tom LXXIII

marzec-kwiecień

Promieniowanie rentgenowskie rozbłysków słonecznych ^ O nauczaniu^|trp^^|ii • . . 125 rocznica ódllrffeia trabantów Marsa Arjpliza obrazów CCD z kamery internetowej” . , w

nb, Prof, Bohdan Pa wvkhidu aukowa

CAMK, Warszawa, 18 lutego 2002 r. Wykład prof. Briana G. Wyboum

Wystawa archiv^ov^pftji1 Fangor rozdaje legendarny 13. ni

Uczestnicy dyskusji panelowej Prof. Andrzej K. Wróble

U R A N I A • POSn-!>Y ASTRONOM;! Szanowni i Drodzy Czytelnicy; Obchodzimy osiemdziesiątą rocznicą istnienia „ Uranii ’’jako oficjalnego, drukowanego organu Towarzystwa Miłośników Astronomii. Na Sesji Naukowej w dniu 18 lutego 2002 r. najznakomitsi prelegenci mówili m.in. o tym, ja k uprawiać astronomią, o jedności fizyki i astronomii i o tym, ja k 80 lat rozwoju

astronomii wyglądało w „ Uranii ”, oraz dyskutowali o edukacji astronomicznej Alina fot. Dauksza-Wiśniewska społeczeństwa. Zaraz po Sesji ten zeszyt będzie już w drukarni, więc oprócz programu obchodów i być może kilku wciśniętych w ostatniej chwili zdjęć, nic więcej na jej temat nie możemy tutaj zawrzeć. Ale przypomnijmy. Muza astronomii, Urania, stała się patronką działań „organicznych” i samokształceniowych młodzieży warszawskiej już na samym początku naszej Niepodległości i II Rzeczypospolitej. W roku szkolnym 1919/1920 w Gimnazjum im. Mikołaja Reja zawiązało się Kółko Astronomiczne, które m.in. rozpoczęło w 1920 r. wydawanie powielaczowego biuletynu pt. „ Urania Wydano 4 takie kwartalne numery. Wśród aktywnych członków tego Kółka byli m.in. przyszły astronom Jan Mergentaler i przyszły fizyk światowej sławy Stanisław Mrozowski, którzy później wielokrotnie gościli na lamach naszego czasopisma. Gdyby więc liczyć owe 4 numery, to poprzedni zeszyt „ Uranii - Postępów Astronomii ” otwierał nową setkę, już ósmą, zeszytów naszego czasopisma i byłby to 82. rok jego istnienia. A co zrobić ze „specjalnym ” 13 numerem „ Uranii” z roku 1955 czy numerem „zaćmieniowym ” z roku 1999? Postanowiliśmy więc zachować rachubę zeszytów „ Uranii ’’jako „ regularnego ”, drukowanego czasopisma. Stała się ona takim po założeniu Towarzystwa Miłośników Astronomii w 1922 r Publikowana rok później lista członków tego Towarzystwa obejmuje znakomitości ówczesnego świata naukowego fizyki i astronomii, wszystkich profesorów astronomii, światłych ziemian i przemysłowców oraz studentów i uczniów gimnazjalnych. I właściwie tak jest do dzisiaj. I do dzisiaj nie zmienił się profil „ Uranii ”, która podobnie jak 80 lat temu i dzisiaj pragnie pokazywać otaczające nas planety, gwiazdy i galaktyki... oraz tłumaczyć dziejące się w tym świecie zjawiska. Naszym zamiarem jest opublikowanie w następnych zeszytach „ Uranii ” wygłoszonych na Sesji Jubileuszowej wykładów i głosów w dyskusji. Tymczasem, Drodzy Czytelnicy, oddajemy w Wasze ręce 698 zeszyt naszego pisma. Otwiera go artykuł Michała Tomczaka z Wrocławia o rentgenowskich obserwacjach Słońca, będący zapisem wykładu, który Autor wygłosił na Krakowskim Zjeździe Polskiego Towarzystwa Astronomicznego. Pokłosiem tego Zjazdu są też artykuły Jerzego Kreinera o nauczaniu astronomii na różnych szczeblach naszego systemu edukacji oraz wypowiedź Waldemara Ogłozy o edukacji astronomicznej w Internecie. Bardzo polecamy te materiały zarówno nauczycielom szkół średnich, jak i akademickim. Dla tych pierwszych Juliusz Domański ma propozycje przeprowadzenia na lekcjach fizyki z astronomią modelowania ciekawego zjawiska astronomicznego. Zbigniew Dworak przypomina historię odkrycia satelitów Marsa 125 lat temu, a Jacek Kruk omawia plany wypraw kosmicznych do wybranych planetoid. Pierwszy z tych Autorów przedstawia też istniejący od 50 lat Wydział Geodezji Górniczej i Ochrony Środowiska na Akademii Górniczo-Hutniczej w Krakowie, na którym również uprawiana jest astronomia. Niewątpliwie cennym materiałem dla zaawansowanych obserwatorów będzie opis redukcji obserwacji astronomicznych, prowadzonych przy pomocy nowoczesnych technik, przedstawiony przez Grzegorza Wrochnę. Wszystkim pragnącym nabyć teleskop Wiesław Skórzyński radzi, jak go wybrać. Wracamy do idei „Elementarza astronomii”, aby wyjaśniać treści różnych terminów i pojęć astronomicznych. W kolejnych odcinkach będziemy omawiali widma gwiazdowe. W czasie letnich wakacji Krakowski

Oddział PTMA organizuje i Obóz Szkoleniowy, i Obóz Obserwacyjny — odpowiednie ogłoszenie znajdziecie Państwo na następnej stronie. Jak zwykle, Tomasz Ściężor z Krakowa opracował „Kalendarz astronomiczny”. Przedstawia on zjawiska niebieskie w maju i czerwcu. A działo się będzie wiele! Proszę o przestudiowanie tego materiału. Polecam uwadze Państwa naszą Jubilatkę. Życzę pożytecznej lektury i kłaniam się pięknie

Toruń w lutym 2002 roku

2 /2002 U R A N IA - po stępy As t r o n o m ii BlBLlOf czytelnicy piszą... ISI £| 03

Szanowna Redakcjo! fowanie większego otworu po­ Zapowiedź Pana Skórzyń- ciągnęło za sobą konieczność Tu może być reklama Twojej Firmy! skiego o analizie teleskopów ponownego szlifowania całej na polskim rynku skłoniła mnie powierzchni lustra i nadano jej Nasz cennik jest następujący: do podzielenia się doświad­ krzywiznę o ogniskowej 3500 cała strona kolorowa: 1000,00 zł czeniami, które nabyłem uży­ mm. Nowy mechanizm zegaro­ cała strona czarno-biała: 400,00 zł wając teleskopów firmy Uni­ wy spisuje się dobrze. Ostatnio Przy mniejszych formatach dla stron czarno-białych: wersał. (...) Pierwszy kupiłem firma produkuje mechanizmy 1/2 s.: 300,00 zł zaraz po jego prezentacji nowej generacji, oparte na sil- 1/4 s.: 200,00 zł w „Kwancie", A150/2800 mm, niczkach krokowych. Przy­ tzw. model nr 10 i był to zaled­ szłym lub świeżym nabywcom 1/8 s.: 100,00 zł — ten rozmiar traktujemy jako wie trzeci wyprodukowany eg­ Cassegraina udzieliłbym kilku najmniejszy „moduł” Podobnie jest ze stroną kolo- zemplarz. Ceniłem go za porad. Teleskop o tak dużej rową. dobrąoptykę i poręczność, za­ ogniskowej powinien być wypo­ Istnieje możliwość negocjowania warunków. opatrzyłem go w mechanizm sażony w mechanizm zegaro­ zegarowy, ale to był prototyp, wy z możliwością korekcji, Zapraszamy na nasze lamy! a jak to z nimi bywa, działał a oś biegunowa powinna być różnie. Potrafiłem temu zara­ bardzo dokładnie ustawiona, co dzić i wykonywałem 15-minu- umożliwia lunetka biegunowa komputer, który wszystko za towe ekspozycje bez korekty! oraz śruba zamocowana przy nich zrobi i pojawiają się roz­ Kupię Kiedy pojawiła się możliwość głowicy paralaktycznej. Usta­ czarowania. (...) Niektórzy za­ Sprzedam wymiany teleskopu na większy wienie ułatwi także ruchoma pewne czytają ten list z uśmie­ Zamienię za drobną dopłatą nie waha­ głowica w azymucie. Bardzo chem na twarzy, ale takie są Nawiążę kontakt... łem się długo i obserwowałem ważne jest też wyważenie te­ moje odczucia oparte na paru niebo przez 200-milimetrowy leskopu. Dokręcając aparat, latach „majsterkowania” przy Sprzedam: obiektyw MC Ru- binar 5,6/500 M42 - 750 zł teleskop o ogniskowej 3000 musimy pamiętać, aby docią­ tych, jak ja to nazywam „ru­ (gwarancja); pierścienie po­ mm. (...) Oba dotychczasowe żyć przód tubusa. Przy wyko­ rach”, rurach z Żywca. średnie M42 - 50 zł; kamerę teleskopy charakteryzowała nywaniu zdjęć sprężyna w mi- Pozdrawiam całą redakcję VHS Panasonic 25M -1000 zł. mała średnica wyciągu okula­ kroruchach (oś deklinacyjna) „Uranii” Ceny do negocjacji. Wiesław rowego, przystosowanego do powinna być maksymalnie „roz­ Ireneusz Jankowski Antkowiak, ul. Budryka 1/22, okularów mikroskopowych. To ciągnięta”, aby minimalizować Siemianowice Śi. 41-503 Chorzów, tel. (0-32)245 i mikroruchy sprężynowe były drgania podczas prowadzenia. 9300 ich słabą stroną nauczyłem się Przy precyzyjnym ustawieniu Red. Bardzo prosimy naszych Sprzedam: 1. płytę szklaną ich używać i dziś nie stanowią osi biegunowej nie potrzeba du­ Czytelników i Obserwatorów o średnicy 250 mm i grubości dla mnie problemu. Obecnie fir­ żych korekt w prowadzeniu te­ o podzielenie się z nami swymi 40 mm, cena 200 zł; 2. teleskop ma stosuje okulary o standar­ leskopu... spostrzeżeniami na temat uży­ Newtona 150/1400 mm— 800 zł. Kupię archiwalne „Uranie” dzie 1,25 cala i to było impul­ Moim zdaniem, teleskopu wanych przez siebie instrumen­ rok 1950 i starsze. Tel. 0-22 757 sem do przeróbki posiadane­ trzeba „się nauczyć”. Wielu ku­ tów obserwacyjnych. 6806, kom. 604 879117 go przeze mnie teleskopu. Szli­ pując go, myśli, że nabyło

Obóz Szkoleniowo-Obserwacyjny PTMA Zlot Obserwacyjny PTMA Zarząd Główny i Oddział Krakowski PTMA zapraszają na Drugi Obóz Szkoleniowo- KUDŁACZE 2002 -Obserwacyjny PTMA „OSOP 2002”. Obóz odbędzie się w dniach 12-22 lipca 2002 r. na Polanie Kudłacze w Beskidzie Zarząd Główny i Oddział Krakowski Polskie­ Makowskim, ok. 50 km od Krakowa. go Towarzystwa Miłośników Astronomii zapra­ Celem obozu jest nauczenie wszystkich chętnych podstaw obserwacji nieba. szają na zlot obserwacyjny Kudłacze 2002. Przewidziane są zarówno dzienne zajęcia teoretyczne, jak też obserwacje noc­ Zlot odbędzie się w dniach 3-14 sierpnia ne. Instruktorami będą doświadczeni obserwatorzy. 2002 na Polanie Kudłacze w Beskidzie Ma­ Przewidywany koszt obozu to około 250 zł. Kwota ta obejmuje: kowskim ok. 50 km od Krakowa. • nocleg w schronisku • transport z Krakowa • ubezpieczenie. W trakcie zlotu pod fachowym kierunkiem Wyżywienie każdy uczestnik Obozu zapewnia sobie we własnym zakresie. instruktorów PTMA będą wykonywane i opra­ W schronisku jest stołówka, a obok pole namiotowe. cowywane obserwacje astronomiczne. Organizatorzy zapewniają teleskopy, ale mile widziany jest sprzęt obserwacyjny Wszelkich opłat (noclegi, wyżywienie) uczestników. związanych z pobytem na zlocie uczestnicy Warunkiem uczestnictwa w obozie jest: dokonują indywidualnie po przybyciu do schro­ • Członkostwo PTMA. Osoby nie należące do PTMA muszą się wcześniej zapisać. niska. PTMA zapewnia rezerwację miejsc • Ukończone 18 lat. Osoby w wieku 16-18 lat muszą przedstawić pisemną zgodę w schronisku dla zgłoszonych uczestników, rodziców. Osoby w wieku poniżej 16 lat mogą brać udział w Obozie wyłącznie wraz będących członkami Towarzystwa. Ostatecz­ z pełnoletnim opiekunem. nym terminem przyjmowania zgłoszeń jest 31 Liczba miejsc ograniczona! Listę uczestników zatwierdzi Zarząd Oddziału Kra­ maja br. kowskiego PTMA, a osoby zakwalifikowane zostaną powiadomione. Ostatecznym terminem zgłoszeń jest 31 maja br. Osoby zakwalifikowane muszą wpłacić podaną Wszyscy zainteresowani proszeni są kwotę w terminie tygodnia od chwili otrzymania potwierdzenia. o kontakt z dyżurnymi członkami Oddziału Kra­ Kontakt: kierownik Obozu dr S. Stachniewicz (e-mail: Slawomir.Stachnie- kowskiego: tel. (012) 422-38-92 w każdą środę [email protected]); w godz.12-14, czwartek w godz.16-18 lub Oddział Krakowski PTMA, tel. (012) 422-38-92 w każdą środę w godz.12-14, w piątek w godz.1130-133t>, lub pod adresem: czwartek w godz.16-18 lub w piątek w godz.1130-1330. [email protected].

50 U R A N I A - POSTĘPY ASTRONOMII 2/2002 W NUMERZE U rania Po s t ę p y a s t r o n o m ii 52 Promieniowanie rentgenowskie rozbłysków

(PL ISSN 0032-5414/ 0042-07-94) słonecznych (10 lat obserwacji Yohkoh) Dwumiesięcznik poświęcony upowszechnianiu Michał Tomczak wiedzy astronomicznej. Czasopismo powstałe poprzez połączenie się „Uranii” — dotychcza­ Doniosłość obserwacji rozbłysków w promieniowaniu rentgenowskim polega na tym, sowego miesięcznika PTMA. ukazującego się że ten rodzaj fal emitowany jest w trakcie procesów mających bezpośredni związek od 1922 roku i „Postępów Astronom ii” — do­ z wydzielaniem energii. Wprzypadku miękkiego promieniowania rentgenowskiego mamy tychczasowego kwartalnika PTA, wychodzące­ do czynienia z emisją termiczną gorącej plazmy, natomiast twarde promieniowanie go od 1953 roku. Patronat: Polskie Towarzy­ rentgenowskie pochodzi głównie z procesów hamowania nietermicznych elektronów. stwo Astronomiczne i Polskie Towarzystwo Mi­ łośników Astronomii. Zachowana zostaje do­ tychczasowa numeracja „Uranii”. Pismo jest 59 O nauczaniu astronomii częściowo finansowane przez KBN i Komitet Jerzy M. Kreiner Astronomii PAN. Nauczanie treści astronomicznych w szkole rozpoczyna się na lekcjach „przyrody " Redaktor Naczelny: w klasach IV- VI szkoły podstawowej, które mają zainteresować ucznia światem, jego Andrzej Woszczyk, CA UMK Toruń różnorodnością, bogactwem i pięknem. Jak rozwija się to zainteresowanie na innych Zespól Redakcyjny: poziomach kształcenia? Jakie są wymagania programowe dla przyszłych magistrów Marek Gołębiewski, CA UMK Toruń astronomii? To m.in. pytania, na które odpowiada Autor. Magdalena Kożuchowska, CAMK W-wa Krzysztof Rochowicz, CA UMK Toruń Roman Schreiber, CAMK Toruń 65 125 rocznica odkrycia trabantów Marsa

Opracowanie graficzne T. Zbigniew Dworak i skład komputerowy: Autor przedstawia zadziwiające historie odkrycia dwóch maleńkich księżyców Marsa Jacek Drążkowski oraz emocje, jakie te ciała wzbudzały nie tylko wśród astronomów. Korekta: Bożena Wyrzykowska 69 Analiza obrazów CCD z kamery internetowej Adres Redakcji: Grzegorz Wrochna Uniwersytet M.Kopemika ul.Chopina 12/18 Duże zainteresowanie naszych Czytelników kamerami internetowymi, o których pisali­ 87-100 TORUŃ śmy w poprzednim zeszycie „ Uranii-Postępów Astronomii", skłoniło nas do bardziej tel. (0-56)611 30 52 „profesjonalnego "przedstawienia problemu analizy obrazów uzyskanych tą kamerą. fax. (0-56) 621 93 81 Poczta elektroniczna (E-mail address): WKM w kolorze: Galeria Uranii (wkł. IV, okl. III) [email protected]

Adres WWW: 73 galeria Mgławic Messiera: Czas na maraton http://urania.camk.edu.pl 76 rozmaitości: Cel — planetoidy Druk: Zakład Poligraficzno-Wydawniczy 7 8 w kraju: Sesja Naukowa z okazji 80-lecia istnienia czasopisma astro­ POZKAL, Inowrocław nomicznego „ URANIA ” (78); Problematyka astronomiczno-geodezyjna Dystrybucja: na Wydziale Geodezji Górniczej i Inżynierii Środowiska AGH w Kra­ Karolina Wojtkowska, CA UMK, kowie (80) ul. Gagarina II, 87-100 TORUŃ tel. (0-56)611 30 14 83 astronomia w szkole: Edukacja astronomiczna w Internecie (83); E-mail: [email protected] Modelowanie na lekcjach astronomii (84) Prenumerata w roku 2002 kosztuje 42 zł. Można również zamawiać pojedyncze zeszyty 86 elementarz Uranii: Nowe typy widmowe w cenie 8,50 zł. 89 poradnik obserwatora: Wybieramy teleskop Polskie Towarzystwo Astronomiczne Zarząd Główny - Sekretariat 90 kalendarz astronomiczny 2002: maj - czerwiec ul. Bartycka 18, 00-716 Warszawa tel. (0-22) 841 00 41 wewn. 146 96 relaks z Uranią: eliminatka E-mail: [email protected] WWW: www.camk.edu.pl/pta 96 ciekawe strony internetowe Polskie Towarzystwo Miłośników Astronomii Zarząd Główny ul. św. Tomasza 30/8, 31-027 Kraków tel. (0-12) 422 38 92 NA OKŁADCE E-mail: [email protected] WWW: oa.uj.edu.pl/~ptma Rozeta (NGC 2237) to mgławica emisyjna odległa o przeszło 3 tysiące lat świetlnych.

Numer zamknięto w lutym roku 2002 Swą czerwoną barwę na większości fotografii zawdzięcza znacznej zawartości wodoru. Prezentowane zdjęcie wykonane zostało z użyciem trzech filtrów, przepuszczających pro­ * Materiałów nie zamówionych Redakcja nie mieniowanie w liniach tlenu (barwa zielona), siarki (niebieska) i wodoru (czerwona). zwraca, a wykorzystując zastrzega sobie pra­ wo do ich redagowania i skracania * Prze­ Widoczne są ciemne pasma pyłu na tle mgławicy oraz położona w je j centrum gromada druk materiałów i zdjęć tylko za zgodą Re­ otwarta NGC 2244, której gwiazdy swym wiatrem wyczyściły przestrzeń międzygwiaz- dakcji. * Opinie i poglądy formułowane dową z większości gazu. Zdjęcie to posłużyło jako tło okolicznościowego zaproszenia przez Redakcję i Autorów nie reprezentują oficjalnego stanowiska obu patronujących i plakatu na 80-lecie „ Uranii " (ostatnia strona okładki). nam Towarzystw * Fot. T.A. Rector i in. (AURA/NOAO/NSF)

2/2002 URANIA - POSTĘPY ASTRONOMII 51 Michał Tomczak Promieniowanie rentgenowskie rozbłysków słonecznych (10 lat obserwacji Yohkoh)

rzydziestego sierpnia 2000 r. ria amerykańskie i angielskie. Telesko­ upłynęło dziesięć pełnycli lat py rejestrują wygląd korony w wybra­ od momentu umieszczenia na nych zakresach twardego i miękkiego orbicieT okołoziemskiej japońskiego promieniowania rentgenowskiego. satelity Yohkoh. Już w tej chwili jest Spektrometr BCS rejestruje profile li­ to wynik rekordowy — żaden satelita nii widmowych pochodzących od jo­ przeznaczony do obserwacji Słońca nów Fe XXVI, Fe XXV, Ca XIX nie pracował równie długo. Yohkoh i S XV. Spektrometr WBS mierzy wid­ przygotowano z myślą o prowadzeniu ma rozbłysków w przedziale od mięk­ systematycznych obserwacji korony kiego promieniowania rentgenowskie­ Rys. 1. Tak prezentowała się korona sło­ słonecznej w promieniowaniu rentge­ go aż po promieniowanie gamma. neczna 8 maja 1992 r. Obraz został za­ rejestrowany przez teleskop SXTlYoh- nowskim, ze szczególnym uwzględ­ W języku japońskim nazwa sateli­ koh w miękkim promieniowaniu rentge­ nieniem zachodzących tam wysoko­ ty oznacza promień słońca i trzeba nowskim. Uwagę przyciągają przede energetycznych procesów, w tym przyznać, że tych rentgenowskich pro­ wszystkim bardzo różnorodne systemy rozbłysków. Satelitę wyposażono mieni słonecznych udało się zareje­ pętli magnetycznych, zakotwiczonych w głębszych warstwach atmosfery. Ilu­ w dwa teleskopy (HXT, SXT) i w dwa strować całe mnóstwo. Dla przykładu, stracja zaczerpnięta z: spektrometry (BCS, WBS). Udział katalog rozbłysków obserwowanych http://www.lmsal.com/SXT/homepage.htrnl w ich przygotowaniu miały laborato­ przez Yohkoh zawiera kilkadziesiąt ty­ sięcy pozycji i należy pamiętać, że je­ den rozbłysk to zazwyczaj setki obra­ zów i widm, a w przypadku zjawisk trwających wiele godzin liczba ta wy­ raża się w tysiącach. W przeliczeniu na jednostki pamięci komputerowej każdy miesiąc obserwacji wykona­ nych przez satelitę zajmuje objętość około 2-3 GB. Dane te wraz z opro­ gramowaniem niezbędnym do ich opracowania są do dyspozycji wszyst­ kich potencjalnych użytkowników pod adresami podanymi na s. 56. Korona słoneczna a rozbłyski Rozbłyski inicjowane są w koronie. Ta zewnętrzna warstwa atmosfery Słoń­ ca charakteryzuje się olbrzymią niejed­ norodnością (rys. 1), wykazuje też dużą

52 U R A N I A - Po s t ę p y A s t r o n o m ii 2/2002 zmienność w czasie (rys. 2). Wynika to z dominacji ciśnienia magnetycznego w koronie nad ciśnieniem termicznym znajdującej się tam plazmy. W głębszych warstwach atmosfery (fotosfera) jest od­ wrotnie. Zgodnie z mechanizmem dy­ nama słonecznego korona zanurzona jest w polu magnetycznym, które powstaje w warstwie konwektywnej poniżej fo­ tosfery. Wraz z przechodzeniem do warstw położonych wyżej należy więc oczekiwać spadku natężenia pola ma­ gnetycznego. Przewaga ciśnienia ma­ gnetycznego w koronie nad ciśnieniem termicznym wynika z drastycznego spadku gęstości materii, którego nie kompensuje nawet wzrost temperatury do wartości wyrażających się w milio­ nach kelwinów. Rys. 2. Kompozycja 12 obrazów Słońca, wykonanych w miękkim promieniowaniu rent­ Korona słoneczna jest więc zbioro­ genowskim przez teleskop SXTIYohkoh w latach 1991-95. Wyraźnie widać stopniowy wiskiem struktur magnetycznych spadek aktywności magnetycznej Stońca. Ilustracja zaczerpnięta z http://www.lmsal.com/ SXT/homepage.html 0 bardzo zróżnicowanych rozmiarach 1 kształtach oraz różnym stopniu kon­ przestrzeniania się poza obszar, w któ­ nia gamma. Zazwyczaj nietermiczne centracji, zakotwiczonych w głębszych rym uwolniona została energia magne­ cząstki docierają do obszaru zakotwi­ warstwach atmosfery (rys. 1). W wa­ tyczna. Należy przy tym pamiętać, że czenia w porcjach i w związku z tym runkach panujących w koronie możli­ w układzie zdominowanym przez pole obserwowane promieniowanie hamo­ we staje się uwalnianie energii zmaga­ magnetyczne ruch plazmy odbywa się wania ma charakter odrębnych impul­ zynowanej w polu magnetycznym. wzdłuż linii sił pola magnetycznego. sów. Stąd wzięła się nazwa tego etapu Proces ten wynika z lokalnych oddzia­ W rezultacie, strumień nietermicznych ewolucji rozbłysku — faza impulso­ ływań pomiędzy przeciwnie zoriento­ cząstek i front cieplny docierają do ob­ wa. wanymi liniami sił pola magnetyczne­ szaru, w którym go w tzw. warstwach prądowych. zakotwiczona jest PROMIENIOWANIE Następuje wówczas seria przełączeń, pętla magnetyczna. RADIOWE konfiguracja pola magnetycznego ule­ Znajdująca się I MIKROFALOWE TWARDE PROM. X DYSSYPACJA POLA MAGNETYCZNEG MIĘKKIE PROM. X ga uproszczeniu, a w zamian materia tam znacznie gęstsza PRZYSPIESZANIE WYDZIELANIE ENER w obszarze oddziaływania zostaje sil­ materia powstrzy­ GRZANIE nie ogrzana; ponadto niektóre cząstki muje dalszy ruch: na mogą zostać przyspieszone do bardzo poziomie chromos- dużych prędkości. Mająone widmo da­ fery w przypadku leko odbiegające od rozkładu Maxwel- frontu cieplnego la, dlatego określamy je mianem czą­ i większości nieter­ stek nietermicznych. micznych elektro­ Rozbłysk to właśnie takie lokalne, nów, na poziomie przejściowe i wzmożone wydzielanie górnej fotosfery energii w koronie, ale tym samym mia­ w przypadku nieter­ nem określa się również skutki tego micznych protonów. JĄDROWE procesu. W praktyce możliwości bez­ W obszarze zako­ PROMIENIOWANIE GAMMA pośredniego obserwowania wydziela­ twiczenia obserwu­ t nia energii są bardzo ograniczone. Dla­ je się promienio­ tego rejestruje się skrupulatnie wszelkie wanie hamowania zauważalne skutki tego procesu i na tej rozpędzonych czą­ KONTINUUM UV podstawie próbuje się odtworzyć prze­ stek: w przypadku bieg całego zjawiska. elektronów przy­ Prześledźmy pokrótce konsekwen­ pada ono głównie cje wydzielenia energii we fragmen­ w zakresie twarde­ cie pojedynczej pętli magnetycznej, go promieniowania zakotwiczonej w głębszych warstwach rentgenowskiego, Rys. 3. Zbiorczy schemat procesów fizycznych zacho­ atmosfery (rys. 3). Strumień nieter­ w przypadku pro­ dzących w pojedynczej pętli magnetycznej na skutek wy­ dzielenia energii. Bardziej szczegółowy opis znajduje się micznych cząstek, podobnie jak wy­ tonów — w zakre­ w tekście. Rys. Dennis & Schwartz (1989) dzielone ciepło, ma tendencję do roz­ sie promieniowa­

2/2 002 U R A N I A - Postępy a st r o n o m ii S3 GOES 8 Promieniowanie X:

Rys. 4. Rozbłysk z 30 września 1998 r. Wykres pokazuje zmiany jasności całego Słońcaow miękkim promieniowaniu rentgenow­ skim, zarejestrowane przez satelitę GOES-8 w kanałach 1-8 A (górna krzywa) i 0,5-4 A (dolna krzywa). Na osi rzędnych skala jest logarytmiczna. Obok obraz korony słonecznej z teleskopu SXTIYohkoh dla momentu oznaczonego pionową linią

W wyniku dopływu energii z koro­ (np. czerwona linia wodoru Ha), na zwiększyć gęstość plazmy w pętli roz­ ny materia obszaru zakotwiczenia za­ poziomie fotosfery — w świetle bia­ błyskowej nawet o czynnik kilkaset. czyna intensywnie świecić w zakresach łym. Mówimy wtedy odpowiednio Parametr ten na tyle stanowi o inten­ długości fal charakterystycznych dla o rozbłysku chromosferycznym i o roz­ sywności emisji w miękkim promienio­ swojej temperatury: na poziomie chro- błysku w świetle białym. Warto nad­ waniu rentgenowskim, że świecenie mosfery — w ultrafiolecie i w jądrach mienić, że ten drugi rodzaj rozbłysków całej korony słonecznej ulega zdomi­ kilku silnych linii z widma optycznego obserwuje się bardzo rzadko — śred­ nowaniu przez emisję pochodzącą nio kilkanaście zja­ z rozbłysku, chociaż jego rozmiary są wisk w ciągu 11 -let- nieporównywalnie mniejsze (rys. 4). To niego cyklu aktyw­ właśnie za sprawą rozbłysków Słońce ności. wykazuje olbrzymią zmienność w pro­ Kiedy ilość do­ mieniowaniu rentgenowskim. starczonej energiijest Przy okazji omawiania modelu pę­ odpowiednio duża, tli rozbłyskowej warto pokusić się jesz­ materia w obszarze cze o dygresję natury historycznej. Roz­ zakotwiczenia nie błyski na Słońcu zostały odkryte przez jest w stanie jej wy­ R. Carringtona w 1859 r. na podstawie emitować. Następuje obserwacji w świetle białym. Do lat szybki wzrost tem­ sześćdziesiątych XX w. wiedza o tych peratury i bardzo zjawiskach opierała się głównie na pod­ często cała górna stawie obserwacji w linii Ha wodoru. część chromosfery Trudno spodziewać się, aby możliwy staje się równie go­ był kompletny opis rozbłysków na pod­ rąca jak jej część ko- stawie obserwacji tylko w tych zakre­ ronalna. Oznacza to, sach widma, ze względu na peryferyj­ że obszar zakotwi­ ne położenie fotosfery i chromosfery czenia dysponuje w stosunku do miejsca, gdzie nastąpi­ znaczną nadwyżką ło wydzielenie energii. ciśnienia w stosunku Doniosłość obserwacji rozbłysków do pozostałej części w promieniowaniu rentgenowskim po­ Rys. 5. Przykładowe obrazy rozbłysków zarejestrowanych w miękkim promieniowaniu rentgenowskim przez teleskop pętli. Nadwyżka ta lega właśnie na tym, że ten rodzaj fal SXTIYohkoh. Zjawiska nr 4 i 8 wystąpiły na tarczy sło­ wymusza ruch gorą­ emitowany jest w trakcie procesów ma­ necznej (patrzymy na nie z góry), pozostałe były zjawi­ cej i gęstej materii ku jących bezpośredni związek z wydzie­ skami brzegowymi (patrzymy na nie z boku) — zazna­ górze. Proces ten ob­ laniem energii. W przypadku miękkie­ czono dla nich położenie brzegu Słońca. Element obra­ zu (piksel) odpowiada na Słońcu kwadratowi o boku razowo określa się go promieniowania rentgenowskiego -1800 km. Dla zjawisk nr 6, 8 i 9 skala obrazu jest dwu­ mianem parowania mamy do czynienia z emisją termiczną krotnie większa niż dla pozostałych. Dla każdego rozbły­ chromosfery. plazmy ogrzanej w wyniku wydziele­ sku skala jasności była normalizowana osobno wzglę­ Napływ materii nia energii. W przypadku twardego pro­ dem najjaśniejszego piksela z chromosfery może mieniowania rentgenowskiego podsta-

54 U R A N I A - Postępy As tr o n o m ii 2/2002 wowym mechanizmem emisji jest pro­ charakter ilościowy, ze względu na cy­ czej (rys. 6). W trakcie kilkuminutowej mieniowanie hamowania nietermicz- frową technikę rejestracji obrazów. fazy impulsowej wzmożona emisja nych elektronów, chociaż możliwy jest Obserwacje w miękkim promieniowa­ koncentruje się przede wszystkim także pewien wkład od emisji termicz­ niu rentgenowskim wskazująna ogromną w obszarze zakotwiczenia rozbłysko­ nej bardzo gorącej plazmy. różnorodność rozbłysków (rys. 5). Poja­ wej struktury magnetycznej w głęb­ wiają się one w najrozmaitszych struktu­ szych warstwach atmosfery. Obserwuje Cechy morfologiczne rach magnetycznych korony słonecznej się ponadto źródła emisji zlokalizowa­ rozbłysków rentgenowskich — od pojedynczych pętli, poprzez ukła­ ne w szczycie struktury rozbłyskowej, Badając zjawiska zachodzące w at­ dy kilku pętli w wielu konfiguracjach, aż ale są one wyraźnie słabsze. Po fazie mosferze Słońca, możemy, w odróżnie­ po systemy regularnie rozmieszczonych impulsowej źródła w obszarze zakotwi­ niu od innych gwiazd, bezpośrednio ob­ pętli zwanych arkadami. Rozmiary tych czenia zanikają jako pierwsze. Żywot­ serwować ich wygląd. Dzięki temu struktur zawierają się w przedziale od kil­ ność źródeł szczytowych jest nieco interpretacja fizyczna staje się bardziej ku do kilkuset tysięcy kilometrów, a czas większa, ale i tak rzadko obserwuje się kompletna. Na podstawie obrazów za­ ich wzmożonego świecenia — od kilku je dłużej niż w fazie maksimum roz­ rejestrowanych przez teleskopy pracu­ minut do kilkunastu godzin. Parametry błysku w miękkim promieniowaniu jące na Yohkoh udało się przeprowadzić fizyczne rozbłysków, jakie można wy­ rentgenowskim. Jeśli wydzielenie ener­ szczegółowe analizy morfologiczne dla znaczyć na podstawie wykonanych ob­ gii nastąpiło w bardzo rozległej struk­ nieosiągalnej wcześniej liczby rozbłys­ serwacji (temperatura, gęstość, ciśnienie, turze magnetycznej, to praktycznie cała ków rentgenowskich. Po raz pierwszy skład chemiczny, prędkość ruchu pla­ emisja w twardym promieniowaniu możliwe stało się wykonanie studiów zmy), także przyjmują wartości w bar­ rentgenowskim pochodzi z części porównawczych w miękkim i twardym dzo szerokim zakresie. szczytowej, a czas trwania rozbłysku promieniowaniu rentgenowskim. War­ W twardym promieniowaniu rent­ w tym zakresie widma wydłuża się do to także podkreślić, że analizy miały genowskim rozbłyski wyglądają ina­ kilkudziesięciu minut.

GOES Promieniowanie X: 1E -3 X M c B A 1E —9 15:36 15:40 15:44 15:48 15:52 15:56

HXT

SXT(obszar szczytowy) 2 .5 x 1 0 2 .0 x 1 0

v 1 .5 x1 0'

§ 1.0X 106

5 .0 x 1 0

15:36 15:40 15:44 15:48 15:52 15:56 Rys. 6. Rozbłysk z 17 lutego 1992 r. a) Na tle obrazów wykona­ nych w miękkim promieniowaniu rentgenowskim naniesiony zo­ stał rozkład emisji w twardym promieniowaniu rentgenowskim (izo- linie). Linia ciągła pokazuje położenie brzegu tarczy słonecznej, b) Zbiorczy wykres przedstawiający krzywe blasku dla całego roz­ błysku w miękkim promieniowaniu rentgenowskim (satelita GOES- -7) i w twardym promieniowaniu rentgenowskim (teleskop HXT/ Yohkoh — kanały 14-23 oraz 33-53 keV). Ponadto załączono od­ rębne krzywe blasku w miękkim promieniowaniu rentgenowskim dla obszaru szczytowego i dla obszaru zakotwiczenia (teleskop SXT lYohkoh)

2/2002 U R A N I A - Postępy A s t r o n o m ii 55 Wiele jest przyczyn tak dużej róż­ tury rozbłyskowej norodności rozbłysków. Indywidualny wynosi zazwyczaj Yohkoh w Internecie przebieg i wygląd mogą być zdeter­ 20-40%, mimo że Strony macierzyste: minowane w jakimś stopniu przez: powierzchnia ją­ http://www.lmsal.com/SXT/homeDaae.html konfigurację pola magnetycznego, dra nie przekracza http://www.solar.isas.ac.jp ogólną ilość wydzielonej energii, tem­ najczęściej 5-10% http://umbra.nascom.nasa.aov po, w jakim ten proces zachodzi, a na­ całkowitej po­ Zasoby danych: wet początkowe warunki fizyczne, pa­ wierzchni zjawi­ http://www.darts.isas.ac.jp/solar/index.cai nujące w strukturze magnetycznej. ska. Typowy czas http://umbra.nascom.nasa.aov/vohkoh archive.html Mimo tak dużej różnorodności rozbły­ życia zawiera się http://surfwww.mssl.ucl.ac.uk/surf sków obserwuje się pewne cechy mor­ w przedziale od fologiczne, które można uznać za ty­ kilku do kilkudziesięciu minut. W przy­ emisji nie jest izotermiczna. Znajduje powe dla zdecydowanej większości padku rozbłysków trwających dłużej, się tam większość gorącej plazmy roz­ zjawisk. Chodzi tu o dwie klasy obiek­ obserwuje się zwykle kilka jąder emi­ błysku o temperaturze przekraczającej tów, które można wyróżnić na obra­ sji, które kolejno uwidoczniają się 20 milionów kelwinów, która jest wy­ zach w miękkim promieniowaniu rent­ w obszarze szczytowym struktury ma­ mieszana z plazmą nawet kilkakrotnie genowskim. Jedne określamy mianem gnetycznej. W rozbłyskach arkado­ chłodniejszą. Utrzymywanie się takie­ jąder emisji, a drugie —- impulsowych wych regularnie rozmieszczone jądra go stanu w ciągu całej ewolucji rozbłys­ pojaśnień. Pierwsze obserwuje się emisji mogą utworzyć jasne włókno. ku dowodzi, że fragmenty jądra o róż­ w obszarze szczytowym struktury roz­ Jaka jest natura jąder emisji? W nie­ nych temperaturach są magnetycznie błyskowej, zaś drugie — w obszarze których przypadkach struktura rozbły­ izolowane. zakotwiczenia. Analiza obrazów rent­ skowa może być tak usytuowana We wczesnej fazie ewolucji rozbły­ genowskich dowodzi, że w każdej względem obserwatora, że pewne sków obserwuje się silne poszerzenie strukturze rozbłyskowej te dwa obsza­ jej fragmenty się nakładają. Następuje linii widmowych w zakresie rentge­ ry są w pewien sposób wyróżnione wówczas kumulacja promieniowania nowskim. Dokładne odtworzenie pro­ i to bez względu na stopień komplika­ wzdłuż linii widzenia, ponieważ koro­ filu tych linii wymaga założenia, że ma­ cji pola magnetycznego. Zastanówmy na jest zbyt rozrzedzona, aby absorbo­ teria emitująca wykonuje chaotyczne się bliżej, dlaczego tak się dzieje. wać promieniowanie rentgenowskie. ruchy z prędkościami sięgającymi na­ Dla większości obserwowanych wet 300 km/s. Stosunkowo niedawno • Jądra emisji rozbłysków konieczne staje się jednak udowodniono, że obszar występowania Na obrazach w miękkim promienio­ inne wytłumaczenie natury jąder emi­ tych ruchów jest ograniczony do jądra waniu rentgenowskim jądro emisji staje sji. Jest to tym ważniejsze, że już sama emisji. Stwierdzono także, że wspo­ się najjaśniejszym fragmentem struk­ ich obecność pozwala zakwestiono­ mniane poszerzenie linii rentgenow­ tury rozbłyskowej nie później niż po fa­ wać klasyczny model pojedynczej pę­ skich obserwuje się w podobnym prze­ zie impulsowej i dominuje do końca tli rozbłyskowej (rys. 3). Podwyższo­ dziale czasowym, co silne impulsy zjawiska. Przyjmuje zazwyczaj kolisty na emisja z obszaru jądra musi być twardego promieniowania rentgenow­ kształt o promieniu kilku tysięcy kilo­ spowodowana istnieniem pewnej nad­ skiego rozbłysków. Należy więc ocze­ metrów. W maksimum jasności wkład wyżki temperatury i gęstości w porów­ kiwać jakiegoś pokrewieństwa pomię­ jądra emisji do świecenia całej struk­ naniu z pozostałą częścią pętli. Ozna­ dzy mechanizmem odpowiedzialnym cza to, że w obszarze jądra emisji za chaotyczne ruchy plazmy w obrębie występuje nadwyżka ciśnienia. jądra emisji a mechanizmem powodu­ Aby utrzymywała się ona w cza­ jącym przyspieszanie nietermicznych sie porównywalnym z obserwo­ elektronów. wanymi czasami życia jąder Fakt, że z obszaru jądra emisji po­ emisji, konieczny jest jakiś do­ chodzi twarde promieniowanie rent­ datkowy mechanizm izolujący genowskie, także określa pewne wła­ ten obszar od reszty pętli. A tego sności tych obiektów. Korona jest klasyczny model pętli rozbły­ ośrodkiem zbyt rozrzedzonym, by pro­ skowej nie przewiduje. mieniowanie hamowania nietermicz­ Jądra emisji wykazują wiele nych elektronów stało się odpowied­ interesujących własności, które nio wydajne. Mówiąc inaczej, w zwy­ pozwalają na bliższe określenie kłych warunkach elektrony opuszczą B" natury tych obiektów. Nie ulega jądro emisji, zanim wyemitują mie­ Rys. 7. Schemat potrójnej konfiguracji pola wątpliwości, że posiadają one rzalną ilość twardego promieniowania magnetycznego, w której zaznaczone prze­ drobnoskalową strukturę, której rentgenowskiego. Sytuacja ulegnie łączenia linii sił pola wywołują potęgującą się kaskadę dalszych przełączeń. W całym nie są w stanie rozdzielić istru- zmianie, jeśli jakiś mechanizm nie po­ obszarze objętym chaotyzacjąpola magne­ menty obserwacyjne, jakimi zwoli opuścić im obszaru jądra emisji. tycznego efektywnie wydzielana jest ener­ obecnie dysponujemy. Świadczy Wtedy elektrony będą krążyć tam tak gia w wielu warstwach prądowych. o tym chociażby fakt, że plazma długo, że zdążymy zarejestrować twar­ Rys. J.Jakimiec (1998) zgromadzona w obszarze jądra de promieniowanie rentgenowskie. Ta-

56 U R A N I A - Po s t ę p y A s t r o n o m ii 2/2002 kie własności posiadająpułapki magne­ tyczne. Ponieważ twarde promieniowa­ nie rentgenowskie jest emitowane z ją­ dra emisji, można przyjąć, że obszar ten stanowi pułapką magnetyczną. Opisane powyżej własności jąder emisji najpełniej tłumaczy model tur- bułentnego jądra rozbłyskowego, za­ proponowany przez prof. Jerzego Ja- kimca z Instytutu Astronomicznego na Uniwersytecie Wrocławskim. Według tego modelu proces wydzielania ener­ gii zachodzi w izolowanym fragmen­ cie korony, w którym nastąpiła kaska­ dowa chaotyzacja pola magnetyczne­ go. Aby taki proces mógł się rozwinąć, konieczna jest specyficzna konfigura­ Rys. 8. Schemat pętli rozbłyskowej, tłumaczący istnienie jądra emisji. W części cja trzech systemów linii sił pola ma­ szczytowej nastąpiła chaotyzacja pola magnetycznego i w wielu warstwach prą­ gnetycznego (rys. 7), w której linie bę­ dowych wydzielana jest energia. W pozostałej części pętli pole jest laminarne. dące skutkiem wcześniejszych przełą­ Rys. J.Jakimiec i in. (1998) czeń napotykają kolejne linie, z którymi mogą oddziaływać. Formuje się w ten materia z chromosfery, za sprawą któ­ czona przez nie energia jest natychmiast sposób jednocześnie duża ilość warstw rej jądro emisji zostaje najjaśniejszym wyświecana m. in. w zakresie ultrafio­ prądowych, w których energia magne­ fragmentem struktury rozbłyskowej. letowym, co zapobiega odparowaniu tej tyczna zostaje uwolniona. części chromosfery. Na podstawie tego modelu łatwo • Impulsowe pojaśnienia jest wytłumaczyć podstawowe cechy Dzięki obserwacjom Yohkoh znacz­ Kierunki dalszych badań jądra emisji (rys. 8). Jego kształt jest nie poprawił się stan wiedzy o proce­ W celu pełniejszego zrozumienienie określony zasięgiem obszaru, w którym sach zachodzących w trakcie fazy im­ natury rozbłysków słonecznych podej­ nastąpiła chaotyzacja pola magnetycz­ pulsowej w obszarze zakotwiczenia muje się bardzo różnorodne wysiłki. nego. Stabilność jądra zapewnia system struktury rozbłyskowej. W miękkim Wiadomo, że wraz ze zmianą długości zewnętrznych, laminamych pól magne­ promieniowaniu rentgenowskim sys­ fali, na której prowadzone są obserwa­ tycznych. W nieustannie formujących tematycznie obserwuje się impulsowe cje, wygląd rozbłysku staje się diame­ się warstwach prądowych plazma jest pojaśnienia (rys. 6), które są skutkiem tralnie inny. Możliwie pełny obraz zja­ ogrzewana do temperatur sięgających ogrzania gęstego ośrodka przez nieter- wiska daje się więc uzyskać, rejestrując 20-30 MK i przyspieszane są nieter- miczne elektrony. Wyodrębnienie tych równocześnie wszystkie jego „oblicza”. miczne cząstki. Po zaniku warstwy prą­ struktur pozwoliło wyjaśnić uderzają­ Organizuje się w tym celu kampanie dowej w danym miejscu, gorąca pla­ ce podobieństwo pomiędzy krzywą obserwacyjne, w których biorą udział zma miesza się z chłodniejszą materią blasku rozbłysku w twardym promie­ obserwatoria naziemne i przyrządy pra­ wypełniającą obszar jądra. niowaniu rentgenowskim a tempem cujące poza ziemską atmosferą. Obszar, w którym nastąpiła chaoty­ wzrostu emisji w miękkim promienio­ Drugi kierunek działań polega na ciąg­ zacja pola magnetycznego, bardzo waniu rentgenowskim, znanym jako łym ulepszaniu parametrów indywidu­ efektywnie przetrzymuje naładowane efekt Neuperta. alnych przyrządów obserwacyjnych. cząstki. Jest więc idealną pułapką ma­ Analiza obserwacji impulsowych Tak jak w innych dziedzinach astrono­ gnetyczną, która zatrzymuje nieter- pojaśnień w miękkim promieniowaniu mii trwa nieustanny wyścig, by pozy­ miczne cząstki tak długo, że uwidacz­ rentgenowskim pozwala określić pręd­ skiwać dane z większą rozdzielczością nia się ich emisja w twardym promie­ kość, z jaką zachodzi parowanie chro­ widmową, czasową i przestrzenną. niowaniu rentgenowskim. Dlaczego mosfery. Do tej pory wielkość ta była Szczególne nadzieje wiąże się z tzw. więc niektóre cząstki opuszczają jądro wyznaczana jedynie na podstawie ana­ mikroskopią słoneczną, czyli z taką po­ emisji i docierają m. in. do obszaru za­ lizy spektralnej. Można też dokładniej prawą rozdzielczości przestrzennej, by kotwiczenia? Można spodziewać się opisać sposób, w jaki przebiega proces możliwe stało się rozróżnienie na Słoń­ nieustannych oddziaływań pomiędzy hamowania nietermicznych elektronów cu szczegółów o rozmiarach kilkunastu jądrem turbulentnym a zewnętrznym w chromosferze. Zgodnie z intuicją, kilometrów. Warunek ten próbuje się systemem pól magnetycznych. Każdo­ elektrony o niższych energiach (15-30 spełnić na różne sposoby: budując więk­ razowo w wyniku przełączenia linii sił keV) docierają płycej, ale to one są w sze teleskopy, planując obserwacje Słoń­ następuje przejściowe otwarcie jądra, głównej mierze odpowiedzialne za pa­ ca z odległości zaledwie kilku (Solar a wzdłuż nowo uformowanej linii moż­ rowanie chromosfery ze względu na to, Probe) lub kilkunastu milionów kilome­ liwa staje się ucieczka cząstek i odpływ że jest ich po prostu więcej. Elektrony trów (Solar Orbiter), rozwijając nowe ciepła na zewnątrz jądra (rys. 9). o wyższych energiach ulegają wyhamo­ techniki obserwacyjne, np. interferome­ Wzdłuż tych samych linii pobierana jest waniu głębiej w chromosferze, a dostar­ tria ultrafioletowa.

2 /2002 U R A N I A - POSTĘPY ASTRONOMII 57 Obrazy korony słonecznej, jakie do­ tychczas rejestrujemy, są dwuwymia­ Adresy internetowe innych projektów wspomnianych w artykule rowe, „płaskie”. W celu otrzymania peł­ • Solar Probe — http://www.jpl.nasa.aov/ice fire/sprobe.htm nego, trójwymiarowego obrazu trzeba • Solar Orbiter — http://solarsvstem.estec.esa.nl/index.htm przeprowadzić coś w rodzaju tomogra­ • STeReO — http://sd-www.ihuaol.edu/STEREO/ fii korony słonecznej. Ma ona polegać na równoczesnej rejestracji obrazów • KORONAS-F — http://www.izmiran.rssi.rU/projects/CORONAS/F/ korony przez dwa identyczne przyrzą­ • HESSI — http://hessi.ssl.berkelev.edu dy umieszczone w różnych punktach na orbicie okołosłonecznej Ziemi. Pro­ rozbłysku, w którym obliczenia wy­ ków. Analiza pierwszych obserwacji jekt ten nosi nazwę STeReO. dzielania energii i skutków tego pro­ pozwala oczekiwać, że wrocławskie Procesy fizyczne zachodzące w roz­ cesu prowadzone są łącznie. Właśnie spektrometry będą miały istotny wkład błysku są na tyle złożone, że bez mo­ z takimi kompleksowymi modelami w lepsze poznanie rozbłysków. delu matematycznego tego zjawiska można wiązać przyszłość, jeśli chodzi Drugi satelita został przygotowany trudno o jednoznaczną interpretację o interpretację obserwacji. na Uniwersytecie Kalifornijskim najdoskonalszych nawet obserwacji. Od dawna obserwuje się rozbłyski w Berkeley. HESSI (High Energy So­ Realistyczność takich modeli limito­ na innych gwiazdach. Istnieje wiele lar Spectroscopic Imager) ma dostar­ wana jest mocą obliczeniową kompu­ przesłanek pozwalających przypusz­ czać obrazy rozbłysków słonecznych terów. Dlatego jeszcze niedawno wy­ czać, że mechanizm odpowiedzialny w twardym promieniowaniu rentge­ dzielanie energii w pętli magnetycznej za ich powstanie jest taki sam jak na nowskim i w promieniach gamma z nie­ i reakcję hydrodynamiczną na ten pro­ Słońcu. Wykorzystywano to wielo­ osiągalną dotąd rozdzielczością wid­ ces modelowano osobno, ograniczając krotnie w interpretacji rozbłysków mową i przestrzenną. Start misji często zagadnienie do jednego wymia­ gwiazdowych poprzez odpowiednią planowano początkowo na 4 lipca 2000 ru. Ostatnio T. Yokoyama i K. Shibata adaptację modeli przetestowanych r., ale liczne problemy natury technicz­ opracowali dwuwymiarowy model w warunkach słonecznych. Nie we nej sprawiły, że termin ten był wielo­ wszystkich jednak przy­ krotnie przekładany i dopiero 5 lutego padkach taka adaptacja 2002 r. satelita został umieszczony na ma sens. Pozwala to wy­ orbicie. Pozostaje mieć nadzieję, że znaczyć pewien zakres Słońce pomimo obniżającej się aktyw­ stosowalności danego ności magnetycznej wygeneruje zja­ modelu. W tym znaczeniu wiska, które pozwolą na pełne wyko­ dalszy postęp w obserwa­ rzystanie przygotowanej aparatury cjach rozbłysków gwiaz­ naukowej. dowych działa stymulują- co na stan naszej wiedzy PS 14 grudnia 2001 r. Yohkoh stracił o rozbłyskach słonecz­ orientację przestrzenną i nie przesyła nych. już dalszych obserwacji. Stało się tak Początek trzeciego ty­ na skutek splotu bardzo mało prawdo­ siąclecia ma szansę do­ podobnych okoliczności (centralne brze zapisać się w historii przejście przez stożek cienia Księżyca rentgenowskich obserwa­ przy równoczesnym braku łączności cji rozbłysków na Słońcu. z centrum kontroli lotu). Istnieje nie­ Mocno już wyeksploato­ wielka szansa na przywrócenie sateli­ wany satelita Yohkoh do­ ty do pracy, bo baterie słoneczne nie czekał się bowiem aż dostarczają energii niezbędnej do po­ dwóch następców. 31 lip- wtórnego nakierowania na Słońce. Tak ca 2000 r. umieszczony długo jednak jak Yohkoh krąży po or­ został na orbicie około- bicie (jej stabilność ocenia się na dal­ ziemskiej satelita rosyjski sze 10 lat), można się łudzić, że sateli­ KORONAS-F. Dwa przy­ tę uda się ożywić. rządy obserwacyjne pra­ cujące na jego pokładzie Rys. 9. Każde przełączenie z udziatem linii sił pola zostały przygotowane we magnetycznego z obszaru rozbłyskowego jądra tur- wrocławskim oddziale Dr hab. Micha/ Tomczak jest pra­ bulentnego i linii zewnętrznego systemu pola po­ Centrum Badań Kosmicz­ cownikiem Instytutu Astronomii woduje przejściowe otwarcie jądra. Dzięki temu lo­ Uniwersytetu Wrocławskiego. Jego kalnie odblokowany zostaje odpływ energii z jądra nych PAN. Są to spektro­ — wzdłuż nowo utworzonych linii wypływa ciepło metry Diogeness i ReS/K, zainteresowania naukowe koncen­ trują się na badaniu aktywnych zja­ i wydostają się nietermiczne cząstki; tąsamądrogą które rejestrują z wysoką może być pobierana materia z chromosfery. Rys. wisk słonecznych w promieniowa­ rozdzielczością widma Jakimiec i in. (1998) niu rentgenowskim. rentgenowskie rozbłys­

58 U R A N I A - Po s t ęp y A s t r o n o m ii 2/2002 O nauczaniu Jerzy M. Kreiner astronomii

Poziom podstawowy i średni są autorskie programy nauczania. Pod­ Nauczanie treści legają one ocenie przez grono eksper­ astronomicznych w szkole Wprowadzana od kilku lat reforma tów pod względem merytorycznym, rozpoczyna się na lekcjach oświatowa istotnie zmieniła dotych­ dydaktycznym oraz zgodności z pod­ czasową organizację szkolnictwa pod­ stawą programową, a następnie są do­ „przyrody” w szkole stawowego i średniego. Zamiast do­ puszczane do użytku szkolnego przez podstawowej, w klasach tychczasowej ośmioletniej szkoły pod­ ministra właściwego do spraw oświa­ IV-VI. Przedmiot ten łączy stawowej i czteroletniego liceum ty i wychowania. Dopiero na podsta­ elementy biologii, fizyki, wie zatwierdzonych programów po­ (alternatywą było pięcioletnie techni­ chemii oraz geografii kum lub trzyletnia szkoła zawodowa), wstają podręczniki i zeszyty ćwiczeń wprowadzono sześcioletnią szkołę pod­ dla uczniów, materiały dydaktyczne i ma na celu m. in. stawową, po której uczeń kontynuuje dla nauczycieli itd. zainteresować ucznia naukę w trzyletnim gimnazjum, a na­ Wśród wymienionych treści astro­ światem, jego stępnie przechodzi do trzyletniego li­ nomicznych, podstawa programowa różnorodnością, ceum lub kontynuuje naukę w szkole przewiduje omówienie Ziemi w Ukła­ bogactwem i pięknem, zawodowej. Zgodnie z założeniami re­ dzie Słonecznym i obserwacji astrono­ formy, począwszy od roku szkolnego micznych, a jednym z osiągnięć na tym pokazać zależności 2002/2003, miały zaprzestać działal­ poziomie kształcenia ma być wyja­ istniejące w środowisku ność dotychczasowe technika. Kie­ śnianie zjawisk fizycznych i astrono­ przyrodniczym, nauczyć rownictwo Ministerstwa Edukacji Na­ micznych. obserwacji zjawisk rodowej i Sportu zadecydowało, że ten Gimnazjum stanowi tzw. trzeci etap przyrodniczych typ szkół będzie dalej istniał. edukacyjny, w którym podstawa pro­ Najistotniejszą zmianą nowego sys­ gramowa zawiera już tradycyjne przed­ i dokonywania ich opisu. temu oświaty jest odejście w szkole mioty, w tym „fizykę i astronomię” podstawowej od nauczania w ramach (jako jeden przedmiot) oraz „geogra­ poszczególnych przedmiotów na rzecz fię”. W pierwszym z nich do tzw. ce­ kształcenia zintegrowanego, bloków lów edukacyjnych zaliczono m. in.: przedmiotowych i ścieżek edukacyj­ • prezentowanie wyników wła­ nych, które w założeniu swym mają snych obserwacji, eksperymentów sprzyjać wszechstronnemu rozwojowi i przemyśleń ucznia i w równym stopniu harmonij­ • poznanie podstawowych praw nie realizować zadania w zakresie na­ opisujących przebieg zjawisk fizycz­ uczania, kształcenia umiejętności i wy­ nych i astronomicznych w przyrodzie. chowania. Do zadań szkoły należy m. in.: Nie mniej istotną zmianą, jaka na­ • zapoznanie uczniów z podstawo­ stąpiła w wyniku wprowadzenia refor­ wymi prawami przyrody my oświaty, jest odejście od centralnie • zapoznanie z metodami obserwo­ ustalanych programów nauczania, któ­ wania, badania i opisywania zjawisk re obowiązywały we wszystkich pol­ fizycznych i astronomicznych. skich szkołach. Zastąpiono je „podsta­ Wśród treści programowych gim­ wami programowymi”, które zawierają nazjalnego przedmiotu „fizyka i astro­ (dla poszczególnych przedmiotów) m. nomia” znajdują się m. in. loty ko­ in. cele edukacyjne, zadania szkoły smiczne, Układ Słoneczny, elementy i wreszcie same treści programowe. kosmologii. Może wzbudzić zdziwie­ Podstawy programowe stanowią nie, że podstawa programowa nie wy­ kanwę, na podstawie której tworzone mienia gwiazd.

2/2002 U R A N IA - Po s t ę p y a s t r o n o m ii W oczekiwanych osiągnięciach kształcenie będzie następowało w pro­ Budowa i ewolucja Wszechświata uczniów wymienia się umiejętność ob­ filach, przy czym jednym z profili (do Czas - przestrzeń - materia - ener­ serwowania i opisywania zjawisk fizycz­ wyboru przez ucznia) jest matematycz­ gia. Cząstki elementarne a historia nych i astronomicznych, umiejętność no-fizyczny. Wszechświata. Obserwacyjne podsta­ posługiwania się metodami badawczy­ Projekt podstawy programowej ka­ wy kosmologii. Modele kosmologicz­ mi typowymi dla fizyki i astronomii oraz nonu nauczania (w chwili pisania tego ne. Galaktyki i ich układy. Ewolucja opisywanie zjawiskfizycznych i rozwią­ tekstu nie ukazało się jeszcze rozpo­ gwiazd. zywanie problemów fizycznych i astro­ rządzenie Ministra w tej sprawie) sta­ Narzędzia współczesnej fizyki i ich nomicznych z zastosowaniem modeli wia sobie m. in. następujące cele edu­ rola w badaniu mikro- i makroświata i technik matematycznych. kacyjne: Laboratoria i metody badawcze W pewnym sensie uzupełnieniem • Świadomość istnienia praw rzą­ współczesnych fizyków. Współczesne materiału lekcji „fizyki i astronomii” są dzących mikro- i makroświatem oraz obserwatoria astronomiczne. Osiągnię­ treści programowe zawarte w „geogra­ wynikająca z niej refleksja filozoficz- cia naukowe minionego wieku i ich fii”, która rozpoczyna się od omówie­ no-przyrodnicza. znaczenie. nia Ziemi jako części Wszechświata. • Dostrzeganie natury i struktury Oczekuje się, że do osiągnięć ucznia Pewnych nawiązań do astronomii moż­ fizyki oraz astronomii, ich rozwoju liceum profilowanego będzie należeć na również oczekiwać na lekcjach hi­ i związku z innymi naukami przyrod­ m. in. umiejętność obserwacji i opisy­ storii (Mikołaj Kopernik), a nawet w ra­ niczymi. wania zjawisk fizycznych i astronomicz­ mach tzw. ścieżek edukacyjnych, jak np. • Zainteresowanie fizyką i astro­ nych. „kultura polska na tle tradycji śródziem­ nomią. Do chwili obecnej zatwierdzono kil­ nomorskiej”, gdzie można wspomnieć Wśród zadań szkoły m. in. wymie­ kanaście programów nauczania dosto­ o nazwach gwiazdozbiorów. nia się: sowanych do podstawy programowej W dotychczasowym czteroletnim li­ • Ukazanie roli eksperymentu, ob­ „fizyki i astronomii” w gimnazjum i na ceum nauczano „fizyki z astronomią”, serwacji i teorii w poznawaniu przyro­ ich podstawie opracowano kilkanaście przy czym centralnie opracowany pro­ dy. Zapoznanie uczniów z budowaniem podręczników dla uczniów. Niestety, gram przewidywał dwa bloki astrono­ modeli oraz ich rola w objaśnianiu zja­ około połowa z nich albo w ogóle nie miczne. W klasie drugiej była to gra­ wisk i tworzeniu teorii. zawiera treści astronomicznych, albo witacja i astronomia, w klasie czwartej • Wdrażanie uczniów do samodziel­ podane są one w śladowej formie. Pro­ elementy astrofizyki i kosmologii. nego formułowania wypowiedzi o za­ gramy nauczania i podręczniki do no­ W zreformowanym trzyletnim pro­ gadnieniach fizycznych i astronomicz­ wego liceum profilowanego są w trak­ filowanym liceum podstawa programo­ nych, prowadzenia dyskusji w sposób cie opracowywania. wa kształcenia ogólnego przewiduje, że terminologicznie i merytorycznie po­ Z powyższego krótkiego przeglądu przedmiot „fizyka i astronomia” będzie prawny oraz rozwiązywania prostych wynika, że poziom nauczania elemen­ nauczany na dwóch poziomach. Wszyst­ problemów fizycznych. tów astronomii w największej mierze kich uczniów ma obowiązywać tzw. W treściach nauczania zagadnienia zależy od samych nauczycieli, którzy kanon, obejmujący około 80% czasu związane z astronomią zgrupowane są mają dosyć dużą dowolność w wybo­ kształcenia. W pozostałych 20% godzin w dwóch działach: rze programu nauczania i podręczni-

Minimalne wymagania programowe dla studiów magisterskich Kierunek: Astronomia III. GRUPY PRZEDMIOTÓW I MINIMALNE OBCIĄŻENIA I. WYMAGANIA OGÓLNE GODZINOWE Przyjmuje się, że łączna liczba godzin zajęć w trakcie 5-letnich A. PRZEDMIOTY KSZTAŁCENIA OGÓLNEGO — 270 godzin studiów magisterskich wynosi około 3600 godzin, w tym mini­ B. PRZEDMIOTY PODSTAWOWE — 1050 godzin malne wymagania programowe obejmują 1960 godzin. C. PRZEDMIOTY KIERUNKOWE — 640 godzin Razem: 1960 godzin II. SYLWETKA ABSOLWENTA IV. PRAKTYKI Studia magisterskie na kierunku astronomia w podstawowej Dla tego kierunku nie ustala się obligatoryjnej formy praktyki. swej części winny być identyczne ze studiami fizyki, tzn. stu­ dentów astronomii winny obowiązywać te same minima pro­ V. PRZEDMIOTY W GRUPACH I MINIMALNE OBCIĄŻENIA gramowe w zakresie przedmiotów ogólnych oraz podstaw fi­ GODZINOWE zyki i matematyki, jakie obowiązują na kierunku fizyki. Jakkol­ A. PRZEDMIOTY KSZTAŁCENIA OGÓLNEGO — 270 godzin wiek studia astronomiczne mają dać przygotowanie do pracy A1. Historia filozofii lub filozofia wraz z metodologią nauk przy­ w naukowych ośrodkach astronomicznych, to jednak absolwen­ rodniczych — 60 godzin ci tego typu studiów — po spełnieniu dodatkowych wymogów A2. Przedmioty humanistyczne (do wyboru) — 30 godzin — winni mieć również przygotowanie dydaktyczne dla podję­ A3. Język angielski — 120 godzin cia pracy w szkolnictwie jako nauczyciele przedmiotu fizyka A4. Wychowanie fizyczne — 60 godzin z astronomią, a także do prowadzenia pracy popularyzatorskiej B. PRZEDMIOTY PODSTAWOWE — 1050 godzin np. w planetariach. Ważnym elementem studiów jest dobre opa­ B1. Matematyka — 300 godzin nowanie podstaw informatyki. B1.1. Analiza matematyczna— 150 godzin

60 U R A N IA - Po s t ę p y A s t r o n o m ii 2/2002 I Alpy leża wiedzy \ ( Kaukazem a Flatowew, ) VV panie psorze! J

JD'OZ.

ków. Część nauczycieli w pełni rozu­ Jagielloński, Poznański, Mikołaja Ko­ w różnych uczelniach powinny być mie, że nauczanie elementów astrono­ pernika w Toruniu, Warszawski i Wro­ zbliżone do siebie, aby absolwenci dys­ mii może istotnie przyczynić się do roz­ cławski) prowadzą jednolite 5-letnie ponowali porównywalnym zakresem winięcia u uczniów zainteresowania studia magisterskie na kierunku astro­ wiedzy w ramach danego kierunku naukami ścisłymi. Niestety, spora gru­ nomia, w innych uniwersytetach, a tak­ i aby zapewnić odpowiednio wysoki pa nauczycieli zupełnie pomija na lek­ że w krakowskiej Akademii Pedago­ poziom kształcenia. W skrajnych przy­ cjach astronomię, być może nie czując gicznej i uczelniach pedagogicznych padkach proponowano, aby Minister­ się odpowiednio przygotowana do na­ zajęcia z astronomii odbywają się m. stwo (przy udziale ekspertów danej uczania tego przedmiotu. in. na kierunkach fizyki i geografii. Za­ dyscypliny) opracowało centralnie pla­ gadnienia astronomii wykładane są ny i programy studiów, które obowiąz­ Poziom wyższy i standardy również w wyższych szkołach mor­ kowo byłyby realizowane we wszyst­ programowe skich oraz na niektórych kierunkach kich uczelniach prowadzących dany W niemal wszystkich polskich uczel­ technicznych. kierunek. Przeciwnicy tego poglądu niach wyższych typu „uniwersyteckie­ Już od dawna dyskutowano w śro­ uważali, że autonomiczne uczelnie go” prowadzone są zajęcia z astrono­ dowiskach akademickich, w jakim mogą opracować własne plany i pro­ mii. Kilka uczelni (uniwersytety: stopniu plany i programy studiów gramy studiów, ponieważ one najlepiej

B.1.2. Algebra liniowa z geometrią— 60 godzin B1. Matematyka B1.3. Matematyczne metody fizyki — 90 godzin Wymagane minimalne umiejętności: Znajomość podstawowych B2. Fizyka — 660 godzin pojęć i twierdzeń matematycznych, precyzyjne dowodzenie wy­ B.2.1. Podstawy fizyki (mechanika klasyczna i relatywistycz­ branych twierdzeń, obliczanie pochodnych oraz catek, rozwią­ na, termodynamika z elementami fizyki statystycznej, elektro­ zywanie prostych równań różniczkowych zwyczajnych dynamika, optyka, budowa materii) — 270 godzin z uwzględnieniem warunków początkowych, rozwiązywanie B.2.2. Laboratorium fizyczne — 90 godzin układów liniowych równań algebraicznych w powiązaniu z ich B.2.3. Fizyka teoretyczna (mechanika klasyczna, mechanika operatorową (wzgl. macierzową) interpretacją, rozwiązywanie kwantowa, elektrodynamika, fizyka statystyczna) — 300 godzin niektórych równań różniczkowych cząstkowych. B.3. Informatyka i techniki obliczeniowe — 90 godzin B1.1. Analiza matematyczna — 150 godzin Zbiory, relacje odwzorowania, funkcje. Otoczenia, ciągłość i gra­ C. PRZEDMIOTY KIERUNKOWE — 640 godzin nica funkcji jednej zmiennej rzeczywistej. Ciągi oraz szeregi C.1. Astronomia ogólna i sferyczna — 90 godzin liczbowe i funkcyjne. Zbieżność jednostajna. Rachunek róż­ C.2. Metody obserwacji astronomicznych — 120 godzin niczkowy i całkowy jednej zmiennej rzeczywistej. Rozwijanie C.3. Fizyka gwiazd i materii rozproszonej — 90 godzin funkcji w szereg potęgowy. Równania różniczkowe zwyczaj­ C.4. Fizyka układów gwiazdowych — 60 godzin ne. Analiza funkcji wielu zmiennych. Całki wielokrotne. Formy C.5. Mechanika nieba — 60 godzin różniczkowe. Całkowanie form różniczkowych. Elementy ana­ C.6. Astronomia pozagalaktyczna i kosmologia — 160 godzin lizy wektorowej i tensorowej. Uogólnienie pojęcia całki. Szere­ C.7. Praktyka astronomiczna — 160 godzin gi i całki Fouriera. B.1.2. Algebra liniowa z geometrią— 60 godzin VI. TREŚCI PROGRAMOWE PRZEDMIOTÓW Struktury algebraiczne. Grupy, pierścienie, ciała. Ciało liczb ze­ B. PRZEDMIOTY PODSTAWOWE spolonych. Przestrzenie liniowe (wektorowe) rzeczywiste i ze­ W zakresie podstaw matematyki, fizyki i informatyki obowią­ spolone. Odwzorcowania liniowe, macierze, wyznaczniki, ukła­ zują te same treści programowe co dla odpowiednich przed­ dy liniowych równań algebraicznych. Formy liniowe, biliniowe, miotów kierunku: fizyka. kwadratowe, hermitowskie. Przestrzenie unitarne. Wartości

2/2002 U R A N IA - Po s t ęp y a s t r o n o m ii 61 orientują się w swoich możliwościach czonych na całe studia. Przykładowo, reprezentantów wszystkich uczelni pro­ kształcenia. W konsekwencji, poziom dla kierunku 5-letnich studiów magister­ wadzących dany kierunek studiów. Jed­ i zakres wiedzy absolwentów tych sa­ skich z astronomii przyjęto, że łączna nak liczne spotkania i dyskusje, zasię­ mych kierunków studiów na różnych liczba godzin wynosi 3600, z czego ganie opinii wielu rad wydziałów, uczelniach mógłby się istotnie różnić, 1960 godzin obejmuje treści zawarte spotkania ekspertów, a wreszcie dys­ mimo że wszyscy kończyliby studia w minimach programowych. Pełny kusje w sekcjach i komisjach Rady z podobnym dyplomem magisterskim. tekst Uchwały Nr 90/97 Rady Głów­ Głównej sprawiły, że opublikowane mi­ Twórcy ustawy o szkolnictwie wyż­ nej dnia 19 czerwca 1997 r. w sprawie nima są daleko idącym kompromisem szym z dnia 12 IX 1990 r. uznali ure­ określenia minimalnych wymagań pro­ wielu środowisk naukowych i w isto­ gulowanie tej sprawy na tyle ważne, że gramowych dla studiów magisterskich cie swej nie budzą już większych za­ na Radę Główną Szkolnictwa Wyższe­ z astronomii (Dz. Urz. MEN nr 3 z dn. strzeżeń. go nałożono obowiązek określenia mi­ 10 II 1998) podano w ramce. Pewne zmiany w trybie uchwalania nimalnych wymagań programowych Wkrótce po ogłoszeniu pierwszych minimów przyniosła ustawa z dnia 20 dla poszczególnych kierunków studiów minimalnych wymagań programowych VII 2001 r. (Dz.U.01.85.924), będąca (w skrócie: minimów). Prace nad nimi okazało się, że budzą one wiele kon­ nowelizacją ustawy o szkolnictwie prowadzone były w Radzie Głównej trowersji wynikających często z niezro­ wyższym. Dotychczasowe minima pro­ przez kilka ostatnich lat i do połowy zumienia sensu tego dokumentu. Naj­ gramowe zastąpiono standardami wy­ 2001 r. uchwalono minima dla niemal częściej spotykanym nieporozumie­ magań, praktycznie jednak niczym nie wszystkich kierunków studiów magi­ niem było przyjmowanie minimów jako różniącymi się od minimów. Zgodnie sterskich, w tym dla kierunku astrono­ „minimalnego programu studiów”, któ­ z tekstem znowelizowanej ustawy (art. mii. Uchwały Rady Głównej w tym ry wystarczyło zrealizować, aby uzy­ 4a, ust. 1) Nauczanie w uczelni odbywa względzie były ostateczne. skać dyplom magistra lub magistra in­ się w ramach kierunków studiów, zgod­ W pierwszych uchwałach i sta­ żyniera. Natomiast istotą minimów jest nie z ustalonymi standardami naucza­ nowiskach Rada Główna Szkolnictwa to, że stanowią one część wspólną stu­ nia, a minister w drodze rozporządze­ Wyższego zdecydowała, że minimalne diów na różnych uczelniach, co spra­ nia określi (ust. 3) standardy naucza­ wymagania programowe będą opraco­ wia, że studia w istotnej swej części są nia dla poszczególnych kierunków wywane według podobnego schematu, porównywalne. Pozostała (po zrealizo­ studiów i poziomów kształcenia, zawierającego wymagania ogólne, syl­ waniu minimów) liczba godzin jest do uwzględniając sylwetkę absolwenta, wetkę absolwenta oraz zestaw przed­ dyspozycji danej uczelni, która może ramowe treści nauczania dla poszcze­ miotów ogólnych, podstawowych i kie­ rozszerzyć niektóre wymienione w mi­ gólnych przedmiotów, zarówno w gru­ runkowych wraz z treściami programo­ nimach przedmioty, a także wprowa­ pie przedmiotów ogólnych, jak i kie­ wymi. W wymaganiach ogólnych dzić inne przedmioty specjalistyczne runkowych. określono ponadto łączny wymiar go­ związane z profilem uczelni i dostoso­ Do chwili obecnej opublikowano dzin na studiach oraz liczbę godzin dla wane do zainteresowań naukowych w Dzienniku Urzędowym Minister­ realizacji treści zawartych w minimach i dydaktycznych uczonych. stwa Edukacji Narodowej niemal programowych. Ta ostatnia liczba sta­ Oczywiście, minima pod względem wszystkie minimalne wymagania pro­ nowiła około połowę godzin przezna­ merytorycznym nie mogły zadowolić gramowe (standardy nauczania) dla

i wektory własne operatorów) (macierzy) hermitowskich i uni­ menty bezwładności. Elementy opisu odkształceń i na­ tarnych. pięć w sprężystym ośrodku rozciągłym, prawo Hooke'a, drga­ B.1.3. Matematyczne metody fizyki — 90 godzin nia i fale w ośrodkach sprężystych. Elementy akustyki. Pod­ Podstawy teorii funkcji zmiennej zespolonej. Szereg Laurenta, stawy szczególnej teorii względności. residua, punkty osobliwe. Funkcje specjalne, wielomiany orto­ B.2.1.2. Termodynamika z elementami fizyki statystycznej — gonalne. Funkcje Greena i zagadnienia brzegowe. Elementy 45 godzin teorii grup. Zjawiska termodynamiczne, przejścia fazowe, przewodnictwo B.2 Fizyka cieplne, dyfuzja, osmoza. Równowaga termodynamiczna, pro­ B.2.1. Podstawy fizyki — 270 godzin cesy odwracalne i nieodwracalne. Pojęcie temperatury, ener­ Wymagane minimalne umiejętności: Określanie podstawowych gii wewnętrznej, entropii. Zasady termodynamiki. Elementy sta­ wielkości fizycznych od strony pomiarowej (sposoby mierzenia, tystycznego opisu układu termodynamicznego. Interpretacja jednostki) i matematycznej (dokładne określenie odpowiednie­ statystyczna zasad termodynamiki i przejść fazowych, fluktu­ go „obiektu matematycznego”), ogólne i matematyczne popraw­ acje statystyczne. ne formułowanie podstawowych praw wraz z ich fizyczną inter­ B.2.1.3. Elektrodynamika i optyka — 90 godzin pretacją, wyciąganie wniosków odnośnie przebiegu szczegóło­ Elektrostatyka, prądy stałe, magnetostatyka. Prądy zmienne, wych zjawisk, umiejętność rozwiązywania zadań rachunkowych efekty indukcyjne. Pole elektromagnetyczne zmienne w cza­ w zakresie podanych haseł programowych, orientacja w stoso­ sie. Prawa Maxwella. Pole elektryczne i magnetyczne w mate­ wanych w fizyce metodach: indukcyjnej i hipotetyczno-deduk- rii. Drgania obwodów elektrycznych i fale elektromagnetycz­ cyjnej wraz ze zrozumieniem konieczności stosowania modeli ne. Podstawy optyki falowej, własności optyczne materiałów, i upraszczających założeń oraz granic ich stosowalności. dwójłomność, optyka kryształów. Optyka geometryczna jako B.2.1.1. Mechanika klasyczna i relatywistyczna — 90 godzin granica optyki falowej. Podstawowe przyrządy optyczne. In­ Klimatyka punktu materialnego i bryły sztywnej. Układy iner­ terferometria, fotometria i spektrometria. cjalne i nieinercjalne. Zasady dynamiki Newtona, prawa za­ B.2.1.4. Budowa materii — 45 godzin chowania, ruch w polu sił centralnych. Grawitacja i zagadnie­ Promienie Roentgena, promieniotwórczość, hipoteza kwantów nie dwóch ciał. Ruchy planet. Dynamika bryły sztywnej. Mo­ — fakty doświadczalne. Podstawy mechaniki falowej. Półjako-

62 U R A N I A - Postępy Astronom ii 2/2002 M o że w Krakowie. ...ale najpierw Powiedz, Jasio, musze spraw­ gdzie chciałbyś dzić, gdzie sa studiować astro tańsze birety t nomie? ...albo w profesorskie! W arszaw ie.

; ...a może w Toruniu.

studiów 5-letnich, w toku opracowy­ sję Akredytacyjną. Rozpoczęła ona ewolucja materii we Wszechświecie. wania są standardy nauczania dla stu­ rozpocząć działalność z początkiem W zaleceniach do minimalnych wyma­ diów licencjackich. W najbliższych ty­ 2002 r. gań programowych z fizyki znajduje­ godniach ukaże się rozporządzenie Jak już wspomniano, treści astrono­ my ponadto uwagę, że przynajmniej Ministra Edukacji Narodowej i Spor­ miczne są wykładane nie tylko dla stu­ 60% zajęć powinny stanowić ćwicze­ tu, w którym zostaną opublikowane dentów astronomii, ale także na kilku nia i laboratoria oraz że dopuszczalna obowiązujące standardy nauczania, innych kierunkach. jest zmiana nazw przedmiotów a także będące de facto tylko nieznacznie Na najbardziej zbliżonych tematycz­ nieco inny podział liczby godzin w ob­ zmodyfikowaną formą minimalnych nie studiach fizyki, w grupie przedmio­ rębie bloków przedmiotowych. wymagań programowych. Jak się tów podstawowych i kierunkowych jest Na kierunku geografii w grupie oczekuje, standardy nauczania będą „astrofizyka z elementami kosmologii” przedmiotów podstawowych oprócz ważnym elementem odniesienia w w minimalnej liczbie 30 godzin. W ra­ „matematyki”, „fizyki” oraz „geogra­ procesach akredytacyjnych, które mach tego przedmiotu przewiduje się ficznych systemów informacyjnych zgodnie z ostatnią nowelizacją usta­ realizacje następujących haseł: Meto­ (GIS)” znajdują się również „astrono­ wy o szkolnictwie wyższym będą po­ dy badań astronomicznych, podstawo­ miczne podstawy geografii” w wymia­ dejmowane przez Państwową Komi­ we typy obiektów astronomicznych, rze minimum 30 godzin. Przedmiot ten

ściowe informacje o spinie, zakazie Paulliego, strukturze ato­ obserwabii i ich wspólnych funkcji własnych. Kwantowa teoria mów wieloelektronowych. Wstępne wiadomości o jądrach ato­ momentu pędu orbitalnego i spinowego. Oscylator i atom wodo- mowych, cząstkach elementarnych, statystykach kwantowych. ropodobny. Uogólnienie relatywistyczne. Równanie Diraca. Informacje o własnościach gazu elektronowego i mikroskopo­ Sprzężenie ładunkowe i antycząstki. Elementy metody zaburzeń. wych modelach ciał makroskopowych. Przejścia kwantowe, reguły wyboru. Oddziaływania układu kwan­ B.2.2. Laboratorium fizyczne i pracownia fizyczna — 90 godzin towego z polem elektromagnetycznym. Absorpcja i emisja pro­ I pracownia fizyczna. Proste zagadnienia i metody pomiarowe mieniowania elektromagnetycznego. Elementy teorii rozproszeń. z zakresu fizyki klasycznej z zastosowaniem prostych technik Przybliżenie Borna. Fermiony i bozony. Elementy teorii atomów elektronicznych i metod komputerowej analizy eksperymentu wieloelektronowych i cząstek. Zasada superpozycji. (dyskusja niepewności pomiarowych). B.2.3.3. Elektrodynamika — 75 godzin B.2.3. Fizyka teoretyczna 300 godzin Równania Maxwella. Potencjały elektromagnetyczne (cecho­ B.2.3.1. Mechanika klasyczna — 60 godzin wanie). Wybrane zagadnienia elektro- i magnostatyki. Fale elek­ Czasoprzestrzeń Galileusza i czasoprzestrzeń Minkowskiego tromagnetyczne. Kowariantne (czterowymiarowe) sformułowa­ w szczególnej teorii względności. Kinematyka i dynamika punk­ nie elektrodynamiki. Elementy klasycznej teorii promieniowa­ tów materialnych i brył sztywnych. Więzy, zasada dAlember- nia elektromagnetycznego. Efekty relatywistyczne. ta, równania Lagrange’a. Zasady wariacyjne i prawa zacho­ B.2.3.4. Fizyka statystyczna — 45 godzin wania. Twierdzenie E. Noether. Przestrzeń fazowa i równania Podstawowe pojęcia i zasady termodynamiki fenomenologicz­ Hamiltona. Niezmienniki przekształceń kanonicznych i całki ru­ nej. Klasyczna mechanika statystyczna. Elementy kwantowej chu. Stabilność trajektorii fazowych i elementy teorii chaosu. mechaniki statystycznej. Przykłady zastosowań klasycznej Elementy dynamiki relatywistycznej. Elementy dynamiki sprę­ i kwantowej mechaniki statystycznej w termodynamice i fizyce żystych ośrodków rozciągłych. fazy skondensowanej. Elementy termodynamiki nierównowa­ B.2.3.2. Mechanika kwantowa — 120 godzin gowej. Pojęcia podstawowe i interpretacja statystyczna. Relacje nie- oznaczności. Analiza pomiarów. Ewolucja czasowa układu kwan­ B. Informatyka i techniki obliczeniowe — 90 godzin towego i stany stacjonarne. Opis operatorowy. Układy zupełne Przegląd metod informatycznych w fizyce, programowanie, wia-

2/200Q URANIA - POSTĘPY ASTRONOMII 63 obejmuje następujące hasła: Układy i astronomia geodezyjna”, gdzie wśród z „geologii geomorfologii i glebo­ współrzędnych na Ziemi i sferze niebie­ haseł programowych występują: Pod­ znawstwa” rozpoczyna się omówie­ skiej. Ruchy ciał niebieskich w układzie stawy astronomii sferycznej. Modele niem pozycji Ziemi w Układzie Sło­ topocentrycznym. Czasy, ruch obroto­ pola siły ciężkości Ziemi. Wyznaczanie necznym, jej budowy i jej właściwości wy i obiegowy Ziemi i jego skutki. Zja­ figury Ziemi metodami grawimetrycz­ geofizycznych. Nawet na kierunku wiska w układzie Ziem ia- Księżyc. Zie­ nymi i astronomiczno-geodezyjnymi. elektrotechnika kurs „fizyki” kończą mia jako jedna z planet Układu Sło­ Wykorzystanie pomiarów satelitarnych teorie kosmologiczne. necznego. Związki Ziemia-Słońce. w geodezji. Natomiast w przedmiocie W ostatnich miesiącach Rada Głów­ Ewolucja materii we Wszechświecie. „geodezja satelitarna” spotykamy ha­ na Szkolnictwa Wyższego przystąpiła Niektóre hasła programowe innych sła: Ruch sztucznych satelitów Ziemi. do prac nad sformułowaniem minimal­ przedmiotów również nawiązują do Metody obserwacji. Zastosowanie nych wymagań programowych (stan­ zagadnień astronomicznych. W „kar­ sztucznych satelitów Ziemi do badań dardów) dla 3-letnich studiów licen­ tografii i topografii” np. jest mowa geodynamicznych i inne. cjackich. Wśród pierwszej grupy 0 kształcie i wymiarach Ziemi, ukła­ Pewne elementy astronomii zawar­ uchwalonych dokumentów znalazły się dach współrzędnych, ortodromie i lok- te są również w minimalnych wyma­ również minima dla kierunku „fizyka”. sodromie, zaś na „geologii” o wieku ganiach programowych na studiach na­ Jakkolwiek w minimach tych brak od­ Ziemi i budowie Ziemi. wigacji, prowadzonych przez uczelnie dzielnego przedmiotu astronomiczne­ Pewnym zaskoczeniem może być morskie. W przedmiocie kierunkowym go, to wśród przedmiotów specjaliza­ stosunkowo duża liczba haseł astrono­ „nawigacja” przewiduje się omawianie cyjnych i specjalnościowych znajduje micznych występujących w minimach m. in. teorii i praktyki nawigacji mor­ się uwaga, że w przypadku specjaliza­ programowych studiów geologicz­ skiej poszerzonej o niezbędną wiedzę cji nauczycielskiej, program studiów nych. W przedmiocie „geochemia” z dziedzin pokrewnych, takich jak kar­ winien zawierać przynajmniej 30 go­ znajdują się m. in. następujące hasła: tografia, geodezja i astronomia, dewia­ dzin podstaw astronomii. Częstość występowania pierwiastków cja, teoria pływów. Zagadnienia astronomiczne są oma­ we Wszechświecie (gwiazdy, planety, Niekiedy hasła astronomiczne moż­ wiane (na ogół w trakcie niewielkiej meteoryty, materia rozproszona). Bu­ na spotkać w programach przedmiotu liczby godzin) na wielu kierunkach dowa i skład chemiczny Ziemi; nato­ „fizyka” na wielu innych kierunkach. studiów wyższych. Pozostaje jednak miast w przedmiocie „geofizyka”: Po­ Na studiach fizyki technicznej np. sprawa otwartą, czy zawsze wykła­ wstanie i ewolucja Systemu Słonecz­ w programie „fizyki ogólnej” jest rów­ dowcami są specjaliści w dziedzinie nego. Pola fizyczne związane z Ziemią, nież hasło Ewolucja Wszechświata, na astronomii. pole siły ciężkości, pole magnetyczne studiach chemii w przedmiocie „fizy­ 1 pole termiczne. ka” wymienione jest promieniowanie Na kierunkach technicznych zagad­ kosmiczne. Studenci ochrony środo­ Jerzy M. Kreiner jest profesorem nienia astronomiczne występują przede wiska część swoich zajęć poświęcają w Akademii Pedagogicznej w Kra­ wszystkim na studiach geodezji i kar­ na zapoznanie się z fizyką atmosfery, kowie i Członkiem Rady Głównej tografii. Jednym z tzw. przedmiotów promieniowaniem słonecznym i pro­ Szkolnictwa Wyższego. technicznych jest „geodezja wyższa mieniowaniem kosmicznym, a wykład

domości użytkowe o komputerach, wybrane zagadnienia go­ Modele budowy wewnętrznej gwiazd. Gwiazdy zmienne. Wła­ towego oprogramowania użytkowego. ściwości gwiazd. Astrofizyka wysokich energii. C.4. Fizyka układów gwiazdowych — 60 godzin C. PRZEDMIOTY KIERUNKOWE Metody statystyczne badań układów gwiazdowych. Kinematy­ C.1. Astronomia ogólna i sferyczna — 90 godzin ka i dynamika gwiazd w Galaktyce. Właściwości gromad Zjawiska na sferze niebieskiej. Czas. Ziemia jako planeta i jej gwiazd. Podsystemy i populacje gwiazd. Budowa Galaktyki. najbliższe otoczenie. Fizyka planet i ich księżyców. Dynamika C.5. Mechanika nieba — 60 godzin układu planetarnego. Instrumenty astronomiczne. Wyznacza­ Prawa Keplera. Zagadnienie dwóch ciał — wyznaczenie orbit nie podstawowych parametrów ciał niebieskich (odległość, (problem prosty i odwrotny). Ograniczony problem trzech ciał. masa, temperatura, jasność, moc promieniowania). Budowa Problem n ciał. Perturbacje. Ruch sztucznych satelitów Ziemi i podstawowe charakterystyki najbardziej typowych obiektów i sond kosmicznych. astrofizycznych (Słońce, gwiazdy i ich gromady, materia mię- C.6. Astronomia pozagalaktyczna i kosmologia — 60 godzin dzygwiazdowa. Galaktyka, galaktyki). Ewolucja materii we Klasyfikacja morfologiczna galaktyk. Aktywne jądra galaktyk. Wszechświecie. Podstawy kosmologii. Grupy i gromady galaktyk, statystyczny opis rozmieszczenia C.2. Metody obserwacji astronomicznych — 120 godzin materii we Wszechświecie. Obserwacyjne podstawy kosmolo­ Teleskopy optyczne, radioteleskopy, teleskopy do odbioru pro­ gii. Modele kosmologiczne i ich testowanie. Model gorącego mieniowania UV, IR, X orazy. Odbiorniki promieniowania w róż­ Wszechświata. nych zakresach EM. Detektory cząstek kosmicznych, neutrin C.7. Praktyka astronomiczna — 160 godzin i fal grawitacyjnych. Obserwacje pozaatmosferyczne. Fotome­ Studentów obowiązuje czterotygodniowa praktyka obserwacyj­ tria i systemy fotometryczne. Spektroskopia i klasyfikacja wid­ na w jednej z naukowych placówek astronomicznych. mowa. Polarymetria. C.3. Fizyka gwiazd i materii rozproszonej — 90 godzin VII. ZALECENIA Oddziaływanie promieniowania materii. Transport promienio­ W grupie B oraz C zaleca się, aby przynajmniej 60% zajęć wania. Modele atmosfer gwiazdowych. Widma gwiazd, ich po­ stanowiły ćwiczenia rachunkowe i ćwiczenia laboratoryjne, wstawanie i interpretacja. Diagram Hertzsprunga-Russella. w tym ćwiczenia przy komputerach.

64 U R A N IA - P o s t ę p y A s t r o n o m i i 2/2 002 125 rocznica T. Zbigniew Dworak odkrycia trabantów Marsa

o raz pierwszy satelity Marsa do­ Najbardziej niezwykłe w tej historii Niesłychanie zadziwiająca strzegł dopiero — w 1877 r. — było wszakże to, że już 150 lat wcze­ i osobliwa jest historia astronom amerykański Asaph śniej (w 1726 r.) o istnieniu dwóch księ­ odkrycia dwóch niewielkich Hall.P Jednak nie było to bynajmniej życów Marsa napisał Jonathan Swift przypadkowe odkrycie. Już Johannes w Podróżach do wielu odległych naro­ księżyców krążących wokół Kepler postulował istnienie dwóch księ­ dów świata (przypisując ich odkrycie Marsa — planety życów Czerwonej Planety, wychodząc astronomom fantastycznej Laputy). Co obiegającej Słońce zresztą z pitagorejskiej mistyki liczb i więcej, Swift stwierdził, że mają to być w dalszej odległości niż niewielkie ciała, a okresy ich obiegów przekonania o harmonii świata. Traban­ Ziemia (średnio 228 min ty tej planety (jak się je niekiedy potocz­ podał z błędem 25% dla jednego i 40% nie nazywa) próbował zaobserwować dla drugiego satelity. „Sukces” Swifta km) oraz wzbudzającej od William Herschel, odkrywca Urana w powtórzył w 1750 r. Wolter w powiast­ stuleci wiele emocji 1781 r. Do poszukiwań satelitów obie­ ce filozoficznej Micromegas (ogranicza­ i to nie tylko wśród gających Marsa wzywał też w wydanej jąc się zresztą do wzmianki, że Mars ma astronomów. w 1834 r. książce Die Wunder des Him- dwa księżyce). Już wcześniej o możli­ mels („Dziwy niebios”) Joseph Johann wości istnienia satelitów wokół Marsa von Littrow (były dyrektor Obserwato­ pisał ponadto (w 1687 r.) — w słynnych rium Krakowskiego). Próby odkrycia Rozważaniach o mnogości zaludnionych księżyców tej planety podjął się także światów — Bernard Le Bouyer de Fon- w 1864 r. Heinrich Ludwig d’Arrest, jed­ tenelle. nak bez rezultatu. Początkowo również Natomiast w 1744 r. astronom nie­ obserwacje Asapha Halla (za pomocą miecki Christian Eberhard Kindermann dużego teleskopu o średnicy obiektywu napisał traktat fantastycznonaukowy Die 66 cm) nie przyniosły wyników — geschwinde Reise auf dem Luft-Schiff utrudniała to głównie niesprzyjająca po­ nach der Oberen Welt, welchejungsthin goda i Hall był już gotów zrezygnować fiinf Personen angestelt, którego boha­ z dalszych poszukiwań, ale do wytrwa­ terowie udali się na statku powietrznym łości nakłoniła go jego żona Angelina, na Marsa, ażeby sprawdzić, czy obiega z domu Stickney. go satelita. Co dziwniejsze, Willy Ley Pierwszy satelita, zewnętrzny, został w swojej „nieoficjalnej historii astrono­ wreszcie dostrzeżony przez Halla w dniu mii od Babilonu do ery kosmicznej”, za­ 11 sierpnia 1877 r., drugi — w kilka dni tytułowanej W niebo wpatrzeni (PIW, później — 17 sierpnia. Nie to jednak sta­ Warszawa 1984), nazywa Kinderman- ło się w następstwie sensacją; zresztą na kapitanem i twierdzi, iż rzeczywiście 1877 r., kiedy to przypadła kolejna wiel­ miał on zaobserwować księżyc Marsa ka opozycja Marsa zdarzająca się co 15- 10 lipca 1744 r., co jakoby ogłosił w Col­ 17 lat (Czerwona Planeta zbliża się wte­ legium astronomicum (Drezno 1747). dy do naszej na odległość około 55 min Gdzieś tu doszło do przekłamania infor­ km, jasno świecąc przez całą noc), sta­ macji, ale to raczej Willy Ley nie ma nowi cezurę w badaniach tego globu. racji, biorąc na serio opowieść fanta­ Phobos i Deimos na zdjęciach uzyska­ Giovanni Virginio Schiaparelli zauwa­ styczną. nych przez orbitera Vikinga w 1977 roku. żył wtedy „system kanałów” na Marsie, Do naszych niemal czasów zastana­ Fot. NASA a w kilka miesięcy później Asaph Hall wiano się, skąd Swift miał tak „dokład­ zobaczył nareszcie dwa jego księżyce- ne” dane o księżycach Marsa. Nie za­ -trabanty. brakło nawet domniemań wysuwanych

2/2002 U R A N I A - Postępy Astronomii 65 przez nadgorliwych, a niekompetent­ ty. Satelita ten dokonuje jednego obiegu obiegi nie następuje podczas pełni tego nych entuzjastów tak zwanej paleoastro- wokół Czerwonego Globu w ciągu księżyca jego zaćmienie. nautyki, bezkrytycznie kroczących śla­ 7h39m22s, czyli w czasie znacznie krót­ Ten dość niezwykły, obserwowany dami Danikena, iż parametry orbitalne szym od okresu obrotu wokół osi same­ ruch Phobosa, bardziej typowy dla ni- księżyców Marsa podpowiedzieli Swif­ go Marsa, który to okres rotacji tej pla­ skopułapowych sztucznych satelitów niż towi. .. przybysze z Kosmosu. Nikt jakoś nety wynosi 24h37m33,7s. Ze względu na dla księżyców naturalnych, pobudził się nie zastanowił, dlaczego źle „pod­ niewielkie oddalenie od powierzchni pla­ astronoma Josifa S. Szkłowskiego do powiedzieli”! Tymczasem rzeczywi­ nety (zaledwie o około 5980 km) i krótki wysunięcia w 1959 r. hipotezy, iż tra­ stość okazała się bardziej prozaiczna, okres obiegu, ruch Phobosa na niebie bant Marsa (a może nawet oba) jest dzie­ chociaż nie mniej fascynująca. Jak wie­ Marsa wygląda nader osobliwie, co przez łem jakiejś. .. cywilizacji pozaziemskiej, my, Kepler już w 1610 r. w liście do ponad sto lat wydawało się ewenemen­ niekoniecznie jednak marsjańskiej. Galileusza wysunął był sugestię, że Mars tem w świecie księżyców planet. Przede Mógł on też być jakoby pozostawiony powinien mieć dwa księżyce, skoro Zie­ wszystkim dla ewentualnego obserwatora na wokółmarsjańskiej orbicie przez mię obiega jeden, zaś Jowisza — czte­ przebywającego na 68° szerokości are- przedstawicieli pozaukładowych kosmi­ ry, co powtórzył potem w Dioptryce, sograficznej (północnej i południowej) tów ! (?). Dodatkową przesłanką skłania­ błędnie odczytawszy anagram Galile­ satelita Phobos znajduje się („leży”) jącą Josifa S. Szkłowskiego do poglą­ usza w Sidereus Nuncius o obserwacji w horyzoncie, zatem w okolicach wokół- du, iż towarzysz Czerwonej Planety to... Satumajako „potrójnej” planety. Nie dość biegunowych planety w ogóle nie jest wi­ sztuczna planetoida, była praca opubli­ na tym — w 1643 r. Anton Maria Schryl doczny. W zenicie obserwatora na Mar­ kowana w 1945 r. przez Bevana P. Shar- twierdził, iż jakoby widział dwa księży­ sie Phobos osiąga największe rozmiary plessa, w której autor stwierdził wystę­ ce Marsa, ale jest oczywiste, że istnieją­ kątowe (około 12’), zaś będąc w pełni powanie tak zwanego wiekowego cymi wtedy małymi instrumentami osiąga jasność widomą około -9m. Bę­ przyspieszenia w ruchu orbitalnym Pho­ optycznymi zobaczyć ich nie mógł i do­ dzie on więc dla obserwatora (astronau­ bosa. Innymi słowy, Phobos miałby strzegł najprawdopodobniej w sąsiedz­ ty, kolonisty?) na powierzchni Marsa zwalniać swój bieg, zbliżając się po spi­ twie planety Mars dwie słabe gwiazdy. obiektem o wiele mniejszym i nie tak ja­ rali do powierzchni Marsa. Wydaje się, że Jonathan Swift najpraw­ snym jak nasz Księżyc, ale i tak niemal Wynikało z tej pracy, że, po pierw­ dopodobniej znał obie te wzmianki (Ke­ stukrotnie jaśniejszym od Wenus, świe­ sze, Phobos jest obiektem względnie plera oraz Schryla), a być może — rów­ cącej na naszym ziemskim niebie. młodym (inaczej już dawno upadłby na nież głośne j eszcze wtedy Rozważania... W ciągu jednej doby marsjańskiej powierzchnię planety) i, po drugie, po­ de Fontenelle’a. W dodatku na początku Phobos dokonuje ponad trzech obiegów winien być wewnątrz pusty (!), ponie­ XVIII wieku pitagoreizm był nadal względem tej planety, lecz jego ruch ob­ waż trudno byłoby sobie wyobrazić, aby żywy, więc przeświadczenie o istnieniu serwowany na niebie Marsa wygląda bardzo rozrzedzona atmosfera Marsa dwóch satelitów Marsa mogło się zro­ dość osobliwie. Ponieważ Phobos krąży mogła tak skutecznie hamować ruch ma­ dzić w toku następującego rozumowa­ w tym samym kierunku, w którym obra­ sywniej szego ciała („pełnego” Phobo­ nia: Ziemię obiega 1 księżyc, Jowisza ca się wokół osi Czerwony Glob, zaś sa). A jeszcze jedną przesłanką, mającą — 4, Saturna— 5, pomiędzy orbitą Mar­ okres obiegu tego satelity jest krótszy od rzekomo wskazywać na sztuczne pocho­ sa a Jowisza powinna krążyć według tych okresu rotacji planety, to dla ewentual­ dzenie tego satelity, miało być jego wyobrażeń jeszcze jedna planeta i powin­ nego obserwatora — znajdującego się względnie późne odkrycie. na ona mieć... 3 księżyce, a zatem Mar­ w pobliżu równika Marsa — Phobos Hipoteza Szkłowskiego stała się oczy­ sa powinny obiegać dwa satelity! Lecz wschodzi na zachodzie, lecz zachodzi na wiście wiatrem (marsjańskim) w żagle pomimo tych logicznych wyjaśnień tra­ wschodzie. Przy tym między kolejnymi dla entuzjastów i zwolenników istnienia banty Marsa nie przestały wzbudzać wschodami upływa 11 godz. 6 min., lecz cywilizacji pozaziemskich, a już zwłasz­ w minionym stuleciu sensacji— również tylko 4 godz. 18 min. między wscho­ cza dla wyznawców wyżej wspominanej z innych jeszcze powodów. dem a zachodem tego księżyca. Nato­ paleoastronautyki. Wkrótce jednak oka­ Satelity biegnące wokół Marsa, boga miast jego okres synodyczny wynosi zało się, że ruch Phobosa— chociaż wte­ wojny, otrzymały imiona jego psów to­ 7h39m30s. A zatem Phobos nie tylko nie­ dy wyjątkowy w świecie księżyców pla­ warzyszących mu w bitewnych pocho­ typowo wschodzi i zachodzi, lecz rów­ net — nie ma nic do rzeczy, jeśli chodzi dach — Phobos i Deimos. Nazwy te za­ nież dość szybko zmienia jasność, roz­ o jego pochodzenie (sztuczne), natomiast proponował Madan z Eton w Anglii, a po miary kątowe (od około 8’ do około 12’) wiekowe przyspieszenie zostało zakwe­ polsku znaczą one „Groza” i „Strach” i fazy: jedną pełnię obserwuje się nad stionowane przez nowsze badania, a na­ albo w innym przekładzie — „Popłoch” zachodnim widnokręgiem, dwie nad wet zrodziło się podejrzenie, iż Phobos i „Bojaźń”. Ponadto w piśmiennictwie wschodnim horyzontem, a tymczasem raczej oddala się powoli od swojej pla­ polskim spotyka się też niekiedy pisow­ dwie pierwsze kwadry, jedną ostatnią nety. Ostatecznie wyjaśniło się, że istnie­ nię Fobos i Dejmos. kwadrę i jeden nów; w różnej kolejno­ je jednak wiekowe przyspieszenie w ru­ Wewnętrzny i większy księżyc, Pho­ ści oraz w nieregularnych odstępach cza­ chu Phobosa, ale jest ono spowodowane bos, obiega „macierzysty” glob po elip­ su. Po nowiu znowu widzimy jego wą­ efektem siły pływów ze strony Czerwo­ tycznej orbicie: o wielkiej półosi a = ski sierp o nieregularnym zarysie. nej Planety i jest znacznie mniejsze, niż 9380 km = 2,76 R Marsa, mimośrodzie Ponadto Phobos bardzo często zanurza pierwotnie przypuszczano. Prześledzenie e = 0,0151 i nachylonej pod kątem oko­ się w cieniu rzucanym przez Marsa — tego oddziaływania wstecz w czasie ło 1 ° do płaszczyzny równika tej plane­ przeciętnie zaledwie raz na trzy swoje (oczywiście drogą rachunkową za po-

66 URANIA - Po s t ę p y A s t r o n o m ii 2/2002 mocą komputerów) pozwoliło stwierdzić, czej jak bardzo jasna gwiazda (jaśniej­ (w tym także na powierzchni planety) że Phobos znajdował się na niemal syn­ sza jednak od Wenus na naszym niebie). przebywały automatyczne sondy mię­ chronicznej orbicie (tj. na takiej, dla któ­ Okres synodyczny dla Deimosa wy­ dzyplanetarne serii „Mars”, misji „Ma­ rej czas obiegu satelity wokół planety nosi 30h24m-, ale pomiędzy jego kolej­ riner” i „Viking”, „Fobos”, „Pathfinder”, równa się okresowi rotacji samej plane­ nymi wschodami upływa pięć i pół doby „Mars Global Surveyor”, „Mars Odys­ ty) przed około 4,5 młd lat. Jest to — jak ziemskiej (tj. 5,36 doby marsjańskiej). sey”, dzięki którym uzyskaliśmy jako­ wiemy— czas, w którym zakończyło się Drogę od wschodu do zachodu przemie­ ściowo nowe dane o naturze Phobosa najprawdopodobniej formowanie Ukła­ rza natomiast w ciągu ponad 60 godzin i Deimosa. Uprzednio bowiem wiado­ du Słonecznego. i, teoretycznie, można w tym czasie trzy­ mości o warunkach panujących na Wyjaśniło się także, iż, wbrew wcze­ krotnie zobaczyć go w pełni. Zmian jego owych księżycach mieliśmy bardziej niż śniejszym przypuszczeniom, Phobos faz nie można oczywiście zaobserwo­ skąpe, co tylko pobudzało wyobraźnię znajduje się raczej wewnątrz niż na ze­ wać nieuzbrojonym okiem — dostrze­ do snucia różnych fantastycznych hipo­ wnątrz sfery Roche’a, to znaczy w takiej gane będą tylko zmiany jasności tego tez. Niestety, misje „Fobos” (a także odległości, w której oddziaływanie ma­ księżyca. „Mars Polar Lander”) nie udały się, je­ sywniej szego ciała (planety) może spo­ Deimos rzadziej niż Phobos wcho­ dynie „Fobos 2” zdołał przekazać tylko wodować rozerwanie mniej masywnego dzi w cień planety, toteż jego zaćmienia 37 zobrazowań Phobosa o dużej zdol­ satelity. Także Phobos uległby rozerwa­ zdarzają się (przeciętnie) dwukrotnie na ności rozdzielczej; jednak do lądowania niu, gdyby przy swojej gęstości średniej dziewięć okrążeń Marsa. Podobnie jak na powierzchni tego księżyca — jak to był ciałem... płynnym (a nie stałym, ja­ Phobos, tak i Deimos zawsze zwraca się wcześniej planowano — nie doszło! kim przecież jest). jedną i tą samą stroną ku „macierzystej” Pierwsze zdjęcia powierzchni księży­ Chociaż okres rotacji Phobosa pozo­ planecie, która na jego niebie osiąga roz­ ców Marsa przekazała na Ziemię sonda staje w rezonansie 1:1 z jego okresem miary kątowe niemal 17°, przy czym międzyplanetarna „Mariner 9” w 1971 r., orbitalnym, podobnie jak to jest w przy­ z okolic podbiegunowych Marsa nigdy chociaż już na zarejestrowanym przez padku naszego Księżyca, to jednak ob­ nie można Deimosa zobaczyć. „Marinera 7” zobrazowaniu Marsa do­ serwator na planecie będzie mógł do­ W ciągu roku marsjańskiego wystę­ strzeżono Phobosa na tle tarczy planety, strzec — dzięki libracji — więcej niż puje 1870 zaćmień księżyców przez pla­ a jego cień także na powierzchni tego połowę powierzchni tego satelity. Ponad­ netę (dla obserwatorów na widocznych globu. Najlepsze jednak zobrazowania to okazało się, że Phobos odznacza się z Marsa „półkulach” satelitów będą to Phobosa i Deimosa uzyskano podczas bardzo dużą libracją fizyczną, wynoszącą zakrycia Słońca przez ogromną tarczę misji „Vikingów” w 1977 r., czyli w stu­ aż 5° (libracja fizyczna naszego Księży­ globu) i tyleż przejść księżyców przed lecie odkrycia tych księżyców; przy ca wynosi 2’, tzn. 150 razy mniej). dyskiem słonecznym; niekiedy można czym „Viking-Orbiter 1” zbliżył się do Dla obserwatora (astronauty) na Pho- będzie zobaczyć oba księżyce na tle Phobosa na odległość 970 km, zaś „Vi- bosie kątowe rozmiary Marsa będą wy­ Słońca, przy czym Deimosa tylko jako king-Orbiter 2” do Deimosa na odle­ nosiły aż 46°, czyli kiedy dolna krawędź czarny punkt. Podczas przejść Phobosa głość zaledwie 26 km! tarczy Czerwonej Planety będzie doty­ przed tarczą Słońca obserwator na zwró­ Opracowanie zdjęć przekazanych kała horyzontu (na powierzchni Phobo­ conej ku Marsowi stronie tego księżyca przez automatyczne sondy międzyplane­ sa), to górna będzie się znajdowała w może dostrzec jego cień na powierzch­ tarne pozwoliło przede wszystkim stwier­ połowie odległości od zenitu! Ale ów ni planety. Dominującymi obiektami na dzić, że księżyce biegnące wokół Marsa przyszły obserwator nigdy nie zobaczy niebie tej „półkuli” Phobosa będą zatem: stanowią dość nieregularne bryły, co z powierzchni Phobosa obszarów oko- ogromna, krwistoczerwona tarcza Mar­ zresztą już wcześniej podejrzewano. łobiegunowych Marsa. sa oraz dalekie, lecz nadal bardzo jasne Można je zatem przedstawić w pierw­ Deimos, drugi satelita Marsa, poru­ Słońce. Na niebie Phobosa Deimos szym przybliżeniu jako elipsoidy trój- sza się wokół planety po niemal koło­ może osiągać maksymalne rozmiary osiowe. Rozmiary Phobosa wynoszą wej orbicie (o mimośrodzie e = 0,0003) kątowe około 3’ oraz maksymalną ja­ 26x22* 18,4 km, natomiast Deimosa — położonej nieco dalej od orbity synchro­ sność (w pełni) około -7 m. 15x12,2x10,4 km. Okazało się, że po­ nicznej, obiegając „macierzysty” glob Z kolei na niebie, na zwróconej ku wierzchnie tych towarzyszy Czerwonej w czasie 30h17m17s. Wielka półoś tej or­ planecie powierzchni Deimosa trzecim Planety są zryte kraterami podobnie jak bity liczy 23 459 km, zaś nachylenie jej (po Słońcu i Marsie) dominującym nasz Księżyc, satelity wokół innych pla­ płaszczyzny do płaszczyzny równika obiektem będzie właśnie Phobos osią­ net, a także planety nie mające wystar­ Czerwonej Planety wynosi niespełna 2°. gający podczas sprzyjających warun­ czająco gęstej atmosfery (w tym również Dla obserwatora znajdującego się na ków (w opozycji) rozmiary ponad 5’ sam Mars). Największe kratery (na tych Marsie na szerokości aresograficznej oraz około -7,5m. Ponadto będzie moż­ księżycach) mają średnicę nawet ponad większej niż 82° (północnej lub połu­ na stamtąd obserwować wędrówkę dziesięć kilometrów. Oczywiście są one dniowej) Deimos nie będzie już widocz­ Phobosa przed tarczą Marsa, zaćmie­ pozostałościami po uderzeniach meteory­ ny. Satelita ten oglądany z obszarów nie Phobosa przez planetę i zakrycie go tów, ponieważ o jakiejkolwiek działalno­ przyrównikowych planety może osiągać przez jej tarczę. ści wulkanicznej na tak małych ciałach (w zenicie) rozmiary kątowe równe za­ Podziwianie tych wszystkich podsta­ nie może być mowy. Większe kratery na ledwie T (a więc na granicy zdolności wowych zjawisk astronomicznych bę­ powierzchni Phobosa otrzymały już na­ rozdzielczej ludzkiego oka) oraz jasność dzie dostępne przyszłym astronautom. zwy własne. Wśród nich mamy krater w pełni około -6m. Wygląda zatem ra­ A na razie w układzie księżyców Marsa Stickney (11,3 km), Halla (6 km),

2/2002 U R A N I A - PosTfPY Astronom ii 67 Roche'a (5 km), jak również d ’Arresta, cej tej samej orbicie co i sam Deimos, Deimosa? Podczas dnia oczywiście Sharplessa, Todda, Wendella. W ten spo­ natomiast w przypadku Phobosa wyrzu­ Słońce, a także inne ciała niebieskie (na sób uhonorowano astronomów poszuku­ cany pył był raczej wychwytywany księżycach marsjańskich brak jest prze­ jących bądź badających księżyce Marsa. przez bliską i masywną planetę. Nie­ cież atmosfery!); widoczna będzie cza­ Najbardziej interesujący okazał się mniej jednak istnieje przypuszczenie, że sami nasza Ziemia, mogąca, jako największy krater Stickney (jest to — część tego pyłu tworzy pierścień wokół gwiazda wieczorna lub poranna, osią­ przypomnijmy — nazwisko panieńskie Marsa, co może zostać potwierdzone gnąć największą jasność około -4 m. Po­ żony Asapha Halla, Angeliny). Ma on w trakcie dalszych badań sąsiedztwa tej dobnie niekiedy będzie można oglądać imponującą głębokość— 1,5 km— i od­ planety, jak np. w trakcie misji „Mars Wenus, ale już bardzo rzadko — Mer­ chodzi od niego półkolisty wał nazwany Global Surveyor” czy „Mars Odyssey” kurego. Grzbietem Keplera, o wysokości ponad lub przyszłej wyprawy załogowej Nieco jaśniej niż dla obserwatora na 1,5 km i długości kilkudziesięciu kilome­ w XXI wieku. Ziemi świecą na niebie trabantów Mar­ trów. Z kraterem Stickney związany jest Średnia gęstość Phobosa wynosi nie­ sa dwie dalsze planety: Jowisz i Saturn. też system bruzd sprawiających wraże­ mal 1950 kg/m3, natomiast Deimosa — W czasie wielkiej opozycji względem nie „orki na ugorze Grozy”. Regularnie około 1700 kg/m3, czyli tyle, ile majątzw. Marsa i jego satelitów Jowisz osiąga ja­ ułożone bruzdy mają długość ponad dwu­ chondryty węgliste, tj. meteoryty kamien­ sność około -3,2m, zaś nieuzbrojonym dziestu kilometrów, szerokość od 100 do ne zawierające związki węgla i tzw. chon- okiem mogą być dostrzeżone jego czte­ 200 m, zaś głębokość od 20 do 90 m. Ich dry (drobne, kuliste, często promieniście ry księżyce galileuszowe: Callisto wiek okazał się niemal równy wiekowi zbudowane skupienia krystaliczne). (5,0m), Ganimedes (4,0m), Europa samego krateru (około 3 mld lat), skąd Chondryty węgliste mają, jak się przy­ (4,7m), Io (4,3m). Będą się też one mo­ wypływa wniosek, że powstały one po puszcza, skład chemiczny zbliżony do gły znajdować w ponad dwukrotnie uderzeniu masywnego meteorytu, co dla składu pierwotnej materii dysku wokół- większej odległości kątowej od Jowi­ całego Phobosa stało się nieomal glo­ słonecznego, z którego powstały plane­ sza niż dla obserwatora na powierzch­ balną katastrofą. W wyniku uderzenia we ty. Rzuca to światło na pochodzenie księ­ ni Ziemi. wnętrzu tego księżyca powstały najpraw­ życów Marsa. Ponieważ są one podobne Chociaż wygląd gwiazdozbiorów dopodobniej pęknięcia bądź szczeliny, do planetoid, to uważa się dość po­ i Drogi Mlecznej na niebie księżyców które osiągnęły jego powierzchnię, prze­ wszechnie, iż rzeczywiście pochodzą Czerwonej Planety pozostaje niezmie­ jawiając się właśnie jako specyficzne z pasa planetoid i zostały przechwyco­ niony (inne jest tylko położenie północ­ bruzdy. ne przez Marsa, dlatego wyrażenie „ma­ nych biegunów światów księżycowych Przyspieszenie na powierzchni księ­ cierzysta” (planeta) pisaliśmy w cudzy­ Marsa, mniej więcej pomiędzy Dene- życów Marsa jest znikome. Nawet na słowie. Dodatkowym argumentem bem w Łabędziu a Alderaminem w Ce- większym i masywniej szym Phobosie potwierdzającym tę hipotezę jest rów­ feuszu), widoki na niebie tych sateli­ wynosi około 1 cm/s2, czyli prawie ty­ nież to, że albedo (czyli ich zdolność od­ tów są jednak bardziej urozmaicone niż siąckrotnie mniej niż na Ziemi, chcąc zaś bijania światła) satelitów Czerwonej Pla­ z powierzchni naszego Srebrnego Glo­ opuścić powierzchnię tego satelity, wy­ nety jest mniej więcej takie samo, jak bu, a to dzięki możliwości podziwia­ starczy rozwinąć prędkość równą zale­ albedo niektórych planetoid i wynosi dla nia majestatycznej, krwistoczerwonej dwie 15 m/s. Astronauta na Phobosie Phobosa około 0,08, dla Deimosa 0,07, tarczy Marsa z wieloma szczegółami będzie musiał więc poruszać się nader podczas gdy dla Księżyca— około 0,12. (np. Olympus Mons, Dolina Marine- rozważnie... Inna hipoteza głosi, że satelity Mar­ rów) widocznymi na niej, drugiego Pomimo tak niewielkiej siły ciąże­ sa sformowały się z resztek materii, z księżyców (Deimosa na niebie Pho­ nia Phobos jest pokryty cienką warstwą z której powstał sam Mars. Niekiedy bosa i vice versa: Phobosa na niebie De­ regolitu. Co dziwniejsze, warstwa re- zakłada się, że początkowo powstał je­ imosa), niezwykłe licznych zjawisk golitu na mniejszym Deimosie jest den większy księżyc, lecz zderzenie zaćmień oraz zakryć w układzie tej pla­ grubsza niż na Phobosie. Istniejące na z dużym meteoroidem doprowadziło do nety, bardzo jasnej, błękitnej Ziemi powierzchni Deimosa kratery (mniej­ rozpadu tego satelity i ostatecznie po­ z Księżycem zakreślającym wokół niej szych zresztą rozmiarów niż na sąsied­ zostały dwa księżyce. Być może wgłę­ wymyślne pętle; jasnej, białej Wenus; nim Phobosie) są częściowo wypełnio­ bienie na Dei-mosie jest śladem tej ka­ jasnego, białawego Jowisza i jego ne warstwą regolitu o grubości 5 m. tastrofy kosmicznej, która doprowadziła barwnych galileuszowych księżyców; Dwa kratery na Deimosie otrzymały do rozpadu protosatelity Marsa. żółtawego Saturna, zielonkawego Ura- nazwy: Wolter oraz Swift — jak wie­ Jak dotąd trudno rozstrzygnąć, który na (w opozycji), jak również niektórych my, obaj oni pisali o księżycach Marsa ze scenariuszy pochodzenia dwóch księ­ większych i jaśniejszych planetoid. na długo przed ich odkryciem. życów Marsa jest słuszniejszy. Zapew­ Znaczna ilość regolitu na małym ne przyszłe badania przeprowadzone Deimosie może być wyjaśniona tym, że wreszcie na powierzchni Phobosa i Dei­ chociaż po upadku meteorytów rozkru- mosa pozwolą zadecydować, która hi­ szony materiał skalny zdołał opuścić poteza wyjaśni ich powstanie oraz ewo­ Profesor Tadeusz Zbigniew Dwo­ powierzchnię tego księżyca, to jednak lucję. rak, z wykształcenia astronom, pra­ cuje w Katedrze Inżynierii i Ochro­ następnie był niejako z powrotem zbie­ Cóż będą mogli zobaczyć owi przy­ ny Środowiska Krakowskiej Akade­ rany, ponieważ wyrzucone w przestrzeń szli astronauci (może już w 2015 r.?) mii Górniczo-Hutniczej. cząstki pyłu poruszały się po mniej wię­ z powierzchni tak Phobosa, jak również

68 URANIA - Po s t ę p y a s t r o n o m ii 2/2002 Analiza Grzegorz Wrochna obrazów CCD Dynamiczny rozwój nauki w ostatnich latach sprawił, ie coraz bardziej powiększa się dystans między z kamery profesonalistami a amatorami. Wiodące eksperymenty przygotowywane są przez internetowej zespoły liczące nawet tysiące ludzi, w przeciągu nawet kilkunastu lat Czy miłośnikom astronomii amery internetowe (ang. web­ pierwsze, konieczne jest sumowanie pozostaje więc jedynie cam) są najtańszymi (200- wielu (kilkudziesięciu) klatek. Po dru­ K.-400 zł) urządzeniami zawie­ gie, sumowane klatki powinny być śledzenie doniesień rającymi sensory CCD. Wysoki po­ względem siebie przesunięte tak, aby prasowych o wielkich ziom szumów i mocno ograniczony dodawane były pomiary z fizycznie odkryciach i oglądanie (zwykle < 1 s) czas ekspozycji wyklu­ różnych pikseli. W przeciwieństwie do zazdrosnym okiem zdjęć czają profesjonalne zastosowanie tych profesjonalnych CCD kroki te są nie­ z wielkich teleskopów? urządzeń w astronomii. Mogą być one zbędne do zwiększenia zasięgu obser­ jednak z powodzeniem wykorzysty­ wowanych gwiazd i uzyskania zado­ Nie poddawajmy się tak wane przez miłośników astronomii, walającej precyzji pomiaru. łatwo! W poprzednim np. do obserwacji zakryć czy pomia­ Poniżej przedstawię szczegółowe numerze „ Uranii” rów blasku gwiazd zmiennych z do­ uzasadnienie obu kroków i wyjaśnię, przestawiłem prosty zestaw dlaczego nie są one stosowane do pro­ kładnością większą niż nieuzbrojone złożony z taniej kamery w elektronikę oko. fesjonalnych CCD. Dla ilustracji po­ Obróbka zarejestrowanych obra­ służę się zdjęciami wykonanymi ka­ internetowej CCD zów jest zasadniczo podobna do stan­ merą Philips Vesta PCVC675K z CCD i obiektywu fotograficznego dardowej procedury stosowanej o przekątnej 1/4 cala, 640 x 480 pik­ oraz opisałem, jak można w przypadku profesjonalnych CCD seli (rozmiar piksela 5,6/imx 5,6/im). go wykorzystać do Sensor przykryty jest matrycą filtrów (odjęcie ciemnej klatki, fotometria obserwacji gwiazd aperturowa itd.)2. Aby jednak pokonać (£ 3). Każdy piksel odczytywany jest typowe dla kamer internetowych ogra­ przez 8-bitowy przetwornik analogo­ zmiennych. Dzisiaj niczenia (wysoki szum i krótki czas wo-cyfrowy (ADC), ale informacja ta wyjaśniam, w jaki sposób ekspozycji), niezbędne jest zmodyfi­ nie jest bezpośrednio dostępna dla można „wycisnąć” z tego kowanie standardowej procedury. Po użytkownika. Na wyjściu otrzymuje­ zestawu zasięg prawie 10 m. my macierz 640 x 480, której elemen­ 1 Angielski termin dark fram e tłuma­ ty zawierają 8-bitową informację czy się zwykle na obraz prądu ciemnego, o każdym kolorze (R,G,B), będącą co jest uzasadnione w przypadku profe­ kombinacją liniową sąsiednich pikse­ sjonalnych CCD. W przypadku krótkich czasów naświetlania charakterystycznych li. Czarno-biały obraz uzyskujemy, su­ dla kamer internetowych efekt prądu ciem­ mując trzy kolory. Zakres dynamicz­ nego jest dużo mniejszy niż stały offset, ny wynosi więc teoretycznie 3 x 256, dark fram e jest zatem raczej mapą offse­ ale korelacje spowodowane kodowa­ tów. niem koloru zmniejszają go do ok. 2 Początkujących miłośników, którzy 500. Ponadto wysoka wartość offsetu nie zetknęli się z technikami CCD, za­ chęcam do przeczytania artykułów na (piksele ciemnej klatki przy krótkim ten temat w czasopiśmie DELTA 2/2002 czasie ekspozycji dają wartość rzędu Plejady zarejestrowane kamerą internetową i 4/2002 oraz do zajrzenia na strony http:/ 250) ogranicza użyteczny zakres dy­ z obiektywem f/2, f = 50 mm. Nałożenie 264 /hep. fuw.edu.pl/~wrochna/astro namiczny do ok. 250. ekspozycji po 1/5 s

2/2002 U R A N I A - Postępy Astro no m ii 69 Przykładowe zdjęcia wykonano gwiazda 6m8 gwiazda 8m5 gwiazda 9m5 obiektywem Zenith3 f/2, f = 50 mm pokrywającym obszar nieba 4° x 3°; wykorzystując maksymalny czas eks­ pozycji 1/5 s. Temperatura otoczenia wynosiła kilkanaście stopni Celsjusza (układ nie jest chłodzony). Ciemną klatkę przygotowano, licząc medianę 121 klatek zarejestrowanych z zasło­ niętym obiektywem na kilka minut przed właściwymi zdjęciami przy identycznych ustawieniach czasu eks­ pozycji i wzmocnienia. 1 1 1 1 1 _ i i i i i i i i i i i _ _ l l l | l l i | i i i _ Na rys. 1 pokazano obrazy trzech 4000 gwiazd, uzyskane z pojedynczej klat­ ki oraz z nałożenia 20 i 121 klatek. Na 2000 pojedynczej klatce widać wyraźnie gwiazdę 6m8, ale przypadkowe fluk­ 0 lr-u— 0 20 40 tuacje wzmocnione przez korelacje numer piksla spowodowane kodowaniem koloru Rys. 1. Przekrój przez 60 pikseli zawierających w środku obrazy gwiazd o jasno­ również wyglądają podobnie jak ściach 6m8, 8m5 i 9m5 dla pojedynczej klatki oraz zsumowanych 20 i 121 klatek gwiazdy i łatwo mogą prowadzić do błędnej interpretacji. Obrazy gwiazd 8m5 i 9m5 nie wyróżniają się istotnie spośród przypadkowych fluktuacji. Po nałożeniu 20 klatek obraz gwiazdy 6m8 jest już nie do pomylenia z żadną fluk­ tuacją. Gwiazda 8m5 też jest dość wy­ raźnie widoczna. Gwiazda 9m5 ciągle ginie w szumach. Dopiero nałożenie 121 klatek umożliwia uzyskanie czy­ stego obrazu gwiazdy 8m5 i dostrze­ żenie gwiazdy 9m5. Dlaczego sumowanie coraz więk­ szej liczby klatek umożliwia dostrze­ żenie coraz słabszych gwiazd? Jak widać z powyższego przykładu, zasięg 2 10 jest limitowany poziomem szumu. liczba klatek Oznaczmy przez er, średni poziom szu­ mu na pojedynczej klatce, wyznaczo­ ny np. przez dopasowanie krzywej Gaussa do rozkładu wartości odczy­ tanych z poszczególnych pikseli. Je­ śli wartości odczytane z kolejnych kla­ tek nie są skorelowane, to poziom szumu obrazu powstałego z nałożenia k klatek będzie dany wzorem:

ok = o xVk (1) W opisywanym przykładzie o ] jest rzędu 10, a więc stanowi aż 4% za­ kresu dynamicznego kamery. 2 Średnia wartość sygnału sk(m) po­ 0 20 40 60 80 100 120 chodzącego od gwiazdy o jasności m liczba klatek będzie proporcjonalna do liczby zsu­ Rys. 2. a) Stosunek sygnału (piksel o maksymalnej wartości) do szumu (a) dla mowanych klatek k: kilku gwiazd o jasnościach 4m7-9m5 w funkcji liczby zsumowanych klatek. Punkty odpowiadają opisanym w tekście pomiarom. Linie przedstawiają parametryzację 3 Pierścień redukcyjny do przymoco­ (4). Linią przerywaną zaznaczono limit 5a. b) Powiększenie obszaru najsłabszych wania obiektywu do kamery można zamó­ gwiazd z rys. a) w skali liniowej wić w firmie ASTROKRAK (http:// www.astronomica.com/astrokrak/)

70 U R A N I A - Postępy Astronomii 2 /2002 sk(m) = s l(m )k (2) gdzie s^m ) oznacza średnią wartość sygnału od danej gwiazdy na pojedyn­ czej klatce. Można przyjąć, że gwiazdę da się wyróżnić spośród szumu, jeżeli sygnał z piksela o maksymalnym natężeniu jest 5 razy większy od średniego po­ ziomu szumu o: s.{m) / o. > 5 (3) Rys. 2 pokazuje stosunek sygnału do szumu sk(m)/ok dla kilku przykła­ dowych gwiazd. Punkty odpowiadają wartościom zmierzonym (z tym, że np. punkty dla k = 1 odpowiadają sygna­ łowi zmierzonemu na jednej klatce, a nie średniej wartości z wielu klatek, co tłumaczy duży rozrzut punktów). zasięg limitowany jest poziomem szu­ ciemną klatką. (Możemy go oszaco­ Linie ciągłe przedstawiają zależność: mu, a zatem można go poprawić przez wać np. porównując dwie różne ciem­ sumowanie wielu (kilkudziesięciu) ne klatki.) Dla pojedynczej klatki błąd skM = sl(m)k = sl(m) jj: klatek. ten jest zwykle znacznie mniejszy od cy k o j \fk cy \ Nieco inaczej sprawa przedstawia szumu i w omawianym przykładzie Linią przerywaną zaznaczono gra­ się w przypadku profesjonalnych wynosi <$,=1,9, czyli pięciokrotnie nicę 5o. Punkt przecięcia linii ciągłych CCD. Charakteryzują się one niskim mniej niż o { szumu. Jednak przy na­ z przerywaną wyznacza zasięg. Z wy­ poziomem szumu, dodatkowo reduko­ kładaniu wielu klatek błąd ten będzie kresu można odczytać konkluzję po­ wanym przez układ chłodzący. W ta­ się sumował: dobną do wyciągniętej poprzednio. kim przypadku o zasięgu decyduje nie Wystarczy zsumować kilka klatek, aby poziom szumu, ale czułość urządze­ \ = d\k (7) jednoznacznie zidentyfikować gwiaz­ nia. Jeżeli wartość zgromadzonego na dę o jasności 6m8. Co najmniej 20 kla­ danym pikselu ładunku nie przekro­ Ponieważ błędy na różnych pikse­ tek potrzeba do wyróżnienia z tła czy progu najniższego bitu ADC, od­ lach nie są wzajemnie skorelowane, gwiazdy 8m5, około 60 — do 8m9, czytane zostanie zero. Nic więc nie po­ można je traktować jako przyczynek a ponad 100 do 9m5. może sumowanie choćby tysiąca do szumu. Szum całkowity będzie Jeżeli zdefiniujemy zasięg mz jako klatek, bo suma tysiąca zer to nadal jasność, dla której sygnał sk jest 5 razy zero. Owszem, nakładanie klatek 4 Ściślej rzecz biorąc, liczba fotonów do­ większy od szumu ok, może poprawić stosunek sygnału do cierających do CCD w danym czasie nie jest stała, ale podlega pewnemu rozkłado­ szumu, ale nie zwiększy zasięgu4. Za­ sk{m ) l a k = 5 (5) wi (w pierwszym przybliżeniu rozkładowi miast tego stosuje się dłuższe czasy Poissona). Nawet jeżeli średnia wartość sy­ to zależność mz(k) będzie opisana wzo­ naświetlania, rzędu minut, co jest zu­ gnału przy danym czasie ekspozycji jest niż­ rem: pełnie nieosiągalne dla typowych ka­ sza od progu ADC, to wśród dostatecznie mer internetowych bez ingerencji wielu klatek pojawią się takie, dla których próg ten został przekroczony i zamiast zera mz (*) = m0 +2,51og„ (6) w ich układ elektroniczny. zapisana zostanie np. jedynka. Ponieważ 5(7, Drugim elementem obróbki obra­ liczba takich .jedynek” będzie proporcjonal­ gdzie s {(m0) oznacza wartość sygnału zów z kamer internetowych, różnym na do całkowitej liczby klatek k, ma szanse dla wybranej gwiazdy odniesienia o ja­ od standardowej procedury, jest sumo­ przekroczyć poziom szumu, który rośnie jak sności m0. Rys. 3 przedstawia tę zależ­ wanie klatek przesuniętych tak, aby Vk. Widziałem wykonane kamerą interne­ ność dla wartości s,(/w0=6m0) = 80,7 dodawane były fizycznie różne pikse­ tową zdjęcie M57, będące złożeniem 10 000 klatek (!), ewidentnie bazujące na tym efek­ i o { = 9,6, charakterystycznych dla le5. Krok ten umożliwia kilkakrotne cie (http://www.geocities.com/astro\_snap/). opisywanego przykładu. zmniejszenie szumu. Dlaczego? W przypadku profesjonalnych CCD Przedstawiona zależność zasięgu Podając wzór (1), zaznaczyliśmy, znacznie efektywniejsze jest, rzecz jasna, /w, od liczby zsumowanych klatek k że jest on słuszny, o ile wartości od­ wydłużenie czasu ekspozycji. Opisana „gim­ jest jedynie przybliżona. Nie uwzględ­ czytane z kolejnych klatek nie są sko­ nastyka” ma sens jedynie w przypadku, gdy nia faktu, że obraz gwiazdy rozkłada relowane. Tymczasem korelacja taka z przyczyn technicznych dłuższe czasy na­ świetlania nie są możliwe. się na więcej niż jeden pikseli. Nie opi­ istnieje, gdyż od wszystkich klatek od­ 5 W praktyce przy ogniskowych rzędu suje też korelacji między pikselami jęliśmy tę samą ciemną klatką, która 50 mm możemy wykonać sekwencję zdjęć spowodowanymi kodowaniem koloru. — rzecz jasna — nie była idealna. nieruchomą kamerą, a następnie poprzesu- Dobrze jednak charakteryzuje podsta­ Oznaczmy (5, średni błąd na danym wać sumowane klatki tak, aby obrazy da­ wową własność kamer internetowych: pikselu, wnoszony przez pojedynczą nej gwiazdy nałożyły się na siebie.

2/2002 U R A N I A - P o s t ę p y A s t r o n o m i i 71 więc pierwiastkiem z sumy kwadratów obu wkładów (1) i (7): 3, 250 -

4al +K ~ f f =

= y]cr?+8? -4k (8)

Rys. 4 pokazuje porównanie przed­ stawionych wzorów z rzeczywistymi pomiarami. Kółka przedstawiają szum na obrazach składanych bez przesuwa­ nia klatek. Wynik jest dobrze opisany pierwiastkiem z sumy kwadratów wkładów (1) i (7). Przesunięcie doda­ wanych klatek (kwadraty na rys. 4) 100 120 znosi korelacje między nimi i sprawia, liczba klatek że wkład od niedokładności ciemnej Rys. 4. Zależność a szumu od liczby zsumowanych klatek k z przesuwaniem kla­ klatki podlega uśrednieniu i wzór (7) tek (kwadraty) i bez (kółka). Linia ciągła przedstawia zależność (1) będącą wyni­ należy zastąpić formułądk = ó.Vk: kiem sumowania błędów statystycznych. Linia kropkowana jest wynikiem sumo­ wania błędów systematycznych wspólnej dla wszystkich klatek składowych ciem­ nej klatki (7). Linia przerywana jest pierwiastkiem z sumy kwadratów obydwu wkła­ Ja[+sf = J^Jk~7 +05^7 = dów (8)

= Jafk + S^k2 (9) od statystycznego (Vk) i dlatego prze­ zostałe kroki obróbki (odejmowanie suwanie klatek niewiele wnosi. Z taką ciemnej klatki, fotometria aperturowa Ponieważ w praktyce ó, « a p wy­ właśnie sytuacją mamy do czynienia itd.) są podobne do standardowej pro­ raz ten można zaniedbać i wynik jest w przypadku profesjonalnych CCD, cedury. dobrze opisany samym tylko wkładem gdzie nakłada się zwykle najwyżej kil­ Po zastosowaniu opisanych kroków statystycznym (1). ka klatek. możliwy jest pomiar jasności gwiazd Różnica między kółkami i kwadra­ Podsumowując: aby za pomocą ty­ rzędu 5m-7 m z dokładnością 0m l . tami na rys. 4. pokazuje, jak bardzo powej kamery internetowej osiągnąć istotne jest przesuwanie sumowanych interesujące dla amatorskiej astronomii Drhab. Grzegorz Wrochnajest spe­ klatek w przypadku kamer interneto­ rezultaty, należy nieco zmodyfikować cjalistą « ’ dziedzinie fizyki cząstek wych, kiedy to dodajemy do siebie procedurę obróbki obrazu, stosowaną elementarnych. Pracuje w Instytu­ dużą liczbę klatek. Zauważmy jednak, do profesjonalnych CCD. Konieczne cie Badań Jądrowych im. Andrzeja że dla małej liczby klatek (<20) człon jest nakładanie bardzo wielu klatek Soltana w Warszawie. systematyczny (liniowy) jest mniejszy i przesuwanie ich względem siebie. Po­

Na rozkładówce:

Galaktyka ESO 510-G13 — obraz uzyskany Teleskopem Kosmicznym Hubble’a w kwietniu 2001 r. po 3,3 godzinnej ekspozycji. Jest odległa od nas o 150 milionów lat świetlnych, a rozmiar widocznej na zdjęciu struktury sięga 105 tysięcy lat światła. Leży w gwiazdo­ zbiorze Hydry. Galaktyki widziane z profilu pokazują zwykle płaską strukturę swego dysku i ramion spiralnych. Ta galaktyka jest niezwykła, bowiem „płaszczyzna” jej dysku jest silnie „wypaczona”. Ciągle nie wiemy, dlaczego. Fot. NASA/HSTcl/AURA, WFPC2

72 URANIA - Po s t ę p y A s t r o n o m ii 25/2002 Zdjęcie Słońc;

am i

26 stycznia br. miało miejsce złączenie Księżyca z Jowi­ szem- Dwa zdjęcia zamieszczone obok wykonał Bernard Gbur z Zabrza (teleskop Uniwersał 200/1000 + aparat 2300QV, projekcj&okularowa, ekspozycja 1/250 s i 1/160 s). Autorenl zdjęcia niżej jest Wojciech Piskorz z Gliwic. Wy­ konane zostało Zenitem TTL z lunetą 20x50, umieszczoną w.miejsce obiektywu i z telekonwertrem *2 na filmie Su- peria 800 Press, czas eksp. ok. 0,5 s. W oryginale Księ­ życ był prze*świetlony. Tu preżentowany jest wypadkowy efekt obróbki pod powiększalnikiem.ij|ja komputerze.

Pan Marek Nikodem z Szubina przysłał nam kilka zdjęć ubiegłorocznych zórz polarnych widocznych w naszym kraju. Powyższe zdjęcie wykonane zostało 6 listopada ok. godz. 4.00 w okolicach Szubina (obiektyw standardo­ wy, film Fuji 800 ASA, ekspozycja kilkunastosekundowa).

URANIA PO.ST(,l>Y ASTRONOMII Galeria Mgławic Messiera Czas na maraton

Sądząc z napływających do „Galerii Uranii” zdjęć, prawie gdyż — ze względu na ich nie­ 4-letni cykl prezentujący obiekty z katalogu Messiera skło­ równomierny rozkład — bywają nił wielu naszych Czytelników do uważniejszego przypa­ okresy „gorętsze” i takie, kiedy trzenia się „mgławicom” na niebie i do coraz bardziej uda­ można zrobić sobie przerwę. Najtrudniejsze bodaj zada­ nych prób ich portretowania. W zamierzeniach samego nie czeka nas na starcie i tuż przed metą. twórcy katalogu lista miała wskazać obserwatorom miej­ O zmierzchu, na ciemniejącym niebie, trzeba „złapać” sca, które należy raczej omijać teleskopem w poszukiwa­ przed zachodem dwie słabe galaktyki — M 74 i M 77. Ich niu prawdziwie fascynujących w połowie XVIII wieku lokalizację warto jest przećwiczyć w ciągu zimowych mie­ komet. Z czasem okazało się, że jest to galeria niezwykle sięcy, więc jeśli nie uda się tym razem — nie traćmy zbyt pięknych obiektów, zachwycających swą różnorodnością. wiele czasu (który akurat wieczorem trochę nas goni) Jeśli udało się już Wam, drodzy Czytelnicy, odnaleźć na i odszukajmy M 33 (słabą ze względu na duże rozmiary niebie choćby część tej okazałej kolekcji, a mielibyście kątowe). Kilka wieczornych obiektów (M 52, M 103, M 31, ochotę na jeszcze więcej, mamy propozycję: spróbujcie M 32, M 110 i M 76) można będzie w razie niepowodze­ zrobić to w ciągu jednej nocy! Tak się składa, że obszar nia próbować odszukać po raz drugi nad ranem, przed równikowy nieba, pomiędzy rektascensją 21 h40m a 0h40m, wschodem Słońca. Tyle że wówczas „zaliczymy” już kil­ nie jest w katalogu Messiera reprezentowany przez żaden ka godzin przy teleskopie, więc pewnie wcale nie będzie obiekt; właśnie w marcu, prawie w połowie tego obszaru łatwiej. Do północy wyszukiwanie bywa trudne — celem przebywa Słońce — a więc do dzieła! są bowiem w większości dość słabe galaktyki w konstela­ Każdego roku przybywa na całym świecie uczestników cjach Lwa i Wielkiej Niedźwiedzicy oraz żmudny łańcu­ tego jedynego w swym rodzaju maratonu (wyjątkowego szek gromady Virgo. Ten ostatni też warto opanować we choćby z tego względu, że w czasie jego trwania można... wcześniejszych ćwiczeniach — wiosenne niebo doskona­ uciąć sobie drzemkę). Jego historia rozpoczęła się w la­ le się do tego nadaje! tach 70. w Stanach Zjednoczonych i w Hiszpanii. Nic dziw­ Po północy można, a nawet należy, zrobić sobie po­ nego, że tam, gdyż najkorzystniejsze warunki mają obser­ rządną przerwę. Gorący napój, posiłek czy nawet drzem­ watorzy na szerokości geograficznej północnej około 25 ka pozwolą zebrać siły przed ostatnią próbą. Rozpoczyna­ stopni. Warto jednak pamiętać, że Messier prowadził ob­ jąc przed trzecią nad ranem, będziemy mieć dość czasu na serwacje z Paryża (49 stopni), tak więc przede wszystkim odnalezienie obiektów otaczających centrum Drogi Mlecz­ na południowych krańcach Polski nie pozostajemy bez nej — tj. położonych w gwiazdozbiorach Skorpiona szans. Jeśli chodzi o sprzęt, w zupełności wystarczy klasa i Strzelca. Ostatnia dziesiątka wymaga znów maksymal­ amatorska: sam Messier nigdy nie używał instrumentów nej koncentracji, a finałowa trójka — w zasadzie nawet większych niż 8-centymetrowej średnicy refraktor. Waż­ wcześniejszego treningu. Początkujący uczestnicy mara­ niejsze jest znalezienie odpowiedniego miejsca, z dobrze tonów Messiera zwykle odnajdują co najwyżej połowę widocznym horyzontem zachodnim (wieczorem) i połu- obiektów katalogu, więc jakikolwiek wynik nie powinien dniowo-wschodnim (nad ranem). Ze względu na poszuki­ być powodem zmartwień. Tak naprawdę chodzi bowiem wanie obiektów mgławicowych, szczególną rolę odegrać o to, by do końca dobrze się bawić. mogą warunki atmosferyczne — konieczne jest ciemne Niektórym miłośnikom astronomii ta idea może się nie i bardzo czyste niebo. W tym roku nów Księżyca wypada spodobać. Podczas maratonu rzeczywiście niewiele jest 14 marca, można więc próbować szczęścia już w połowie okazji, by zachwycić się pięknem oglądanych „mgławic”, miesiąca. chociaż i na to znajdują czas wytrawni obserwatorzy — vide Potraktujmy to jako dobrą zabawę. Pamiętajmy, że już Niebo. Poradnik użytkownika Davida H. Levy’ego. Ale do­ sama liczba obiektów katalogu Messiera jest kwestią nie świadczenie zdobyte w takim maratonie z pewnością może do końca jednoznaczną. Początkowo Messier zestawił 45 zaprocentować. Kto wie, czy nie w ten sposób katalog Mes­ mgławic, ostatecznie zamknął swą listę na pozycji 103. siera spełnia swą pierwotną rolę jeszcze w dzisiejszych Istnieją puryści, którzy nie pogodzili się z jej rozszerze­ czasach: nauka odnajdywania mglistych obiektów na ca­ niem do 110 obiektów, a kwestią sporną pozostaje do dziś łym niebie to przecież pierwszy krok w kierunku rozpo­ pozycja 102 (patrz „Urania-PA” 6/2001). Ile zatem mgła­ częcia systematycznych poszukiwań komet. Zapewne jest wic należałoby zaobserwować? Najprościej mówiąc: tyle, w tym coś jeszcze, skoro dziesiątki osób w wielu krajach ile się da. Organizatorzy maratonów przygotowali listę 110 świata czekają cały rok, by tę jedną noc poświęcić na bli­ obiektów w odpowiedniej kolejności (patrz tabelka) — skie spotkanie z obiektami, otwierającymi przed nami prze­ sekwencji najdogodniejszej do odszukania na marcowym ogromny, głęboki Wszechświat. Wszechświat, który nie­ niebie od zmierzchu do świtu. Średnio na jeden obiekt spełna sto lat temu na dobre odkryliśmy i którego tajemnice wypada około sześć minut, w praktyce raczej nieco mniej, wciąż jeszcze odkrywamy, (kr)

2/2002 URANIA - Po s t ęp y A s t r o n o m ii 73 Poniższa tabela prezentuje kolejność wypatrywania mgławic Messiera podaną przez Dona Machholza w „Messier Marathon Observer’s Guide". Źródło: http://www.seds.org/messier/xtra/marathon/marath.html

Nr M# NGC# Gw Typ a <5 m D d 1 M77 1068 Cet 5 02 42,7 -0 0 01 8,9 7x6 60000 2 M74 628 Psc 5 01 36,7 +15 47 10,2 10,2x9,5 35000 3 M33 598 Tri 5 01 33,9 +30 39 6,7 73x45 2300 4 M31 224 And 5 00 42,7 +41 16 4,8 178 2200 5 M32 221 And 6 00 42,7 +40 52 8,7 8x6 2200 6 M110 205 And 6 00 40,4 +41 41 9,4 17x10 2200 7 M52 7654 Cas 1 23 24,2 +61 35 7,3 13,0 7 8 M103 581 Cas 1 01 33,2 +60 42 7,4 6,0 8 9 M76 650 Per 3 01 42,4 +51 34 10,1 2,7x1,8 3,4 10 M34 1039 Per 1 02 42,0 +42 47 5,5 35,0 1,4 11 M45 Tau 1 03 47,0 +24 07 1,6 110,0 0,4 12 M79 1904 Lep 2 05 24,5 -2 4 33 8,4 8,7 39,8 13 M42 1976 Ori 4 05 35,4 -0 5 27 4,0 85x60 1,6 14 M43 1982 Ori 4 05 35,6 -0 5 16 9,1 20x15 1,6 15 M78 2068 Ori 4 05 46,7 +00 03 10,3 8x6 1,6 16 M1 1952 Tau 9 05 34,5 +22 01 8,2 6x4 6,3 17 M35 2168 Gem 1 06 08,9 +24 20 5,3 28,0 2,8 18 M37 2099 Aur 1 05 52,4 +32 33 6,2 24,0 4,6 19 M36 1960 Aur 1 05 36,1 +34 08 6,3 12,0 4,1 20 M38 1922 Aur 1 05 28,4 +35 50 7,4 21,0 4,2 21 M41 2287 CMa 1 06 46,0 -2 0 44 4,6 38,0 2,4 22 M93 2447 Pup 1 07 44,6 -2 3 52 6,0 22,0 4,5 23 M47 2422 Pup 1 07 36,6 -1 4 30 4,5 30,0 1,6 24 M46 2437 Pup 1 07 41,8 -1 4 49 6,0 27,0 5,4 25 M50 2323 Mon 1 07 03,2 -0 8 20 6,3 16,0 3 26 M48 2548 Hya 1 08 13,8 -0 5 48 5,3 54,0 1,5 27 M44 2632 Cne 1 08 40,1 +19 59 3,7 95,0 0,5 28 M67 2682 Cne 1 08 50,4 +11 49 6,1 30,0 2,25 29 M95 3351 Leo 5 10 44,0 +11 42 10,4 4,4x3,3 38000 30 M96 3368 Leo 5 10 46,8 +11 49 9,1 6x4 38000 31 M105 3379 Leo 6 10 47,8 +12 35 9,2 2,0 38000 32 M65 3623 Leo 5 11 18,9 +13 05 9,3 8x1,5 35000 33 M66 3627 Leo 5 11 20,2 +12 59 8,2 8x2,5 35000 34 M81 3031 UMa 5 09 55,6 +69 04 7,9 21x10 11000 35 M82 3034 UMa 7 09, 55,8 +69 41 8,8 9x4 11000 36 M97 3587 UMa 3 11 14,8 +55 01 9,9 3,4x3,3 2,6 37 M108 3556 UMa 5 11 11,5 +55 40 10,7 8x1 45000 38 M109 3992 UMa 5 11 57,6 +53 23 10,8 7x4 55000 39 M40 Win4 UMa A 12 22,4 +58 05 9,1 0,8 0,3 40 M106 4258 CVn 5 12 19,0 +47 18 8,6 19x8 25000 41 M94 4736 CVn 5 12 50,9 +41 07 7,9 7x3 14500 42 M63 5055 CVn 5 13 15,8 +42 02 9,5 10x6 37000 43 M51 5194 CVn 5 13 29,9 +47 12 8,1 11x7 37000 44 M101 5457 UMa 5 14 03,2 +54 21 9,6 22,0 24000 45 M102? 5866 Dra 8 15 06,5 +55 46 10,0 5,2x2,3 40000 46 M53 5024 Com 2 13 12,9 +18 10 7,6 12,6 56,4 47 M64 4826 Com 5 12 56,7 +21 41 8,8 9,3x5,4 12000 48 M3 5272 CVn 2 13 42,2 +28 23 6,3 16,2 30,6 49 M98 4192 Com 5 12 13,8 +14 54 11,7 9,5x3,2 60000 50 M99 4254 Com 5 12 18,8 +14 25 10,1 5,4x4,8 60000 51 M100 4321 Com 5 12 22,9 +15 49 10,6 7x6 60000 52 M85 4382 Com 8 12 25,4 +18 11 9,3 7,1x5,2 60000 53 M84 4374 Vir 8 12 25,1 +12 53 9,3 5,0 60000 54 M86 4406 Vir 8 12 26,2 +12 57 9,7 7,5x5,5 60000 55 M87 4486 Vir 6 12 30,8 +12 24 9,2 7,0 60000 56 M89 4552 Vir 6 12 35,7 +12 33 9,5 4,0 60000 57 M90 4569 Vir 5 12 36,8 +13 10 10,0 9,5x4,5 60000 58 M88 4501 Com 5 12 32,0 +14 25 10,2 7x4 60000 59 M91 4548 Com 5 12 35,4 +14 30 9,5 5,4x4,4 60000

74 U R A N I A - Po stępy a s t r o n o m ii 2/2002 60 M58 4579 Vir 5 12 37,7 +11 49 9,2 5,5x4,5 60000 61 M59 4621 Vir 6 12 42,0 +11 39 9,6 5x3,5 60000 62 M60 4649 Vir 6 12 43,7 +11 33 8,9 7x6 60000 63 M49 4472 Vir 6 12 29,8 +08 00 8,5 9x7,5 60000 64 M61 4303 Vir 5 12 21,9 +04 28 10,1 6x5,5 60000 65 M104 4594 Vir 5 12 40,0 -11 37 8,7 9x4 50000 66 M68 4590 Hya 2 12 39,5 -26 45 8,0 12,0 32,3 67 M83 5236 Hya 5 13 37,0 -29 52 7,6 11x10 10000 68 M5 5904 Ser 2 15 18,6 +02 05 6,2 17,4 22,8 69 M13 6205 Her 2 16 41,7 +36 28 5,7 16,6 22,2 70 M92 6341 Her 2 17 17,1 +43 08 6,5 11,2 26,1 71 M57 6720 Lyr 3 18 53,6 +33 02 8,8 1,4x1,0 4,1 72 M56 6779 Lyr 2 19 16,6 +30 11 8,2 7,1 31,6 73 M29 6913 Cyg 1 20 23,9 +38 32 7,1 7,0 7,2 74 M39 7092 Cyg 1 21 32,2 +48 26 5,2 32,0 0,825 75 M27 6853 Vul 3 19 59,6 +22 43 7,4 8,0x5,7 1,25 76 M71 6838 Sge 2 19 53,8 +18 47 9,0 7,2 11,7 77 M107 6171 Oph 2 16 32,5 -13 03 9,2 10,0 19,6 78 M12 6218 Oph 2 16 47,2 -01 57 6,6 14,5 17,6 79 M10 6254 Oph 2 16 57,1 -04 06 6,7 15,1 13,4 80 M14 6402 Oph 2 17 37,6 -03 15 7,7 11,7 27,4 81 M9 6333 Oph 2 17 19,2 -18 31 7,3 9,3 26,4 82 M4 6121 Sco 2 16 23,6 -26 32 6,4 26,3 6,8 83 M80 6093 Sco 2 16 17,0 -22 59 7,7 8,9 27,4 84 M19 6273 Oph 2 17 02,6 -26 16 6,6 13,5 27,1 85 M62 6266 Oph 2 17 01,2 -30 07 6,6 14,1 21,5 86 M6 6405 Sco 1 17 40,1 -32 13 5,3 15,0 2 87 M7 6475 Sco 1 17 53,9 -34 49 4,1 80,0 1 88 M11 6705 Set 1 18 51,1 -06 16 6,3 14,0 6 89 M26 6694 Set 1 18 45,2 -09 24 9,3 15,0 5 90 M16 6611 Ser 1 18 18,8 -13 47 6,4 7,0 7 91 M17 6618 Sgr 18 20,8 -16 11 7,5 11,0 5 92 M18 6613 Sgr 1 18 19,9 -17 08 7,5 9,0 6 93 M24 >6603 Sgr 1 18 16,9 -18 29 4,6 90 10 94 M25 I4725 Sgr 1 18 31,6 -19 15 6,5 40,0 2 95 M23 6494 Sgr 1 17 56,8 -19 01 6,9 27,0 4,5 96 M21 6531 Sgr 1 18 04,6 -22 30 6,5 13,0 4,25 97 M20 6514 Sgr 4 18 02,6 -23 02 9,0 28,0 2,2 98 M8 6523 Sgr 4 18 03,8 -24 23 6,0 60x35 6,5 99 M28 6626 Sgr 2 18 24,5 -24 52 7,3 11,2 17,9 100 M22 6656 Sgr 2 18 36,4 -23 54 5,9 24,0 10,1 101 M69 6637 Sgr 2 18 31,4 -32 21 8,9 7,1 25,4 102 M70 6681 Sgr 2 18 43,2 -32 18 9,6 7,8 28,0 103 M54 6715 Sgr 2 18 55,1 -30 29 8,0 9,1 82,8 104 M55 6809 Sgr 2 19 40,0 -30 58 5,0 19,0 16,6 105 M75 6864 Sgr 2 20 06,1 -21 55 8,0 6,0 57,7 106 M15 7078 Peg 2 21 30,0 +12 10 6,0 12,3 32,6 107 M2 7089 Aqr 2 21 33,5 -00 49 6,3 12,9 36,2 108 M72 6981 Aqr 2 20 53,5 -12 32 9,8 5,9 52,8 109 M73 6994 Aqr A 20 58,9 -12 38 9,0 2,8 ? 110 M30 7099 Cap 2 21 40,4 -23 11 8,4 11,0 24,8

Objaśnienia użytych skrótów: Gw — gwiazdozbiór Typ obiektu: 1 = gromada otwarta, 2 = gromada kulista, 3 = mgławica planetarna, 4 = mgławica dyfuzyjna, 5 = galaktyka spiralna, 6 = galaktyka eliptyczna, 7 = galaktyka nieregularna, 8 = galaktyka soczewkowata, 9 = pozostałość po supernowej, A = układ gwiazd a — rektascencja w godzinach i minutach ó — deklinacja w stopniach i minutach łuku m — jasność wizualna w wielkościach gwiazdowych D — rozmiar w minutach łuku d — odległość w tysiącach lat świetlnych

2/2002 U R A N I A - Po s t ę p y A s t r o n o m i i rozmaitości CEL — PLANETOIDY

o niezwykle bogatej i pomyśl­ gery nie natrafiły na żadną planetoidę. Tymczasem rozwój techniki astro- nej misji sondy N EA R -Sho- Dopiero wysłana w 1989 r. jowiszo­ nautycznej umożliwił podejmowanie emaker do planetoid przepro­ wa sonda Galileo wykorzystała tę spo­ samodzielnych misji do planetoid. wadzonejP w latach 1996-2001, w koń­ sobność. Galileo podążał ku swemu Pierwszą z nich była misja NEAR cu ubiegłego roku NASA zatwierdziła przeznaczeniu nie bezpośrednią tra­ {Near Earth Asteroid Rendezvous), do realizacji następną misję poświę­ jektorią, lecz wykonał kilka dodatko­ która nieco później otrzymała dodat­ coną poznaniu małych ciał Układu wych manewrów, aby nabrać odpo­ kowe miano Shoemaker na cześć tra­ Słonecznego. Sonda otrzymała nazwę wiedniej prędkości, korzystając z pól gicznie zmarłego badacza komet Eu­ Dawn, a jej celem będą dwie najwięk­ grawitacyjnych Wenus i Ziemi. Doko­ gene Shoemakera (1928-1997). Misja sze planetoidy: Ceres i Westa. Zanim nał przy tym kilku „zanurzeń” w pa­ była szczegółowo omawiana na łamach przedstawimy szczegóły nowej misji, sie planetoid i właśnie dzięki temu „Uranii-Postępów Astronomii”, toteż proponujemy krótki przegląd dotych­ mógł spotkać się z dwiema spośród jedynie dla porządku przypominamy, czasowych dokonań astronautyki w tej nich. że głównym jej celem był (433) Eros dziedzinie. Galileo 29 października 1991 r. z grupy planetoid zbliżających się do przeleciał w odległości 1500 km od pla­ Ziemi. W drodze ku niemu zrealizo­ netoidy (951) Gaspra, a 28 sierpnia wano przelot koło planetoidy główne­ 1993 r. — 2400 km od planetoidy (243) go pasa (253) Matyldy. Ida. Dzięki kamerom sondy Galileo po raz pierwszy zobaczyliśmy planetoidy z bliska1. Choć spotkania były tylko dwa, na zdjęciach dostrzeżono trzy pla­ netoidy — okazało się bowiem, że Ida posiada miniaturowy księżyc, który otrzymał nazwę Daktyl.

951 Gaspra Planetoidy są trudnym celem dla sond kosmicznych nie tyle z powodu ich znacznej odległości od Ziemi, ale głównie ze względu na małe rozmiary 253 Matylda i zupełnie znikome pola grawitacyjne Niemal równolegle z misją NEAR- wytwarzane przez te ciała niebieskie. -Shoemaker odbywał się lot sondy Znacznie łatwiej jest badać planety, Deep Space-1. Jej cele były głównie które są w stanie przechwycić zbliża­ technologiczne, ale na swej trasie mia­ jące się sondy i wspomóc swym po­ ła dwa ciekawe obiekty kosmiczne: maleńką planetoidę 1992 KD i kome­ lem grawitacyjnym (a czasem także 243 Ida i jej satelita Daktyl atmosferą) ewentualne wejście na or­ tę Borrelly. Spotkanie z planetoidą, bitę lub lądowanie na powierzchni. Podobną szansę miała sonda Satur­ która już w trakcie misji otrzymała Pierwsze sondy kosmiczne pomknęły na o nazwie Cassini, ale tylko w przy­ nazwę (9969) Braille, udało się wy­ w kierunku najbliższych planet już na padku startu w roku 1996. Jej grawi­ bornie — 29 lipca 1999 r. sonda mi­ początku lat 60-tych ( Wenera-1, Ma- tacyjne rozpędzanie miało doprowadzić nęła ją w odległości zaledwie 26 km. riner-2 ku Wenus, Mars-1 ku swemu do spotkania z planetoidą (66) Maja Niestety, zawiódł system naprowadza­ imiennikowi), jednak na pierwsze spo­ w marcu 1997 r., start jednak odłożo­ nia kamer, pozbawiając nas możliwo­ tkanie z planetoidą musieliśmy pocze­ no o rok i na trasie sondy nie znalazł ści oglądania szczegółów jej po­ kać jeszcze 30 lat! się żaden obiekt z pasa planetoid. Na wierzchni. Deep Space-1 dużo lepiej Początkowo planetoidy były celem pocieszenie pozostał odległy przelot spisała się w trakcie spotkania z ko­ dodatkowym, realizowanym po dro­ (1,6 min km) od planetoidy (2685) metą 22 października 2001 r., przesy­ dze do dalszych planet Układu Sło­ Masursky w styczniu 2000 r. łając doskonałe zdjęcia jej jądra. necznego. Wprawdzie już w latach 70- Zanim sonda Dawn wystartuje na tych sondy kosmiczne udające się do 1 Jeśli księżyce Marsa — Fobosa i Dejmosa międzyplanetarną trasę, będziemy Jowisza, Saturna lub jeszcze dalej mu­ — uznamy za przechwycone planetoidy, to świadkami dwóch innych misji zwią­ siały pokonać pas planetoid — wyda­ za pierwsze zdjęcia planetoid przyjąć wy­ zanych z planetoidami. Jako pierwsza wać by się mogło, że taki gęsty! — pada ich obrazy przesłane na przełomie powinna wyruszyć japońska sonda jednak ani Pioneery 10 i 11, ani Voya- 1971/1972 r. przez sondę Mariner-9. M uses-C, a jej celem ma być bez-

76 U R A N I A - Po s t ę p y a s t r o n o m ii 2/2002 rozmaitości

tek nieudanego manewru grawitacyj­ wejdzie na orbitę wokół planetoidy. nego jeszcze nie dotarła do celu. Orbita będzie stopniowo obniżana od Kolejną sondą, która spotka na swej 800 do 100 km, jednak lądowanie nie drodze planetoidy, będzie zachodnio­ jest przewidziane. Zamiast tego 3 lip­ europejska Rosetta. Jej start przewi­ ca 2011 r. nastąpi odlot ku Ceres. Spo­ dziany jest na styczeń 2003, a zasad­ tkanie z największą z planetoid i ba­ niczy cel to osiągnięcie komety dania z orbity rozpoczną się 20 Wirtanena w roku 2011 (po wejściu na sierpnia 2014 r. Zaplanowano je, po­ orbitę wokół jądra komety od sondy dobnie jak w przypadku Westy, do 100 oddzieli się lądownik, który w 2012 r. km nad powierzchnią, możliwe jed­ 433 Eros powinien przeprowadzić bezpośrednie nak, że kontrolerzy lotu pod koniec imienna na razie i jeszcze mniejsza od badania na powierzchni jądra). W cza­ misji zdecydują się na większe zbli­ Braille planetoida (25413)1998SF36. sie swej 8-letniej podróży przez Układ żenie dla uzyskania bardziej szczegó­ Po raz pierwszy podjęta zostanie pró­ Słoneczny Rosetta spotka się z plane- łowych zdjęć. ba pobrania gruntu z planetoidy i spro­ toidami (4979) Otawara — 10 lipca Jacek Kruk wadzenia go na Ziemię. Plan zakłada 2006 r. oraz (140) Siwa — 23 lipca start sondy w listopadzie 2002, lądo­ 2008 r. wanie na planetoidzie we wrześniu Amerykański projekt Dawn (ang. 2005, odlot w kierunku Ziemi w grud­ „świt”, „brzask”) swą nazwą nawią­ niu 2005 i wreszcie powrót zasobnika zuje do początków Układu Słonecz­ z próbkami gruntu w czerwcu 2007 r. nego — okresu, z którego wedle po­ Japońscy specjaliści podjęli się nie­ wszechnej opinii pochodzą planetoidy. zwykle ambitnego zadania, zwłaszcza Start sondy zaplanowano na 27 maja wobec bardzo skromnych, jak dotąd, 2006 r. Rozpędzana silnikiem jono­ osiągnięć w misjach planetarnych. wym, podobnym do tego, jaki napę­ \ Przypomnijmy: Japończycy w 1990 r. dzał Deep Space-1, będzie się odda­ z powodzeniem wysłali satelitę Księ­ lać od Słońca po spirali, spotykając życa Hiten, natomiast w 1998 z dużo najpierw (4) Westę, a następnie (1) mniejszym powodzeniem — mar- Ceres. Po spotkaniu z Westą 30 lipca sjańską sondę Nozomi, która na sku­ 2010 r. sonda, podobnie jak NEAR, 9969 Braille

MISJE DO PLANETOID

Nr kat. Nazwa Data zbliżenia Minimalna odległość (km) Sonda Rozmiary (km) 951 GASPRA 29.10.1991 1500 przelot Galileo 18x11 x9 243 IDA 28.08.1993 2400 przelot Galileo 56x24x21 DAKTYL 28.08.1993 2400 przelot Galileo 1,5 253 MATYLDA 27.06.1997 1212 przelot NEAR 5 7x53x50 433 EROS 23.12.1998 3800 przelot NEAR 3 3x13x13 14.02.2000 173’ orbita NEAR „ 30.04.2000 50* orbita NEAR 26.10.2000 5,3* orbita NEAR 28.01.2001 2,74* orbita NEAR 12.02.2001 0 łagodny upadek NEAR 9969 BRAILLE 29.07.1999 26 przelot Deep Space-1 2,2x1 2685 MASURSKY 23.01.2000 1 600 000 przelot Cassini 15-20 MISJE PLANOWANE

25413 1998 SF36 09.2005 0 lądowanie Muses-C 0,5 4979 OTAWARA 10.07.2006 714 przelot Rosetta ? 140 SIWA 23.07.2008 1630 przelot Rosetta ? 4 WESTA 30.07.2010 800 orbita Dawn 530 07.2011 100 orbita Dawn „ 1 CERES 20.08.2014 800 orbita Dawn 930

' W przypadku okrążania planetoidy po orbicie podano najmniejszą odległość w perycentrum lub w czasie zmiany orbity.

2/2002 U R A N I A - Po s t ę p y A s t r o n o m ii 77 w kraju Sesja Naukowa z okazji 80-lecia istnienia czasopisma astronomicznego „URANIA” Przemówienie prezesa PTMA, dra Henryka Brancewicza, dagowana przez profesora Andrzeja Woszczyka, któremu od­ otwierające uroczystość 80-lecia ukazywania się URANII, daję głos. 19 lutego 2002 r. w wielkiej sali wykładowej CAMK w War­ Prof. Andrzej Woszczyk, redaktor naczelny: szawie. Dzisiejsze spotkanie i Sesję Naukową organizowaliśmy m.in. Jest dla mnie wielkim zaszczytem otwarcie dzisiejszej kon­ po to, aby podziękować wszystkim dotychczasowym współ­ ferencji poświęconej 80-leciu ukazywania się naszego pi­ twórcom „ Uranii "i „PostępówAstronomii ”. Do nich wszyst­ sma „ Urania kich skierowaliśmy specjalne zaproszenie na dzisiejszą uro­ Pragnę gorąco powitać naszych miłych gości, a w szcze­ czystość. Chylimy więc przed nimi nasze głowy, oddajemy gólności Panią Barbarę Kosińską-Filochę, przedstawiciela należne wyrazy uznania i podziękowania. Jako aktualny re­ Fundacji na Rzecz Nauki Polskiej, przybyłych z bardzo da­ daktor naczelny „ Uranii-Postępów Astronomii ” pragnę też leka Pana profesora doktora Bohdana Paczyńskiego oraz serdecznie podziękować moim bezpośrednim współpracow­ Pana profesora doktora Briana G. Wybourne 'a. Pragnę też nikom w dziele tworzenia i rozpowszechniania naszego pi­ powitać wszystkich przybyłych twórców ,, Uranii sma, których nazwiska znacie Państwo z naszej stopki redak­ Na początek przedstawię krótką historię naszego pisma. cyjnej. Moje szczególne podziękowania kieruję do jednego Towarzystwo Miłośników Astronomii, powstałe w roku 1921 z nich, do kolegi Jacka Drążkowskiego, który w dalekim Lidz­ (a przekształcone z Koła Miłośników Astronomii powstałe­ barku Warmińskim od szeregu lat, jak mrówka, składa nasze go w roku 1919), w marcu 1922 r. wydało pod redakcją pro­ zeszyty i nadaje im znany Państwu kształt graficzny. Moje fesora Felicjana Kępińskiego pierwszy numer „ Uranii ”, roz­ podziękowania kieruję również do Uniwersytetu Mikołaja Ko­ poczynając w ten sposób popularyzację pernika, a szczególnie do Centrum Astrono­ astronomii poprzez wydawanie periodyku. mii UMK, z którego gościny korzystały przez Kolejnymi redaktorami byli: profesor wiele lat najpierw „Postępy Astronomii”, Edward Stenz, profesor Eugeniusz Rybka, a teraz „ Urania-Postępy Astronomii". Bez Maksymilian Bialęcki, dr Lucjan Orkisz, tego „zaplecza ” i infrastruktury naukowej, dr Mieczysław Kowałczewski. Tak „ Ura­ technicznej i lokalowej Obserwatorium nia ” dotrwała do roku 1934. W roku 1935 w Piwnicach nie byłaby możliwa praca nad nie ukazywała się, a od roku 1936 wyda­ naszym czasopismem i jego aktualnym wano ją ponownie, z tym, że redakcja zo­ kształtem merytorycznym. Proszę więc obec­ stała przeniesiona do Lwowa. W okresie II nego tu Pana Dyrektora Centrum Astrono­ wojny światowej była oczywista przerwa, mii UMK, profesora Andrzeja Kusa, o przy­ jakkolwiek młodzi miłośnicy astronomii Rozpoczynający Sesję dr. H. Bran­ jęcie wyrazów naszego uznania za wkład z Obserwatorium Astronomicznego na Do­ cewicz i prof. A. Woszczyk w dzieło tworzenia naszego pisma. Moje po­ brej Wodzie kolo Sulejowa wydawali sprawozdania z dzia­ dziękowania muszą też być skierowane do drukarni POZKAL łalności i efemerydy, a Towarzystwo Astronomiczne „ WIE­ w Inowrocławiu, która drukuje nasze pismo od kilku lat. Przyj­ DZA ” ze Sporysza wydawało, choć nieregularnie, mijcie tu obecni przedstawiciele drukarni wyrazy naszego „ Miesięcznik Matematyczno-Astronomiczny uznania za staranność i pietyzm, z jakim odnosicie się do Po okupacji, w roku 1946 w Krakowie rozpoczęto wyda­ „ Uranii ”, za kolejne rekordy w skracaniu czasu druku. Dzię­ wanie „ Uranii” i starano się przywrócić istnienie Polskie­ kujemy Wam też za piękny plakat, który zrobiliście nam w uro­ go Towarzystwa Przyjaciół Astronomii, co w roku 1948 do­ dzinowym prezencie. prowadziło do rejestracji towarzystwa pod nazwą „Polskie Dr Henryk Brancewicz: Towarzystwo Miłośników Astronomii ”. W roku 1947 pewne trudności spowodowały, że „Ura­ Przez te 80 lat „ Urania ” służyła wszystkim interesującym nia ” nie ukazywała się, ale od rokul948 ukazuje się ona do się astronomią. Przedstawiła ona wiele ciekawych artyku­ dnia dzisiejszego. Kolejnymi redaktorami byli: dr Jan Ga­ łów przeglądowych oraz inne informacje astronomiczne. domski, prof, dr Stefan Piotrowski, prof, dr Konrad Rudnic­ Ponadto w latach 1956, 1959, 1961 i 1963 ukazały się ki, prof, dr Włodzimierz Zonn, prof, dr Adam Strzałkowski, zeszyty zatytułowane „Dodatek naukowy do Uranii”, a od prof, dr Andrzej Wróblewski, prof, dr Grzegorz Sitarski, dr roku 1990 ukazuje się seria „Biblioteczka Uranii”. Ludwik Zajdler oraz dr Krzysztof Ziolkowski. Wszystko to powstało w imię upowszechnienia nauki, by Z dniem 1 stycznia 1998 r. na mocy porozumienia pomię­ przekazać zainteresowanym wiedzę i dać możliwość samo­ dzy Polskim Towarzystwem Astronomicznym i Polskim To­ dzielnej obserwacji. warzystwem Miłośników Astronomii, połączono „ Uranię ” Wydano łącznie 697 zeszytów czasopisma (czyli w lipcu oraz „Postępy Astronomii”, a „ Urania ” stała się dwumie­ będzie wydany jubileuszowy 700 numer). Dwukrotnie uka­ sięcznikiem o tytule „ Urania-Postępy Astronomii" i jest re­ zał się numer nadzwyczajny. W roku 1992 numer 600 i w roku

78 U R A N I A - Po s t ę p y a s t r o n o m ii 2/2002 80 lat URANII w kraju

1999 numer 683 „Dane nam było Słońca zaćmienie Oczy­ wiście „ Urania ” kilkakrotnie zmieniła swą szatę graficzną, dostosowując się do nowych możliwości techniczno-drukar- skich. W okresie osiemdziesięciu lat ,, Urania ” docierała na Warszawa, dn. 15.02.2002 r. MINISTER wszystkie kontynenty, trafiając do kilkudziesięciu krajów EDUKACJI NARODOWE] I SPORTU świata. Krystyna Łybacka Dziś z dumą patrzymy w przyszłość, życząc Naszemu Pi­ Panowie Prof. Andzrej Woszczyk smu sukcesów na polu upowszechniania astronomii. Prezes Polskiego Towarzystwa Astronomicznego

Po przemówieniach okolicznościowych, zebrani wysłucha­ Dr Henryk Brancewicz Prezes Polskiego Towarzystwa li wykładów: prof. Bohdana Paczyńskiego Jak uprawiać astro­ Miłośników Astronomii nomię? oraz prof. Briana G. Wyboume'a The Unification o f Physics and Astronomy. Po przerwie obiadowej rozpoczęła się dyskusja panelowa lu2o f O s i s o O (aH£

pt. Współczesne problemy popularyzacji astronomii. Dziękuję bardzo za zaproszenie na Sesję Naukową z okazji 80-lecia Głos zabrali kolejno: istnienia czasopisma astronomicznego "URANIA ". Sesja naukowa 7. okazji jubileuszu czasopisma URANIA świadczy o • prof. Kazimierz Stępień — Popularyzacja przedmiotów uznaniu wielkiej roli, jaką to pismo w swojej osiemdziesięcioletniej historii ścisłych a ich nauczanie odegrało w popularyzacji astronomii i jak istotne miało znaczenie dla rozwoju i • prof. Jerzy M. Kreiner — Astronomia a treści astrono­ upowszechniania osiągnięć polskich astronomów. Na ręce Panów Prezesów składam życzenia Towarzystwu Miłośników miczne w programach szkolnych Astronomii i Polskiemu Towarzystwu Astronomicznemu, aby tradycja URANU • dr Stanisław Bajtlik — Dokształcanie astronomiczne była kontynuowana przez utworzone wspólnie w 1997 r. nowe czasopismo nauczycieli URANIA - POSTl-RY ASTRONOMII. Niestety, ze względu na obowiązki służbowe nie mogę skorzystać z • prof. Michał Różyczka — Popularyzacja astronomii zaproszenia i uczestniczyć w Sesji. w czasopismach popularnonaukowych • dr Jarosław Włodarczyk — Popularyzacja astronomii 7, w praktyce wydawniczej książek • dr Henryk Brancewicz — Obserwacje astronomiczne jako narzędzie popularyzacji astronomii • mgr Jerzy Rafalski — Popularyzacja astronomii a pla­ netaria • prof. Andrzej Woszczyk — „ Urania-Postępy Astrono­ mii ” — narzędzie upowszechniania wiedzy astronomicznej

• dr Krzysztof Ziołkowski — Popularyzacja astronomii Miiwler Nauc Pizwodneęy a dzisiejszy irracjonalizm Kmttu Bidet Naukowych Po krótkiej dyskusji i przerwie na kawę/herbatę, o godz. WcMKMw 17.00 rozpoczął się wykład jubileuszowy prof. Andrzeja Warszawa, 200/-UM 9 K. Wróblewskiego 80 lat astronomii - z „ Uranią ", który dodatkowo dopełnił salę słuchaczami przybyłymi z miasta Pan prot Andrztj Wwiczyk (wykład miał charakter otwarty). Prezes Polskiego Towarzystwa Astronomicznego

Pa* d r Henryk B h u k «w1c< Po wykładzie redaktor naczelny „Uranii” prof. A. Wosz­ Prezes Polskiego Towarzystwa Miłośników Astronomii

czyk poprosił obecnych na sali redaktorów-poprzedników Warszawo o podzielenie się swymi wspomnieniami. Fax: 841-00-46 Zakończenie Sesji nastąpiło ok. godz. 19. Więcej szczegółów postaramy się przekazać naszym Czytelnikom Szanowni Panowie Prezesi, w najbliższych zeszytach Uranii-PA. Bardeo

Pozwalam sobie zatem przesłać, na ręce Panów Prezesów, serdeczne życzenia owocnych obrad dla wszystkich uczestników Sesji.

Proszę także o przekazanie Redakcji „URANU”, czasopisma widCC zasłużonego dla popularyzowania astronomii w Polsce, moich bardzo serdecznych jubileuszowych gratulacji wraz z życzeniami wielu dalszych sukcesów.

Z pozdrowieniami i wyrazami szacunku

Dyskusja panelowa prowadzona przez Redaktora Naczelnego Uranii

2/2002 URANIA - postępy Astronomii 79 w kraju Problematyka astronomiczno-geodezyjna na Wydziale Geodezji Górniczej i Inżynierii Środowiska AGH w Krakowie

' dniach 21-22 września zainteresowany wykorzystaniem ob­ zowano czteromiesięczny kurs obsłu­ 2001 r. odbyła się na serwacji zakryć gwiazd przez Księżyc gi rakiet doświadczalnych, podzielo­ WAkademii Górniczo-Hutni- przy łączeniu kontynentów. ny na dwa kierunki. Wykładowcami czej w Krakowie uroczystość 50-lecia W 1951 roku z inicjatywy Rektora tej problematyki byli w znacznej czę­ powołania Wydziału Geodezji Górni­ Akademii Górniczo-Hutniczej, prof. ści geodeci, pracownicy naukowi czej AGH, który następnie parokrot­ Zygmunta Kowalczyka (1908-1985), AGH. Jednym z absolwentów kursu nie zmieniał swoją nazwę, nim przyjął geodety górniczego, został utworzo­ był Władysław Góral, wówczas stu­ ją — przed dziesięciu laty — w obec­ ny — z Oddziału Geodezyjnego Wy­ dent astronomii Uniwersytetu Jagiel­ nym brzmieniu. Na Wydziale tym działów Politechnicznych AGH oraz lońskiego, a od 1963 r. pracownik Za­ oprócz geodezji wyższej są prowadzo­ Oddziału Miernictwa Górniczego Wy­ kładu Geodezji Wyższej. Przez wiele ne również prace o tematyce astrono­ działu Geologiczno-Mierniczego lat współpracował on z prof. Jackiem micznej. AGH — samodzielny Wydział Geo­ Walczewskim. Początkowo zajmował Zanim został utworzony Wydział dezji Górniczej AGH. Jego pierwszym się obliczaniem torów rakiet, wpierw Geodezji Górniczej, już w 1945 r. zor­ dziekanem został prof. Tadeusz Koch­ metodą graficzną a następnie za po­ ganizowano na Akademii Gómiczo- mański (1904-1986), współpracownik mocą maszyny cyfrowej UMC-1. -Hutniczej Wydziały Politechniczne, prof. Tadeusza Banachiewicza, rozwi­ W trakcie prób poligonowych brał w skład których wchodził Oddział jający metodykę rachunku krakowia­ udział w pomiarach torów lotu rakiet. Geodezyjny. W jego ramach powstała nowego dla potrzeb geodezji wyższej. W. Góral opracował metodę astrome- Katedra Geodezji Wyższej i Astrono­ Natomiast kolejnym dziekanem, i to tryczną, która jako jedyna w 1964 r. mii, a na jej kierownika powołano dwukrotnie, był prof. Michał Odlanic- pozwalała na określenie pułapu rakie­ prof. Tadeusza Banachiewicza (1882- ki-Poczobutt, Prezes Polskiego Towa­ ty Meteor 1. W pobliżu pułapu, na wy­ -1954), którego zainteresowania geo­ rzystwa Miłośników Astronomii w la­ sokości około 40 km, był detonowany dezją wyższą i poligonometrią sfe­ tach 1986-1989, który również żywo ładunek, którego rozbłysk fotografo­ ryczną były znane jeszcze z okresu interesował się rachunkiem krakowia­ wano na tle gwiazd z kilku stanowisk, przed II wojną światową. Między in­ nowym. o znanych współrzędnych geodezyj­ nymi Banachiewicz był organizatorem W ramach Wydziału Geodezji Gór­ nych. bądź współorganizatorem ekspedycji niczej tematyką astronomiczno-geode- W wyniku przeprowadzonej w 1969 r. geodezyjnych mających na celu ścisłą zyjną zajmowała się Katedra Geode­ reorganizacji Wydziału został utwo­ niwelację odcinka szosy Kraków-War­ zji Wyższej i Obliczeń Geodezyjnych, rzony Zakład Geodezji Wyższej, któ­ szawa. W 1923 r. zniwelowano drogę którą kierował Tadeusz Kochmański. rego pierwszym kierownikiem został na odcinku Kraków-Miechów, a w na­ W tym miejscu warto podkreślić, że prof. Stanisław Milbert, również stępnych dwóch latach wykonano po­ T. Kochmański również popierał ba­ współpracownik Tadeusza Banachie­ miary z Miechowa do Kielc. dania rakietowe, zapoczątkowane wicza. Zakład ten zajmował się m .in. W latach 1945-1951 Tadeusz Ba­ w 1956 r. w Krakowie przez Sekcję opracowaniem metod zakładania nachiewicz, kierując Katedrą Geode­ Techniczną PTA. W latach 1959-1961 triangulacji satelitarnej i balonowej zji Wyższej i Astronomii w AGH, Katedra Geodezji Wyższej i Obliczeń oraz opracowaniem algorytmów do przewodniczył również Komisji eg­ udzielała poparcia kadrowego, sprzę­ rozwiązywania zagadnień z geodezji zaminów dyplomowych na stopień towego i lokalowego pracom rakieto­ satelitarnej. Prof. S. Milbert uzyskał magistra inżyniera geodety oraz brał wym prowadzonym przez Komórkę stopień magistra inżyniera w 1947 r. udział w redagowaniu zeszytów nau­ Techniki Rakietowej i Fizyki Atmo­ na Wydziale Geodezji Politechniki kowych pn. Prace Astronomiczno- sfery AGH, którą kierował Jacek Wal­ Warszawskiej. Po ukończeniu studiów -Geodezyjne. Główną tematyką prac czewski. Prof. Kochmański osobiście podjął pracę w Katedrze Astronomii naukowych prof. Banachiewicza brał udział w próbach poligonowych Praktycznej i Geodezji Wyższej Wy­ w tym okresie był rozwój rachunku oraz interesował się konstrukcją ra­ działów Politechnicznych AGH. Na­ krakowianowego, który znalazł bardzo kiet. Z jego inicjatywy zespół geode­ stępnie w latach 1955-1973 pełnił on szerokie zastosowanie w różnych za­ tów z AGH dokonał w 1959 r. pierw­ funkcję kierownika Zakładu Geodezji gadnieniach geodezyjnych — szcze­ szych pomiarów geodezyjnych w celu Wyższej, zaś w latach 1964-1973 (do gólnie przy rozwiązywaniu wieloką­ zlokalizowania punktów obserwacyj- momentu przejścia na Politechnikę tów sferycznych, wyrównywaniu ob­ no-pomiarowych na skraju Pustyni Krakowską) był również kierowni­ serwacji. Prof. Banachiewicz był też Błędowskiej. W roku 1961 zorgani­ kiem Katedry Geodezji Wyższej i Ob-

80 U R A N I A - postępy Astronom ii 2/2002 iv kraju

liczeń Geodezyjnych. Zainteresowa­ sków świetlnych na tle gwiazd”. Pro­ wy W. Górala obejmuje ponad 65 po­ nia naukowe prof. S. Milberta doty­ motorem rozprawy był S. Boczar. zycji. Na początku działalności nauko­ czyły geodezji wyższej, geodezji ma­ Prof. S. Boczar pełnił funkcję kierow­ wej zajmował się on wykorzystaniem tematycznej, geodezji dynamicznej, nika Zakładu Geodezji Wyższej w In­ obserwacji ruchu niskich satelitów do obliczeń geodezyjnych oraz geodezji stytucie Geodezji Górniczej i Przemy­ badania górnych warstw atmosfery, satelitarnej. Prof. S. Milbert był auto­ słowej na Wydziale Geodezji Górniczej prowadził badania z zakresu wykorzy­ rem ok. 40 prac naukowych. W latach AGH, a następnie, po reorganizacji, był stania pomiarów dopplerowskich za­ 1950-1976 pełnił on funkcję sekreta­ kierownikiem Zakładu Geodezji i Kar­ równo do wyznaczania pozycji obser­ rza naukowego Specjalnej Grupy Stu­ tografii do momentu przejścia na eme­ watora, jak i elementów orbity sateli­ diów nr 1 XXI Międzynarodowej Unii ryturę w 1996 r. Prof. S. Boczar był ty. Zajmował się również metodami Geodezji i Geofizyki. również wieloletnim kierownikiem wyznaczania i poprawiania elementów Problematyką astronomii geodezyj­ Studium Doktoranckiego oraz przez orbity wstępnej satelity na podstawie nej zajmował się również prof, dr hab. kilka kadencji pełnił funkcję prodzie­ pomiarów laserowych. Badał metody inż. Stanisław Boczar (1926-1997). kana AGH. Prowadził zajęcia dydak­ rozwiązywania słabo uwarunkowanych Pracę podjął on w 1951 r., po ukoń­ tyczne z geodezji wyższej, astronomii równań obserwacyjnych pojawiających czeniu studiów na Wydziałach Poli­ geodezyjnej i kartografii. Wieloletnim się przy przetwarzaniu pomiarów sate­ technicznych AGH. S. Boczar uzyskał pracownikiem Zakładu Geodezji litarnych. Aktualnie W. Góral zajmuje doktorat w 1961 r. na podstawie roz­ Wyższej jest, astronom z wykształce­ się naukowymi i praktycznymi zagad­ prawy „Analiza dokładnościowa kilku nia, Władysław Góral. Stopień dokto­ nieniami z zakresu wykorzystania po­ metod wyznaczania szerokości astro­ ra nauk technicznych uzyskał on miarów sygnałów GPS w rozwiązywa­ nomicznej”, zaś stopień naukowy dok­ w 1971 r. na podstawie rozprawy „Za­ niu precyzyjnych zadań geodezyjnych. tora habilitowanego uzyskał w 1969 r. stosowanie teorii ruchu sztucznego sa­ Wiatach 1966-1996 był członkiem na podstawie rozprawy „Wyrównanie telity w atmosferze ziemskiej”. Promo­ Zarządu Oddziału Krakowskiego Pol­ i obliczenie przestrzennej (trójwymia­ torem rozprawy był prof. S. Milbert. skiego Towarzystwa Astronautyczne- rowej) sieci triangulacyjnej na podsta­ Zaś stopień doktora habilitowanego go. W tym okresie zorganizował wie synchronicznych obserwacji foto­ w zakresie geodezji i kartografii, w Krakowie około 200 odczytów po­ graficznych ruchomych punktów w specjalności geodezja satelitarna pularyzujących rozwój astronautyki. świetlnych na tle gwiazd”. Z tej tzw. uzyskał w 1993 r. na podstawie roz­ Obecnie W. Góral prowadzi wykłady „geodezji balonowej” w roku 1974 prawy „Regularyzowana estymacja z astronomii geodezyjnej, geodezji doktoryzował się Józef Szewczyk na elementów orbity wstępnej satelity na wyższej i satelitarnej oraz zastosowań podstawie rozprawy „Wyznaczenie podstawie pomiarów laserowych”. GPS w geodezji. Aktualnie problema­ przestrzennych współrzędnych punk­ W. Góral od 1998 r. pracuje na stano­ tyka geodezji wyższej i satelitarnej jest tów w terenach górskich na podstawie wisku profesora nadzwyczajnego rozwijana w Zakładzie Geodezji i Kar­ fotograficznych obserwacji rozbły­ AGH. Opublikowany dorobek nauko­ tografii przez zespół w składzie: dr hab. W. Góral — prof. AGH, dr inż. Piotr Ba­ nasik, (doktorat uzyskał w 1999 r. na podstawie rozprawy „Wyznacze­ nie quasigeoidy w rejo­ nie Krakowa na podsta­ wie pomiarów niwela­ cyjnych i GPS” — promotor W. Góral), dr inż. Józef Szewczyk, mgr inż. Jacek Kudrys, mgr inż. Bogdan Skoru­ pa oraz słuchacz Stu­ dium Doktoranckiego mgr inż. Daniel Jasiur- kowski. W latach 1980— 1991 w Zakładzie Geo­ dezji Wyższej pracował Kazimierz Bujakowski, który doktorat uzyskał na podstawie rozprawy Budynek Wydziału Geodezji Górniczej i Inżynierii Środowiska AGH. Fot. A.Kmieciński „Estymacja macierzy

2/2002 U R A N I A - Postępy A s t r o n o m ii 81 w kraju wariancyjno-kowariancyjnych w pro­ komputerów. Aktualnie WGGilŚ AGH dujących się w odległości do 100 pc cesie wyrównania wybranych typów dysponuje kilkunastoma odbiornikami od Słońca. Program ten już został zre­ pomiarów satelitarnych” — promotor sygnałów GPS i szeroko stosuje tę alizowany i wraz z danymi o innych S. Boczar. Dr K. Bujakowski został technologię w rozwiązywaniu zadań gwiazdach zmiennych zaćmieniowych powołany w 1991 r. na stanowisko geodezyjnych o charakterze praktycz­ obserwowanych przez satelitę (astro- Geodety Wojewódzkiego w Krako­ nym, naukowym, a także w procesie nomiczno-geodezyjno-geofizycznego wie, a w 1999 r. objął stanowisko dydaktycznym. — jak go można najogólniej określić) Głównego Geodety Kraju. jest opracowywany i w Besanęon, Po wprowadzeniu pierwszego i w Krakowie, w Obserwatorium sztucznego satelity na orbitę około- Astronomicznym UJ. ziemską (Sputnik 1-4 X 1957 r.) roz­ Oprócz tego, współpracując z Ob­ poczyna się dynamiczny rozwój nowe­ serwatorium w Besanęon, T. Z. Dwo­ go działu geodezji, tzw. geodezji sa­ rak określił odległości do najbliższych telitarnej i geodynamiki. Geodezja galaktyk metodą paralaks fotome- uzyskała nowe potężne narzędzie ba­ trycznych układów zaćmieniowych, dawcze umożliwiające zbudowanie a we współpracy z Obserwatorium jednorodnego układu geodezyjnego, Astronomicznym w Bordeaux — od­ opartego na geocentrycznej elipso­ ległości najdalszych znanych gwiazd idzie globalnej. Sieci triangulacyjne — zmiennych zaćmieniowych w naszej opracowane w ramach geodezji kla­ Galaktyce. sycznej — miały charakter lokalny. Ponadto T.Z. Dworak w ramach prac Zakres klasycznej astronomii geode­ naukowo-badawczych Wydziału zaj­ zyjnej i geodezji wyższej, obejmują­ muje się interpretacją wielospektral- cy metody wyznaczania szerokości nych zobrazowań Ziemi, czyli telede­ i długości astronomicznej oraz azymu­ tekcją satelitarną. Zobrazowania te są tu kierunku ziemskiego został istotnie wykorzystywane do oceny stanu śro­ poszerzony o zagadnienia geoidy glo­ Stanowisko pomiarowe na dachu budyn­ dowiska przyrodniczego, a w szcze­ ku Wydziału.Władysław Góral z prawej. balnej, globalnego geocentrycznego Fot. A.Kmieciński, wiosna 1996 r. gólności środowiska atmosferycznego układu współrzędnych, monitorowa­ (zob. „Urania-PA” nr 5, 2001). Z tej nia dryftu płyt kontynentalnych, ruchu Pracownikiem naukowym Wydzia­ tematyki pod kierunkiem T.Z. Dwora­ bieguna, ruchu obrotowego Ziemi na łu był również w latach 1976-1994 ka zostały też wykonane na Wydziale poziomie dokładności 1 cm w skali dr Henryk Brancewicz, absolwent dwie prace doktorskie. planety. Pomiary astronomiczne astronomii Uniwersytetu Jagielloń­ Głównie jednak przetwarzaniem umożliwiały rozwiązanie tych zadań skiego w Krakowie — obecnie Prezes oraz interpretacją wielospektralnych jedynie w przybliżeniu. Pojawienie się Polskiego Towarzystwa Miłośników zobrazowań satelitarnych Ziemi, na początku lat dziewięćdziesiątych Astronomii. Zajmował się on głównie zwłaszcza dla celów geograficznego XX w. ogólnie dostępnych geodezyj­ automatyzacją obliczeń astronomicz- systemu informatycznego GIS, zajmu­ nych odbiorników sygnałów GPS no-geodezyjnych. Ponadto wspólnie je się Zakład Fotogrametrii i Telede­ istotnie przyspieszyło rozwój geode­ z T.Z. Dworakiem prowadził oblicze­ tekcji Informatycznej WGGilŚ AGH zji satelitarnej. Technologia GPS po­ nia dotyczące parametrów geome­ pod kierownictwem prof. Józefa Ja- zwala obecnie na pełną automatyza­ trycznych i fizycznych gwiazd zmien­ chimskiego. cję procesu pomiarowo-obliczeniowe- nych zaćmieniowych. Katalog tych pa­ T. Zbigniew Dworak go wielu zadań geodezji klasycznej. rametrów oraz paralaks fotometrycz- Władysław Góral Dokładność wyznaczania współrzęd­ nych dla ponad tysiąca układów nych geodezyjnych za pomocą tech­ zaćmieniowych został opublikowany nik kosmicznych (VLB1) i satelitar­ w 1980 r. w „Acta Astronomica”. L it e r a t u r a nych wzrosła o 3-4 rzędy w ciągu Natomiast T. Zbigniew Dworak, 50 lat Wydziału Geodezji Górniczej trwającej ponad 40 lat „ery kosmicz­ profesor w Zakładzie Kształtowania i Inżynierii Środowiska (1951-2001), Wyd. nej”. Do procesu dydaktycznego w ra­ i Ochrony Środowiska tegoż Wydzia­ Jubileuszowe AGH, Kraków 2001. Walczewski J., Polskie rakiety badaw­ mach geodezji satelitarnej wprowa­ łu, wspólnie z prof. Edouardem Obla- cze, Wyd. Komunikacji i Łączności, War­ kiem (również absolwentem astrono­ dzono takie dodatkowe działy astro­ szawa 1982. nomii, jak teoria ruchu keplerowskie- mii Uniwersytetu Jagiellońskiego), Rozwój techniki i obliczeń astronomicz­ go i zaburzonego SSZ, elementy teorii z Obserwatorium Astronomicznego nych i geodezyjnych, W setną rocznicę uro­ orbit i inne. Opracowano cały szereg w Besanęon we Francji, zgłosił pro­ dzin prof. Tadeusza Banachiewicza (13 lu­ nowych precyzyjnych metod pomia­ gram obserwacyjny wyznaczania tego 1882 — 17 listopada 1954), Zeszyty rów (dopplerowskie, laserowe, GPS przez satelitę HIPPARCOS paralaks Naukowe AGH, Geodezja, z. 86 (cz. I), i inne) i ich przetwarzania za pomocą dla 95 układów zaćmieniowych znaj­ z. 87 (cz. II), Kraków 1986.

82 U R A N I A - Po s t ę p y A s t r o n o m ii 2/2002 astronomia w szkole Edukacja astronomiczna w Internecie

odczas trwania jubileuszowego astronomią internautów, przeprowadzi­ 8. Nowinki i aktualności astrono­ XXX Zjazdu Polskiego Towa­ łem test na grupie studentów III roku fi­ miczne przekazywane przez codzien­ P rzystwa Astronomicznego w ra­ zyki krakowskiej Akademii Pedagogicz­ nie aktualizowane strony WWW mach sesji dydaktycznej dyskutowano o nej . Zadałem im różne problemy i zadania (news.astronet.pl) lub poprzez e-mail. roli Internetu w edukacji astronomicznej. astronomiczne z zastrzeżeniem, by roz­ Brakuje w Internecie: Pod pojęciem „edukacja astronomiczna” wiązali je przy pomocy Internetu. Pamię­ 1. Popularnej informacj i o proj ektach kryła się tu zarówno nauka treści astro­ tając, że studenci za kilka lat będą praco­ realizowanych w polskich placówkach nomicznych w szkołach, praca różnego wać w polskich szkołach, można założyć, badawczych. Czegoś pośredniego pomię­ rodzaju kółek zainteresowań, jak i samo­ że poziom ich sprawności w posługiwa­ dzy „dziś pełnia Księżyca” a listą abs­ dzielne pogłębianie wiedzy przez miło­ niu się komputerem i ich wiedza astro­ traktów recenzowanych publikacji. śników. Punktem wyjściowym do dys­ nomiczna są porównywalne lub lepsze A przecież na świecie wielu obserwato­ kusji był przegląd polskich zasobów niż u przeciętnego nauczyciela. Jedynym rów podaje popularnie napisane „infor­ internetowych, osiągalnych dla przecięt­ założeniem było ograniczenie się do prze­ macje dla prasy” nego nauczyciela. szukiwania stron polskojęzycznych. 2. Elektronicznych (w tym interak­ Jak wiadomo, w Internecie można Po rozwiązaniu postawionych zadań tywnych) książek i artykułów w języku znaleźć wszystko. Sukces zależy jednak sporządziliśmy listę tego, co zaintereso­ polskim. Wyjątkiem są artykuły druko­ od tego, kto i jak szuka. Aby sprawdzić, wani internauci spodziewają się znaleźć. wane w niektórych czasopismach popu­ w jakim stopniu zasoby internetowe są Większość linków można znaleźć np. larnonaukowych dostępne w Internecie. łatwo osiągalne dla zainteresowanych na witrynie Obserwatorium Astrono­ 3. Polskojęzycznych darmowych micznego na Suhorze (www.as.ap.kra- Obserwatorium Astronomiczne programów komputerowych i prezenta­ na Suhorze kow.pl) oraz na podstronach Astronomia Akademia Pedagogiczna w Krakowie cji multimedialnych.

jl Podchorążych 2, 30-064 K.«kOw, w Polsce oraz Linki dla miłośników W (^aa 12)637 97 47. fu (-40121637 22 43, 4. Gotowych konspektów lekcji na MMflwMw*.'M(«4B 502) 11 37 14 i amatorów. tematy astronomiczne lub praktycznych Są w Internecie: ćwiczeń obserwacyjnych i rachunko­ 1. Witryny polskich placówek astro­ wych. nomicznych. 5. Wiarygodnych witryn prowadzo­ 2. Informacje handlowe dotyczące nych przez godnych zaufania ludzi (np.

ttaoBńt&AMnMmicH zakupu programów komputerowych, in­ przez zawodowych astronomów), które strumentów optycznych, książek itp. oceniałyby polskojęzyczne serwisy astro­ Witryna Obserwatorium Astronomicznego 3. Efemerydy, kalendarze astrono­ nomiczne pod względem merytorycz­ na Suhorze miczne itp. Takie informacje są szczegól­ nym. Oprócz promowania najlepszych nie ważne, gdyż drukowane kalendarze witryn przez podawanie ich adresów na astronomiczne o przemijającej po roku stronach polskich placówek astronomicz­ aktualności są o wiele rzadziej kupowa­ nych istnieje potrzeba, by wyraźnie prze­ ne przez biblioteki szkolne. strzegać przed serwisami zawierającymi 4. Encyklopedyczne informacje informacje błędne, nieaktualne lub też o wybranych zagadnieniach i zjawiskach. z pogranicza astrologii czy ufomanii. 5. Zdjęcia, animacje komputerowe, 6. Forum ekspertów, czyli bezpośred­ itp., czyli wszelkie pomoce do przygoto­ niej możliwości zadawania pytań zawo­ wania lekcji na tematy astronomiczne. Za dowym astronomom drogą e-mailową. Jedna z najlepszych polskich witryn astro­ najlepszy polski serwis astronomiczny Po przedstawieniu rezultatów uczest­ nomicznych — AstroLinks studenci uznali amatorską witrynę Astro- nicy zjazdu dyskutowali o tym, co zro­ Net (adresy: links.astronet.pl, oraz gal- bić, by Internet był jeszcze bardziej po­ ...ii lery.astronet.pl). To najlepszy przykład, mocny dla polskiego nauczyciela że miłośnicy astronomii często wkładają astronomii. Padały różne pomysły i de­ więcej pasji i czasu w przygotowanie klaracje. Między innymi prowadzący swych witryn niż niejedno profesjonalne serwis AstroNet zgodzili się stworzyć obserwatorium. bank polskojęzycznych tekstów popu- 6. Poradniki, jak obserwować niebo. lamoastronomicznych i forum eksper­ Również i tu większość informacji po tów, byleby przekazywać im materiały polsku dostarczają strony indywidual­ i by eksperci się do nich zgłosili. Osoby nych osób. zainteresowane zapraszam do korespon- Informacje o aktualnym wyglądzie nieba 7. Grupy dyskusyjne na tematy astro­ dencj i ze mną. na stronach Wirtualnego Wszechświata nomiczne. Waldemar Ogloza

2/2002 U R A N I A - POSTĘPY ASTRONOMII 83 astronomia w szkole Modelowanie na lekcjach astronomii

ardzo wielu uczniów (nawet po toriów przygotowywało kursie astronomii, jeśli w ogó­ się do wykonania pom ia­ le można mówić o astronomii rów. przyB obecnych programach), wyobra­ Wyłącznie w tym celu ża sobie pracę astronoma mniej wię­ z Perth w Australii wy­ cej tak: siedzi astronom przy wielkiej startowało nad Ocean In­ rurze, ogląda różne obiekty na niebie, dyjski Latające Obserwa­ a potem opisuje to, co widział. Tak jest torium Astronomiczne nawet wtedy, gdy w szkole jest stary im. G. Kuipera (Kuiper maksutow (lub nowszy uniwersał) Airborne Observatory i nauczyciel znalazł czas (i chęć), aby — KAO), należące do zorganizować parę pokazów nieba. NASA. Na pokładzie sa­ A tak naprawdę olbrzymia większość molotu C -141 znajdował informacji uzyskiwana jest w sposób się m. in. 36-calowy (ok. pośredni, dzięki wykorzystaniu często 91 cm) reflektor, oczywi­ bardzo pomysłowych i subtelnych m e­ ście żyroskopowo stabi­ tod. Np. planet wykrytych nie tak daw­ lizowany. Zasadniczym no przez Wolszczana prawie na pew­ przeznaczeniem KAO no nikt nigdy nie zobaczy. Jestem były obserwacje w pod­ przekonany, że wyobrażenia te moż­ czerwieni w zakresie dłu­ na zmienić, przeprowadzając przynaj­ gości fal od 1 do 1000 a mniej parę doświadczeń modelowych. mm. Bardzo silną ab- Podkreślam, doświadczeń, a nie sy­ sorbcję w tym zakresie mulacji komputerowych! Uczeń po­ powodują atmosferyczne 2146 48 50 52 54 55 winien wiedzieć (i to my powinniśmy pasma cząsteczek wody, go o tym przekonać), że na ekranie tlenu i ozonu. Jeśli jed­ 44000 46000 48000 50000 52000 km komputera można zobaczyć prawie nak wyniesiemy instru­ /s. 1 wszystko, co programista sobie wy­ menty na odpowiednią R' m yślił. wysokość, wpływ atmos­ W dniu 10 marca 1977 r. nastąpiło fery ziemskiej staje się minimalny. cję danych rozpoczęto o godz. 20.05. przewidywane zakrycie gwiazdy 9. Na pokładzie KAO pomiarami zaj­ Pomiary polegały na rejestracji prądu wielkości z gwiazdozbioru Wagi, SAO mowała się grupa astronomów z Ośrod­ fotopowielacza zainstalowanego 158 687, przez planetę Uran. Zakry­ ka Radiofizyki Badań Kosmicznych w ognisku teleskopu. O 20.11.43 sa- cie m iało być w idoczne z południowej Cornell University w Ithaca. Grupą kie­ m opiszący m iernik zarejestrował stro­ półkuli (rejon Oceanu Indyjskiego). rował Jim Elliot. Obserwacje prowa­ my, parosekundowy spadek sygnału. Ponieważ fotometryczne obserwacje dzono w stratosferze na wysokości Spowodowało to sprawdzenie dokład­ zakryć mogą dostarczyć istotnych da­ 41 000 stóp (ok. 12 500 m). W rejonie ności śledzenia Urana i stanu zachmu­ nych o atmosferze planety oraz wy­ lotu zakrycie miało nastąpić o 20.52 rzenia nieba. Było ono jednak ideal­ znaczyć jej średnicę, szereg obserwa­ UT. Śledzenie Urana i ciągłą rejestra­ nie czyste. Postanowiono w sposób ciągły kontrolować ewentualne odchy­ lenia układu śledzącego, nie pozosta­ wiając wszystkiego Adamsowi (Adams — komputer zainstalowany na pokła­ dzie samolotu). Podczas następnych 14 minut zarejestrowano 4 dalsze spadki sygnału, nieco płytsze od pierwszego (rys. 1). W ywołało to zainteresowanie, zdziwienie, a w końcu podniecenie ca­ łej grupy i formułowanie ad hoc hipo­ tez mających wyjaśnić zaobserwowa­ ne zjawiska. Przypuszczenie, że spadki sygnału zostały spowodowane zakry­ waniem gwiazdy przez pierścienie Urana, skwitowano początkowo wy-

84 URANIA - Po s t ę p y a s t r o n o m ii 2/2002 astronomia w szkole buchem śmiechu. Mimo to postano­ wiono je sprawdzić. Zakrycie gwiazdy rozpoczęło się 0 godz. 20.52 i trwało 25 minut. Plan lotu przewidywał natychmiastowy po­ wrót do Perth. Kontynuowano jednak obserwacje do 22.18. W tym czasie zarejestrowano 5 wtórnych zakryć. Ist­ nienie pierścieni Urana stało się prawie pewne. Jednak doniesienie o odkryciu opublikowano dopiero 21 marca, po dokładnej analizie uzyskanych danych 1 porównaniu ich z (niekompletnymi z różnych powodów) danymi z trzech szkolnego galwanometru uniwersalne­ nych na KAO od godz. 19.59 do 20.52. obserwatoriów (w Perth i Cape Town). go. Nieprzezroczysty ekran zasłania Ciekawym urozmaiceniem jest nagra­ Z analizy obserwacji wynikało, że przed uczniami żaróweczkę-gwiazdę nie tych rozmów na taśmę, synchroni­ łączna szerokość wszystkich pierście­ i przesłonę-Urana (rys. 2). Podobnie jak zacja z pokazem, powtórzenie pokazu ni wynosi ok. 7000 km, a wewnętrzny zespół J.Elliota uczniowie obserwują z oryginalnymi komentarzami astrono­ pierścień znajduje się w odległości ok. jedynie wskazania miernika oraz do­ mów. 4400 km od planety. Zewnętrzny pier­ kładność ustawienia teleskopu (świetl­ W podobny sposób można modelo­ ścień ma szerokość ok. 100 km, pozo­ na plamka na fotorezystorze). Przesło­ wać gwiazdy podwójne zaćmieniowe. stałe ok. 10 km. Pierścień o średnicy na P (rys. 3) to rysunek Urana wraz Gdy przed 25 laty po raz pierwszy 10 km z odległości prawie 18 j.a. (ok. z pierścieniami, wykonany na folii es- przygotowywałem to doświadczenie, 2700 min km) ma średnicę kątową trafolowej i wklejony do tekturowej korzystałem z galwanometru uniwer­ mniejszą niż 0,001 sekundy łuku. Jest ramki (dla usztywnienia). Sposób „na­ salnego. Dziś mamy znacznie większe to grubo poniżej zdolności rozdzielczej pędu” planety wyjaśnia w zupełności możliwości. Możemy wykorzystać teleskopów naziemnych. Dlatego też rys. 4. Należy tu zastosować wolno­ komputer z zestawem Coach lub Co- pierścienie „zobaczono” dopiero po 19 obrotowy silniczek synchroniczny, np. brabid (produkcji polskiej) albo kal­ latach na zdjęciach wykonanych przez od uszkodzonego miernika wskazują- kulator graficzny TI-89 firmy Texas Voyager a 2 w styczniu 1986 r. Okaza­ co-rejestrującego, lub podobny. Instruments wraz interfejsem i odpo­ ło się wówczas, że pierścieni jest wię­ W czasie doświadczenia uczniowie wiednim czujnikiem pomiarowym. cej (w sumie 10). obserwują (oczywiście poinformowa­ Opiszemy teraz doświadczenie mo­ ni, że obserwują zakrycie gwiazdy Juliusz Domański delowe. Rolę gwiazdy SAO 158687 przez planetę) wskazania miliampero- pełni żaróweczka 6,3 V, 0,3 A, Urana mierza i na kartkach papieru szkicują Literatura: (opisana niżej) przesłona P, a telesko­ zaobserwowane zmiany prądu. Po ana­ [1] Domański J., Astronomia i gra­ pu KAO zamontowany na statywie lizie wyników obserwacji demonstru­ witacja, WOM Toruń, 1993. obiektyw od starego episkopu. Można jemy (przy pomocy projektoskopu) [2] Sky and Telescope 5/1977. też użyć pojedynczej soczewki o moż­ wykonane na folii kopie oryginalnych [3] Sky and Telescope 6/1977. liwie dużej średnicy. W tych warunkach wykresów. Przez ich nałożenie stwier­ fotopowielacz jest zbędny, wystarcza dzamy doskonałą symetrię uzyska­ fotorezystor. Do rejestracji prądu foto- nych zakryć. Od Redakcji: Chętnie wykorzystamy rezystora najlepszy jest samopiszący W literaturze [2] i [3] znajduje się propozycje innych doświadczeń mode­ miliamperomierz. Można też użyć m.in. pełny zapis rozmów prowadzo­ lowych.

ASTRO-BIT /B Oprogramowanie i materiały astronomiczne Ireneusz Włodarczyk ul. Rewolucjonistów 15/13 42-500 Będzin

tel.:(0-32) 761-29-46 e-mail: [email protected]

2/Q00Q U R A N I A - Po s t ę p y A s t r o n o m ii 85 elementarz Uranii Nowe typy widmowe d przeszło 100 lat w trakcie ków, które występują na Ziemi. Jed­ pasmach (19 Piscium) oraz obiekty za­ kursu astronomii studenci za­ nak ich układ dla różnych gwiazd od­ wierające jednocześnie emisje i ab­ pamiętać muszą dość dzi­ biegał niekiedy dość znacznie od sło­ sorpcje (y Cassiopeiae, ji Lyrae). O Był to, jak się okazało, trochę zbyt waczny ciąg liter: OBAFGK.M. To necznego. W widmie naszej Dziennej nie żaden szyfr, choć można go uznać Gwiazdy rzucają się w oczy przede uproszczony podział. Astronomom za swego rodzaju klucz ułatwiający wszystkim absorpcje sodu i zjonizo- przyszła z pomocą fotografia. W roku orientację w świecie gwiazd, a ściślej wanego wapnia. Widma takich gwiazd 1872 Henry Draper uzyskał pierwsze rzecz biorąc — ich widm. Wydawało­ jak Wega, Altair czy Syriusz zdomi­ zdjęcie widma gwiazdy (Wegi). Choć by się, że ciąg ten trwać już będzie nowane są przez linie absorpcyjne ten nowojorski fizyk i astronom wkrót­ w niezmienionej postaci. Tymczasem wodoru, zaś gwiazdy o czerwonawej ce zmarł, przekazane przezeń środki w ostatnich latach astronomowie do­ barwie — takie jak Betelgeuse czy finansowe pozwoliły zbudować nowej dali na końcu owej 7-literowej se­ Antares —- linii wodoru w ogóle nie klasy teleskop, przeznaczony specjal­ kwencji dwa nowe symbole: L i T. posiadają, za to w ich widmach wy­ nie do fotografowania widm gwiazd Dzięki nowej technologii i wnikli­ stępują bardzo silne pasma tlenku ty­ (instrument ten znajduje się dziś wym obserwacjom zostały odkryte tanu. Aby odpowiedzieć na pytanie, w Piwnicach k. Torunia). Przy jego po­ obiekty o widmach wykraczających skąd biorą się te różnice, należało mocy Edward C. Pickering, dyrektor poza dotychczasowy schemat klasy­ przede wszystkim uporządkować cały obserwatorium Harvarda, wraz z Wil- fikacji. Na początek jednak przypo­ ten inwentarz. liaminą Fleming przystąpili do tworze­ mnijmy może pokrótce jego genezę. W roku 1863 włoski jezuita i astro­ nia nowego schematu klasyfikacji W tym roku mija 200 lat od odkry­ nom Angelo Secchi podzielił gwiaz­ widm, oznaczając poszczególne typy cia linii widmowych przez angielskie­ dy według ich widm i barw na pięć kolejnymi literami alfabetu łacińskie­ go przyrodnika Williama H. Wollasto- typów (patrz tabelka). Rzymskie ozna­ go (tabelka). na. Widma Słońca i gwiazd jako czenia od 1 do V określały odpowied­ Podstawą sekwencji od A do O było pierwszy zaobserwował nieco później nio: białoniebieskie gwiazdy z linia­ malejące natężenie linii wodoru, po­ niemiecki fizyk Joseph Fraunhofer. mi wodoru (Wega, Syriusz), gwiazdy nadto oznaczenia P i Q zarezerwowa­ Od początku rzucała się w oczy ich z licznymi liniami metali (Słońce, Al- no dla obiektów, które nie mieściły się różnorodność. Dość szybko William debaran, Arktur), pomarańczowoczer- w tym schemacie klasyfikacji. Póź­ Huggins ustalił, że linie widmowe wone gwiazdy z pasmami (Betelgeu­ niejsze prace pokazały, że nie wszyst­ pochodzą od tych samych pierwiast­ se), gwiazdy czerwone o złożonych kie wyróżnione typy znajdowały uza-

Pierwsze schematy klasyfikacji widm gwiazd

Secchi Harvard

1 Silne linie wodoru A Silne, szerokie linie wodoru B jw. plus tzw. „linie Oriona” (zaobserwowane u wielu gwiazd z Orio­ na, później zidentyfikowane jako Hel) C Podwójne linie wodoru D Obecne linie emisyjne II Liczne linie metali E Widoczne linie „H” i „K” Fraunhofera oraz H/J F Podobne do E, ale widoczne są wszystkie linie wodoru G jw. z dodatkowymi liniami H Tak jak F, ale widoczny spadek natężenia w niebieskiej części widma 1 jw. z dodatkowymi liniami K Pojawiają się pasma L Osobliwe odmiany typu K

III W widmie dominują pasma M Typ III w klasyfikacji Secchiego IV Gwiazdy ciemnoczerwone N Typ IV w klasyfikacji Secchiego V Jasne linie widmowe O Widma o wielu jasnych liniach (również gwiazdy WR) P Mgławice planetarne Q Pozostałe widma (od 1922 r. gwiazdy nowe)

86 U R A N I A - Postępy Astronom ii 2/2002 elementarz Uranii

sadnienie — niektóre z nich usunięto, a część połączono ze sobą. Dwie asystentki, Antonia Maury i Annie Jump Can­ non, zauważyły, że — biorąc pod uwagę natężenia linii ab­ sorpcyjnych innych niż wodorowe — lepiej byłoby usta­ wić klasę B przed A, zaś jeszcze wcześniej, na samym początku sekwencji, umieścić typ O. Tak oto narodził się ów klucz typów widmowych — OBAFGKM — który zna­ my do dziś. Przez jakiś czas na końcu utrzymywał sięjesz- cze typ N: gwiazdy równie chłodne i czerwone jak obiekty typu M; w ich widmach zamiast pasm tlenku tytanu obser­ wowano jednak linie węgla. Gdy znaleziono więcej gwiazd bogatych w węgiel, wykazujących jednak nieco odmienne cechy widmowe, pojawił się dodatkowo typ R (czasem R i N zastępuje się wspólnym oznaczeniem: C), zaś gwiazdy o silnych pasmach tlenku cyrkonu oznaczono przez S. Po­ dobnie jak N i R, uważa się je dziś raczej za osobliwe, nie mieszczące się w zasadniczym ciągu klasyfikacyjnym. O widmie gwiazdy decyduje przede wszystkim tempe­ ratura, a w znacznie mniejszym stopniu ciśnienie i skład chemiczny jej atmosfery. To od temperatury zależy, w ja­ kim stopniu będą zjonizowane i wzbudzone atomy poszcze­ gólnych pierwiastków (jak to pokazali fizyk austriacki L.E. Boltzmann oraz hinduski fizyk i astronom M. Saha). 7000 8000 9000 10000 Skład chemiczny prawie wszystkich gwiazd jest podobny, Długość fali (A) nie jest więc czynnikiem różnicującym widma. Rys. 1. Widma trzech karłów (typów M9, L3 i L8) w zakre­ Annie Cannon zawdzięczamy podział poszczególnych sie bliskiej podczerwieni. Najsilniejsze linie zostały ziden­ typów na podtypy oznaczane cyframi od 0 do 9. Do nie­ tyfikowane, wskazano też położenie pochodzących z at­ dawna najchłodniejsze gwiazdy ciągu głównego określano mosfery Ziemi absorpcji tlenu i pary wodnej jako M 9,5 (takie „połówki” pojawiały się od czasu do cza­ su już wcześniej, gdy brakowało cyfr na pomieszczenie wię­ cej niż 10 podtypów). Problem pojawił się, kiedy zaczęto odkrywać obiekty jeszcze chłodniejsze — brązowe karły (patrz „Urania-PA” 1, 1999, s. 28). To przewidywane już wcześniej przez teoretyków niedoszłe gwiazdy, o masie poniżej 8 % masy Słońca — czyli trochę za małej do zapo­ czątkowania klasycznych reakcji syntezy helu. Jak się jed­ nak okazuje, nawet te niedoszłe gwiazdy też świecą, a przy­ najmniej „żarzą się” na koszt energii grawitacyjnej kontrakcji oraz w pewnej mierze dzięki fuzji deuteru. Obiek­ ty tego typu zaczęto odkrywać w ramach programów ob­ serwacyjnych, prowadzonych w podczerwieni, np. DENIS (Deep Near Infrared Survey of the Southern Sky) czy 2MASS (Two Micron All Sky Survey — fot.). Jak zatem oznaczyć owe karły, by uzupełnić dotychcza­ sowy schemat klasyfikacji, a równocześnie nie wprowa­ dzać symboli, które w jakiś sposób kojarzyłyby się z uży­ wanymi już w astronomii? Zasadniczo pozostały do dyspozycji litery: H, L, T oraz Y. Dość naturalną drogą wybór padł na L, choć w ten sposób znów naruszona zosta­ ła kolejność alfabetyczna. Typ L dobrze plasuje się w do­ tychczasowym schemacie klasyfikacji (rys. 1 i 2); miejsce pasm tlenków metali zajmują w widmach tego rodzaju pa­ o 6000 7000 8000 0000 10000 sma wodorków i samych metali. Już w późnych podtypach Długość fali (A) M rośnie natężenie linii tlenku wanadu, osiągając maksi­ mum w L0; linie te znikają w podtypie L4. Z kolei w wid­ Rys. 2. Sekwencja podczerwonych widm typów od M7 do mach typu L7 pasma tlenku tytanu stają się prawie niewi­ L8 oraz widmo karła Gliese 229B — pierwowzoru typu wid­ doczne. Z malejącą temperaturą rośnie natężenie absorpcji mowego T

2/2002 U R A N I A - Postępy As tr o n o m ii 87 elementarz Uranii

Temperatura (K) Temperatura (K) 10,0 0 0 ° 4 ,500° 3,0 0 0 ° 2,0 0 0 ° 1,5 0 0 ° 4 ,0 0 0 ° 3 ,0 00 ° 2,000° 1,40 0 ° 1,00 0 °

Rys. 3. Położenie kartów typów widmowych L i T na diagramie HR metali alkalicznych — potasu, rubidu wacje są zbyt skąpe, by dokonać po­ świadczy o tym, że otaczający nas i cezu. Absorpcja potasu staje się szcze­ działu na podtypy tej ostatniej klasy Wszechświat kryje w sobie jeszcze gólnie silna i szeroka w podtypie L8. karłów. Czas już jednak oswajać się wiele niespodzianek, (kr) Jak się ocenia, tylko około jedna z rozszerzoną sekwencją typów wid­ trzecia obiektów typu L to brązowe mowych: OBAFGKMLT. Dotych­ * * * karły. Rozpoznaje się je dzięki obec­ czasowe oceny sugerują, że brązo­ Początkującym adeptom astronomii spra­ ności w widmie absorpcji litu. Pierwia­ wych karłów powinno być w naszej wia trudność zapamiętanie sekwencji li­ stek ten nie ma szans na przetrwanie Galaktyce nawet dwa razy więcej niż terek OBAFGKM. Lekarstwem na to, w krajach anglosaskich, było sympatyczne w materii, w której zachodzi przemia­ normalnych gwiazd. Oznacza to, że zdanie Oh, Be A Fine Girl Kiss Me. Może na wodoru w hel — toteż występować przypada im w udziale jakieś 15% nasi Czytelnicy mają jakieś propozycje może jedynie w atmosferach bardzo masy zawartej w gwiazdach. Nie roz­ wydłużenie tego zdania o kolejne słowa młodych gwiazd lub właśnie brązo­ wiązuje to co prawda problemu bra­ na litery L i T? A może coś po polsku? wych karłów. kującej ciemnej materii, ale na pewno Czekamy na propozycje. Ciągowi podtypów od LO do L8 (L9 póki co pozostawiono w rezerwie) Bliska podczerwień: Światło widzialne odpowiada ciąg malejących tempera­ tur powierzchni od ok. 2000 K do ok. 1300 K (rys. 3). W tak niskich tempe­ raturach część materii może przyjmo­ wać postać stałą (np. tlenek wanadu czy chlorek litu; tytan wiąże się z tle­ nem i wapniem w związek CaTi03 — znany w formie perowskitu). Wokół tak chłodnego obiektu może zatem powstać mglista otoczka złożona z zia­ ren minerałów. To jeszcze nie koniec niezwykłej menażerii niedoszłych gwiazd. Na 2MASS Atlas JIIK SComposite Image Palomar Digitized Sky Survey podstawie obserwacji karła Gliese J.l>. Kirkpatrick (IPAC/Calltcll), I.N. keid (Caltech). RJU. Culri (lPAC/Callectl), 229B wyznaczono jego temperaturę na C.A. Beitlimati (IPAC/JPL/Caltecli), J, Ueberl (II of A), M.F. Skrutskie (UM hrs) zaledwie 1000 K! Nietypowe wskaź­ The 2 V1ASS project is a culittburuliun btrtwmi liie University of Massachusetts and IPAC niki barwy kilku podobnych obiektów i ich skomplikowane widma, bogate Porównanie obrazów tego samego fragmentu konstelacji Lwa. Obiekt oznaczo­ ny 2MASS J1146+2230 — karzeł typu widmowego L — wskazany jest strzałką w linie metanu, pozwoliły na wyod­ na obrazie z zakresu bliskiej podczerwieni. W zakresie optycznym nie jest on rębnienie jeszcze jednego typu wid­ widoczny mowego — T (rys. 2). Na razie obser­

88 U R A N IA - Postępy a s t r o n o m ii 2/2002 poradnik obserwatora WYBIERAMY TELESKOP o końca lat 80. kupno teleskopu w naszym kraju Innego teleskopu będziemy potrzebować do sporadycznych ob­ było praktycznie niemożliwe. Sytuacja taka zmu­ serwacji kraterów na Księżycu, a jeszcze innego do fotografo­ Dszała wielu miłośników astronomii do samodzielne­ wania galaktyk. Oczywiście najistotniejszym czynnikiem de­ go szlifowania zwierciadeł oraz wykonywania pozostałych cydującym o zakupie konkretnego teleskopu, jest jego cena. elementów niezbędnych do zbudowania własnego telesko­ Ceny najtańszych kształtują się na poziomie kilkuset, natomiast pu. Osoby posiadające paszporty oraz odpowiednio zasobną najdroższych osiągają poziom kilku tysięcy złotych. Telesko­ , Jdeszeń” mogły kupić wymarzony teleskop w ZSRR lub NRD. py ze względu na cenę (tym większą im większą średnicę po­ Obecnie w Polsce działa wiele firm oferujących teleskopy siada zwierciadło lub obiektyw) oraz możliwości obserwacyj­ astronomiczne. Można je spotkać nawet w sklepach fotogra­ ne można podzielić na trzy grupy cenowe: poniżej 1000 zł, od ficznych czy supermarketach. Jednak zdecydowana większość 1200 do 2500 zł oraz powyżej 3000 zł. oferowanego w takich miejscach sprzętu jest nie najlepszej Pierwszą grupę stanowią teleskopy przeznaczone dla osób, jakości. Jeśli chcielibyśmy zadać sprzedawcy kilka pytań które dopiero zaczynają swoją przygodę z astronomią. W tej dotyczących oferowanych teleskopów lub zastosowania ich grupie cenowej dominują refraktory o średnicach 50-70 mm do konkretnych obserwacji, to na ogół usłyszymy wymija­ oraz teleskopy zwierciadlane systemu Newtona o średnicach jącą odpowiedź. Powodem takiego stanu rzeczy jest brak ja­ nie przekraczających 90 mm. Teleskopy tej klasy są doskona­ kiejkolwiek wiedzy na temat zasady działania teleskopu oraz łym instrumentem, za pomocą którego można obserwować kra­ jego zastosowania. tery i góry na Księżycu, plamy na Słońcu, tarcze planet takich Istnieją jednak na naszym rynku dwie firmy oferujące nie jak Wenus czy Jowisz, pierścienie Saturna, planetoidy, groma­ tylko sprzęt fotograficzny, ale także duży wybór teleskopów dy gwiazdowe, czy też najjaśniejsze galaktyki. astronomicznych oraz dodatkowego oprzyrządowania. Są to Drugą grupę stanowią teleskopy przeznaczone dla bardziej firmy HIMPOL oraz SW FOTO CENTRUM. Firma HIM- zaawansowanych miłośników obserwacji nocnego nieba. POL oferuje teleskopy rosyjskiej firmy NPZ z Nowosybirska. Wśród tych teleskopów dominują refraktory o średnicach od Są to teleskopy o doskonałej optyce i mechanice. Oferta firmy 80 do 100 mm oraz reflektory o średnicach zwierciadeł od zawiera zarówno teleskopy soczewkowe (refraktory) oraz 114 do 170 mm. Teleskopy te umożliwiają obserwacje wielu zwierciadlane (reflektory), jak i dodatkowy osprzęt. Firma ofe­ detali na powierzchni Księżyca czy też charakterystycznych ruje również duży wybór wysokiej jakości lunet i lornetek, które struktur w atmosferach takich planet jak Saturn oraz Jowisz mogą być używane w obserwacjach astronomicznych. Dla (np. Wielka Czerwona Plama). Rozmiary tych teleskopów miłośników astrofotografii godne polecenia są teleskopy z me­ umożliwiają także obserwacje Plutona oraz wielu obiektów chanizmem zegarowym oraz duży wybór obiektywów foto­ mgławicowych. Wiele z nich oferuje również możliwość pod­ graficznych. Firma SW FOTO CENTRUM oferuje produkty łączenia aparatu fotograficznego lub kamery CCD, co znacz­ znanej fotograficznej firmy SOLIGOR, produkującej bogaty nie poszerza możliwości obserwacyjne. asortyment aparatów i obiektywów fotograficznych. Wiele Do ostatniej grupy zaliczają się najdroższe teleskopy, wśród z oferowanych obiektywów (AF — auto focus oraz MF — których dominują teleskopy systemu Newtona o średnicach manual focus) można z powodzeniem zastosować w astrofoto­ zwierciadeł 200-300 mm. Również licznie reprezentowane są grafii — zwłaszcza obiektywy stałoogniskowe. Firma SOLI­ teleskopy systemu Cassegraina o średnicach powyżej 200 mm. GOR jest także producentem szerokiej gamy lornetek oraz lu­ Teleskopy soczewkowo-zwierciadlane są dość rzadko repre­ net obserwacyjnych. Bardzo dobra jakość tych wyrobów zentowane na polskim rynku; m.in. firma ASTROKRAK ofe­ kwalifikuje je również do obserwacji astronomicznych. Od kilku ruje teleskop systemu Maksutowa-Cassegraina o średnicy lat firma oferuje także teleskopy astronomiczne oraz szeroki zwierciadła 170 mm. Teleskopy o średnicach zwierciadeł po­ asortyment dodatkowego sprzętu przydatnego podczas obser­ wyżej 200 mm umożliwiają obserwacje niewielkich struktur wacji. Oferta firmy zawiera refraktory, reflektory oraz telesko­ widocznych w atmosferach Jowisza lub Saturna. Zastosowa­ py soczewkowo-zwierciadlane. nie powiększenia rzędu 200-300x pozwala dostrzec składniki Czy poza teleskopami z importu obecne są na rynku rodzi­ wielu układów podwójnych i wielokrotnych. Teleskopy o tak me konstrukcje? W chwili obecnej dostępne są teleskopy dwóch dużych średnicach umożliwiają również obserwacje wizualne polskich firm: ASTROKRAK oraz UNIWERSAŁ. Obie ofe­ wielu mgławic planetarnych oraz galaktyk. Wyposażone w me­ rują szeroki wybór zarówno teleskopów (reflektorów i refrak- chanizm zegarowy oraz aparat fotograficzny lub kamerę CCD torów), jak i dodatkowego wyposażenia, takiego jak okulary, stanowią doskonały sprzęt obserwacyjny, za pomocą którego filtry, wyciągi okularowe, szukacze czy też napędy elektrycz­ można rejestrować gwiazdy o jasności 15-16 magnitudo! ne. Wyposażenie takie znacznie poszerza możliwości obser­ Jeśli już zdecydujemy się na zakup teleskopu z określonej wacyjne. Jeśli np. planujemy, by poświęcać dużo czasu na fo­ grupy cenowej, warto zapoznać się z ofertą wielu firm. Zwra­ tografowanie, bardzo przydatny będzie mechanizm zegarowy. cajmy uwagę nie tylko na cenę i oferowane wyposażenie do­ Mając do wyboru kilkadziesiąt modeli teleskopów, zasta­ datkowe, ale przede wszystkim na jakość zastosowanej optyki. nawiamy się, jaki teleskop wybrać? Zanim podejmiemy decy­ zję, powinniśmy zastanowić się, do czego ma on nam służyć. Wiesław Skórzyński

2/2002 U R A N I A - Postępy Astronom ii 89 kalendarz astronomiczny 2002

Maj

Słońce Wznosi się po ekliptyce nadal coraz wyżej ponad rów­ nik niebieski, w związku z czym dzień jest coraz dłuższy i w ciągu miesiąca przybywa go o ponad godzinę: w War­ szawie 1 maja Słońce wschodzi o 3h06m, zachodzi o 18h01m, a 31 maja wschodzi o 2h22m, zachodzi o 18h46nn. W dniu 26 maja wystąpi półcieniowe zaćmienie Księ­ życa, niewidoczne w Polsce. W maju Słońce wstępuje w znak Bliźniąt.

Dane dla obserwatorów Słońca (na 0h czasu UT) AD Rys. 1. Planety Merkury, Wenus, Mars, Jowisz i Saturn nad Data 2002 P[°] b0 n L0 [°] zachodnim horyzontem (w Warszawie) pod koniec zmierz­ V 1 -24,18 —4,19 298,06 chu cywilnego od maja do czerwca 2002 (około godzinę po 3 -23,82 -3,98 271,62 zachodzie Słońca) 5 -23,42 -3,78 245,19 7 -23,00 -3,57 218,75 wartość maksymalną równą prawie 14°, po czym zacznie 9 -22,55 -3,35 192,31 powoli spadać. Przez teleskop można obserwować tarczę 11 -22,07 -3,13 165,86 Wenus o średnicy zaledwie 12” w fazie zbliżonej do pełni. W odległości kilku stopni od Wenus na tle gwiazdozbioru 13 -21,57 -2,91 139,42 Byka można zobaczyć Marsa. Planeta powoli zbliża się do 15 -21,03 -2,68 112,97 koniunkcji ze Słońcem, w związku z czym znajduje się w 17 -20,48 -2,46 86,52 dużej odległości od Ziemi i jej jasność wynosi zaledwie 19 -19,89 -2,23 60,06 +1,7m. Z tego samego powodu przy średnicy tarczy poni­ 21 -19,28 -1,99 33,61 żej 3” nie stanowi ona atrakcyjnego obiektu teleskopowe­ 23 -18,65 -1,76 7,15 go, zwłaszcza przy malejącej w ciągu miesiąca wysokości 25 -17,99 -1,52 340,69 nad horyzontem (pod koniec maja w godzinę po zacho­ 27 -17,31 -1,29 314,22 dzie Słońca wynosi ona zaledwie 6°). Jowisz widoczny jest wieczorem w gwiazdozbiorze Bliź­ 29 -16,61 -1,05 287,76 niąt jako „gwiazda” -2 m. W ciągu miesiąca wysokość pla­ V 31 -15,89 -0,81 261,29 nety nad horyzontem (mierzona pod koniec zmierzchu cy- P — kąt odchylenia osi obrotu Słońca mierzony od północnego wierzchołka tarczy; B0, L0 — heliograficzna szerokość i długość środka tarczy; 23d12h58m — heliograficzna długość środka tarczy wynosi 0°

Księżyc Ekliptyka Bezksiężycowe noce będziemy mieli w pierwszej poło­ wie maja, bowiem kolejność faz Księżyca jest w tym mie­ siącu następująca: ostatnia kwadra 4d07h16m, nów Polci*ń Ziami 1 2 d1 0 h4 5 m, pierwsza kwadra 19d19h42m i pełnia 26d11h51m. I Momenty kontaktów P l= 10:12:46 UT W apogeum Księżyc znajdzie się 7d19h16m, a w perygeum P4= 13:53:55 UT 23d15h32m.

P. EspenaK NASA/GSFC - 7W. 1999A u i OJ Planety i planetoidy Na początku miesiąca, wieczorem nisko nad zachod­ nim horyzontem możemy obserwować Merkurego jako „gwiazdę” o jasności 0m. W dniu 3 maja w godzinę po za­ chodzie Słońca wysokość planety nad horyzontem prze­ kroczy 10°. W tym samym czasie przez teleskop możemy obserwować tarczę Merkurego o średnicy 7” w fazie zbli­ żonej do kwadry. Także wieczorem, kilka stopni powyżej Merkurego zo­ baczymy Wenus świecącą z jasnością-4"1. W połowie maja Rys. 2. Schemat półcieniowego zaćmienia Księżyca w dniu wysokość planety nad horyzontem mierzona pod koniec 26 maja 2002 [wg REspenak, NASA/GSFC] świtu cywilnego (godzinę po zachodzie Słońca) osiągnie

90 U R A N I A - Po s t ę p y A s t r o n o m i i 2/2002 ^Y1 SĄtTJ) — kalendarz astronomiczny 2002

wilnego) maleje od prawie 40° do zaledwie 13°, przez co utrudnione staje się śledzenie zjawisk w układzie księżyców galileuszowych planety. Także wieczorem, w odległości zaledwie kilku stopni od Wenus i Marsa zobaczymy Saturna świecącego z jasnością 0m. W ciągu miesiąca wysokość planety nad horyzontem szybko maleje i pod koniec maja jej obser­ wacja staje się niemożliwa. Uran i Neptun przebywają na niebie w po­ bliżu Słońca i są niewidoczne. Pluton widoczny jest całą noc w gwiaz­ dozbiorze Wężownika, jednakże jego jasność wynosi jedynie 13,8m i do jego zaobserwo­ wania niezbędny jest teleskop o średnicy zwierciadła przynajmniej 15 cm.

W maju w pobliżu opozycji nie znajduje się żadna jasna planetoida.

Meteory W dniach od 19 kwietnia do 28 maja pro­ mieniują meteory z roju eta Akwarydów, związanego z ko­ 19d Gwiazda zmienna długookresowa S Her (miryda) (16h51,9m, metą Halleya (obserwowany był już w VII w. w Chinach). +14°57’) osiąga maksimum jasności (7,6m). Maksimum aktywności roju przypada w dniu 5 maja. Ra­ 19d16h Maksymalna libracja Księżyca (7,7°) w kierunku krateru diant meteorów leży w gwiazdozbiorze Wodnika i ma współ­ Schickard (zacieniony). rzędne: rekt. 22,4h, deki. -2°. Warunki obserwacji w tym 21d05h27m Słońce wstępuje w znak Bliźniąt, jego długość eklip- roku będązłe w związku z Księżycem w ostatniej kwadrze, tyczna wynosi wtedy 60°. przebywającym w pobliżu radiantu roju. 23d Gwiazda zmienna długookresowa R Tri (miryda) (2h37,0m, +34°16’) osiąga maksimum jasności (6,2m). 24d23h Zakrycie gwiazdy u Lib (5,8m) przez ciemną część zbliża­ jącego się do pełni Księżyca, widoczne w całej Polsce (Szcze­ 1d01h Złączenie Merkurego z Wenus w odl. 6°. cin 23h23m — Krosno 23h36m). 25d19h Minimalna libracja Księżyca (4,4°) w kierunku Mare Au- 3d22h Maksymalna libracja Księżyca (7,6°) w kierunku Mare Hum- strale (oświetlone). boldtianum (zacienione). 4d00h Złączenie Neptuna z Księżycem w odl. 4°. 4d04h Merkury w maksymalnej elongacji wschodniej od Słońca w odległości 21°. 4d05h Złączenie Marsa z Saturnem w odl. 2°. 5d10h Złączenie Urana z Księżycem w odl. 4°. 7°10h Złączenie Wenus z Saturnem w odl. 2°. 8d00h Złączenie Merkurego z Marsem w odl. 9°. 9d19h38m Gwiazda zmienna >/ Aql (cefeida) osiąga maksimum ja­ sności (3,5m). 10d19h Złączenie Wenus z Marsem w odl. 0,4°. 11d Gwiazda zmienna długookresowa R Dra (miryda) (16h32,6m, +66°45’) osiąga maksimum jasności (7,6m). 11d Gwiazda zmienna długookresowa RS Lib (miryda) (15h50,7m, -22°55’) osiąga maksimum jasności (7,5m). 13d00h Minimalna libracja Księżyca (5,1°) w kierunku Oceanus Procellarum (zacieniony). 13d09h Neptun nieruchomy w rektascensji. 13d21h Złączenie Merkurego z Księżycem w odl. 3°. 14d08h Złączenie Saturna z Księżycem w odl. 1°. 14d19" Złączenie Marsa z Księżycem w odl. 0.6°. 14d23h Złączenie Wenus z Księżycem w odl. 1°. 15d14h Złączenie Merkurego z Saturnem w odl. 6°. 16d01h12m Gwiazda zmienna ó Cep (cefeida) osiąga maksimum jasności (3,5m). Rys. 4. Konfiguracja galileuszowych księżyców Jowisza 16d05h Merkury nieruchomy w rektascensji. w maju 2002 (I - lo, II - Europa, III - Ganimedes, IV - Cal- 16d12h Złączenie Jowisza z Księżycem w odl. 2°. listo). Przerwa w trasie księżyca oznacza przebywanie sa­ telity w cieniu planety. Zachód na prawo od środkowego 16d23h53m Gwiazda zmienna rj Aql (cefeida) osiąga maksimum pasa (tarczy planety), wschód na lewo jasności (3,5m).

2/2002 URANIA - Po s t ę p y A s t r o n o m ii 91 kalendarz astronomiczny 2002 Ą1T|) —

26d Półcieniowe zaćmienie Księżyca widoczne na Pacyfiku, we wschodniej Azji, Australii i zachodnich częściach obu Ame­ ryk. Zaćmienie rozpocznie się o 10h13m, zakończy o 13h54m. 27d Gwiazda zmienna długookresowa T Aqr (miryda) (20h49,9m, -5°09’) osiąga maksimum jasności (7,7m). 27d07h Merkury w koniunkcji dolnej ze Słońcem. 31° Gwiazda zmienna długookresowa U Cyg (miryda) (20h19,6m, +47°53’) osiąga maksimum jasności (7,7m). 31d08h Złączenie Neptuna z Księżycem w odl. 4°.

Czerwiec

Słońce W czerwcu deklinacja Słońca wzrasta aż do dnia prze­ ZeiAjn./Wewn. ZeiAin ,/Wewin. kontakty półcienia kontakty cienia silenia letniego, 21 czerwca, kiedy osiągnie wartość mak­ PI * £0:51:50.6 UT U l = 21:53:51.4 UT n = 115 9 1 \ .\ UT U l = £1:55:09.6 UT symalną: Słońce wstępuje wtedy w zodiakalny znak Raka, P3 = 00:2-9:11.0 UT U3 = 01:33:26.7 UT U4 = 01:34:39.0 UT rozpoczynając w ten sposób astronomiczne lato. W związ­ P4 = 02:36:38.1 UT

ku z tym w czerwcu przypada najdłuższy dzień i najkrótsza F. Espenak NASA/GSFC - 27Iw, 1999May 27 noc w roku na naszej półkuli. Rys. 5. Przebieg pasa obrączkowego zaćmienia Słońca na W Warszawie 1 czerwca Słońce wschodzi o 2h21m, za­ Ziemi 10 czerwca 2002 [wg F. Espenak, NASA/GSFC] chodzi o 18h47m, a 30 czerwca wschodzi o 2h18m, zachodzi o 19h01m. Najwcześniej Słońce wzejdzie w dniu 17 czerw­ miesiącu następująca: ostatnia kwadra 3d00h05m, nów ca (2h14m), najpóźniej zajdzie w dniu 25 czerwca (19h01m). 10d23h46m, pierwsza kwadra 18d00h29m, pełnia 24d21h43m. W dniu 10 czerwca wystąpi obrączkowe zaćmienie Słoń­ W apogeum Księżyc znajdzie się 4d12h59m, a w perygeum ca, niewidoczne w Polsce, a w dniu 24 czerwca częściowe 19d07h25m. półcieniowe zaćmienie Księżyca, widoczne w Polsce. Planety i planetoidy Merkury znajduje się na niebie w pobliżu Słońca i jest Dane dla obserwatorów Słońca (na 0h czasu UT) niewidoczny. Wieczorem w ciągu miesiąca pogarszają się nieco wa­ Data 2002 P [°] b n L-o n 0 runki obserwacji Wenus. Około godzinę po zachodzie Słoń­ VI 1 -15,52 -0,69 248,06 ca wysokość planety nad zachodnim horyzontem maleje 3 -14,76 -0 ,4 5 221,59 od 13° do 9°. Przez teleskop możemy obserwować tarczę 5 -13,99 -0 ,2 0 195,12 planety, pod koniec miesiąca osiągającą średnicę 15" w 7 -13,20 0,04 168,65 fazie zmierzającej do kwadry. Dostrzeżenie Wenus ułatwi 9 -12,39 0,28 142,18 jej jasność, wynosząca - 4m. Obserwacje Marsa stają się w czerwcu bardzo trudne. 11 -11,57 0,52 115,71 Przeszkodą jest nie tyle mała jasność planety, wynosząca 13 -10,74 0,76 89,24 jedynie 1,8m, ile jej niskie położenie nad horyzontem. Je­ -9 ,8 9 1,00 62,77 15 dynie na początku miesiąca można próbować dostrzec 17 -9 ,0 3 1,24 36,30 Marsa około godzinę po zachodzie Słońca na wysokości 19 -8 ,1 6 1,47 9,82 zaledwie 6° nad horyzontem, jednak obniża się on szybko 21 -7 ,2 8 1,71 343,35 i w połowie miesiąca obserwacja planety staje się niemoż­ 23 -6 ,3 9 1,94 316,87 liwa. 25 -5 ,5 0 2,17 290,40 Podobnie wysokość Jowisza nad wieczornym horyzon­ tem szybko się obniża (od 13° na początku czerwca) i tak­ 27 -4 ,6 0 2,40 263,93 że on znika za horyzontem w drugiej połowie czerwca. Staje VI 29 -3 ,6 9 2,63 237,45 się on jednak interesującym obiektem obserwacyjnym. VII 1 -2 ,7 9 2,85 210,98 W czerwcu płaszczyzna równika planety zaczyna pokry­ wać się z kierunkiem widzenia, w związku z czym rozpo­ P — kąt odchylenia osi obrotu Słońca mierzony od czyna się występujący raz na sześć lat okres wzajemnych północnego wierzchołka tarczy; zakryć i zaćmień galileuszowych księżyców Jowisza. B0, L0— heliograficzna szerokość i długość środka Saturn, Uran i Neptun nadal pozostają na niebie w po­ tarczy; bliżu Słońca i są niewidoczne. 19d17h49m — heliograficzna długość środka tarczy W czerwcu wraz z nastaniem okresu „białych nocy” wynosi 0° praktycznie kończy się okres obserwacji Plutona. W czerwcu możemy obserwować w pobliżu opozycji jasną planetoidę Księżyc Bezksiężycowe noce będziemy mieli w pierwszej poło­ 1 Planetoida (6) Hebe uważana jest za źródło spadających licznie na wie czerwca, bowiem kolejność faz Księżyca jest w tym Ziemię meteorytów — chondrytów zwyczajnych typu H (np. Pułtusk).

92 URANIA - Po s t ę p y A s t r o n o m ii 2/2002 T "b" Ą1T|) — kalendarz astronomiczny 2002

(6) Hebe1, (jasność 8,8m). 10 VI: 18h56,9m, -5°40’; 20 VI: 18h49,0m, -6°02’; 30 VI: 18h39,6m, -6°44’.

M eteory W dniach od 11 do 21 czerwca promie­ niują meteory z roju czerwcowych Lirydów. Maksimum aktywności przypada na 16 czerwca. Radiant meteorów leży w gwiazdo­ zbiorze Lutni i ma współrzędne: rekt. 18h22m, deki. +35°. Rój nie jest zbyt obfity, jednak w porannych obserwacjach nie będzie prze­ szkadzał Księżyc przed pierwszą kwadrą.

1d09h Maksymalna libracja Księżyca (7,5°) w kie­ runku Mare Humboldtianum (zacienione). 1d18h Złączenie Urana z Księżycem w odl. 5°. 3d23h Złączenie Wenus z Jowiszem w odl. 2°. Rys. 6. Trasa planetoidy (6) Hebe na tle gwiazd gwiazdozbioru Tarczy w czerwcu 2002 (zaznaczone gwiazdy do 10m) 5d Gwiazda zmienna długookresowa R (miryda) (12h38,5m, +6°59') osiąga maksimum jasno­ ści (6,9m). nie 23h44m w punkcie o współrzędnych a=35°N, /S=179°W. 6d22h16m Gwiazda zmienna zaćmieniowa U Oph osiąga minimum Fazy częściowe zaćmienia widoczne będą na całym Oce­ jasności. Jasność gwiazdy spada od 5,9m do 6,6m. anie Spokojnym, w północnej Australii, w Ameryce Północnej 8d04h Pluton w opozycji ze Słońcem. i południowo-wschodniej Azji. W Polsce zaćmienie niewidocz­ 8°11h Merkury nieruchomy w rektascensji. ne. 9d13h Saturn w koniunkcji ze Słońcem. 10d22h Złączenie Saturna z Księżycem w odl. 1°. 9d14h Złączenie Merkurego z Księżycem w odl. 3°. 11d21h09m Gwiazda zmienna ó Cep (cefeida) osiąga maksimum 9d20h Minimalna libracja Księżyca (4,9°) w kierunku Oceanus Pro- jasności (3,5m) cellarum (oświetlony). 11d23h03m Gwiazda zmienna zaćmieniowa U Oph osiąga mini­ 10d Obrączkowe zaćmienie Słońca widoczne na Oceanie Spo­ mum jasności. Jasność gwiazdy spada od 5,9m do 6,6m. kojnym. Obrączkowa faza zaćmienia widoczna m.in. na mo­ 12d12h Złączenie Marsa z Księżycem w odl. 1°. rzu Celebes i na północ od Hawajów. Maksymalna faza ob­ 13d04h Złączenie Jowisza z Księżycem w odl. 3°. rączkowa równa 0,996 będzie trwała 1m07si nastąpi o godzi­ 1 3 d2 i h złączenie Wenus z Księżycem w odl. 2°.

N I Półcień Ziemi

C ień Z ie m i

M o m e nty ko ntaktów P I = 20:18:34 U T P 4 = 22:35:29 U T

F Espenak, NASA/GSFC - T m , 1999JIm 01

Rys. 8. Konfiguracja galileuszowych księżyców Jowisza w czerwcu 2002 (I - lo, II - Europa, III - Ganimedes, IV - Callisto). Przerwa w trasie księżyca oznacza przebywanie Rys. 7. Schemat półcieniowego zaćmienia Księżyca w dniu satelity w cieniu planety. Zachód na prawo od środkowego 24 czerwca 2002 [wg F. Espenak, NASA/GSFC] pasa (tarczy planety), wschód na lewo

2/2002 U R A N I A - Postępy Astro n o m ii 93 16d11h Maksymalna libracja Księżyca (7,1°) w kierunku krateru Clavius (zacieniony). ' | : 16d19h06,9m W układzie księżyców galileuszowych Jowisza za­ chodzi częściowe zakrycie Europy (II) przez lo (I) trwające 35 min. Jasność układu spada o 0,11m. 17d20h Zakrycie gwiazdy v Vir (4,2m) przez ciemną część Księży­ ca w kwadrze, widoczne w całej Polsce (Szczecin 20h15m — Krosno 20h28m). 21d13h24,3m Słońce wstępuje w znak Raka, jego długość eklip- tyczna wynosi wtedy 90°. Początek astronomicznego lata. 21d14h Merkury w maksymalnej elongacji zachodniej od Słońca w odległości 23°. 21d21h04m Gwiazda zmienna rj Aql (cefeida) osiąga maksimum jasności (3,5m). 22d16h Minimalna libracja Księżyca (4,1°) w kierunku Mare Fe-

cunditatis (oświetlone). V • ■ 23d Gwiazda zmienna długookresowa X Oph (miryda) (18h38,3m, +8°50') osiąga maksimum jasności (6,8m). Rys. 9. Położenie i ruch własny radiantu meteorowego czerwcowych Lirydów (JLY) w okresie od 10 do 20 czerwca 24d Półcieniowe częściowe zaćmienie Księżyca widoczne w Afry­ ce, Europie, Ameryce Południowej, południowej Azji i Austra­ lii. W Polsce zaćmienie widoczne niedługo po wschodzie Księ­ UWAGA: Momenty wszystkich zjawisk podane są w cza­ życa. Zaćmienie rozpocznie się o 20h19m, zakończy o 22h35m. sie uniwersalnym UT (Greenwich). Maksymalna faza zaćmienia półcieniowego wynosi 0,234. Aby otrzymać datę w obowiązującym w maju i czerwcu w 27d16h Złączenie Neptuna z Księżycem w odl. 4°. Polsce „czasie letnim”, należy dodać 2 godziny. 27d23h32m Gwiazda zmienna ó Cep (cefeida) osiąga maksimum Momenty złączeń planet z Księżycem podane są dla geo- jasności (3,5m) centrycznych złączeń w rektascensji. Podane są wszystkie 29d02h Złączenie Urana z Księżycem w odl. 4°. złączenia, nie tylko widoczne w Polsce. 29d06h Maksymalna libracja Księżyca (7,3°) w kierunku Mare Fri- Współrzędne równikowe podane są dla Epoki 2000,0. goris (zacienione). Opracował T.Ściężor International Astronomical Youth Camp Eichendorf, Germany, 21.07-10.08.2002

Every year the International Astronomical Youth Camp lude a recent picture of yourself. These pictures will be (IAYC) takes place somewhere in Europe. About seven­ helpful in the beginning of the camp to get to know the ty people from many different countries live together for other participants a little better. three weeks. They are between 16 and 24 years old and You can fill in the application form on-line or, alternati­ share the same interest: astronomy. The IAYC is diffe­ vely, you can download the application form as a PDF rent from most astronomical camps for two reasons: the file from: www.iayc.org/2002 international character and the fact that you carry out your Be sure you have read the terms of participation on own small research project, not just accepting facts but the reverse of the application form carefully. You can send rather discovering them yourself. The IAYC is also not the application form to: like a hotel where you follow a summer school or an astro­ Jorg Dietrich nomy course. Every participant with his or her own cultu­ Stichwort: IAYC 2002 ral background forms an important piece in the complex Babette.Koch.Weg 2, Zimmer 223 puzzle of camp life. As an IAYC participant, the success D-53121 Bonn of the camp depends on your contribution. Germany The 38th IAYC will take place near the small village of ++49 228 624674 Eichendorf in Bavaria, Germany. The camp will start on [email protected] July 21th and lasts until August 10th 2002. If this period does not coincide with your school holidays, you may ask for our assistance with school authorities. Usually they are very helpful in granting extra holidays for IAYC if necessary. If you want to participate in the IAYC 2002, fill in the application form and send it to us as soon as possible. If you have not yet reached the age of 18 (21 in some co­ untries) your legal representative (father, mother...) has to sign the form instead for you. We also ask you to inc­

94 URANIA - Po stępy Ast r o n o m ii 2/2002 Konkurs / na najlepsze zdjęcia nieba AD 2001 rozstrzygnięty!

E £ o

W zeszycie 4/2001 „Uranii-PA” ogłosiliśmy konkurs na naj­ • Andrzej Gibiec ze Skoczowa — za różnorodność i ja­ lepsze zdjęcia „nieba” pierwszego roku nowego tysiąclecia. kość zdjęć Za takie uznaliśmy zdecydowanie dwa zdjęcia: • Michał Kałużny z Leszna — za kolekcję świetnych • „Wenus, Księżyc i Jowisz nad zalewem Zesławice” zdjęć wykonanych techniką cyfrową Tomasza Żywczaka z Krakowa (Galeria Uranii 1/2002) • Henryk Sielewicz ze Słabody na Litwie — za wspa­ niałe zdjęcia zórz polarnych • „Baobab” Arkadiusza Kalickiego z Warszawy (Ga­ leria Uranii 6/2001) Nagrody w postaci książek i kalendarzy z pięknymi zdję­ Wyróżnienia otrzymują (w kolejności alfabetycznej): ciami Kosmosu prześlemy pocztą. Zwycięzcom gratuluje­ • Andrzej Binkiewicz z Kępii k. Kozłowa — za zdję­ my wspaniałych zdjęć, a Wszystkim Czytelnikom, którzy cia komety C/2001 A2 LINEAR oraz konfiguracji planet przysłali zdjęcia, dziękujemy. Wiele z nich drukowaliśmy • Robert Bodzoń z Jarosławia — za zdjęcia wschodów w naszej „Galerii Uranii” i bardzo żałujemy, że nie wszyst­ i zachodów planet oraz Księżyca. kie mogły być reprodukowane w odpowiednim rozmia­ • Jarosław Brzózka z Kromnowa k. Starej Kamienicy rze, aby ukazać pełnię swego uroku. Niestety, ogranicza — za kolekcję zdjęć obiektów mgławicowych nas ilość miejsca jaką dysponujemy.

INFORMACJE O PRENUMERACIE URANII-PA Prenumerata na rok 2002 (6 zeszytów) kosztuje 42 zł (zagraniczna 70 zł). Cena pojedynczego zeszytu 8,50 zł. Wpłaty prosimy kierować na konto: Polskie Towarzystwo Astronomiczne BIG Bank Gdański S.A. o/Toruń Nr 11601612-6347-132 Wszelkich informacji o prenumeracie i zakupie numerów archiwalnych „Postępów Astronomii” i „Uranii-PA” udziela: Karolina Wojtkowska Centrum Astronomii UMK ul. Gagarina 11, 87-100 Toruń E-inail: [email protected] tel/fax (0-56) 611 30 14 / 611 30 08

2/2002 U R A N I A - Postępy astronom ii 95 relaks z Uranią

6. numerze Umnii-PA z ubiegłego roku zamieś­ Aby uzyskać rozwiązanie naszego nowego konkursu, na­ ciliśmy zamiast krzyżówki 4 zdjęcia obiektów leży w kolumnach poniższego diagramu wykreślić 10 nazw mgławicowych, sfotografowanych przez nasze­ jasnych gwiazd. Pozostałe litery, czytane poziomo, utworzą Wgo Czytelnika w majową noc. Zadanie polegało na odgad­ hasło, które należy przesłać na adres Redakcji w terminie nięciu, jakie to obiekty i podaniu w odpowiedzi ich nume­ do końca kwietnia br. Wśród autorów trafnych odpowie­ rów wg katalogu NGC (New General Catalogue — katalog dzi rozlosujemy, jak zwykle, nagrody książkowe. mgławic i gromad gwiazd wydany w 1888 r. przez Osoby nie będące prenumeratorami „Uranii”, aby wziąć J.L.E. Dreyera, zawierający 7840 takich obiektów). Mie­ udział w losowaniu nagród, muszą dołączyć do rozwiąza­ liśmy świadomość, że to zadanie nie będzie należało do nia kupon konkursowy. Prenumeratorzy mogą przesyłać łatwych, stąd i niewielka liczba poprawnych odpowiedzi, rozwiązania pocztą elektroniczną ([email protected] jakie trafiły do Redakcji. Prosimy Czytelników o uwagi, run.pl). czy tego typu konkursy mamy zamieszczać od czasu do czasu na naszych łamach. A oto, co przedstawiały zagadkowe zdjęcia: 1. NGC 4565 (galaktyka spiralna w Warkoczu Bereniki o jasności wizualnej 9,6m — okazała się najłatwiejszą do zidentyfikowania); 2. NGC 4449 (galaktyka nieregularna w Psach Goń­ czych o jasności wizualnej 10,3m); 3. NGC 4490 (galaktyka nieregularna w Psach Goń­ czych o jasności wizualnej 10,3m, na zdjęciu towarzyszy jej NGC 4485 o jasności 12m); 4. NGC 4631 (galaktyka nieregularna w Psach Goń­ czych o jasności wizualnej 9,6m, na zdjęciu widoczna jest również NGC 4627). Nagrody książkowe wylosowali panowie Krzysztof Grączewski z Izabelana i Piotr Nowak z Żywca. Nagrody prześlemy pocztą. Zwycięzcom gratulujemy. Wszystkich naszych Czytelników zapraszamy do udziału w nowym konkursie. Wśród autorów poprawnych odpo­ wiedzi rozlosujemy, oprócz książek, plakaty z okazji jubi­ leuszu Naszego Pisma.

AstroCD — ------— Ciekawe strony internetowe... oprogramowanie astronomiczne Dziś strona, której rozwój obserwuję od pewnego czasu: http://www.astrocd.astronomia.pl Dotyczy oprogramowania astronomicznego, jej autorem i opiekunem jest pan Marek Substyk. Można z niej pobrać najnowsze wersje wielu programów przydatnych miłośni­ kowi astronomii — aktualizacje dokonywane są obecnie tak szybko, że nie jest rzeczą konieczną sprawdzanie stron oryginalnych. Oprogramowanie, jak i katalogi obiektów, czy ostatnio zdjęcia proponowane są w sprzedaży wysył­ kowej na dyskach CD. Oferta jest rzeczywiście imponują­ ca. Podając swój adres elektroniczny, można zostać abo­ nentem wiadomości dotyczących nowości czy zmian na stronie. Można oczywiście dostać się stąd na inne intere­ sujące (przede wszystkim polskie) strony astronomiczne. Jednak pan Substyk specjalizuje się w oprogramowaniu — i robi to bardzo dobrze. (rs)

96 U R A N IA - Postępy A s t r o n o m i i 2/2002 ann

Autorem powyższego zdjęcia mgławicy IVI42 w Orionie jest laureat naszego konkursu, T/Smasz Żywcftak z Kra­ kowa ( f jf 3500/10, tek = 15 min, film Fuji S-400) '

Hemyk Sielewicz, wyróżniony-w naszym konkursie na „Wakacyjne zdjęcie roku”, dosłał nam ostatnio zdjięcia Księżyca wykonane 29 lipća ubiegłego roku (po lewej' fekw = 4500/32, teks[? = ^ s, film Fuji Śttgerią.200). Zdjęcie wyżej, przedstawiające podobny oBśHfc'księżycowej powierzchni, wykonane zostało przez Ireneusza Jankow­ skiego — autora listu przytoczonego na s. 50. (22.01.02, fekw = 7000/35, teksp = 0,5 s, film Fuji Superia x-TRA 400). Dwa poniższć*zdjęcia pothodzą z obszernej Kolekcji jaką przystał Andrzej Gibiec że Skoczowa (również wy­ różniony w konkursie). Światło popielate sfotografowa­ ne zostało w ognisku głównym Newtona 900/150, tekSp = 13 s na filmie Fuji Superia 800. Wenus — tym sa­ mym teleskopem, ale metodą pozaogniskowąz użyciem okularu f=2mm i aparatu Zenith 11 z obiektywem 29 mm, t . □ = 1/30 s, film Kodak Gold Ultra 400.

CRANIA Posń.PY A:; i k o :-j o m :i