rok lpazdziernik 1979 - Urania

ni
Scojpiue
P O L S K IE G O
M IE S IĘ C Z N IK
T O W A RZYST W A M IŁ O Ś N IK Ó W
ROK L
AS
P A Z D Z I E R N I K 1979
ZAKŁAD NARODOWY IM IE N IA O S S O L lN S K IC
W YDAW NICTW O POLSKIEJ A KADEM II NAUK
'
'
;
"
"
URANIA
M IFQIPP7fM
I VI IL0 II ,UŁ. Si lit
ROK L
POLSKIEGO TOWARZYSTWA
MIŁOŚNIKÓW ASIRONDMil
PAŹDZIERNIK 1079
Hr 10
W YD AN O
Z PO M O CĄ
F IN A N S O W Ą
P O L S K IE J A K A D E M II N A U K . C Z A SO ­
P IS M O Z A T W IE R D Z O N E P R Z E Z M I­
N IS T E R S T W O O ŚW IA TY DO U Ż Y TK U
S Z K 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).
SPIS TREŚCI
M ichał H eller — E w olucja K os­
m osu i kosm ologii.
K rzysztof Ziołkowski — Ś w iadko­
w ie n arodzin U kładu Słonecznego.
Ludwik Zajdler — N a m arginesie
sześćdziesięciolecia „U ran ii”.
Kronika: P la n e ty w okół G w iazdy
B a rn a rd a czyli o p ew nej m etodzie
arg u m e n tac ji.
Obserwacje: R a p o rt V 1979 o r a ­
diow ym p rom ieniow aniu Słońca —
K o m u n ik a t C e n traln e j S ekcji O b­
se rw ato ró w Słońca n r 5/79 — K o­
m u n ik a t O ddziału W arszaw skiego
PTM A.
ISSN — 0042 - 07 - 94
Sześćdziesiąt lat temu,
w d niu 5 p aźd ziern ik a 1919
roku kilkunastoosobow a g r u ­
pa m łodzieży za ap ro b a tą
w ładz szkolnych założyła sto ­
w arzyszenie o n azw ie Koło
M iłośników A stronom ii.
D ziałalność sw ą rozpoczęto
od o rgan izo w an ia zeb rań o
c h a ra k te rz e . sem in a ry jn y m i
w y d aw an ia czasopism a U ran­
ia. Ze w zględów fo rm a ln o ­
p raw n y ch za d a tę p o w stan ia
T o w arzy stw a uw aża się 26 li­
sto p ad a 1921 r., d atę p ie rw ­
szego w alnego zeb ran ia człon­
ków . S tow arzyszenie, k tó re do
końca 1922 r. liczyło 160 osób
z te re n u całej P olski, p rz y ję ­
ło nazw ę T ow arzystw o M iłoś­
ników A stronom ii.
T egoroczny
W alny Z jazd
je st już trzy d ziesty z kolei.
O dbędzie się w d n ia ch 25—27
paźd ziern ik a
w
K rakow ie.
Z jazd połączony je st z S esją
N aukow ą. Szczegółowy p ro ­
gram Z jazd u ro zesłan y został
przez Z arząd G łów ny PTM A
w try b ie przew id zian y m przez
a rt. 17 § 4 S tatu tu .
Poradnik obserwatora.
Kronika historyczna: 250 la t
o biektyw u achrom atycznego.
Kalendarzyk astronomiczny.
Zakrycia gwiazd przez Księżyc.
P ie rw s z a s tr o n a o k ła d k i: M o z aik a zio żo n a z d z ie w ię c iu z d ję ć p o w ie rz c h n i J o ­
w isz a w y k o n a n y c h p rz e z so n d ę k o sm ic z n ą V o y a g e r 1 z o d le g ło śc i 7,8 m in k m ,
u k a z u ją c a n a jw ię k s z ą p la n e tę U k ła d u S ło n eczn eg o .
D ru g a s tr o n a o k ła d k i: U g ó ry — z d ję c ie w y b u c h u w u lk a n u n a p o w ie r z c h n i s a ­
te lity Jo w is z a Io w y k o n a n e p rz e z so n d ę k o sm ic z n ą V o y a g e r 1. J e s t to p ie rw sz a
o b s e rw a c ja p o z a z ie m s k ie j d z ia ła ln o ś c i w u lk a n ic z n e j w e W sz e c h św ie c ie . U d o łu —
o b ra z p o w ie r z c h n i s a te lity J o w is z a C a llisto zło żo n y ze z d ję ć w y k o n a n y c h p rz e z
so n d ę k o sm ic z n ą V o y a g e r 1 z o d le g ło śc i 202 ty s. k m . J a s n y k r a t e r u d e r z e n io w y
w le w y m g ó r n y m r o g u m a ś r e d n ic ę o k o ło 600 k m .
T rz e c ia s tr o n a o k ła d k i: Z d ję c ia p o w ie rz c h n i n a jw ię k s z e g o s a te lity Jo w is z a G an im e d e s a w y k o n a n e p rz e z so n d ę k o sm ic z n ą V o y a g e r 1: g ó rn e z o d le g ło śc i 246 ty s .
k m , a d o ln e z o d le g ło śc i 145 ty s . k m . L in io w e t w o r y s ta n o w ią p ra w d o p o d o b n ie
ró ż n e d e f o rm a c je lo d o w e j p o w ie rz c h n i.
C z w a rta s tr o n a o k ła d k i: Z d ję c ie s a te lity Jo w is z a Io w y k o n a n e p rz e z so n d ę k o s ­
m ic z n ą V o y a g e r 1 z o d le g ło śc i o k o ło 800 ty s. k m .
290
URANIA
10/1979
MICHAŁ HELLER — Tarnów
EWOLUCJA KOSMOSU I KOSMOLOGII
XIII. Hipoteza pierwotnego atomu
,
1. P o czą tk o w a osobliwość
Z kosmologicznymi poglądami Georgesa L em aitre’a spotyka­
liśmy się już w rozdziałach VI, VIII i IX, jednakże w kład tego
uczonego do rozwoju współczesnej kosmologii jest tak duży, że
nie można na tym poprzestać.
Pisząc swoją fundam entalną pracę w 1927 roku, Lem aitre —
niewątpliwie pod wpływem Eddingtona — był zwolennikiem
ewolucji kosmicznej bez „gwałtownego początku”; odrzucił
wówczas wszystkie modele W szechświata zakładające taki początek jako niezgodne z rzeczywistością (por. rozdz. VI). W krót­
ce jednak jego poglądy na tę sprawę uległy zmianie. Przyczy­
niły się do tego rozważania nad fizyką kw antow ą do ewolucji
kosmicznej, które doprowadziły do sformułowania hipotezy
„pierwotnego atom u” (por. rozdz. VIII). Ale były także jeszcze
inne przyczyny.
W modelach Friedm ana „gwałtowny początek” pojawia się
jako tzw. początkowa osobliwość. Gdy kosmiczna ewolucja —
cofając się wstecz — zbliża się do początkowej osobliwości,
objętość W szechświata zmierza do zera, a jego gęstość do nie­
skończoności. Nic' dziwnego, że fizykom i astronomom osobli­
wość w ydawała się „obcym zjawiskiem ” w kosmologii. Pano­
wało podówczas przekonanie czy raczej wierzenie, że osobli­
wość nie w ynika z istoty teorii graw itacji, lecz jest tylko nie­
jako ubocznym produktem rachunków przeprowadzanych
w oparciu o nazbyt uproszczone założenia. Sam Einstein pod­
sunął L em aitre’owi pomysł sprawdzenia, czy początkowa osob­
liwość pojawi się w prostym modelu kosmologicznym, w któ­
rym nie przyjm uje się założenia izotropowości przestrzeni
(równouprawnienia wszystkich kierunków). Lem aitre bez w ięk­
szych trudności przeprowadził potrzebne rachunki i udowodnił,
że rozważany model anizotropowy również posiada osobliwość
[1], „Powyższe rozważania — pisał Lem aitre kom entując swój
wynik — nie stanowią formalnego dowodu, że nie da się unik­
nąć zerowej objętości przez wprowadzenie anizotropii, ponie­
waż model ten nie jest najogólniejszym z możliwych; wskazują
one — na przykładzie jednak dość ogólnego przypadku — że
10/1979
U R A N IA
291
anizotropia działa raczej w przeciwnym kierunku” [1, s. 84].
Jest to bardzo wnikliwa uwaga. Dlaczego? Około 30 lat później
Penrose, Hawking i inni (por. [2]) udowodnili szereg tw ierdzeń
wykazujących, że osobliwości są głęboko zakorzenione .w m a­
tem atycznej strukturze ogólnej teorii względności i nie da się
ich uniknąć żadnymi prostym i zabiegami w rodzaju wprowa­
dzania anizotropii. W dowodach tych tw ierdzeń kluczową rolę
odgrywa pew na nierówność, zwana dziś w arunkiem energe­
tycznym , która... w ystępuje także w rachunkach L em aitre’a.
Uwaga L em aitre’a zamieniła się w ścisłe twierdzenia.
Praca nad modelem zasugerowanym przez Einsteina
utw ierdziła L em aitre’a w przekonaniu o nieuniknioności „gwał­
townego początku”. Skoro osobliwości nie da się usunąć, należy
ją wcielić do „fizyki Kosmosu”. W ten sposób początkowa oso­
bliwość stała się — jak mawiał Lem aitre — „geometryczną
podporą” hipotezy pierwotnego atomu. Większą część swojego
naukowego życia Lem aitre poświęcił opracowywaniu zapropo­
nowanej przez siebie teorii kosmologicznej. W prawdzie istota
jego koncepcji — ewolucja wszystkich stru k tu r kosmicznych
z produktów rozpadu pierwotnego atom u — pozostawała ta
sama, jednakże szczegóły ulegały nieustannym poprawkom
i ulepszeniom*. Prześledzenie rozwoju idei L em aitre’a w ym aga­
łoby obszernego studium monograficznego, dlatego też ograni­
czymy się do przedstawienia — z konieczności skrótowego —najbardziej dojczałej w ersji jego poglądów.
2. W i el k i W y b u c h
Pomysł po raz pierwszy wyrażony w krótkiej notce w „N aturę”
([3], por. rozdz. VIII) wkrótce rozwinął się w pełną hipotezę.
Jej celem było przede wszystkim sformułowanie „w arunku po­
czątkowego, z którego aktualny Wszechświat mógł się rozwi­
nąć na mocy znanych praw fizycznych i mechanicznych” [4],
Istotą hipotezy L em aitre’a było przypuszczenie, że „Wszech­
świat mógł się zacząć od, stanu, w którym całkowita energia
była skoncentrow ana w jednym kwancie, w jednym pakiecie
energii, którego nie można sobie wyobrazić inaczej, jak tylko
w postaci jądra atomowego” (ibid.). Lem aitre oczekiwał, że dalczy rozwój fizyki jądrow ej przyczyni się do zrozumienia natury
pierwotnego atomu, czy raczej pierwotnego jądra atomowego,
sądził jednak, iż tymczasem w ystarczy „atom pierw otny tra k ­
tować jako układ realizujący maksimum koncentracji przy mi­
nim um entropii” (ibid).
292
URANIA
10/1979
Pierw otny atom należy „umiejscowić” w początkowej osob­
liwości, ale „bez w ątpienia nie można mu przypisywać promie­
nia równego dokładnie zeru, lecz promień rów ny jakieś kilka
m inut światła, czyli, mówiąc astronomicznie, promień zaniedbywalnie m ały w porównaniu do aktualnych rozmiarów Wszech­
św iata” (ibid).
Ewolucja Kosmosu to dzieje rozpadu pierwotnego atomu,
Lem aitre pisał: „Tendencja m aterii do fragm entaryzacji to nic
innego jak tylko niestabilność radioaktyw na pierwotnego ato­
mu; z kolei rozpadały się fragm enty — same również radio­
aktyw ne — tworząc kolejne pokolenia ciał radioaktyw nych.
Podział ten zatrzym uje się dopiero na pierw iastkach stabilnych
lub na pierw iastkach o długim średnim czasie życia, takich jak
na przykład u ran ” (ibid). Doniosłość pomysłu L em aitre’a pole­
ga na tym , że jest on w swej istocie pierwszą w dziejach kos­
mologii hipotezą pochodzenia pierw iastków chemicznych.
Z czasem hipoteza ta rozwinie się w nowy dział współczesnej
kosmologii, w teorię kosmicznej nukleosyntezy.
Rozpad pierwotnego atomu był zjawiskiem gwałtownym,
eksplozją na miarę kosmiczną w dosłownym tego słowa znacze­
niu. Śmiała koncepcja L em aitre’a budziła początkowo opory
kosmologów. W kuluarach międzynarodowych spotkań i konfe­
rencji ironicznie mówiło się o „Wielkim W ybuchu” co w ory­
ginalnej, angielskiej w ersji {„Big Bang”) może znaczyć zarówno
huk pow stający w momencie eksplozji, jak i wielki hałas, do­
myślnie: wokół hipotezy L em aitre’a. Dziś określenie „Wielki
W ybuch” weszło do technicznego żargonu kosmologów i nikt
już nie pam ięta, że zrodziło się ono z ironii.
3. Kosmologia kwantowa
Lem aitre od samego początku był świadom wielkiego znacze­
nia fizyki kw antow ej dla rozwoju kosmologii. W prawdzie obec­
nie świat jako całość jest układem makroskopowym (w sensie:
układem nie-kw antowym ), ale pierw otny atom zachowywał się
kwantowo. A zatem ewolucja W szechświata w pobliżu „po­
czątku” nie mogła być determ inistyczna. Na Kongresie Solvayowskim w Brukseli, w 1958 r. L em aitre mówił: „Zasada
nieoznaczności otw iera nowe możliwości przed kosmologią.
Każdy układ fizyczny, a więc i Wszechświat, jest opisywany
przez zbiór możliwych «stanów», które mogą zostać, ale mogą
też nie zostać urzeczywistnione. ...Z tego samego początku
mogły wyewoluować drastycznie różne wszechświaty. A ktual-
10/1979
U R A N IA
293
ny bieg zdarzeń coraz bardziej konkretyzował się, w m iarę jak
m ateria dzieliła się na coraz większą liczbę pakietów, w pewien,
nie dający się przewidzieć sposób. Oczywiście, gdy liczba poje­
dynczych pakietów stała się bardzo wielka, istotna nieoznaczo­
ność stała się nieefektyw na i została zastąpiona przez praktycz­
ny determinizm charakterystyczny dla zjawisk makroskopo­
wych, wywodzący się z praw a wielkich liczb nieprzew idyw al­
nych zjaw isk”. [5]
Taki obraz ewolucji jest filozoficznie atrakcyjny: cofając
się wstecz w czasie, determinizm przechodzi w indeterm inizm
i to indeterm inizm coraz „mocniejszy” w m iarę jak zbliżamy
się do „początku”. „Rozważania te w skazują ... na coś, co moż­
na by nazwać nieosiągalnym początkiem (inaccessible begin­
ning). Mam na myśli początek, który nie może być osiągnięty
naw et przez myśl; początek, do którego można się zbliżyć je­
dynie w jakiś asym ptotyczny sposób” (ibid).
Pierw otny atom był prosty, złożoność w zrastała stopniowo
przez dzielenie się energii na coraz większą liczbę kwantów.
„Początek złożoności oznacza początek tych pojęć, które zakła­
dają wielką liczbę indywiduów. Takimi pojęciami są przestrzeń
i czas” (ibid.). Początek i jego najbliższe „otoczenie” były —•
według L em aitre’a — aprzestrzenne i bezczasowe; czas i prze­
strzeń wyłoniły się z biegu zdarzeń dopiero w tedy, gdy same
zdarzenia stały się odpowiednio liczne, tak że zaczęła już dzia­
łać statystyka i praw o wielkich liczb.
4. Promieniowanie resztkowe
K wantowe rozważania L em aitre’a o pierwszych fazach ewo­
lucji świata nie są jeszcze pełną, fizyczną hipotezą; stanowią
one raczej pewien program dla przyszłej teorii, która by w łaś­
ciwie opisywała stany Wszechświata odpowiednio bliskie „po­
czątku”. Pierw szy problem , z którym współczesna fizyka jest
już w stanie uporać się, dotyczy pytania, czy cząstki będące
produktam i rozpadu pierwotnego atomu, mogą być traktow ane
jako gaz, czy nie? Oto odpowiedź L em aitre’a: „N ajpierw nale­
ży jasno określić, co należy uważać za istotną charakterystykę
gazu. Nie w ystarczy mieć tylko zbiór wielkiej ilości cząstek.
Ażeby taki zbiór mógł być nazwany gazem, cząstki tego zbioru
muszą posiadać prędkości niewiele różniące się od pewnej śred­
niej prędkości, prędkości gazu, a rozkład prędkości wokół tej
średniej powinien być niezbyt różny od rozkładu Maxwella,
294
URANIA
10/1379
typowego dla zwykłych gazów. Z drugiej zaś strony, zwykły
zbiór cząstek poruszających się we wszystkich kierunkach
z prędkościami tego samego rzędu, nie może być uważany za
gaz. Należy go opisywać jako zbiór korpuskularnych promieni,
jako korpuskularne prom ieniow anie”. [6]
Według L em aitre’a pierwsze pokolenia produktów rozpadu
pierwotnego atom u nie tw orzyły gazu lecz „korpuskularne p ro ­
mieniowanie”. Dopiero z czasem, na skutek częstych zderzeń,
promieniowanie osiągnęło stan równowagi i stało się gazem.
Należy tu odnotować wielki sukces fizycznej intuicji Lem ai­
tre ’a: dzisiejsze dane zarówno teoretyczne, jak i obserwacyjne
świadczą o tym , że m ateria w ypełniająca młody Wszechświat
istotnie miała własności promieniowania; współczesny, tzw.
standardow y model kosmologiczny przyjm uje, że we wczesnych
erach ewolucji świat rzeczywiście był w ypełniony promienio­
waniem.
Jedna trafna intuicja pociąga za sobą następne. Myśl Le­
m aitre’a podążała według następującego schematu: po pierw ­
sze, w jaki sposób pierw otne promieniowanie stało się gazem?
po drugie, w jaki sposób z tego gazu uform ow ały się galaktyki
i gromady galaktyk? po trzecie, co stało się z tą częścią pier­
wotnego promieniowania, która nie przeszła w stan gazu?
O statnie pytanie jest niezmiernie doniosłe. Lem aitre uw a­
żał, że takie „resztkowe prom ieniowanie” istnieje do dziś i m y l­
nie utożsam iał je z promieniowaniem kosmicznym. Ale samo
przekonanie o istnieniu promieniowania resztkowego okazało
się słuszne. W krótce potem jego istnienie, z większą precyzją
teoretyczną, przewidział Gamow, a eksperym entalnie zostało
ono odkryte dopiero na początku lat sześćdziesiątych, na krótko
przed śmiercią L em aitre’a. Odkrycie tego promieniowania —
zwanego także promieniowaniem tła — zapoczątkowało nowy
okres w rozwoju kosmologii, dostarczając jej nowych podstaw
obserw acyjnych (opowiemy o tym w następnych rozdziałach).
W latach trzydziestych jedynym znanym kandydatem do ode­
grania roli „promieniowania resztkowego” było promieniowa­
nie kosmiczne. Nie można L em aitre’a winić za tę swojego ro­
dzaju „genialną pom yłkę”. Zresztą sam Lem aitre podkreślał,
że promieniowanie kosmiczne może stanowić tylko część „pro­
mieniowania resztkowego” (por. [6]).
Idea „promieniowania resztkowego” pojawiła się w rozwa­
żaniach L em aitre’a bardzo wcześnie; została ona już wyraźnie
zapowiedziana w w ystąpieniu podczas dyskusji na posiedzeniu
Towarzystwa Brytyjskiego w 1931 r. (por. rozdz. IX), przed-
10/1979
U R A N IA
295
stawiona m. in. na seansie publicznym Belgijskiej Królewskiej
Akademii Nauk w 1934 r. [7], a potem wielokrotnie opracowy­
wana i pow tarzana we wszystkich ważniejszych pismach kos­
mologicznych L em aitre’a.
Lem aitre jasno zdawał sobie spraw ę z ogromnego znacze­
nia, jakie może mieć dla kosmologii obserwacyjne badanie pro­
mieniowania resztkowego, dlatego dużą część swoich nauko­
wych wysiłków poświęcił badaniu promieni kosmicznych
i szybko stał się w tej dziedzinie uznanym autorytetem . Do­
dajm y wreszcie, że do dziś pochodzenie całego promieniowania
kosmicznego nie zostało ostatecznie wyjaśnione; nie można
a priori wykluczyć, że pewna część tego promieniowania ma
znaczenie kosmologiczne.
5. Ewolucja świata według Lem aitre’u
Drugie pytanie L em aitre’a: w jaki sposób z gazu, mniej więcej
równomiernie rozpostartego w przestrzeni, pow stały galaktyki
i gromady galaktyk? także doprowadziło do nowatorskich roz­
ważań. N arzucającym się mechanizmem jest tu tzw. niestabil­
ność graw itacyjna: jakiekolwiek przypadkowe zagęszczenie ga­
zu będzie przyciągać znajdujące się w pobliżu cząstki i w zra­
stając w ten sposób może dać początek proto-galaktyce lub
proto-gromadzie galaktyk. Trudność polega na tym , że Wszech­
świat się rozszerza i po uwzględnieniu tego faktu okazuje się,
że zagęszczenia będą wykazywać tendencję do zanikania a nie
do powiększania się. Chcąc tę trudność przzewyciężyć, trzeba
w jakiś sposób „przyham ować” kosmiczną ekspansję.
Jest to pożądane także i z innego powodu. Najpow ażniej­
szą trudnością młodej kosmologii relatyw istycznej był tzw. pa­
radoks wieku Wszechświata: okres ekspansji Wszechświata,
według ówczesnych oszacowań obserwacyjnych, okazywał się
krótszy od wieku niektórych obiektów astronomicznych (por.
rozdz. IX). W ydłużenie okresu rozszerzania się W szechświata
uważano za być albo nie być kosmologii.
Lem aitre znalazł wyjście z tej sytuacji. Model z „logaryt­
micznym początkiem” propagowany przez L em aitre’a w 1927
roku był rozwiązaniem rów nań pola ze stałą kosmologiczną.
Wartość tej stałej była identyczna jak dla statycznego mo­
delu Einsteina, oznaczmy ją przez A,.-. Lem aitre zauważył, że
jeśli w ybrać wartość stałej kosmologicznej nieznacznie większej
od A t o otrzym uje się ewolucję św iata taką jak przedstaw io­
no na rysunku. Model ten nazwano potem modelem lub świa-
296
URANIA
10/1979
tem L e m aitre ’a. E w olucja m odelu L e m aitre ’a w yraźnie p rze ­
chodzi przez trz y fazy: 1) okres gw ałtow nej ekspansji począ­
wszy od osobliwości; 2) zw olnienie ekspansji do stan u p raw iestatycznego (prom ień W szechśw iata je st w ów czas ró w n y RE,
prom ieniow i statycznego św iata Einsteina);- 3) ponow ne p rzy ­
spieszenie rozszerzania.
W ażną cechą rozw iązania L e m a itre ’a jest to, że jeśli w a r­
tość stałej kosm ologicznej w ybieram y coraz m niej różną od
A,;, to środkow a, p raw ie-staty czn a faza ew olucji ulega coraz
w iększem u w ydłużeniu; a zatem m an ip u lu jąc w artością stałej
kosm ologicznej m ożem y dow olnie w ydłużać w iek W szechśw ia­
ta. G dyby galak ty k i uciekały od siebie zawsze z jednakow ą
prędkością (liniow a ekspansja), w iek W szechśw iata — jak to
w skazano na ry su n k u — byłby rów ny 4X 109 lat, ale napraw dę
rozszerzanie było kiedyś zaham ow ane praw ie do zera i dzięki
tem u w iek W szechśw iata jest znacznie dłuższy. W te n sposób
L em aitre likw idow ał paradoks w ieku W szechśw iata.
Także i zagadnienie pow staw ania g alaktyk zn ajd u je stosun­
kowo łatw e rozw iązanie w m odelu L e m a itre ’a. W środkow ej,
10/1979
URANIA
297
praw ie-statycznej fazie ewolucji ekspansja jest zwolniona p rak ­
tycznie do zera, co stw arza pierw otnym zagęszczeniom materii
duże szanse przeżycia. Lem aitre intensywnie badał niestabil­
ność graw itacyjną w drugiej fazie ewolucji swojego modelu
i stworzył fizycznie dość rozbudowaną teorię powstawania ga­
laktyk. L em aitre’a należy więc uznać za jednego z prekurso­
rów teorii graw itacyjnej niestabilności, która potem doczekała
się dokładnego matematycznego opracowania. W fizycznej stro­
nie swojej koncepcji powstawania galaktyk Lem aitre przeoczył
jeden ważny czynnik, a mianowicie ciśnienie w yw ierane przez
promieniowanie (por. [8]); przeoczenie to spraw ia, że teoria Le­
m aitre’a ma dziś tylko znaczenie historyczne. Nadmieńmy tak ­
że, że lem aitre’owski model powstawania galaktyk może być
stosunkowo łatwo obalony przez obserwacje. Według Lem ai­
tre ’a galaktyki mogą powstawać tylko w środkowym, praw iestatycznym okresie ewolucji; gdyby procesy galaktykotw órcze
zaobserwowano w trzeciej, współczesnej fazie ewolucji, ozna­
czałoby to fałszywość całej koncepcji.
Lem aitre dążył do opracowania całościowej wizji kosmicz­
nej ewolucji. Interesow ał się nie tylko zagadnieniem pochodze­
nia galaktyk, lecz także ich statystycznym rozkładem na sferze
niebieskiej, próbując wyjaśnić zjawisko gromadzenia się ga­
laktyk przy pomocy modelu, który sam nazywał „mechanicz­
nym modelem gromad” (por. np. [5], [9]).
Dzieło L em aitre’a uderza śmiałością koncepcji i kom plet­
nością opracowania. Uczony z Louvain zaproponował obraz
ewolucji kosmicznej, poczynając od pierwotnego atomu, po­
przez proces jego rozpadu i nukleosyntezy, powstawanie ga­
laktyk i ich gromad aż do obserwowanego obecnie rozkładu
m aterii w przestrzeni. Pod względem zupełności model Le­
m aitre’a można porównać jedynie z dzisiejszym tzw. standar­
dowym modelem Wszechświata.
Trójfazowy model L em aitre’a przeszedł dziwne koleje. Po­
czątkowo wydawało się, że rozwiązuje on wszystkie zasadnicze
problem y kosmologii. W latach przed drugą wojną światową
i bezpośrednio po niej był to niewątpliwie najlepiej opracowa­
ny model kosmologiczny. Potem przyszła tzw. kosmologia sta­
nu stacjonarnego i Gamowa teoria nukleosyntezy kosmicznej,
które odwróciły uwagę od prac L em aitre’a. N apływające dane
obserw acyjne zaczęły wskazywać, że wartość stałej kosmolo­
gicznej jest albo rów na zeru, albo bardzo mało różni się od
zera. Z czasem pow stały teorie pochodzenia galaktyk bez ko­
nieczności przyjm owania prawie-statycznego okresu w ewolu-
298
U R A N IA
10/1979
cji świata. Odpadły najważniejsze argum enty za trójfazow ym
modelem L em aitre’a. Jeszcze raz, w latach sześćdziesiątych, od­
kurzono model L em aitre’a, żeby przy jego pomocy rozwiązać
trudności interpretacyjne związane z obserwacjami kwazarów,
ale wkrótce i to okazało się nieporoźumieniem (por. [8]). Jed ­
nakże — trzeba to przyznać — sporo elementów kosmologii
L em aitre’a weszło do uznawanego obecnie standardowego mo­
delu Wszechświata. Wielu autorów do dziś — nie zawsze świa­
domie — pow tarza myśli i techniki zapożyczone od L em aitre’a.
6. Nieznany komentarz Lem aitre’a
W archiw um L em aitre’a w Louvain-la-N euve znajduje się m a­
szynopis — 50 stronic, z korektą naniesioną ręką L em aitre’a —
zatytułow any „Rozszerzający się W szechświat” [10], A rtykuł
przedstawia syntetyczny zarys całej kosmologicznej koncepcji
L em aitre’a. Jak wynika ze znalezionego w tym samym archi­
w um listu, arty k u ł był pisany na zamówienie Japońskiej Ency­
klopedii, ale — o ile udało się ustalić — nigdy nie ukazał się
drukiem ; najprawdopodobniej w ybuch drugiej w ojny świato­
wej przeszkodził publikacji. Przeczytajm y uważnie kilka frag­
m entów z 17 rozdziału tej pracy, zatytułowanego „Początek
przestrzeni”. Po rozważeniu wczesnych etapów ewolucji kos­
micznej, Lem aitre staw ia pytanie:
„Co zdarzyło się przedtem ?”
Przedtem musimy stanąć wobec problem u zerowej w ar­
tości prom ienia (tzn. wobec problem u osobliwości — przyp.
M. H.). Przedyskutow aliśm y powyżej, w jakiej mierze należy
traktow ać tę wartość jako rów ną dokładnie zeru i widzieliśmy,
że należy ją uznać za bardzo małą wielkość, powiedzmy —
kilka godzin światła.
Możemy mówić o tym w ydarzeniu jako o początku. Nie
mówię o stworzeniu. Fizycznie jest to początek w tym sensie,
że jeśli cokolwiek zdarzyło się przedtem , to to coś nie ma
obserwowalnego w pływu na zachowanie się naszego Wszech­
świata, ponieważ każda właściwość m aterii sprzed początku
została całkowicie zagubiona w ekstrem alnej kontrakcji do
teoretycznego zera. Jakiekolwiek uprzednie istnienie Wszech­
świata ma metafizyczny charakter. Fizycznie wszystko dzieje
się tak, jak gdyby teoretyczne zero było rzeczywiście począt­
kiem. Pytanie, czy był to rzeczywiście początek czyli stworze­
nie: coś zaczynającego się z nicości, jest pytaniem filozoficz-
10/1979
U R A N IA
299
nym i nie może być rozstrzygnięte przy pomocy fizycznych
lub astronomicznych rozważań. (...)
W ydaje się, że czas można przedłużać dowolnie w prze­
szłość i w przyszłość. Na pierw szy rzu t oka w ydaje się, że nie
może być teraźniejszości, która by nie m iała przyszłości
i przeszłości. Ale czas nie istnieje bez przestrzeni i czasoprze­
strzeń może mieć kres, ponieważ przestrzeń charakteryzuje się
pew ną skończoną wielkością, a mianowicie promieniem, któ­
rego wartością graniczną jest zero.'A zatem może istnieć taka
chwila czasu, że przeszłość i przyszłość tej chwili różnią się od
siebie przez to, iż w przyszłości istnieje przestrzeń, a w prze­
szłości przestrzeń nie istnieje. Taka chwila jest naturalnym po­
czątkiem, jest konsekwencją teorii wyłożonej powyżej i w pew ­
nej mierze potwierdzonej przez fakty empiryczne, wskazujące,
iż naturalny początek miał miejsce kilka m iliardów lat temu.
Byłoby ciekawe rozważyć, jakby wyglądał wszechświat,
istniejący przed naszym Wszechświatem, wszechświat, który
byłby dokładnie podobny do naszego, ale w którym wszystko
odbywałoby się w przeciwnym kierunku; byłby to wszech­
świat kurczący się, kolapsujący do zera, spalający się do posta­
ci małej kuli i dopiero potem odbudowujący się od nowa. Taki
wszechświat m iałby identyczne ogólne własności jak nasz, po­
w staw ałyby w nim nowe gwiazdy i galaktyki, jednakże pewne
jego istotne cechy byłyby odmienne.
Przede wszystkim zaw ierałby on około dziesięciokrotnie
m niej uranu i toru a więcej ołowiu, w w yniku radioaktywnego
rozpadu. Ale główna różnica polegałaby na tym , że nie istnia­
łyby w nim promienie kosmiczne. Byłoby to pew ną wskazówką,
że nie jest on ukształtow any ze świeżej materii.
Istnieje piękny sposób otrzym ania świata ukształtowanego
ze świeżej m aterii. Muszę przyznać, że sposób ten jest wysoce
hipotetyczny, ale myślę, że jest obowiązkiem teoretyka sta­
wiać czoła biegowi swoich myśli naw et wówczas, gdy wiodą
go one ku nie całkiem pew nym uogólnieniom znanych faktów.
Mam na myśli hipotezę pierwotnego atom u”. [10]
Cechą wielkich umysłów jest krytycyzm , a więc odnoszenie
się z pewnym dystansem także do w łasnych pomysłów. Jeśli
ideę pierwotnego atom u traktow ać dosłownie, jest ona fałszy­
wa (z punktu widzenia naszej dzisiejszej wiedzy), ale jeśli
spojrzeć na nią jako na hipotezę, usytuow aną na konkretnym
etapie rozwoju kosmologii, to niewątpliw ie jest ona ogniwem
w łańcuchu postępu. Należy wszakże odróżnić „szczegóły tech­
niczne” od pewnych ogólnych idei, które je zrodziły. O aktual-
300
URANIA
10/1979
ności „ogólnych idei” Lemaitre’a świadczy fakt, że prawie
wszystkie myśli wyrażone w powyżej przytoczonym fragmen­
cie można by zastosować do obowiązującego dziś standardowe­
go modelu Wszechświata. Szczegóły techniczne starzeją się
szybciej niż ogólne idee.
Przypisy
[1] G. L em aitre , L ’U nivers en expansion, A n n . Soc. Sci. B ru x elles,
A 53, 1933, 51—85.
[2] S. W. H aw king, G. F. R. Ellis, T he L arg e S cale S tru c tu re of
S pace-T im e, C am bridge, A t th e U n ive rsity Press, 1973.
[3] G. L em aitre , T he B eginning of th e W orld: fro m th e P o in t of
V iew of Q u an tu m T heory, N ature, vol. 127, no 3210, M ay 9, 1931, 706.
[4] G. L em aitre , L ’hypothese de l ’atom e p rim itif, R evu e des Q ue­
stions S cien tijiq u es, 1948, 321—339.
[5] G. L em aitre , T he P rim a e v a l A tom H ypothesis an d th e P ro b le m
of th e C lu sters of G alaxies, w : L a stru ctu re et re v o lu tio n de V U nivers,
I n s titu t In te rn a tio n a l de P hy siq u e Solvay, O nziem e C onceil de P hysique,
B ru x elles 1958.
[6] G. L em aitre , In sta b ility in th e E x p an d in g U n iv erse an d Its
A stro n o m ical Im p licatio n s, Pont. A cad. Sci.: S crip ta V aria 16, 1948,
475—486.
[7] G. L em aitre , L ’U nivers en expansion, R ev. Q uest. Sci., m ai
1935, 357—375.
[8] V. P etro sia n , C o n fro n tatio n of L e m a itre M odels an d th e Cos­
m ological C on stan t w ith O bservations, w : C o n fro n ta tio n o f C osm ologi­
cal T heories w ith O bservational Data, S y m p o zju m M iędzynar. U nii
A stron. w K ra k o w ie (wyd. przez M. S. L ong aira) R eidel, 1974, s. 31— 46.
[9] G. L em aitre , A. B artholom e, C o n trib u tio n s au pro b lem e des
am as de galaxies, A n n . Soc. Sci. B ruxelles, 72, 1978, 97—102.
[10] G. L e m a itre ’a, T he E x p an d in g U niverse, m a szyn o p is, 50 str.,
w A rch iw u m L e m a itre ’a w L ouv ain -la-N eu v e.
K R Z Y S Z T O F ZIO Ł K O W SK 1 — W arszaw a
ŚWIADKOWIE NARODZIN UKŁADU SŁONECZNEGO
Cztery i pół miliarda lat temu, w posiadającym kształt dysku
gazowo-pyłowym obłoku powstającego właśnie Słońca, toczyła
się dziwna walka między obficie tworzącymi się weń zgęszczeniami materii. Większe przechwytywały mniejsze; liczne zde­
rzenia rozdrabniały już uformowane, a pozostałości rozpadów
były bądź wyrzucane na zewnątrz, bądź też trafiały w Słońce;
częste kolizje — w zależności od prędkości spotkania i w iel­
kości jego uczestników — powodowały „zlepianie się” materii
w coraz bardziej masywne bryły albo na drodze powolnego
10/1979
URANIA
301
procesu ewolucyjnego, albo w gwałtownych spadkach jednych
ciał na drugie. Po upływ ie kilku milionów lat na placu boju
zostały już tylko nieliczne, ale za to stosunkowo duże, kuliste
kondensacje m aterii okrążające Słońce po stabilnych, prawie
kołowych orbitach; dały one początek planetom. Pozostała m a­
teria pierw otnej mgławicy uległa niemal zupełnemu rozprosze­
niu, a jedynie w stosunkowo wąskim pasie między orbitam i
Marsa i Jowisza do dziś krąży wokół Słońca wiele tysięcy
świadków tam tych wydarzeń; ze względu na niewielkie roz­
m iary zyskały one nazwę małych planet, planetoid lub asteroid.
Planetek nie da się zaobserwować na niebie gołym okiem,
nic więc dziwnego, że o ich istnieniu dowiedziano się dopiero
w poprzednim stuleciu. Pierwszą i największą asteroidę Ceres
odkrył 1 stycznia 1801 roku sycylijski astronom G. P i a z z i ,
trzy dalsze zaobserwowano w ciągu kilku następnych lat, zaś
masowo zaczęto je odkrywać w drugiej połowie XIX wieku.
Obecnie znanych jest już kilka tysięcy tych ciał niebieskich.
Ogromna większość planetoid porusza się wokół Słońca — po­
dobnie jak planety — po prawie kołowych orbitach leżących
niemal w jednej płaszczyźnie pokryw ającej się z płaszczyzną
ruchu wielkich planet; średnia odległość asteroid od Słońca
przewyższa blisko trzykrotnie odległość Ziemi od Słońca, a ich
okres obiegu wynosi średnio 4,5 lat.
Ale niewielki procent małych planet odbiega od tych pra­
widłowości. Przykładem mogą być tzw. trojańczycy — planetoidy, których nazwy pochodzą od im ion bohaterów wojny
trojańskiej. Krążą one po torach, które niem al całkowicie po­
kryw ają się z orbitą Jowisza, przy czym ich odległości od Jo ­
wisza są zawsze równe mniej więcej odległości Jowisza od
Słońca, czyli — innym i s ło w y — Słońce, Jowisz i trojańczycy
stale znajdują się w wierzchołkach tró jk ąta równobocznego.
O trojańczykach mówimy, że poruszają się w rezonansie 1 : 1
z Jowiszem. Natomiast intrygującym zjawiskiem jest fakt b ra­
ku planetoid, które poruszałyby się w rezonansie 1 : 2 z Jow i­
szem, tzn. takich, których okresy obiegu wokół Słońca byłyby
równe połowie okresu obiegu Jowisza. W całym pierścieniu
planetoid jest to wyraźnie obserwowana luka, która nosi nazwę
przerw y Hecuby. O ile istnienie trojańczyków jest p rzy ro d n i­
czym potwierdzeniem przewidywanego teoretycznie faktu, to
do tej pory nie udało się dostatecznie wiarogodnie uzasadnić
występowania przerw y Hecuby. Również przy innych rezonan­
sach z ruchem Jowisza obserwuje się bądź to zgrupowania
bądź też luki w pierścieniu planetoid (tzw. okna Kirkwooda).
302
URANIA
10/1979
Istnieją ponadto pojedyncze planetoidy poruszające się po
zupełnie nietypowych dla tych ciał niebieskich orbitach. Wy­
mieńmy dla przykładu dwie, które — wśród dotychczas zna­
nych — charakteryzują się najm niejszym i największym okre­
sem obiegu wokół Słońca. Planetoida Ra-Shalom odkryta we
wrześniu 1978 roku obiega Słońce zaledwie w ciągu 277 dni
przybliżając się do niego w peryhelium na odległość 0,47 jed­
nostki astronomicznej i oddalając się w aphelium nieco poza
orbitę Ziemi na odległość 1,20 jednostki astronomicznej. Rów­
nie niedawno odkryta — w listopadzie 1977 roku — planetka
Chejron ma okres obiegu równy 50,7 lat. Jej odległości p ery ­
helium i aphelium wynoszą odpowiednio 8,5 i 18,9 jednostki
astronomicznej. O rbity obu tych planetoid są dość znacznie od­
biegającymi od koła elipsami (mimośród Ra-Shalom wynosi
0,43, a Chejrona 0,38) i znajdują się całkowicie poza pierście­
niem m ałych planet (Ra-Shalom w ew nątrz, a Chejron na ze­
wnątrz). Dodajmy, że Ra-Shalom należy do planetoid tzw. gru­
py Apollo, którym poświęcimy odrębny arty k u ł w następnym
numerze Uranii.
Do niedawna te właśnie (oraz wiele innych tu nie wymie­
nionych) osobliwości ruchów stanow iły główny przedm iot ba­
dań planetoid, dostarczając niejednokrotnie przyrodniczych po­
tw ierdzeń różnym teoretycznym rozwiązaniom mechaniki nie­
ba. O statnie łata przesunęły jednak punkt ciężkości zaintere­
sowań małymi planetam i na zagadnienia fizyczne takie jak ba­
dania kształtów, rozmiarów i mas planetoid, zmian jasności,
barw y i zdolności odbijającej ich powierzchni itp. W ydaje się,
że przyczyną tego było przede wszystkim zrozumienie faktu,
że badania stru k tu ry tych ciał niebieskich dostarczają inform a­
cji o narodzinach i początkowych stadiach ewolucji Układu
Słonecznego.
Kilka lat tem u odkryto np., że — w brew pierw otnym przy­
puszczeniom — zdolność odbijania (albedo) promieniowania
słonecznego od powierzchni planetoid nie jest jednakowa
i może różnić się dla poszczególnych obiektów naw et o czyn­
nik 10. Spośród około 200 dotychczas szczegółowo przebadanych
asteroid najm niej promieniowania — zaledwie 0,02 — odbija
Arethusa, a najwięcej — 0,38 — Nysa. Albedo czterech pier­
wszych planetoid wynosi: Ceres — 0,05, Pallas — 0,07, Juno —
0,15, W esta — 0,23.
Znajomość albedo planetoidy umożliwia znalezienie jej roz­
miarów. P rzyjm ując bowiem, że asteroida prom ieniuje jedy­
nie odbitym św iatłem słonecznym, pomiar jej jasności i obli-
10/1979
URANIA
303
czenie na podstawie znanej orbity odległości od Ziemi i Słońca
przy danym albedo, stw arza możliwość obliczenia wielkości po­
wierzchni odbijającej, a stąd średnicy planetoidy. Jedna z me­
tod znajdowania albedo planetoid opiera się na znalezionej la­
boratoryjnie zależności stopnia polaryzacji św iatła odbitego od
powierzchni o określonej zdolności odbijania od kąta fazowego
(czyli kąta między kierunkam i: źródło światła — obserw ator
i źródło św iatła — powierzchnia odbijająca; lub w przypadku
planetoidy: Słońce — Ziemia i Słońce — planetoida). Znając
tę zależność dla powierzchni o różnych zdolnościach odbijania,
pomiar polaryzacji promieniowania planetoidy i obliczenie kąta
fazowego w momencie pomiaru umożliwi znalezienie jej albe­
do. Inny sposób znajdowania albedo planetoid stał się możliwy
dzięki znacznemu ostatnio zwiększeniu dokładności metod ra ­
diom etrycznych pomiaru ilości promieniowania podczerwonego,
za pomocą których można precyzyjnie mierzyć własne, term icz­
ne promieniowanie m ałych planet. Zakładając, że wszystko
promieniowanie, które nie zostało odbite od planetoidy, a za­
absorbowane przez jej powierzchnię zostało następnie wyemi­
tow ane jako promieniowanie term iczne, i że planetoida w łas­
nych źródeł ciepła nie posiada, z pom iaru ilości tego promie­
niowania i jasności planetoidy można obliczyć albedo jej po­
wierzchni.
Średnice (w km) czterech pierwszych planetoid znajdowane różnymi
metodam i
Pallas
Juno
Westa
767
489
193
386
1050
635
225
515
11003
585
538
247
538
Ceres
bezpośredni pomiar
m ikrometryczny
metoda polary­
m etryczna
metoda
radiom etryczna
zakrycie gwiazdy
Różne sposoby pom iaru albedo planetoid dają różne w ar­
tości ich średnic. W Tabeli 1 zebrano odpowiednie dane dla
czterech pierwszych małych planet, dla których — jeszcze
w końcu zeszłego stulecia — udało się m ikrom etrycznie zmie­
rzyć średnice. Ciekawe, że współczesne m etody polarym etrycz­
ne i radiom etryczne dają w artości średnic większe od daw niej­
szej m etody m ikrom etrycznej. W przypadku planetoidy Pallas
304
U R A N IA
10/1979
niedawne zakrycie przez nią gwiazdy 11 wielkości gwiazdowej
SAO 85009 w dniu 29 maj 1978 roku stało się okazją do pomia­
ru średnicy jeszcze inną metodą. Umożliwia ona stwierdzenie,
że Pallas ma kształt elipsoidy trój osiowej, której prom ień bie­
gunowy wynosi 266 + 15 km, a promienie równikowe są równe
279 + 4 km i 263 ± 6 km. Inform acje o kształtach innych plane­
toid pochodzą natom iast z analizy krzyw ych zmian ich jasności.
Jasności znanych planetoid ulegają zmianom w granicach od
0,04 wielkości gwiazdowej dla Ceres aż do 1,5 wielkości gwiaz­
dowej dla Erosa i naw et 2 wielkości gwiazdowych dla Geographosa. Analiza zmian w czasie jasności wskazuje, że np.
Geographos przypomina swym kształtem wydłużony cylinder
o długości 4+ 0 ,5 km i szerokości 1,5 ±0,15 km.
O masach planetoid wiemy niewiele. Według najnowszych
ocen masa całego pierścienia m ałych planet wynosi 3 X 1021 kg
co stanowi zaledwie 0,0005 m asy Ziemi. Mniej więcej połowa
tej wielkości przypada na trzy największe planetoidy Ceres,
Pallas i Westę.
Do ciekawych wniosków doprowadziło spostrzeżenie, że
widma planetoid ciemniejszych, czyli słabiej odbijających pro­
mieniowanie słoneczne, są wyraźnie różne od widm planetoid
jaśniejszych, a więc o większej zdolności odbijania. Porów na­
nie tych widm z uzyskanymi laboratoryjnie widmami promie­
niowania odbitego od m eteorytów różnych typów pozwoliło
stwierdzić podobieństwo planetoid o m ałym albedo do tzw. wę­
glowych chondrytów, a planetoid o większym albedo do me­
teorytów kamiennych.
Ale jednym z najciekawszych odkryć ostatnich lat w ydaje
się znalezienie zależności budowy asteroid od ich odległości od
Słońca. Okazuje się mianowicie, że bliżej Słońca krążą głównie
jasne planetoidy kam ienne, podczas gdy w bliższych orbity Jo ­
wisza zew nętrznych partiach pierścienia m ałych planet spotyka
się przeważnie ciemne planetoidy węglowe. Odzwierciedla to
prawdopodobnie przestrzenne zróżnicowanie obfitości poszcze­
gólnych pierw iastków w okresie powstawania U kładu Słonecz­
nego, a także w ydaje się świadczyć o tym , że planetoidy znaj­
dują się obecnie w tych samych mniej więcej odległościach od
Słońca co w początkowej fazie jego ewolucji. U gruntuje to ta k ­
że przedstawioną na początku hipotezę pochodzenia planetek
podważając jednocześnie wiarygodność popularnej jeszcze do
niedawna koncepcji powstania m ałych planet w w yniku roz­
padu jednego lub kilku większych ciał krążących pierwotnie
wokół Słońca między orbitam i Marsa i Jowisza.
10/1979
URANIA
305
Warto może jeszcze na zakończenie uzm ysłowić sobie, że
świadectw em burzliwych wydarzeń u zarania dziejów układu
planetarnego jest nie tylko oczyw isty fakt istnienia pierścienia
małych planet, ale także równie oczywisty, choć dopiero
w ostatnich latach stwierdzony, fakt występowania charakte­
rystycznych kraterów uderzeniowych na powierzchniach w szy­
stkich planet i satelitów wewnętrznej części Układu Słonecz­
nego (tzn. znajdujących się na zewnątrz orbity Jowisza), a tak­
że satelitów Jowisza, o czym przekonują nas zdjęcia na okładce
niniejszego numeru Uranii. Należy więc spodziewać się podob­
nego wyglądu również i powierzchni planetek.
L U D W I K Z A J D L E R — W arszaw a
NA MARGINESIE SZEŚCDZIESIĘCIOLECIA „URANII”
P ierw szy n u m e r „U ran ii” w yszedł spod p ra sy w listopadzie 1919 roku.
W m ałej d ru k aren c e przy ul. M arszałkow skiej w W arszaw ie, odbity
te c h n ik ą hekto g raficzn ą w kilkudziesięciu egzem plarzach. N a w ybór
d ru k a rn i być może w p ły n ął fa k t, że nosiła ona bardzo odpow iednią
nazw ę „ S a tu rn ”. R e d ak to ra m i i au to ra m i arty k u łó w byli uczniow ie m a­
tu ra ln y c h klas gim nazjów w arszaw skich: J a n M erg en taler z gim n. Mi­
k o ła ja R eja, S tan isław M rozow ski z gim n. Z iem i M azow ieckiej i S te­
fa n K aliń sk i z gim n. K azim ierza K ulw iecia (auto r niniejszego je st też
„k u lw ieciakiem ”, ale z nieco późniejszych roczników ). P ro te k to ra t n ad
tą g ru p ą en tu zjastó w , do k tó re j dołączyli w liczbie około dw udziestu
rów ieśnicy tak że z innych szkół, o b jął trzydziesto k ilk o letn i astronom ,
d r F elic ja n K ępiński, nauczyciel astro n o m ii w k ilk u szkołach w arsza w ­
skich, jednocześnie pełniący obow iązki tym czasow ego k ie ro w n ik a O b­
serw ato riu m U n iw ersy tetu W arszaw skiego, co bardzo sp rzy jało p ro p a ­
gow aniu idei w śród m łodzieży szkolnej. D zięki jego pom ocy udało się
uzyskać w k u ra to riu m zgodę n a u tw orzenie m iędzyszkolnego sto w arzy ­
szenia o ch a rak te rz e sam okształceniow ym o nazw ie Koło M iłośników
A stronom ii. Z eb ran ie o rganizacyjne odbyło się w d n iu 5 p aźd ziern ik a
1919 r. i tę d atę należałoby uw ażać za d atę założenia naszego T o w arzy ­
stw a, gdyby nie pow ażny szkopuł: poza d r K ęp iń sk im w szyscy człon­
kow ie byli niepełnoletni. W krótce do K oła p rzy stą p ili nieco sta rsi k o ­
ledzy, studenci E d w ard Stenz (ur. 1897 r.) i A nto n i Z yg m u n t (r. 1900),
i u rzę d n ik pocztow y M aksym ilian B iałęcki, e n tu z ja s ta astro n o m iczn y ch
p o p u la rn y c h dzieł F lam m ario n a, posiadacz w łasn ej lu n e ty o śred n icy
o b iektyw u 10 cm. M aksym ilianow i B iałęckiem u pism o nasze zaw dzię­
cza sw ój ty tu ł „ U ra n ja ” (zgodnie z o rto g ra fią ów czesną p isan y z lite rą
„ i ”).
N ajw iększą chyba tru d n o ść w w y d aw an iu U ra n ii stan o w ił b ra k
środków finansow ych. S k ład k a członkow ska nie w y sta rc za ła oczyw iście
n a pokrycie kosztów p ap ieru i d ru k u . C złonkow ie K oła rozp ro w ad zali
gdzie się dało egzem plarze, głów nie w śród kolegów (cena n u m e ru w y ­
nosiła 4 m arki), p ew n ą sum ę uzyskano z zad ek laro w a n ej z góry p rzed-
306
URANIA
10/1979
p ła ty przez członków rodzin lu b znajom ych p rzy ch y ln ie usposobionych
do akcji. I ta k n a przy k ład — ja k rela cjo n u je S tan isław M rozow ski —
jego b ab k a w p isała sw ego now onarodzonego w n u k a n a listę p re n u m e ­
ra to ró w dożyw otnich... T en b ra k środków w łasn y ch , tzn. ze składek
bądź p re n u m e ra ty , tow arzyszy w y d aw n ictw u po dzień dzisiejszy,
a w k ażdym razie do chw ili przejęcia w y d aw n ic tw a przez Z ak ład N a­
rodow y im. O ssolińskich w 1977 roku. W okresie m iędzyw ojennym n ie­
kiedy u daw ało się uzyskiw ać pew ne fundusze od w ład z m ia sta W ar­
szaw y lu b państw ow ych, nie w y starczały one je d n a k n igdy n a w y d a­
w anie m iesięcznika, n aw e t k w a rta ln ik a . B yw ały la ta k iedy u k azy w ały
się ty lk o d w a zeszyty (w la ta c h 1923 i 1924 ty lk o po jednym ), a w ro k u
1935 nie w ydano żadnego.
T ylko niezw ykłem u entuzjazm ow i m łodych m iłośników n ależy zaw zięczać, że w ty ch tru d n y c h w a ru n k a c h 1919 ro k u p ow stało w y d aw n i­
ctw o, k tó re okazało się ta k potrzebne, że u trz y m u je się w niew iele
zm ienionym p ro filu przez la t sześćdziesiąt.
P rzyczynili się do tego n ie w ą tp liw ie i ci, k tó rzy ju ż p rze d tem stw o ­
rzyli k lim a t sp rzy ja ją cy zain tereso w an iu się astro n o m ią n a ziem iach
-polsk ich . A w ięc i K am il F lam m ario n , którego dzieła p o p u la rn o n a u k o ­
w e tłum aczone n a język polski pobudziły lek arza z Jęd rzejo w a, d r F e­
lik sa P rzypkow skiego (dziad obecnego d y re k to ra M uzeum P rzy p k o w ­
skich) do w y stą p ien ia już na k ilk a la t przed w o jn ą św iato w ą w p rasie
0 pow ołanie zrzeszenia m iłośników astro n o m ii n a w zór istn iejąceg o w e
F ra n c ji T ow arzystw a A stronom icznego. Do ap elu p rzyłączyli się w spom ­
n ia n y już M aksym ilian B iałęcki i F e lic ja n K ępiński, a ta k że ziem ianin
z P rzegalin inż. W ładysław S zaniaw ski, lek arz d r T adeusz R akow iecki
1 astro n o m T adeusz B anachiew icz. Z apew n e do za in tereso w an ia się
astro n o m ią przyczyniła się „groźna” ko m eta H alley a z 1910 roku, a już
n a pew no ukazan ie się w 1919 ro k u k om ety B ro rsen -M etcalfa — o czym
w sp o m in a ją M erg en taler i M rozow ski.
W krótce je d n ak n ad ziem iam i polskim i przeszła now a fa la w o jen ­
na: rok 1920. Część członków K oła znalazła się w w o jsk u , in n i po zdaniu
egzam inów m a tu ra ln y c h rozpoczęli stu d ia w yższe n a różnych uczel­
niach. Jed y n ie ci, k tórzy pozostali w iern i astro n o m ii, w szczęli zabiegi
w celu u tw o rzen ia T ow arzystw a. W w yniku ty c h zabiegów , po zw erb o ­
w an iu do ak c ji k ilk a osób „dorosłych” (głów ni założyciele — K aliński,
M erg en taler i M rozow ski nie m ieli jeszcze 21 lat), doszło do zeb ran ia
zaintereso w an y ch w dn iu 26 listo p ad a 1921 r., n a k tó ry m uchw alono
s ta tu t już nie K oła, lecz T ow arzystw a M iłośników A stronom ii.
N a te m a t h isto rii p o w stan ia T o w arzy stw a i jego o rg an u n ap isan o
już w iele. Szczególną w arto ść m a ją tu pierw sze, dziś już zaliczane do
„białych k ru k ó w ” zeszyty U ra n ii z la t 1922 i 1923. Z a w ie ra ją one m. in.
nazw iska członków sprzed 60 laty. T akże w n astęp n y c h la ta c h p an o w ał
te n do b ry obyczaj, że w k ażd y m n um erze podaw an o p erso n alia now ow stę p u jąc y ch członków .
N iezw ykle cenne są rów nież re la c je z ty c h czasów, za w arte w e
w spom nieniach pierw szych re d a k to ró w U ra n ii — J a n a M e rg e n talera
(„,Pod znakiem k o m e ty ”, U ran ia, listopad 1959 r., z o kazji czterdziesto­
lecia) i S tan isław a M rozow skiego („Ja k pow stało T ow arzystw o M iłośni­
ków A stronom ii’, U ran ia, lu ty 1973 r.). Z w ięzłą h isto rię z ta b ela m i za­
w iera jąc y m i liczne d an e staty sty czn e, zaw iera w y d an a w 1971 r. b ro rz u rk a pt. „50 la t społeczno-m iłośniczego ru c h u astronom icznego w P o l­
sce”, k tó rej a u to ra m i są T adeusz G rzesło i J a n Rolew icz. C enną pozycję
w zakresie h isto rii U ran ii stanow i a rty k u ł „C zterdziestolecie czasopism a
10/1979
URANIA
307
U rania” Stanisław a Lubertowicza (maj 1962 r., w roku jubileuszowym
ukazahia się „legalnego” organu Tow arzystw a Miłośników Astronomii);
autor zadał sobie tru d zinw entaryzow ania wszystkich zeszytów i num e­
rów U ranii od pierwszego w 1922 r. do ostatniego w 1961 r., łącznie to­
mów 32, zeszytów 205, num erów 250 (niektóre zeszyty łączyły parę nu­
merów).
Na zakończenie om aw iania „prehistorycznych” num erów U ranii,
tych z lat 1919—1920, należy podać, że ukazało się ich tylko cztery, że
są to egzemplarze dziś nie do zdobycia, że strona tytułow a n r 2 była
reprodukow ana na okładce U ranii n r 2 (luty) z 1967 roku. I że redakcja
U ranii bardzo prosi osoby posiadające egzemplarze o wypożyczenie ich
w celu sporządzenia kopii kserograficznych.
W łaściwą historię U rania rozpoczyna dopiero z ukazaniem się
pierwszego num eru w 1922 roku, już drukow ana „przyzwoicie” (skład
czcionkowy w D rukarni Technicznej przy ul. Czackiego 3/5 w W arsza­
wie). Redaktorem jej był astronom -profesjonalista dr F. Kępiński. Póź­
niej zm ieniali się redaktorzy, drukarnie i ceny: n r 1 kosztował 250 m a­
rek, n r 2 — 360 mk, n r 3—4 — 1500 mk, natom iast n r 5 (w 1923 r.)
„tylko” 60 groszy, było to już po reform ie w alutowej. W latach później­
szych cena egzemplarza w sprzedaży i prenum eracie utrzym yw ała się
na poziomie 1—2 złotych.
Odliczając te cztery num ery hektografow ane jak również lata „pu­
ste” (1921, 1935, 1940—1945 oraz 1947) kiedy U rania nie wychodziła, ze­
brało się ogółem dotąd 50 roczników, zaw ierających do końca 1979 roku
466 num erów w 408 zeszytach, razem ok. 13 tysięcy stron zadrukow a­
nych, nie licząc okładek zadrukow anych bądź ilustrow anych, w kładek,
dodatków bądź rocznych spisów treści. Odpowiadałoby to m niej więcej
25 tomom powyżej 500 stron liczących jakiejś „wielkiej encyklopedii”.
To porównanie z encyklopedią nasuw a się również podczas czytania
różnych zeszytów Uranii. N iektóre artykuły oceniane byw ają jako mało
interesujące, podczas gdy inne są pilnie studiow ane; tak samo jest, gdy
otworzymy encyklopedię na dowolnej stronie. Na następny odcinek
pew nych artykułów seryjnych czytelnicy oczekują z niecierpliwością, na
inne skarżą się przy każdej sposobności. Członkowi redakcji trudno jest
wystaw ić ogólną ocenę miesięcznika... Jedno jest pewne: inform acje „ze
św iata astronomicznego”, o frapujących osiągnięciach nauki, publiko­
w ane są z ogromnym opóźnieniem. Przy tzw. cyklu produkcyjnym trw a­
jącym blisko pół roku, trudno jest konkurow ać z prasą codzienną, ustę­
pującą pod tym względem jedynie wiadomościom z radia. Jako przy­
kład: niniejszy artykuł, który przeznaczony jest do num eru październi­
kowego, napisany został w m aju, a do rąk czytelnika dostanie się przy
notorycznym spóźnianiu się druku i ekspedycji — zapewne w listopa­
dzie. Jeszcze gorzej przedstaw ia się spraw a, gdy artykuł w U ranii n a ­
pisany jest na podstawie publikacji naukowych zagranicznych, Docho­
dzi w tedy czas potrzebny na zapoznanie się z literaturą, uwzględnić
tu należy również to, że i w w ydaw nictw ie referow anym też obowią­
zują cykle produkcyjne”. Stw arza to sytuację, że niekiedy redakcja
rezygnuje z publikow ania pewnych „nowości”, aby nie omawiać rzeczy
dawno zdezaktualizowanych, o których czytelnicy już wiedzą z innych
źródeł. Wspomnienie o tym autorow i niniejszego w ydaje się konieczne,
gdy mowa o ocenie U ranii na tle sześćdziesięciu lat historii.
„K alendarzyk astronom iczny”, jako stała pozycja Uranii, w ciągu
tych 60 lat przechodził kilka zmian. Od pierwszego num eru w 1922 r.
do końca 1925 r. podawano współrzędne oraz wschody i zachody Słoń-
308
URANIA
10/1979
ca, Księżyca i planet w form ie tabel, zamieszczano również efemerydy
zjaw isk w układzie Jowisza i zakryć gwiazd przez Księżyc. Już w 1922 r.
O bserw atorium K rakow skie rozpoczęło w ydaw anie „Rocznika Astrono­
micznego”, zawierającego dane dla potrzeb astronom ów i miłośników;
część tego rocznika pod tytułem „C allendarium Rocznika Astronomicz­
nego O bserw atorium Krakow skiego” jako — tak głosi nadruk na okład­
ce — „bezpłatny dodatek do U ranii dla członków Towarzystwa Miłośni­
ków A stronom ii” drukow ano odrębnie w latach 1926 i 1927. W związku
z tym pow tarzanie danych przeznaczonych głównie dla obserwatorówam atorów okazało się zbędne. W 1927 r. w W arszawie rozpoczęto wy­
daw anie „K alendarza Astronomicznego Towarzystwa Miłośników Astro­
nom ii”. Oba te w ydaw nictw a nie utrzym ały się długo („Dodatek Mię­
dzynarodow y” do Rocznika Krakowskiego, zawierający głównie dane dla
obserw atorów gwiazd zmiennych, wychodzi po dziś).
Bardzo przydatny dla miłośników astronom ii był w tych czasach
„K alendarz Ilustrow anego K uryera Codziennego” (tzw. „krakowskiego
IKC”), redagow any od 1928 r. przez prof. Tadeusza Banachiewicza, póź­
niej — aż do 1939 r. przez dra Jan a Gadomskiego. Zaw ierał on oprócz
kalendarium w postaci tabel i w ykresów bogato ilustrow ane artykuły,
i stanowił doskonałe uzupełnienie inform acji dla miłośników wobec
bardzo nieregularnie ukazującej się U ranii. W roku 1936 U rania, „upo­
raw szy się” z trudnościam i, rozpoczęła regularne w ydaw anie w postaci
kw artalnika we Lwowie pod redakcją prof. Eugeniusza Rybki. O statni
z przedw ojennej serii zeszyt U ranii ukazał się w czerwcu 1939 r. i za­
w ierał czterostronicow y kalendarzyk na sierpień, wrzesień i paździer­
nik: efem erydy (współrzędne oraz wschody i zachody) Słońca, Księżyca,
siedmiu planet i trzech planetoid, minima Algola i zakrycia gwiazd
przez Księżyc.
W podobny sposób kontynuow ano podawanie danych kalendarzo­
wych po wznowieniu U ranii po wojnie. W latach 1972—1974 powrócono
do idei w ydaw ania rocznego „K alendarzyka astronomicznego” jako
w kładki (tabele w spółrzędnych oraz wschodów i zachodów Słońca, Księ­
życa i sześciu planet, jak również dane dla obserw atorów Słońca), po­
zostałe inform acje o zjaw iskach drukując w odcinkach miesięcznych.
Jednakże ograniczenia w przydziale papieru zmusiły wydawnictw o do
zrezygnowania z tego i odtąd kalendarzyk ukazuje się w obecnej, bu­
dzącej wśród użytkowników dużo kontrow ersji, formie. Zwłaszcza w te­
dy, gdy dociera do ich rąk z opóźnieniem.
W ciągu 60 lat ustalił się profil Uranii. Na pierwszych stronach
publikow ane są artykuły spod pióra renom owanych autorów, astronom ów -profesjonalistów , referujących interesujące działy astronomii, czę­
sto wyniki ich w łasnych badań, następnie artykuły przeglądowe na pod­
staw ie literatu ry na ogół niedostępnej dla szerokiego grona miłośników.
Niekiedy są to tylko krótkie referaty w kolum nie „K ronika”, często
omówienia nowości wydawniczych. Nie są publikowane własne prace
naukow e miłośników bez uprzedniego zaopiniowania przez Radę Nauko­
w ą Towarzystwa; nie dotyczy to oczywiście wyników obserwacji am a­
torów — jak Sekcji O bserw atorów Słońca, zjaw isk zaćmieniowych itp.
Już w 1929 r. wydano pierwszy (i jedyny) zeszyt w ydaw nictw a „Prace
Oddziału W arszawskiego” Tow arzystw a, którego zadaniem miało być
publikow anie prac miłośników; wydaw nictw o wznowiono w 1956 r. jako
„Dodatek naukow y do U ranii” (cztery zeszyty 1956, 1959, 1961 i 1963,
w jęz. angielskim), a po kilkuletniej przerw ie wychodzi dziś pt. „The
Astronom ical R eports”. W ydawnictwo przeznaczone jest wyłącznie dla
10/1979
URANIA
309
prac naukow ych miłośników, niezależne od U ranii (redaktorem jest
prof. K onrad Rudnicki) i rozpowszechniane jest za granicą.
U rania jako organ P.T.M.A. poświęcona jest również om awianiu
spraw z życia Towarzystwa. Jest to kontynuacja rozpoczętej przed 60
laty „Kroniki T.M.A.”, miejsce do om aw iania zjazdów, sesji naukowych,
imprez jak obozy szkoleniowo-obserwacyjne. Od czasu do czasu za­
mieszczane są także listy do redakcji; zaw ierają one niekiedy i słowa
krytyki, a jeżeli nie są cytowane dosłownie, to często dlatego, że n a­
dają się raczej do om aw iania w węższym gronie zainteresowanych...
W ciągu ostatnich dw udziestu lat dużo uwagi poświęcono ilu stra­
cjom na okładkach U ranii, szczególnie od czasów zastosowania specjal­
nych kam er na pojazdach kosmicznych. Ich jakość byw ała różna, głów­
nie zależnie od gatunku papieru. Ale ostatnio niewiele ustępują ilu­
stracjom tych w ydaw nictw zagranicznych, na których usiłujem y się
wzorować.
KRONIKA
Planety w okół Gwiazdy Barnarda czyli o pew nej m etodzie argum entacji
Żadna chyba z gwiazd nie jest poddaw ana równie intensyw nym co
ekstensyw nym badaniom astrom etrycznym jak położona w Wężowniku,
odległa o 6 lat św iatła od Słońca, Gwiazda B arnarda (GB w d. c.
tekstu), o jasności wizualnej 9,5 m agnitudo i najw iększym ze znanych
ruchu w łasnym (10,3 sekundy łuku na rok). Zainteresow anie GB
budzi głównie ze względu na możliwość posiadania w łasnej rodziny
planet. Prowadzone od 1916 obserw acje zaowocowały opublikowaną
w 1963 p racą Petera van de K am pa, w której doniósł o periodycznej
zmienności ruchu własnego GB i zinterpretow ał ją jako efekt oddzia­
ływ ania graw itacyjnego niewidzialnego towarzysza, o masie mało co
większej od jowiszowej i silnie ekscentrycznej orbicie. W roku 1968 ten
sam autor podał dokładniejszy okres obiegu tow arzysza wokół gwiazdy,
a w kilka miesięcy później zaproponował hipotezę dwóch planet, okrą­
żających gwiazdę po orbitach kołowych z okresam i 26 i 12 lat. Wnioski
van de K am pa próbow ali potw ierdzić w 1973 G. Gatewood i H. Eichhorn, w oparciu o klisze wykonane w innych niż Sproul (van de Kamp)
obserw atoriach. Ponieważ nie stw ierdzili oni okresowości zmian poło­
żenia GB, uznano, że odkrycie van de K am pa było jedynie efektem
instrum entalnym . Ten ostatni utrzym yw ał w prawdzie, że nie może być
mowy o błędzie, jednak konkluzje Gatewooda i Eichhorna uczyniły od­
krycie w ątpliw ym , zaś negatyw ny rezultat ich pracy został zapam ięta­
ny i w ykorzystany w niektórych późniejszych opracowaniach. N ajbar­
dziej bulw ersujące z nich to poniekąd dysydencka koncepcja Szkłowskiego unikatowości cywilizacji ziemskiej we Wszechświecie (zob. U ra­
nia, 1979, n r 2, str. 48 dół). Negatywne konkluzje Gatewooda i Eich­
horna były Szkłowskiemu na rękę, ponieważ w ydatnie podpierały jego
hipotezę. Gdyby jednak zaznajom ił się on z oryginałam i sprzecznych ze
sobą prac, w tedy z pewnością w ykazałby więcej ostrożności. M ateriał,
którym dysponował van de K am p był (i jest) po prostu znacznie b a r­
dziej w artościow y od będącego przedm iotem in terpretacji jego oponen­
tów. Sam Gatewood po pewnym czasie wycofał się ze swego stanowiska
i w tej chwili zgadza się już że GB posiada układ planetarny (czego
dowód dał na przykład w referacie wygłoszonym na Kongresie Astro-
BIO
URANIA
10/1979
nautycznym w 1978 w Dubrowniku). Szkłowski nadal woli jednak cy­
tować daw ne poglądy Gatewooda — nieaktualne od przynajm niej
dwóch lat, lecz przecież lepiej pasujące do koncepcji naszej samotności.
K olejne potwierdzenie prawidłowości interp retacji van de Kam pa zna­
leźć można w jego najnowszej pracy, której w stępne rezultaty przy­
niósł m arcowy Sk y and Telescope. Analiza klisz z lat 1950—1978 w yka­
zała ponownie, że ruch GB zakłócany jest przez dwa ciała okrążające
ją po orbitach praw ie koplanarnych, z okresam i 11,7 i 20 lub więcej
lat. Przyjm ując na masę GB 0,14 masy Słońca wyznaczono promienie
orbit niewidzialnych towarzyszy na 2,7 i 3,8 j. a. a ich masy na 0,8
i 0,4 masy Jowisza. M iejmy nadzieję, że te rezultaty dotrą do J. Szkłowskiego, a casus planet GB nie będzie dłużej przezeń wykorzystywany
dla wzmocnienia jego hipotezy — równie zaskakującej co dyskusyjnej.
ZBIGNIEW PAPROTNY
OBSERWACJE
Raport V 1979 o radiowym prom ieniowaniu Słońca
Średnie strum ienie miesiąca: 6,5 (127 MHz, 29 dni obserwacji) i 149,6 su
(2800 MHz, 28 dni). Średnia m iesięczna wskaźników zmienności — 0,17.
Na częstotliwości 127 MHz stw ierdziliśm y w m aju tylko 8 zjawisk
niezwykłych, z tego 7 to burze szumowe. N ajsilniejszą była burza
z dnia 1 V (wskaźnik zmienności 2). Zaś na częstotliwości 2800 MHz
w ystąpiło jedno zjawisko (22 V o godz. 1115 UT [65 su]).
Toruń, 7 czerwca 1979 r.
K . M. B O R K O W S K I , H . W E Ł N O W S K I
Komunikat Centralnej Sekcji Obserwatorów Słońca nr 5/79
Plam otw órcza aktywność Słońca wysoka i nadal w zrasta. Średnia mie­
sięczna względna liczba Wolfa (m onth m ean Wolf Number) za miesiąc
maj 1979 r.
R = 139,9
10/1979
URANIA
311
W m a ju na w idocznej ta rc zy Słońca zaobserw ow ano p o w stan ie 48
now ych grup p lam słonecznych. W śród nich 6 g ru p dużych o m a k sy ­
m aln ej pow ierzchni ponad 1000 jednostek, 6 g ru p śred n iej w ielkości
oraz 36 grup m ałych lub bardzo m ałych.
Szacunkow a śred n ia m iesięczna p lam (m onth m ean A re a of S u n ­
spots) za m iesiąc
maj 1979 r...................S = 1384 • 10-6 p.p.s.
W skaźnik zm ienności plam ow ej cyklu (Solar S pot V a ria b ility Index)
do listo p ad a 1978 r. w yniósł Z = 14,2.
Ś rednia m iesięczna k o n se k u ty w n a liczba p lam o w a z 13 m iesięcy za
listo pad 1978 r. w yniosła R = 113,5.
D zienne liczby plam ow e (Daily W olf N um bers) w m a ju 1979 r.:
105, 109, 108, 124, 131, 117, 162, 163, 129, 137, 143, 142, 184, 201, 230, 195,
162, 150, 139, 131, 152, 143, 124, 131, 126, 129, 131, 137; 115, 99, 87.
W ykorzystano: 367 o b serw acji 23 ob serw ato ró w w 31 d n iach o b ser­
w acy jnych. O bserw atorzy:
R. B iernikow icz, J ’. B rylski, U. B endel, S. D ętko, S. H y b n er, T. K ali­
now ski, Z. K ieć, A. L azar, D. Lis, L. M aterniak, R. M iglus, F. R iim m ler,
Z. R zepka, M. S iem ieniako, Z. Skorzew ski, B. Szew czyk, J. S zta jn y k ie r,
M. Szulc, Ł. S zym ańska, W. S zym ański, J. U łanow icz, P. U rb a ń sk i, W.
Z błow ski.
A neks red a k cy jn y : Do w sp ó łp racy z naszą S ek cją przyłączył się
Kol. S iegfried H y b n e r z W aidhofen/Y bbs — A u stria, k tórego se r­
decznie w ita m y w naszym gronie.
D ąbrow a G órnicza, 7 czerw ca 1979 r.
W ACŁAW SZYMAŃSKI
Kom unikat Oddziału W arszawskiego PTMA
N a zebraniu g ru p y o b serw ato ró w w dn iu 29 IV 1979 r. w lo k alu O d­
działu W arszaw skiego z udziałem przed staw iciela Z arząd u G łów nego
PTM A dr. K. Z iółkow skiego, G łów nej R ady N aukow ej doc. d r. hab. M.
Bielickiego, prezesa O ddziału W arszaw skiego Z. G reli o raz zaproszonych
osób z in n y ch oddziałów , postanow iono zaktyw izow ać i rozszerzyć dzia­
łaln o ść dotychczasow ej sekcji o b se rw ac ji pozycyjnych.
Proponuje się utw orzenie ogólnokrajowej sekcji obserwacyjnej pod
nazwą Sekcja Obserwacji Pozycyjnych i Zakryć.
D ziałalność S ekcji będzie obejm ow ać:
1. O b s e r w a c j e p o z y c y j n e p l a n e t o i d i k o m e t .
2. O b s e r w a c j e z a k r y ć : a) gw iazd przez ciała U k ład u Sło­
necznego, w tym , zw łaszcza zakryć przez K siężyc i p lan eto id y , b) w za­
je m n y c h 'z a k ry ć ciał U kład u Słonecznego — przejścia p la n e t dolnych
przed ta rc z ą Słońca, zaćm ienia.
Dla zapew nienia w aru n k ó w pro w ad zen ia w /w o b serw acji n a od­
p o w iednim poziom ie p rzew id u je się udzielanie o b serw ato ro m pom ocy
w zakresie:
a) ro zp ro w ad zan ia efem eryd zjaw iska, b) m eto d y k i ob serw acji, c)
p rzy gotow ania in stru m e n tó w i służby czasu, d) um ożliw ienia o b serw a­
to ro m p u b lik a cji w yników o b serw acji w w y d aw n ic tw ac h k rajo w y c h
i zagranicznych.
,
Siedzibą S ekcji je st W arszaw a (ul. B a rty ck a 18).
312
URANIA
10/1979
Kierow nikiem naukow ym Sekcji jest doc. dr hab. Maciej Bielicki,
zastępcą d/s organizacyjnych — Kol. Rom an Fangor. Kierownikiem gru­
py obserw atorów zjaw isk zakryciowych jest mgr inż. Marek Zawilski,
a grupy obserw acji pozycyjnych — Kol. Roman Fangor.
Przew iduje się spotkania sem inaryjne kierow nictw a Sekcji raz na
kw artał, spotkania w szystkich członków — raz na rok.
Prosim y członków PTMA pragnących uczestniczyć w pracach Sekcji
0 pilne pisemne przesłanie swoich zgłoszeń na ręce z-cy d/s organiza­
cyjnych Kol. Romana Fangora. Po otrzym aniu zgłoszeń wszyscy otrzy­
m ają ankiety dla zorientow ania się w aktualnym stanie instrum entów
1 służby czasu poszczególnych obserwatorów. Umożliwi to udzielenie od­
powiedniej pomocy, w m iarę możliwości, w zakresie uzupełnienia czy
uspraw nienia posiadanych instrum entów , tak, aby obserwatorzy mogli
prowadzić obserw acje na odpowiednim poziomie.
Adresy do korespondencji: 1) Zarząd Oddziału Warszawskiego
PTMA, ul. B artycka 18, CAMK, 00-716 W arszawa, tel. 40-00-41 (R. F an ­
gor), 2) Mgr inż. M. Zawilski — ul. W ojska Polskiego 72a m. 4, 91-809
Łódź, tel. 724-52 lub 655-22 (w pracy).
P re z e s O d d z ia łu PT M A
ZYGMUNT GRELA
PORADNIK OBSERWATORA
.Tak wykonać okulary do narzędzi astronom icznych
Zarząd Główny PTMA w K rakow ie posiada pew ną ilość soczewek,
z których można złożyć niezłe okulary. O sposobie nabycia ich przez
członków Tow arzystw a inform ujem y poniżej.
Proponujem y dwa zestawy szkieł w opraw ach metalowych (po
dwie soczewki), które złożone w odpowiedni sposób dają okulary
o ogniskowych 15 i 20 mm. Soczewki zestaw u należy umieścić w rurce
metalowej lub ew. papierow ej, w ykonanej przez naw inięcie paska
czarnego podklejonego papieru na w ałek odpowiedniej średnicy. Wy­
m iary m etalow ych opraw soczewek w yznaczają w ew nętrzny w ym iar
ru rek , w ym iar zew nętrzny zależy od średnicy wyciągu okularowego.
W w ypadku ru rk i klejonej z jpapieru grubość naw inięcia nie mniejsza
niż 1,5 do 2 mm. K lej użyty do sklejania powinien dobrze wysychać,
a w ięc być na bazie acetonu. Można też użyć chem outwardzalnego
kleju Epidian 5. R urkę obudowy przycinam y do w ym iarów i m ocuje­
my soczewki umieszczając między nim i odpowiednio długi dla każdego
zestaw u pierścień dystansowy. W ażną czynnością jest wyczernienie
jasnych miejsc w nętrza okularu oraz jego dokładne odkurzenie. Wszel­
kie zanieczyszczenia leżące na kolektyw ie będą dobrze widoczne w polu
widzenia.
Z e s t a w 1: kolektyw f = 34 mm, oczna 5X - Będzie to okular typu
K ellner uproszczony, o f = 15 mm (rys. 1).
P rzy soczewce kolektyw u należy umieścić pierścień-diafragm ę
z otworem 17 mm. Pom iędzy (diafragmą a oczną należy w staw ić pierś­
cień dystansow y o długości 11,5 mm.
Z e s t a w 2: kolektyw f = 32 mm, oczna 10X- Będzie to okular
typu Ram sdena o f = 20 m m (rys. 2).
K olektyw oddzielony od ocznej pierścieniem dystansow ym 3,3 mm.
Pozostałe w ym iary okularu mogą być takie jak w zestawie 1.
10/1979
URANIA
313
obudowa
usze z e ln ien ie
Rys
oc*.ną
i
p i e r ś c i eń dystansowy
obudowa
oczna
314
URANIA
10/1979
R y su n k i o k u laró w i ich opis um ożliw ią w łaściw e zestaw ien ie ele­
m entów i u zyskanie w yników .
P o ze staw ien iu elem entów w całość p rzy stę p u je m y do dość p rac o ­
chłonnych czynności w y ce n tro w a n ia soczew ek w zględem osi o k u laru .
W ty m celu d okonujem y o b serw acji gw iazd przez złożony o k u lar.
W w y p ad k u dobrego w yosiow ania obrazy gw iazd b ęd ą p u n k ta m i, zaś
obrazy przed i poza ogniskiem będą m iały w y g ląd ja sn y ch k rążk ó w .
Złe u staw ien ie osi soczew ki spow oduje zniekształcenie o b razu gw iazdy,
b ęd ą to m n iej lu b b ard z iej w y ciąg n ięte elipsy. O b ra ca jąc soczew ki
w okół osi uzyska się ta k ie ich położenie, przy k tó ry m o brazy gw iazd
b ęd ą ostre, zaś obrazy pozaogniskow e b ęd ą k rążk am i. Po osiągnięciu
takiego położenia u n ie ru c h am iam y soczew ki ta k , ab y n ie m ogły zm ie­
nić położenia lub się przek ręcić, za pom ocą k le ju , k tó ry w puszczam y
w n ie w ielk iej ilości w o tw o rk i n a b rzegach ru re k .
N a zakończenie chcę przypom nieć o d o kład n y m w y czern ien iu w n ę ­
trz a o k u la ra oraz o u su n ięciu w szelkich zanieczyszczeń. Soczew ki n a j­
lepiej przem yć alkoholem przy pom ocy m ięk k iej szm atk i, s ta ra ją c się
nie p rzyciskać je j do szkła. N iew łaściw e czyszczenie m oże spow odow ać
p o w stan ie rys n a szkle, co czyni soczew kę n ie z d a tn ą do n aszych ce­
lów. Do czyszczenia nie należy używ ać w aty , poniew aż m oże pozostaw ić
n a pow ierzch n i w łoski.
U szczelnienie w okół elem e n tu k o lek ty w u m ożna zrobić z p ask a p a ­
p ie ru podklejonego w ta k ie j ilości, ab y k o lek ty w „sied ział” m ocno i nie
p rze su w a ł się. Po sp e łn ie n iu w y m ienionych k oniecznych w aru n k ó w
o trzy m am y o k u lary , k tó re p ow inny d aw ać dobre o brazy w polu w i­
dzenia.
JACEK BURDA
Inform acja
P rz y w ilej nab y cia m a teria łó w i elem entów optycznych do b u d o w y te ­
leskopów , ja k rów nież n ab y c ia w y d aw n ic tw T o w arzy stw a i p re n u m e ­
ra ty „U ra n ii” po obniżonej cenie, p rzy słu g u je je d y n ie członkom PTMA.
C ena k o m p le tu okularow ego (zestaw u) w ynosi d la członków PTM A
35 zł + 10 zł koszty w ysyłki i opakow ania.
F o rm a płatności: G otów ką n a m iejscu w lo k a lu Z a rz ą d u G łów nego
PTM A (K raków , ul. Solskiego 30 m. 8), dla zam iejscow ych :— p rzez d o ­
k o nanie w p ła ty n a konto PTM A (PK O I OM K rak ó w , n r 35510-16391-132)
z podaniem na blan k iecie nazw isk a, dokładnego ad re su i celu w p łaty .
M a teria łó w za zaliczeniem nie w ysyła się.
K RO NIK A HISTORYCZNA
250 lat obiektyw u achromatycznego
Z początkam i obiektyw u achrom atycznego łączy się n a ogół osobę lon­
dyńskiego o p ty k a Jo h n a D ollonda (1706—1761). T ym czasem p alm a p ie r­
w szeństw a w k o n stru k c ji ta k d la astro n o m ii w ażnego w y n alazk u p rzy ­
p ad a m ało znanem u C hesterow i M oorow i H allow i (1704—1771).
O sam ym H allu w iem y bardzo m ało. W iadom o, że rodzice jego
p rag n ęli w ykształcić go n a p raw n ik a . C hyba isto tn ie odbył stu d ia p ra w ­
nicze, gdyż później piasto w ał w sw ej siedzibie w R o ch fo rt w Essex
10/1979
URANIA
315
urząd sędziego pokoju. W ydaje się jed n ak , że w m łodości pośw ięcił się
je d n ak w pierw szym rzędzie studiom przyrodniczym . Je d n y m z jego
osiągnięć n a ty m w łaśn ie polu było przedłożenie około 1729 r. p ro je k tu
k o n stru k c ji o biektyw u achrom atycznego. Nic w p raw d zie n ie w iem y
0 drodze jego poszukiw ań, m ożem y je d n ak p rzyjąć, że do swego w y n a­
lazku mógł dojść w w y n ik u dośw iadczeń i m atem aty czn y ch ro-zważań.
Nie był on zresztą pierw szym , k tó ry zajm ow ał się ty m zagadnieniem ,
ju ż bow iem w 1695 r. D avid G regory (1661— 1710), b ra ta n e k znanego
z k o n stru k c ji jednego z ty p ó w telesk o ju zw ierciadlanego Ja m esa G regory’ego (1638— 1675) zalecał zestaw ianie obiektyw ów z różnych su b sta n ­
cji w celu w yelim inow ania a b e rra c ji chrom atycznej.
C hester M oor H all o p racow ał k o n stru k cję o b iek ty w u sk ład ająceg o
się ze zb ierają ce j soczew ki z lżejszego szkła zw anego k ro n em i ro zp ra­
szającej z ciężkiego szkła ołow iow ego zw anego flin tem . P o niew aż je d ­
n ak sam nie szlifow ał soczewek, zdecydow ał się pow ierzyć tę p racę za­
w odow ym optykom . D la zachow ania ta jem n icy w y n alazk u szlifow anie
jed n ej soczew ki zlecił optykow i S k arletto w i w Soho, d ru g iej zaś o p ty ­
kow i M anow i n a L u d g ate S tre e t w L ondynie. Je d n ak ż e an i S k arlett,
an i M an nie w yko nali sam i te j pracy, lecz z kolei pow ierzyli ją szli­
fierzow i soczew ek G. Bassow i. T en zaś zauw ażył, że obie soczew ki m a­
ją nie tylko te sam e średnice i p asu jące do siebie krzyw izny, ale że
też zostały zam ów ione przez tefeo sam ego klienta. O dkrycie ty ch fa k ­
tó w nie odbiło się je d n ak ujem n ie n a rea liza cji przez H alla jego zam ie­
rzen ia. W 1733 r. był już gotów pierw szy o biekty w i w k ró tce H all zle­
cił w y konanie p ew nej liczby ta k ich obiektyw ów . Je d en z n ich m iał n a ­
w et m ieć przy średnicy 2 1/2 cala ogniskow ą 20 cali, co d a je stosunek
1 : 8, a w ięc zupełnie n ieosiągalny przy lu n e tac h z jednosoczew kow ym i
ob iektyw am i. Z d ając sobie sp raw ę ze znaczenia swego w y n alazk u H all
pow ziął n aw e t zam iar rozpoczęcia p ro d u k cji obiektyw ów ach ro m aty czn y ch i w ty m celu zw iązał się z londyńskim opty k iem J. A yscough’em ,
jed n ak że rea liza cja tego p ro je k tu nie doszła do sk u tk u . Z n ie w y jaśn io ­
n y ch przyczyn H all w k ró tce p rze stał się intereso w ać sw oim w y n ala z­
k iem i n aw e t nie ogłosił go w żadnej publik acji, ta k że dziś w iadom ości
o n im czerpiem y w yłącznie z re la c ji osób m u w spółczesnych. Nie jest
w ykluczone, że był człow iekiem n a ty le zam ożnym , że nie bardzo m u
zależało n a finansow ym w y k o rzy stan iu sw ego w yn alazk u .
W krótce potem p race nad zbudow aniem o biek ty w u ac h ro m aty c zn e­
go pod jął w spom niany ju ż Jo h n D ollond. W yw odził się on z fra n cu sk iej
rodziny hugenockiej, k tó ra po u chyleniu w 1685 r. przez L u d w ik a X IV
ed y k tu n an tejsk ieg o przeniosła się do A nglii. P oczątkow o był, podobnie
ja k jego ojciec, tkaczem jedw abiu, jed n ak że w cześnie zajął się op ty k ą,
m ech an ik ą i astronom ią. P orzuciw szy sw ój dotychczasow y zaw ód
w 1972 r. poprow adził w ra z z synem P e te re m (1730—1820) założony
przez tegoż w 1750 r. w a rsz ta t m echaniczno-optyczny, k tó ry dzięki w ie­
dzy Jo h n a D ollonda szybko zyskał rozgłos.
P ro b lem am i achrom atyczńości Jo h n Dollond zajm o w ał się ju ż od
1753 r. W sw ych b ad a n ia ch i poszukiw aniach opierał się n a optycznych
p ra c a c h Isa a k a N ew tona, L eo n h a rd a E u le ra (1707—1783) o raz szw edz­
kiego m a tem aty k a i astro n o m a S am uela K lin g en stiern y (1698— 1765). R e­
zu ltatem te j p rac y był o biektyw achro m aty czn y o p aten to w a n y przez
D ollonda w 1758 r. N ie je st przy ty m w ykluczone, że dośw iadczenie
B assa, k tó ry p rzed tem szlifow ał o biektyw dla H alla, a potem p raco w ał
d la D ollonda, mogło być też p rzy d a tn e przy k o n stru o w an iu tego obiek­
tyw u.
316
URANIA
10/1979
W śró d o p ty k ó w lo n d y ń s k ic h p o z o sta ła je d n a k p a m ię ć w y n a la z k u
H a lla . W 1764 r. 35 o p ty k ó w złożyło p o d a n ie o u n ie w a ż n ie n ie p a te n tu
D o llo n d a w o b ec u p rz e d n ie g o w y n a la z k u H a lla . N ie m ia ło to ju ż z re s z tą
w ięk szeg o z n a c z e n ia .
O b a j D o llo n d o w ie o k a z a li się lu d ź m i p rz e d s ię b io rc z y m i i z k o ­
rz y ś c ią d la sie b ie z a p o c z ą tk o w a li p ro c e s ro z p o w sz e c h n ia n ia się lu n e t
a c h ro m a ty czn y c h .
PR Z EM Y SŁA W R Y B K A
K A L E N D A R Z Y K ASTRONOMICZNY
Opracował G. Sitarski
Listopad 1979 r.
Słońce
W listo p a d z ie w s tę p u je w z n a k S tr z e lc a i jeg o d łu g o ść e k lip ty c z n a w y ­
n o si w ó w czas 240°. D n i c ią g le są c o ra z k ró tsz e , o cz y m św ia d c z ą m o ­
m e n ty w sc h o d ó w i za c h o d ó w S ło ń c a w W a rs z a w ie : 1 lis to p a d a S ło ń c e
w sch o d zi o 6h30m , z ac h o d zi o 16h9m , a 3 0 lis to p a d a w sc h o d z i o 7h 20m ,
zach o d zi o 15h29m.
D a n e d la o b s e rw a to ró w S ło ń c a (n a 13h c z asu śro d k .-e u ro p .)
D a ta
1979
XI
1
3
5
7
9
11
13
15
"
P
B0
Lo
+ 2 4 955
+ 24.20
+ 23.82
+ 2 3 .4 2
+ 22.97
+ 22.50
+ 2 1 .9 9
+ 21.46
+ 4-36
+ 4 .1 5
+ 3.94
+ 3 .7 2
+ 3 .5 0
+ 3 .2 8
+ 3.06
+ 2 .8 2
22?50
356.12
329.75
303.38
277.01
250.64
224.27
197.91
D a ta
1979
XI
17
19
21
23
25
27
29
X II 1
B0
P
+
+
+
+
+
+
+
+
20?90
20.30
19.68
19.02
18.34
17.64
16.91
16.15
+ 2
2
+
+
+
+
+
+
+
58
35
10
1 86
1 61
1 36
1 10
0 86
2
L0
171
145
118
92
’54
18
82
46
66
10
39 74
13 38
347 0 2
B», L« — h e lio g ra fie z n a sz e ro k o ść i d łu g o ść ś ro d k a ta rc z y .
P — k ą t o d c h y le n ia o si o b r o tu S ło ń c a m ie rz o n y od p ó łn o c n e g o w ie rz c h o łk a
ta r c z y ;
3d6h2m i 30dl3hl4m — m o m e n ty , w k tó r y c h h e lio g ra fie z n a d łu g o ść ś ro d k a
ta r c z y w y n o si 0“.
Księżyc
B e z k sięż y co w e n o c e b ę d z ie m y m ie li w d ru g ie j p o ło w ie m ie sią c a , b o ­
w ie m k o le jn o ść fa z K się ż y c a je s t w lis to p a d z ie n a s tę p u ją c a : p e łn ia
4 d 7 h ; o s ta tn ia k w a d r a l l d 17h, n ó w
19d 19h , p ie rw s z a k w a d r a 26d22h.
W p e ry g e u m K się ż y c z n a jd z ie się d w u k ro tn ie , 1 i 29 lis to p a d a , a w a p o ­
g e u m 13 listo p a d a . W listo p a d z ie ta r c z a K się ż y c a z a k ry je k o le jn o aż
c z te ry ja s n e c ia ła n ie b ie sk ie : A ld e b a ra n a , R e g u lu sa , J o w is z a i S a tu r n a ;
ty lk o z a k ry c ie A ld e b a ra n a w id o c z n e b ę d z ie w E u ro p ie .
317
URANIA
10/1979
Planety i planetoidy
W ostatnich dniach listopada rankiem nisko nad wschodnim horyzon­
tem możemy próbować odnaleźć M e r k u r e g o , święcącego jak gwiaz­
da około +0.5 wielkości. N atom iast o zmierzchu nisko nad zachodnim
horyzontem odnajdziemy W e n u s , jako jasną gwiazdę —3,3 wielkości.
M a r s widoczny jest w drugiej połowie nocy jako czerwona gwiazda
+ 1 wielkości w gwiazdozbiorze Lwa. Po północy również w gwiazdo­
zbiorze Lw a widoczny jest J o w i s z , ale jako jasna gwiazda •—1,6
wielkości; przez lunety możemy obserwować ciekawe zjaw iska w ukła­
dzie czterech najjaśniejszych satelitów Jowisza. S a t u r n wschodzi po
północy i świeci na granicy gwiazdozbiorów Lwa i Panny jako gwiazda
+1,3 wielkości. Pozostałe planety są niewidoczne.
Przez lunety możemy też obserwować trzy jasne planetoidy: wie­
czorem C e r e s 8 wielkości i P a l l a s 10 wielkości, a praw ie całą
noc W e s t ę 7,2 wielkości. Dla odnalezienia planetoid wśród gwiazd
podajem y ich współrzędne równikowe dla kilku dat.
Data
1978
XI
- 1
11
21
XII
1
Pallas
Ceres
W esta
rekt.
' deki.
rekt.
deki.
rekt.
deki.
0h46m7
0 41 . 1
0 37. 5
0 36. 2
—9°49'
—9 36
—9 05
—8 18
20h52IP8
20 58 . 8
21 06 . 3
21 15 . 0
—2°22/
—3 29
i—4 22
—5 00
2'146IP4
2 36 . 3
2 27 . 0
2 19 .5
+5°or
+ 4 31
+ 4 14
+ 4 15
M eteory
W listopadzie prom ieniują dw a roje meteorów: T aurydy i Leonidy. M ak­
simum aktywności T a u r y d ó w przypada 8 listopada, ale w arunki ob­
serw acji są w tym roku niedobre (Księżyc!). T aurydy m ają podwójny
radian t w gwiazdozbiorze Byka o współrzędnych: rekt. 3h44m, dek-1. +14°
i +22°. L e o n i d y prom ieniują od 15 do 19 listopada, a maksim um
przypada na 18dl h. W arunki obserw acji nie są złe, ale rój jest bardzo
mało obfity. R adiant Leonidów leży w gwiazdozbiorze Lw a i m a współ­
rzędne: rekt. 10h8m, deki. +22°.
*
*
*
3d13h Planetoida W esta w przeciw staw ieniu ze Słońcem.
3/4d Księżyc 3 Jowisza ukry ty jest w cieniu planety, a do brzegu
tarczy zbliża się księżyc 1. O 3^im na tarczy planety pojaw ia się cień
1 księżyca. O 3h51m obserw ujem y koniec zaćmienia księżyca 3, który
pojaw i się nagle z cienia planety blisko lewego brzegu jej tarczy (pa­
trząc przez lunetę odw racającą). O 4h9m księżyc 1 rozpoczyna przejście
na tle tarczy planety, a o 4h50m obserw ujem y początek zakrycia księży­
ca 3 przez tarczę Jowisza.
4/5<J Księżyc 1 u kryty jest za tarczą Jowisza. O 3h35m obserw uje­
my koniec zakrycia (księżyc pojaw i się spoza prawego brzegu tarczy,
w lunecie odwracającej).
318
URANIA
10/1979
6d?h B lisk ie z łą c z en ie K się ż y c a z A ld e b a ra n e m , g w ia z d ą p ie rw s z e j
w ie lk o ś c i w g w iaz d o zb io rz e B y k a . Z a k ry c ie g w ia z d y p rz e z ta rc z ę K s ię ­
ż y c a w id o c z n e b ęd zie w P ó łn o c n e j i Ś ro d k o w e j A m e ry c e , n a p ó łn o c n y m
A tla n ty k u , w E u ro p ie i w p ó łn o c n e j A fry c e .
6/7d P o ta r c z y J o w is z a w ę d ru je c ie ń je g o 2 k się ż y c a , p o d c za s g d y
s a m k się ż y c ro z p o c z y n a p rz e jśc ie n a tle ta r c z y o 3h9m . C ień k się ż y c a
w id o c z n y je s t do 3h 42m , a s a m k sięż y c k o ń c z y p rz e jśc ie d o p ie ro o 5h59m .
8d21h Z łą c z e n ie W e n u s z M e rk u ry m w o d l. 2°.
9 d 1 9 h M e rk u ry n ie ru c h o m y w re k ta s c e n s ji.
1 0 /1 ld O 4 h i0 m o b s e rw u je m y p o c z ą te k z a ć m ie n ia 3 k się ż y c a J o w i­
sza, a o 4h55m n a ta r c z y p la n e ty p o ja w ia się c ień k się ż y c a 1. J e d n o ­
c ze śn ie z d w ó c h s tro n do b rz e g ó w ta r c z y z b liż a ją się k się ż y c e 1 i 4.
K sięży c 4 s k r y je się za b rz e g ie m ta r c z y o 6h2m, a k się ż y c 1 ro z p o c z n ie
p rz e jś c ie n a tle ta r c z y o 6 h 5 m.
l l d 1 5 h Z łą c z e n ie W e n u s z A n ta re s e m (w odl. 4°), g w ia z d ą p ie rw s z e j
w ie lk o śc i w g w ia z d o z b io rz e S k o rp io n a .
ll/1 2 d O 2h 3m o b s e rw u je m y p o c z ą te k z a ć m ie n ia 1 k się ż y c a Jo w isz a .
1 2 di i h Z łą c z e n ie M a rs a z K się ż y c e m w odl. 3D. O 16h b lisk ie z łą c z e­
n ie K się ż y c a z R e g u lu se m , g w ia z d ą p ie rw s z e j w ie lk o śc i w g w iaz d o z b io ­
rz e L w a ; z a k ry c ie g w ia z d y p rz e z ta r c z ę K się ż y c a w id o c z ń e b ęd z ie
w N o w ej Z e la n d ii i n a A n ta rk ty d z ie .
12/13d K sięż y c 1 i jeg o c ie ń p rz e c h o d z ą n a tle ta r c z y Jo w isz a . O b ­
s e r w u je m y k o n ie c p rz e jś c ia : c ie n ia o lh 4 0 m , k się ż y c a 1 o 2h 51m .
13d8h B lisk ie z łą c z e n ie K się ż y c a z Jo w isz e m . Z a k ry c ie p la n e ty
p rz e z ta rc z ę K się ż y c a w id o c z n e b ę d z ie w P o łu d n io w e j A m e ry c e , n a p o ­
łu d n io w y m A tla n ty k u , w P o łu d n io w e j A fry c e i n a A n ta rk ty d z ie .
13/14d O 3 ^ 2 5 ^ n a ta r c z y J o w is z a p o ja w i się c ie ń jeg o 2 k się ży c a.
S a m k się ż y c 2 ro z p o c z n ie p rz e jś c ie n a tle ta r c z y o 5h 58m .
1 4 d o 8h U ra n w z łą c z e n iu ze S ło ń c em . O 19h b lisk ie z łą c z e n ie S a ­
tu r n a z K się ż y c e m ; z a k ry c ie p la n e ty p rz e z ta rc z ę K się ż y c a w id o cz n e
b ę d z ie n a P o łu d n io w y m P a c y fik u i w A m e ry c e P o łu d n io w e j.
14/15d O 2h35m o b s e rw u je m y k o n ie c p rz e jś c ia 3 k się ż y c a Jo w is z a
n a tle ta r c z y p la n e ty .
15/16d O 3 h 5 om o b s e rw u je m y k o n ie c z a k ry c ia 2 k się ż y c a Jo w is z a
p rz e z ta rc z ę p la n e ty .
1 7 d i 8 h Z łą c z e n ie M a rs a z R e g u lu se m (w odl. 1°,6), g w ia z d ą p ie rw s z e j
w ie lk o ś c i w g w ia z d o z b io rz e L w a .
18/19d D w a z ja w is k a d o ty c z ą c e k się ż y c ó w J o w is z a o b s e r w u je m y n ie ­
m a l w ty m s a m y m c z a s ie ' o 3t’55m n a ta r c z y J o w is z a p o ja w i się cień
jego 4 k się ż y c a , a o 3h 56m n a s tą p i p o c z ą te k z a ć m ie n ia k się ż y c a 1.
19/20d K sięż y c 1 i jeg o c ień p rz e c h o d z ą n a tle ta r c z y Jo w is z a . C ień
p o ja w i się o l h 17m , a k sięż y c 1 ro z p o c z n ie p rz e jśc ie o 2h 30m . C ień z a ­
k o ń c z y sw ą w ę d ró w k ę o 3 h 3 4 m ; a k się ż y c 1 u k o ń c z y p rz e jś c ie o 4h 46m .
20d O 5h d o ln e z łą c z e n ie M e rk u re g o ze S ło ń c em . O 6h W e n u s w z łą ­
c zen iu z N e p tu n e m w o d l. 2°.
20/21d O lh 5 5 m o b s e rw u je m y k o n ie c z a k ry c ia 1 k się ż y c a Jo w is z a
p rz e z ta r c z ę p la n e ty .
21d O 12h N e p tu n w z łą c z e n iu z K się ż y c e m w od l. 4°, a o 15*> W e­
n u s w odl. 6°.
21/22d Do l h 4 2 m po ta r c z y J o w is z a w ę d ru je c ie ń jeg o 3 k się ż y c a ,
a le sa m k sięży c 3 ro z p o c z n ie sw o je p rz e jś c ie d o p ie ro o 3 h 8 m.
2 2 d 2 3 h S ło ń c e w s tę p u je w z n a k S trz e lc a .
22/23d O IM m o b s e rw u je m y p o c z ą te k z a ć m ie n ia 2 k się ż y c a Jo w isz a.
25d3h M e r k u ry w z łą c z e n iu z U ra n e m w odl. 1°,7.
319
U RANIA
10/1979
26/27d K sięży c 1 i je g o c ie ń p rz e c h o d z ą n a tle ta r c z y Jo w isz a . O b ­
s e r w u je m y p o c z ą te k p rz e jś c ia : c ie n ia o 3 h l0 m, k się ż y c a 1 o 4h 24m .
27/28d O b s e rw u je m y p o c z ą te k z a k ry ć d w ó c h k się ż y c ó w Jo w is z a
p rz e z ta r c z ę p la n e ty o 3^49™ k się ż y c a 1, a o 4h53m k się ż y c a 4.
28/29d O lh8m o b s e rw u je m y k o n ie c p rz e jś c ia k się ż y c a 1 n a tle t a r ­
czy J o w is z a , a od 2 h 5 m do 5 M 0 m p o ta r c z y p la n e ty w ę d r u je p la m k a
c ie n ia k się ż y c a 3.
29d l l h M e r k u ry n ie ru c h o m y w r e k ta s c e n s ji.
29/30d O 3h39m o b s e rw u je m y p o c z ą te k z a ć m ie n ia 2 k się ż y c a J o ­
w isza.
M in im a A lg o la (b e ta P e rs e u s z a ): lis to p a d l d 17h 20m, 10d7h 50m, 13d4h5m,
16d l h25m, 18d22hlOm, 21d 19h55m.
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 c zasie ś ro d k o w o -e u ro p e js k im .
Z a k ry c ia g w ia z d p rz e z K sięży c
N r, n a z w a i ja sn o ść
g w ., z ja w is k o
D a ta
UT
XI
2d 16h
5 22
5 23
5 27
5 27
5 27
5 27
5 28
5 30
5 31
6 28
7 22
8
8
11
11
23
26
26
28
28
28
28
29
20
20
28
29
15
15
16
14
18
18
18
15
89 P sc
5833
5834
Y T au
5835
)>
5836 0 ' T a u
5837 0 2 T a u
5838
75 T a u
5839 0 2 T a u
5840 0 ' T a u
a T au
5841
5842
>>
5843 115 T a u
5844 + 18°1112
5845 110 B G e m
5840
18 L eo
0847
19 L eo
5848
5849 226B S g r
5850 40 A q r
5851
29 P sc
5852
5853 —3°0002
5854 — 3°0003
5855 — 3°0005
5856 + 0°149
5,3
3,9
3,9
4,0.
3,6
5,3
3,6
4,0
1,1
1,1
5,3
6,4
6,2
6.2
5,9
6,4
6,4
7,1
7,1
5,2
6,3
6,3
7,3
7,3
P
P
k
P
P
k
k
k
P
k
k
k
P
k
k
k
P
P
k
P
P
P
P
P
M o m e n t (m in u ty ) i k ą ty p o zy c y jn e
P
Wr
27,2 24,8
06,8 06,0
17,4 15,7
07,0 a 0,2
—
22,6
50,4 56,1
___
50,9
03,4 03,8
48,3 47,5
13,2 17,0
_
59,4
10,8 07,6
16,0 . —
—
21,9
01 ;2 01,0
—
39,8
38,9 39,1
—
35,2
—
—
—
—
05,2 05,2
23,7 23,6
54,2 53,4
40,3 38,0
T
K
Wa
Au
28,7
09,5
20,4
07,2
23,6
08,9
17,9
15,5
27,9
11,9
22,3
55°
90
240
11,2
120
____
25,9
52,5
55,4
07,0
50,4
10,3
—
12,4
—
—
07,7
—
42,8
46,4
148
330
J98
230
25
325
307
230
172
184
280
238
45
137
172
51
85
76
47
56
—
48,3
—
04,6
49,7
10,0
—
13,2
—
—
04,2
—
4C,5
—
—
—
08,0
26,3
56,5
42,5
61,6
—
06,6
48,3
17,7
—
06,3
—
—
05,3
—
41,9
—
—
—
09,6
27,5
55,7
38,0
02,8
51,1
11,5
29,5
58,4
42,6
90°
118
250
85
113
285
162
J90
345
285
269
270
210
222
i290
246
30
d.50
176
81
90
77
40
85
Ź ró d ło : R o czn ik A stro n o m ic z n y O b s e rw a to riu m K ra k o w s k ie g o , 1979. P o ­
d a n e w a rto ś c i A p i A z są ś r e d n im i d la m ia s t: P o z n a ń (P), W ro c ła w (W r),
T o ru ń (T), K ra k ó w (K) i W a rs z a w a (W a). „ p ” i „ k ” o zn a c z a p o c z ą te k
w zgl. k o ry e c z ja w is k a z a k ry c ia . M o m e n ty w c zasie u n iw e rs a ln y m U T.
L.
ZAJDLER
320
10/1979
U R A tN I A
a
CONTENTS
C O
M. H e l l e r — Evolution of the
Cosmos and cosmology.
K. Z i o ł k o w s k i — Witnesses
of a birth of the Solar System.
L. Z a j d l e r — About the six­
tieth anniversary of „Urania”.
C h r o n i c l e : Planets around
the Barnard’s Star or on a met­
hod of an argumentation.
O b s e r v a t i o n s : An announ­
cement of the Warsaw Division of
PTMA.
H i s t o r i c a l c h r o n i c 1 e: The
250 years of an achromatic objec­
tive.
A str onom ical calendar.
M. X e j u i e p — 3
Moca ii KocMOJionm.
K.
E P )K A H H E
bojiiou,hh
3hojikobckh
K oc-
— CBii.nexejni
pO JK fleH H H C o jIH e ^ H O H CHCTeM bl.
JI. 3 a ft a ji e p —- n o cjiyq aio uieCTHfleCHTIIJleTHH „yparniH ” .
X p o h u k a:
rijiaHeTbi
BOKpyr
3Be3;i,bi B apnap/i.a hjih oC oflHoft weTo;ie apryMeiiTHpoBaHHSi.
H a 6 ji io a e h u h : C o o fim en n e B a p -
maBCKoro
O T ^e^eH iifl
o6m ecT B a
(PTMA).
HcTopii'iecxaii
250
jieT
xp
a x p o M a T ii'ie c K o r o
o h h k a:
o6T>eKTn-
Ba.
A c t p o ii o m h >i e c k h ft
k a
ne
h-
A a p b.
Occultations
b y t h e Mo o n .
of
Stars
El O K p bl T II H 3 B e 3 A JI y H 0 ft.
OGŁOSZENIA
Odsprzedam teleskop Newtona
Jan Kwiatkowski
ul. Słowackiego 13, 37-500 Jarosław
Kupię teleskop 250 mm
Dariusz Lejtman
ul. Bema 7, 32-200 Miechów
Kupię obiektyw refraktora 50—80 mm
Paweł Turkowski
ul. I Armii WP 5, 38-500 Sanok
R edakcja i A d m in istra c ja : P olskie T ow arzystw o M iłośników A stronom ii, Z arząd
G łów ny, 31-027 K raków , ul. Solskiego 30/8, tel. 238-92. Ited. nacz.: L. Z ajdler,
02-590 W arszaw a, ul. D rużynow a 3, tel. 44-49-35. Sekr. red.: K. Z iołkow ski. Red.
tech.: Z. K orczyńska. P rzew odn. R ady R edak cy jn ej: S. P iotrow ski. W arunki
p re n u m e ra ty : roczna zł 96,— d la członków PTMA (25% zniżki) — zł 72,— (bez
sk ła d k i członkow skiej), cena 1 egz. — zł 8,—. Z głoszenia w R edakcji, adres j.w .
W ydaw ca: Z akład N arodow y im . O ssolińskich — W ydaw nictw o PAN, W rocław .
O ddział w K rakow ie. 1979. N ak ład 3300 egz. O bjętość a rk . w yd. 3, a rk . druk.
2,25. P ąp. d ru k . sa t. kl. V, 65 g, 61 X 86.
In d ek s 38001
D ru k a rn ia Z w iązkow a w K rak o w ie — 4079/79 — 1-9 — 3.300
J*
%
,
C ena zł 8.—
In d ek s 38001