rozjaśnień w pobliżu punktów
libracyjnych L ą i L s układu Ziemia-Księżyc (program K. K o r d y l e w s k i e g o ) .
Dla przeprowadzenia wyżej wymienionego programu zabrano 2 refraktory (0 = 110 mm,
f ~ ok. 180 cm), niewielki spektrograf o prostej konstrukcji wykonany specjalnie w warsztatach
Instytutu Fizyki UJ, binar 25X100, kamerę 6X6 cm z obiektywem 5,6/500, 2 chronometry,
chronograf, bateryjny odbiornik radiowy przystosowany do odbioru sygnałów czasu, instrument
uniwersalny oraz szereg drobniejszych sprzętów jak aparaty fotograficzne, lornetki, przyrządy
meteorologiczne itp.
Po intensywnych przygotowaniach wyprawa, w skład której ostatecznie wchodziło 14 osób
(H. B r a n c e w i c z , J. G r u s z c z a k , W. K m i t a —kierowca, J . K r e i n e r , J. K w a ś n i ew i c z , A. Ł u b k o w s k i - lekarz, Aurelia M a z u r , Grzegorz M a z u r , Maciej M a z u r kierownik, R. S r z e d n i c k i, Tomasz S z c z y p i ń s k i , Wiktor S z c z y p i ń s k i — tłumacz, A .
W o s z c z y n a , J . Z a z u 1 a) wyruszyła z Krakowa w dniu 10 czerwca 1973 samochodem
ciężarowym „Skoda” , którym obok uczestników jechał cały sprzęt naukowy, żywność na ok. 2 mie
siące oraz sprzęt biwakowy. Trasa przejazdu wiodła przez Wrocław, Zgorzelec, a następnie przez
NRD, NRF, Francję, Hiszpanię, Maroko do Algeru i dalej na południc drogą transsaharyjską przez
El Golea, In Salah, Tamanrasset do miejscowości In Guczzam, położonej na pustyni na granicy Al
geru i Nigru.
i
Na miejsce obserwacji
19°3 3 , X = —5 °4 3 ) ekspedycja dotarła w dniu 29 czerwca przeprowa
dzając jednak dwa dni wcześniej w miejscowości Tamanrasset wszystkie niezbędne próby.
Pogoda w dniu zaćmienia, niestety, nie sprzyjała obserwacjom. Wskutek szalejącej kilka dni
wcześniej w tym rejonie burzy piaskowej w powietrzu była zawiesina pyłu, znacznie ograniczająca
widoczność. Wiał bardzo silny wiatr wschodni (ok. 10—15 m/s), który dodatkowo jeszcze wznosił
tumany piasku i poważnie utrudniał ustawienie instrumentów. Temperatura powietrza w cieniu wy
nosiła ok. 38°C.
Wyznaczony czas trwania zaćmienia (od momentu zgaśnięcia ostatniej perły do pojawienia się
pierwszej) wynosił 5 min. 11,4 s. Piasek spowodował zacięcie się chronografu, co uniemożliwiło wy
znaczenie dokładnych momentów zaćmienia.
Niebo w momencie całkowitości przybrało barwę szarogranatową. Niektórzy uczestnicy oceniali
ją jako stalową lub popielatą. Było stosunkowo jasno, tak źe np. nie trzeba było używać latarki dla
odczytywania chronometru, czy też robienia notatek. Korona Słońca o kolorze przypominającym
139
Rys. 1. Fotografia K orony słonecznej uzyskana # czasie całkow itego zaćm ienia Słońca w dn. 30
czerwca 1973
Rys. 2. Zm iany tem peratury pow ietrza w czasie zaćm ienia Słońca
140
barwę Księżyca w pełni była dobrze widoczna gołym okiem do odległości ok. 1° (2 średnice) w obie
strony od Słorfca z wyraźnie widoczną strukturą (jasne promienie, pasma, smugi). Wskutek chmur
piasku w zmienny sposób przesłaniający Słońce, kształt i ja s n o t korony ulegały w momencie całkowi
tości wahaniom. Załączona fotografia przedstawia widok korony. Zdjęcie uzyskano za pomocą
aparatu Pentacon-fdx 6 x 6 cm, bez filtrów, używając obiektywu o ogniskowej 500 mm i światłosile 1:5,6. Czas naświetlania 1/2 s, czułość filmu 24 DIN.
Wspomniane już silne zapylenie atmosfery spowodowało, że w momencie całkowitości na niebie
oprócz zakrytego Słońca widoczna była jedynie Wenus, która pojawiła się ok. 6 min. przed II kon
taktem. Żadnych innych planet ani gwiazd nie dostrzeżono. Również nie dało wyniku pozytyw
nego patrolowanie okolicy Słońca (do ok. 15°) przez lornetki i binara.
Podobnie negatywnym wynikiem zakończyły' się próby obserwacji i sfotografowania na białym
ekranie o wymiarach 2X2 m tzw. latających cieni. Jest to o tyle ciekawe, że zjawiska tego nie
dostrzegła /adna z ekspedycji obserwujących Słońce w pobliżu zenitu. Być może latające cienie
widoczne są tylko wtedy, gdy promienie Słońca padają skośnie na powierzchnię Ziemi.
Przeprowadzone pomiary tem peratury powietrza ilustruje załączony rysunek przedstawiający
znany fakt spadku tem peratury w momencie całkowitości (w naszych warunkach do 36,1°C),
a następnie szybki jej wzrost. Również silny wiatr wschodni wiejący całe rano z prędkością
10 15 m/s około 10 min. przed 11 kontaktem stopniowo zmniejszył się (do prędkości 1 —2 m/s),
aby pod koniec fazy częściowej znowu znacznie się nasilić.
Przedstawione powyżej w skrócie rezultaty obserwacji na pewno nic mogą być porównywalne
z wynikami uzyskanymi przez dobrze wyposażone ekspedycje zawodowych astronomów, mimo
to stanowią dowód, że astronomia w Polsce cieszy się dużym zainteresowaniem i poparciem.
Ekspedycja miała ponadto duże znaczenie dydaktyczno-wychowawcze dla grupy młodych
adeptów astronomii, pozwalając im zapoznać się w sposób najbardziej poglądowy z problematyką
zaćmień Słońca, umożliwiła nawiązanie kontaktów z uczestnikami innych ekspedycji astronomicz
nych, wreszcie dała możliwość obserwacji znacznej części nieba południowego niewidocznego
w Polsce.
Dodatkowym osiągnięciem uczestników była pewna liczba ocen wizualnych jasności niektórych
gwiazd zaćmieniowych; dokonano ich w ciągu 3 pogodnych nocy. Niestety, planowane obserwacje
rozjaśnień w pobliżu punktów libracyjnych układu Ziemia-Księżyc nie doszły do skutku z powodu
złej pogody.
Na zakończenie należy wspomnieć jeszcze o jednym aspekcie wyjazdu, mianowicie popularyzacji
astronomii oraz nauki polskiej. W każdy pogodny wieczór na zamieszkałych terenach Sahary pro
wadzone były pokazy nieba połączone z objaśnieniami, a często nawet z gorącymi dyskusjami,
ściągały one liczne grupy miejscowej ludności oraz turystów wielu narodowości, którzy żywo
interesowali się naszą wyprawą (jedna z bardzo nielicznych w tym rejonie) oraz obserwowali przez
nasze lunety niebo.
Można więc uważać, że pomysł zorganizowania młodzieżowej ekspedycji astronomicznej był
w pełni udany i należy oczekiwać, że następna wyprawa (do której przygotowania warto by roz
począć znacznie wcześniej) będzie co najmniej tak samo owocna.
NAUKOWE O Ś R O D K I ASTRONOMIC ZNE W K R A JU
Aktualizacja na 1 XII 1973 r.
Zakład A stronom ii PAN: w Pracowni A strofizyki I pow ołano w dniu 1 XII 1973 na stanow isko
adiunkta d r Janinę K r e m p e ć, a na stanow isko asystenta mgr Kom ana S c h r e j b r a . W Pra
cowni Astrofizyki II w dniu 16 V 1973 zatru d n io n o na stanow isku starszego asystenta mgr Andrzeja
K r a s i ń s k i e g o , ktdry po uzyskaniu stopnia d o k to ra w dniu 25 VI 1973 za pracę pt. N iektóre
rozwiązania równań Einsteina dla wirującej cieczy (p ro m o to r - prof, d r Jerzy P l e b a ń s k i ) z o
sta ł w dniu 1 XII 1973 pow ołany na stanow isko adiunkta.
Z akupiono w Czechosłowacji do eksperym entu K opernik 500 trzy nadajniki radiotelem etryczne
oraz w ykonano w kooperacji z In sty tu tem L otnictw a trzy egzemplarze radiospcktrografu. Jeden k om
plet w ykorzystany został w eksperym encie K opernik 500.
O bserw atorium A stronom iczne UW (W arszawa): D r hab. Kazimierz S t ę p i e ń
zo stał 1 XI
1973 pow ołany na stanow isko docenta i Zastępcy D yrektora OA l'W d/s Ogólnych. W dniu 23 M II
1973 zm arła starsza w ykładow czyni OA UW d r Maria K a r p o w i c z . O d l X I 1973 przeniesiony
zo stał z Zakładu A stronom ii PAN d o OA UW prof, d r Andrzej K r u s z e w s k i . Magisterium u z y
skała ob. E lżbieta M a r k o w s k a . W dniu 6 X 1973 nastąpiło przekazanie do eksploatacji 60 cm
teleskopu zakupionego w firm ie Carl Zeiss Jen a. Z akupiono generator BN-344.
---------------
1
KRONIKA
POSTĘPY
ASTRONOMII
LETNIA SZKOŁA „CZĄSTKI I POLA W PRZESTRZENI KOSMICZNEJ” ,
BALATONFURED, 4 - 1 5 CZERWCA 1973
Z . K o-b y 1 i ń s k i
W dniach od 4 do 15 czerwca 1973 r. w Balatonfiired na Węgrzech odbyła się letnia szkoła pt.
„Cząstki i pola w przestrzeni kosmicznej” . Została ona zorganizowana przez Centralny Instytut
Badawczy Fizyki w Budapeszcie przy współudziale Towarzystwa Fizycznego im. Ebtvos Loranda.
Wśród słuchaczy szkoły najliczniejszą grupę stanowili Węgrzy — 17 osób. Z Bułgarii przyjechały
2 osoby, z Czechosłowacji — 3, z NRD — 2, z Grecji —1, z Włoch —5, z Polski —5 i z Rumunii —1.
Celem szkoły było zapoznanie uczestników z najnowszymi wynikami badań przestrzeni międzygwiazdowej, galaktycznego pola magnetycznego, pochodzenia galaktycznych promieni kosmicznych
i ich propagacji w przestrzeni międzygwiazdowej i międzyplanetarnej, a także omówienie szeregu
innych związanych z tymi tematami zagadnień.
Po oficjalnym otwarciu szkoły inauguracyjny wykład pt. 0 propagacji światła wygłosił dyrektor
Centralnego Instytutu Badawczego Fizyki prof. L. J a n o s s y . Dzień pracy szkoły składał się prze
ważnie z 3 przedpołudniowych wykładów, 3 popołudniowych i wieczornego seminarium, na którym
uczestnicy przedyskutowywali zagadnienia poruszone na wykładach, bądź referowali własne prace.
W kilku kolejnych wykładach dr I. A b o n y i z Uniwersytetu Budapeszteńskiego omówił'
teoretyczne podstawy fizyki plazmy ze szczególnym uwzględnieniem plazmy międzygwiazdowej.
Interesujący model powstania wielkoskalowego pola magnetycznego w Galaktyce i wpływ takiego
pola na przenoszenie się promieni kosmicznych przedstawił prof. E. B a g g e (Uniwersytet w Kilonii).
Prof. C. D i l w o r t h zestawiła wyniki pomiarów galaktycznych elektronów i obserwacji pro
mieniowania radiowego przychodzącego z Galaktyki oraz przedstawiała rezultaty oszacowań widma
elektronów poza Układem Słonecznym w oparciu o widmo promieniowania radiowego.
Właściwości i pochodzenie kosmicznych neutrin stanowiły
temat wykładu dr. G. M a r x a
z Uniwersytetu Budapeszteńskiego.
Wykłady prof. A. B o n e t t i z Florencji poświęcone były źródłom i metodom obserwacji pro
mieniowania podczerwonego pochodzącego z Galaktyki oraz właściwościom materii między
gwiazdowej.
Obszerny referat poświęcony promieniowaniu rentgenowskiemu wygłosił prof. R. S e x 1 z Uniwer
sytetu Wiedeńskiego.
Bardzo interesujący był wykład dr II. R e e v e s a z Instytutu Astrofizyki w Saclay. W wykładzie
zestawione zostały m.in. uzyskane do chwili obecnej dane o względnej zawartości różnych pierwia
stków w promieniowaniu kosmicznym z informacjami o zawartościach pierwiastków w gwiazdach,
wietrze słonecznym i Słońcu, a także omówione zostały konsekwencje wynikające z tych porównań
dla teorii pochodzenia promieniowania kosmicznego.
Tematem referatu prof. R. E. L i n g e n f e 1 1 c r a z Uniwersytetu Kalifornijskiego była dyfuzja
promieni kosmicznych w Galaktyce.
Prof. A. S o m o g y i dokonał przeglądu prac teoretycznych dotyczących galaktycznej anizo
tropii promieni kosmicznych o energiach ponad 1013 eV oraz zestawił wyniki prac eksperymentał-
[143 ]
144
Is ronika
nych mających na celu znalezienie takiej anizotropii. Dotychczasowe dane wskazują, że jeśli taka
anizotropia istnieje, to jest ona mniejsza od 1%.
Dr L. K r i v s k y z Obserwatorium Astronomicznego w Ondrejovie (C SRS) zapoznał- uczestni
ków z obszernym materiałem obserwacyjnym dotyczącym wybuchów w chromosferze Słońca
i omówił teoretyczne modele tego zjawiska.
Należy podkreślić sprawną organizację szkoły, co było zasługą przede wszystkim prof. A. S om o g y i i dr P. K i r a 1 y, oraz gościnność gospodarzy.
K O N F E R E N C JA POŚWIĘCONA FIZY CE PROMIENIOWANIA KOSMICZNEGO
CHARKÓW 2 5 - 2 8 WRZEŚNIA 1973
Z. K o b y l i ń s k i
Ostatnio w Charkowie w ZSRR pomiędzy 25 a 28 września 1973 r. odbyła sig kolejna
Wszechzwiązkowa Konferencja Fizyki Promieniowania Kosmicznego. W konferencji zorganizowanej
na Uniwersytecie Charkowskim brało udział ponad 300 specjalistów z ZSRR oraz 21 gości zagra
nicznych z Bułgarii, Czechosłowacji, Polski i Węgier.
W inauguracyjnym przemówieniu prof. S. N. V e r n o v podkreślił wkład Uniwersytetu Charkow
skiego .w badania fizyki jądrowej w ZSRR oraz przedstawił najważniejsze osiągnięcia ostatnich kilku
lat w dziedzinie fizyki promieniowania kosmicznego.
Praca konferencji przebiegała równolegle w 3 sekcjach: fizyki jądrowej, fizyki kosmicznej oraz
sekcji procesów kaskadowych. Zgłoszono ogółem 62 referaty w sekcji pierwszej, 65 w drugiej
i 10 w ostatniej.
Na zebraniach sekcji jądrowej omawiano oddziaływania jądrowe, prace dotyczące neutrin i mionów
w' promieniowaniu kosmicznym oraz właściwości wielkich pęków powietrznych.
Prace omawiane na posiedzeniach sekcji kosmofizyczncj dotyczyły składu chemicznego, mecha
nizmów przyspieszania i innych zagadnień związanych z pochodzeniem pierwotnego promieniowania
kosmicznego, a także słonecznych promieni kosmicznych, ich widm i mechanizmów generacji,
efektów modulacyjnych galaktycznego promieniowania kosmicznego w przestrzeni międzyplanetar
nej, a w tym m in. .anizotropii, oraz efektów związanych z wchodzeniem dużej ilości cząstek
z przestrzeni międzyplanetarnej do magnetosfery.
Szereg referatów poświęcono także opracowaniu nowych lub ulepszonych metod rejestracji
na powierzchni Ziemi i na sztucznych satelitach.
W kilku opracowaniach dokonano szczegółowej analizy zjawisk z sierpnia 1972 r.
Do ciekawszych zagadnień omawianych podczas posiedzeń tej sekcji należał problem wyjaśnienia
obserwowanego widma promieni kosmicznych dla energii kinetycznej mniejszej od 2 0 —30 MeV/nukleon. Przy tej energii obserwujemy minimum w widmie, po czym maleniu energii towarzyszy
wzrost ilości rejestrowanych cząstek. Dotychczas uważano, że jest to wynikiem ciągłej generacji
cząstek przez Słońce w tym zakresie energii. Jednak rezultaty pomiarów intensywności jąder tlenu
referowane na międzynarodowej konferencji w Denver (USA) w sierpniu 1973 wskazują na to,
że stosunek ilości tlenu do ilości protonów w promieniowaniu kosmicznym jest podobny w całym
obserwowanym zakresie. Wynika stąd, że w obszarze małych energii w niezaburzonym okresie
rejestrujemy cząstki pochodzenia galaktycznego. Jeśli te pomiary zostaną potwierdzone, trzeba
będzie przyjąć taki model modulacji, w którym współczynnik dyfuzji rośnie z maleniem energii
w obszarze małych energii. Taki model zaproponowano w pracy grupy D o r m a n a, gdzie obserwo
wane widmo objaśniono jakościowo przyjmując istnienie dwu typów niejednorodności magnetycz
nych w przestrzeni międzyplanetarnej: 1) zagęszczeń i rozrzedzeń pola — efektywnych dla cząstek
o małych energiach, 2) obłoków magnetycznych — efektywnych dla cząstek o większych energiach.
Rezultaty pracy Je. V. G o r c z a k o v a i innych, w której opracowano dane rejestracji słonecznych
Kronika
145
protonów o małych energiach uzyskane za pomocą satelitów Wenera 4 —7, Mars 2, Pionier 6, Ex
plorer 34, także świadcząó wzroście współczynnika dyfuzji z maleniem energii cząstek.
Drugą ważną informacją, podaną także
w Denver, są dane o gradiencie promieniowania
kosmicznego uzyskane z rejestracji prowadzonej przez aparaturę zainstalowaną na rakiecie Pio
nier 10 lecącej w kierunku Jowisza. W odległościach od Słońca od 1 do 3,2 j.a. radialny gradient jest
bliski zera i tak np. w zakresie energii 29—67 MeV/nukleon różniczkowy gradient dla protonów
wynosi 3 ± 7%/j.a., dla jąder helu ( —5 ± 7)%/j.a., zaś całkowy gradient dla cząstek o twardości
5 GV wynosi 3 ± 1%/j.a. Ostatnie opracowania dla odległości do 4,2 j.a. potwierdzają powyższe
dane. Wyniki te wydają się przesadząć spór o rozmiarach obszaru modulacji, wskazując, że wiatr
słoneczny efektywny dla promieni kosmicznych rozciąga się do 20, 30 lub więcej jednostek astro
nomicznych.
Wiele uwagi poświęca się poszukiwaniu anizotropii cząstek o dużych energiach, które w atmo
sferze tworzą wielkie pęki powietrzne. Z analizy 9000 przypadków przeprowadzonej w pracy
referowanej w Denver wynika, że dla energii 1 0 *9 eV takiej anizotropii nie obserwuje się.
Jedynie dla energii 1,5 ' 1019 eV wydzielony jest jakby obszar centrum Galaktyki i ramion spiral
nych, jednak w tym zakresie ilość zarejestrowanych przypadków jest mała i wynik ten jest nie
pewny.
Pomiary żelaza w promieniowaniu kosmicznym wykazują, że jego widmo jest mniej strome od
widma pozostałych składowych, prawdopodobne więc jest, że w zakresie bardzo dużych energii
jądra żelaza stąją sif najliczniejszą składową.
Ostatni dzieti Konferencji poświęcono wykładom reporterskim, które wygłoszono na sesjach
plenarnych. W wykładach tych podsumowano rezultaty przedstawione na Konferencji oraz po
krótce omówiono ważniejsze prace referowane na Konferencji w Denver. N. A. D o b r o t i n mówił
o oddziaływaniach jądrowych, G. B. C h r i s t i a n s e n o wielkich pękach powietrznych, A. Je. C ud a k o v wygłosił referat pt. Miony i neutrino, L. I. D o r m a n pt. Wariacje promieni kosmicznych,
zas’ T. N. C a r a c h c j a n pt. Słoneczne promienie kosmiczne.
’
.
.
.
POSTĘPY
ASTRONOMII
DWUDZIESTOPIĘCIOLECIE PRACY NAUKOWEJ
PROF. DR ANDRZEJA ZIĘBY
Andrzej Z i ę b a urodził się 28 stycznia 1929 r. w Sporyszu w pow. żywieckim. W latach
1935—1939 zdążył ukończyć pierwsze klasy szkoły powszechnej. Podczas wojny kontynuował
naukę w tajnych szkołach Sporysza i Żywca (wówczas teren Rzeszy). Małą maturę uzyskał w tajnym
gimnazjum im. Kopernika w Żywcu w 1945 r. Od marca roku 1941 do wyzwolenia pracował w kon
spiracji jako łącznik Komendanta Obwodu Armii Krajowej Żywiec majora „Szarego” —„Dziadka” —
Wenancjusza Zycha. Za tę działalność został po wyzwoleniu odznaczony Krzyżem Partyzan
ckim i paroma mniejszymi odznaczeniami. Resztę czasu pozostawionego przez konspiracyjną walkę
i konspiracyjną naukę wykorzystywał A. Z i ę b a na pracę w kółku astronomicznym (również kon
spiracyjnym; wszelka działalność zabroniona!).
Po wyzwoleniu w ciągu roku przerobił 2 klasy licealne uzyskując w 1946 r. dużą maturę
w Liceum im. Kopernika w Żywcu. Pragnął studiować astronomię, ale „mądrzy ludzie” poradzili
mu coś bardziej chlebodajnego. Przez krótki czas studiował na Politechnice Warszawskiej, ale
jeszcze w 1946 r. zdążył przenieść się na studia matematyczne do Uniwersytetu Wrocławskiego.
Po ukończeniu drugiego roku studiów A. Z i ę b a został asystentem prof. Hugona S t e i n h a u s a
tamże u którego uzyskał potem magisterium (1950) i napisał pracę kandydacką (1953). Kierunek
zainteresowań matematycznych prof. S t e i n h a u s a umożliwił mu utrzymywanie stałego kontaktu
z astronomią. Jako student uczęszczał na wykłady astronomii, potem współpracował z astronomami
wrocławskimi i warszawskimi w rozwiązywaniu matematycznych problemów astronomii (m. in. był
członkiem tzw. Grupy Warszawsko-Wrocławskiej). Główne dziedziny zainteresowań A. Z i ę b y to
teoria gier, teoria względności, astrofizyka relatywistyczna, kosmologia teoretyczna i obserwacyjna.
W roku 1961 po habilitacji z zakresu matematyki uzyskał stanowisko docenta w Instytucie Matema
tyki Uniwersytetu Wrocławskiego. Od roku 1966 przeniósł się na takież stanowisko w Katedrze
Astrofizyki Teoretycznej Uniwersytetu Wrocławskiego, gdzie w roku 1971 uzyskał tytuł profesora
nadzwyczajnego.
Jako matematyk od roku 1959 współpracował również z Wyższą Szkołą Pedagogiczną w Opolu,
gdzie wraz z doc. dr Janem K u b i k o w s k i m zorganizował" począwszy od roku 1968 powtarza
ne systematycznie co dwa lata szkoły letnie astrofizyki relatywistycznej i kosmologii. W Wyższej
Szkole Pedagogicznej w Opolu Profesor A. Z i ę b a pełnił funkcję kierownika Katedry Analizy Mate
matycznej, prorektora i inne. Od roku 1969 podjął współpracę z Uniwersytetem Jagiellońskim, gdzie
prowadził wykłady z astrofizyki teoretycznej; od roku 1971 przeniósł się na stałe z Uniwersytetu
Wrocławskiego do Zakładu Astronomii Teoretycznej i Geofizyki Astronomicznej Uniwersytetu
Jagiellońskiego. Tu odnalazł w sobie zaniechaną od czasów konspiracji pasję obserwatorska uczest
nicząc między innymi w ustawianiu nowego teleskopu i w programie obserwacji galaktyk zmien
nych. W roku 1973 Profesor A. Z i ę b a został członkiem Międzynarodowej Unii Astronomicznej.
Jest autorem 20 publikacji matematycznych i dwudziestu kilku z astronomii i fizyki. Poza odznacze
niami bojowymi posiada Złoty Krzyż Zasługi i Nagrodę Naukową Ministra Nauki i Szkolnictwa
Wyższego II stopnia (1968).
[ 147]
148
Kronika
Dnia 25 lipca 1973 r. w Obserwatorium Astronomicznym Uniwersytetu Jagiellońskiego na For
cie Skala najbliżsi współpracownicy Profesora A. Z i ę b y z Krakowa, Opola i Wrocławia zorganizo
wali skromną, koleżeńską uroczystość 25-lecia Jego pracy naukowej. 0 godzinie 15 odbyła się krótka
sesja naukowa, na której referaty wygłosili doc. dr M. H e 11 e r, dr S. Z i ę b a i piszący te słowa. Na
stępnie po /łożeniu Jubilatowi życzeń i prostych, lecz pełnych symbolicznej wymowy podarków
(między innymi: makieta nowego obserwatorium astronomicznego), przystąpiono do części nie
oficjalnej, wypełnionej śpiewaniem pieśni ułańskich przy ognisku, na którym pieczono kiełbaski
zapijane pepsi-colą. (Alkoholu nie wysączono ni kropli, co warto stawić przed oczy organizatorom
innych jubileuszów).
Konrad Rudnicki
SPIS TREŚCI ZESZYTU 2
ARTYKUŁY
P. R y b k p, Pozycyjne katalogi gwiazd. Część 1..............................................................................
P. R y b k a, Pozycyjne katalogi gwiazd. Część II.............................................................................
M. l l ł o n d , Fotometr i spektrometr do rejestracji miękkiego rentgenowskiego promieniowa
nia Słońca.........................................................................................................................................
Z PRACOWNI
81
91
109
I OBSERWATORIÓW
M. S r o c z y ń s k a , Wiatr słoneczny jako przepływ trójwymiarowy.............................................125
M. H ł o n d. Urządzenie do pomiaru średniego momentu przejścia gwiazd....................................133
J. M. K r e i n e r, Jedyna polska ekspedycja na całkowite zaćmienie Słońca w dniu 30 czerw
ca 1973 .............................................................................................................................................137
Naukowe ośrodki astronomiczne w kraju............................................................................................ 141
KRONIKA
Z. K o b y l i ń s k i , Letnia Szkota „Cząstki i pola w przestrzeni kosmicznej” , Balatonfiired,
4—15 czerwca 1973 ........................................................................................................................ 143
Z. K o b y l i ń s k i , Konferencja poświęcona fizyce promieniowania kosmicznego, Charków,
25—28 września 1973...................................................................................................................... 144
K. R u d n i c k i, Dwudziestopięciolecie pracy naukowej prof, dr Andrzeja Z ię b y ....................147
COAEPWAHME TETPĄZJM 2
C Ta Tb M
/
II. Pbi 6Ka, rio3miMOHHbie KaTajiorn 3Be3fl. HacTb 1 .........................................
n . Pb i ó K a , no3mwoHHbie KaTajiorw 3Be3fl. HacTb I I .....................................
81
91
M. X jio H fl, 1>0T0MeTp u cneKTpoMeTp a m perwcrpamiM MnrKoro p e m re H O B C K o r o M 3JiyqeH H H C o j i H u a ......................................................................... 1 0 9
[ 149]
150
Spis treści
M3
M. C p o m i H b C K a ,
M . X jioha,
jiaóopaTopMM
u
o6cepB aT opnii
CojwemibiM BeTep, KaK TpexMepHoe Teqemie.
.
.
. 125
ycTpoMcTBO fljis onpeAejieHMH cpeAHero MOMeHTa npoxowfle-
HMH 3 B Ś 3 A .....................................................................................................................133
E . M . K p a i i H e p , EAMHCTBeHHaa nojibCKaa SKcneAniWH Ha nojiHoe 3aTMeHne
CojiHUa 30 moim 1973 r .......................................................................................... 137
HayqHbie acTpoHOMimecKMe ueHTpw
b
CTpaHe......................................................... 141
X p O HM k
3. Ko Óbl J l MHbCKM,
a
JleTHHH WKOJia "HaCTblUbl H nojlfl B KOCMimeCKOM npo-
CTpaHCTBe.BajiaTOHtJjMpefl, 4-15 1973............................................................... 143
3. K o S b i j i MH bC K M,
KomJiepeHmifl, nocBHiueHHaa (j)M3MKe KocMimecKoro
M3JiyueHMH, $ XapKOB, 25—28 1973.................................................................... 1 44
K. PyflHMUKM,
UBaAiiaTMriHTmieTMe Haymtofi paóoTbi npo<|).AP* AHAxea
3eM6bi............................................................................................................................. 147
CONTENTS
ARTICLES
P. R y b k a , Positional Catalogues of Stars. Part 1..............................................................................
81
P. R y b k a , Positional Catalogues of Stars. Part I I .............................................................................
91
M. H ł o n d, Photometer and Spectrometer for Solar X-Ray R a d ia tio n ......................................... 109
FROM
LA BO R A T O R IES
AND
OBSERVATORIES
M. S r o c z y ń s k a , The Solar Wind as a Three-Dimensional Flow................................................... 125
M. 11ł o n d, Device for the Mean Moment of the Star Transit Determination.................................. 133
J. M. K r e i n e r, The' Only Polish Expedition for the Total Solar Eclipse on June 30, 1973. . . 137
Scientific Astronomical Centres in Poland................................................................................................1 4 1
CHRONICLE
Z. K o b y l i ń s k i , Summer School on “ Particles and Fields in Space” in Balatonfiired, June
4 - 1 5 ,1 9 7 3 ..................................................................................................................... ; ....................... 143
Z. K o b y l i ń s k i , A Conference on Cosmic Ray Physics, Kharkov, September 25—28,1973. . 144
K. R u d n i c k i, Professor Andrzej Zięba — Twenty Five Years of R e se arch...............................147
f
i

Urania - Postępy Astronomii

Transkrypt

Podobne dokumenty

tutaj

wiosna 2016

Nr wniosku: 172045, nr raportu: 12985. Kierownik (z rap.): dr Anna

1 Ruch dzienny sfery niebieskiej 2. Pozorny ruch Słońca na tle

Różdżki, lewitacja, tarot – gdzie w tym wszystkim

Cykl wykładów uzupełnionych warsztatami

Aleja Gwiazd w Miliczu

Plejady 3D