POSTĘPY ASTRONOMII

C Z A S O P I S M O

POŚWIĘCONE UPOWSZECHNIANIU

WIEDZY ASTRONOMICZNEJ

PTA

TOM I I — Z E S Z Y T 3

1 9 5 4i

P A Ń S T W O W E W Y D A W N I C T W O N A U K O W E

ii."';'W £W rEciu^

SPIS TREŚCI ZESZYTU 3K. R u d n i c k i , Podstawowe zagadnienia dynamiki

układów g w ia z d o w y c h ..................................................119A. S t r z a ł k o w s k i , Zastosowania elektroniki w astro­

nomii (Część I I ) .................................... . . . . 1 3 1M. K a m i e ń s k i , Orbita Komety Wolf I i jej quasi-

f lu k tu a c je ........................................... ................................... 137

Z PRACOWNI I OBSERWATORIÓW

M. K a r p o w i c z , Sympozjon radioastronomiczny w Jo-drell B a n k .............................................................................. 144

O. C z y ż e w s k i , J. d e M e z e r , A. S t r z a ł k o w s k i , Wstępne wyniki radiowych obserwacji zaćmienia Słońca w Krakowie, 30 czerwiec 1954 . . . . 148

Z LITERATURY NAUKOWEJ

W. Z o n n, W związku z domniemaną roślinnością naM a r s ie ......................................................................................151

A. L i s i c k i , Nowa praca o spiralnej strukturze Galak­tyki ......................................................................................152

A. L i s i c k i , Materia międzygwiazdowa w płaszczyźnieDrogi Mlecznej ■................................................................ 155

A. L i s i c k i , Czyżby planeta pozaplutonowa? . . . 1 5 6

K R O N I K A

50-lecie działalności prof. dr T. Banachiewicza . . 1 5 8

P O L S K I E T O W A R Z Y S T W O A S T R O N O M I C Z N E

POSTĘPY ASTRONOMII

K W A R T A L N I K

T O M I I - Z E S Z Y T 3

K R A K Ó W * L I P I E C — W R Z E S I E Ń 1954

P A Ń S T W O W E W Y D A W N I C T W O N A U K O W E

KOLEGIUM REDAKCYJNE

Redaktor Naczelny:

Stefan Piotrowski, Warszawa

Członkowie:

Tadeusz Banachiewicz, Kraków W ładysław Tęcza, Kraków

W łodzimierz Zonn, Warszawa

Sekretarz Redakcji:Kazimierz Kordylewski, Kraków

Adres Redakcji: Kraków 2, plac N a Groblach 8 m. 4 Adres Sekretariatu: Kraków 2, ul. Kopernika 27 m. 4

P A Ń S T W O W E W Y D A W N I C T W O N A U K O W E — W A R S Z A W Aul. Krakowskie Przedmieście 89

Nakład 522 + 100 egz. Poapisano do druku 10. VIII. 1954

Arkuszy wyd. 4,0 ark. druk. 2u /i* Druk ukończono 16. VIII. 1954

Papier druk. sal. 70 a ki. V, 70X100 cm Nr zamówienia 303/54

Do składania 13. V. 1954 Cena zł 5.— M-5-10746

KRAKOWSKA DRUKARNIA NAUKOWA, KRAKÓW UL. CZAPSKICH 4

P o stępy A stronom ii T. II. z. 3

Podstawowe zagadnienia dynamiki układów gwiazdowych

K O N R A D R U D N IC K I

O bserw atorium Astron. Uniw. W arszawskiego

Dynamika układów gwiazdowych zwaha krócej dynamiką gwiazdową zajmuje się siłami występującymi w układach wielu gwiazd, a więc w gro­madach gwiazdowych i galaktykach. Każde rozmieszczenie gwiazd (i ewen­tualnie ciemnej materii) w przestrzeni jednoznacznie określa siły działające w układzie gwiazdowym, które powodują ruchy gwiazd. Ruchy gwiazd z kolei wywołują zmiany ich rozmieszczenia. Dlatego dynamikę gwiaz­dową można traktować jako część teoretyczną astronomii gwiazdowej, która pozwala na syntezę danych o rozmieszczeniu gwiazd i ich ruchach. Rozporządzając należycie rozbudowaną teorią można brakujące dane obser­wacyjne o rozmieszczeniu gwiazd zastępować wnioskami teoretycznymi wynikającymi z zaobserwowanych ruchów i na odwrót.

Ruch wielu punktów materialnych — w naszym wypadku gwiazd — pod wpływem wzajemnego przyciągania stanowi klasyczne zagadnienie n ciał. Jak wiadomo, jest ono praktycznie nierozwiązalne. Wprawdzie i bez rozwiązywania układu równań zagadnienia można z samego ich kształtu wyciągnąć pewne wnioski metodami tzw. jakościowej teorii równań róż­niczkowych fil, w szczególności ogólnej teorii układów dynamicznych bę­dącej zastosowaniem pewnych działów topologii; uzyskane jednak tą drogą wyniki są z nielicznymi wyjątkami [21 zbyt ogólne i nie pozwalają na wy­ciągnięcie żadnych wniosków liczbowych, niezbędnych przy badaniu kon­kretnych układów gwiazdowych.

Gdyby nawet możliwe było rozwiązanie zagadnienia n ciał i gdybyśmy znali z wystarczającą dokładnością w arunki początkowe (położenia i pręd­kości wszystkich gwiazd w jakimś momencie), to aby zorientować się w uzyskanych wynikach dla wszystkich gwiazd z osobna, trzeba by gwiazdy łączyć w grupy i przeprowadzać w końcu rozważania natury sta­tystycznej. W szczególności niesposób byłoby się zajmować indywidual­nymi ruchami kilkuset miliardów gwiazd w Galaktyce.

Gromadzenie się m ateriału obserwacyjnego skłaniało w początku bie­żącego stulecia do szukania bezpośrednich metod statystycznych rozwią­zania zagadnienia n ciał. W poszukiwaniach oparto się na dawnej koncepcji K e 1 v i n a, żeby zbiorowisko gwiazd poruszających się w różnych kie-

9*

120 Konrad, Rudnicki

runkach traktować jak zbiorowisko cząstek gazu i stosować do nich me­tody mechaniki statystycznej znane z termodynamiki. Na pozór w ydaje się, że zbiór gwiazd można rzeczywiście traktować formalnie jako pewien „gaz gw iazdow y" różniący się tylko liczbowym i parametrami od zw ykłych ga­zów. Łatwo się jednak przekonać, że „gaz gwiazdowy** różni się od gazu zw ykłego wieloma zasadniczymi właściwościami.

Przede wszystkim zjawisko zderzania się cząstek prawie w nim nie występuje, przez co prawo ekw ipartycji energii nie jest spełnione. Po wtóre — teoria rozpatruje gazy w pewnych obszarach zamkniętych, ogra­niczonych ściankami, gdy tymczasem układy gwiazdowe nie tylko nie po­siadają ścianek, ale nawet nie można rozpatrywać odizolowanych w prze­strzeni obszarów „gazu gwiazdowego**, gdyż wskutek małej gęstości ciał w przestrzeni „dyfuzja** — w skali czasu odpowiadającej rozmiarom układu — - zachodzi nieomal momentalnie. Po trzecie — pomiędzy cząst­kami gazu działają siły m iędzycząsteczkowe malejące szybko wraz ze wzrostem odległości, natomiast siły wzajem nego ciążenia są zaniedby- walne. Dlatego energię potencjalną gazu można traktować jako addy- tywną, gdyż nie trzeba uwzględniać sił m iędzy jego dwoma sąsiednimi objętościami, lecz jedynie siły pomiędzy najbliższym i cząsteczkami każ­dej objętości z osobna. Przeciwnie, procesy w układach gwiazdowych rzą­dzone są siłami graw itacji m alejącym i wolno z odległością i dlatego łączna energia potencjalna dwu połączonych obszarów układu gwiazdowego będzie inna niż suma energii wewnętrznej w obu obszarach, gdyż trzeba jeszcze uwzględniać siły graw itacji działające na gw iazdy obszaru jednego, a pochodzące od gwiazd obszaru drugiego i na odwrót.

Toteż dynamika układów gwiazdowych zmuszona była w ytw orzyć swoiste metody oparte w części na mechanice statystycznej, w części zaś na klasycznych metodach mechaniki nieba.

Siły regularne i nieregularne

Tysiące, miliony czy m iliardy ciał o charakterze punktowym (rozmiary gwiazd w e wszystkich zagadnieniach pomijamy) stw arzają bardzo skom­plikowane pole graw itacyjne. Zmienia się ono w skutek ruchów gwiazd od chwili do chwili i niesposób w yrazić je jakąś prostą funkcją, do której można by następnie stosować zw ykłe metody analizy matematycznej. Ogólny kształt układów gwiazdowych (galaktyk, gromad) mimo przemie­szczeń poszczególnych gwiazd pozostaje jednak — z grubsza biorąc — nie­zmienny lub też zmienia się w sposób powolny i regularny. Można by więc w badaniach statystycznych nie brać pod uwagę istnienia pojedynczych gwiazd w układzie i przyj ąwszy pewną wyrównaną postać pola graw ita­cyjnego rozpatrywać w nim ruch pojedynczej, próbnej gwiazdy — po-

Podstawowe zagadnienia dynamiki układów gwiazdowych 121

dobnie jak bada się w elek trodyna­mice ruchy próbnych ładunków elek­trycznych. Rozwiązując zagadnienie odw rotne można by też, m ając dany ruch próbnej gwiazdy, wyciągać wnioski dotyczące w yrównanego po­tencjału graw itacyjnego układu.

Jednakże takie postępow anie pro­wadziłoby do błędnych wyników.Ruch rzeczywisty gwiazdy będzie po­dobny do ruchu w polu w yrów na­nym tylko wtedy, gdy droga gwiazdy będzie przechodziła w należytej od­ległości od innych gwiazd. Gdy jed ­nak gwiazda znajdzie się w bliskim sąsiedztwie innej, w tedy k ierunek jej ruchu ulegnie znacznem u odchyleniu.Może się naw et zdarzyć, że siły po­chodzące od spotkanej gwiazdy prze­wyższą siły całego ogólnego pola gra­w itacyjnego układu w rozpatryw a­nym punkcie. W w yrów nanym polu graw itacyjnym energia poruszającej się gwiazdy jest niezm ienna lub też zm ienia się w sposób regularny wraz ze zm ianam i pola. Natom iast przy bliskich spotkaniach gwiazdy mogą ***■ L Pola Potencjalne pojedynczych

. . , . gwiazd a dają przez nałożenie się polenawzajem wym ieniać energię. uk}gdu ^ które rozk}adamy na część

Aby otrzym ać w yniki zgodne regu larną c i n ie regu larną d

z rzeczywistością, przy jęto w dyna­mice układów gwiazdowych rozkładać pole graw itacyjne na dwa składniki. Pierw szy — to pole w yrów nane, wolno zm ieniające się w czasie i dające się prosto opisać m atem atycznie. Nazywam y je polem regularnym . D ru­gim składnikiem jest różnica między polem rzeczywistym a w yrów nanym . Nazywam y ją polem nieregularnym . Schem at postępow ania przedstaw ia rysunek 1. Siły pochodzące od pola regularnego nazyw am y siłami regu lar­nym i, a w yw ołane przez nie ruchy — rucham i regularnym i. Można je badać m etodam i ścisłymi. Podobnie m ówimy o siłach n ieregularnych i ruchach nieregularnych. Te ostatnie m ożna badać tylko m etodam i ra ­chunku praw dopodobieństw a i statystyki. Oczywiście podział na pole regularne i n ieregularne można przeprowadzić w sposób dość dowolny, zależnie od potrzeby.

122 Konrad Rudnicki

Formalnie dzielimy układy gwiazdowe na następujące kategorie:1) U k ł a d y w r ó w n o w a d z e d y n a m i c z n e j , w których

siły nieregularne w ogóle nie występują, siły regularne zaś są tego typu, że nie zmieniają potencjału ani rozkładu prędkości gwiazd.

2) U k ł a d y w r ó w n o w a d z e s t a t y s t y c z n e j , w których siły regularne nie powodują zmian, działanie zaś sił nieregularnych sta­tystycznie znosi się nawzajem i nie zmienia stanu układu.

3) U k ł a d y s t a c j o n a r n e , w których zmiany następują tylko wskutek sił nieregularnych.

4) U k ł a d y n i e s t a c j o n a r n e , w których zmiany potencjału i rozkładu prędkości wywołane są również siłami regularnymi.

Realne układy gwiazdowe nie mogą znajdować się w równowadze sta­tystycznej, gdyż wskutek działania sił nieregularnych pewne gwiazdy mu­szą nabierać prędkości hiperbolicznych i opuszczają układ, przez co zmie­nia się potencjał.

W rzeczywistości mamy do czynienia tylko z układami stacjonarnymii niestacjonarnymi, przy czym te pierwsze traktujemy, jakby były w rów­nowadze dynamicznej, a działanie sił nieregularnych uwzględniamy osobno.

Podstawowym zagadnieniem w teorii sił nieregularnych jest spotkanie dwu gwiazd. Rozpatrzmy taki układ współrzędnych związanych z jedną gwiazdą A, aby orbita drugiej gwiazdy B leżała w płaszczyźnie x, y, przy czym oś x jest osią symetrii orbity. Jeśli gwiazda B przychodzi z nie­skończoności z prędkością początkową różną od zera, to orbita jej będzie pewną hiperbolą (rys. 2). Zbadajmy zmianę prędkości gwiazdy A wywo­łaną spotkaniem z gwiazdą B. Ponieważ orbita gwiazdy B jest syme­

tryczna względem osi x, składowe przyśpieszenia prostopadłe do jej

osi zrównoważą się nawzajem, dając w wyniku zmianę składowej pręd­kości Au = 0. Zmianę drugiej składowej prędkości A u otrzyma się cał­kując odpowiednie składowe przyśpieszeń na cały czas trwania zjawiska. Wynik całkowania będzie oczywiście zależny od mas obu gwiazd m0 i m, od względnej prędkości początkowej VG oraz od odległości p gwiazdy A od asymptoty orbity gwiazdy B. Jest to odległość, w jakiej minęłyby się gwiazdy, gdyby nie działały między nimi siły przyciągania. Elementarny rachunek z zakresu zagadnienia dwu ciał prowadzi do następującego wy­rażenia na całkowitą zmianę prędkości:

Siły nieregularne

AV = —2 Gm

Podstawowe zagadnienia dynamiki układów gwiazdowych 123

co dla dużych p daje się przedstawić

prościej:

2 GmA V =pV0

Rys. 2. Hiperboliczna, względna or­

bita mijających się gwiazd

Przyjmując masy gwiazd równe

masie Słońca i względną prędkość

początkową 20 km/sek — to jest

średnią względną prędkość gwiazd

I populacji — otrzymuje się dla p

równego półosi orbity Plutona zmia­

nę prędkości wynoszącą 10%> względ­

nej prędkości początkowej. Dla p

równego półosi orbity Jowisza zmia­

na wynosi przeszło 70%.

Przyj ąwszy, że spotkania gwiazd

są przypadkowe, to znaczy, że każdy

kierunek i zwrot względnej prędko­

ści spotykających się gwiazd jest jed­

nakowo prawdopodobny, dochodzimy

do wniosku, że zmiany prędkości jakiejś gwiazdy przy kolejnych spotka­

niach dodają się jak błędy przypadkowe.

Oznaczając

(AV,y = f ( V 0.m,m„,p)

oraz wprowadzając funkcję <p(V0> w, p), która jest prawdopodobieństwem

spotkania w jednostce czasu gwiazdy o masie m w odległości p z względną

prędkością ruchu V0, można napisać, że całkowita zmiana prędkości roz­

patrywanej gwiazdy w czasie t będzie

(AV)- = t f 1 1 f ( V 0>m,mo,p)tf>.£V0,m ,p )dV0dmdp. (I)

Prawdopodobieństwo <p można obliczyć czyniąc pewne założenia co do

gęstości rozmieszczenia gwiazd z różnymi prędkościami i masami. Dla pro­

stoty zamiast całkować na wszystkie masy przyjmuje się w praktyce pewną

masę średnią. W podobny sposób unika się całkowania na wszystkie pręd­

kości. Całkowanie względem p na ogół nie przedstawia w praktyce więk­

szych trudności i stąd dla konkretnych układów gwiazdowych wartość

wypisanej wyżej całki może być w przybliżeniu obliczona.

Ważną rolę w teorii sił nieregularnych odgrywa pojęcie c z a s u r e l a ­

k s a c j i . Można go zdefiniować [3] jako czas, w ciągu którego gwiazda na-

Konrad Rudnicki

leżąca do układu zmienia średnio prędkość o wartość równą średniej pręd­kości gwiazd V w układzie. Czasem definiuje się czas relaksacji jako okres, w ciągu którego średnia zmiana energii gwiazdy równa się średniej energii kinetycznej gwiazdy w układzie lub zmiana kierunku prędkości wynosi 90° [4], Te różne w zasadzie definicje posiadają jeden sens intui­cyjny. Określają one odstęp czasu, po upływie którego ruch gwiazdy jest praktycznie niezależny od jej początkowego położenia i prędkości, a więc po którym prędkości, energie czy kierunki ruchów zostają dokładnie prze­tasowane. Gdyby nie powstawanie nowych gwiazd i inne procesy kosmo- goniczne, po upływie czasu relaksacji w układzie mogłaby zapanować lo­kalna ekwipartycja energii.

Mimo różnych definicji czasu relaksacji otrzymane wielkości dla tych samych układów są tego samego rzędu wielkości. Posługując się pierw­szą z podanych definicji można czas relaksacji obliczyć ze wzoru (1) wsta­wiając AV = V i traktując t jako niewiadomą. Posługując się tym wzorem otrzymuje się dla Galaktyki wielkość 3X1016 lat. Jest to czas przewyż­szający o kilka rzędów wielkości prawdopodobny wiek całej Galaktyki. Nic dziwnego, że nie obserwujemy w niej ekwipartycji energii. Jedno­cześnie widać stąd, jak małą rolę odgrywają siły nieregularne w dynamice Galaktyki. Ponieważ podobne czasy relaksacji otrzymuje się dla innych galaktyk spiralnych, w ich teorii w pierwszym przybliżeniu sił nieregu­larnych w ogóle się nie uwzględnia. Inaczej ma się sprawa dla jąder ga­laktyk oraz gromad gwiazdowych, zwłaszcza kulistych. Dla tych ostatnich czasy relaksacji bywają rzędu 107 lat i siły nieregularne odgrywają już poważną rolę. Toteż teoria gromad gwiazdowych jest w znacznej mierze oparta na teorii sił nieregularnych.

Oprócz czasu relaksacji definiuje się też tak zwany okres p o ł o w i c z ­n e g o r o z p a d u , to znaczy czas, po którego upływie pod wpływem sił nieregularnych połowa gwiazd systemu, uzyskawszy prędkość hiperbo- liczną, opuści system na zawsze. Obliczenie tego czasu napotyka na nieco większe trudności. Oszacowania wskazują, że okres połowicznego rozpadu dla Galaktyki jest tego rzędu wielkości co czas relaksacji.

Siły regularne

Podstawową rolę w teorii sił regularnych odgrywa funkcja rozkładu po­łożeń i prędkości, czyli krócej f u n k c j a r o z k ł a d u f ( x , y , z , u , v , w , t ) (gdzie u, v, w są składowymi prędkości w kierunkach x, y i z). Określa się ją w ten sposób, aby wyrażenie f (x, y, z, u, w, v, t) dx dy dz du dv dw przedstawiało liczbę gwiazd położonych w czasie t w przestrzeni pomiędzy x a x + d x , y a y + d y i z a z+dz , których prędkości są zawarte w prze­dziale u i u+dw, v i v + dv, w i w + dw. Sens tej funkcji łatwo pojąć za-

Podstawowe zagadnienia dynamiki układów gwiazdowych 125

uważywszy, że całka z niej rozcią­gnięta na wszystkie możliwe pręd­kości daje gęstość gwiazd w danym punkcie i w danym czasie t, a po scałkowaniu jeszcze na określony obszar przestrzeni otrzymujemy ogólną liczbę gwiazd w tym obsza­rze.

Funkcję rozkładu wygodnie jest rozpatrywać w przestrzeni fazowej sześciowymiarowej o współrzęd­nych x, y, z, u, v, w. Każda gwia­zda o danej prędkości i położeniu określa jednoznacznie punkt takiej przestrzeni. Zmianom prędkości lub położenia odpowiada przesu­nięcie fazowe odpowiedniego pun­ktu w przestrzeni, który zakreśla pewną krzywą, tzw. fazową orbitę.

Wskutek istnienia związków różniczkowych

Rys. 3. Możliwe (a, b, c) i niemożliwe (d) orbity w płaszczyźnie fazowej

U =dxd i '

dvdt w =

dzdc

nie każdy przebieg orbity fazowej jest możliwy. Na rysunku 3 mamy przedstawione odcinki orbit w płaszczyźnie x, u przestrzeni fazowej. Orbity a, b i c są dopuszczalne. Niemożliwa jest natomiast orbita o kie­runku d, gdyż odpowiadałaby ona przesunięciu gwiazdy w kierunku wzra­stających x-ów przy jednoczesnej prędkości skierowanej ku x-om male­jącym. Tego rodzaju ograniczenia ruchu w przestrzeni fazowej prowadzą do poważnych konsekwencji. W szczególności dowodzi się, że jeśli ruch jest ciągłą funkcją warunków początkowych — co dla sił regularnych można uważać za spełnione — to element przestrzeni fazowej zajętej przez ciała poruszające się zachowuje stałą objętość. Jeśli więc zwiększa się roz­piętość prędkości — zmniejsza się odpowiednio rozpiętość położeń i na odwrót. Abstrahując od specyficznych zagadnień kosmogonicznych, nie bierzemy pod uwagę możliwości powstawania w elemencie przestrzeni nowych gwiazd lub zanikania starych. Prowadzi to do dalszego wniosku, że fazowa gęstość gwiazd nie ulega zmianie w czasie ruchu. Ponieważ funkcja rozkładu nie przedstawia nic innego jak właśnie fazową gęstość, można to jeszcze wypowiedzieć w ten sposób, że pochodna substancjalna funkcji rozkładu, to znaczy pochodna liczona w punkcie przesuwającym

126 Konrad, Rudnicki

się razem z rozpatrywanymi ciałami, równa się stale zeru. Matematycznie zapisujemy ten fakt następująco:

+ .f ' C ^ = odt dx dy dz du dt do dt dw dt

Zważywszy, że ruch gwiazd odbywa się pod wpływem sił grawitacji, można w tym wzorze zastąpić składowe przyśpieszenia przez pochodne potencjału grawitacyjnego ‘-P względem odpowiednich współrzędnych. Przybierze on wtedy taką postać:

+ + + + + o. (2)dt dx dy dz du dx dv dy dw dz

Jest to tak zwane podstawowe równanie dynamiki gwiazdowej.Do napisania tego równania potrzeba, aby funkcja rozkładu była cią­

gła i różniczkowalna, co oznacza statystyczne wyrównanie układu, a więc ograniczenie się do pola regularnego. Poza tym w polu sił nieregularnych może nie być spełnione założenie o ciągłości ruchów względem warunków początkowych, a tym samym twierdzenie o niezmiennej gęstości fazowej może być niesłuszne. Podstawowe równanie dynamiki gwiazdowej nie daje więc możliwości badania ruchów nieregularnych.

Podstawowe równanie (2) daje związek między funkcją rozkładu i po­tencjałem grawitacyjnym. Potencjał występuje tu tylko czynnie jako po­wodujący przyśpieszenia, może on jednak pochodzić od ciał obcych (tzw. potencjał zewnętrzny). Wynika stąd, że równaniem (2) można by też opisać ruch dowolnego roju lekkich ciał w polu grawitacyjnym centralnej dużej masy, np. ruch planetoid w polu grawitacyjnym Słońca.

W odosobnionych układach gwiazdowych — galaktykach — pole gra­witacyjne pochodzi od samych gwiazd układu i jest zależne tylko od gęstości ich rozmieszczenia w przestrzeni. Otrzymujemy stąd drugi zwią­zek między funkcją rozkładu a potencjałem w postaci równania Lapla- ce’a, które w tym przypadku przybiera postać:

d'iCV d«V , dlCV dx- dy2

-f-oo -f-oo -f-OO

^ = 4tt j j j fdudvdw .

Równanie Laplace’a łącznie z równaniem (2) stanowi podstawę teorii dynamicznej galaktyk. Niestety ich łączne rozwiązanie i znalezienie ogól­nych związków między potencjałem grawitacyjnym i funkcją rozkładu prędkości napotyka na nieprzezwyciężone trudności. W większości pro­blemów wypada się zadowolić równaniem (2), którego zresztą ogólnie również rozwiązać nie potrafimy. W praktyce bądź zakłada się określony kształt potencjału i rozwiązuje równanie (2) względem funkcji f jako nie-

Podstawowe zagadnienia dynamiki układów gwiazdowych 127

wiadomej, bądź też przyjmuje się z góry narzuconą ogólną postać funkcji rozkładu i jako niewiadomą traktuje potencjał.

Na pierwszej drodze udaje się uzyskać kilka szczególnych rozwiązań, z których żadne nie odpowiada fizycznym warunkom panującym w Ga­laktyce. Postępując drugą metodą można uzyskać pewne rozwiązania bar­dziej odpowiadające rzeczywistym stosunkom w Galaktyce. Szczególnie cenne w tej dziedzinie są prace C h a n d r a s e k h a r a [5]. Zachodzi przy tym osobliwe zjawisko, że im bardziej ograniczające założenia przyjmiemy o rozkładzie prędkości gwiazd, tym ogólniejszą otrzymujemy postać po­tencjału, a więc rozkładu przestrzennego gwiazd. I odwrotnie, bardziej ograniczonym, posiadającym specyficzną postać rozkładom gwiazd w prze­strzeni odpowiada większa dowolność w rozkładzie prędkości. W rezultacie z otrzymanych rozwiązań można wybrać wprawdzie takie, które odpowia­dają rzeczywistemu rozmieszczeniu gwiazd w Galaktyce, ruchy gwiazd są wtedy jednak zbyt uproszczone i nie odpowiadające rzeczywistości. Istnieją również rozwiązania dość dobrze odpowiadające rzeczywistym, zaobserwowanym ruchom gwiazd, odpowiadają one jednak potencjałom zasadniczo różnym od potenęjału Galaktyki. Jest rzeczą nader osobliwą, że możliwości spiralnej budowy odpowiada sferyczny rozkład prędkości swoistych gwiazd, to znaczy taki, w którym kierunki ruchów gwiazd po odjęciu średniej prędkości (np. prędkości rotacji) są rozłożone całkiem przypadkowo.

Wszystkie rozwiązania otrzymane przez Chandrasekhara należą do tak zwanej teorii elipsoidalnej, w której zakłada się, że rozkład swoistych prędkości gwiazd daje się przedstawić wielomianem 2 stopnia. Powierz­chnie jednakowej gęstości występowania końców wektorów prędkości są wtedy elipsoidami. Elipsoidalny rozkład prędkości jest w przybliżeniu obserwowany rzeczywiście w Galaktyce. Ponieważ teoria elipsoidalna dynamiki Galaktyki nie daje prawidłowych rozwiązań, staje się obecnie coraz bardziej aktualne poszukiwanie innych teorii. Jako jedną z takich prób należy przytoczyć pracę W. F r i c k e g o [6], który przyjmował rozkład prędkości przedstawiony przez pewien wielomian 4 stopnia. Niestety otrzymał niewiele lepszą zgodność z rzeczywistością.

Orbity indywidualnych gwiazd

W ostatnich latach pojawiły się prace dotyczące orbit pojedynczych gwiazd. Wszystkie dotyczą ruchu gwiazd w regularnym polu sił Galak­tyki. Obliczone w ten sposób orbity gwiazd nie są orbitami ścisłymi, lecz tylko najbardziej prawdopodobnymi. Zaniedbuje się bowiem całkowicie działanie pola nieregularnego, przyjmując, że wpływy spotkań z innymi gwiazdami znoszą się nawzajem. Można by dopatrywać się pewnej ana-

128 Konrad Rudnicki

logii tak obliczanych orbit z oskulacyjnymi orbitami w mechanice układu planetarnego: i tu, i tam zaniedbujemy bowiem działania perturbacyjne drobnych ciał, poprzestając na wpływie podstawowego pola grawitacyj­nego, które w pierwszym przypadku daje Słońce, w drugim — ogólny potencjał Galaktyki.

Jeśli jednak w zagadnieniach orbit w układzie planetarnym, nawet nie obliczając dokładnie perturbacji, jesteśmy w stanie oszacować maksy­malne zmiany orbity przez nie spowodowane, o tyle w przypadku orbit gwiazd w Galaktyce możemy się spodziewać dowolnie wielkich odchyleń ruchu, a nawet zmiany jego kierunku o 180°. Prawdopodobieństwo do­wolnie wielkich odchyleń kierunku nie jest tu nigdy równe zeru i nawet do zera nie dąży (odchylenia różne o całkowitą wielokrotność kąta pełnego identyfikujemy). Niepewność tego rodzaju rachunków powiększa się jesz­cze przez nieznajomość rzeczywistego rozkładu potencjału — zwłaszcza w odleglejszych częściach Galaktyki.

Należy tu wymienić pionierską pracę P. P a r e n a g i , który przyj­mując dla potencjału Galaktyki postać

W 'z) = H ^R > ^

(R — odległość od środka Galaktyki, z — odległość od płaszczyzny równi­kowej, <p funkcja tylko 2 ,9 c i x — stałe) — nie uwzględniając jej spiralnej budowy — obliczył numerycznym rachunkiem przestrzenną orbitę Słońca, Strzały Barnarda i gwiazdy Kapteyna [7],

Prace na ten tem at są — jak dotąd — nieliczne i zbyt ogólnikowe, aby można się kusić o podanie jakichś charakterystycznych konkretnych metod tego działu dynamiki układów gwiazdowych. Daje się tylko zauwa­żyć, że są one w dużym stopniu zbliżone do metod mechaniki klasycznej.

Zastosowania

Zastosowania teoretycznych wyników dynamiki gwiazdowej do kon­kretnych zagadnień astronomicznych są — jak dotąd — nieliczne. Szcze­gólnie mało zastosowań znalazła teoria sił regularnych mimo wielkiej wagi, jaką może posiadać dla zrozumienia dynamiki Galaktyki i mimo wielu prac, jakie na ten tem at ukazały się w ostatnich dziesiątkach lat. Cho­ciaż opracowano w tej dziedzinie niektóre problemy ogólne, poprawy sytuacji należy się spodziewać dopiero po znalezieniu bardziej przydatnych rozwiązań podstawowego równania dynamiki gwiazdowej (2), co wy­maga opracowania jakichś nowych metod. Badania w tej dziedzinie mogą się więc okazać bardzo owocne i wszelkie — nawet nieudane — próby za­sługują na baczną uwagę.

Nieco lepiej ma się sprawa z teorią sił nieregularnych i jej zastosowa­niami do dynamiki gromad gwiazdowych. Udało się tutaj otrzymać przy­bliżony obraz ewolucji tych tworów, i — co za tym idzie — oszacowanie ich wieku (np. słynny dowód młodości asocjacji).

Ogólnie można stwierdzić, że nieliczne liczbowe wyniki uzyskano prze­ważnie przybliżonymi oszacowaniami stojącymi w słabym związku z za­sadniczym biegiem teorii. Odbija się to w znacznym stopniu na ich dokład­ności. Dość zauważyć, że oszacowania masy Galaktyki posiadają czynnik niepewności około 2. Nie należy stąd wyciągać wniosku, że teoria idzie nie­właściwą drogą, lecz że jest jeszcze bardzo młoda.

Obecna sytuacja w dynamice układów gwiazdowych przypomina trochę analogiczną w mechanice nieba, gdy znano już prawo powszechnej gra­witacji, ale nie było jeszcze praktycznych metod wyznaczania orbit.

Podstawowe zagadnienia dynamiki układów gwiazdowych ] 29

L I T E R A T U R A

[1] B.B H e m b i u k h fi h B.B. C t e it a n o b , KaneciBeHHaH TeopiiH Ay$$epeHUHajibiibix ypaBHeHHft. Wyd. II. M oskw a, 1949.

[2] R. K u r t h , Zum Ergodenproblem — Veroff. des Astr . Inst. der Univ. Bern. N 12, 1952.

[3] K. <1>. Or Op Of f HHKOB, OCHOBbI AHHaMHKH BpaiHaiOmHXCH 3Be3fl,HbIX CHCTeM —Y cnexn acTp0H0MH<iecKHx iiayn. Tom IV, § 6, 1948.

[4] S. C h a n d r a s e k h a r , P rincip les of stellar dynam ics, rozdział II, Chicago, 1942.[5] S. C h a n d r a s e k h a r , The dynam ics of stellar system s. The Astroph. Journal

90, 1, 1939 oraz 92, 441, 1940.[6] W. F r i c k e, D ynam ische B egriindung der G eschw indigkeitsverteilung im

Sternsystem , A stronom ische Nachrichten, 280, 193, 1951— 1952.[7] IT. II. napenaro, 0 rpaBH'ramiOHHOM noTemjHajie FajiaimiKH 11. A cip. X ypH . t. X X IX

245, 1952.Jako uzupełn ienie literatury podajem y w ykaz prac, w których om ów ione są

szczegółow iej zagadnienia poruszone w artykule:E. P a h 1 e n, Einfuhrung in die D yn a m ik von S tern sys tem en , B asel, 1947 (240 str.).

K siążka jest przejrzystym i przystępnym w prow adzeniem w zagadnienia i ich prze­glądem . Poszczególne problem y traktuje raczej pobieżnie.

S. C h a n d r a s e k h a r , Principles of ste llar dynamics, II w yd., Chicago 1947 (252 str.). Istn ieje też tłum aczenie rosyjskie: M oskw a 1948. K siążka obszernie om aw ia w iele zagadnień pom iniętych w innych podręcznikach. Autor najw ięcej m iejsca po­św ięca w łasnym pracom. Obce referuje w znacznych skrótach.

II. n . n a p e h a r o, Kypc 3Be3flH0fł acTpoHOMHH II w yd. M oskw a 1946. R ozdział 7. fluHaMHKa 3Be3«nbix CHCTew (102 str.). R ozdział obejm uje bardzo w ie le zagadnień u ło ­żonych raczej w edług tem atów niż m etod ze szczególnym uw zględnieniem zastosow ań w praktyce.

130 Konrad Rudnicki

K <J>. OropOf l HHKOB, OCHOBbI «HHaMHKH B pam aW m H X C M B BeanHUX C H C T eM .— y c « n exM a c T p o n o M H H e c K H x H a y K . Tom IV. str. 8 Moskwa 1948 (objętość 66 str.). Artykuł zajmuje się wyłącznie układami stacjonarnymi, w których istnieje rotacja oraz sy­metria obrotowa. Podaje wiele głęboko sięgających rozważań teoretycznych, zwłasz­cza dotyczących porównań z mechaniką statystyczną.

Sporo wiadomości można też znaleźć w następujących, zasadniczo przestarzałych już pracach:

B. L i n d b 1 a d, Die Dynamik der Milchstrasse. Handbuch der Astrophysik, Ber­lin, 1933, tom V, str. 1033.

E. P a h l e n , Lehrbuch der Stellaratatistik, Leipzig, 1937, rozdział 14: Dynamik des Sternsystems, str. 795.

W. M. S m a r t , Stellar Dynamics, Cambridge, 1938.

Postępy Astronomii T. II. z. 3

Zastosowania elektroniki w astronomiiADAM STRZAŁKOWSKI (Kraków)

Część II

' ZASTOSOWANIE KOMÓREK FOTOELEKTRYCZNYCH DO NIEFOTOMETRYCZNYCH CELÓW W ASTRONOMII

Komórki fotoelektryczne znalazły zastosowanie w astronomii nie tylko jako przyrząd pomiarowy do celów fotometrycznych, lecz również jako bardzo czułe przekaźniki reagujące na światło.

Jednym z takich zastosowań komórek fotoelektrycznych są obserwacje fotoelektryczne zakryć gwiazd przez Księżyc [1], W tym celu prąd foto- elektryczny z fotopowielacza oświetlonego światłem zakrywanej przez Księżyc gwiazdy doprowadzony jest po wzmocnieniu do dwuplamkowego oscyloskopu katodowego i powoduje odchylenie jednej z plamek. W mo­mencie zniknięcia gwiaizdy za tarczą Księżyca następuje zmniejszenie prądu fotoelektrycznego i skok plamki na ekranie oscyloskopu rejestrowany na filmie przesuwanym w sposób ciągły przed ekranem. Równocześnie druga plamka oscyloskopu odchylana jest przez sygnały pochodzące z chrono­metru, tak że na tym samym filmie otrzymujemy również skalę czasu. Aby uniknąć zakłóceń chodu zegara przez jakieś kontakty mechaniczne, przekazywanie sygnałów przez zegar odbywa się również na drodze foto­elektryczne j. Porównanie chronometru z sygnałami czasu wykonuje się za pomocą tego samego urządzenia z tym, że plamka odchylana poprzed­nio przez prąd fotoelektryczny teraz odchylana jest przez sygnały ra­diowe. Metoda ta pozwala obserwować momenty zakryć gwiazd przez Księżyc z olbrzymią dokładnością dochodzącą do 0,01 sek. Wadę jej sta­nowi to, że jest ograniczona tylko do obserwacji momentów wejść gwiazdy za tarczę przy ciemnym brzegu Księżyca oraz że z pomocą tej metody obserwować możemy zakrycia gwiazd tylko bardzo jasnych ze względu na dużą jasność tła nieba w pobliżu Księżyca i związane z tym duże wa­hania prądu fotoelektrycznego.

Ulepszenie tej metody może polegać np. na eliminacji prądu foto­elektrycznego pochodzącego od tła. W tym celu przerywamy periodycz­nie strumień światła obserwowanej gwiazdy za pomocą przesłony tak wykonanej, że tło nieba w pobliżu gwiazdy nie będzie przy tym ulegać zmianie. Wzmacniając następnie tylko składową zmienną prądu foto­elektrycznego przy pomocy selektywnego wzmacniacza nastrojonego na częstość przerw prądu, otrzymamy eliminację zarówno stałej składowej,

132 Adam Strzałkowski

jak i chaotycznych w ahań prądu fotoelektrycznego pochodzących od nie­zmiennego tła. W ten sposób zakres fotoelektrycznej m etody obserwacji zakryć gwiazd przez Księżyc rozszerzyć można na słabsze gwiazdy i na dość duże naw et jasności tła nieba.

Obserwacje fotoelektryczne zakryć gwiazd przez Księżyc dają rów ­nież możliwość w yznaczania średnic gwiazd [2], P rzy przesłanianiu s tru ­m ienia św iatła gwiazdy przez tarczę Księżyca w ystępuje mianowicie zja­wisko ugięcia światła, a rozkład obserw ow anych n a Ziemi prążków dy­frakcyjnych zależeć będzie od średnicy gwiazdy. Obserwacje rozkładu tych prążków wykonyw ać możemy podobnie, jak to poprzednio omówiono, za pomocą fotopowielacza, oscyloskopu katodowego i kam ery filmowej. Przy użyciu 100-calowego teleskopu obserwowano średnicę k ilku gwiazd do jasności 6m,5 uzyskując w zakresie średnic od 0",005 do 0",015, błąd średni około 10%>.

Olbrzym ia dokładność fotoelektrycznych obserw acji zakryć gwiazd przez Księżyc nie może być obecnie naw et w pełni w ykorzystana ze względu na niedokładną znajomość nierówności brzegu Księżyca. W yko­nane przed 40 laty przez H a y n a m apy w arstw icow e pasa brzegowego Księżyca posiadają obecnie już zbyt m ałą dokładność, nie odpowiadającą dokładności obserw acji fotoelektrycznych. Ostatnio podjęto ogrom ną pracę m ającą na celu ponowne wyznaczenie tych map na podstaw ie zdjęć foto­graficznych Księżyca. Do prac tych skonstruow any został specjalny przy­

rząd fotoelektryczny pozw alający na autom atyczne w ykreślanie nierów no­ści brzegu Księżyca ze zdjęć fotogra-, ficznych [3], Zasadę działania tego przyrządu objaśnia rysunek 1. Św ia­tło z żarówki L oświetla fotografię profilu Księżyca, rzutow aną następnie przez m ikroskop M na układ szcze­lin S'. Św iatło z długiej szczeliny prze­chodzącej przez obraz brzegu Księży­ca, ądbite od pryzm atu Pr pada na fotopowielacz FI. Św iatło z dwóch innych szczelin, z których jedna w y­pada na powierzchni obrazu Księżyca, druga poza nią, a każda ma powierz­chnię rów ną połowie powierzchni szczeliny długiej, pada po odbiciu również od pryzm atu Pr na fotopowie­lacz F2. Trzeci fotopowielacz m ierzy zaczernienie kliszy na tarczy Księ-

Rys. 1. Schemat urządzenia do auto­matycznego kreślenia profilu Księ­życa na podstawie zdjęć fotogra­

ficznych

Zastosowania elektroniki w astronomii 133

życa. Za pomocą silniczków A sterowanych przez różnicę prądów foto- powielaczy F I i F2 mikroskop przesuwany jest tak, aby prądy z tych foto- powielaczy były sobie równe. Położenie mikroskopu zmienia się tu więc w zależności od nierówności brzegu Księżyca i ruch ten przenosi się na pióro B wykreślające na przesuwającej się taśmie papieru kształt profilu Księżyca. Płyta fotograficzna obracana jest przez silniczek C i ruch ten jest zsynchronizowany z przesuwem taśmy papierowej. Po wykonaniu szeregu niezbędnych jeszcze redukcji otrzymać możemy za pomocą tej metody błąd poszczególnego punktu profilu Księżyca około 0",05, znacznie mniejszy od błędu kart Hayna.

Zastosowanie komórek fotoelektrycznych może też oddać duże usługi przy dokładnym samoczynnym prowadzeniu lunet astronomicznych za gwiazdą. Dokładność prowadzenia lunety przez taką prowadnicę foto- elektryczną przewyższa znacznie wszystkie inne metody prowadzenia, ponieważ prowadnica ta reaguje bezpośrednio na położenie gwiazdy. Pierwszą taką prowadnicę regulującą tylko położenie w rektascenzji skon­struowali w r. 1936 W h i t f o r d i K r o n . W roku 1946 W. O. R o b e r t s zbudował taką prowadnicę do obserwacji Słońca [4], My opiszemy tu prowadnicę skonstruowaną przez H. W. B a b c o c k a [5] przy użyciu foto- powielacza (rys. 2), a zastosowaną do astrospektrografu szczelinowego. Do prowadzenia wykorzystano tu światło gwiazdy odbite od wypolero­wanej krawędzi szczeliny spektrografu. Światło to przez zwierciadło 1 skierowane jest do lunetki prowadnicy. W ognisku te j lunetki umiesz-Postępy A stronom ii t. I I z. 3 1 0

134 A d a m S trza łko w sk i

ezona jest przesłona 2 z filtrem pom arańczow ym zasłaniającym pół pola widzenia. Przesłona obracana jest przez silniczek 3 za pomocą przekładni ślim akowej 4. Św iatło gwiazdy przepuszczone przez tę przesłonę skie­rowane jest następnie przez pryzm at 5 na katodę fotopowielacza 6. Gdy gwiazda znajduje się na osi optycznej prowadnicy, wówczas p rąd foto- elektryczny jest prądem stałym . Jeżeli natom iast skutkiem błędów pro­wadzenia gwiazda przesunie się nieco, wówczas będzie ona periodycznie przesłaniana przez umieszczony w ognisku w irujący filtr i z fotopowie­lacza otrzym am y prąd fotoelektryczny pulsujący. Składową zm ienną tego p rądu przesyłam y po wzm ocnieniu do urządzenia sterującego ruchem sil­ników regulujących położenie teleskopu. A m plituda składowej zmiennej prądu fotoelektrycznego zależy od wielkości przesunięcia gwiazdy wzglę­dem osi, natom iast jej faza — od k ierunku tego przesunięcia. Po wzmoc­nieniu we wzm acniaczu p rądu zmiennego p rąd ten przechodzi przez roz­dzielacz 7 o czterech kontaktach, po których ślizga się szczotka połączona z przesłoną 2 zaw ierającą filtr. Rozmieszczenie kontaktów rozdzielacza odpowiada kierunkom : wschód, zachód, północ, południe. P rąd fotoelek­tryczny przepuszczany jest, zależnie od swej fazy, przez odpowiedni kon­tak t do jednego z czterech przekaźników elektronow ych 8, urucham ia­jącego jeden z silników poruszających teleskop. Zależnie od położenia gwiazdy, urucham iany jest silnik korygujący w odpowiednim k ierunku położenie teleskopu. Gdy np. gwiazda przesunęła się w k ierunku odpo­w iadającym większej deklinacji, wówczas najw iększy p rąd przepływ a przez kontak t N i przez przekaźnik I zostaje uruchom iony silnik zmie­niający deklinację teleskopu.

Regulacja ta nie działa w sposób ciągły, lecz załączana jest samoczyn­nie raz w ciągu 3 sek. przez przekaźnik 9. K ontakty rozdzielacza 7 połą­czone są również z czterem a płytam i odchylającym i oscyloskopu kato­dowego 10, tak że na jego ekranie możemy w każdym momencie obser­wować położenie gwiazdy. Prócz tego poszczególne przekaźniki 8, u ru ­cham iające silniki, zapalają żaróweczki I, II, III, IV, co pozwala skon­trolować, czy urządzenie urucham ia silnik odpowiadający przesunięciu gwiazdy. Prow adnica ta zastosowana do 60-calowego teleskopu pozwala na użycie do prow adzenia gwiazdy 12m,9. W nieco zmienionej form ie może być ona zastosowana również do prow adzenia lunety przy obser­w acjach fotom etrycznych.

Zastąpienie oka obserw atora kom órką fotoelektryczną daje również i w innych dziedzinach astronom ii dobre wyniki. A więc także i przy obserw acjach astrom etrycznych. Po raz pierwszy zastosował kom órkę fotoelektryczną do obserw acji przejść gwiazd przez południk B. S t r o m - g r e n [6] w r. 1925. W roku 1933 N. N. P a w ł ó w podjął w Obserwato­rium Pułkow skim ogromną, kilka la t trw ającą pracę m ającą na celu skon-

Zastosowania elektroniki w astronomii 135

struowanie aparatury do fotoelektrycznych rejestracji przejść gwiazd przez południk i możliwie najdokładniejsze zbadanie własności tej apara­tury. Bardzo szczegółowe i dokładne wyniki tej pracy opublikowano w roku 1946 [7]. Praca ta obejmuje olbrzymi materiał zarówno teore­tyczny, jak i doświadczalny i dlatego zasługuje na szczególną uwagę.

Rys. 3. Zasada metody N. N. Pawłowa fotoelektrycznych obserwacji przejśćprzez południk

Rysunek 3 przedstawia schematycznie aparaturą zastosowaną przez Pawłowa. W ognisku instrumentu przejściowego umieszczona była bar­dzo dokładnie wykonana przesłona o 40 szczelinach pionowych, każda o szerokości 0,15 mm, przedzielonych nieprzeźroczystymi paskami o tej samej szerokości. Szczelina środkowa oraz piąta w prawo i piąta z lewej strony miały dwukrotnie większe szerokości. Poprzez tę przesłonę światło gwiazdy padało na katodę komórki fotoelektrycznej. W miarę przesuwa­nia się gwiazdy wzdłuż tej przesłony w komórce występowały impulsy prądu fotoelektrycznego. Impulsy te, wzmocnione w lampie elektrome- trycznej umieszczonej tuż przy komórce, następnie w czterostopniowym wzmacniaczu prądu i dwustopniowym wzmacniaczu mocy, przekazywane były na cewkę przyrządu samopiszącego, wykreślającego na ruchomej papierowej taśmie przebieg zmian prądu fotoelektrycznego. Całkowite wzmocnienie prądu wynosiło w układzie tym 2,4.1014.

Przy obserwacji przejść gwiazd przełączniki PI, P2, P3 i P4 zajmo­wały położenie zaznaczone na rysunku liniami ciągłymi. W tym wypadku drugie pióro przyrządu rejestrującego poruszane było przez impulsy se-

10*

136 Adam Strzałkowski

kundowe pochodzące z zegara. Dla redukcji wykonanych obserwacji nale­żało wyznaczyć opóźnienie pochodzące przede wszystkim od układu wzmacniającego. Wyznaczenie tego opóźnienia mogło być wykonane przy przestawieniu przełączników w położenie zaznaczone na rysunku linią przerywaną. Przy takim położeniu przełączników sygnały pochodzące z chronometrów lub nadawane kluczem K i zapisywane przez drugie pióro przyrządu rejestrującego uruchamiały zarazem przekaźnik elektro­magnetyczny R, w którego wtórny obwód załączona była lampa neonowa umieszczona przed obiektywem instrumentu. Lampa ta była zatem zapa­lana równocześnie z nadawanymi sygnałami i światło jej, padając na ka­todę komórki, dawało impulsy prądu fotoelektrycznego, zapisywane przez drugie pióro przyrządu rejestrującego. Ponieważ między sygnałami nada­wanymi i zapłonami neonówki nie następowało praktycznie żadne opóź­nienie, można było z różnicy zapisów obydwóch piór wyznaczyć wprost opóźnienie wywołane przez układ wzmacniający, powiększone przez para- laksę piór. Otrzymujemy przy tym wartość opóźnienia dla sygnałów pro­stokątnych, gdy tymczasem sygnały pochodzące od światła przesuwającej się gwiazdy odbiegają znacznie od kształtu prostokątnego. Stanowi to jedną z poważniejszych wad metody. Ze względu na to, że opóźnienie wy­wołane jest głównie przez stałą czasu obwodu wejściowego, opór tego obwodu winien być stały, co nie jest łatwe do uzyskania przy stosowa­nych tu wartościach tego oporu rzędu 10u Q. Przy położeniach przełącz­ników zaznaczonych na rysunku liniami kropkowanymi można było za pomocą tego samego urządzenia wykonywać porównania dwu zegarów z sobą. Przy średnicy obiektywu instrumentu 81 mm obserwowano przej­ścia przez południk gwiazd do 8m.

Pawłów w swej publikacji poddaje szczegółowej analizie teoretycznej i doświadczalnej działanie swej aparatury oraz rozważa redukcje, które należy uwzględnić przy opracowywaniu obserwacji. Wskazuje on także dalsze drogi rozwojowe obmyślonej przez siebie metody. Większą czułość i stabilność można by tu uzyskać przez zastosowanie fotopowielaczy, mo­dulację strumienia światła gwiazdy i zastosowanie wzmacniacza prądu zmiennego. Prócz tego można by też osiągnąć lepsze wyniki przez opra­cowanie nowych metod rejestracji, np. przez zastosowanie lamp oscylo- graficznych i eliminację wszelkich przekaźników mechanicznych.

L I T E R A T U R A

[1] H. E. B u t l e r , Mon. Not. R A S 111, 393 (1951).[2] A. E. W h i t f o r d , A stron. J . 52, 131 (1947).[3] Sk y and Tel. 9, 134 (1950).[4] W. O. R o b e r t s , Electron ics 19, N r 6, 100 (1946).[5] H. W. B a b c o C k , Ap. J . 107, 73 (1948).[6] B. S t r ó m g r e n , A str. N achr. 226, 81 (1926).[7 ] H. H. IlaBjiOB. Tpy^bi rn a B H O ft AcTp. 06c. b IlyjiKOBe, cepn a II , 59, 1 (1946).

P o s tęp y A stronom ii T. 11. z. 3

Orbita komety W olf I i jej quasi-fluktuacjeM IC H A Ł K A M IE Ń S K I (K raków )

Kometa okresowa Wolf I została odkryta w Heidelbergu w dn. 17 września 1884 r. przez studenta astronomii Maksa W o l f a (słynnego później astronoma), a niezależnie od niego — przez C o p e l a n d a w Dun Echt drogą spektroskopową. Jest to jedyna w dziejach astronomii ko­meta odkryta spektroskopem.

Już z pierwszych obliczeń orbity wynikało, że Wolf I jest kometą okre­sową, należącą do grupy Jowisza i zakreślającą naokoło Słońca elipsę w ciągu 6,8 lat. Ustalono przy tym, iż w r. 1875 — a więc na 9 lat przed jej odkryciem — podchodziła ona blisko do Jowisza, który bardzo znacz­nie zmienił orbitę komety, przybliżając ją do Ziemi, dzięki czemu mogła być odkryta w r. 1884.

Wkrótce potem szczegółowym badaniem orbity tej komety zajął się pastor A. T h r a e n. Opracował on mianowicie jej ukazania się w latach 1884/1885, 1891/1892, a nawet częściowo w latach 1898/1899, dochodząc do pewnych wniosków wiążących ze sobą dwa pierwsze ukazania się ko­mety. System elementów, które wyprowadził, był tak poprawny, że od­chylenia od obserwacji w 1. 1898/1899 były minimalne.

Po śmierci A. Thraena, komecie tej nie poświęcono należytej uwagi, tak że jej powrót do Słońca w 1. 1904/1905 nie został zaobserwowany,, rzekomo „z powodu jej niedogodnego położenia na niebie".

W r. 1908 O. B a c k 1 u n d, dyrektor Głównego Obserwatorium Astro­nomicznego w Pułkowie, zwrócił się do autora niniejszego artykułu, wów­czas astronoma tego Obserwatorium, z propozycją przejęcia badań nad tą kometą.

Od owego roku, a więc w ciągu 45 lat, stanowi ona główny przed­miot badań autora. Spis jego prac, poświęconych tej komecie w okresie 1908—1952, opublikowany w r. 1953 w czasopiśmie Acta Astronomica, Ser. c. Vol. 5 obejmuje 63 pozycje. Dalsze badania są w toku.

Od roku 1884 powracała kometa Wolf I 10 razy do Słońca, a mia­nowicie w latach

I 1884/1885 II 1891/1892

III 1898/1899IV (1904/1905)

V 1911/1912

V III 1933/1934 IX 1942

V I 1918/1919 V II 1925

X 1950/1951

138 Michał Kamieński

Przy wszystkich tych powrotach do Słońca kometa była dokładnie obserwowana, z wyjątkiem IV powrotu w 1. 1904/1905, jak to zaznaczono wyżej. Efemerydy obliczane przez autora dla odszukania jej na niebie, poczynając od 1. 1911/1912, stale wskazywały bardzo niewielkie odchy­lenia od obserwacyj, nawet w r. 1925, mimo to że w r. 1922 podchodziła ona bardzo blisko do Jowisza, który wywołał w jej ruchu olbrzymie perturbacje (Tabl. I).

Przy obliczeniach perturbacyj uwzględniano wpływy Wenery, Ziemi, Marsa, Jowisza, Saturna i Urana. Następnie zbadano wpływ Merkurego na anomalię ruchu tej komety w okresie 1884—1919. Co się zaś tyczy wpływu Neptuna, okazał się on tak minimalny, że można go było zupeł­nie nie uwzględniać.

Przy obliczeniach perturbacyj stale stosowano metodę wariacji sta­łych dowolnych, zmieniając systemy elementów co 1,5625, 3,125, 6,25, 12,50, 25,00, 50,00 lub co 2V2, 5, 10, 20, 40, 80 dni — w zależności od odle­głości komety od zakłócających planet, głównie — od Jowisza. Ponadto przy wielkich zbliżeniach komety do tej planety stosowano także metodę obliczeń jowicentrycznych, uważając Jowisza za ciało główne, a Słońce i Saturna — za ciała zakłócające. Jowicentryczna orbita komety okazy­wała się zawsze hyperbolą ze znacznym mimośrodem.

Z drugiej strony, przy obliczeniach perturbacyj od Merkurego, We­nery, a nawet Ziemi, stosowano także metodę barocentryczną polegającą na odniesieniu ruchu komety do wspólnego środka ciężkości Słońca i jed­nej z tych planet.

W ostatecznym jednak wyniku nie brano pod uwagę perturbacyj za­równo jowicentrycznych jakoteż i barocentrycznych,, gdyż obliczenia helio- centrycznych perturbacyj według metody wariacji stałych dowolnych da­wały większą dokładność. Otóż należy zauważyć, że spośród wszystkich metod obliczeń perturbacji specjalnych a więc: metoda Hansena, Enckego, łącznie nawet z metodą całkowania liczbowego Cowella-Crommelina- Numerowa — metoda wariacji stałych dowolnych daje najbardziej pewne wyniki, pod warunkiem, oczywiście, wykonania obliczeń lege a rt is i przy p e r m a n e n t n y m sprawdzaniu obliczeń na każdym kroku *.

Z powiązań 6 powrotów komety do Słońca w okresie 1884—1919 wy­nika niezbicie, że prawo grawitacji Newtona nie jest wystarczające do należytego przedstawienia ruchu tej komety. Opracowanie 50 miejsc nor­malnych w tym okresie, zawierających w sumie 1888 obserwacyj, czyli rozwiązanie 100 równań warunkowych z 6 niewiadomymi daje dla śred-

* Próby porównania wyników obliczeń perturbacji specjalnych dokonanych róż­nymi sposobami (por. A. N. 280, 24) wskazują na wyższość metody wariacji stałych dowolnych nad innymi metodami.

niego błędu kw adratycznego £ przedstaw ienia jednego m iejsca norm alnego dość znaczną w artość ± 6",5, przy czym odchylenia m iejsc obliczonych od miejsc norm alnych dochodzą do ± 20".

Natom iast w prowadzenie wiekowej deceleracji, czyli opóźnienia w ru ­chu tej kom ety, wyrażającego się wzorem

n = n0 + 5n0 — 0",000 000 42 M = M0 + n„ (t-10) + 5M0 — 0", 000 000 21 (t-t0) 2,

gdzie (t - t0) powinno być wyrażone w dniach, licząc od głównej epoki po­czątkowej t 0= 1884 wrzesień 24,0, daje bardzo dokładne przedstaw ienie wszystkich 50 miejsc norm alnych kom ety. Średni bowiem błąd e obniża się wówczas do bardzo małej wartości e = ± l" ,7 7 .

Porów nując ten w ynik z analogicznymi w ynikam i otrzym anym i dla innych najlepiej zbadanych kom et okresowych, dla których m am y

1) kom eta Faye (A. M olier) s — ± 4",1,2) „ W innecke (A. H a erd tl) e = ± 4,6,3) „ Encke (O. Backlund) e = ± 3,8,4) „ W olf I (M. K am ieński) e = ± 1,8,

oraz uwzględniając, że dla pierw szych trzech kom et ilość rów nań norm al­nych była przeszło o połowę m niejsza, a ilość niew iadom ych — większa niż dla kom ety Wolf I, przychodzim y do wniosku, iż orbita tej ostatniej została zbadana co najm niej dwadzieścia razy dokładniej niż orbity p ierw ­szych trzech komet.

Główny początkowy system P i elem entów tej kom ety

1884 w rzesień 24,0 czas śr. Beri.P , . . . M = 352°1' 26",5 Q = 206°18'3l",4 |

cp = 34°7' 11",8 je = 19"0'55",4 > 1880,0 n = 523",77484 i = 25°15'40",0 j

przedstaw ia dość dobrze i dalsze jej obserw acje w okresie 1925— 1951. Jednakże wobec tego, że od r. 1923 kom eta przebiega zupełnie inne części przestrzeni m iędzyplanetarnej, zaszła potrzeba w prow adzenia do tego system u m ałych poprawek. W ynikający stąd system Q elem entów przed­staw ia jej obserw acje w okresie 1925— 1951 zupełnie dobrze, z dokładno­ścią do k ilku sekund łuku.

Wobec powyższego, system P i, przedstaw iający obserw acje kom ety w okresie 1884— 1951, czyli w przeciągu 67 lat, mógł być ekstrapolow any wstecz naw et na okres dw ukrotnie dłuższy, tzn. 1884— 1750, pod w arun­kiem uw zględnienia perturbacyj od dwóch głównych p lanet układu sło­necznego, mianowicie od Jowisza i Saturna, z coraz to jednak m alejącą dokładnością w m iarę cofania się wstecz. Celem badań nad wstecznym ruchem kom ety było w yjaśnienie ew entualnego pochodzenia kom ety

Orbita komety Wolf i jej quasi f luktuacje 139

140 Michał K am ień sk i

Wolf I od Jowisza. Gdyby bowiem okazało się, że w przeszłości odległość A tych dwóch ciał była w pewnym momencie zerem lub przynajmniej .minimalna, mogło by to przemawiać za powstaniem tej komety z materii, wyrzuconej z powierzchni Jowisza lub nawet z jednego z jego satelitów. Jest to w szczególności pogląd S. W s e c h ś w i a t s k i e g o (Obserwato­rium Astronomiczne w Kijowie), który uzasadnia go dość poważnymi ar­gumentami. Z drugiej strony, przedłużenie orbity komety wstecz w cza­sie powinno było rzucić światło na ewentualny związek tej komety z in­nymi kometami — niekoniecznie okresowymi — naszego układu słonecz­nego.

W dwunastu artykułach omawiających wyniki badań nad pochodze­niem komety Wolf I obejmujących okres 1884— 1750, opublikowanych w latach 1939— 1952, autor zestawił wszystkie przybliżenia tej komety do Jowisza. Okazało się, że wzajemna odległość A tych ciał nigdy nie była równa zeru — osiągnęła natomiast następujące wartości minimalne:

1922 wrzesień 27,1, A = 0,1247;1875 czerwiec 8,7, A = 0,1180;1839 listopad 13,1, A = 0,5382;1757 styczeń 0,2, A = 0,0758.

Pierwsze trzy wartości A są zupełnie pewne, natomiast ostatnia,, dla 1757 styczeń 0,2, może ulec pewnym zmianom, a to dlatego, że niewielkie nawet poprawki elementów powodują w pobliżu tej daty stosunkowo duże zmiany wartości A. Podana wyżej wartość A = 0,0758 jest jednak wyni­kiem starannych obliczeń drogi komety, dokonanych dwoma zupełnie nie­zależnymi metodami — heliocentryczną i jowicentryczną, które dały zgo­dne wyniki.

W ten sposób orbita komety Wolf I została zbadana z uwzględnie­niem perturbacyj dla bardzo długiego okresu czasu od r. 1750 do r. 1950, wynoszącego zatem 200 lat. Zajmuje więc ona i pod tym względem pierw­sze miejsce wśród komet krótkookresowych, gdyż dokładne badania słyn­nej komety Encke obejmują okres 135 lat, od 1818 do 1953.

Skrajne systemy elementów orbity komety Wolf I przedstawiają się następująco:

S y s te m ............................... ------P-23 QsEpoka i oskulacja 1750 stycz. 16,5 czas śr. Gr. 1950 paźd. 6,0 czas uiAnomalia średnia M 155°31',1 357"56',1Kąt mimośrodu W 39°2',0 23°21'lDługość węzła górnego Q 216°31/1 203"52',8Długość perihelium n 32°18',1 5°r,5Nachylenie do ekliptyki i 22°23',7 27°19, ,0Średni ruch dzienny n 567",60 426",10Okres obiegu R 6,25 lat 8,33 latRównonoc 1950,0 1950,0

O rbita komety Wolf i je j quasi fluktuacje 141

Całokształt zmian, jakim podlegała orbita komety w okresie 1750— 1950, przedstawiony jest w Tablicy I, w której a oznacza połowę wielkiej osi orbity, e zaś mimośród jej elipsy, przy czym e=sin(p. Widzimy z niej, iż odległości w aphelium a ( l + e) zmieniają się stosunkowo mało, podob­nie jak nachylenia i płaszczyzny orbity komety do płaszczyzny ekliptyki. Natomiast bardzo wielkim zmianom ulegają odległości komety w peri- helium a(1-e) jak też jej średnie ruchy dzienne n oraz okresy R jej obiegu naokoło Słońca, wyrażone w latach.

T a b l i c a 1

orbita okres a a( 1+ e) a( 1—e) n B e i

1 Przed 1756 3,39 5,31 1,26 567",6 6',25 0,630 22°,4

II 1757— 1875 4,09 5,76 2,42 429,1 8,27 0,408 26,9

III 1876— 1922 3,61 5,61 1,61 518,4 6,85 0,555 25,2

IV 1923— 1950 4,11 5,77 2,45 426,1 8,33 0,404 27,3

Zmiany te są uwidocznione na załączonym wykresie. Widzimy, że przed r. 1756 kometa zakreślała najmniejszą elipsę I. Po jej jednak zbliżeniu do Jowisza w grudniu 1756 r., na skutek olbrzymich perturbacji pochodzących od tej planety, orbita I uległa wielkim zmianom, stopniowo przekształcając się na orbitę II. Po tej orbicie kometa obiegała naokoło Słońca w przeciągu 129 lat, aż do r. 1875. W tym roku znalazła się w swoim aphelium w pobliżu Jowisza; orbita komety znowu uległa wiel­kim zmianom i przyjęła postać elipsy III. Wreszcie, po kilku obiegach naokoło Słońca, orbita ta. pod wpływem przyciągania Jowisza będącego znowu w pobliżu komety, przekształciła się w r. 1923 na orbitę IV, po której obecnie obiega naokoło Słońca.

Otóż,, jak widać z tablicy I i z wykresu, orbita II jest niemal identyczna z orbitą IV. Z drugiej strony orbita I jest zbliżona do orbity III. Zmiany orbit wyglądają tak, jak gdyby kometa Wolf I obiegała naokoło Słońca po pulsującej elipsie, która rozszerza się i kurczy with irregular regula­rity, jak mówią Anglicy. Wykrycie jednak okresów tej pulsacji nie wydaje się na razie możliwe.

Jest rzeczą ciekawą, że — mimo bardzo znacznych zmian zachodzą­cych w elementach orbity komety — inwariant Tisseranda czyli wyraz

N — 1 l a - \ - l \ A i R2.\p cos i,

gdzie A — średnia odległość Jowisza od Słońca, R — promień jego orbity dla danej chwili, p — param etr orbity komety (p = acos2<p) — pozostaje niemal stały, jak to wykazuje Tablica II, w której podane są momenty, odnoszące się do chwili wejścia czy wyjścia komety z tzw. sfery oddzia­ływania Jowisza (9 = 0,322).

142 Michał Kamieński

T a b l i c a II

W e j ś c i e W y j ś c i e

1756 październik 14,00, N e = 0,4939 1757 m arzec 19,75, NV= 0,4934

1875 lipiec 5,00, N c = 0,4916 1875 sierpień 13,00, = 0,49151922 kw iecień 8,00, N e = 0,4922 1922 grudzień 25,00, N s = 0,4919

Na zakończenie niniejszego artykułu należy powiedzieć jeszcze kilka słów o przyczynach wywołujących opóźnienie w ruchu komety Wolf I. Otóż nie jest ona pod tym względem wyjątkiem. Inne dobrze zbadane komety okresowe też wykazują z reguły pewne anomalie w swym ruchu, nie dające się wytłumaczyć za pomocą prawa grawitacji Newtona. Pierw­szą z tych anomalii wykrył jeszcze na początku X IX stulecia E n c k e w ruchu komety nazwanej jego imieniem, a właściwie w ruchu komety Pons 1819 I (Encke z cechującą go skromnością stale nazywał ją kometą Pons). Wykazuje ona przyśpieszenie swego ruchu dziennego znacznie większe niż odpowiednie opóźnienie w ruchu komety Wolf I. Gruntowne badania komety Encke wykonane przez O. Backlunda na przełomie X IX i X X wieku wskazały, że przyśpieszenie to jest wysoce zmienne, a w pew­nych okresach niemal że ustaje.

W ciągu ostatnich dwudziestu lat nasze wiadomości o strukturze jąder kometarnych i mechanizmie zachodzących w nich procesów bardzo się wzbogaciły, tak że obecnie możemy już rozważać przyczyny anomalii w ruchach komet na szerszej podstawie, niż było to możliwe za czasów O. Backlunda. Z wielu prac poświęconych badaniom wspomnianych ano­malii należy przede wszystkim wspomnieć o gruntownych badaniach pro­fesora A. D. D u b i a g o, dyrektora Obserwatorium w Kazaniu, oraz o pracach F. L. W h i p p 1 e’a z Harvard College Observatory. A. D. Du- biago stosując wzory mechaniki niebios i astrofizyki teoretycznej zbadał szczegółowo wiekowe zmiany ruchów komet: Encke, Biela, Brooks, Win- necke i Wolf I ustalając, że zauważone anomalie powstają na skutek od­działywania Słońca na jądra wspomnianych komet. W wyniku tego oddzia­ływania z jąder zostają wyrzucane gazowe oraz pyłowe masy, a reakcja jąder na wyrzucanie tych mas powoduje przyśpieszenie lub opóźnienie ruchu postępowego komet.

F. L. Whipple podchodzi do tego zagadnienia z nieco odmiennym zało­żeniem. W swych modelach budowy jąder komet przyjmuje, iż składają się one z konglomeratu mas lodowych oraz gazowych i stałych. Pod wpły­wem promieniowania słonecznego następują ejekcje gazowej i stałej, ma­terii z jąder; ejekcje te w połączeniu z ruchem obrotowym jąder komet

Orbita kom ety W o lf i je j quasi f lu k tu a c je 143

naokoło ich osi powodują anomalie ruchów postępowych komet, przy czym kierunek prosty obrotu jądra kom ety w yw ołuje opóźnienie w ruchu po­stępowym (komety D ’Arrest i W olf I), a ruch obrotowy wsteczny — przy­śpieszenie (kometa Encke).

Prace wym ienionych uczonych zdają się w zupełności w yjaśniać przy­czyny anomalii w ruchach komet. Dla ustalenia jednak wartości liczbo­w ych tych anomalii, a głównie ich zmienności, należałoby — zdaniem autora — poddać gruntownej rew izji obliczenia perturbacyj w ruchach rozważanych komet, a przede wszystkim powiązać ze sobą d w a kolejne ich ukazania się, co ujawni te zmiany w systemach ich elementów, jakie powstają na skutek anomalii w ruchu.

Z PRACOWNI I OBSERWATORIÓW

Sympozjon radioastronomiczny w Jodrell BankM. KARPOWICZ

W lipcu ubiegłego roku w miejscowości Jodrell Bank, gdzie znajduje się jak wiadomo stacja doświadczalna Uniwersytetu Manchester do badań promieniowania o częstości radiowej odbył się sympozjon poświęcony zagadnieniom radio-astronomii. Omawiano głównie badania nad promieniowaniem w dziedzinie fal radiowych korony słonecznej i wszelkiego rodzaju źródeł radiowych, oraz nad budową Galaktyki w świetle pomiarów tego rodzaju.

Korona słoneczna. W referacie wstępnym van de H u 1 s t zwrócił uwagę na pewne sprzeczności, jakie występują w związku z wyznaczaniem różnymi metodami tem peratury korony słonecznej. Np. tem peratura około 800 000"K otrzymana teore­tycznie w założeniu równowagi jonizacyjnej jest znacznie niższa niż wynikająca z obecności w koronie linii wielokrotnie zjonizowanego żelaza (około 2 X 10® °K). Inne sprzeczności występują również w związku z pomiarami intensywności promie­niowania radiowego robionymi na całej tarczy słonecznej. Chodzi o to mianowicie, że promieniowanie zewnętrznych rejonów tarczy słonecznej okazało się większe niż przewidziane teoretycznie. Van de Hulst omówił trudności, na jakie napotyka teoria w zestrojeniu tem peratury i gęstości materii tworzącej koronę słoneczną w ten spo­sób, by czyniły zadość wszystkim danym obserwacyjnym.

W Laboratorium Cavendisha w Cambridge badano intensywność promieniowania radiowego o długości fali 60 cm, 1,4 m, 3,7 m i 7,9 m na całej tarczy słonecznej za pomocą interferometrów. Pomiary wykazały, że rozkład intensywności nie jest syme­tryczny względem środka tarczy słonecznej. Tarcza słoneczna badana w promieniach o częstości radiowej ma kształt eliptyczny ze stosunkiem osi 1,25 : 1,0. Większa oś przypada wzdłuż równika Słońca. Znaleziono, że obserwowana średnica Słońca ulega zmianom, i że na fali 1,4 m istnieje wyraźna korelacja pomiędzy nią i intensyw­nością zielonej linii (A5303 A) korony słonecznej.

Następnie H e w i s h przedyskutował teoretyczne badania nad promieniowaniem pochodzącym z korony słonecznej. Wykazał, że jeśli przyjąć gęstość elektronów podaną przez A l l e n a , wtedy teoretyczny rozkład promieniowania nie zgadza się z obserwowanym. Rozbieżność pomiędzy teoretycznym modelem a obserwowanym rozkładem wzrasta wraz z odległością od środka tarczy. Obserwowane promienio­wanie jest znacznie większe niż przewidziane teoretycznie. Najlepszą zgodność z obser­wacją otrzymuje się, jeśli przyjąć:

N = 5 X 108 p-4 T = 1.8 X 106

gdzie N — jest to gęstość elektronów, T — tem peratura, g — wysokość w koronie słonecznej.

Przyjmując wartości, które dają większą niż normalnie przyjmowano gęstość w zewnętrznych rejonach korony, otrzymuje się model teoretyczny zgadzający się z obserwacjami dość dobrze w zewnętrznej koronie, występują jednak znaczne

Sympozjon radioastronomiczny w Jodrell Bank 145

odchylenia dla mniejszych odległości od środka tarczy słonecznej. Niezgodność tą można usunąć uwzględniając efekty rozproszenia.

Następnie Hewish złożył sprawozdanie z obserwacji zakrycia przez koronę sło­neczną źródła radiowego w gwiazdozbiorze Taurus, dokonanych w Cambridge. Użyto do tego celu interferom etru o „otworze" 157 X i 105 X przy długości fali 3,7 m oraz 49 A i 8 X przy długości fali 7,9 m. Intensywność źródła radiowego dla rozmaitych odległości od tarczy słonecznej obliczono przyjmując gęstość elektronów w koronie słonecznej według Allena. Z obliczeń wynika, że intensywność ta powinna pozostać stała (dla długości fali 7,9 m) aż do odległości równej około 5 R od Słońca. Przy tej odległości powinna spadać gwałtownie do zera. Pomiary (przy długości fali 3,7 i 7,9 m) wykazują, że intensywność maleje stopniowo w miarę zbliżenia się do tarczy słonecz­nej z odległości około 20 R, a dla odległości równej 5R nie obserwuje się nagłego spadku. Te wyniki obserwacyjne mogłyby być całkowicie (według Hewisha) w yja­śnione, gdyby uwzględnić rozpraszanie w koronie, spowodowane pewnymi nieregu- larnościami w rozkładzie gęstości elektronów.

Duża jasność w promieniach radiowych korony słonecznej, obserwacje zakryć źródeł radiowych przez koronę, podobnie jak i inne zjawiska, np. stopień polaryzacji światła zodiakalnego, przyspieszenie cząstek w warkoczach komet, zjawiska geoma­gnetyczne wymagają znacznie większej gęstości materii przy wielkich odległościach od Słońca, niż dotąd przyjmowano.

Niezgodność pomiędzy tem peraturą korony wynikającą z jonizacyjnej równowagi a tem peraturą obliczoną z szerokości linii emisyjnych zjonizowanego żelaza mogłaby być wyjaśniona przez efekty uwarunkowane mechanizmem przenoszenia energii w ko­ronie słonecznej.

Radio-źródła. M. R yl e przedstawił krótko historię badań nad radio-źródłami od pierwszych odkrywczych obserwacji do wyników ostatnich miesięcy. Podkreślił, że niektóre z obserwowanych słabszych źródeł zostały zidentyfikowane z mgławicami pozagalaktycznymi. Intensywność ich jest właśnie tego rzędu, jaką miałaby nasza Galaktyka obserwowana z odległości owych mgławic pozagalaktycznych.

Pomimo iż stwierdzono, że czynnik odgrywający decydującą rolę w radioemisji w Galaktyce działa również w naszym najbliższym sąsiedztwie, to jednak do tej pory nic nie wiadomo,o jego pochodzeniu, jak i o pochodzeniu większości radio-źródeł. Wydaje się najprawdopodobniejsze, iż mamy do czynienia z nowym typem obiektów niebieskich.

Badania doświadczalne nad radio-promieniowaniem natrafiają na zasadnicze trud­ności. Chodzi tu przede wszystkim o trudność zidentyfikowania źródeł radiowych z obiektami wizualnymi z powodu niskiej dokładności w określaniu położenia radio- gwiażd oraz ich scyntylacji wywołanej nieregularnościami w jonosferze.

W jednym z następnych referatów M i n k o w s k i dał charakterystykę w ykry­tych do tej pory źródeł promieniowania radiowego. Wydaje się, że mamy zarówno źródła pochodzenia galaktycznego jak i źródła pozagalaktyczne. Jak dotąd odkryto cztery typy obiektów promieniujących energię o częstości radiowej.

Typ 1 jest reprezentowany przez mgławicę Krab, która jest — jak wiadomo — pozostałością Supernowej z roku 1054. H a n b u r y B r o w n i H a z a r d zanoto­wali radio-źródło, którego położenie bliskie jest położeniu Supernowej z roku 1572 (gwiazda Tycho de Brahe). Położenie Supernowej z roku 1604 (gwiazda Keplera) znajduje się blisko centrum galaktycznego; nie jest zatem niespodzianką, że do tej pory nie udało się znaleźć źródła radiowego, które można by zidentyfikować z tą gwiazdą.

146 M. Karpowicz

Typ 2 jest reprezentowany przez źródło w Kasjopei. Zdjęcie zrobione za po­mocą 200 calowego teleskopu wykazuje w tym miejscu słabą mgławicę o średnicy około 6 m inut łuku, o budowie włóknistej. Obiekty tego typu nie były do tej pory obserwowane. Położenie radio-źródła zgadza się dokładnie ze środkiem koła zawiera­jącego ten obiekt, nie koincyduje jednak z wizualnie najjaśniejszym polem. Należy przypuszczać, że nie istnieje prosty związek pomiędzy emisją widzialną i radiową. Pomiary różnicy prędkości pomiędzy poszczególnymi włóknami na brzegu i blisko centrum wykazują nieznaczne względne prędkości ekspansji. Obiekt ten zdecydo­wanie nie jest otoczką pozostałą po Supernowej.

Drugi taki obiekt o rozmiarach '/» X 3U stopnia znaleziono w gwiazdozbiorze Puppis; zgadza się on dość dobrze z położeniem i rozmiarami źródła radiowego.

Typ 3 reprezentowany jest przez intensywne źródło radiowe w gwiazdozbiorze Ła­będzia. Źródło to zidentyfikowano — jak wiadomo — z niezwykłym obiektem poza- galaktycznym, będącym prawdopodobnie dwoma galaktykami w zderzeniu. Drugim obiektem tego samego typu jest odkryte przez Hanbury Browna i Hazarda źródło w gwiazdozbiorze Perseusza, które odpowiada osobliwemu obiektowi NGC 1275, będącemu znowu dwoma spiralami zderzającymi się, o widmie analogicznym do widma obiektu w gwiazdozbiorze Łabędzia. Przypuszczalnie radio-źródłem tego samego typu jest też obiekt zidentyfikowany z NGC 5128, który obecnie uważa się za pozagalaktyczny. Posiada on ciemny pas materii absorbującej, o budowie spiral­nej, ciągnący się w kierunku odchylonym o 90° od głównej rozciągłości mgławicy. Taki kształt nasuwa przypuszczenie, że są to dwie galaktyki zderzające się. Kształt źródła radiowego zidentyfikowanego z tą mgławicą zgadza się dobrze z położeniem ciemnego pasa materii absorbującej.

Typ 4 radio-źródeł zidentyfikowano w wielu przypadkach ze spiralami późnych typów.

Te cztery typy radio-źródeł nie wyczerpują sprawy całkowitego promieniowania, jakie otrzymujemy z gwiaździstego nieba. Pewien jego procent pochodzi prawdopo­dobnie z materii międzygwiazdowej.

Na stacji w Jodrell Bank określono wielkości radiowe źródeł promieniowania radiowego. Definicję wielkości radiowej oparto na obserwacjach NGC 5194—5 przyj­mując, że wielkość radiowa na fali 1,89 m i wielkość fotograficzna (Shapley-Ames) równe są dla tej mgławicy. Wielkość radiowa źródła, którego intensywność jest 5,5 X 10-26 watt/m 2 przy długości fali 1,89, została określona na 9,7. Stąd otrzymano następujący związek:

Mr = — 53,4 — 2,5 log I,

gdzie Mr — jest wielkością radiową a I — intensywnością radiową w watt/m 2.Na zakończenie dyskusji nad radio-źródłami M a x w e l l podał wyniki badań

wiatrów w jonosferze za pomocą scyntylacji źródeł radiowych. A paratura zawierała trzy odbiorniki ustawione w trójkąt. Scyntylacja źródła radiowego była zapisywana w każdym odbiorniku. Z obserwacji odstępu czasu pomiędzy zapisami tej samej scyn­tylacji na różnych odbiornikach można było wyznaczyć kierunek i prędkość ruchu nieregulamości w jonosferze. Okazało się, że kierunek uprzywilejowany wiatrów w obszarze F jonosfery jest wyraźnie ku zachodowi w pierwszej połowie nocy oraz ku wschodowi — w drugiej. Średnia prędkość wiatrów wynosi około 200m/sek.

Budowa Galaktyki. O o r t zreferował badania poświęcone promieniowaniu ra ­diowemu pochodzącemu z obłoków międzygwiazdowego wodoru. Chodzi tu głównie o linię neutralnego wodoru o długości fali 21 cm. Na podstawie przesunięcia tej linii udało się zmierzyć prędkość radialną obłoków międzygwiazdowych i przedstawić

Sympozjon radioastronomiczny w Jodrell Bank 147

jo w funkcji długości galaktycznej. Wykryto, że prędkość obłoków wodorowych nie posiada składowej radialnej w kierunkach na centrum i antycentrum Galaktyki. Fakt ten można uważać za świadczący na korzyść teorii obrotu Galaktyki i udziału w nim między gwiazdowego wodoru.

Kombinacja obserwacji radiowych z danymi wizualnymi odnoszącymi się do prędkości gwiazd umożliwia wyznaczenie odległości Słońca od środka Galaktyki. Odległość tę otrzymuje się równą 8,5 kps, w dobrej zgodzie z wartościami otrzyma­nymi na innej drodze.

Większość obserwacji nad radio-promieniowaniem przeprowadzonych w Holandii ograniczała się do płaszczyzny galaktycznej. Zrobiono jednak kilka prób również w rejonie gwiazdozbioru Byka w celu wykrycia linii wodorowej o długości fali 21 cm. Obszar ten jednak nie wykazał obecności tej linii. Wynik, jaki otrzymano na­suwa przypuszczenie, że wodór w obłoku znajdującym się w gwiazdozbiorze Byka jest molekularny.

Następnie H u n b u r y B r o w n opisał model Galaktyki, w którym przyjęto (jak zrobili to już dawniej W e s t e r h o u t i Oo r t ) , że zjonizowany gaz rozłożony jest w oddzielnych chmurach o średnicy około 10 ps z optyczną grubością 0.021 przy 100 Mc/s i o temperaturze elektronowej 10 000° K. Chmury zjonizowanego gazu zawie­rają się w cylindrycznej warstwie (o środku w centrum Galaktyki) o średnicy około 25 kps i grubości 200 ps. Średnio promień widzenia w płaszczyźnie galaktycznej prze­cina 1 chmurę na 2000 ps.

Promieniowanie z tego teoretycznego modelu rozkładu gazu zostało obliczone i następnie odjęte od obserwacji R e b e r a przy 480 Mc/s. W ten sposób można było otrzymać „prawdziwy" rozkład intensywności źródeł radiowych w Galaktyce. Rozkład promieniowania ze źródeł wraz z promieniowaniem pochodzącym od gazu mógł być użyty dla obliczenia izofot przy danej częstości. Obliczenia wykazują, że najbardziej widoczna niezgodność w kształcie izofot przy częstości większej niż 100 Mc/s spowo­dowana była przez efekty rozmaitej szerokości wiązek użytych do pomiarów.

Model porównano następnie z wynikami obserwacji S c h e u e r a i R y l e’a, którzy dali rozkład intensywności wzdłuż płaszczyzny galaktycznej przy 210 Mc/s. Model wyjaśnił ciekawy kształt izofot promieniowania pochodzącego od źródeł i ze zjonizowanego gazu w zależności od długości i szerokości galaktycznej.

Zgodnie z przyjętym modelem radio-izofoty obserwowane w Galaktyce są w a­runkowane przez trzy składniki promieniowania radiowego. Są to: galaktyczne radio­źródła, następnie warstwa cylindryczna zjonizowanego gazu ze znanymi własnościami oraz składnik izotropowy, prawdopodobnie o pochodzeniu pozagalaktycznym.

Izofoty promieniowania radiowego wykreślone dla całego nieba wykazują, że istnieje silna koncentracja źródeł promieniowania ku galaktycznemu środkowi. Otrzy­many rozkład przestrzenny źródeł (w założeniu, że rozkład ten jest symetryczny ra ­dialnie względem środka Galaktyki) wykazuje, że większość źródeł zawiera się w elip­soidzie obrotowej, której większa oś wynosi około 6 kps, mniejsza zaś — 800 ps.

Promieniowanie radio-źródeł na jednostkę objętości w pobliżu Słońca wymagane przez model jest 10s watt/steradian/Hz/ps3 przy 100 Mc/s. Analiza pomiarów robio­nych przy pomocy 220 stopowego reflektora w Jodrell Bank wykazała, że istnieje typ intensywnych radio-źródeł koncentrujących się w płaszczyźnie galaktycznej. Jeśli przyjąć odległość ich za równą średnio około 1000 ps, wtedy ich intensywność wy­pada równa 1,6.1015 watt/steradian/Hz przy 100 Mc/s, a gęstość około 5.10-8 źródł./ps3. Wartości te dają napromieniowanie pochodzące z tych źródeł liczbę 8.107 w att/stera- dian/Hz/ps3 w pobliżu Słońca — w dobrej zgodzie z wartością wymaganą przez model.

Wg Jodrell Bank Reprint, Nr 92, 1953.

148 O. Czyżewski, J. de Mezer, A. Strzałkowski

Wstępne wyniki radiowych obserwacji zaćmienia Słońca w Krakowie

30 czerwiec 1954

OLEG CZYŻEWSKI, JERZY de MEZER, ADAM STRZAŁKOWSKI

W ramach przygotowywanych przez Polską Akademię Nauk obserwacji

w związku z widocznym w Polsce całkowitym zaćmieniem Słońca w dniu 30 czerwca 1954 r. w Obserwatorium Astronomicznym UJ w Krakowie postanowiono z inicja­

tywy prof, dr Tadeusza B a n a c h i e w i c z a podjąć również obserwacje zaćmienia Słońca na falach radiowych.

Przyjęto dla obserwacji długość fali około 1 m. O wyborze takiej właśnie długości

fali zadecydował w pierwszym rzędzie wzgląd na trudności — szczególnie aparatu­rowe — przy falach krótszych, a zbyt małe natężenie promieniowania Słońca odbie­ranego za pomocą anteny o możliwych do zrealizowania wymiarach przy falach dłuż­

szych, oraz w pewnym stopniu również brak obserwacji zaćmień Słońca w tym obsza­rze widma.

Zdecydowano umieszczenie aparatury na stacji zamiejskiej Obserwatorium Kra­

kowskiego na Forcie Skała koło Krakowa, a nie w pasie całkowitości. Ze względu

bowiem na większe rozmiary tarczy Słońca obserwowanego na falach radiowych

zaćmienie Słońca zarówno w Krakowie jak i na Suwalszczyźnie jest zaćmieniem wła­ściwie obrączkowym i nie należało się spodziewać niczego więcej po obserwacjach wykonanych w pasie optycznej całkowitości.

Promieniowanie radiowe Słońca przyjmowano za pomocą radioteleskopu ze

zwierciadłem parabolicznym (p. fotografia na wkładce). Średnica zwierciadła wynosiła 5 m, ogniskowa 2 m. Wykonane było ono w postaci ażurowej konstrukcji spawanej z rur żelaznych, pokrytej siatką miedzianą o boku oka około 3 cm. Elementem odbie­

rającym promieniowanie był dipol składany z reflektorem umieszczony w ognisku

paraboloidy. Dipol ten nastrojony został przy użyciu pomocniczego generatorka sy­gnałowego na długość fali odbieraną przez aparaturę. Od dipola tego do odbiornika

odbierana energia przekazywana była 2-żyłowym kablem wysokiej częstości. Zysk

anteny tej wynosił w przybliżeniu 200, szerokość połówkowa wiązki około 14°, po­wierzchnia czynna około 16 m2, kąt bryłowy około 0,06.

Zwierciadło umieszczone zostało ruchomo na dwusłupowej monturze paralak-

tycznej również spawanej. Ruch w kącie godzinowym odbywał się ręcznie za po­mocą przekładni ślimakowej i korby, ruch w deklinacji za pomocą dźwigni przegu­

bowej. Mechanicznie montura ta wraz ze zwierciadłem zaprojektowana była przez

mgr inż. L. K o w a l s k i e g o , wykonana w warsztatach spawalniczych E. W o 1- f r a m a w Krakowie. Całość umieszczona została na betonowych fundamentach

na szczycie Fortu Skała.

Aparatura elektronowa składała się z odbiornika komunikacyjnego pracującego na zakresie częstości 29,72 MHz i konwertera obejmującego pierwszy stopień prze­

miany częstości z 332',5 MHz na 23,72 MHz oraz stopień wzmocnienia częstości po­

średniej. Wejście następowało wprost na pierwszy mieszacz. Częstość odbieranego promieniowania wynosiła 332,5 MHz (długość fali 90 cm). Prąd detektora na wyjściu

odbiornika mierzony był za pomocą mikroamperomierza. Aby powiększyć czułość

odczytu zastosowano kompensację prądu szumów własnych aparatury prądem z ze­

wnętrznej baterii. Szerokość wstęgi odbiornika wynosiła około 100 kHz, stała czasu

przyrządu mierzącego prąd około 5 sek.Przy obserwacjach promieniowania Słońca postępowano w sposób następujący:

Przy ustawieniu teleskopu na tło nieba w punkcie o tej samej deklinacji co Słońce,

Radioteleskop Obserwatorium Krakowskiego

o średnicy zwierciadła 5 m, ustawiony paralaktycznie na 2 masztach na Stacji Obserwatorium K rakow skiego Fort Skała pod Krakowem

(X = — l h19™3, <p = -j-50°3’) w maj u 1954 r>

K onstruktor M gr Inż. Leon K ow alski, w ykonano w W arsztatach Spaw alniczych E . W olfram, K raków , z dotacji Polskiej Akadem ii Nauk.

D. Z. 4044 - 10. 8. 1954 - 800

Radiowe obserwacje zaćmienia Słońca w Krakowie 149

a oddalonym od Słońca o — 6h w kącie godzinowym, odczytywano w ciągu 2 minut w odstępach 5-sekundowych wskazania przyrządu. Następnie w ciągu 30 sek. prze­stawiano teleskop na Słońce i odczytywano wskazania przyrządu znowu przez 2 mi­nuty w 5-sekundowych odstępach, po czym skierowywano teleskop ponownie na tło nieba. Ponieważ punkt nieba, na który skierowywano dla porównania teleskop leżał w obszarach o bardzo niskiej temperaturze, niezmierzalnej na falach o długości 1 m, odnoszono w ten sposób natężenie promieniowania Słońca właściwie do poziomu szumów własnych aparatury.

Eo

.2?<u•Nlid2

12łO m 15 oo" 30 50TU

50 iVoom 50 I 5 « m

c/ Ufo caRys. 1. a. Przebieg zmian względnego natężenia promieniowania Słońca w czasie zaćmienia na fali długości 90 cm. b. i c. To samo w innych datach poza zaćmieniemPostępy A stronom ii t. II z. 3 11

150 O. C zyżew sk i , J. de Mezer, A. S tr za łk ow sk i

Ze względu na pew ne techniczne zakłócenia obserw acje zaćm ienia rozpoczęto o godz. 12h47m (TU). Zakończono obserw acje o godz. 15h17m (TU). W czasie obser­w acji niebo stale pokryte było n iezbyt g rubą w arstw ą chm ur.

Rys. la przedstaw ia przebieg zm ian względnego natężenia prom ieniow ania Słońca w czasie zaćm ienia. Dla porów nania n a rys. Ib i c podano pom iary w ykonane w in ­nych dniach w tych sam ych w przybliżeniu godzinach i w arunkach. W ykreślona na rysunku krzyw a nie je s t krzyw ą w yrów naną czy teoretyczną lecz godzącą w przy­bliżeniu najlepiej poszczególne punk ty obserw acyjne.

K onstrukcję apara tu ry do opisanych obserw acji rozpoczęto w m arcu br. Ukoń­czenie p rac konstrukcyjnych w tak krótkim term inie i w ykonanie obserw acji było możliwe tylko dzięki pomocy ja k ą nasz zespół otrzym yw ał sta le od kolektyw u p ra ­cowników K rakow skiego O bserw atorium . Obok d r K. K o r d y l e w s k i e g o , k tóry był duszą całego przedsięwzięcia, należy w ym ienić przede w szystkim m gr inż. L. Kowalskiego, konstruk to ra radioteleskopu oraz m gr W. W i ś n i e w s k i e g o , z k tó ­rego cennej pomocy korzystaliśm y w ielokrotnie szczególnie przy urządzaniu stanow iska obserw acyjnego na Forcie Skała i w pracach zw iązanych z nabyw aniem m ateriałów . W szystkim tym osobom składam y podziękowanie. Niech nam wolno będzie wreszcie podziękować również prof. d r H. N i e w o d n i c z a ń s k i e m u , kierow nikow i ze­społu K atedr Fizyki U J za uprzejm e wypożyczenie nam części i m ateriałów nie­zbędnych dla w ykonania obserw acji.

O bserw atorium A stronom iczne U niw ersytetu Jagiellońskiego

Fort Skała, Kraków, lipiec 1954.

Z LITERATURY NAUKOWEJ

W związku z domniemaną roślinnością na Marsie

W. ZONN

W jednej z ostatnich publikacji A kadem ii N auk ZSRR *) akadem ik W. G. F i e - s j e n k o w w ypow iada bardzo in teresu jącą m yśl o możliwości ilościowego spraw ­dzenia naszych domysłów co do istn ienia na M arsie św iata roślinnego. M yśl wypo­w iedzianą przez Fiesjenkow a można, rzecz jasna, zastosować również i do innych planet, jeśli m am y dla nich niezbędne dane obserwacyjne.

F iesjenkow opiera się tu na słusznym założeniu, że procesy życiowe zużyw ają energię słoneczną. Zatem obszar pokryty roślinnością tym się różni od obszaru m a rt­wego, że pew nej części prom ieniow ania pochłoniętego n i e w ysyła w form ie pro­m ieniow ania cieplnego, zużywa ją bowiem na procesy życiowe, gdy tym czasem obszar m artw y w ysyła c a ł ą energię pochłoniętą, oczywiście rów nież w form ie prom ie­niow ania cieplnego. O bszary roślinne pow inny więc w ykazyw ać pew ien „niedom iar" w ysyłanego prom ieniow ania; ów niedom iar może służyć jako m iara „bujności" życia roślinnego na danym obszarze.

Rozpatrzm y jakiś obszar, w k tórym w pew nej chwili panu je tak i stan rzeczy, iż ilość energii pochłanianej przez dany obszar w jednostce czasu rów na się ilości ener­gii w yprom ieniow yw anej (mowa jest o obszarze m artwym ). Ten stan rzeczy panu je w chwili m aksim um tem peratu ry w tym obszarze; przed tym stanem natężenie pro­m ieniow ania pochłanianego m usiało być większe niż w yprom ieniowyw anego i dlatego tem pera tu ra rosła. Potem nastąpiło zjaw isko odw rotne. W mom encie m aksim um zaś "obie wielkości są sobie równe. Oznaczmy więc tę m aksym alną tem peratu rę przez T it albedo sferyczne danego obszaru w dziedzinie fa l w idzialnych i podczerwonych (obej­m ującej, jak wiem y, niem al całe prom ieniow anie słoneczne) przez A\. Jeśli na po­w ierzchnię pada prom ieniow anie słoneczne o natężeniu Q, jego część A\Q ulega natychm iastow em u rozproszeniu; pochłonięciu zaś ulega (1—Aj)Q. Jeśli obszar jest „m artw y“ natężenie prom ieniow ania w ysyłanego przez dany obszar m usi się równać (1—A.)Q, a zatem jego tem pera tu ra

r,4=i( i - A J QG

(a nie m usi odpowiadać ciału doskonale czarnem u, lecz m usi być sta łe dla całej pow ierzchni planety).

J e ś l i , prom ieniow anie pada na obszar pokryty roślinnością, ilość prom ienio­w ania w ysyłanego m usi być m niejsza o jakąś w artość XQ, gdzie X oznacza u ła ­m ek energii „zam agazynow yw anej“ przez procesy organiczne. Zatem w tym przy­padku tem peratu ra m aksym alna To obszaru pokrytego szatą roślinną powinna wynosić:

*) JJOKJiaflH AKaftCMHH Hayic CCCP XCIV, No 2 str. 197(1954).11 *

152 Z l i te ra tu ry n au k ow ej

T2* = - [ ( l - A 2) Q - X Q ] .G

Tutaj A 2 oznacza albedo obszaru pokrytego szatą roślinną. Przez podzielenie stro­nam i obydw u rów nań rugujem y Q i a i otrzym ujem y

* = - ( ^ ) 4 ( l - ^ ) + ( l - A ) .

Jeśli podstaw im y tu dane obserw acyjne dla M arsa: Ay — 0,30; A 2 ~ 0,15; T i = 283*K; T 2 = 298°K, otrzym ujem y na X w artość praktycznie biorąc rów ną zeru. Znaczyłoby to, że obszary podejrzew ane przez nas o posiadanie szaty roślinnej praktycznie b io ­rąc jej n ie posiadają. Obszarami tym i są tzw . m orza na pow ierzchni M arsa, które, jak stąd w idać, zachow ują się tak, jak gdyby były pokryte jakim ś m ateriałem m ineralnym , n ie roślinnym .

Z astosow anie tegoż w zoru do pow ierzchni Ziem i — do traw i p iasków — prow adzi do w yniku X = 0,40 (A i = 0,30; A 2 — 0,15; T i = 50°C; T2 = 20°C).

N owa praca o spiralnej strukturze G alaktyki

A. LISICKI

N iedaw no ukazała się ciekaw a publikacja będąca n iejako podsum ow aniem sze­regu prac różnych autorów, którzy różnym i m etodam i badają strukturę spiralną Ga­laktyki. A utor — H. F. W e a v e r — n ie rozporządza w ięc w łasn ym m ateriałem obser­w acyjnym , om aw ia jedyn ie ponad 30 prac innych autorów. C elem publikacji jest zbudow anie zadow alającego m odelu ogólnego rozkładu gw iazd typu O i w czesnego typu B do odległości k ilku k iloparseków od Słońca, przy założeniu, że rozkład w ym ie­n ionych gw iazd jest podobny do rozkładu neutralnego wodoru. Założenie takie znaj­duje potw ierdzenie obserw acyjne.

Autor pow iązał w sw ej pracy g łów nie obserw acje M o r g a n a , S h a r p l e s s a i O s t e r b r o c k a dwóch ram ion spiralnych w odoru zjonizow anego oraz obserw acje O o r t a, van de H u l s t a i M u l l e r a prom ieniow ania radiow ego wodoru na fa li 21 cm z obserw acjam i rozkładu gw iazd typu O i B różnych autorów. P oniew aż już na pierw szy rzut oka w idać przy porów naniu w ym ienionych obserw acji, że obiekty te stanow ią całość przestrzenną oraz że ram iona spiralne są nadspodziew anie w ąsk ie — przeto do dalszych rozważań przyjęto szerokość ram ion 400 parseków , a grubość ich 100 parseków , przy jednostajnej gęstości gw iazd O i B w ram ionach. W artość funkcji jasności autor przyjął w edług w yznaczenia van R h i j n a .

B adanie rozm ieszczenia gw iazd O i B w zależności od długości galaktycznej w y­kazały zasadniczą zgodność z przyjętym m odelem .

A utor uw zględnił ponadto dane co do rozkładu prędkości w czesnych gw iazd B zakładając, że ruchy sw oiste gw iazd posiadają rozkład m axw ellow sk i, oraz przyjm u­jąc dla każdego przedziału d ługości galaktycznej odpow iednią prędkość radialną; w ten sposób otrzym ał rozkład prędkości gw iazd dla 36 przedziałów długości galak­tycznej.

W yniki uzyskane w ten sposób są bardzo interesujące. N a wykreisie (rys. 1), podającym rozkład prędkości radialnej jako funkcję d ługości galaktycznej, w yraźnie w idoczne są m aksim a, pochodzące od różnych ram ion spiralnych, co pozostaje w du-

Z literatury naukowej 153

Rys. 1. Rozkład prędkości radialnych przewidziany z przyjętego „modelu wodorowego" (po lewej) i rozkład obserwowany (po prawej)

żej zgodności z rozkładem obserwowanym. Odchylenia między rozkładem obserwo­wanym i przewidywanym z modelu tłumaczy autor przede wszystkim tym, że do modelu przyjęto stałą gęstość gwiazd O i B w spiralach, co nie jest wcale słuszne, oraz występowaniem tych gwiazd pomiędzy ramionami.

Rysunek 2 podaje spiralną strukturę Galaktyki w sąsiedztwie Słońca otrzymaną z połączonych m ateriałów obserwacyjnych, a więc opartą na prędkościach radialnych i rozkładzie gwiazd w długości. Na rysunku uwidoczniony jest wodór neutralny (punkty); ramiona spiralne zakreskowane są proporcjonalnie do gęstości gwiazd, zawartych w nich.

Do rysunku 2 należy dodać następujące uwagi:1. Dla wewnętrznego ramienia uwidoczniono tylko zarys brzegu od strony Słońca.

2. Dla długości ponad 160° trudno jest podać przebieg struktury spiralnej, dlatego

154 Z literatury naukowej

Rys. 2. Spiralna struktura Galaktyki w sąsiedztwie Słońca, otrzymana z różnych ma­teriałów. Punkty oznaczają koncentracje wodoru neutralnego, kreskowanie — gwiazdy B; gdzie nieznana jest gęstość przestrzenna tych gwiazd, tam podano jedynie

zarys ich struktury. Odległości wyrażono w kiloparsekach

uwzględniono tylko wodór. 3. Pomiędzy długościami 110° i 145° istnieje przerwa w ramionach. 4. Między ramionami zewnętrznym i wewnętrznym istnieją pojedyn­cze wczesne gwiazdy typu B (obszar lekko zakreskowany). 5. Prąd gwiazdowy Scor- pius-Centaurus jest kropkowany.

Powyższa praca pozwala na ustalenie następujących ogólnych wniosków: 1. Po­twierdzenie spiralnej struktury, otrzymanej przez wielu autorów dla różnych obiek­tów. 2. Zadziwiająco małe rozmiary spiralnych ramion; powstaje w związku z tym pytanie: czy nie obserwujemy m ikrostruktury jednego ramienia spiralnego naszej Galaktyki? Na pytanie to zapewne nieprędko znajdziemy odpowiedź. 3. Kierunek ramion spiralnych nie zgadza się z teorią Lindblada rotacji galaktyk (ramiona „na­wijają" się, gdy według Lindblada powinny się „rozkręcać").

Według A. J., 58, 7, 1953.

Z litera tury naukow ej 155

Materia międzygwiazdowa w płaszczyźnie Drogi Mlecznej

A. LISICK I

M ateria międzygwiazdowa w ystępuje w przestrzeni nie tylko w postaci jasnych i ciemnych chm ur, lecz także jako gaz i pył o m ałej gęstości przestrzennej. W tej ostatn iej form ie daje znać o sobie dzięki selektyw nej absorpcji, w ystępow aniu linii in terstellarnych , a także polaryzacji św iatła. B adania rozkładu przestrzennego i gęstości tej m aterii prowadzone są od n iedaw na i dlatego dopiero teraz zaczy­n a ją się ukazyw ać prace syntetyzujące w yniki badań nad poszczególnymi polami Drogi M lecznej.

Do poznania rozkładu przestrzennego m aterii m iędzygwiazdowej prow adzą dwie drogi. Jedna z nich opiera się na porów naniu absorpcji selektyw nej lub natężenia linii in te rste llarnej z odległością gwiazdy, d ruga zaś m etoda bada w zajem ny stosunek absorpcji i natężenia linii.

Rys. 1. W ybrane pola w Drodze Mlecznej

Dotychczas w ykonano dużą ilość pom iarów absorpcji i natężeń prążków w D ro­dze-M lecznej. L. B i n n e n d i j k w ybrał do opracow ania tem atu m etodą drugą 14 p rac różnych autorów , zaw ierających częściowo pom iary, a częściowo oszacowania natężeń prążków H i K w apnia zjonizowanego, Di i D-> sodu, oraz linii 4430 A. Danych co do absorpcji dostarczyły prace S t e b b i n s a , O o r t a i innych.

B adania ograniczyły się do obszaru o prom ieniu 1 kps, gdyż dla większych odle­głości m ateria ł obserw acyjny jest zbyt niepewny. R ysunek 1 pokazuje obszary, w których dokonano badań. Obszary te pokryw ają Drogę M leczną w sposób mniej więcej jednostajny.

Rys. 2. Rozkład m aterii międzygwiazdowej w płaszczyźnie Drogi Mlecznej w otoczeniu Słońca do odległości 1 kps. K ąty oznaczają długości galaktyczne, C — kierunek do

centrum , A — do an ticen trum G alaktyki

156 Z litera tury naukow ej

W yniki pracy można streścić w sposób następujący: JVa I i Ca II są w badanych obszarach zm ieszane z sobą w stosunku stałym i rozproszone w całym obszarze. W kierunkach: Cygnus, Cepheus, Lacerta, Ophiuchus i Aquila w ystępują w yraźne zgęszczenia m aterii międzygwiazdowej. Ja k w idać z rysunku 2, istn ieje związek przestrzenny między chm uram i gazu i pyłu; pomiędzy tym i skupiskam i m aterii w y­stępuje bardzo rozrzedzona m ateria gazowa. W olne w ycinki na rysunku 2 są obsza­ram i, dla których nie posiadam y m ateria łu obserw acyjnego (niebo południowe).

Z om awianej pracy należy w ysnuć pew ien w ażny wniosek. M ianowicie zasta ­naw iano się nad tym , czy m ateria je s t w przestrzeni rozmieszczona w skupiskach („kłaczkach") czy też w sposób jednostajny. B innęndijk pokazał, że w rzeczywistości istn ieje „kom prom isowy" rozkład m aterii międzygwiazdowej. W arto też zaznaczyć, że otrzym ane przez B innendijka gęstości tej m aterii są zgodne z w artościam i otrzy­m anym i przez innych autorów . A oto liczbowe w yniki B innendijka:

' Ca II(jonów/cm3)

Na I(jonów/cm3)

m ateria rozrzedzona 0,8.10-9 2.10-9chm ury 6 .10-9 32.10-9przeciętnie 3 . 10-9 11.10-9

Po przeliczeniu otrzym am y gęstość przeciętną dla Ca II rów ną 2.10-31 g/cm3, dla Na I , zaś 4.10-3i g/cm3.

W edług Ap. J. 115, ^28, 1952.

Czyżby planeta pozaplutonowa?

A. LISICK I

M asę P lu tona m ożna w yznaczyć z w yw ieranych przez n ią w pływ ów p ertu rb acy j­nych na U rana i N eptuna; średnicę p lanety wyznaczył niedaw no K uiper za pomocą 5-m etrow ego teleskopu na M t Palom ar. Otóż gęstość P lutona, wyliczona ze znanej m asy i średnicy, je s t niepraw dopodobnie wysoka, gdyż sięga 50 g/cm3, a więc wynosi 2 razy więcej niż gęstość najcięższych substancji na Ziemi. Poniew aż wyznaczona przez K uipera w artość średnicy P lu tona (6000 km) jest, jak się w ydaje, bardzo w ia­rygodna z w ielu powodów, stąd w niosek, że n iedokładnie znam y m asę P lutona. Być więc może, że do w pływ ów perturbacyjnych P lu tona dołączam y w pływ nieznanej planety. P rzem aw ia za tym bardzo in teresu jący dowód.

Oto w śród rodzin kom et periodycznych długookresow ych w yodrębniono rodzinę, k tó ra w uderzający sposób narzuca myśl o istn ieniu p lanety poza Plutonem . Po­patrzm y na wykaz tych komet.

Z literatury naukowej 157

K o m e t a okres obiegu lat Odl. aphel. w jedn. astr.

Peters 1875 IV 235 75,3Dodwell-Forbes 1932 X 262 80,8Nagata 1931 III 267 82,0Brooks 1885 III 274 83,7Giacobini 1905 III 297 88,0Hrughton-Ensor 1932 I 302 88,7Peltier-W hipple 1932 V 302 89,1Coggia 1874 IV1 306 89,1

Średnia wartość aphelium podanych powyżej ośmiu komet wynosi 84,8 jedn. astrono­micznych. Jeżeli wartość tę porównamy z odpowiednimi wartościami dla innych rodzin kometarnych i planet — to wynik porównania będzie zastanawiający.

Rodzina planety Ilość | Okres obiegu lat członków j

Odl. aphelium w jedn. astr. rodziny 1 planety

Jowisza 52 I od 4,5 — 10,9 5,66 I 5,45Saturna 6 11,0— 18,0 10,7 10,1Urana 3 | 27,9— 40,1 19,8 1 20,1Neptuna 8 49,1— 75,9 33 { 30,4Plutona 5 119,6 — 164,3 53,7 49,3Transplutona 8 ? 84,8 78 ?

Warto może tutaj przypomnieć, że jeszcze w roku 1910 P i c k e r i n g określił odległość od Słońca nieznanego wówczas Plutona, korzystając z podobnego do po­danego powyżej zestawienia rodzin kometarnych. Czy jednak istnieje planeta trans- plutonowa — tego zapewne prędko się nie dowiemy.

Według Die Sterne, 1953, 111.

KRONIKA

50-lecie działalności naukowej prof. dr T. Banachiewicza

W dniu 15 marca br. odbyło się w siedzibie Polskiej Akademii Nauk w Warszawie uroczyste zebranie III'W ydziału Akademii poświęcone uczczeniu 50-lecia działalności naukowej prof. dr T. Banachiewicza. W czasie zebrania prof. Banachiewicz został dekorowany orderem Sztandaru Pracy I klasy.

Podajemy poniżej in extenso przemówienia wygłoszone w toku uroczystości jubileuszowych w Akademii przez prof. dr E. Rybkę i Jubilata.

Przemówienie prof. E. Rybki s

Drogi i Szanowny Panie Profesorze!Wielka to dla mnie radość, że przypadł mi dziś zaszczyt zabrania głosu w imieniu

Komitetu Astronomicznego Polskiej Akademii Nauk, by uwypuklić zasługi naukowe, jakie położył Pan, Panie Profesorze, niestrudzony w swej od półwieku działalności. Wysiłkiem pokoleń badaczy budujemy gmach naszej polskiej kultury narodowej, w czym udział astronomów polskich był i jest nadal niepośledni. W pracy tej szcze­gólnie pięknie zarysowuje się wkład pracy Pana, Panie Profesorze, do dorobku nie tylko narodowego ale i ogólnoludzkiego — owoc tak płodnej w cenne wyniki 50-let- niej działalności naukowej.

Rozpoczęła się ona oficjalnie w r. 1903 od ogłoszenia przepowiedni rzadkiego zjawiska, zakrycia gwiazdy BD — 6" 6191 przez Jowisza i dokonanej w tymże roku obserwacji tego zjawiska. Faktycznie jednak działalność ta zaczęła się już od pierw­szych lat studenckich na Uniwersytecie Warszawskim, dotknęła istotnych zagad­nień astronomii matematycznej, trw a i rozwija się nadal niezmordowanie. Choć Pań­ska działalność naukowa, Panie Profesorze, rozwija się wciąż z pełnym dynamizmem i nie czas jeszcze na podsumowanie wyników, jednak przebycie przez Pana Profe­sora 50-letniego etapu twórczej pracy naukowej skłania nas do obejrzenia się wstecz i do zastanowienia się przez chwilę nad tym, co Pana myśl wniosła do skarbnicy wiedzy astronomicznej.

Długa ta droga twórczości naukowej Pana Profesora wiodła przez Warszawę, Ge­tyngę, Pułkowo, Kazań, Dorpat, by od 1919 roku związać Go z najstarszą naszą uczelnią, Uniwersytetem Jagiellońskim. Objęła ona zarówno zagadnienia astronomii obserwacyjnej, jak i teoretycznej, wykraczając w wielu przypadkach poza obręb astro­nomii, w dziedzinę geodezji lub matematyki obliczeniowej. Trwałym wkładem w dzie­dzinie poznania postaci i libracji Księżyca są nieporównane w swej dokładności obser­wacje wykonywane heliometrem kazańskim, duże znaczenie miało i ma zorganizowanie w Polsce systematycznych obserwacji zakryć gwiazd przez Księżyc oraz przepowia­danie rzadkich zjawisk zasłaniania gwiazd przez planety lub ich księżyce. Już w K ra­kowie powstaje metoda chronokinematograficzna obserwacji momentów początku i końca całkowitych zaćmień Słońca, po raz pierwszy wypróbowana z dużym powo-

Kronika ] 59

dzeniem przez polską ekspedycję do Laponii Szwedzkiej w roku 1927, a potem w eks­pedycjach polskich na zaćmienia w roku 1932 i 1936. Rejestracja chronokinemato- graficzna znikania i ukazywania się tzw. pereł Baily’ego wiąże się ściśle z zapropo­nowanym przez Pana Profesora pomysłem wykorzystania całkowitych zaćmień do celów geodezyjnych, co zostało z tak dużym uznaniem przyjęte przez astronomów i geodetów wielu krajów.

Największe jednak zasługi położył Pan Profesor w dziedzinie badań teoretycz­ny qh, gdzie wyostrzony zmysł krytyczny, bystre dostrzeganie błędnych rozumowań innych autorów doprowadziły nie tylko do powstawania nowych metod, lecz i do korygowania wielu błędnych podejść w istotnych problemach astronomii. W ten spo­sób powstały prace Pana z teorii wyznaczania orbit planet i komet, prace z wcze­snego okresu działalności w Kazaniu i Dorpacie, które w sposób trwały weszły do podręczników wyznaczania orbit, gdzie udoskonalona metoda wyznaczania orbit para­bolicznych nosi nazwę metody Banachiewicza.

Nastąpił później okres nowatorstwa w dziedzinie rachunków astronomicznych, którego początek tak żywo mi stoi w pamięci, gdy przed trzydziestu trzema laty jako student i rachmistrz obserwatorium krakowskiego stawiałem pierwsze kroki nau­kowe pod Pana kierownictwem. Nowatorstwo to dotyczyło rachunków astronomicz­nych i rozwinęło się następnie wspaniale pod względem teoretycznym i praktycz­nym w olbrzymią gałąź matematyki obliczeniowej — rachunek krakowianowy. Były to lata, gdy arytmometry wypierały z astronomii skutecznie rachunki logarytmiczne. Już wtedy wielu astronomów przechodziło na rachunki arytimometryczne stosując jednak przeważnie stare wzory trygonometryczne, wyprowadzone zasadniczo dla rachunków metodami logarytmicznymi. Pan, Panie Profesorze, zrozumiał, że nowe narzędzia pracy, jakimi stały się dla astronoma arytmometry, wymagały do ich racjo­nalnego spożytkowania nowej teorii rachunków i nowych metod praktycznych. I to zostało przez Pana wykonane z pełnym powodzeniem, dał Pan bowiem zarówno nową teorię rachunków astronomicznych, jak i nowe metody praktyczne rachowania. K ra­kowianami liczą teraz astronomowie w bardzo *wielu krajach, liczą nimi geodeci, liczą inżynierowie i technicy przy pracach ze statyki budowlanej, liczą i inni pracow­nicy nauki, a nawet w przemyśle posługują się stworzonym przez Pana Profesora rachunkiem, który znalazł bardzo szerokie zastosowanie i poza astronomią.

Wszyscy śledziliśmy z wielkim zainteresowaniem, jak doskonaliły się metody krakowianowe, które i nadal ulegają pogłębianiu i rozszerzaniu. Jednym zaś z naj­większych sukcesów w tym kierunku było dokonanie przewrotu przez Pana Profesora ' w dziedzinie rozwiązywania równań liniowych, z którymi astronomowie stykają się stale przy stosowaniu metody najmniejszych kwadratów. Jedyną metodą uświęconą przez stuletnią tradycję był algorytm Gaussa, który już przy liczbie niewiadomych większej od pięciu stawał się bardzo uciążliwy dla rachmistrzów, jako wymagający olbrzymiego nakładu pracy. Metoda Pana rozwiązywania równań liniowych nie tylko pociąga swą prostotą, lecz wielokrotnie skraca czas pracy sprawiając, że równania normalne o wielu niewiadomych stają się łatwe do rozwiązania i nie zmuszają rach­mistrza do długich i uciążliwych rachunków, jak to było konieczne przy stosowaniu algorytmu Gaussa. Słusznie więc nie tylko w Polsce, ale i w literaturze światowej bardzo dodatnio oceniono ten poważny wkład pracy Pana Profesora do techniki ra­chunkowej.

Lecz badania ruchu Księżyca, wyznaczanie orbit i krakowiany, w których tak wielkimi sukcesami może się Pan poszczycić, Panie Profesorze, to przecież tylko część bogatego dorobku naukowego. Przecież obserwatorium krakowskie znane jest po­wszechnie wszystkim obserwatorom gwiazd zmiennych jako jeden z głównych ośrod-

"

160 Kronika

ków badań gwiazd zaćmienionych. A stało się to dzięki wytrwale prowadzonym obser­wacjom minimów gwiazd zmiennych zaćmieniowych, rozpoczętym w roku 1920 z Pana inicjatywy i kontynuowanym po dziś dzień przez współpracowników Pana. Efeme­rydy krakowskie, podające przepowiednie momentów najmniejszych jasności tych gwiazd oraz poprawki elementów zmienności, przeważnie na podstawie obserwacji krakowskich, cieszą się wielkim uznaniem wśród badaczy gwiazd zaćmieniowych.

To są te zasadnicze dziedziny naukowe, które przychodzą na myśl, gdy rzucimy okiem wstecz na 50-lecie Pańskiej działalności naukowej, Panie Profesorze. Były jeszcze i inne, ale proszę mi pozwolić, że ich wyliczać już nie będę, bo przecież nie jest moim zadaniem dawać pełną syntezę pracy naukowej Pana Profesora. Chciał­bym tylko, jako były Pana uczeń, dorzucić kilka słów o niestrudzonej Pana pracy profesorskiej. Pracy tej przecież nie można oddzielić od pracy badawczej. W roku bieżącym upływa wszak 35 lat od chwili objęcia przez Pana, Panie Profesorze, ka­tedry astronomii w Uniwersytecie Jagiellońskim. Iluż to astronomów polskich prze­winęło się przez pracownie tego starego budynku, pamiętającego czasy Śniadeckiego, założyciela obserwatorium krakowskiego, by pod Pana kierownictwem wdrażać się do pracy naukowej. Iluż to czynnych obecnie astronomów spotykało się przed trzy­dziestu przeszło laty w małej salce matematycznej przy ul. św. Anny, gdzie odbywały się wykłady astronomiczne. Tam właśnie, po jednym z wykładów w roku 1921, zgło­siłem się do Pana Profesora wyrażając zamiar poświęcenia się astronomii i zaraz uzyskałem prawo pracy w obserwatorium. Dotychczas przechowuję ze starannością swe zeszyty studenckie z wykładami Pana i często do nich zaglądam. Sądzę, że robią to i inni Pańscy uczniowie. A jest ich przecież wielu, są oni w Krakowie, Poznaniu, Warszawie i Wrocławiu. Są na katedrach, są pomocniczymi pracownikami nauko­wymi, a i teraz przybywają młodzi naukowcy, wykształceni przez Pana Profesora już w latach powojennych.

Uczniowie i współpracownicy, a również bardzo często osoby z zewnątrz obser­watorium, schodzą się nadal w obserwatorium krakowskim w piątki na posiedzenia naukowe, posiedzenia bogate w tr?ść i dające często asumpt do podejmowania po­ważnych prac naukowych. Była to i jest nadal część składowa Pańskiej działalności naukowej i dydaktycznej pojętej bardzo szeroko i w wielu przypadkach promieniu­jącej poza obserwatorium krakowskie.

Wreszcie nie mógłbym pominąć tej niezmiernie bogatej działalności wydawni­czej, obejmującej Acta Astronomica, Rocznik Obserwatorium Krakowskiego, Okól­niki i inne, przynoszące wiele istotnego m ateriału naukowego i stanowiące poważny dokument życia naukowego nie tylko w obserwatorium krakowskim, lecz i w innych ośrodkach.

Wysoko była oceniana w kraju i za granicą działalność Pana, Panie Profesorze.Wszak dwa uniwersytety polskie, w Warszawie i w Poznaniu, nadały Panu doktoraty honoris causa i to samo uczynił uniwersytet sofijski, a Międzynarodowa Unia Astro- )nomiczna wybrała Pana w r. 1932 na swego wiceprezesa, które to stanowisko pia­stował Pan przez lat 6, do roku 1938.

Dzień dzisiejszy dorzuca nowe dowody uznania zasług naukowych Pana Profesora.W krótkim moim przemówieniu nie mogłem i nie zamierzałem omówić cało­

kształtu działalności Pańskiej, bo księga twórczości Pana nie została zamknięta, lecz powiększa się o wciąż nowe karty. Trwająca bez przerwy z niesłabnącą energią oży­wiona działalność badawcza, dydaktyczna i organizacyjna Pana sprawia, że dla nas Pan, Panie Profesorze, nie jest jubilatem zamykającym swą działalność, lecz pracow­nikiem młodym mimo piędziesięciolecia swej pracy, pracownikiem, z którym żywo dyskutujemy nad najistotniejszymi zagadnieniami naukowymi, z którym niekiedy po-

161

lem izujem y — zaw sze jednak żyw iąc głębokie uznanie dla Jego m yśli i talentu ba­dacza. Z tych też pow odów przem ów ienie m oje n ie było i n ie m ogło być podsum o­w aniem w yn ik ów bogatego p ięćdziesięciolecia pracy, lecz ty lko przypom nieniem pew nych faktów , które tak zaw ażyły w dziejach astronom ii polskiej X X stulecia. Niech m i w olno w ięc będzie w im ieniu K om itetu A stronom icznego Polskiej Akadem ii N auk i w łasnym złożyć Panu, P anie Profesorze, najserdeczniejsze życzenia, by nadal przez w ie le ła t rozw ijała się jak najow ocniej Pana działalność, by astronom ia, a wraz z n ią cała nauka polska, była nadal zasilana cennym i Jego pracam i naukow ym i.

P rzem ów ien ie prof. d r T. B anachiew icza

Przede w szystk im pragnę w yrazić szczere podziękow anie: w ładzom P olsk i Lu­dow ej, które raczyły m i przyznać w ysok ie odznaczenie; Prezydium PA N , które w ystąp iło o to odznaczenie; W ydziałow i III, który zechciał zebrać się na specjalne posiedzenie dla nadania tym w iększego splendoru zaszczytow i, jakiego dostąpiłem ; w reszcie prof. E. Rybce, który m ów ił o m ej działalności i o znaczeniu m ych prac, oceniając je, jak gdyby patrzył przez lunetę o dużym pow iększeniu. N ota bene w e­dług m ego zdania fakt, że w ciągu 50 lat pracow ałem naukow o, n ie stanow i spe­cjalnej zasługi, gdyż pracow ałem dlatego, iż podobała m i się praca, która w ydaw ała m i się użyteczna dla Nauki, N arodu i Państw a, co się zaś tyczy znaczenia m ych prac, to dopiero przyszłość w ypow ie o n ich ostatn ie słow o. Toteż uroczystość dzisiejsza ma w m oich oczach znaczenie n ie jako w yrażenie takiego lub innego sto­sunku do jednostki, lecz w yłączn ie jako hołd dla idei, idei długiej i w ytrw ałej służby Nauce.

A stronom ów jest m ało na św iecie , m niej w ięcej 1 na m ilion m ieszkańców , m oże 1 na V2 m iliona. Z tego pow odu w iadom ości o pracy astronom ów i jej w ynikach dość skąpo przesączają się do ogółu, zw łaszcza o pracach trudniejszych z tzw . astronom ii m atem atycznej, dziedziny g łów nie przeze m nie upraw ianej. B adania tego rodzaju są m ało efektow ne, choć często w ym agają znacznego w ysiłku . Chodzi w nich np. o obli­czen ie m atem atyczne dotyczące położeń ciał n iebieskich , a w ięc w ażna jest tu teoria m atem atyczna u łatw iająca obliczenia. Stąd też niejednokrotnie badania astronom iczne tego typu, zw iązane z nazw iskam i takim i, jak Lam bert, Euler, Lagrange, Laplace, B essel i Poincare, prom ieniow ały na m atem atykę i m atym atyczne nauki przyrod­nicze, które w ten sposób korzystały z rozw iązyw ania problem ów astronom ii. N ie sięgając w dalszą przeszłość chciałbym tu pow iedzieć o w ielk ich osiągnięciach m ate- m atyczno-astronom icznych w ostatnim dziesięcioleciu . Przypom nę, że znakom ity astro­nom Leverrier, ten sam , który przed stu laty z górą odkrył na drodze rachunku n ie ­znaną planetę, N eptuna, w ciągu szeregu la t pracow ał nad teorią b iegów planet. A le b yły to ty lko n iejako fundam enty do dalszych obliczeń pozycji planet. T ym ­czasem w 1951 r. ukazało się dzieło trzech astronom ów, które na podstaw ie rachunku m aszynow ego daje gotow e pozycje 5 w ielk ich planet co 40 dni na przeszło 400 lat, od 1653 do 2060 roku. A stronom ow ie ci m ieli przed sobą bardzo trudne i skom pli­kow ane zadanie, bo każda z p lanet przyciąga w szystk ie inne i sam a jest przez n ie przyciągana. D zieło, o k tórym m ow a, zaw iera w ydrukow anych przeszło P/s m iliona cyfr, a dla otrzym ania ich potrzeba było użyć około 200 m ilionów cyfr. L everrier z posiadanym i przez się środkam i m usiałby pracow ać nad nim 300 la t (orientacyjnie), a ponadto dla niego dzieło to byłoby tym bardziej n iew ykonalne, że jedna w nim om yłka m ogłaby zepsuć w szystko. Otóż księga, o której m ów ię, przynosi przew ro­tow e przem iany. Przede w szystk im dla niektórych działów m atem atyki, gdyż w y ­kazuje m ożność zastąpienia badań analitycznych rachunkiem liczbow ym , gdy chodzi o zjaw iska przyrodnicze. Po drugie w ykazuje w ie lk ą potęgę now oczesnych m aszyn

162 K ronika

matematycznych do liczenia konstruowanych z udziałem astronomów, inaczej, o ile mi wiadomo, niż maszyna budowana obecnie w Warszawie. Otwierają się teraz nowe horyzonty przed rachunkami wielkiej wagi dla ogółu. Wystarczy, że wspomnę tu tylko o prognozach pogody. Wszystkim nam dokuczały niedawno mrozy i czekaliśmy niecierpliwie podniesienia się temperatury, ale PIHM mógł nas tylko ułamkowo0 oczekiwanych zmianach informować. Byłoby inaczej, gdyby prognozy pochodziły z rachunku opartego na wielkiej ilości danych co do ciśnienia, tem peratur, wiatrów1 zachmurzenia na obszarze całego kraju i w różnych wysokościach w atmosferze, ale odpowiednie rachunki są gigantyczne i podołać im mogą terminowo tylko po­tężne maszyny. Będzie to miało olbrzymie znaczenie dla rolnictwa. W niektórych krajach czynione są już maszynowo-matematyczne próby przepowiadania cyklonów.

Jak widać z tego astronomia matematyczna, raz już w dziejach ludzkości spowo­dowawszy rewolucję kopernikańską, obecnie sięga również po laury, kierując nie­które nauki na nowe tory. Nic więc dziwnego, że ta nauka, na pozór formalna, ma w sobie wielką siłę atrakcyjną. Nasze badania krakowskie nie osiągają wpraw­dzie wymienionych wyżyn, jednak niektóre nasze wyniki znane są na szerokim świe- cie. Niestety, doznajemy pewnych przeszkód w kształceniu młodzieży w astronomii matematycznej. Świadczy o tym wymownie książeczka, którą trzymam w ręku, wy­szła w tych dniach, ale na szczęście już nieaktualna „Spis wykładów na Uniwer­sytecie Jagiellońskim w roku akademickim 1953/4“, w której wcale nie wymieniono wykładów specjalnych z astronomii. W ten sposób z Krakowa, w którym już w roku 1410 istniała pierwsza w Europie środkowej katedra matematyki i astronomii *, część studentów astronomii przeniesiono do innego miasta, przy czym wykłady astronomii fachowej dla pozostałych miały być zawieszone. I to miało się stać w ośrodku, z którego w ciągu 30 lat ostatnich wyszło najwięcej prac astronomicznych w kraju, zarówno z astronomii teoretycznej, jak i obserwacyjnej. Choć się to nie stało, nie­bezpieczeństwo grozi tu w dalszym ciągu. Mam jednak nadzieję, że wyjawienie tych faktów przed forum Polskiej Akademii Nauk spowoduje stłumienie w zarodku tego rodzaju zamierzeń.

Jeszcze jedną sprawę pragnę poruszyć. Obserwatorium Krakowskie istnieje od 160 lat w tym samym miejscu. Obecnie wskutek rozrostu i uprzemysłowienia K ra­kowa znalazło się w bardzo złych warunkach obserwacyjnych. Pragniemy jak na j­prędzej przenieść niektóre narzędzia astronomiczne na nowe miejsce za podkrakow­skimi wzgórzami bielańskimi, na fort Skałę, odstąpiony nam na cele obserwacyjne przez władze wojskowe. Sprawa ta ma być opiniowana przez Polską Akademię Nauk; wyrażam nadzieję, że opinia ta wypadnie przychylnie i że Rząd Polski Ludo­wej wyposaży odpowiednio naszą placówkę obserwacyjną. Tam w lepszych w arun­kach będziemy mogli kontynuować nasze prace, niekiedy nawet gospodarczo poży­teczne społeczeństwu, a przez to przyczyniające się do podniesienia stopy życiowej mas pracujących.

* p. A. Birkenm ajer — Uniwersytet Krakowski jako międzynarodowy ośrodek studiów astronomicznych na przełomie XV i XVI w.I