URANIA

V
Xhauruo
URANIA
MIESIĘCZNIK
P O L S K IE G O T O W A R Z Y S T W A M IŁ O S N IK O W A S TR O N O M II
ROK XLVIII
6
/. A K Ł A
'.JS A
W Y I) A vV |T i^
KW IECIEŃ 1977
Nr 4
V IMIENIA O S S O L I Ń S K I C H
OLSKIEJ
AKADEMII
NAUK
URANI A
MIEQirP7Mltf P O L S K I E G O T O W A R Z Y S T W A
M lLO lLjU LlT lA
ROK XLVIII
MItOŚNIKÓW
KWIECIEŃ 19 77
ASTRONOMII
Ń M
W YDAN O Z
PO M O CĄ
F IN A N SO W Ą
P O L S K IE J A K A D E M II N A U K . C Z A SO ­
P IS M O Z A TW IER D ZO N E P R Z E Z
M I­
N IS T E R S T W O O ŚW IA TY DO U ŻYTKU
S ZK Ó Ł O G Ó L N O K SZ TA Ł C Ą C Y C H , Z A ­
K Ł A D Ó W K S Z T A Ł C E N IA N A U C Z Y C IE ­
L I I T E C H N IK Ó W (DZ. U RZ. M IN.
OŚW . N R 14 Z 1966 R. W -W A 5.11.66).
S P IS TREŚCI
M agdalena Sroczyńska — A s tr o ­
n o m ia X .
L ongin G lad yszew sk i — R a d io te ­
le sk o p do a m a to rs k ic h re je s tr a c ji
p ro m ie n io w a n ia ra d io w e g o S łońca.
T. Z b ign iew D w orak — A s tro a rcheologia.
S tan isław W rona i R oinan Snopk ow sk i — C zy W sz ec h św ia t m oże
b y ć sy m e try c z n y ?
K ronika: N ie k tó re o sią g n ię c ia p o l­
s k ic h a s tro n o m ó w w 1976 r.
O bserw acje: K o m u n ik a t CSO S n r
1/77 — R a p o rt I 1977 o ra d io w y m
p ro m ie n io w a n iu S ło ń ca — O b s e rw a ­
cje z a k ry ć g w ia z d p rz e z K siężyc.
Porać nik obserw atora: Z a sto s o ­
w a n ie s to p e ra w słu ż b ie czasu m iło ś n ik a -o b s e rw a to ra .
K ronika PTM A: K o m u n ik a t O ddz.
W arsz.
K ronika historyczna: C a rl F r ie d ­
ric h G auss.
N ow ości w yd aw n icze.
K alendarzyk astronom iczny.
K en n eth C hilton 1939— 1976
14 lis to p a d a 1976 r a k u z m a rł
w H a m ilto n (K a n a d a ) p re z y ­
d e n t M ię d z y n a ro d o w e j U n ii
M iło śn ik ó w A stro n o m ii K e n ­
n e th E d w a r d C h ilto n . M im o
m ło d eg o w ie k u b y ł cen io n y m
i z n a n y m n ie ty lk o w A m e ry ­
ce d z ia ła c z em m iło śn iczeg o r u ­
c h u a stro n o m ic z n e g o . S zcze­
g ó ln ą p o p u la rn o ść z d o b y ł ja k o
a u to r c o ty g o d n io w y c h a u d y c ji
a stro n o m ic z n y c h
je d n e g o
z
p ro g ra m ó w te le w iz ji k a n a d y j­
sk ie j p t. „ T h e S k y T o n ig h t” .
B ęd ąc z z a w o d u n a u c z y c ie le m
in te re s o w a ł
się
d y d a k ty k ą
a stro n o m ii, a o w o cem jego
d z ia ła ln o ś c i w ty m z a k re s ie
je s t k s ią ż k a o n a u c z a n iu a s tr o ­
n o m ii
dzieci
n a jm ło d s z y c h .
P e łn ił w ie le o d p o w ie d z ia ln y c h
f u n k c ji w K ró le w sk im K a n a ­
d y js k im T o w a rz y stw ie A s tr o ­
n o m icz n y m , z k tó ry c h n a jp o ­
w a ż n ie jsz ą b y ło p rz e w o d n ic z e ­
n ie o d d z ia ło w i T o w a rz y stw a
w H a m ilto n . W M ię d z y n a ro ­
do w ej U n ii M iło śn ik ó w A s tro ­
n o m ii p e łn ił p o c z ą tk o w o f u n k ­
c ję s e k re ta rz a , a p o d czas II I
k o n g re su U n ii w K a n a d z ie w
1975 ro k u (k tó re g o b y ł o rg a n i­
z a to re m ) w y b ra n y zo sta ł jej
p re z y d e n te m .
Ilu s tr a c je n a o k ła d c e : P re z e n tu je m y dalsze z d ję c ia p o w ie rz c h n i M a rsa w y k o n a n e
p rzez s t a tk i k o sm ic z n e V ik in g 1 i 2: n a p ie rw sz e j s tro n ic o k ła d k i in te r e s u ją c y
u k ła d k o r y t k a n a łó w w o d n y c h z d ą ż a ją c y c h do tzw . b a s e n u C h ry se ; n a d ru g ie j
s tro n ie k r a t e r A r a n d a s o Ś re d n icy 25 k m w y ra ź n ie o d b ie g a ją c y sw y m w y g lą d e m
od k r a te r ó w k się ż y c o w y c h ; n a tr z e c ie j s tr o n ie o k ła d k i m o z a ik ę z d ję ć u k a z u ją ­
c y c h f ra g m e n ty p ó łn o c n e j c z a p y p o la r n e j M a rsa i w re sz c ie n a c z w a rte j s tro n ie
w ie rz c h o łe k w ie lk ie g o w u lk a n u A rsia M ons tw o rz ą c y k r a t e r o ś r e d n ic y o koło
120 k m .
98
M AGDALENA SRO CZYŃSKA
URANIA
—
4/1977
W arszaw a
ASTRONOM IA X
T rudno jest określić m om ent narodzin nowej gałęzi nauki
i tru d n o w obec tego o „oficjalne jubileusze”. N ieoficjalnie jed ­
nak astronom ia X święci w tym roku sw oje piętnastolecie.
Chociaż bow iem już od 1948 roku wiadomo, że silnym źródłem
prom ieniow ania rentgenow skiego jest Słońce, szczególnie pod­
czas w ybuchów chrom osferycznych, to dopiero w 1962 r. od­
k ry to pierw sze źródło spoza U kładu P lan etarnego i od tego mo­
m en tu zaczęto m ówić o astronom ii X. Zabaw nym jest, że n aro­
dziny tej dziedziny były w gruncie rzeczy... przypadkow e. A m e­
rykański uczony, B runo R o s s i, szukając fluorescencji K się­
życa w prom ieniach X (fluorescencji w yw ołanej uciekającym i
od Słońca i w padającym i n a Księżyc protonam i), w ystrzelił
ponad atm osferę Ziem i rak ietę z detektorem prom ieniow ania
rentgenow skiego. J a k się później okazało, św iecenie Księżyca
jest o wiele za słabe by m ożna je było zarejestrow ać a p a ra tu rą
Rossiego, ale odkryto coś zupełnie nieoczekiw anego — bardzo
silne źródło prom ieniow ania X w okolicy C entrum G alaktyki.
Był to Scorpius X-1, najsilniejsze źródło rentgenow skie na
niebie.
Po roku 1962 w ystrzelono w iele rak ie t i balonów z detekto­
ram i prom ieniow ania X a dzięki tem u, że docierające do Ziemi
stru m ien ie tego prom ieniow ania są stosunkow o duże, uzyskano
szybko sporo interesujących w yników : zidentyfikow ano źródło
w Skorpionie ze słabą (13 wielkości) gwiazdą, źródło w Byku
z M gław icą K rab, pom ierzono w iele w idm w dziedzinie ren tg e­
now skiej, odkryto zm ienność niektórych źródeł i pierw sze źró­
dła pozagalaktyczne (Virgo A i Cen A = NGC 5128).
P raw dziw a rew olucja zaczęła się jed n ak z chw ilą otrzym a­
nia danych z pierw szego rentgenow skiego satelity. S atelita ten,
w ystrzelony z tery to riu m K enii w g rudniu 1970 r., dokładnie
w dzień rocznicy uzyskania niepodległości przez to państw o,
dostał egzotyczną nazw ę UHURU co znaczy WOLNOŚĆ w ję ­
zyku suahili. Na przykładzie U huru um ieszczono dw a liczniki
proporcjonalne m ierzące prom ieniow anie X o energiach od 2
do 20 keV w 8 kanałach. I znów, ja k w przypadku rakiety
Rossiego, w yniki przeszły oczekiw ania. Bo głów nym celem
U huru był w zasadzie przegląd całego nieba w prom ieniach X,
zw iększenie zasięgu badań rakietow ych i balonow ych przez do­
danie słabszych źródeł do tych, które już znano, udokładnienie
4/1977
URANIA
99
ich pozycji na niebie. I chociaż te wszystkie nadzieje Uhuru
oczywiście spełnił, to o wiele w ięcej em ocji przyniosły odkryte
fluktuacje promieniowania X , często doskonale okresowe, czy
też fakt, iż pozagalaktyczne źródła okazały się rozciągłe (co su­
g eru je,'że w gromadach galaktyk mamy do czynienia z oddzia­
ływaniem galaktyk z ośrodkiem międzygalaktycznym). N ajbar­
dziej fascynującym wynikiem jest jednak odkrycie zmienności
niektórych źródeł w skali czasowej rzędu 2 sekund (i m niej) co
sugeruje, że świecące obiekty są bardzo zwarte.
Obecnie na okołoziemskich orbitach krąży już wiele satelitów
rentgenowskich: Indyjski ARYA BH A TA, Holenderski ANS.
B ry ty jsk i A R IEL 5 oraz am erykański SA S 3, OSO i kilka z serii
V ela i OAO. W kwietniu 1977 wystrzelony zostanie HEAO-A,
za dwa lata HEAO-B. I o ile Uhuru robił tylko przegląd całego
nieba „przem iatając” je swoim odbiornikiem, to dziś mamy
już takie satelity, które mogą całą swoją uwagę skupić na jed ­
nym, wybranym źródle X i patrzyć stale w jeden rejon nieba
(tzw. po angielsku „pointing”, punktowanie), gdy dzieje się tam
akurat coś ciekawego. Zaletą „punktowania” je st też to, że
można długo zbierać sygnały z jed nej okolicy, co pozwala ob­
serwować obiekty 10 razy słabsze niż za pomocą Uhuru. Ponad­
to nowe satelity m ają większą niż Uhuru zdolność rozdzielczą —
zarówno czasową (do milisekund na ANS i SA S) ja k kątową
(10" łuku na SAS), mogą obserwować promieniowanie X
w większym przedziale energii (0,1 do 1000 keV tzn. 120 do
0,012 A na OSO 8), umieszczono także na satelitach polarym etry
rentgenowskie.
Ja k więc wyglądałoby nasze niebo widziane okiem czułym
na promieniowanie X ? Co już dziś wiemy dzięki rentgenow­
skiej astronomii? Przede wszystkim na tle bardzo słabego świe­
cenia całego nieba obserw uje się wiele silnych źródeł; do
1970 r. znano ich około 35, trzeci katalog z Uhuru podaje po­
nad 160. (Na rys. 1 zaznaczone są położenia tych źródeł we
współrzędnych galaktycznych).
Z grubsza źródła te dzieli się na ogół na pozagalaktyczne
(jest ich około 30: 20 gromad galaktyk, 8 galaktyk aktywnych
i kwazary) oraz leżące w naszej Galaktyce. Typowe źródło ga­
laktyczne, z w yjątkiem świecących w X pozostałości po wybu­
chu gwiazd supernowych, je st interpretowane jako obiekt zwar­
ty (prawdopodobnie gwiazda neutronowa albo czarna dziura)
w układzie podwójnym, zbierający gaz z „norm alnej” gwiazdy
na sw oją powierzchnię. Gaz, spadając w bardzo silnym polu
graw itacyjnym zwartego obiektu, przyspieszany je st do pręd-
100
U R A N IA
4/1977
kości będących znacznym ułamkiem prędkości światła, ogrzewa
się do bilionów stopni (i więcej) i prom ieniuje obficie w X.
Maksymalna osiągana tem peratura i efektywność produkcji
energii w takim procesie akrecji są proporcjonalne do stosunku
M/R, gdzie M i R to odpowiednio masa i promień obiektu zwarHtrcules X -4
(ciarna dziura?)
N 6C 445ł
C om *
galaktyki
JJJJJ w
orom*da
Magellana
k w iz w
Duly
Scomiu# x -ł
Obłok Mogellwa
R ys. 1 Ź ródła p ro m ien io w a n ia X w g U H U R U (w sp ółrzęd n e galak tyczn e).
tego. Gdy obiekt jest tak m asywny i mały jak gwiazda neutro­
nowa lub czarna dziura, tem peratura może osiągnąć 1012 K
a energia 0,1 masy spoczynkowej spadającego gazu. Dopiero
takie tem peratury i energie są w stanie wytłumaczyć obserwo­
wane strum ienie promieniowania X!
Omówmy teraz krótko różne rodzaje galaktycznych źródeł X
na przykładzie ich typowych przedstawicieli:
1) Her X - l, pulsar rentgenowski
Jest to układ podwójny (rys. 2), w którym jednym ze składni­
ków jest gwiazda neutronowa, a drugim gwiazda HZ Her —
znana od dawna zmienna w dziedzinie optycznej. Zmienia się
ona z okresem 1,7 dnia i z tym samym okresem obserwuje się
zaćmienie składnika świecącego w X, po prostu chowa się on
za HZ Her. Jednakże nie zaćmienia rentgenowskie są w tym
układzie ciekawe ale pulsujące promieniowanie X z okresem
1,24 sek. Okazuje się, że dochodzi ono z gwiazdy neutronowej,
która jest silnie namagnesowana i bardzo szybko się obraca.
Oś obrotu nie pokrywa się z osią dipola magnetycznego, co jest
URANIA
4/1977
101
niesłychanie ważne. Spad ająca bowiem z HZ Her m ateria może
dostać się na gwiazdę neutronową tylko płynąc po liniach sił
pola magnetycznego (rys. 3), pole „kanalizuje” cząstki (patrz
Urania nr 9 z 1974 r.). Tak więc świecić w X będą tylko okolice
biegunów. Obrót gwiazdy powoduje, że raz te świecące obszary
widzimy, a raz nie i stąd pulsowanie sygnału.
powierzchnia Rochea
spadający na gwiazdę neutronową
Rys. 2. U kład podw ójny HZ H er = H er X-1. G w iazda neutronowa św ie­
cąca w X obiega HZ H er raz na 1,7 dnia a oprócz tego obraca się raz
na 1,24 sekundy.
gwiazda
n e u tro n o w a
linie
dipolowego
pola
magnetycznego
Rys. 3. Schem at pow staw ania prom ieniow ania X w w yniku spadku m a­
terii na gwiazdę neutronową.
Podobnym p u lsarem , rentgenowskim jest Cen X-3 zidentyfi­
kowany z gw iazdą zmienną w dziedzinie optycznej przez pol­
skiego astronoma Wojciecha K r z e m i ń s k i e g o . Okres pulsacji Cen X-3 wynosi 4,8 sek. a okres orbitalny (okres zaćmień
w X) 2,1 dnia.
102
UR A N IA
4/1977
2) Cyg X-1, „kandydat” na czarną dziurą
Obiektem, na który spada m ateria i który świeci w promie­
niach X, może być też czarna dziura a dokładniej m ateria tuż
obok niej tworząca rodzaj dysku. Z samej czarnej dziury nie
możemy bowiem otrzymać żadnego promieniowania. Taka sy­
tuacja jest najprawdopodobniej w Cyg X-1, który jest tow arzy­
szem „norm alnej” gwiazdy HDE 226868. Rejon em itujący pro­
mieniowanie X jest w tym układzie podwójnym znacznie
mniejszy niż w innych źródłach, a z różnych obserwacji w yni­
ka, że obiekt zw arty ma masę większą niż 5 mas Słońca. Wy­
daje się, że tw ór masywny i zw arty musi pod wpływem własnej
graw itacji kurczyć się i zapadać aż do stanu czarnej dziury.
3) M XB 1730-335, „miotacz” promieniowania X , burster
Źródła intensywnych wybuchów X były odkryte w 1975 r. Wie­
lu obserwatorów zauważyło nagłe, powtarzające się wybuchy
w źródle w Skorpionie, prawie dokładnie w Centrum Galaktyki.
Nazwa tego pierwszego burstera MXB 1730-335 była nadana
przez grupę naukowców z Massachusetts Institute of Techno­
logy MIT (Stąd M); num er odpowiada z grubsza oszacowanej
rektascencji i deklinacji źródła. W dosłownym tłumaczeniu
burster oznacza coś co wybucha, „wybuchacz”. MXB 1730-335
zmienia się w kilku różnych skalach czasowych: pojedyncze
wybuchy narastają do prawie jednorodnego maksimum jasności
w czasie krótszym od 1 sek i trw ają od kilku do 100 sek; od­
stęp między wybuchami waha się od kilku sekund do kilku
m inut; taki okres aktywności burstera, obserwuje się przez
kilka tygodni, następnie burster gaśnie, by znów za kilka ty ­
godni zapalić się.
Charakterystyczną cechą wybuchów jest to, że m ają one
różne energie, przy czym im dłużej czekaliśmy na wybuch, tym
ta energia jest większa. Ta prawidłowość znalazła w ytłum a­
czenie w następującym modelu burstera: gaz z gwiazdy „nor­
m alnej” magazynowany jest blisko składnika świecącego w X
i dopiero gdy jest go dostatecznie dużo, zbiornik „wylewa się”
na gwiazdę neutronową. Oczywiście, im więcej czasu upłynęło
od poprzedniego wybuchu, tym więcej masy się zgromadziło,
zbiornik jest pełniejszy i wybuch będzie jaśniejszy. (Rolę tego
zbiornika odgrywa prawdopodobnie pofałdowana powierzchnia
na granicy magnetosfery gwiazd neutronowej). Regularne, ści­
śle okresowe burstery to takie, w których zbiornik za każdym
4/1977
U R A N IA
103
razem opróżniany jest do końca; we wszystkich innych ener­
gia promieniowania X będzie proporcjonalna do czasu jaki
upłynął od poprzedniego wybuchu. W arto tu dodać że w najsil­
niejszych wybuchach energia ta dochodzi do 1040 erga. Jest to
ilość energii jaką Słońce em ituje w ciągu całego roku!
4) A 0620-00, źródło przemijające, chwilowe
Od jakiegoś czasu obserwuje się także tzw. przem ijające źró­
dło X (ang. transient). Włączają się one na kilka godzin lub
dni. — Nagle w jakimś miejscu na niebie obserwuje się bardzo
silne promieniowanie X a następnie równie nagle ono niknie
(dlatego między innym i tak ważne są satelity mogące szybko
zacząć obserwować w ybrany rejon nieba). Prawdopodobnie pro­
mieniowanie to pochodzi z układów podwójnych, w których
pojawia się krótkotrw ały przepływ masy. Mogą to być np. ukła­
dy z bardzo ekscentryczną orbitą (gdzie tylko przez mały uła­
mek okresu orbitalnego obie gwiazdy są dość blisko by za­
chodził przepływ m atem ) albo układy, w których gwałtowne
wybuchy w atmosferze gwiazdy „norm alnej” powodują zmien­
ny przepływ gazu.
5) Gromada kulista 3U 2131 + 11
Gromady kuliste świecą w X najprawdopodobniej na koszt
znajdujących się w nim układów akreujących masę; można się
spodziewać, że układów podwójnych w gromadach jest wy­
jątkowo dużo.
6) B Cas, pozostałość po gwieździe supernowej
W obiektach tych świeci ekspandująca w przestrzeń międzygwiazdową otoczka wyrzucona przy wybuchu z supernowej.
Jak widać, interesujących obserwacji jest bardzo dużo. A po­
za tym swą popularność astronomia X zawdzięcza także temu,
że oczekuje się, iż udzieli ona odpowiedzi na wiele pytań. Na
przykład, dzięki badaniom własności obiektów zw artych astro­
nomia rentgenowska może mieć znaczną i decydującą rolę
w zrozumieniu końcowych stadiów ewolucji gwiazd. Może się
też przyczynić do rozwoju teorii m aterii supergęstej. Po prostu
z w yjątkiem czarnej dziury, której nieobserwowalne w nętrze
może być dowolnie ściśnięte, w ydaje się, że gwiazdy neutrono­
we są najbardziej skondensowaną materią. Składa się ona nie-
104
URANIA
4/1977
mai wyłącznie z neutronów ściśniętych do gęstości 1015 g em3 co
powoduje, że cała gwiazda o masie rzędu masy Słońca ma pro­
mień zaledwie około 10 km. Nie wiadomo do tej pory jak za­
chowuje się m ateria aż tak gęsta, jakie jest jej równanie stanu
(zależność ciśnienia od gęstości). Różne dotychczasowe teorie,
dające różne rów nania stanu, przewidują, że maksymalna masa
gwiazdy neutronowej nie powinna przekraczać 1,6 masy Słońca.
Pomiar więc tej masy jest bardzo ważnym testem dla teorii
materii supergęstej. Dzięki temu, że świecące w promieniach X
gwiazdy neutronowe są składnikami układów podwójnych, uda­
ło się ostatnio wyznaczyć masy dwu takich gwiazd: masa źró­
dła Her X-1 jest równa 1,3 ± 0,1 masy Słońca, masa źródła
Vela X-1 1,6 ± 0,3 masy Słońca. O ile dalsze pomiary pokażą,
że masa Veli jest faktycznie większa od 1,6 to trzeba będzie
poszukać nowego równania stanu. Od astronomii X oczekuje
się także, iż pomoże zbadać w arunki panujące w przestrzeni
międzygwiazdowej i międzygalaktycznej (skład chemiczny, tem ­
peraturę, gęstość), rozstrzygnąć, czy istnieją czarne dziury.
Dzięki temu, że istnieje korelacja między jasnością w promie­
niach X a param etram i gromady galaktyk, jest też nadzieja,
że astronomia rentgenowska pozwoli zrozumieć, jaki jest roz­
kład m aterii we Wszechświecie, a naw et stwierdzić, czy Wszech­
świat jest otw arty albo zamknięty.
Kto wie — może nasza „solenizantka” zdoła odpowiedzieć na
te pytania zanim osiągnie pełnoletność?
L O N G IN G Ł A D Y S Z E W S K I — Lublin
RADIOTELESKOP DO AMATORSKICH REJESTRACJI PRO­
MIENIOWANIA RADIOWEGO SŁOŃCA
W październiku 1975 roku został uruchomiony w Instytucie Fi­
zyki U M C S w Lublinie radioteleskop przeznaczony do celów
dydaktycznych, dla studentów kierunku fizyki Uniwersytetu.
Teleskop jest również udostępniony członkom oddziału lubel­
skiego PTMA.
P o d s t a w owe
dane
i konstrukcja
przyrządu
Radioteleskop zaopatrzony jest w antenę tzw. „długą Yagi”
(1) obliczoną dla częstości 104 MHz. Elementy anteny (reflektor,
dipol pętlowy i 5 direktorów) wykonane są z rurki miedzianej
4/1977
URANIA
105
o średnicy zewnętrznej 8 mm. A ntena jest umocowana przegu­
bowo na obrotowym maszcie i może być kierowana na dowolny
obszar nieba. Elementy anteny są ustawione poziomo. Zysk
anteny jest rzędu 10 dB. Ze względu na szeroką charakterysty­
kę kierunkowości anteny, można w trakcie całodziennej reje­
stracji pozostawić antenę nieruchomą w płaszczyźnie południka.
Rys. 1. Schemat blokowy radioteleskopu. Przyjęte oznaczenia: A — an­
tena „długa Y agi”, Transformator antenowy dopasowujący, K — kontaktron, O — odbiornik, D — detektor liniow y, Ak — wzm acniacz czę­
stości akustycznych, Gł — głośnik, RC — obwód całkujący, D C —-wzm a­
cniacz napięć stałych (wolnozmiennych), DN — kompensujący dekadowy
dzielnik napięcia, R — rejestrator, U — napięcie odkładane na osi Y
krzywej cechowania (rys. 2).
Sygnał z anteny przekazywany jest do odbiornika za pomocą
linii dwuprzewodowej typu telewizyjnego zakończonej trans­
formatorem umożliwiającym połączenie z wejściem niesyme­
trycznym odbiornika (opór wejściowy 50 omów). Transform ator
pochodzi z dostępnego w handlu tzw. „sznura telewizyjnego”.
Na wejściu odbiornika znajduje się kontaktron odłączający co
około 5 min., na przeciąg czasu 0,5 min. antenę od odbiornika.
Kontaktron uruchomiany jest za pomocą niesymetrycznego
m ultiw ibratora tranzystorowego. W momencie odłączenia ante­
ny samopis umieszczony na wyjściu radioteleskopu rejestruje
szumy własne odbiornika skompensowane częściowo przy po­
mocy baterii i dzielnika napięcia DN (rys. 1), kreśląc poziom
„zerowy” sygnału. Od tego poziomu mierzy się na taśm ie samopisu wielkość zarejestrowanego sygnału.
Odbiornik jest superheterodyną o pojedynczej przemianie
częstości z klasycznymi stopniami: wysokiej częstości (tranzy­
stor BF 180), mieszacza, wzmacniacza pośredniej częstości,
106
URANIA
4/1977
detektora liniowego i wzmacniacza napięcia wolnozmiennego
(oznacz, na rys. 1 jako DC). Pasmo przenoszonych częstości w y­
nosi 100 kHz. Między wyjściem wzmacniacza a samopisem
umieszczono obwód całkujący o stałej czasowej 1 sek. oraz
układ kompensacji szumów własnych odbiornika złożony
Rys. 2. Krzywa cechowania radioteleskopu w jednostkach kT0 i odpo­
wiadających jednostkach strum ienia s. u. Na osi Y odłożono napięcie
z detektora diodowego po kompensacji.
z ogniwa 1,5 V i dzielnika napięcia DN. Samopis typu Zeiss
G1B1 pracuje przeważnie przy czułości 100 mV na całą skalę
i szybkości przesuwu taśm y 12 cm/h. Współczynnik wzmocnie­
nia napięciowego wynosi 120 dB. Poziom szumów własnych od­
biornika odniesiony do jego wejścia wynosi 0,6 u V.
Oceniając zysk anteny, jej powierzchnię skuteczną, straty
w linii przesyłowej, przy pomocy generatora szumów wycechowano radioteleskop przyporządkowując mocy szumów genera­
tora (a zatem wychyleniu pióra samopisu) gęstość strum ienia
promieniowania radiowego Słońca:
1 kT0 = 100 s.u. (1 s.u. = 10-22 W /m2Hz)
M inimalna gęstość rejestrowanego strum ienia jest rzędu 20
s.u. i jest raczej określona poziomem zakłóceń przemysłowych
w miejscu zainstalowania (11 piętro budynku w centrum mia­
sta) a nie fluktuacjam i wzmocnienia odbiornika i niestałością
zera wzmacniacza.
4/1977
URANIA
107
Podczas przeszło rocznej eksploatacji radioteleskopu zareje­
strow ano szereg tzw. zjaw isk niezw ykłych (2). Czułość układu
je st zbyt m ała by m ożna było rejestrow ać stru m ień Słońca spo­
kojnego na tej długości fali (SQ = 3 s.u.). Identyfikacji poszcze­
gólnych rodzajów zjaw isk niezw ykłych dokonano na podstaw ie
opisu zamieszczonego w a rty k u le K. Borkowskiego w Postępach
A stronom ii (3). oraz com iesięcznych raportów z radiow ych ob­
serw acji Słońca przeprow adzonych na częstości 127 MHz przez
radioastronom ów toruńskich. W ypada podkreślić, że zapisy
silniejszych zjaw isk niezw ykłych są ta k w yraźne, że id en ty fi­
kacja poszczególnych m aksim ów jest zw ykle przeprow adzana
Rys. 3.
ziomej
prosty,
m ow a,
P rz y k ład y uzyskanych zapisów zjaw isk niezw ykłych. N a osi po­
zaznaczono czas śro d kow o-europejski. 17.1.1976 — 5S — w ybuch
am p litu d a w iększa od 400 s. u., 19.1.1876 — 43NS — b u rza szu­
am p litu d a w m aksim um około 300 s. u.
108
UR A N IA
4/1977
przed otrzymaniem raportu o aktywności Słońca na częstości
127 MHz.
Dla zilustrowania kilku typów zjawisk niezwykłych podane
zostały obok fotografie taśm samopisu z dokonanymi zapi­
sami.
Wnioski
Przeprowadzone w Lublinie obserwacje radiowego promienio­
wania Słońca wskazują, że w ograniczonych warunkach am a­
torskich można zbudować w pełni spraw ny radioteleskop. Jego
wadą jest niska czułość związana z niewielką szerokością pa­
sma wzmacnianych częstości i małą powierzchnią skuteczną
anteny.
A utor zdaje sobie doskonale sprawę z faktu, że w arunki kon­
struow ania aparatury na terenie Instytutu Fizyki Uniwersytetu
znacznie różnią się od przeciętnych warunków pracy miłośni­
ków astronomii, może jednak z całą odpowiedzialnością stw ier­
dzić, że w grupie osób — entuzjastów radioastronomii, uzupeł­
nionej radioamatorem można zamiar budowy radioteleskopu
w pełni zrealizować.
Jedyną trudność stanowić zapewne będzie zdobycie samo­
pisu. Ten przyrząd można jednak czasami uzyskać z zakładów
(np. cukrowni, elektrowni) wycofujących z eksploatacji prze­
starzałe lecz często w pełni sprawne rejestratory.
Bibliografia
1. J. Bator — Anteny, teoria i praktyka, WKŁ, W arszawa 1974.
2. K. Borkowski — Służba Słońca na falach radiowych w Toruniu,
Urania nr 10, październik 1975.
3. K. Borkow ski — Służba Słońca na częstości 127 MHz w obserwa­
torium toruńskim, Postępy Astronomii, t. X X IV, zesz. 1, str. 15, 1976.
4. J. Dziadosz, A. Kułak — Radioastronomia amatorska, Urania nr 11,
listopad 1973.
T. Z B I G N I E W D W O R A K
—
K raków
ASTROARCHEOLOGIA
Wraz z daleko posuniętą we współczesnej nauce specjalizacją
narasta jednocześnie tendencja do powstawania gatunków in­
terdyscyplinarnych, których zadaniem jest połączenie, odle-
4/1977
URANIA
109
głych często, dziedzin naszego poznania, a to w celu w y jaw ie­
nia ogólnych praw idłow ości rządzących naszym św iatem .
T rend powyższy je st tym bardziej zrozum iały, im bardziej
sobie uśw iadom im y, ja k zbyt dalece posunięta specjalizacja
uniem ożliw ia niekiedy ogarnięcie całokształtu zastanych pro­
blemów.
A stroarcheologia (zwana też archeoastronom ią) pojaw iła się
jako dyscyplina naukow a na sty k u archeologii i astronom ii,
a jej naczelnym zadaniem jest wspom ożenie archeologii i histo­
rii starożytnej przy in te rp re ta c ji przekazów historycznych, b u ­
dowli starożytnych oraz ikonografii i rysunków naskalnych;
przekazów dotyczących zjaw isk rozgryw ających się na sferze
niebieskiej, budow li — jako obserw atoriów astronom icznych
ludów starożytnych, ikonografii zaw ierającej m otyw y lub te ­
m atykę astronom iczną.
P rekursorem astroarcheologii był astronom polski, profesor
M ichał K am ieński, którego epokow a praca o kolejnych poja­
w ieniach się kom ety H alley’a pozwoliła na ustalenie absolutnej
chronologii Starożytnego E giptu i Chin (do roku 1709 p.n.e.).
Również w ustalaniu absolutnej chronologii w ydarzeń rozgry­
w ających się w Starożytności szczególne znaczenie m ają w szel­
kiego rodzaju przekazy o zaćm ieniach Słońca oBserwowanych
w danej miejscowości. Inform acja taka pozw ala „zlokalizow ać”
w ydarzenie w czasie z dokładnością do jednego dnia! W „K a­
nonie Zaćm ień” astronom a austriackiego T. O ppolzera podane
są d aty w szystkich zaćm ień Słońca i K siężyca na przeciągu
czasu od roku 1207 p.n.e. do 2162 n.e.
Do zadań astroarcheologii należy także określenie, kiedy n a j­
praw dopodobniej człowiek zaczął się interesow ać zjaw iskam i na
sferze niebieskiej w sensie poznaw czym i praktycznym — idzie
więc o pradzieje astronom ii, o jej niepisaną jeszcze historię,
k tórą w yprow adzić m ożna z pew nych danych obserw acyjnych,
bądź też z zachow anych rysunków naskalnych i innych.
W ydaje się wysoce m ożliw e — ja k to w idzi M. M azur — że
pierwsze, świadom e zainteresow anie się zjaw iskam i astrono­
m icznym i odnieść należy aż do dw unastego tysiąclecia przed
naszą erą. W tym czasie lodowiec pokryw ał jeszcze całą północ­
n ą E uropę aż po tery to riu m Polski w łącznie (koniec zlodow a­
cenia bałtyckiego albo W urm III). S ahara natom iast przedsta­
w iała się jako krain a bujnej zieleni — jej rozległe saw anny
zam ieszkiw ał człowiek „sah ary jsk i”. P atrząc nocą na w ygw ież­
dżone niebo m ógł zauważyć, że jed n a z trzech najjaśniejszych
gwiazd jego nieboskłonu zajm uje stale jedno i to samo położę-
110
URANIA
4/1977
nie: „w isi” znieruchom iałe nad północnym w idnokręgiem , pod­
czas gdy inne gw iazdy zataczają łuki na sferze niebieskiej od
wschodu do zachodu. Tą gw iazdą polarną sprzed 14000 lat była
Wega. Jej niezm ienne położenie na sferze niebieskiej m usiało
w zbudzić zainteresow anie, co dało następnie początek wiedzy
astronom icznej — n ajp ierw w fazie jeszcze nieokrzepłej, u st­
nych przekazów — i dopiero kiedy człowiek „sah ary jsk i” opu­
ścił pustynniejące tery to riu m Sahary, przestał koczować, osiadł
nad brzegam i Nilu, w ted y nastąpił ów nagły i po dziś dzień b u ­
dzący niejakie zdziw ienie rozwój astronom ii „na pustym m iej­
scu — z niczego” . J a k to z niczego? A kilka tysięcy lat u p ra ­
w iania astronom ii w form ie ustnych przekazów , rysunków n a­
skalnych, trad y cji? To m a być „nic”, czyżby? Nie wolno tracić
z pola w idzenia faktu, że ludy nie znające pism a posiadają fe­
nom enalną pam ięć i szczególny dar do przekazyw ania z pokole­
nia na pokolenie życiowo niezbędnej inform acji, w tym przy­
padku wiadom ości z „przedastronom ii p rak ty czn ej” pozw alają­
cej ludom koczowniczym na śm iałe poruszanie się w teren ie
i organizow anie w y p raw na ogrom ne niekiedy odległości.
Nie m ożna jed n ak w ykluczyć, że już człowiek krom anioński
zainteresow ał się bliżej kopułą niebios n ak ry w ającą dany m u
obszar ziem i. Z obserw acji radioastronom icznych w ynika bo­
wiem., że około 20000 lat tem u mógł nastąpić w bliskim sąsiedz­
tw ie Słońca (w odległości niespełna 100 lat św ietlnych) w ybuch
gw iazdy supernow ej. Człowiek krom anioński zainteresow ał się
zapew ne (i chyba nie m niej przeraził) tajem niczym , now ym ja ­
snym obiektem na niebie — w m aksim um blasku hipotetyczna
supernow a byłaby praw ie 100 razy jaśniejsza od Księżyca
w pełni, osiągając jasność w idom ą ok. —17 wlk. gw. B yłaby
więc doskonale w idoczna nie tylko w nocy, lecz rów nież w cią­
gu dnia. Taki fenom en kosm iczny mógł skłonić człowieka p ier­
w otnego do baczniejszego śledzenia zjaw isk rozgryw ających się
na sferze niebieskiej. W ostatnich latach pracow nik harv ard zkiego M uzeum Archeologii i Etnologii im. Peabody, A. M arshak,
zinterpretow ał niektóre, ry te ok. 30 tysiącleci p.n.e. przez czło­
w ieka pierw otnego znaki n a kam ieniach i na kości jako sym ­
bole zm ian faz Księżyca!
Pierw szy jak dotąd, znany przekaz historyczny św iadczący
o znacznej w iedzy astronom icznej w zam ierzchłych czasach po­
chodzi z 3379 roku przed naszą erą i dotyczy zaćm ienia K się­
życa zarejestrow anego w kronikach starożytnych Majów!
Innym zadaniem astroarcheologii jest próba in terp retacji
przeznaczenia niektórych budow li starożytnych jako obserw a-
4/1977
URANIA
111
toriów astronomicznych. Odnosi się to zarówno do piram id Sta­
rego i Nowego Świata, jak i do megalitycznych budowli neolitu.
O piram idach i zikkuratach napisano już wiele; poświęćmy więc
uwagę budowlom megalitycznym Europy, spośród których naj­
lepiej zbadane są kręgi kamienne w Stonehenge (Anglia) i aleje
menhirów w Carnac (Francja). Pochodzą one sprzed ponad 4000
lat i są, według A. Thoma *) oraz G. Hawkinsa **) i F. Hoyle’a,
obserwatoriami astronomicznymi kamiennego wieku. Budowle
te przeznaczone były głównie do śledzenia ruchu Słońca i Księ­
życa, a dokładność, jaką uzyskiwano w owych — jakoby prym i­
tywnych — obserwatoriach, jest w prost niewiarygodna. Jak
twierdzi A. Thom ***), astronomowie neolitu znali nie tylko zja­
wisko precesji, ale również zjawisko nutacji, o którym — po
upadku wczesnego stadium cywilizacji — następne pokolenia
całkowicie i tak dalece zapomniały, że nutacja została ponownie
odkryta dopiero w XVI wieku przez sławnego astronoma Tycho
de Brahe.
Również wiele spośród zabytków prekolumbijskich, znajdu­
jących się głównie na terenie Ameryki Środkowej, jest trakto­
wane jako analogiczne do megalitów europejskich obserwa­
toria starożytnych Indian. Są to nie tylko znane, słynne piram i­
dy Majów, budowle Azteków i Inków, lecz także — i co n aj­
ważniejsze — wcześniejsze obiekty wznoszone przez Indian za­
mieszkujących południowy zachód (Indianie Pueblo) i część
środkową obecnych Stanów Zjednoczonych. Zaliczane są do
nich m. in.: tzw. „an American Woodhenge” w miejscowości
Cahioka, kręgi w Chaco Canyon i wreszcie tzw. Casa Grande
(Wielki Dom) należący do Indian Hohokam ****).
Także w Polsce podjęto próbę interpretacji stanowiska mega­
litycznego w Odrach jako obserwatorium astronomicznego
epoki neolitu na Ziemiach Polskich. Prace te nie zostały jeszcze
zakończone i ostateczne wyniki będą ogłoszone później.
Nie można wreszcie nie wspomnieć o przesławnej zagadce
legendarnej Atlantydy, o istnienie której spór trw a już praw ie
2500 lat. I w tym przypadku metody astroarcheologii mogą być
wielce użyteczne — mogą dać pośredni dowód na korzyść hipo­
tezy istnienia zaginionego, tajemniczego lądu na Oceanie A tlan­
tyckim. Zainteresowanych odsyłam do kapitalnej książki L. Zaj*) A. Thom „Megalithic Sites in Britain”.
**) G. Hawkins „Stonehenge Decoded”, „Beyond Stonehenge”.
***) A. Thom „Megalithic Lunar O bservatories”.
****) Zob. R. D. Hicks III „Astronomy in the A ncient Am erica”, Sky
and Telescope No. 6, 1976.
112
URANIA
4/1977
dlera „Atlantyda”, w której przedstawione są pewne próby
stosowania metod astroarcheologii, zwłaszcza przy omawianiu
kwestii zatonięcia Atlantydy.
Zrekapitulujemy raz jeszcze poruszone wyżej zagadnienia:
właściwa interpretacja, w oparciu o dane astronomiczne, prze­
kazów historycznych i znalezisk archeologicznych może walnie
dopomóc w rozwikłaniu niejednej zagadki przeszłości bez ucie­
kania się do hipotezy ingerencji istot pozaziemskich, jak to su­
geruje Erich von Daniken.
S T A N IS Ł A W W R O N A — C zęsto ch o w a
R O M A N S N O P K O W S K l — K rak ów
CZY W SZECHŚW IAT M OŻE BYĆ SYM ETRYCZN Y?
Zanim spróbujemy udzielić odpowiedzi na pytanie postawione w tytule,
musimy przede wszystkim wyjaśnić, o jakiego rodzaju symetrii będzie­
my mówili.
Wiadomo, że w kosmologii rozpatruje się całe klasy modeli sy­
metrycznych, a wśród nich „bardzo przyzwoite” modele środkowo-symetryczne. My zajmiemy się jednak innego rodzaju symetrią,
a mianowicie symetrią własności fizycznych. Konkretnie zastanowimy
się, czy mogą być obszary Wszechświata zbudowane z antymaterii i czy
obserwacyjnie możemy to stwierdzić. Mimo, że przedstawiany model
nie ma nic wspólnego z teorią „wielkiego wybuchu”, to jednak na jego
podstawie da się również wytłumaczyć (na razie tylko jakościowo) wiele
obserwowanych w kosmosie zjawisk, w tym również promieniowanie
„reliktowe”. Obecnie podejmiemy próbę wyjaśnienia tego, jak model
jest skonstruowany, zostawiając na kiedy indziej sprawę jego zgodności
z obserwacją.
Zacznijmy od określenia antymaterii. Aby to ściśle zrobić, musieli­
byśmy wprowadzić tzw. liczby kwantowe i za ich pomocą scharaktery­
zować cząstki oraz ich przeciwieństwo — antycząstki. Zadowolimy się
jednak prostszym określeniem antymaterii. Przez antymaterię będziemy
rozumieli substancję zbudowaną z antyatomów, których jądra składają
się z antyprotonów (cząstek o masach równych masom protonów, lecz
0 przeciwnych ładunkach elektrycznych i spinach) i antyneutronów
(będących podobnie jak neutrony cząstkami obojętnymi elektrycznie
1 charakteryzującymi się przeciwnym niż neutrony spinem), dookoła
których to jąder „krążą” pozytony (antyelektrony).
Tak przedstawiałby się obraz antymaterii w świetle modelu atomu
Bohra. Wyjaśnijmy jeszcze , że spin cząstki elementarnej jest odpowied­
nikiem momentu pędu nienaładowanego obracającego się ciała. Należy
również zwrócić uwagę na fakt, że masy odpowiadających sobie czą­
stek i antycząstek są równe, a co za tym idzie — są sobie równe rów­
nież masy odpowiednich substancji np. wodoru i antywodoru. Z do­
świadczeń przeprowadzonych w ramach fizyki jądrowej wiadomo, że
„bezkolizyjne” współistnienie materii i antymaterii jest możliwe do­
póty, dopóki nie dojdzie do ich zetknięcia, w przypadku którego na-
4,1977
URANIA
113
stę p u je a n ih ila cja zw iązana ze zam ianą m asy na energię. Jeżeli założy­
my, że w pew nym okresie h isto rii W szechśw iata m ieszanina m a terii
i a n ty m a te rii w postaci protonów i anty p ro to n ó w w y p ełn iała dostatecz­
nie duży obszar, pow iedzm y o pro m ien iu ok. 1012 la t św ietlnych, to
ja sn e się stanie, że zderzenia cząstek i an ty cząstek były w ów czas bardzo
m ało praw dopodobne. W tym sta n ie rzeczy je d y n y m i oddziaływ aniam i
ja k im podlegały cząstki i antycząstk i były1 oddziaływ ania graw itacy jn e.
O d działyw ania te, po bardzo długim n aw e t w sk ali kosm osu czasie, do­
prow adzać zaczęły do coraz częstszych zderzeń p ro to n ó w i a n ty p ro ­
tonów , w w yniku czego pow staw ać zaczęły elek tro n y i pozytony oraz
duże ilości energii p rom ienistej. P rocesy te do p ro w ad zają do tego, że
po pew nym czasie isto tn ą rolę zaczyna odgryw ać ciśnienie pro m ien io ­
w ania, k tó re w pew nym m om encie zyskuje przew agę nad d ziałającym i
w przeciw nym k ie ru n k u siłam i g raw itacji. W efekcie dotychczas „za­
p a d a ją c y się” W szechśw iat zaczyna się „rozdym ać”. P rocesow i tem u
może tow arzyszyć pow staw anie lokalnych k o n ce n trac ji m a te rii i a n ty ­
m a terii, a tym sam ym p o w staw anie lokalnych pól g raw itacy jn y ch .
Istn ien ie tych pól pow oduje selekcję cząstek n a dw ie sk ład o w e w arstw y.
W w a rstie bliższej ce n tru m pola znalazłyby się (jako cięższe) p ro to n y
i anty p ro to n y , a w w arstw ie dalszej — elek tro n y i pozytony. Jeżeli
przyjm iem y, że m ieszanina cząstek je st nam agnesow ana, w ów czas chao­
tyczne ich ruchy (cząstki są n aład o w an e elektrycznie) sp ow odują p rze­
pływ p rąd u elektrycznego. P ow stanie p rą d u u p o rzą d k u je ru c h cząstek
w te n sposób, że cząstki p o ruszające się z początku p ro sto p ad le do k ie ­
ru n k u pola m agnetycznego będą się te ra z p oru szały po o rb ita ch koło­
w ych, a cząstki poru szające się rów nolegle do k ie ru n k u lin ii sił tego
pola będą się n a d a l poruszały ta k sam o. W p rzew ażającej zaś liczbie
przypadków cząstki będą się poruszały po spiralach , k tó ry ch sk rętn o ść
zależy od ła d u n k u cząstki, a ich średnica je st ty m w iększa, im w iększa
je st energia cząstki. P oniew aż znaki ła d u n k ó w elek tro n ó w i protonów
są różne, zatem pow inny się one poruszać w przeciw nych k ieru n k ach .
A nalogicznie p rze d staw ia się sp ra w a z an ty p ro to n am i i pozytonam i.
W te n sposób istn ien ie pola g raw itacyjnego i m agnetycznego mogło
doprow adzić do lokalnego rozdzielenia się m a te rii i an ty m aterii. P o ­
w yższa k o n cep cja p row adzi do w niosku, że p atrz ąc n a niebo w idzim y
oprócz „zw ykłych” obiektów kosm icznych rów nież in n e — zbudow ane
z an ty m aterii.
O becnie sp ró b u jem y odpow iedzieć na pytan ie: czy istn ieje m ożli­
wość odróżnienia obiektów zbudow anych z m a te rii od obiektów zb u ­
dow anych z an ty m aterii?
Z w róćm y p ie rw uw agę na istotny problem z tą odpow iedzią zw ią­
zany a dotyczący m ożliw ości odróżnienia tego co x „p raw e” od tego co
„lew e”. O tóż okazuje się, że do nied aw n a sąsiad a z in n ej p la n e ty nie
p o trafilib y śm y bez użycia o brazu poinform ow ać, k tó ra nasza rę k a je st
p raw ą, a k tó ra lew ą. Z agadnienie to je st zw iązane z sy m etrią w ielu
p ra w fizyki. P ro b lem te n został rozstrzygnięty w la tach pięćdziesiątych
n. stu lecia i w iąże się z o dkryciem cząstek elem en tarn y ch : m ezonu t
i m ezonu 0 . O kazało się, że m ezon x rozpada się n a trz y m ezony jt,
a m ezon 0 na dw a m ezony j i . N ajciekaw szą rzeczą je st je d n a k to, że
m ezon t nie różni się żadną m ie rzaln ą cechą od m ezonu 0 . W obec tego
f a k tu zdrow y rozsądek każe m niem ać, że m am y do czynienia nie z d w ie­
m a różnym i cząstkam i t i 0 , lecz z jed n ą cząstką, k tó ra rozp ad a się
raz w taki, a raz w in n y sposób. D opuszczając m ożliw ość takiego dw o-
114
URANIA
4/1977
istego zachowania się cząstki, fizycy Lee i Yang zaproponowali do­
świadczenie, w którym użyto bardzo silnego magnesu w pomieszcze­
niu o bardzo niskiej temperaturze, między biegunami którego umie­
szczono izotop kobaltu eoCo. W opisanych warunkach wszystkie atomy
kobaltu ustawiają się jednakowo oraz rozpadają się, em itując elektro­
ny, z których -większa ilość (!) zmierza w kierunku południowego bie­
guna magnesu. Zauważmy, że dopiero to doświadczenie pozwala w ode­
rw aniu od w arunków ziemskich odróżnić bieguny magnesu. Jeżeli nasz
sąsiad z innej planety będzie dysponował jeszcze przewodnikiem, przez
który płynie prąd, to możemy powiedzieć mu, aby pod tym przewodni­
kiem ustawił igłę magnetyczną, a na podstawie jej wychylenia łatwo
już ustali (znając fizykę w zakresie szkoły podstawowej), która strona
jest prawa, a która lewa. Doświadczenia przeprowadzone nad rozpa­
dami, iw których zamiast elektronów pojawiły się pozytony, potwierdza­
ją w yniki przeprowadzone w doświadczeniu z kobaltem.
Wyobraźmy sobie teraz, że budujem y dwa zegary, z których jeden
działa w oparciu o zliczanie elektronów biegnących w kierunku połud­
niowego bieguna magnesu, a drugi — w kierunku przeciwnym. Otrzy­
mamy dwa zegary, z których jeden będzie chodził szybciej od drugiego.
Podobne zegary możemy zbudować z antymaterii, zegary te będą dzia­
łały w oparciu o zliczanie pozytonów. Ze względu na przeciwne w ła­
sności fizyczne cząstek i antycząstek, zegar zbudowany z materii i opar­
ty na zliczaniu elektronów wychodzących w kierunku bieguna połud­
niowego będzie szybkością chodu odpowiadał zegarowi zbudowanemu
z antymaterii i działającemu w oparciu o zliczanie antycząstek biegną­
cych w kierunku bieguna północnego. Reasumując — zegar „lewy” zbu­
dowany z materii będzie odpowiadał zegarowi „prawemu” zbudowa­
nemu z antymaterii, i odwrotnie. Na przykładzie zegarów zauważamy,
że materia „prawa” i antymateria „lewa” są symetryczne, podobnie jak
materia „lewa” i antymateria „prawa”.
Po dokonaniu tej krótkiej wycieczki w świat mikrokosmosu możemy
ju ż odpowiedzieć na pytanie, czy na podstawie obserwacji astronomicz­
nych da się odróżnić obiekty zbudowane ze „zwykłej” materii od obiek­
tów zbudowanych z antymaterii.
Otóż ze względu na wspomniane symetrie nigdy nie można być pew­
nym, czy obserwujemy „lewą” gwiazdę, czy też „praw ą” antygwiazdę.
Co najwyżej na podstawie obserwowanej anibilacji możemy powiedzieć,
że mamy do czynienia z obiektami symetrycznymi, z tym, że nie bę­
dziemy wiedzieli który jest który. Stwierdzenie, czy mamy do czynie­
nia z ciałem, czy też antyciałem niebieskim jest możliwe tylko w wy­
niku bezpośredniego kontaktu, który — jak wiadomo — prowadzi do
anihilacji.
Stąd wniosek, że lepiej nie lądować na planecie o nieznanych w ła­
snościach, lecz wysłać jakikolw iek obiekt materialny i zobaczyć z bez­
piecznej odległości, co się z nim stanie.
Zainteresowanym tą problematyką polecić można:
1. Pięćdziesiąty drugi wykład Feynmana (Wykłady Feynmana z fi­
zyki, t. 1, cz. 2. PW N Warszawa 1974).
2. Zwierciadlany Wszcchświat M artina Gardnera, PW N Warszawa
1969.
3. Kosmologia i antymateria Hannesa Alfvena, PW N Warszawa 1933.
-1 1977
URANIA
115
KRONIKA
Niektóro osiągn ięcia polskich astron om ów w 1976 roku
Do najw yb itn iejszy ch osiągnięć astro n o m ii nie ty lk o polskiej u zy sk a­
n ych w ubiegłym roku należy odkrycie doc. d r W ojciecha K r z e m i ń ­
s k i e g o (W arszaw a), że gw iazda zm ienna UU Sge je st ją d re m m g ła­
w icy p la n e ta rn e j Abell-63. W stępna analiza bogatego m a te ria łu o b ser­
w acyjnego zebranego iprzez odkryw cę w ykazała, że je st to gw iazda
p odw ójna zaćm ieniow a o okresie zm ian b la sk u 11 godzin. O dkrycie to
stanow i o b serw acyjne p o tw ierdzenie teoretycznych przew id y w ań prof,
dr B ohdana P a c z y ń s k i e g o (W arszaw a), k tó ry opracow ał jakościow y
m odel u k ła d u podw ójnego ze w spólną otoczką. W tra k c ie ew olucji ta ­
kiego u k ła d u dochodzi do u tra ty otoczki w postaci m gław icy p la n e­
ta rn e j, przy czym ją d ro ta k ie j m gław icy w inno być k ró tk o o k reso w ą
gw iazdą podw ójną.
W zak resie prac teoretycznych dotyczących m odelow ania ew o lu cji
układów podw ójnych oraz w ew nętrznej budow y gw iazd odnotow ać w a r­
to opracow anie przez prof, d r Józefa S m a k a (W arszaw a) m odelu
gw iazdy podw ójnej U Gem ; d y skusję d r Ja n u sza Z i ó ł k o w s k i e g o
(W arszaw a) pochodzenia i obecnego sta n u ew olucyjnego G w iazdy K rze­
m ińskiego oraz stw orzenie m odelu m asyw nych uk ład ó w podw ójnych
zaw ierających źródła prom ieniow ania rentgenow skiego; obliczenia m o­
delow e prof. P aczyńskiego dotyczące ew olucji gw iazd z n iestab iln y m
p aleniem w odoru lub helu w cienkiej w arstw ie; a ta k że o pracow anie
przez d r A nnę Ż y t k o w (W arszaw a) m odeli czerw onych olbrzym ów
i nadolbrzym ów z ją d re m zbudow anym z gazu neutronow ego.
D r W ojciech D z i e m b o w s k i (W arszaw a) w ykonał pracę pośw ię­
coną białym karło m typu DA, k tó re c h a ra k te ry z u ją się zm ianam i b la ­
sku opisyw anym i jak o zjaw isko w ielookresow e, z typow ym i okresam i
rzędu 3—15 m inut. Za pomocą obliczeń num erycznych pokazał, że w od­
pow iednim przedziale te m p e ra tu r działa m echanizm w zbudzania p u lsacji n ierad ialn y ch zw iązany z w ystępow aniem w a rstw y częściow ej jo ­
nizacji helu, k tó ry m oże tłum aczyć obserw ow ane zm iany blasku.
W w yniku analizy bogatego m a te ria łu obserw acyjnego dotyczącego
w idm dużej i średniej d y sp ersji gw iazd nadolb rzy m ó w k las F i G ze­
b ranego w latach 1969—1970 i 1975 w K anadzie, d r J a n S m o l i ń s k i
(Toruń) u stalił, że n ie k tó re nadolbrzym y w y k azu ją sporadyczne lub
cykliczne zm iany w idm ow e polegające na rozszczepieniu n iek tó ry ch
linii oraz p o jaw ian iu się skład n ik ó w em isyjnych w lin iach w odoru,
a tak że linii zabronionych. Z m iany te zostały z in terp reto w a n e w y rz u ­
tem m a te rii z gw iazd spow odow anym praw dopodobnie obecnością to w a ­
rzysza. D r S m oliński o dkrył ponadto prom ien io w an ie rad io w e dwóch
spośród b adanych nadolbrzym ów . Na podstaw ie ty ch danych sk o n ­
stru o w ał przybliżony m odel n ad o lb rzy m a HD 217476, k tó ry w ykazyw ał
szczególnie silne zm iany w idm ow e, oraz m odel gw iazdy ze stały m w y ­
pływ em m a te rii oraz sporadycznym w ypływ em w ybuchow ym , w y zn a­
czając prędkości w ypływ u i w y rzu tu m a te rii o raz p a ra m e try fizycz­
ne otoczek.
A naliza w idm 20 gw iazd w dużej d y sp e rsji p o tw ierd ziła odkrycie
doc. dr R oberta G ł ę b o c k i e g o (G dańsk) i doc. d r A ntoniego S t aw i k o w s k i e g o (Toruń) silnej k o relacji pom iędzy p o ten cjałem w zbu­
dzenia danej lin ii w idm ow ej i prędkością ra d ia ln ą w y n ik ającą z obser-
116
URANIA
4/1977
w ow ania długości fa li tej linii. Z astosow anie opisu m odelow ego pozw o­
liło doc. S taw ikow skiem u na w yciągnięcie w niosków n a te m a t ilościo­
wego opisu niejednorodności te m p eratu ro w y c h w atm o sferach gwiazd.
In te rp re tu ją c przesunięcie linii ru ch a m i konw ekcyjnym i m aterii osza­
cow ał on różnice te m p e ra tu r pom iędzy kolum n am i gazu idącym i ku
górze i w dół, p rzy jm u jąc o kreślone w artości na u łam ek pow ierzchni
gw iazdy objęte ruchem ku górze. O kazuje się, że gw iazdy gorętsze w y ­
k az u ją w iększe różnice te m p e ra tu r niż chłodniejsze.
W celu p rzepro w adzenia analizy przestrzenneg o ro zk ład u p ie rw ia st­
ków w G alaktyce m g r A ndrzej S t r o b e l (Toruń) zestaw ił k atalo g d a­
nych o sk ład zie chem icznym gw iazd o bejm ujący przeszło 1000 obiektów
zbadanych m etodam i analizy w idm ow ej lub w ielo b arw n ej fotom etrii.
W szystkie dotychczas w ym ienione p rac e m iały c h a ra k te r jed y n ie
znaw czy. Do p rac o ch a rak te rz e rów nież u ty lita rn y m zaliczyć m ożna
b ad a n ia aktyw ności Słońca i jego w pływ u na stan jo n o sfery ziem ­
skiej. Szczególnie in te resu ją cy m osiągnięciem w tym zak resie było od­
k ry cie przew idyw anych teoretycznych fa l elek tro staty czn y ch B e rn stei­
na w zbudzanych w n a tu ra ln y sposób w iplazmie jo nosferycznej, co s ta ­
now i dotychczas najw artościow szy re z u lta t polskiego ek sp ery m en tu n a
sa telicie In terk o sm o s-K o p ern ik 500,' którego au to re m był d r J a n H a n a s z (Toruń). P rzep ro w ad zo n a przez d r Z bigniew a K o r d y l e w s k i e g o (W rocław) ze w spółpracow nikam i analiza w idm rentg en o w sk ich
Słońca uzyskanych z sa telitó w In terkosm os 4 i 7 oraz ra k ie ty W e rty k a ł 1, w y k azała szereg osobliw ości nie znajd u jący ch w ytłum aczenia
w ram ach istniejących m odeli prom ieniujących obszarów ak tyw nych
n a Słońcu.
O m ów ione p race w ykonane były w ram a ch m iędzyresortow ego p ro ­
blem u b ad a ń podstaw ow ych „G alaktyki, gw iazdy, U kład Słoneczny”.
N ależy podkreślić, że w iększość w yników , szczególnie obserw acy jn y ch
i pom iarow ych, b y ła m ożliw a do u zyskania dzięki zak ro jo n ej na sze­
roką sk alę w spółpracy m iędzynarodow ej >przy realizacji prac.
K. Z.
OBSERWACJE
K om unikat C en traln ej Sekcji O bserw atorów Słońca n r 1 77
A ktyw ność plam otw órcza Słońca w m iesiącu stycznia 1977 r. była sła­
ba. P row izoryczna śred n ia m iesięczna liczba W olfa za m iesiąc
styczeń 1977 r .................. R = 10,3
W m iesiącu styczniu 1977 r. odnotow ano p o w stan ie 7 g ru p iplam
słonecznych. W szystkie grupy były niew ielkie i należały do nowego
21 cyklu aktyw ności.
Ś rednia m iesięczna konsek u ty w n a liczba W olfa z 13 m iesięcy za m ie­
siąc l i p i e c 1976 r. w yniosła 12,3, czyli nieco się podniosła i p rzy ­
puszczalnie n ad a l będzie w zrastać. O znaczałoby to, że aktyw ność p la ­
m otw órcza Słońca osiągnęła
m inim um w czerw cu 1976 r.
41977
URANIA
117
W artość m inim um w yniosła R min : 12,0.
Ś red n ia roczna w zględna liczba W olfa za 1976 r. w yniosła R =: 12,5.
M inim um obecne je st b. w ysokie i je st najw yższe z dotychczas ob­
serw ow anych od 1755 r.
W n astęp n y ch m iesiącach należy oczekiw ać w zrostu plam otw órczej
aktyw ności Słońca.
Szacunkow a śred n ia m iesięczna pow ierzchni plam za m iesiąc
styczeń 1977 r............... S = 27-10—“
W ykorzystano: 115 obserw acji 19 obserw atoró w w 24 dniach o b ser­
w acyjnych.
D ąbrow a G órnicza, 5 lutego 1977 r.
WACŁAW
SZYMAŃSKI
R aport I 1977 o rad iow ym p rom ien iow an iu Słońca
Ś re d n ia m iesięczna stru m ie n i dziennych —3,8 su (28 dni obserw acji).
Ś rednia m iesięczna w skaźników zm ienności — 0,11.
W ciągu m iesiąca zaobserw ow ano 12 zjaw isk niezw ykłych, z k tó ­
rych n ajciekaw szym był p o ran n y fra g m e n t b u rzy szum ow ej z dnia
14 I. N iektóre „piki” tej b u rzy przekroczyły poziom 200 su p rzy je d n o ­
cześnie niezbyt dużym stru m ie n iu prom ieniow an ia ciągłego (rysunek).
In n e zjaw iska, głów nie 43, 44NS i 40F, w ystąpiły w dniach 4, 5, 12,
17—20, 23 i 28 stycznia.
K A Z I M I E R Z M. B O R K O W S K I
O bserw acje zakryć gw iazd przez K siężyc
Zgodnie z porozum ieniem z re d a k c ją w y daw nictw a PTM A „T he A stro ­
nom ical R e p o rts” w yniki o bserw acji zakryć gw iazd przez Księżyc, jak o
d orobek naukow y członków Polskiego T ow arzy stw a M iłośników A stro ­
nom ii, będą publik o w an e w tym w ydaw nictw ie „in ex ten so ”. W U ranii
118
4/1977
URANIA
zamieścimy jedynie omówienie z podaniem nazwisk obserwatorów.
Zm iana ta jest niewątpliwie korzystna dla obserwatorów, gdyż wyniki
ich pracy dotrą do właściwych instytucji zagranicznych, ponieważ za­
sięg tego pisma jest inny niż Uranii. Na ten temat patrz omówienie
„The Astronomical Reports” w majowym numerze Uranii z 1976 r.
Do czasu uregulowania sprawy publikacji prosimy Obserwatorów
o nadsyłanie wyników — jak dotąd — na adres Redakcji Uranii.
L U D W IK
Z A JD L E R
P O R A D N IK O B S E R W A T O R A
Zastosowanie stopera w służbie czasu miłośnika-obserwatora
Miłośnicy astronomii dość często posługują się stoperem. Niewątpliwie
wpływa na to przekonanie, że dokonują pomiaru czasu w sposób „auto­
matyczny”, bez subiektywnej oceny. W rzeczywistości pomiar czasu
stoperem bywa obarczony szeregiem błędów, z istnienia których często
nie zdają sobie oni sprawy. W swoim czasie („Urania” 1972, nr 2, str.
54— 59) wskazywałem na możliwość użycia stopera przy obserwacjach
zakryć gwiazd przez Księżyc, zaznaczyłem jednak, że nadaje się on
tylko „na początek”, aż do uzyskania wprawy. Zalecałem natomiast po­
sługiwanie się bezpośrednio radiosygnałami czasu, nadawanymi przez
niektóre stacje przez całą dobę. Sygnały czasu ciągłe w postaci im pul­
sów sekundowych z markowaną pełną m inutą spełniają rolę zegara
(dodać należy: dobrego zegara), dostępnego dla każdego posiadacza od­
powiedniego radioodbiornika. Należało tu dodać „odpowiedniego”, po­
nieważ nie każdy odbiornik posiada zakresy, na których nadawane są
te sygnały.
Posługiwanie się sygnałami ciągłymi nie powinno nastręczać nikomu
trudności. „Zegar radiowy” nie ma wprawdzie tarczy i wskazówek, ale
to stanowi w tym przypadku jego zaletę: nie trzeba nań patrzeć, wy­
starczy słuchać i odliczać sekundy, mając resztę uwagi zwróconą na
przebieg obserwowanego zjawiska. Przy wprawie można nie przery­
wając liczenia sekund dokonywać prostszych notatek, a nawet (czego
nie zalecam!) — rozmawiać. Nieco wprawy wymaga oczywiście ocena
ułam ka sekundy. Dobry obserwator z łatwością notuje dziesiąte części,
a niektórzy nawet „połowę dziesiątych” sekundy. Osiąga się to po pew­
nym treningu, jednak wysiłek na ten cel opłaca się, gdyż w yniki po­
m iaru będą dokładniejsze niż przy bezkrytycznym użyciu stopera.
Największą dokładność zapewni oczywiście jedynie chronograf, np.
„elektroniczny rejestrator czasu” pomysłu p. R. Fangora („Urania”
z 1975 r.). Zwracam jednak uwagę, że chronograf jest niezbędny jedy­
nie przy założonej wymaganej dokładności < 0,1 sekundy, natomiast
w przypadkach tych obserwacji wizualnych, w których odgrywa głów­
ną rolę błąd osobowy („refleks” obserwatora), użycie chronografu —
nawet najlepszego — tylko w nieznacznym stopniu wpływa na dokład­
ność pomiaru czasu. Tym niemniej gorąco zalecam amatorom obserwa­
cji zakryć gwiazd przez Księżyc, a w szczególności obserwacji pozy­
cyjnych, skompletowanie choćby urządzenia z magnetofonem, jakim
4 1977
URANIA
11 0
z dobrym w ynikiem posługuje się p. P aw eł T urk o w sk i, a o czym w spo­
m ina p. R om an F angor w poprzednim num erze „U ran ii”.
P o m ija jąc zatem błędy osobow e obserw acji, k tó re w y stę p u ją n ie za­
leżnie od sposobu p om iaru czasu, nie do u nikn ięcia tak że przy użyciu
chronografu, zw rócę tu uw agę na dw a zasadnicze błędy stopera. P rzed
ty m należy pow iedzieć p arę słów o sam ym stoperze.
W p rak ty c e m am y do czynienia z dw om a ty p a m i sto p e ró w m ech a­
nicznych. W jed n y m — z m echanizm em o ru ch u ciągłym — m echanizm
fu n k cjo n u je n ieprzerw anie, ja k w zegarku kieszonkow ym lu b n aręcz­
nym. W chw ili w yw arcia n acisku na urządzen ie u ru ch a m iając e w sk a­
zówkę n a s tę p u je zazębienie się tegoż urządzenia z m echanizm em cho­
du; zatrzy m an ie się w skazów ki n astęp u je przez rozłączenie zazębienia.
Ł atw o dom yśleć się, że m om ent, w k tó ry m w skazów ka rozpoczyna bieg,
nie je st identyczny z m om entem zazębiania a tym b ard ziej — z m o­
m entem w yw arcia palcem n acisku n a głów kę u rząd zen ia u ru c h a m ia ­
jącego. P odobnie je st w chw ili zatrzy m y w an ia sto p era, z ty m że -owe
„opóźnienia” nie m uszą być identyczne. Zależy to m. in. od w zajem n e­
go położenia zazębiających się kół.
W drugim typie stoperów , k tó ry nazw iem y sto p erem o ru ch u p rze­
ry w anym , m echanizm zegarow y je st czynny ty lk o w czasie trw a n ia
pom iaru. U ruch am ian ie sto p era n a s tę p u je przez zw olnienie wzgl. za­
trzy m an ie b alan su zegarka. I tu m usi upłynąć pew ien o dstęp czasu od
chw ili w yw arcia n acisku na głów kę, a zw olnieniem czy też za trzy m a­
niem balansu. I w ty m p rzy p a d k u ow e „opóźnienia” n ie są na ogół
identyczne.
W obu typach sto p e ra w y n ik a stąd błąd, k tó ry nazw iem y b ł ę d e m
s t a ł y m , lub błędem -uruchom ienia. M ożna by go nazw ać ta k że b łę ­
dem „zera” czyli błędem zerow ego w skazania sto p era. B łędem ty m ob­
ciążony je st każdy pom iar czasu d a n y m stoperem , bez w zględu na
długość m ierzonego odstępu czasu. Może on m ieć w arto ści d odatnie
albo ujem ne, zależnie od tego czy „opóźnienie” je st w iększe podczas
zatrzy m y w an ia czy też u ru ch a m ian ia w skazów ki. K ażdy pom ierzony
tym stoperem odstęp je st więc o pew ną w artość za k ró tk i, albo za
długi. Co gorsza, błąd ten — m im o nazw y „stały ” — stały m nie jest,
jego w artość m oże ulegać zm ianom w y nikający m ze sta rz en ia się m e­
chanizm u. N ie zależy n ato m ia st od „re fle k su ” o b serw ato ra, je st w ła­
ściw y d an e m u egzem plarzow i, n aw et nie typow i stopera.
D rugi błąd sto p e ra ;— będziem y go nazyw ać b ł ę d e m p o s t ę p o ­
w y m — w y n ik a stąd, że okres w ahań b alan su n ie je st identyczny
z okresem nom in aln y m , k tó ry w ynosi zw ykle 0,2 s, (w sto p erach z podziałką do 30 s i z działką elem e n ta rn ą 0,1 s, w ynosi 0,1 s). B łąd po­
stępow y o kreślam y słow nie: zeg ar się spieszy lu b późni. B łąd ten m oż­
n a zredukow ać przez odpow iednie doregulow anie za pom ocą tzw. p rzesu w k i reg u lacy jn ej, je d n a k w artość jego je st zm ienna, zależy od te m ­
p e ra tu ry i od położenia zegara (np. tarczą do góry lub głów ką p o k rętła
do góry, w bok itd.), zm ienia się ró w n ież w m iarę ro zk ręcan ia się
sprężyny napędow ej. B łąd postępow y je st system atyczny, lecz o w a r­
tości zm iennej, zależnej od długości m ierzonego odstępu czasu — d la ­
tego w prow adziliśm y t u nazw ę „postępow y”. O jego w arto ści m ożem y
się poinform ow ać m ierząc dostatecznie długi odstęp czasu, np. godziny
(można posłużyć się sygnałam i czasu Polskiego Radia). N ależy tu p am ię­
tać je d n a k o istnieniu rów nież błędu „stałego”, k tó reg o w y stępow anie
będzie nam „m ieszać szyki” podczas te j kontroli!
120
URANIA
4/1977
N orm y fabryczne przew id u ją dla stoperów pierw szej k lasy dobow e
u chybienia chodu 20 sekund, co odpow iada ok. 1 sek u n d y w ciągu go­
dziny. D la sto p eró w ty p u „buksiaków ” to le ra n c je fab ry czn e są w y ­
b itn ie wyższe. T rzeba się w ięc liczyć z tym , że n aw et n ajlep sze „doregulow anie” okresu b alan su nie zapew ni po m iaru odstępu około go­
dzinnego lepiej, niż z dokładnością sekundy.
M ożemy tu je d n a k w skazać drogę postępow ania p rzy d a tn ą dla w y ­
k rycia, oceny, a n aw e t p o m ia ru błędów — stałego i postępow ego. Do
tego celu m ożna użyć w zględnie dobrego zegara z w ah ad łem sek u n d o ­
w ym „ty k ają cy m ” co sekundę lub pół sekundy, albo ch ro n o m etru ty p u
okrętow ego („tyka” co pół sekundy), n ajlep iej je d n a k posługiw ać się
ciągłym i sygnałam i czasu. D oskonale do tego celu n ad aw ałb y się ró w ­
nież zegar kw arcow y, ja k ie ostatnio ukazały się w h an d lu , ró w n ież
„ty k ają cy ” co sekundę; ale kto ta k i zegar posiada — nie będzie się za­
p ew ne posługiw ał stoperem .. Chyba, żeby przekonać się o stosow alno­
ści opisyw anej tu m etody.
Będżiem y oba błędy — sta ły i postępow y — w yznaczać jednocześnie.
W tym celu należy stoperem „pom ierzyć” k ilk a k ro tn ie (a to dla w y li­
czenia w artości średniej) kolejno kilka k ró tk ic h odstępów czasu o róż­
nej w artości w granicach do 30 se k u n d (np. odstępy 5, 10, 20 i 30
sekund). S to p er należy u rucham iać i zatrzym yw ać oczyw iście d o k ład ­
n ie z „ty k an ie m ” zegara lub sygnałów . O dnotow ane w skazania sto p era
będą się na ogół nieco różniły od od w arto ści n om inalnych z pow odu
błędów sto p e ra i w w yn ik u błędów przypadkow ych. N astęp n ie po­
stęp u jem y analogicznie „m ierząc” odstępy dłuższe, np. 5, 10, 15 itd. m i­
nutow e. C ała operacja zajm ie nam sporo czasu. N ie w płynie to na
w yniki, jeżeli m am y do czynienia ze stoperem o ru c h u ciągłym , k tó ­
rego spręży n a w ystarcza na w ięcej niż dobę. A le sto p e ry z ruchem
p rzery w an y m m a ją zw ykle kró tszą rezerw ę chodu, zw łaszcza te, k tó re
m a ją b alan s o okresie 0,1 sekundy; w tych przy p ad k ach sprężynę n a­
leży n akręcać częściej. Po naciągnięciu sprężyn y n ależy ją nieco „od­
puścić”, toy w ten sposób stw orzyć dla w szystkich pom iarów m niej
w ięcej je d n o lite w aru n k i.
T eraz w yniki pom iarów (nieuśrednione) należy nanieść na w ykres
w ten sposób, że na osi OX odkładam y odstępy n o m in aln e (tzn. 5, 10,
20, . . . sekundow e i dalej — 5, 10 . . . m inutow e), zaś na osi OY — w a r­
tości n ieu śred n io n e odczytane na podziałce sto p era. P rzez naniesione
p u n k ty prow adzim y linię prostą; trzeba ją będzie zapew ne „w ypośrodk ow ać” je śli rozrzut p u n k tó w je st duży. G dyby w sk azan ia sto p era
były bezbłędne, tzn. n ie w ystępow ałby błąd sta ły i postępow y, to p ro sta
przeszłaby przez początek u k ła d u 0 ,i b yłaby n achylona w zględem obu
osi pod kątem 45°. W artości odczytane byłyby ró w n e nom inalnym ,
oczyw iście z pew nym rozrzutem , ch a rak te ry z u jąc y m błędy p rz y p a d ­
kowe.
B ł ą d s t a ł y u ja w n ia się tu w ten sposób, że w y k reślo n a p ro sta
przecina oś OY nie w punkcie 0, lecz w innym — P, położonym nad
lub pod osią OX. O dległość OP określa w artość błędu stałego; w artość
ta może być dodatn ia lub ujem na.
B ł ą d p o s t ę p o w y rów nież w idoczny je st na w y k resie: lin ia p ro ­
sta n ak reślo n a przez p u n k ty m a nachylenie w zględem osi różne od 45°.
W artość błędu postępow ego łatw o odczytam y n a ty m w y k re sie p ro w a ­
dząc u przednio p ro stą rów noległą do poprzedniej (przechodzącej przez
P), lecz tym razem przechodzącą przez początek u k ład u — p u n k t 0. Z a-
4/1977
URANIA
121
m iast m ierzenia „kąta jej nachylenia” zmierzymy odległość jej od osi
OX w punkcie odpowiadającym np. nom inalnej w artości 30 m inut. Od­
chylenie od wartości nominalnej (czyli wartości poprawnej mierzonego
odstępu) jest m iarą błędu postępowego. Możemy teraz przeliczyć go na
godzinę, dobę czy minutę. Przy takim postępowaniu błąd stały został
wyeliminowany.
Możemy doradzić jeszcze inną drogę wyznaczenia wartości błędu
systematycznego, wymaga on jednak pomocy zegarmistrza. Niektóre
pracownie zegarm istrzowskie wyposażone są w elektroniczne kom para­
tory, zwane pospolicie „spraw dzarką chodu zegarów”. Działają one na
zasadzie automatycznego porównania częstości „tykań” z częstością
geaeratora kwarcowego (przy zastosowaniu mikrofonu), przy czym wy­
nik porów nania rejestrow any jest na taśm ie papierowej. Jeżeli okres
drgań balansu jest równy nom inalnem u, na w ykresie otrzymujemy linię
prostą równoległą do kierunku przesuw u taśmy. Na skali spraw dzarki
można odczytać odchylenia rzędu 1 sekundy chodu dobowego w ciągu
minutowej obserwacji. Można wyznaczyć chód dobowy w różnych po­
łożeniach stopera i przy różnym stopniu naciągu sprężyny. Jeżeli „po­
prosić” zegarm istrza, to pozostawi on stoper na spraw dzarce na prze­
ciąg kilku m inut, i przekonam y się, że chód jego może ulegać pew ­
nym — trudnym do w yjaśnienia — zmianom. Nieraz zależą one od
nieprawidłowości w ykonania kół zębatych m echanizmu zegara, uszko­
dzenia zębów koła wychwytowego lub w skazują na w adliwe działanie
wychwytu, nieraz niepraw idłow e ustaw ienie sprężyny spiralnej (tzw.
włos) lub rezultat zanieczyszczenia, przeważnie jednak zmienność am ­
plitudy w ahań balansu w ynika z różnych przyczyn. Błędy te w y­
stępują naw et w stoperach (i zegarkach w ogóle) najlepszych i najdroż­
szych marek. Tylko przy użyciu spraw dzarki można je wykryć. Kto
chce dobrze poznać swój stoper powinien być obecny ipodczas jego
sprawdzania.
Spraw dzarka nie w ykryje jednak istnienia błędu „stałego”, do jego
wykrycia i wyznaczenia pozostaje więc jedynie opisany wyżej spo­
sób, polegający na pom iarze odstępów (krótkich, kilkusekundowych.
Cała opisana tu metoda spraw dzania posiadanego stopera ma na ce­
lu w ydanie orzeczenia, czy dany stoper w ogóle nadaje się do po­
m iaru odstępów czasu z dokładnością w ystarczającą dla miłośniczej
służby czasu.
Jak wynika z korespondencji z obserw atoram i zakryć gwiazd przez
Księżyc, niektórzy posługują się stoperem także przy wyznaczaniu po­
praw ki w skazań „zegara wzorcowego” (którym jest niekiedy zwykły
zegarek noszony) drogą odbioru radiosygnałów czasu rozgłośni P.R. Nie
zawsze jest to możliwe ze względów programowych rozgłośni, co do­
datkowo wpływa na niesprawność służby czasu. Pom ijając zresztą te
przyczyny, jak również fak t że naw et dobry zegarek noszony może
wykazywać błędy „postępowe” uw idaczniające się w ciągu godziny,
choć niedostrzegalne w ruchu dobowym (chód dobowy jest chodem
średnim), użycie stopera tylko na pozór w ydaje się poprawiać wynik.
Znacznie lepiej i prościej będzie obserwować bieg wskazówki ze sko­
kami 5 razy na sekundę — choćby przy użyciu lupki — jednocześnie
słuchając tych sześciu „pików” sygnału, niż mierzyć stoperem odstęp
mliędzy ostatnim (a więc tylko jednym) „pikiem ” a położeniem w ska­
zówki w chwili, gdy przechodzi przez „zero”. Z błędem postępowym
stopera nie musimy się w praw dzie liczyć (mierzony odstęp jest krótki),
122
URANIA
4/1977
a le b łąd „ s ta ły ” m oże n a m b a rd z o p o g m a tw a ć s p ra w ę u s ta la n ia ch o d u
z e g a rk a , je ż e li n ie b ę d z ie m y p rz e s trz e g a li p e w n e j re g u ły : n a le ż y z a w ­
sze m ie rz y ć o d stę p „od s y g n a łu do p o ło ż e n ia z e ro w eg o w s k a z ó w k i” lu b
„od p o ło żen ia z ero w e g o do s y g n a łu ” . P a m ię ta jm y , że n a s k u te k b łę d u
s ta łe g o s to p e r w s k a z u je „za d u ż o ” a lb o „za m a ło ” , z m ia n a k o le jn o śc i
d a w ięc n a ty c h m ia s t zn ać o sobie.
P o d o b n ie k o le jn o śc i n a le ż y p rz e s trz e g a ć p rz y u s ta la n iu w s k a z a n ia
z e g a ra „ w zo rco w e g o ” w c h w ili d o strz e ż e n ia z ja w is k a . In n y w y n ik o tr z y ­
m a m y m ie rz ą c o d stę p od p o p rz e d z a ją c e j, a in n y — od n a s tę p u ją c e j
p e łn e j m in u ty . J e ż e li te n o d stę p w y n o si k ilk a lu b k ilk a n a ś c ie m in u t —
d o jd zie t u jeszcze w p ły w b łę d u „ p o stę p o w e g o ”.
T a o s ta tn ia u w a g a d o ty c zy ta k ż e p r z y p a d k u p o słu g iw a n ia się s y g n a ­
ła m i czasu c ią g ły m i ja k o „ z e g a re m w z o rc o w y m ”.
O m ó w ie n ie ty c h ź ró d e ł b łę d u u w a ż a łe m za k o n ie c z n e , a b y o b s e r­
w a to rz y p rz y n a jm n ie j z d a w a li so b ie s p r a w ę czego się m o ż n a po s to ­
p e rz e sp o d ziew ać. W y z n a c z e n ie je g o b łę d ó w w p e w n y m s to p n iu m oże
p o p ra w ić słu ż b ę c z asu , a le c ałk o w ic ie ty c h b łę d ó w u s u n ą ć się n ie da.
J a k ju ż w ie lo k ro tn ie w n a sz y m w y d a w n ic tw ie z a z n a c z a liśm y , w a r u n ­
k ie m p ro w a d z e n ia o b s e r w a c ji p o z y c y jn y c h i z a k ry ć (ta k ż e za ćm ień
S ło ń ca) je s t d o b ra s łu ż b a czasu , z a p e w n ia ją c a o d n o to w a n ia m o m e n tu
o b s e rw a c ji z d o k ła d n o ś c ią n ie n iż sz ą n iż 0,1 se k u n d y .
Z a le c a m p rz e to je sz c z e ra z p o słu g iw a n ie się b e z p o śre d n io c ią g ły ­
m i s y g n a ła m i cz asu — „ z e g a re m ra d io w y m ” — z p rz e p ro w a d z e n ie m
tr e n in g u d la ocen y u ła m k ó w s e k u n d y (d la k o n tr o li tr e n in g u m o ż n a się
p osłużyć sto p e re m ). P rz e c ie ż s y g n a ły te d o te g o c e lu z o sta ły u s ta n o ­
w ione! P rz y p o m in a m , że n a jle p ie j o d b ie r a ln e n a te r e n ie P o ls k i są
sy g n a ły :
D IZ n a fa li 4525 k H z (66,3 m ) — N a u e n (NRD).
O L B n a fa li 3170 k H z (94,3 m ) — P o d e b ra d y (C SSR ).
k L D n a fa li 18925 k H z (15,8 m ) — P o d e b ra d y (C SSR ).
LUDWIK ZAJDLER
KRONIKA PTMA
1’olsk ic T ow arzystw o M ilośnikow A stron om ii O ddział W arszaw a
u p rz e jm ie z a w ia d a m ia , iż p ro w a d z i o b e c n ie sw o ją d z ia ła ln o ść w n ow ej
sied zib ie, w O sied lu im . M. K o p e rn ik a w K lu b ie O R IO N p rz y u l. E g ip ­
s k ie j 7 (S a s k a K ę p a , d o ja z d a u to b u s a m i 117, 168).
S e k r e ta r ia t czy n n y w k a ż d ą śro d ę w godz. 19.30—21.
A k tu a ln ie O d d z iał p ro w a d z i n a s tę p u ją c ą d z ia ła ln o ść :
K oło M łodych
— za ję c ia z a stro n o m ii d la m ło d zieży lic e a ln e j w k a ż d y w torek godz.
17.00— 18.30. W p o g o d n e w ie c z o ry o b s e rw a c je n ie b a .
P lanetarium
— w k a ż d y czw artek godz. 17.00 p o k a z y w p la n e ta riu m M u zeu m T e c h ­
n ik i (P a ła c K u ltu r y i N au k i) ze s p e c ja ln y m p ro g ra m e m d la czło n k ó w
P T M A (ju n io ró w i sen io ró w ). W stę p za o k a z a n ie m le g ity m a c ji P T M A .
4/1977
URANIA
123
C zło n k o w ie zw y cz a jn i
— w k a ż d ą o s ta tn ią śro d ę m ie sią c a o d b y w a ją się s e m in a ria z d z ie d z i­
n y a stro n o m ii z u d z ia łe m p ra c o w n ik ó w n a u k o w y c h .
N iezależn ie od tego, ok. ra z w m ie sią c u , o d b y w a ją się p re le k c je d la
w sz y stk ic h c zło n k ó w P T M A w d u ż ej sa li k lu b u „ O rio n ”, w e w to rk i
o godz. 19.00 z d zie d z in y a stro n o m ii, w k tó ry c h o m a w ia n e są c ie k a w e
te m a ty p rz e z p ra c o w n ik ó w n a u k o w y c h . P o p re le k c ji film n a u k o w y
(a stro n o m ic z n y lu b a stn o n a u ty c z n y ). T e rm in y p re le k c ji p o d a w a n e są n a
d w a ty g o d n ie n a p rz ó d n a ta b lic y og ło szeń w K lu b ie „ O rio n ” (ew . w p r a ­
sie) o ra z d ro g ą in d y w id u a ln y c h z a w ia d o m ie ń c z ło n k ó w P T M A .
B liższe szczegóły w s e k r e ta ria c ie P T M A w lo k a lu K lu b u „ O rio n ”.
KRONIKA HISTORYCZNA
C a rl F rie d ric h G a u ss (1777— 1855)
W d n iu 30 k w ie tn ia m ija 200 la t od ch w ili, g d y u ro d z ił się je d e n z n a j ­
w y b itn ie js z y c h u c z o n y c h w sz y stk ic h czasów , C. F. G a u ss, p rz e z je m u
w sp ó łc z e sn y c h n a z w a n y p rin c e p s m a th e m a tic o r u m — k sią ż ę m a te m a ­
ty k ó w .
U ro d z ił się w B ru n s z w ik u w ro d z in ie ro b o tn ic z e j, p o c z ą tk o w o u c zę ­
szczał do m ie jsc o w e j sz k o ły ś r e d n ie j C a ro lin e u m , w la ta c h 1795— 1798
s tu d io w a ł n a U n iw e rs y te c ie w G e ty n d z e n a u k i m a te m a ty c z n o -fiz y c z n e .
W r o k u 1807 trz y d z ie s to le tn i G a u ss p o w o ła n y z o sta je n a s ta n o w is k o
p ro fe s o ra a s tro n o m ii i d y re k to ra p o w sta łe g o w ty m c za sie O b s e rw a ­
to riu m . N a s ta n o w is k u ty m p o z o s ta je do śm ie rc i w d n iu 23 lu te g o
1855 r.
N ie m a ch y b a d z ie d z in y n a u k i, w k tó re j n a z w isk o je g o n ie je s t w y ­
m ie n io n e . W n ió sł tr w a ły w k ła d do m a te m a ty k i, g eo d ezji, fiz y k i, m e ­
tro lo g ii, m e c h a n ik i n ie b a . B ył p rz e d e w sz y stk im te o re ty k ie m . J a k o w y ­
b itn y m a te m a ty k p o tr a fił w łą c z ać się n a ty c h m ia s t d o ró ż n y c h a k tu a l­
n y c h w o w y m c z asie p ro b le m ó w , p o d a ją c z a s k a k u ją c e tr a fn o ś c ią ro z ­
w ią z a n ia . C ech o w a ło go to z re s z tą od d ziieciństw a. P o d o b n o k ie d y ś n a u ­
czy ciel m a te m a ty k i, c h cąc z ap e łn ić czas sw y m u czn io m , k a z a ł im o b li­
czyć su m ę liczb c a łk o w ity c h od 1 do 100. K u k o m p le tn e m u z a sk o c ze ­
n iu n a u c z y c ie la G a u ss p o d a ł w y n ik n ie m a l n a ty c h m ia s t — z a m ia st
żm u d n e g o ra c h u n k u w y p ro w a d z ił w z ó r n a su m ę p o stę p u a ry tm e ty c z ­
nego.
I
ta k , ju ż w c zasie s tu d ió w w G e ty n d z e , stw o rz y ł p o d w a lin y p o d m e ­
to d ę o b lic z a n ia w y n ik ó w sz e re g u o b s e rw a c ji o b a rc z o n y c h b łę d a m i p rz y ­
p a d k o w y m i w ta k i sp o só b , a b y b łą d w y n ik u b y ł n a jm n ie js z y . Z a s to ­
so w a ł ją w k ró tc e w z w ią z k u z o b s e rw a c ja m i m a ją c y m i n a c e lu w y ­
z n a c z a n ie o rb it d o k o ła sło n e c z n y c h , o p u b lik o w a ł po ra z p ie rw sz y w 1809
ro k u , a w p o sta c i o sta te c z n e j w T h c o ria c o m b in a tio n is o b s e r v a tio n u m
c rr o rib u s m in im is o b n o x ia e (G e ty n g a 1823). M e to d a ta , n a z w a n a m e ­
to d ą n a jm n ie js z y c h k w a d ra tó w , z n a la z ła licz n e z a sto so w a n ia ta k ż e poza
a s tro n o m ią , p rz e d e w sz y stk im w g eo d ezji. P o ję c ia „ ro z k ła d G a u s s a ” ,
„ k rz y w a G a u s s a ”, „ fu n k c ja G a u s s a ”, „n ie ró w n o ść G a u s s a ” itp . p o ję -
124
URANIA
4/1977
cia te o rii błędów i sta ty sty k i, są znane dobrze w e w szystkich dziedzi­
nach nauk, nie w yłączając ekonom etrii.
T uż po odkryciu pierw szej p lanetoidy C eres G auss obliczył jej o rb i­
tę. W zw iązku z „zagubieniem ” jej oraz w zw iązku z odkryciem n a stę p ­
nych k ilk u planetoid, G auss p rzy stą p ił naty ch m iast do o pracow ania
w łasnej m etody obliczenia orb ity z trzech o b serw acji jej położeń, m niej
p racochłonnej od znanej ju ż od r. 1797 m etody O lbersa. P ra c a G aussa
pt. T heoria m o tu s corporum coelestium (H am burg 1809) uw ażan a je st
za podstaw ow ą w m echanice nieba.
N ie sposób w ym ieniać tu szczegółowo prac G aussa w różnych dzia­
łach astronom ii. W zakresie m echaniki nieba p ublikow ał p race na te ­
m at całkow ania m echanicznego (1814) i p e rtu rb a c ji w iekow ych (1818),
p ierw szy obliczył w artość stałej g raw ita cji, k tó rą nazyw am y odtąd „sta­
łą G au ssa” ; m a w ielkie osiągnięcia w dziale zw anym astro n o m ią sfe ­
ryczną (m. in. tzw. sta le ek lip ty k a ln e G aussa, w try g o n o m etrii sfe ­
rycznej m am y „w zory G au ssa”), opracow ał tak że w łasn ą teo rię za­
ćm ień Słońca. W zw iążku z prow adzonym i na w ielk ą sk alę p racam i
tria n g u lac y jn y m i n a przełom ie X V III i X IX w., m a jąc y m i n a celu
w yznaczenie długości południka, G auss prow adził pom iary w k ró lestw ie
H anow er (późniejsza p ro w in cja P rus). Tu pierw szy zastosow ał heliotro p i opracow ał m etodę p ro jek to w a n ia p u n k tó w sfery na płaszczyźnie.
G auss podał ok. r. 1800—1802 sposób przeliczania d at k alen d a rz a
żydow skiego na g regoriańskie, co m a duże znaczenie dla różnych do­
ciekań historycznych. J a k w iadom o rok w k alen d a rz u żydow skim liczy
353 do 355 d n i (przestępny 383—385), w zw iązku z czym żydow ski No­
w y Rok p rzy p ad a na ró żn e d aty greg o riań sk ie m iędzy 5 w rześnia
a 5 października. P o d an ie ścisłej reguły ra c h u n k u należy do ciekaw ych
osiągnięć G aussa, ciekaw ych — bow iem G auss nie w y jaśn ił nigdzie ja k
do tej reguły doszedł (nie opublikow ał dowodu). P o d ał rów nież regułę
obliczania d at W ielkanocy w edług k alen d a rz a ju liań sk ieg o i g reg o ­
riańskiego.
G auss je st w spółtw órcą pierw szego racjonaln eg o u k ład u jed n o stek
m ia r CGS (1832), w k tó ry m przy m inim alnej liczbie je d n o stek p o d sta­
w ow ych (trzy) m ożna w yprow adzić pozostałe. W prow adził do niego
je d n o stk ę czasu — sek u n d ę — określoną ja k o 1/86400 część śred n iej
doby słonecznej. W raz z g etyńskim profesorem fizyki W eberem p ie rw ­
si p rzeprow adzili w ro k u 1833 ek sp ery m en t p oró w n an ia oddalonych ze­
garów , p osługując się w ynalezionym przez W ebera teleg rafem . Je st to
pierw sza p ró b a n ad a w an ia sygnałów czasu drogą kablow ą.
LUDWIK ZAJDLER
NOWOŚCI W YDAW NICZE
Fred. H oyle, H ighlights in A stronom y, W ydaw nictw o W. H. F reem an
and Com pany, S an F rancisco, 1975, stro n 179, cena 5,50 dolara.
T ru d n y do przetłum aczenia ty tu ł tej niew ielk iej książki w ybitnego
n aukow ca i znanego p o p u lary zato ra astronom ii znaczy m niej w ięcej tyle
co atra k c y jn e , znakom ite, doniosłe problem y astronom ii. Je st to k ró tk i
i ja k pod k reśla a u to r n iem atem atyczny i p rzy stęp n y w stęp do a stro -
4/1977
URANIA
•
125
nom ii, będący ja k gdyby streszczeniem om ów ionej w poprzednim n u ­
m erze Uranii książki H oyle’a A stro n o m y and Cosmology. Poza le k k o ­
ścią stylu, a czasem naw et gaw ędziarskim opow iadaniem o niebie i jego
ta jn ik a ch , najw iększą zaletą tej książki je st niem al 150 ilu stra cji, w tym
blisko 100 pięknych fotografii, z których w iele je st b arw nych. T rud
d o ta rc ia do niej będzie dzięki te m u sow icie nagrodzony n aw et dla czy­
te ln ik a niezbyt w praw nego w ję zy k u angielskim .
KRZYSZTOF ZIOŁKOWSKI
I v a n R. King, T he U niverse U nfolding, W ydaw nictw o W. H. F reem an
a n d Com pany, S an F rancisco, 1976, stro n 504, cena 14,95 dolara.
„U rok gw iaździstego nieba przyciąga w zrok, zm usza do kon tem p lacji
i w zyw a do zagłębiania jego tajem nic. To w szystko k u lty w u je a stro n o ­
m ia. K ie ru je nas k u pięknu; przede w szystkim je d n a k k sz tałtu je w y ­
obrażenia, k tó re poszerzają i pogłębiają rozum ien ie św iata, do którego
należym y...” — tym i słow am i rozpoczyna a u to r tę książkę, a kończy ją
m ów iąc ....N a .małej planecie o krążającej ja k ą ś niczym nie w y ró żn iającą
się gw iazdę w jed n ej spośród m ilionów g alak ty k , w oszałam iającym
tem p ie o d kryw a się ta jn ik i n a tu ry . To w łaśnie n a d a je podw ójnego u ro ­
k u astronom ii: zdum iew ająca s tru k tu ra W szechśw iata i zadziw iające
drogi, k tó re k ie ru ją nas k u jego rozum ieniu. I ta k ie je st m iejsce Czło­
w ieka w e W szechśw iecie.”
O ba te cy taty są ja k b y k la m ram i sp in ający m i w ielki esej o a stro n o ­
mii, gdyż chyba ty lk o ta k m ożna zakw alifikow ać książkę, k tó ra z n ie­
zw ykłą w p ro st p asją i żarliw ością p rez en tu je dzisiejszy sta n w iedzy
o w szechśw iecie. I. R. King, profesor U n iw ersy te tu w B erkeley (K ali­
fo rn ia, USA), pięknym , k larow nym i opisow ym językiem , bez pomocy
n ajp ro stszy ch naw et fo rm u ł m atem atycznych, w pro w ad za czytelnika
w a rk a n a w spółczesnej astronom ii, d o starczając m u przeżyć in te le k tu a l­
nych najw yższej klasy. W śród w ielu ukazujący ch się ostatn io p o d rę­
czników czy też m onografii astro n o m ii ogólnej, ta za jm u je w y jątk o w e
m iejsce, bow iem oprócz ak tu aln o ści i rzetelności in fo rm acji uczy kochać
astronom ię, zajm ując dzięki tem u szczególną pozycję w śród le k tu r m i­
łośnika astronom ii. I dlatego też uw ażam y za celow e zw rócić n a nią
u w agę czytelników Uranii, zdając sobie sp raw ę z tru d n o ści w d otarciu
do tej pięknej książki.
KRZYSZTOF ZIOŁKOWSKI
K A L E N D A R Z Y K ASTRONOMICZNY
O pracow ał G. S itarsk i
Maj 1977 r.
Słońce
W ędrując po ekliptyee stale oddala się od ró w n ik a niebieskiego, a w
zw iązku z ty m w ciągu m iesiąca dnia p rzyby w a o półtorej godziny,
w W arszaw ie 1 m a ja Słońce w schodzi o 4>>6»i, zachodzi o 19'ilm, a 31 m a ­
ja w schodzi o 3*'21>>i zachodzi o 19*>46'>'. W m aju Słońce w stęp u je w znak
B liźniąt.
12(3
URANIA
4/1977
D ane dla obserw atorów Słońca (na 131* czasu środk.-europ.)
D ata
1977
V
1
3
5
7
9
11
13
15
P
B0
Lo
D ata
1977
P
o
—24.11
-23.74
-2 3 .3 4
-2 2 .9 0
-2 2 .4 4
—21.96
—21.44
-20.90
0
—4.09
-3 .8 9
-3 .6 8
-3 .4 6
—3.26
-3 .0 4
-2 .8 0
-2 .5 8
0
209.58
183.15
156.71
130.27
103.82
77.38
50.93
24.48
V 17
19
21
23
25
27
29
31
0
-2 0 .3 3
-1 9 .7 4
-1 9 .1 2
-1 8 .4 8
-1 7 .8 1
-1 7 .1 2
-1 6 .4 2
-1 5 .6 8
L0
0
-2 .3 6
-2 .1 2
-1 .8 9
-1 .6 5
-1 .4 2
-1 .1 8
-0 .9 4
-0 .7 0
0
358.02
331.57
305.12
278.66
252.20
225.74
199.26
172.80
P — kąt od ch ylen ia osi obrotu Słońca m ierzon y od p ółn ocn ego w ierzchołk a
ta r c z y ;
B q, Lq — h eliograficzn a szerok ość i d łu gość środka tarczy.
17d9h24m — h eliograficzn a d łu gość środka tarczy w y n o si 0°.
Księżyc
B lask K siężyca będzie nam przeszkadzał w obserw acjach nocnego n ieb a
w pierw szej dekadzie i w o statnim tygodniu m aja, bow iem kolejność
faz K siężyca je st w tym m iesiącu n astęp u jąca: p ełnia 3«l 14l», o statn ia
k w a d ra 10'>5li, nów 18«l4*> pierw sza k w ad ra 26‘14)'. N ajbliżej Ziem i zn aj­
dzie się Księżyc 4, a n ajd ale j 18 m aja.
W ędrując po sferze niebieskiej w m aju tarcza K siężyca d w u k ro tn ie
zak ry je U ra n a i raz W enus; zjaw iska te będą je d n ak u nas niew idoczne.
P lan e ty i planetoidy
W drugiej połow ie m a ja maimy dobre w aru n k i widoczności M e r k u r e g o, który św ieci ra n k ie m n ad w schodnim horyzontem ja k gw iazdka
około + 1.5 w ielkości. N atom iast znacznie wyżej n ad w schodnim h o ry ­
zontem praw dziw ą ozdobą porannego n ieba je st W e n u s błyszcząca
b laskiem gw iazdy —4.2 w ielkości.
J o w i s z zachodzi w ieczorem w raz z gw iazdozbiorem Byka, gdzie
św ieci jasno ja k gw iazda —1.5 w ielkości. S a t u r n w idoczny je st w
pierw szej połow ie nocy jak o gw iazda + 0.6 w ielkości w gw iazdozbiorze
R aka. U r a n w idoczny je st przez całą noc n a granicy gw iazdozbiorów
P an n y i W agi (6 w ielk. gw iazd.), N e p t u n w schodzi w ieczorem i św ieci
nisko n ad horyzontem w gw iazdozbiorze W ężow nika (8 w ielk. gwiazd.),
a P l u t o n w idoczny je st przez w iększą część nocy n a g ran icy gw iazdo­
zbiorów P an n y i W arkocza B ereniki, ale dostępny je st tyko przez duże
teleskopy (14 wielk. gw iazd.). M a r s w idoczny je st ran k ie m w Rybach.
P rzez w iększe lu n e ty m ożem y też obserw ow ać dw ie z n ajjaśn iejszy ch
planetoid: C e i r e s w idoczną dobrze w pierw szej połow ie nocy n a g ra ­
nicy gw iazdozbiorów W arkocza B ereniki i P an n y (7.5 w ielk. gwiazd.)
oraz P a l l a s w idoczna w ieczorem na granicy gw iazdozbiorów R ak a
i L w a (8.4 w ielk. gwiazd.). Niżej podajem y w spółrzędne rów nikow e n ie ­
k tó rych p la n e t i planetoid celem łatw iejszego odnalezienia ięh n a niebie
w śród gwiazd.
URANIA
4/1977
D a ta
1977
V
1
11
21
31
r e k t.
d eki.
S a t u rn
0
h m
+ 18 36'
8 52.1
+ 18 29
8 53.9
+ 18 19
8 56.3
+ 18 07
8 59.3
1
11
21
31
13 10.6
13 09.7
13 08.9
13 08.3
+
+
+
+
11
11
11
11
d ek i.
re k t.
U r a n
h m
O
- 1 4 18'
14 29.9
- 1 4 10
14 28.3
14 26.7
- 1 4 02
14 25.3
- 1 3 55
re k t.
30
32
33
33
12
12
12
12
13.7
10.9
10.3
12.3
+
+
+
+
d e k i.
N e p t u n
h m
0
- 2 1 09'
16 58.4
- 2 1 07
16 57.5
16 56.4
- 2 1 06
16 55.3
- 2 1 04
P a 11 a s
C e r e s
P l u t o n
V
127
14 11
13 26
12 24
11 08
9
9
9
9
12.6
25.6
39.8
54.9
+
+
+
+
9 02
10 35
11 41
1223
M eteory
O d 1 do 8 m a ja p ro m ie n iu ją m e te o ry z
m e te o ró w leży n a ró w n ik u n ie b ie s k im w
re k ta s c e n s ję 22|l24m. W a ru n k i o b s e rw a c ji
choć n o rm a ln ie p o w in n iś m y o b se rw o w a ć
w cią g u godziny.
*
ro ju e ta -A k w a ry d ó w . R a d ia n t
g w ia z d o z b io rz e W o d n ik a i m a
są w ty m ro k u n ie k o rz y stn e ,
sp a d e k k ilk u n a s tu m e te o ró w
*
*
3«l8l* B lisk ie z łą c z e n ie U r a n a z K sięży cem . Z a k ry c ie p la n e ty p rz e z
ta rc z ę K sięży ca w id o c z n e b ę d z ie w A m e ry c e P ó łn o c n e j i n a P ó łn o c n y m
P a c y fik u .
5 d l 7 h z łą c z e n ie N e p tu n a z K sięż y ce m w o d le g ło śc i 3°.
11(1241! W en u s o sią g a m a k s im u m sw eg o b la s k u w ty m o k re s ie w id o c z ­
n o ści ( —4.2 w ielk . gw iazd.). Ś w ie c i n a d w sc h o d n im h o ry z o n te m ja k o
G w ia z d a P o ra n n a .
13‘ilh M e r k u ry n ie ru c h o m y w re k ta s c e n s ji. O 19'1 W e n u s w złą c z e n iu
z M a rse m w o d leg ło śc i 1°,3.
14ill2ii B lisk ie z łą c z e n ie K się ży c a z W e n u s. Z a k ry c ie p la n e ty p rz e z
ta rc z ę K sięży ca w id o c z n e b ę d z ie w A m e ry c e P ó łn o c n e j. O 13>' M a rs
w z łąc zen iu z K sięż y ce m w odl. 2°.
16'i8l‘ Z łą c z e n ie M e rk u re g o z K się ży c em w o d leg ło ści 2°.
I 71I7I1 P la n e to id a C e re s n ie ru c h o m a w r e k ta s c e n s ji. O 9l>24m h e lio g ra fic z n a d łu g o ść ś r o d k a ta r c z y S ło ń c a w y n o si 0°; je s t to p o c z ą te k 1655
r o ta c ji S ło ń c a w g n u m e r a c ji C a rrin g to n a .
20l'14l1 Jo w is z w z łą c z e n iu z A ld e b a ra n e m (w odl. 5°), g w ia z d ą p ie r w ­
szej w ie lk o śc i w g w ia z d o z b io rz e B y k a .
21«*6l1 S ło ń ce w s tę p u je w z n a k B liź n ią t; je g o d łu g o ść e k lip ty c z n a w y ­
no si w ó w czas 60°.
24di2li S a tu r n w z łą c z e n iu z K się ż y c e m w o d leg ło ści 6 °.
27l|24'i M e r k u ry w n a jw ię k s z y m z a c h o d n im o d c h y le n iu od S ło ń ca (25°).
30<li7 h p o r a z d ru g i w ty m m ie sią c u b lis k ie z łą c z e n ie U ra n a z K s ię ­
życem o ra z z a k ry c ie p la n e ty p rz e z ta rc z ę K się ży c a (w id o czn e w A zji).
M o m e n ty w sz y stk ic h z ja w is k p o d a n e są w czasie ś r o d k o w o -e u ro p e js kim .
URANIA
128
4/1977
CO N TEN TS
C O A E P2K A H M E
M. S ro c z y ń s k a — X -R a y A s tro n o m y .
L. G ła d y s z e w sk i — A R a d io te le s c o p e
fo r a m a te u r o b s e rv a tio n s o f th e S u n .
T . z . D w o ra k — A s tro a rc h e o lo g y .
S. W ro n a a n d R . S n o p k o w sk i — Is
th e U n iv e rse s y m m e tr ic a l?
C h ro n ic le : S o m e a d v a n c e s o f P o lish
a s tro n o m e rs in 1976.
O b se rv a tio n s .
O b s e rv e rs g u id e .
PT M A C h ro n ic le .
New boo k s.
A s tro n o m ic a l c a le n d a r.
M.
C p o H im c K a
aC TpO H O M M H .
—
P eH T reH O B C K an
JI. rjiayi.iinoBCKii — PaflHOTejiecKOTi
qjiH Juo6nTejibCKMx HaSjnoflemiM C ojih-
u,a.
T . 3 . j^BopaK — A cT poapxeojiornH .
C . R p o n a u P . C h o i i k o b c k i i — CwmM e T p M H H a jim B c e j i e H H a n ?
X p o iiiiK a :
H eK O Topw e
a o c T ii> K e H H f l
n O J Ib C K M X a C T p O H O M O B B 1 9 7 6 T .
H a f ) J iio ,n e H iiJ i.
C n p a B O H iu iK
l i a G j i i o a a T e . ’iH .
X poH M K a 0 5 m ec T B a .
H c T o p i i 'i e c K a H x p o m i K a .
M 3 f l a T e j ii » C K M e i i o b o c t i i .
A c T p o n o M iiH e c K iiii K a jic H A a p B .
OGŁOSZENIE
O fe ru je m y do s p rz e d a ż y n a s tę p u ją c e m a te ria ły i części o p ty k i do b u d o w y a m a ­
to r s k ic h te le s k o p ó w a s tro n o m ic z n y c h :
— p ły ty sz k la n e do sz lifo w a n ia 0 150 m m — 1 szt. c e n a zł 86,00
— p ły ty sz k la n e do sz lifo w a n ia 0 250 m m — 1 szt. ce n a zł 370,00
— so c zew k i p ła s k o -w y p u k łe 0 8 1 9 m m — 1 szt. ce n a zł 0,30
— so c zew k i ró ż n e 0 5—12 m m — 1 szt. c e n a zł 1,40
— so c zew k i 0 17, f 30' — 1 szt. c e n a 1,40
— o k u la r y m ik ro s k o p o w e — k o m p le t — 1 k p i. c e n a zł 35,00
— so c zew k i a c h ro m a ty c z n e — 1 szt. c e n a zł 20,00
— o b ie k ty w y m ik ro s k o p o w e 2—3 m m — 1 szt. c e n a zł 40,00
— p r y z m a ty o d w ra c a ją c e — 1 k p i. c e n a zł 40,00
— p r y z m a ty o d w ra c a ją c e — 1 k p i. ce n a zł 35,00
— f iltr y d u ż e — 1 szt. c e n a zł 5,00
— k a r b o ru n d (e le k tro ru n d ) n r 8 — 1 k g ce n a zł 30,00
— k a r b o ru n d ( e le k tro r u n d ) n r 16 — 1 kg c e n a zł 30,00
— k a r b o r u n d (e le k tro ru n d ) n r 36 — 1 k g c e n a zł 30,00
U w ag a: k a r b o r u n d s p r z e d a je m y w p o rc ja c h po 0,5 k g k ażd eg o g a tu n k u . Do p o ­
d a n e j c e n y je d n o s tk o w e j m a te r ia łó w lu b o p ty k i d o liczy ć n a le ż y o p ła tę n<a k o sz ty
o p a k o w a n ia i p r z e s y łk i w za le ż n o śc i od ilości z a m a w ia n y c h m a te ria łó w lu b części
o p ty k i w k w o ta c h : 15,00—30,00 lu b 40,00 zł.
W y sy łk i d o k o n u je m y ty lk o n a p o d sta w ie z a m ó w ie n ia po d o k o n a n iu w p ła ty
bl. P K O n a k o n to Z a rz ą d u G łó w n eg o PTM A w K ra k o w ie w PK O l OM w K r a k o ­
w ie n r 35510-16391-132.
UW AG A : Z m ia n y po w y ższe w m ies. PTM A ,,U R A N IA ” u z g o d n io n o w d n iu
9 m a r c a 1977 r. w e W ro c ła w iu n a k o le k ty w ie D y re k c y jn y m W y d a w n ic tw a PAN
O sso lin e u m z u d z ia łe m re d . nacz. ,,U R A N II” d r L.. Z a jd le ra i p rz e d s ta w ic ie la Z.G.
w z w ią z k u z p rz e ję c ie m p rz e z W y d a w n ic tw o P A N O sso lin eu m m ies. PTM A
od n r 1/77 n a p la n i b u d ż e t w /w W y d a w n ic tw a zg o d n ie z d e c y z ją P A N w W ar­
sz aw ie, w o p a rc iu o Z a rz ą d z e n ie N r 18/72 S e k r. N au k . PA N z 16.9.72 r.
Z a rz ą d G łó w n y P T M A
R e d a k c ja i A d m in is tr a c ja : P o lsk ie T o w a rz y stw o M iło śn ik ó w A stro n o m ii, Z arzą d
G łó w n y . 31-027 K ra k ó w , u l. S o lsk ieg o 30 8, tel 538-92. R ed. n a c z .: L,. Z a jd le r,
02-590 W arsz aw a, u l. D ru ż y n o w a 3, te l. 44-49-35. S e k r . re d .: K. Z io łk o w sk i. Red.
te c h n .: B. K o rc z y ń sk i. P rz e w o d u . R a d y R e d a k c y jn e j: S. P io tro w s k i. W a ru n k i
p r e n u m e ra ty : ro c z n a — zł 72,— dla c z ło n k ó w PTM A (25°/« zn iżk i) — zł 54,— (bez
s k ła d k i c z ło n k o w s k ie j), c e n a 1 egz. — zł 6 ,—. Z g ło szen ia w R e d a k c ji, a d re s j.w .
W y d a w c a : Z a k ła d N a ro d o w y im . O s so liń sk ic h — W y d a w n ic tw o PA N , W ro cław .
O d d ział w K ra k o w ie . 1977. N a k ła d 3000+100 egz. O b ję to ść a r k . w yd. 3, a r k . d ru k .
2,25. P a p . d r u k . sa t. k l. V, 65 g, 61X86.
I n d e k s 38001
PZG RSW „ P r a s a —K s ią ż k a —R u c h ” K ra k ó w . Z am . 620/77.
0 3 5