>/l999 (684) Urania 6tom LXX listopad—grudzień

Zagadka błysków gamma - odkrycie Gwiazdy na cenzurowanym Badania ruchu obrotowego Ziemi Mgławica Oriona (rozkładówka) teleskop kosmiczny Hubble’a obserwuje Skupiska supergwiazd w centrum Galaktyki

Arches Quintuplet

1 rok świetlny 2 Jata świetlne

Do albumu gwiezdnych „dziwów” dołączyły niedawno, dzięki instrumentowi NICMOS orbitalnego teleskopu Hubble’a, gromady gwiazd nazwane Arches i Quintuplet. Rezydują one w odległości jakichś 100 lat świetlnych od środka naszej Galaktyki. Swoimi właściwościami potwierdzają to, co już uprzednio głosiła teorj?: wysoko­ energetyczne warunki okolic centrum Drogi Mlecznej faworyzują powstawanie masywnych gwiazd. I faktycznie — obie gromady zawierają nadzwyczaj dużo gwiezdnych „grubasów”, o masach 20-krotnie, a nawet i więcej przekraczających masę Słońca. Sama gromada Arches skupia w sobie 10 procent najcięższych znanych w Galaktyce gwiazd! Nic dziwnego zatem, że obie gromady stanowią najmasywniejsze spośród znanych skupisk młodych gwiazd w Galaktyce — każda zawiera w sobie ekwiwalent około 10 tysięcy Słońc. Warto podać jeszcze kilka liczb odnośnie obu gromad, by choć trochę ufmysłowić sobie ich potęgę. Gromada Arches ma 2 miliony lat, Quintuplet dwa razy więcej. Starsza gromada jest bardziej rozproszona i ma gwiazdy na granicy wybuchu jako supernowe, jak choćby Gwiazda Rewolwerowa — najjaśniejsza gwiazda Galaktyki. Arches jest bardziej zwarta; co więcej, jest tak gęsta, że ponad 100 tysięcy jej gwiazd zmieściłoby się w sferze o promieniu równym odległości Słońca od najbliższej sąsiadki — Proximy Centauri, odległej o 4,3 lata świetlne. Tylko jedna na 10 milionów gwiazd w Drodze Mlecznej jest tak jasna, jak nawet nie te najjaśniejsze spośród Bkładników gromady Arches. Żywot obu gromad nie będzie jednak zbyt długi — za jakieś parę milionów lat siły pływowe penetrujące centrum Galaktyki rozerwą je na strzępy, (mag) Skupisko astronomów w Olsztynie

Tego zdjęcia oczywiście nie wykonano przy pomocy teleskopu kosmicznego. W dniach 13-16 września br. w Olsztynie miał miejsce XXIX Zjazd Polskiego Towarzystwa Astronomicz­ nego. Relację z tego wydarzenia prezentujemy na str. 272. Na zdjęciu grupa uczestników Zjazdu na tle Olsztyńskiego Obserwatorium Astronomicznego. Fot. Janusz Liżewski

U R A N I A Po s t ę p y a s t r o n o m i i Szanowni i Drodzy Czytelnicy, W* To już ostatni zeszyt „ Uranii-Postępów Astronomii" noszący datą roku 1999. if i w Następny zeszyt będzie należał do rocznika 2000. Czy z tego powodu jest to jakiś specjalny zeszyt? Chyba nie. Jak zwykle staramy się Wam, Drodzy Czytelnicy, przybliżyć piękno nieba i pomóc zrozumieć zachodzące na nim i w jego głębinach zjawiska. I to stosownie do bieżącego postępu nauki o ciałach niebieskich, ale również z jakąś rejleksją na kanwie tych badań i ludzi, którzy je prowadzili. w W cyklu artykułów Tomasza Bulika i Pawła Lipszyca z Warszawy pragniemy przybliżyć Wam problem niedawno poznanych błysków w promieniowaniu gamma. Zaczynamy oczywiście od historii odkrycia i tajemnicy tego niezwykłego zjawiska, które poznajemy dopiero od niespełna 30 lat. KrzysztofRochowicz z Torunia omawia zmiany, jakie nastąpiły w znajomości fundamentalnych parametrów, takich jak średnice, odległości, ruchy, moce promieniowania, wielkiej ilości gwiazd na skutek bogatego żniwa kilkuletniej pracy satelity imieniem Hipparcos. To zadziwiające, jak wielkiej zmiany dokonał ten niewielki satelita w naszej wiedzy o gwiazdach! Pani Barbara Kołaczek z Centrum Badań Kosmicznych opisuje stuletnie zmagania uczonych z ruchem obrotowym naszej Matki Ziemi. W następnym artykule, ta sama Autorka przy>błiży nam współczesne problemy naukowe i praktyczne badań tego zjawiska. W „Rozmaitościach ” donosimy m.in. o nowych misjach kosmicznych, o 80-leciu Międzynarodowej Unii Astronomicznej, o bliznach Europy, satelity Jowisza. Dajemy sprawozdanie ze zjazdu Astronomów w Olsztynie i informację o PTMA. Piszemy o złych wydawnictwach astronomicznych i propozycji otwarcia działu „ Oślej łączki ” dla takich wydawnictw. Publikujemy nieznane zdjęcia z Obserwatorium Wileńskiego, wykonane przez profesora Tadeusza Banachiewicza w roku 1934, a odnalezione przez Jerzego Kreinera. W „Astronomii w Szkole”, Juliusz Domański z Torunia przypomina, że Wszechświat jest jednym wielkim i niezwykłym laboratorium fizycznym, a w „ Elementarzu Uranii ” Karolina Zmitrowicz z Kostrzynia pisze o wielkoskalowej strukturze Wszechświata. Jest to cz. I referatu, którym Karolina, wówczas uczennica III klasy liceum, zajęła 2 miejsce na tegorocznym Ogólnopolskim Młodzieżowym Seminarium Astronomicznym w Grudziądzu. Część drugą opublikujemy w następnym zeszycie „ Uranii- -Postępów Astronomii”. „Galeria mgławic" tym razem poświęcona jest mgławicom M42 i M43 w Orionie. W „In memoriam ", wspomnieniem pióra Jana Mietełskiego (obecnego Prezesa PTMA), żegnamy profesora Romana Janiczka, byłego Prezesa PTMA i budowniczego Planetarium Śląskiego w Chorzowie. Miło nam donieść, że na wrześniowym Zjeżdzie Polskiego Towarzystwa Astronomicznego w Olsztynie nasze czasopismo zostało wysoko ocenione i to zarówno pod względem szaty graficznej, ja k i treści merytorycznych (patrz str. 272). Taka ocena nie tylko cieszy, ale i zobowiązuje, co przy nowych obowiązkach Waszego Redaktora Naczelnego, nakłada większe obowiązki na Zespół Redakcyjny. Pani Barbara Gertner przez kilka lat prowadziła nasz dział prenumeraty i dystrybucji. Obecnie zmieniła pracę i nie będzie mogła z nami w takim charakterze współpracować. Dziękujemy Jej za wkład jaki wniosła w sukcesy naszego pisma. Jej obowiązki przejmuje Wiesław Skórzyński, znany Państwu z ,, Poradnika Obserwatora ”. Tegoroczne zaćmienie Słońca przyniosło tak obfity plon obserwacyjny, że postanowiliśmy wydać specjalny, zaćmieniowy, zeszyt „ Uranii". W tej sprawie prezentujemy na str. 242 odpowiednie „ ogłoszenie Chcielibyśmy, aby ten zeszyt stanowił specjalny prezent bożonarodzeniowy dla naszych prenumeratorów, a jednocześnie służył reklamie naszego pisma. Życzę Państwu pożytecznej i przyjemnej lektury

^^gDOTEiO^s. Andrzej Woszczyk Toruń, w październiku 1999 roku mjt«WERSYTECKA^

6/1999 U R A N I A - POSTĘPY ASTRONOMII 241 czytelnicy piszą... E l (53

Szanowny Panie Prezesie, liby, iż w trybach ich maszyn w związku z dyskusją na Wal­ wydawniczych zaczyna coś Tu może być reklama Twojej Firmy! nym Zebraniu PTA na temat „zgrzytać”. A ponieważ, jak to Nasz cennik jest następujący: „Certyfikatu dobrej książki”, zauważył Marks (ale nie niżej chciałbym zaproponować, aby podpisany, lecz niejaki Karol), cała strona kolorowa: 1000.00 zl wprowadzić na tamy „Uranii- „motywem działalności kapita­ cała strona czarno-biała: 400.00 zl -Postępów Astronomii” stały listy (wydawcy) jest zysk", więc Przy mniejszych formatach dla stron czarno-białych: dział zatytułowany „Ośla Łącz­ żaden szanujący się wydaw­ 1/2 str.: 300.00 zł ka” i systematycznie i bezlito­ ca nie mógłby przejść obojęt­ 1/4 str.: 200.00 zł śnie piętnować w nim co „lep­ nie obok tego, że ktoś prowa­ 1/8 str.: 100.00 zł — ten rozmiar traktujemy jako sze okazy radosnej twórczo­ dzi antyreklamę ich wspania­ ści wydawniczej”. Propono­ łej działalności. najmniejszy „moduł”. Podobnie jest ze stroną kolo­ wałbym też ustanowienie co­ Z poważaniem rową. rocznej nagrody i dyplomu Andrzej Marks Istnieje możliwość negocjowania warunków. „Oślej Łączki” piętnującej naj­ Warszawa gorszą chałę wydawniczą da­ Zapraszamy na nasze łamy! nego roku. Red. Pomysł chwytamy! Dzię­ Myślę, że po roku-dwóch kujemy Jego Autorowi. Prosi­ takiej prowdzonej systema­ my PT Czytelników o zgłasza­ Szanowna Redakcjo, ników czasopisma URANIA, tycznie i konsekwentnie dzia­ nie swoich kandydatów na tę jestem w posiadaniu oprawio­ których wykaz podaję poniżej. łalności — wydawcy zauważy­ łączkę. nych w twardą okładkę rocz- Ponieważ astronomia nie leży w kręgu moich zainteresowań, proszę Redakcję o kontakt z osobą lub instytucją, której mogłabym odsprzedać ww. roczniki: 1954, od 1960 do Drodzy Czytelnicy Umnii-PA! 1994 oraz 1996 i 1997. Posiadam również nr 10 Mamy nadzieję, że miłą z października 1925 roku oraz niespodzianką dla nr 11 z listopada 1956 roku. prenumeratorów Prócz tego jeszcze nie­ naszego pisma będzie mieckie wydanie URANII nr 1 specjalne wydanie Urani z 1975 roku oraz nr 6 z 1977 „Uranii-PA" poświęcone I po stępy a s t r o n o m ii roku. Liczę na pomoc w rozwią­ w całości całkowitemu ■ Informacje o zjawisku zaćmienia zaćmieniu Słońca, które ■ Sposoby obserwacji zaniu mego problemu i z góry ■ Relacje naocznych obserwatorów dziękuję za przychylność. było wielkim spektaklem ■ Dużo zdjęć! Z poważaniem astronomicznym bieżącego roku. Ten Paulina Ziółkowska specjalny, zaćmieniowy A.Pokoju 7 m 17 42-207 Częstochowa zeszyt Uranii-PA tel. 32-31-451 powstał na bazie licznych relacji i zdjęć nadesłanych do .łilB l L ttB ir i r Kupię... Redakcji przez naszych Czytelników. Sprzedam... Powinien dotrzeć on do Zamienię... tych z Państwa, którzy Nawiążę kontakt... opłacą prenumeratę na Nawiążę kontakt z miło­ rok 2000 do 15 grudnia śnikami astronomii w celu br., w jednej przesyłce wymiany doświadczeń. wraz z zeszytem Moją pasją jest obserwacja U-PA 1/2000. meteorów i gwiazd (zmien­ Tymczasem, do ne, podwójne, zakrycia bieżącego numeru, etc.). W przyszłości zamie­

załączamy mały •Bil; DSUi SJE rzam zająć się astrofoto- upominek w postaci g rafią. okolicznościowej Kontakt: Łukasz Mikuć (18), pocztówki ul. Marusarzówny 19/28, 44-335 Jastrzębie Zdrój zaprojektowanej przez naszego O' W tej rubryce zamieszczamy redakcyjnego kolegę bezpłatne ogłoszenia naszych Jacka Drążkowskiego. Czytelników (do 250 znaków)

242 U R A N IA - Po s t ę p y A s t r o n o m i i 6/1999 Urania W NUMERZE Postępy astronomii

(PL ISSN 0032-5414/ 0042-07-94) 244 Zagadka błysków gamma. Cz. I - odkrycie Dwumiesięcznik poświęcony upowszechnianiu Tomasz Bulik, Paweł Lipszyc wiedzy astronomicznej. Czasopismo powstałe Zjawiska błysków gamma odbyło ponad 30 lat temu, lecz dopiero lata dziewięćdziesią­ poprzez połączenie się „Uranii” — dotychcza­ te przyniosły znaczny postęp w ich rozumieniu. Prezentowany tekst to swoiste podsu­ sowego miesięcznika PTMA, ukazującego się mowanie wysiłków naukowców, przedstawienie prób i propozycji, jakie przedłożono od 1922 roku i „Postępów Astronomii" — do­ w tym czasie. tychczasowego kwartalnika PTA, wychodzą­ cego od 1953 roku. Patronat: Polskie Towarzy­ stwo Astronomiczne i Polskie Towarzystwo Mi­ 248 Sto lat monitorowania i badania ruchu łośników Astronomii. Zachowana zostaje do­ tychczasowa numeracja „Uranii”. Pismo jest obrotowego Ziemi częściowo finansowane przez KBN i Komitet Astronomii PAN. Barbara Kołaczek W tym roku mija sto lat od rozpoczęcia permanentnego monitorowania ruchu bieguna. Redaktor Naczelny: Artykuł przedstawia w części pierwszej rys historyczny monitorowania ruchu bieguna Andrzej Woszczyk, CA UMK Toruń i czasu uniwersalnego oraz omawia najważniejsze aspekty ich zmian w części drugiej. Zespól Redakcyjny: Marek Gołębiewski, CA UMK Toruń 254 Magdalena Kożuchowska, CAMK W-wa Gwiazdy na cenzurowanym, czyli astrometria Krzysztof Rochowicz, CA UMK Toruń na przełomie tysiącleci Roman Schreiber, CAMK Toruń Krzysztof Rochowicz Opracowanie graficzne i skład komputerowy: Mało kto uświadamia sobie, jak wielką rolę w badaniach astrometrycznych odegrał Jacek Drążkowski niewielki satelita Hipparcos, który przez 4 lata skrupulatnie mierzył pozycje milionów gwiazd. Zdaniem autora tego tekstu, możemy mówić wręcz o rewolucji. Korekta: Bożena Wyrzykowska teleskop kosmiczny Hubble’a obserwuje: Zderzenia galaktyk Adres Redakcji: Uniwersytet M.Kopernika (wk.ll) ul.Chopina 12/18 87-100 TORUŃ rozmaitości: Nowe projekty sond Merkurego (268); 80 lat Między­ tel. (0-56) 611 30 52,611 34 50 narodowej Unii Astronomicznej (270); Zagadka europejskich blizn fax. (0-56) 62 19 381 rozwiązana? (274) Poczta elektroniczna (E-mail adress): w kraju: XXIX Zjazd Polskiego Towarzystwa Astronomicznego [email protected] (272); Polskie Towarzystwo Miłośników Astronomii informuje (273) Adres WWW: http://urania.camk.edu.pl 260 z historii polskiej astronomir. Nieznane fotografie Obserwatorium

Druk: Wileńskiego Zakład Poligraficzno-Wydawniczy 263 Mgławica Oriona (M42-M43) POZKAL, Inowrocław galeria Mgławic Messiera:

Dystrybucja: 265 poradnik obserwatora: Fuji Super G 800 Wiesław Skórzyński, CA UMK, ul. Gagarina 11, 87-100 TORUŃ 266 elementarz Uranii: Struktura Wszechświata tel. (0-56)611 30 63 E-mail: [email protected] 275 Rozstrzygnięcie konkursu „ Czy znasz Układ Słoneczny? ” Prenumerata w roku 1999 kosztuje 36 zł. 276 in memorianr. Roman Karol Janiczek (1910-1999) Można również zamawiać pojedyncze zeszyty w cenie 7,50 zł. 279 recenzje: Kilka „drobnych ” błędów (T.A. Heppenheimer, „Podbój Numer zamknięto w październiku 1999 Kosmosu ”) * Materiałów nie zamówionych Redakcja nie 280 astronomia w szkole: Niezwykłe laboratorium zwraca, a wykorzystując zastrzega sobie prawo do ich redagowania i skracania * 282 kalendarz astronomiczny 2000: styczeń — luty Przedruk materiałów i zdjęć tylko za zgodą Redakcji. * Opinie i poglądy formułowane 288 konkurs: Kto to powiedział o Koperniku? przez Redakcję i Autorów nie reprezentują oficjalnego stanowiska obu patronujących 288 ciekawe adresy internetowe nam Towarzystw * galeria Uranii-PA: Planety

Materiały dotyczące wyników NA OKŁADCE obserwacji teleskopu kosmi­ cznego Hubblea uzyskano Cas A w promieniowaniu rentgenowskim. Obraz uzyskany 23 sierpnia 1999 przez sate­ dzięki uprzejmości doktora F. Duccio litarne Obserwatorium Pmmieniowania X „ Chandra ” . Cassiopea A jest rozszerzającą się Macchetto, przedstawiciela Europej­ pozostałością po eksplozji supernowej ok. roku 1680. Ekspandująca z szybkością kilku ty­ skiej Agencji Kosmicznej (ESA) sięcy km/s materia zderza się z okolicznym gazem i ogrzewa go do temperatum ok. 50 w Space Telescope Science Institute milionów kelwinów, powodując obserwowane promieniowanie X. Obiekt znajduje się w Baltimore (USA) w odległości ok. 10 tys. lat świetlnych i ma obecnie rozmiar ok. 10 lat świetlnych.

6/1999 U R A N IA - Postępy Astronomii 243 Tomasz Bulik Paweł Lipszyc Zagadka błysków gamma część I ODKRYCIE Współczesna astronomia jest nauką rozwijającą się bardzo dynamicznie i istnieje wiele problemów, Wstęp Wybuchy jądrowe z jakimi astronomowie W roku 1958, kiedy w Genewie W jaki sposób można sprawdzić, starają się uporać. prowadzone były negocjacje w spra­ czy gdzieś przeprowadzono wybuch Jednym z nich jest wie Porozumienia o Zakazie Prób Ją­ jądrowy? Na Ziemi, z bliskiej odległo­ pochodzenie i natura drowych (Nuclear Test Ban Treaty) po­ ści, na jaką nikomu nie radzilibyśmy między Związkiem Radzieckim a Sta­ się zbliżać, widać grzyb, falę uderze­ błysków gamma. nami Zjednoczonymi, astronomowie niową i termiczną... Ponadto, w rejo­ Te zjawiska odkryto ponad zajmowali się obserwacjami za pomo­ nie wybuchu pojawia się pył radioak­ 30 lat temu, lecz dopiero cą tradycyjnych teleskopów. Teleskop tywny. Wszystko to ma miejsce w re­ lata dziewięćdziesiąte tradycyjny to teleskop optyczny, któ­ jonie bliskim eksplozji, w odległości przyniosły znaczny postęp ry zbiera o Wszechświecie informacje, nie przekraczającej stu kilometrów. jakie można znaleźć w świetle widzial­ Ponieważ w pobliżu poligonów nie w ich rozumieniu. nym. W tym samym czasie, kiedy można było umieścić ani obserwato­ Stąd pomysł podsumowania Związek Radziecki zdobył technolo­ rów, ani stacji monitorujących, posta­ wysiłków naukowców, gię jądrową, a oba mocarstwa groźnie nowiono szukać innych metod obser­ przedstawienia prób potrząsały nuklearną szablą rozpoczę­ wacji. Większe próby nuklearne wy­ i propozycji, jakie ły się pierwsze nieśmiałe próby roz­ wołują małe trzęsienia Ziemi, które brojenia. Jednym z kroków na tej dro­ można wykryć za pomocą sejsmogra­ przedstawiono w tym czasie. dze były prowadzone w tym czasie fów z odległości nawet nieco większej Historia, jaką chcemy w Genewie rozmowy o zaprzestaniu niż sto kilometrów. Jak jednak zbadać, państwu przedstawić prób nuklearnych. czy przeprowadzono próbę nuklearną w cyklu artykułów Największą przeszkodą, na jaką poza atmosferą? W czasie wybuchu jądrowego pięć­ pt. Zagadka Błysków napotykały te rozmowy, była wzajem­ na nieufność, którą (prawdopodobnie dziesiąt procent energii wydzielane jest Gamma, to dzieje zmagań słusznie) darzyły się obie strony. w promieniach rentgena, a mniej niż naukowców, a także dobra W szczególności nie wchodziło w ra­ jeden procent przechodzi w promienie ilustracja procesów chubę pozwolenie, aby którakolwiek gamma. Można by więc monitorować naukowych stawiania ze stron wpuściła na swoje terytorium próby jądrowe, przyglądając się natę­ obserwatorów lub zezwoliła na loty sa­ żeniu promieniowania rentgena i gam­ hipotez i ich weryfikacji. molotów drugiej strony nad swoim te­ ma. Z tego względu strona amerykań­ Rozpoczynamy ten cykl rytorium czy też w inny bezpośredni ska zaproponowała, aby zezwolić na od opowieści o ich odkryciu. sposób zezwoliła na weryfikację po­ monitorowanie prób jądrowych z ko­ rozumienia. Były to też czasy pierw­ smosu. Propozycję tę przyjęto począt­ szych prób rakietowych (Sputnik 1, kowo bardzo niechętnie, lecz po pew­ wystrzelony 4 października 1957 był nym czasie Rosjanie wyrazili zgodę, pierwszym sztucznym satelitą Ziemi), chociaż byli przekonani, że monitoro­ toteż istniała obawa, że ładunki jądro­ waniu będzie towarzyszyć działalność we mogą zostać wyniesione w prze­ szpiegowska. Misję stworzenia syste­ strzeń kosmiczną i tam testowane. mu satelitów monitorujących powie-

244 U R A N IA - POSTĘPY ASTRONOMII 6/1999 rzono lotnictwu amerykańskiemu i Vela-4, wyposażone w koła reakcyj­ zaobserwowały kilkusekundowy roz­ i Laboratorium Los Alamos, gdzie ne. Koła reakcyjne nie są jak można błysk promieni gamma. W czasie tego znajdował się również jeden z ośrod­ by się spodziewać, klubami osób o pra- rozbłysku strumień nagle wzrósł, po ków amerykańskiego programu nukle­ wicowo-konserwatywnych poglądach, około sekundzie opadł prawie do zera, arnego. Programem realizowanym lecz urządzeniami pozwalającymi po czym pojawił się znowu i zaniknął w Los Alamos zajmowali się między zmienić ustawienie satelity. Ich dzia­ w ciągu następnych kilku sekund innymi Ray Klebesadel i Stirling Col­ łanie jest bardzo podobne, jeśli cho­ (patrz rys. 1). Większość fotonów, czy­ gate. Zaproponowano wyniesienie na dzi o samą zasadę, do sposobu, jakie­ li cząstek światła zaobserwowanych orbitę serii satelitów, obłożonych de­ go używa kot, aby zawsze upaść na w błysku, miała energię powyżej 300 tektorami promieni rentgena i gamma. cztery łapy. Poprzez zmianę kształtu keV (kiloelektronowoltów). Dla po­ Już w roku 1960 przeprowadzono — ruch ogonem i całym tułowiem, równania energia cząstek światła wi­ pierwsze testy takich detektorów, a w przypadku satelity obroty niesy­ dzialnego wynosi kilka elektronowol- uwieszonych w konsolach balonów metrycznych kół — można ustawić tów. Tego typu zachowanie w czasie stratosferycznych, jakie są używane obiekt w dowolnym, z góry zadanym nie było podobne do sygnału, jakiego przez meteorologów. Próby te wypa­ położeniu. Satelity Vela bez przerwy można by się spodziewać w wyniku dły korzystnie, choć nie obyło się bez przekazywały na Ziemię ciąg danych wybuchu nuklearnego, trwało bowiem przygód. Jeden z balonów zniszczył o promieniowaniu tła rentgenowskie­ za długo. Doktor Klebesadel spraw­ podczas lądowania magazyn zboża go i gamma. Wśród tego szumu raz po dził, czy w tym czasie, to jest 2 lipca w stanie Kansas, inny zaś wylądował raz pojawiały się błyski. Wkrótce wy­ 1967 r., astronomowie nie zarejestro­ w centrum miasteczka w Newadzie, strzelono kolejne serie satelitów serii wali jeszcze innych zjawisk astrono­ budząc zdumienie jego mieszkańców. Vela 4a i b oraz Vela 5a i b, wyposażo­ micznych. Okazało się, że nie miał ne w ulepszone zegary mierzące czas miejsca ani rozbłysk słoneczny, ani Satelity Vela uniwersalny, a w 1969 roku wystrze­ wybuch supernowej. Niestety, kon­ Próby balonowe zakończono lono satelity Vela 6a i b. W końcu lat strukcja satelitów Vela 3 oraz Vela 4a w 1961 roku, wtedy też przystąpiono sześćdziesiątych Ray Klebesadel roz­ i b nie pozwalała na lokalizację zaob­ do opracowywania i konstruowania sa­ począł systematyczną analizę danych serwowanego kilkusekundowego roz­ telitów. Pierwsze dwa były gotowe już z satelitów Vela w poszukiwaniu jed­ błysku na niebie. w roku 1963, a w październiku tego noczesnych błysków, mając nadzieję roku wyniesiono na orbitę satelity na znalezienie zjawisk astronomicz­ Lokalizacja błysków na niebie Vela-1 i Vela-2. Były to stosunkowo nych. W 1969 roku, gdy dokonano tego proste urządzenia w kształcie dwuna- odkrycia, satelity Vela-5 znajdowały stościanów, z detektorami promieni Pierwszy błysk gamma się już na orbicie. Były one wyposa­ rentgena i gamma na każdym boku. Latem 1969 Ray Klebesadel wraz żone w trzycentymetrowe detektory Satelity miały poszukiwać błysków ze współpracownikami, przeglądając promieni gamma, zdolne wychwyty­ w promieniach rentgena, jakie poja­ zapis archiwalny, znaleźli bardzo cie­ wać promieniowanie o energii od 300 wiają się w czasie wybuchu jądrowe­ kawy fragment danych z 2 lipca 1967 do 1300 keV. Ponadto miały na pokła­ go, jednocześnie wypatrując błysku roku. Tego dnia satelity Vela 4a i b oraz dzie zegary, które pracowały z dokład­ w promieniach gamma. W Los Ala­ ciągle jeszcze funkcjonujący Vela 3 nością 1/64 sekundy. Dzisiaj, kiedy za mos podejrzewano, że ZSSR może

przeprowadzać próby nuklearne po i ouur niewidocznej stronie Księżyca. Księ­ życ stanowiłby wówczas zasłonę nie przepuszczającą promieni rentgena i gamma. Po takim wybuchu pozosta­ łaby jednak rozszerzająca się radioak­ .g- 1000 ■ tywna otoczka, która musiałaby się wyłonić spoza obrębu Księżyca. Pro­ mieniowanie gamma takiej otoczki zo­ stałoby wówczas wykryte przez detek­ tory, w które zaopatrzono satelity s Fsi 5001- serii Vela. Umieszczono je na stosun­ kowo wysokich kołowych orbitach o promieniu 120000 kilometrów po przeciwnych stronach Ziemi (promień Ziemi wynosi 6700 kilometrów, a od­ ległość od Ziemi do Księżyca 380000 -4 0 2 4 kilometrów). Taka orbita została wy­ Czas (sekundy) brana po to, aby móc stale monitoro­ Rys. 1. Pierwszy błysk gamma zaobserwowany w 1967 roku przez grupę na­ wać całą powierzchnię Ziemi. Wkrót­ ukowców z Los Alamos pod kierownictwem Raya Klebesadela. ce wysłano kolejne satelity Vela-3

6/1999 U R A N I A - Postępy Astronomii 245 kilkadziesiąt zło­ Lokalizacja źródeł gamma na nie­ tych możemy ku­ bie stanowi nie lada problem. Budu­ pić zegarek ze sto­ jąc teleskopy optyczne, wykorzystu­ perem działającym je się soczewki i lustra, ale niestety z dokładnością do nie istnieją lustra lub soczewki zdol­ jednej setnej sekun­ ne skupiać promienie gamma. Trze­ dy, może się to wy­ ba się więc uciekać do innych metod. dać mało imponują­ Pierwszym sposobem, jaki wykorzy­ ce, lecz mówimy tu stano do lokalizacji na niebie błysków nie tylko o wyda­ gamma, jest metoda sieci międzypla­ rzeniach sprzed netarnej (IPN). Dysponując kilkoma trzydziestu lat, ale satelitami, tak jak to miało miejsce także o technologii, w przypadku programu Vela, można która musiała się zmierzyć czas, w jakim promienie sprawdzić w wa­ błysku dotarły do każdego z nich. Po­ runkach kosmicz­ nieważ światło rozchodzi się ze skoń­ nych. Wyposażenie czoną prędkością 300 000 kilometrów satelitów w takie na sekundę, poszczególne satelity po­ zegary miało do­ dadzą różny czas detekcji błysku, czy­ niosłe znaczenie, li czas przybycia fali świetlnej. Jeśli gdyż pozwalało błysk został wykryty przez co naj­ umiejscowić na nie­ mniej trzy odpowiednio oddalone sa­ bie pojawiające się telity i czas detekcji został zmierzo­ Rys. 2. Satelity Vela 5a i Vela 5b w laboratorium przed ich wyniesieniem na orbitę. rozbłyski rentgena ny odpowiednio dokładnie, wówczas lub gamma. za pomocą triangulacji można usta-

Rys. 3. Satelity Vela 5a i Vela 5b rozdzielają się po wyniesieniu ich na orbitę. Satelity te odegrały dużą rolę w odkryciu błysków gamma.

246 U R A N I A - Postępy Astronomii 6/1999 lić, z którego miejsca nieba pocho­ dził. Satelity serii Vela umieszczone były na orbitach kołowych w odległo­ ści około 250000 kilometrów od sie­ bie, tak więc światło potrzebowało mniej więcej 0,8 sekundy na przeby­ cie tej odległości. Mając do dyspozy­ cji zegar o dokładności 1/64 sekun­ dy, można zlokalizować błyski z do­ kładnością nawet paru stopni! Meto­ da ta jest w pewnym sensie podobna do używania radaru: ustalamy poło­ żenie obiektu, mierząc opóźnienie sygnału radiowego (promieni gam­ ma). Za pomocą tej metody naukow­ cy z Los Alamos wykluczyli Słońce i planety naszego Układu Słoneczne­ go jako źródła błysków. Próbowali też sprawdzić, czy błyski są związane z wybuchami gwiazd supernowych. Informacje o takich wybuchach są Rys. 5. Niebo w promieniach gamma. Widoczna jest płaszczyzna galaktyki. Bły­ w miarę regularnie zbierane przez ski gamma są najjaśniejszymi obiektami, kiedy pojawiają się na niebie obserwo­ astronomów. Nie udało się jednak wanym w promieniach gamma. znaleźć żadnej korelacji pomiędzy tymi zjawiskami. poświęconego błyskom gamma ło potwierdzone przez inną grupę ob­ w Huntsville w stanie Alabama zapy­ serwatorów. Tom Cline i Upendra De- Błyski gamma tano Klebesadela, czemu wstrzymywał sai z Centrum Lotów Kosmicznych wychodzą na jaw się aż cztery lata z opublikowaniem NASA Goddard prowadzili obserwa­ Swoje rezultaty doktor Klebesadel swoich wyników, odpowiedział: cje rozbłysków słonecznych za pomo­ opublikował w 1973 roku na łamach — „Musiałem najpierw nauczyć się cą satelity IMP-6. Nieoczekiwanie, „The Astrophysical Journal”, a ponad­ programować komputery, miałem oprócz tych rozbłysków, wykryli też to przedstawił je na zjeździe Amery­ mnóstwo roboty z innymi satelitami, kilka błysków gamma. Instrumenty kańskiego Towarzystwa Astronomicz­ byłem też zaangażowany w parę taj­ umieszczone na tym satelicie wyka­ nego w Columbus w stanie Ohio w tym nych programów. Poza tym musiałem zały, że energia błysków gamma samym roku. Kiedy dwadzieścia czte­ doprowadzić do odtajnienia danych skoncentrowana jest w zakresie kil­ ry lata później, podczas sympozjum o błyskach, gdyż przebiegi czasowe kuset kiloelektronowoltów, co wska­ przekazywane przez sa­ zuje, że są to nowe zjawiska, nie zaś telity serii Vela były taj­ konsekwencja jakichś innych zna­ ne. Musiałem się też nych dotychczas zjawisk astrono­ przekonać, że są to na­ micznych. Obserwacje za pomocą prawdę nowe zjawiska małego satelity OSO-7 potwierdziły kosmiczne, a stało się kosmiczne pochodzenie błysków tak dopiero wtedy, gdy gamma. W ten sposób środowisko mogłem je zlokalizować astronomiczne dostało nowy orzech na niebie.” do zgryzienia: jak wytłumaczyć te W chwili publikacji nowe, właśnie zaobserwowane zjawi­ znano szesnaście bły­ ska. O próbach rozwiązań, sukcesach sków gamma (gamma i porażkach naukowców napiszemy ray burst), bo tak nazwa­ w następnych odcinkach tego cyklu. no te zjawiska. Cieka­ we, że dwa z nich wy­ darzyły się w ciągu jed­ nego miesiąca i pocho­ Tomasz Bulik jest pracownikiem dziły z konstelacji Per- Centrum Astronomicznego PAN, seusza, gdzie w tym sa­ autorem szeregu prac astronomicz­ mym czasie były aktyw­ nych, w tym o błyskach gamma. ne inne źródła rentge­ Paweł Lipszyc jest językoznawcą, Rys. 4. Satelita IMP-6, przeznaczony do obserwa­ nowskie. Wkrótce po cji aktywności Słońca w zakresie wysokich energii, tłumaczem wielu książek popular­ potwierdził odkrycie błysków gamma. publikacji Klebesadela nonaukowych. istnienie błysków zosta­

6/1999 URANIA - Po s t ę p y a s t r o n o m ii 247 W iatry jest zjawiskiem bardzo zjawiskiem jest 248 Lmek 1980) Ziemi (Lambeck, obrotowy ruch perturbujących Rys. 1. ilustracjaRys. Schematyczna zjawisk (1980a,b) Lambeck'a. zjawiska geofizyczne, zjawiska kłasyczny już rysunek już kłasyczny a powodowane przez różne przez a powodowane bezwładności, moment zmieniające w atmosferze, i na powierzchni zmiany wywołują Ziemi co szkicowo pokazuje szkicowo co i przemieszczenia mas i przemieszczenia Ziemię na działających grawitacyjnych sil momentu zmiany w ruchu obrotowym ruchu w zmiany pędu, momentu zachowania zasadą z Zgodnie atmosferę. oceany, płaszcz, elastyczny ciekle i jądro, stale budowę, skomplikowaną ma Ziemia złożonym. w jej wnętrzu, w jej Ziemi obrotowy Ruch Barbara Kołaczek Kołaczek Barbara

• Nutacja swobodna i wymuszona wymuszona i swobodna Nutacja • Sto Idt mOnitOrOWdnidSto • Precesja i nutacja astronomiczna, to iastronomiczna, nutacja Precesja • Z obrotowego Ziemi obrotowego ruchu badania i A IA N A R U wać nutacją Chandlerowską. nutacją wać i 12 ou kóąpzjt nazy­ przyjęto którą roku, 1,2 sie okresie o sezonową wymuszoną nutację oscylacje, dwie wyznaczył trycznie w drugiej połowie XIX w. XIX połowie drugiej w trycznie astrome- określane obserwatoriów, amerykań­ Chandler, S.C. w. XIX szerokości geograficznej szeregu szeregu geograficznej zmiany szerokości analizując astronom, ski dziewięćdziesiątych 305latach W dni. równy okres jej Euler sztywnej mi L. Zie­ modelu dla 1758podając r., w teoretycznie idział w Ziemi powierzchni po bieguna ruch powodujący w bryle, Ziemi jej prze­ w Ziemi obrotu osi ruch jest (Rys. 2). Nutację swobodną prze­ swobodną Nutację 2). (Rys. okresowych. wyrazów tysięcy kilka zawierają takie Modele mikrosekundy łuku. rzędu kładnością z do­ zamodelować można sztywnej Ziemi nutacje Obecnie łuku. kund okresie o oscylacja jest oscylacją najenergetyczniejszą której życa, ekliptyki do nachylone i Ziem sezonowa, to jest ruch osi obrotu obrotu osi ruch jest to sezonowa, Księ­ grawitacyjnym działywaniem od­ głównie powodowana syjnego p.n.Ch. proce­ ruchu w perturbacja to II Nutacja w Hipparcha wykryta przez została Precesja 23°5. 0 na Księżyca i Słońca głównie go, słoneczne­ układu ciał witacyjnym gra­ oddziaływaniem powodowany 1 roku i nutację swobodną o okre­ o swobodną nutację i 1 roku równikowe zgrubienie elipsoidalne lat, 26000 okresie i ekliptyki zny płaszczy­ do prostopadłej osi 23°5, osi po stożku o kącie rozwarcia rozwarcia kącie o stożku po osi strzeni inercjalnej. Precesja to ruch ruch to Precesja inercjalnej. strzeni 86 a i mltdi ooo se­ 9 około amplitudzie i lat 18.6 :ane są następujące zjawiska: następujące :anesą zwią- Ziemi obrotowym ruchem P - y p ę t s o A ii m o n o r t s gdzie gdzie opisuje nutację swobodną ciała. swobodną nutację opisuje równanie zewnętrznych sił momentu braku Przy zewnętrznych. sił moment sztywnego, tzw. równanie Eulera. równanie tzw. sztywnego, bieguna, ruchu Monitorowanie nanie opisujące ruch obrotowy ciała ciała obrotowy ruch opisujące nanie rów­ podając Ziemi, swobodną nutację przewidział teoretycznie matematyk, A *F,nych nutacyj- Ae poprawek i UT czasu • Obrót Ziemi wkoło osi ze zmienną zmienną ze osi wkoło Ziemi Obrót • W 1758 r. L. Euler, szwajcarski szwajcarski Euler, L. r. 1758 W ny ruchu bieguna (Rys. 3). (Rys. bieguna ruchu ny przed­ się stały Ziemi, obrotowej prędkości zmienność jest to doby, cezu. Zmia­ atomu cje energetyczne oscyla­ przez definiowanego wego, atomo­ czasu latach skali w pięćdziesiątych następnie a planet, chu ru­ orbitalnego grawitacyjnej teorii na jednostaj­ opartej (TE) dalnego efemery- do czasu skali to zdefiniowania Doprowadziło wersalnego. rł eooe may zs uni­ czasu zmiany sezonowe krył wy­ Paryskiego Obserwatorium z Stoyko N. a uniwersalnego, czasu niejednostajność wykrył planet, orbitalny ruch analizując Jones, cer miotem badań, podobnie jak zmia­ jak podobnie badań, miotem długości i uniwersalnego czasu ny argumencie się zmieniającym nie dziestych angielski astronom Spen­ astronom trzy­ angielski dziestych latach W uniwersalnego. su stały za był uważany Ziemi obrót jedno- perturbacje czy doby gości dłu­ zmiany powodującą prędkością i definiował podstawową skalę cza­ skalę podstawową idefiniował Do uniwersalnego. czasu stajności lat trzydziestych obecnego stulecia stulecia obecnego trzydziestych lat H zaz mmn pd, a pędu, moment oznacza ZŚ PIERWSZA CZĘŚĆ dH/dt

== L 6/1999 L

Ponad sto lat trzeba było czekać na celem było per­ obserwacyjne wyznaczenie nutacji manentne moni­ 0,7 0,6 0,5 0,4 0,3 0,2 0,1 0,0 -0,3 swobodnej osi obrotu Ziemi i jej am­ torowanie ruchu Y(") plitudy, której wielkości nie można bieguna ziemskie­ przewidzieć teoretycznie. W drugiej go, zamierzone - 0,2 połowie dziewiętnastego wieku w sze­ początkowo tylko regu obserwatoriach zaczęto badać na pięć lat. MSS - 0,1 astrometrycznie zmiany szerokości wyznaczała ruch geograficznej. W latach 1884-1885 bieguna poprzez 0,0 F. Kiistner, niemiecki astronom, wy­ ciągłe określanie znaczył zmiany szerokości geograficz­ zmian szerokości 0,1 nej Berlina. Jednoczesne obserwacje geograficznej me­ astrometryczne prowadzone dla okre­ todą astrometrycz- 0,2 ślenia zmian szerokości w Berlinie ną Horrebow-Tal- i Honolulu przez niemieckich astrono­ cotta pięciu stacji mów F. Kiistnera i A. Marcuse’a wy­ usytuowanych 0,3 kazały 180 stopniową różnicę faz tych na równoleżniku zmian, co potwierdziło ruch osi obro­ 39°08’ szerokości 0,4 tu Ziemi w jej bryle (Hópfner, 1999). północnej, to jest Rys. 2. Ruch bieguna wyznaczony przez IERS (EOP 97C04) W latach 1891-1892 S.C. Chandler, Mizusawy (Japo­ w okresie 1994-1999. Cienka linia pokazuje pięciokrotnie analizując zmiany szerokości geogra­ nia), Tschardjui powiększone krótkookresowe oscylacje ruchu bieguna ficznej szeregu obserwatoriów wyzna­ (Rosja), Carlofor- o okresach mniejszych od 150 dni. Skala ich amplitud poda­ czone w drugiej połowie XIX w., wy­ te (Włochy), Ga­ na na rysunku. krył dwie oscylacje tych zmian o okre­ ithersburg (USA), sie jednego i 1,2 roku, to jest wymu­ Cincinnati (USA) (Tablica 1). Decy­ tional Erdmessung” została włączona szoną nutację sezonową i nutację zja o zorganizowaniu MSS została jako Sekcja Geodezji do Międzynaro­ swobodną o wydłużonym okresie. podjęta na 12-tej konferencji organi­ dowej Unii Geodezji i Geofizyki Takie wydłużenie okresu wyjaśnił zacji „International Erdmessung” z chwilą jej powstania w 1919 r. i przy­ S. Newcomb elastycznością płaszcza (Międzynarodowe Pomiary Ziemi) jęła nazwę Międzynarodowej Asocja­ Ziemi w 1892 r. w 1899 r. w Stuttgarcie po dziesięciu cji Geodezyjnej w 1933 r. Sto lat temu, we wrześniu 1899 roz­ latach wyznaczeń i analiz zmian sze­ MSS działała do 1980 r., chociaż poczęła działalność Międzynarodowa rokości różnych obserwatoriów oraz miały miejsce przerwy w obserwa­ Służba Szerokości — MSS (Interna­ dyskusji prowadzonych w ramach tej cjach niektórych stacji i stacja Tschar­ tional Latitude Service — ILS), której organizacji. Warto dodać, że „Interna­ djui została zamknięta w 1919 r., a nowa stacja w Kitab (Rosja) rozpo­ częła obserwacje w 1927 r. Zjawisko jest tak skomplikowane, że nie można go opisać analitycznie ani przewidy­ - 1+3 wać precyzyjnie numerycznie. Perma­ nentne monitorowanie ruchu obroto­ wego Ziemi, a w tym ruchu bieguna, trwa do dziś. Z biegiem lat wzrastała liczba ob­ serwatoriów śledzących i analizują­ cych zmiany szerokości, a od połowy Oscylacje sezonowe wieku również zmiany czasu UT. Po­ nadto okazało się, że pomimo zasto­ sowania tej samej metody obserwacji, metody Horrebow-Talcotta, tych sa­ mych instrumentów, teleskopów zeni- talnych i tego samego programu ob­ serwacji, wyznaczane zmiany szeroko­ ści geograficznej obarczone sąjeszcze błędami współrzędnych gwiazd oraz systematycznymi błędami instrumen­ talnymi i klimatycznymi, których nie mogą wyeliminować badania prowa­ 1970 1980 1990 dzone tylko na pięciu stacjach. Tak

Rys. 3. Zmiany długości dnia wyznaczone przez IERS (IERS, 1998). więc Międzynarodowa Unia Astrono­ miczna (MUA) i Międzynarodowa

6/1999 U R A N I A - Postępy A s t r o n o m ii 249 Unia Geodezyjno-Geofizyczna (MUGG) boratory, Pasadena, Kalifornia, USA) (CIO — Conventional International powołały nowe służby ruchu obroto­ i NEOS (National Earth Rotation Se­ Origin). Następnie BIH, IPMS,IERS wego Ziemi IPMS i BIH (Tablica 1), rvice, US Naval Observatory, Wa­ definiowały swoje bieguny odniesie­ które wykorzystywały początkowo shington, USA). Rysunek 4 przedsta­ nia na podstawie średnich wartości wszystkie dostępne obserwacje astro- wia zmiany współrzędnych bieguna, współrzędnych stacji uczestniczących metryczne prowadzone przez kilka­ określane przez IERS (IERS 1998). w obserwacjach, zachowując zgod­ dziesiąt stacji, rozsianych po całym W Tablicy 2 podano również waż­ ność z CIO poniżej 0,03. Osie tego globie, a następnie wprowadziły do niejsze wydarzenia naukowe, ściśle układu są skierowane wzdłuż kon­ tych badań nowe techniki obserwa­ związane z rozwojem badań ruchu wencjonalnego południka Greenwich cyjne. obrotowego Ziemi i jego monitorowa­ (określonego podobnie jak biegun Trzeba dodać, że w ramach IERS nia. (Kołaczek, 1989) przez służby jako średnia wartość dłu­ wiele centrów obliczeniowo-analizu- MSS analizowała tylko ruch bie­ gości stacji uczestniczących jących wyznacza szeregi parametrów guna, tj. zmiany jego współrzędnych w obserwacjach) i w kierunku 90° na ruchu obrotowego Ziemi z danych po­ x, y w układzie płaskim o zdefinio­ zachód (Rys. 2). szczególnych technik obserwacyjnych. wanym konwencjonalnym początku, BIH i IPMS wyznaczały z obserwa­ IERS oblicza globalne rozwiązanie, którym początkowo było średnie po­ cji astrometrycznych parametry ruchu uwzględniając wyniki wszystkich łożenie bieguna wyznaczane przez obrotowego Ziemi (Earth Rotation Pa­ technik. Ponadto globalne rozwiązania MSS w okresie 1900-1905, Konwen­ rameters — ERP), tj. współrzędne bie­ wyznacza też JPL (Jet Propulsion La­ cjonalny Międzynarodowy Początek guna x, y i czas uniwersalny. Obecnie,

Tablica 1. Organizacje prowadzące permanentne monitorowanie ruchu bieguna i zmian długości doby

Organizacje Cel Okres działalności Międzynarodowa Służba Szerokości - MSS Wyznaczanie pozycji 1899-1980 (International Latitude Service - ILS) bieguna (x, y) (5 stacji wyposażonych w teleskopy zenitalne) (Yumi,Yokoyama,1980) Służba Ruchu Obrotowego Ziemi Wyznaczanie pozycji 1967-1988 w Międzynarodowym Biurze Czasu bieguna (x, y), (Bureau international de I’Heure - BIH) czasu UT lub długości (zmienna liczba - kilkadziesiąt stacji dnia (LOD) i poprawek i instrumentów astronomicznych), nutacyjnych (BIH, 1967-1988) a od lat siedemdziesiątych również instrumenty nowych technik satelitarnych i VLBI. Międzynarodowa Służba Ruchu Bieguna Wyznaczanie pozycji 1962-1988 (International Polar Motion Service IPMS) bieguna x, y, (podobnie jak w BIH) a od 1977 również UT, lub LOD (IPMS, 1962-1988) Monitorowanie Ruchu Obrotowego Ziemi Określanie parametrów 1980, 1983-1984 I Porównanie Technik (Monitoring of the ruchu obrotowego Ziemi Earth Rotation and Intercomparison ze wszystkich obserwacyjnych of the Techniques - MERIT) technik i ich porównania (około 120 stacji, 5 obserwacyjnych technik) (Wilkins et al., 1989) Międzynarodowa Służba Ruchu Określanie parametrów 1 98 8- Obrotowego Ziemi (International Earth orientacji Ziemi Rotation Service - IERS) (Earth Orientation Positions - Sekcja Orientacji Ziemi - EOP),x, y, UT, LOD, AT, Ae - Sekcja Układu Współrzędnych Ziemskich oraz wyznaczanie i monitorowa­ - Sekcja Układu Współrzędnych Niebieskich nie Fundamentalnego Ziemskiego - Biuro Służby Szybkiej i Predykcji i Fundamentalnego Niebieskiego - Biuro Atmosferycznego Momentu Pędu układu współrzędnych. IERS wykorzystuje tylko obserwacje (IERS, 1988-1997) prowadzone technikami satelitarnymi (laser, dopier, GPS ) i VLBI Utworzenie Międzynarodowej Służby GPS Monitorowanie ruchu 1 99 4- dla Geodynamiki (International GPS obrotowego Ziemi Service for Geodynamics (IGS) jest jednym z celów prowadzącej również monitorowanie ruchu obrotowego Ziemi. Obserwacje satelitów systemu GPS.

250 URANIA - p o s t ę p y A s t r o n o m ii 6/1999 Pozostałe zmiany

1900 1920 1940 1960 1980 2000

Ruch całkowity

Trend

Chandlera

Pozostałe zmiany

1900 1920 1940 1960 1980 2000

Rys. 4. Zmiany współrzędnych x (rysunek górny) i y (rysunek dolny) bieguna wyznaczone przez IERS i ich dwie główne składowe okresowe (IERS, 1998).

w przypadku techniki VLBI, x, y, UT Do lat siedemdziesiątych parame­ tograficzne tuby zenitalne (PZT) określane są łącznie z poprawkami do try ruchu obrotowego Ziemi wyzna­ i astrolabia. W latach siedemdziesią­ wyrazów nutacyjnych teorii Woolarda czano wyłącznie metodami astrome- tych zaczęto wprowadzać do tych ba­ w długości i nachyleniu A1? , Ae. Te pa­ trycznymi, początkowo przy pomocy dań techniki geodezji satelitarnej (po­ rametry nazywają się Parametrami takich instrumentów, jak instrumenty miary laserowe, doplerowskie, GPS) Orientacji Ziemi (Earth Orientation Pa­ przejściowe i teleskopy zenitalne. Póź­ oraz metodę radiointerferometrii dłu­ rameters — EOP). niej wprowadzono do obserwacji fo­ gich baz (Very Long Base Line Inter-

6/19 9 9 U R A N I A - Po s t ę p y A st r o n o m ii 251 A Tablica 2. Ważniejsze wydarzenia naukowe związane z rozwojem badań ruchu obrotowego Ziemi

1896 Przyjęcie pierwszego systemu stałych astronomicznych 1913 Konstrukcja fotograficznej tuby zenitalnej 1940 Zastosowanie zegarów kwarcowych w służbie czasu 1955 Skonstruowanie zegara atomowego 1956 Definicja sekundy czasu efemerydalnego przyjęta przez Konferencję Międzynarodowego Komitetu Miar i Wag 1958 Zdefiniowanie skali czasu efemerydalnego przez Międzynarodową Unię Astronomiczną na Kongresie w Moskwie 1958 Określenie skali czasu atomowego A1 w U.S. Naval Observatory 1958 Zastosowanie astrolabiów do wyznaczania zmian szerokości i czasu UT 1964 Przyjęcie drugiego fundamentalnego Systemu Stałych Astronomicznych przez Międzynarodową Unię Astronomiczną na Kongresie w Hamburgu 1967 Zdefiniowanie sekundy atomowej przez Konferencję Międzynarodowego Komitetu Miar i Wag w Paryżu 1967 Przyjęcie Nowego Geodezyjnego Systemu stałych przez Międzynarodową Unię Geodezji i Geofizyki na Kongresie w Lucernie 1967 Określenie Międzynarodowego Konwencjonalnego Początku (Coventional International Origin - CIO) przez Międzynarodową Unię Astronomiczną na Kongresie w Pradze 1967 Zdefiniowanie sekundy w systemie SI w oparciu o energetyczne drgania atomu cezu na Konferencji Międzynarodowego Komitetu Miar i Wag 1968 Wprowadzenie systemu BIH 1968 współrzędnych bieguna, współrzędnych stacji obserwacyjnych i czasu uniwersalnego 1971 Zdefiniowanie międzynarodowej skali czasu atomowego (TAI) przez Konferencję Międzynarodowego Komitetu Miar i Wag w Paryżu. TAI jest kontynuacją skali czasu atomowego AT zdefiniowanego przez BIH w 1968 r. 1973 Zastosowanie dopplerowskich obserwacji SSZ do wyznaczeń parametrów ruchu obrotowego Ziemi przez BIH 1976 Przyjęcie Trzeciego Fundamentalnego Systemu Stałych Astronomicznych przez Międzynarodową Unię Astronomiczną na Kongresie w Grenoble 1978 Zastosowanie laserowych obserwacji satelitów i Księżyca do określania parametrów ruchu obroto­ wego Ziemi 1978 Wprowadzenie radointerferometrycznych obserwacji radioźródeł na długich bazach (VLBI - Very Long Base Line Interferometry) do uzyskania wyznaczeń parametrów ruchu obrotowego Ziemi 1983 Project MERIT Standards, U.S (Melbourne et al., 1983) 1992 „Standards 1992”, opracowane przez IERS, (1992) 1992 Kampania SEARCH („Study of Earth Atmosphere Rapid Changes” for subdaily measurements of Earth rotation), (Dickey et al. 1989) 1993 Wprowadzenie obserwacji satelitów systemu GPS - Global Positioning System do wyznaczeń parame­ trów ruchu obrotowego Ziemi 1993 Zastosowanie obserwacji satelitów systemu DORIS (Doppler Orbit Determination and Radiopositioning Integrated on Satellite) do wyznaczania parametrów ruchu obrotowego Ziemi 1996 „Conventions 1996” opracowane przez IERS, (1996) ferometry — VLBI) (Tablica 1, 2), co badań. W 1988 r. rozpoczęła działal­ orientacji Ziemi spowodowała ko­ znacznie podniosło dokładność. W la­ ność Międzynarodowa Służba Ruchu nieczność precyzyjnego określenia tach 1983-1984 została zorganizowa­ Obrotowego Ziemi (IERS, Tablica 1) fundamentalnego układu współrzęd­ na specjalna kampania obserwacyjna wykorzystująca już tylko obserwacje nych ziemskich (International Terre­ MERIT (Tabela 1) przy użyciu no­ satelitarne i VLBI. Obecnie dokład­ strial Reference Frame — ITRF) wych technik satelitarnych i radioin- ność określenia pozycji na powierzch­ i fundamentalnego układu współrzęd­ terferometrii długich baz celem jedno­ ni Ziemi i pozycji bieguna wspomnia­ nych niebieskich (International Cele­ czesnego wyznaczenia parametrów nymi technikami jest rzędu milime­ stial Reference Frame — ICRF) i mo­ ruchu obrotowego Ziemi różnymi trów, a kierunku rzędu mikrosekund nitorowania ich zmian. technikami i porównania ich wyników. łuku. Częstotliwość wyznaczeń wyno­ W ramach monitorowania ruchu Pozwoliło to na lepsze poznanie ich si od 1-3 dni, a ostatnio nawet kilku obrotowego Ziemi definiowanie ITRF dokładności i błędów systematycznych godzin. Tak wysoka dokładność i czę­ zapoczątkowało BIH w 1968 r., wy­ i potwierdziło ich przydatność do tych stotliwość pomiarów parametrów znaczając współrzędne stacji uczestni-

252 URANIA - POSTĘPY ASTRONOMII 6/1999 czących w badaniu parametrów ruchu Dokładność milimetrowa i milise­ Obecnie trwa dyskusja nad reorga­ obrotowego Ziemi wraz z tymi para­ kundowa pomiarów parametrów ruchu nizacją IERS. Różnym technikom ob­ metrami. System ten był monitorowa­ obrotowego Ziemi, jak i znacznie lep­ serwacyjnym odpowiadają odrębne ny i doskonalony w BIH, a następnie sza dostępność i dokładność parametrów służby wykorzystujące obserwacje do w IERS. Obecnie system współrzęd­ opisujących różne zjawiska geofizycz­ badań geodynamicznych, a w tym ru­ nych ziemskich określają współrzęd­ ne, w szczególności moment pędu at­ chu obrotowego Ziemi. Potrzebna jest ne i ich czasowe zmiany 314 stacji ob­ mosfery, oceanu, jak i danych meteoro­ nowa struktura organizacyjna IERS. serwacyjnych różnych technik, wyzna­ logicznych, pozwoliły na podjęcie ba­ czane w ramach działalności IERS. dań korelacji zmian ruchu obrotowego Literatura ICRF określają współrzędne 212 Ziemi ze zmianami momentu pędu at­ BIH, Annual Reports, 1965-1987. radioźródeł, zwanych źródłami defi­ mosfery, oceanu, zmianami poziomu Dickey, J.O., M. Feissel (editors), 1994. niującymi. Stanowią one pierwszą re­ wód gruntowych, zmianami meteorolo­ Results from the SEARCH'92 Campaign, alizację konwencjonalnego układu gicznymi w szerokim zakresie. Badania IERS Technical Note 16, Observatoire de współrzędnych niebieskich. 396 do­ takie rozwinęły się żywiołowo w ostat­ Paris, Francja. datkowych radioźródeł uczestniczyło nich dwóch dziesięcioleciach. W 1989 r. Hópfner, J., 1999, On the Contribution również w przygotowaniu ICRF. Mię­ IERS zorganizowało Biuro Atmosfe­ of the Geodetic Institute Potsdam to the International Latitude Service. GeoFor- dzynarodowy System Współrzędnych rycznego Momentu Pędu (Subbureau for schungsZentrum, Potsdam, Scientific Niebieskich (ICRS) przyjęty od 1 stycz­ Atmospheric Angular Momentum), któ­ Technical Report str. 99/08. rego celem jest gromadzenie i ujedno- nia 1998 r. przez MUA na Kongresie IERS, Annual Reports, 1988-1998. w Kyoto w 1997 r. zdefiniowany jest rodnienie składowych momentu pędu at­ Paris Observatory, France przez współrzędne takich radioźródeł mosfery, wyznaczanych przez 4 centra IERS Conventions, 1996, Paris Obse­ i będzie monitorowany przez IERS. meteorologiczne w USA, Anglii i Japo­ rvatory, France. Zastosowanie do badań ruchu ob­ nii i udostępniające je do badań doty­ IERS Standards 1992, Paris Observa­ rotowego Ziemi różnych skompliko­ czących wpływu zmian atmosfery na tory, France. wanych metod, jak dynamiczne meto­ ruch obrotowy Ziemi. Przyczyniło się to 1PMS, Annual Reports of the 1PMS. dy satelitarne związane z wyznacza­ znacznie do zbadania wpływu zmian At­ 1962-1987. niem precyzyjnych orbit sztucznych mosferycznego Momentu Pędu na zmia­ Kołaczek, B., 1989, Observational De­ satelitów i metody kinematycznej ny ruchu obrotowego Ziemi i lepszego terminations of the Earth’s Rotation, VLBI, wymaga dla uzyskania jedno­ poznania ruchu obrotowego Ziemi. Ko­ Chapter V. Gravity and Low-Frequency rodnych, porównywalnych wyników relacja zmian długości dnia ze zmiana­ Geodynamics, Vol. 4, R. Teisseyre editor. przyjęcia najdokładniejszych wartości mi Atmosferycznego Momentu Pędu PWN Warsaw, Elsevier, Amsterdam- -Oxford-New York-Tokyo. standardowych stałych astronomicz­ jest bliska jedności. W 1997 r. IERS Lambeck, K, 1980a, The Earth s Varia­ nych i geodezyjnych, odpowiadają­ powołała do działalności Centrum Glo­ ble Rotation: Geophysical Causes and cych dokładnościom obserwacji i wy­ balnych Ośrodków Ciekłych (Center for Consequences, Cambridge University znaczeń parametrów orientacji Ziemi Global Fluids), do których zalicza się at­ Press. oraz przyjęcia standardowych modeli mosferę, oceany, wody gruntowe, cie­ Lambeck, K., 1980b, Changes in zjawisk geofizycznych, mających kłe jądro, ale również elastyczny płaszcz. Length of Day and Atmospheric Circula­ wpływ na wyznaczanie EOR IERS Celem działalności tego Centrum będzie tion. Nature, 26, 104. opracowało takie standardy, „IERS zebranie, ujednorodnienie i udostępnie­ Melbourne, W., R. Anderle, M. Feis­ Standards” (IERS 1992), i „IERS Con­ nie parametrów opisujących zmiany sel, R. King, D.D. McCarthy, D. Smith, ventions” (IERS 1996). Podają one wspomnianych ośrodków ciekłych do B. Tapley, R. Vicente, 1983. Project ME­ między innymi wartości numeryczne badań, m.in. analiz wpływu zmian tych RIT Standards, U.S. Naval Observatory stałych, definicje układów współrzęd­ ośrodków na zmiany ruchu obrotowego Circular No. 167. nych, modele precesji, nutacji, geopo- Ziemi. Wilkins,G.A., 1989, ‘Proc. ofthe Third MERIT Workshop and the joint MER1T- tencjału, pływów skorupy ziemskiej, Służby ruchu obrotowego Ziemi, COTES Working Group meetings’ held in ruchu płyt tektonicznych i innych ru­ a zwłaszcza IERS, spełniając swój 1986 in Columbus, Ohio, USA. Part I of chów skorupy ziemskiej, troposfery główny cel monitorowania ruchu ob­ the MERIT final report. oraz ogólne modele relatywistyczne rotowego Ziemi i podnoszenia dokład­ Yumi, S., K. Yokoyama, 1980, Results dla czasu, współrzędnych, równań ru­ ności parametrów ruchu obrotowego of the International Latitude Service in chu. Opracowywana jest nowa edycja Ziemi, twórczo inspirowały rozwój ba­ a Homogeneours System. IPMS, Mizusa- „IERS Convention 2000”. dań ruchu obrotowego Ziemi. Ruch ob­ wa, Japonia. Tak więc Międzynarodowa Służba rotowy Ziemi jest obecnie nie tylko zja­ Ruchu Obrotowego Ziemi — IERS (Ta­ wiskiem badanym, ale stał się również blica 1) znacznie rozszerzyła swojądzia- instrumentem badawczym, który po­ Barbara Kołaczek jest profesorem łalność, obejmując nią nie tylko okre­ zwolił między innymi udokładnić vi’ Centrum Badań Kosmicznych ślanie parametrów orientacji Ziemi, ale model jądra Ziemi, model pływów sko­ PAN w Warszawie. Jej zaintereso­ i wyznaczanie, i monitorowanie precy­ rupy ziemskiej, przyczynił się do na­ wania naukowe koncentrują się na zyjnych układów współrzędnych ziem­ wiązania optycznego systemu współ­ badaniu zmian ruchu obrotowego skich i niebieskich i opracowywania rzędnych gwiazd z systemem współ­ Ziemi. wspomnianych standardów. rzędnych katalogu Hipparcos itp.

6/1999 U R A N I A - Postępy Astronomii 253 Krzysztof Rochowicz Gwiazdy na cenzurowanym, czyli astrometria na przełomie tysiącleci Choć w listopadzie br. minie 10 lat od rozpoczęcia regularnych obserwacji przez satelitę Hipparcos (High Precision Parallax Od Hipparcha do Hipparcosa najbliższych gwiazd). A przecież wszel­ Przeszło dwa tysiące lat temu na wy­ kie inne, pośrednie metody wyznaczania Collecting Satellite), nie spie Rodos mozolnie prowadził swe odległości we Wszechświecie opierająsię wszyscy miłośnicy obserwacje grecki matematyk (twórca na tych fundamentalnych pomiarach. astronomii, a nawet trygonometrii) i astronom — Hipparch. W gruncie rzeczy, choć cały świat sły­ astronomowie, Stworzył katalog, w którym zapisał po­ szał o kwazarach odległych o miliardy lat uświadamiają sobie, jak łożenie i względną jasność przeszło ty­ świetlnych, astronomowie praktycznie siąca gwiazd. Choć dokładność wyzna­ wcale nie znali przestrzennego rozkładu wielką rolę odegrał ten czonych przez niego pozycji wyniosła gwiazd na swoim własnym, galaktycz­ niewielki instrument zaledwie jeden stopień (to mniej więcej nym „podwórku”! w różnych dziedzinach kąt, pod jakim widzimy dorosłego czło­ Atmosfera ziemska skutecznie unie­ nauki o Wszechświecie. wieka z odległości 100 m), porównując możliwiała dalszy postęp w pomiarach To nie była misja swoje wyniki z obserwacjami wcześniej­ pozycji ciał niebieskich. Już w roku 1966 szych astronomów odkrył on efekt pre­ pojawiła się koncepcja satelitarnego, przynosząca spektakularne cesji. Gdyby tylko jeszcze odgadł przy­ systematycznego przeglądu nieba pod obrazy, które mogłyby trafić czynę zjawiska... tym kątem. Trzy dekady później zebra­ na pierwsze strony gazet Przed z górą 400 laty na innej wyspie no obfite plony. Misja Hipparcosa, okre­ Był to eksperyment (Ven) duński astronom Tycho Brahe się­ ślając położenie ciał niebieskich z do­ polegający na zmierzeniu gnął do granic zdolności rozdzielczej kładnością sięgającą tysięcznej części ludzkiego oka, obserwując z dokładno­ sekundy łuku (to kąt, pod którym widzie­ dokładnych pozycji, a ściślej ścią do jednej minuty łuku (człowiek libyśmy człowieka stojącego na Księży­ rzecz biorąc — subtelnych z odległości 5 km). Z jego wieloletnich cu, piłkę tenisową po drugiej stronie przesunięć paralaktycznych badań skorzystał Kepler, rewolucjonizu­ Atlantyku czy też... wielkość przyrostu gwiazd. Cztery lata jąc naszą wiedzę o Układzie Słonecznym. ludzkiego włosa w ciągu 1 sekundy skrupulatnych pomiarów Wynalezienie teleskopu pozwoliło z odległości 1 metra) sprawiła, że mówiąc stopniowo zwiększać dokładność pomia­ o odległościach i ruchach przestrzennych i kolejne trzy przeznaczone ru pozycji na niebie (rys. 1). Precyzja gwiazd w okolicach Słońca, stoimy na opracowanie ogromnego ułamka sekundy łuku (człowiek w odle­ wreszcie na twardym gruncie. Jak wpły­ materiału obserwacyjnego głości 4000 km), z jaką w II połowie XX nęła ona na poglądy astronomów zajmu­ (1000 gigabitów informacji) w. wyznaczano położenie ciał niebie­ jących się różnymi aspektami wiedzy zaowocowały skich, wydawać się mogła zupełnie przy­ o Wszechświecie, postaramy się pokrót­ zwoita — wszak względna dokładność ce pokazać w dalszej części artykułu. fundamentalnym, pomiaru sięgała jednej milionowej, czyli 17-tomowym katalogiem 0,0001 %. Problem polegał na tym, że je­ Rozpacz i nadzieja Hipparcos/Tycho, dyna metoda bezpośredniego pomiaru Satelita Hipparcos był pierwszą pró­ obejmującym przeszło odległości gwiazd — poprzez określenie bą automatycznego pomiaru pozycji milion gwiazd o jasności wielkości przesunięcia paralaktycznego gwiazd, ich odległości i ruchów prze­ — ograniczona była do obszaru kilku­ strzennych na całym niebie. Do płasz­ sięgającej 11 magnitudo. dziesięciu lat świetlnych w otoczeniu czyzny ogniskowej teleskopu doprowa­ Rozpoczęła się kolejna Słońca (przy czym dokładność rzędu 1 % dzano dwie wiązki światła z kierunków rewolucja w astrometrii. udało się uzyskać tylko dla kilkunastu odległych o 58°, przepuszczając dodat-

254 U R A N I A - postępy Astronomii 6/1999 kowo docierające wiązki przez prawie

3000 równoległych szczelin. Dzięki + Mark II] temu można było bardzo dokładnie okre­ - ślić względne położenie gwiazd w wy­ branym kierunku. Rotacja satelity po­ zwalała ów kierunek zmieniać, dzięki NPOI Kartografia nieba Hipparcos (Pr®d-) czemu pole widzenia teleskopu (o śred­ CD nicy zaledwie 25 cm) wielokrotnie omia­ Allegheny U S N O Mark tało całe niebo. CC D . r HI Listę najważniejszych obiektów — pomiar $ paralaksy-f bagatela: 118 tysięcy gwiazd — wybrał na kliszy HamburgT La Palma instrumenty _ zespół przeszło 200 astronomów, zajmu­ Struve_^ & południkowe Bordeau? jących się wyznaczaniem fundamental­ to2 O nych parametrów, takich jak: odległości, E -L. + & Bradley Henderson ruchy, moce promieniowania, masy - i rozmiary oraz wiek gwiazd wszelkich rodzajów — od białych i czerwonych -f- pojedyncze pomiary karłów do olbrzymów, od źródeł promie­ Flamsteed (np. separacji składników O w układach podwójnych) Tycho Brahe niowania rentgenowskiego po radiowe O O pomiary globalne oraz różnych typów zmiennych i po­ na całej sferze niebieskiej dwójnych. Ponadto zaplanowano szereg Hipparch Q ^ 9 USNO = U.S. Naval Observatory -wynalezienie teleskopu Mark III = Interferometer, Ml. Wilson, CA badań nad dynamiką gromad gwiazd NPOI = Interferometer, Anderson Mesa, AZ i ośrodkiem międzygwiazdowym. Pod­ i 1,000 1 1 1 1 1 L : jęto współpracę z zawodowcami i miło­ 1000 1400 1700 1800 1900 Rok śnikami astronomii w celu optymalne­ Rys. 1. Krótka historia astrometrii. Od czasów Hipparcha precyzja pomiaru pozy­ go wykorzystania ograniczonego czasu cji ciał niebieskich wzrosła prawie 100 tysięcy razy. (wg. J.Thomas Armstrong, życia satelity. U.S. Naval Observatory) Można sobie wyobrazić, z jak wiel­ kim napięciem oglądali w dniu 8 sierp­ gu kilku miesięcy odpowiednio zmody­ dla wszystkich tych obiektów zgroma­ nia 1989 r. start rakiety Ariane wyno­ fikować programy obserwacyjne. Po­ dzono wysokiej jakości dane fotome- szącej Hipparcosa specjaliści, którzy miary prowadzono od listopada 1989 do tryczne. Wykorzystując zebrany dodat­ poświęcili projektowi 20 lat pracy. I jaka marca 1993 r., wykorzystując 60% cza­ kowo materiał obserwacyjny, udało się była ich rozpacz, gdy awaria jednego su na obserwacje. stworzyć ponadto katalog Tycho dla z silników uniemożliwiła osiągnięcie przeszło miliona gwiazd o jasnościach planowanej orbity. Satelita znalazł się na Żniwo do 11,5 magnitudo, przy czym dla obiek­ torze mocno eliptycznym, przechodzą­ Głównym zadaniem Hipparcosa było tów jaśniejszych od 9,5 mag. uzyskano cym przez pasy Van Allena, co groziło zmierzenie przesunięć paralaktycznych dokładność 0,01 sekundy łuku w okre­ poważnym uszkodzeniem zasilających dla wspomnianych 118 tysięcy obiektów ślaniu pozycji, zaś 0,02 mag. przy po­ go ogniw słonecznych. o jasności do 12,5 magnitudo. Spodzie­ miarze jasności. Trzy podstawowe dzie­ Szczęśliwie ogniwa okazały się bar­ wano się osiągnąć dokładność 2 milise­ dziny, w których osiągnięto niebywały dziej wytrzymałe niż przypuszczano, kund łuku. Uzyskana precyzja była dwu­ postęp, to: samo wyznaczanie odległo­ a ekipy związane z misją zdołały w cią­ krotnie większa (rys. 2), co więcej — ści metodą paralaksy, badanie gwiazd

Średnia dokładność pomiaru a> .i pozycji na niebie 5 paralaksy przez Hipparcosa a> o ^ S 1.5 O 3-2 jako funkcja jasności gwiazd ~ o 13 c >, OJ u « i S-S* i

Rys. 2. Hipparcos uzyskał, średnio rzecz biorąc, najlepszą dokładność dla gwiazd jasnych, położonych w pobliżu biegunów ekliptyki. (za M. Perryman)

6/1999 U R A N I A - Po s t ę p y A s t r o n o m i i 255 zmiennych oraz pozycji w układach po­ Tab. 1. Najbliższe (do 12,5 l.św.) gwiazdy dwójnych. Efektem ubocznym jest po­ Nrwkatal. Inne oznaczenie Jasność Jasność Odległość głębienie naszej wiedzy w obszarach Hipparcos obserw. V absolut. V (l.św.) niekiedy dość zaskakujących — od teo­ rii wnętrz gwiazd po kosmologię. 70890 Proxima Centauri 11,01 15,45 4,22 71681 a Centauri B 1,35 5,70 4,40 Kosmiczny liniał 71683 a Centauri A -0,01 4,34 4,40 Jeśli chodzi o odległości, dane Hip- 87937 Gwiazda Barnarda 9,54 13,24 5,94 parcosa umożliwiły ogromny przyrost 54035 Lalande 21185 7,49 10,46 8,31 informacji o naszych sąsiadkach w Ga­ 32349 Syriusz -1,44 1,45 8,60 laktyce. Dla przeszło 400 gwiazd uzy­ 92403 Ross 154 10,37 13,00 9,69 skano precyzyjny pomiar paralaksy 16537 18, e Eridani 3,72 6,18 10,5 (z błędem nie przekraczającym 1 %) oraz 114046 Lacaille 9352 7,35 9,76 10,7 bardzo przyzwoitą ocenę (w granicach 57548 Ross 128 11,12 13,50 10,9 5% błędu) dla ponad 7 tysięcy (do tej 104214 61 Cygni A 5,20 7,49 11,4 pory mieszczących się w tym przedzia­ 104217 61 Cygni B 6,05 8,33 11,4 le błędu wyznaczeń było zaledwie oko­ 37279 Procjon 0,40 2,68 11,4 ło setki). Możemy dziś stwierdzić, że 91772 BD +59°1915 A 9,70 11,97 11,5 dysponujemy dokładnymi wyznaczenia­ 91768 BD +59°1915 B 8,94 11,18 11,6 mi odległości gwiazd w granicach 500 1475 Groombridge 34 8,09 10,33 11,6 lat świetlnych od Słońca. Tab. 1 przed­ 108870 e Indi 4,69 6,89 11,8 stawia listę 20 najbliższych gwiazd 8102 52, i Ceti 3,49 5,68 11,9 (w odległości do 12,5 l.św.), zaś tab. 2 5643 12,10 14,25 12,1 to lista najbliższych (do 200 l.św.) wśród 36208 Gwiazda Luytena 9,84 11,94 12,4 najjaśniejszych (do 2,0 mag.) gwiazd. By uświadomić sobie, jak Hipparcos zmienił obraz najbliższego sąsiedztwa Tab. 2. Najbliższe (do 200 l.św.) wśród najjaśniejszych (do 2,0 mag.) Słońca, wystarczy porównać nowe dane gwiazd (literka „c” przy jasności oznacza całkowitą jasność układu, zaś z Katalogiem Bliskich Gwiazd, sporzą­ „v” średnią jasność zmiennej) dzanym w Heidelbergu od 1957 r. i na bieżąco uaktualnianym. W obszarze Nr w katal. Nazwa Inne Jasność Wsk. barwy Odległość o promieniu 25 parseków (82 l.św.) przy­ Hipparcos gwiazdy oznaczenie V (B-V) (I. św.) było ok. 200 „nowych” gwiazd — naj­ 32349 Syriusz 9, a CMa -1,44 0,01 8,60 bliższa to czerwony karzeł o jasności 11 71638 Rigil Kent a Cen -0,28c 0,71 4,40 mag., odległy zaledwie o 5,5 pc, tj. nie­ 69673 Arktur 1 6 ,a Boo -0,05v 1,24 37 spełna 18 l.św. Jednocześnie kilkaset 91262 Wega 3, a Lyr 0,03v 0,00 25,3 gwiazd ze wspomnianego katalogu oka­ 24608 Kapella 13, a Aur 0,08v 0,80 42 zało się leżeć znacznie dalej. Na liście 37279 Procjon 10, aC M i 0,40 0,43 11,4 jest obecnie mniej gwiazd ciągu głów­ 7588 Achernar a Eri 0,45v -0,16 144 nego, o połowę mniej olbrzymów i tyl­ 97649 Altair 53, a Aql 0,76v 0,22 16,8 ko jeden biały karzeł w odległości mniej­ 21421 Aldebaran 87, a Tau 0,87 1,54 65 szej niż 5 pc (nie licząc towarzyszy Sy- 37826 Polluks 78, p Gem 1,16 0,99 34 riusza i Procjona). Odkryto 37 niezna­ 113368 Fomalhaut 24, a PsA 1,17 0,14 25,1 nych wcześniej składników w układach 49669 Regulus 32, a Leo 1,36 -0,09 78 podwójnych, w tym prawdopodobnie 36850 Kastor 66, a Gem 1,58c 0,03 52 brązowego karła w układzie z czerwo­ 61084 Gacrux y Cru 1,59v 1,60 88 nym karłem Gliese 433. 25428 Alnath 112, p Tau 1,65 -0,13 131 25 parseków to zaledwie 0,3% odle­ 45238 Miaplacidus p Car 1,67 0,07 111 głości do centrum Galaktyki. W tym nie­ 109268 Alnair a Gru 1,73 -0,07 101 wielkim obszarze mieści się nie więcej 62956 Alioth 77, eUMa 1,76v -0,02 81 niż 0,000001 % gwiazd Drogi Mlecznej. 90185 Kaus Australis 20, e Sgr 1,79 -0,03 145 A jednak w oparciu o tę próbkę astrono­ 54061 Dubhe 50, a UMa 1,81 1,06 124 mowie ekstrapolują tak fundamentalne 67301 Alkaid 85, r| UMa 1,85 -0,10 101 wielkości jak funkcja jasności gwiazd, 28360 Menkalinan 34, p Aur 1,90v 0,08 82 kinematyka i dynamika ich ruchów. 31681 Alhena 24, y Gem 1,93 0,00 105 Wielkość masy zawartej w gwiazdach 42913 5 Vel 1,93 0,04 80 w naszym sąsiedztwie obniżona została 100751 Peacock ot Pav 1,94 -0,12 183 do 0,039 masy Słońca w parseku sze­ 46390 Alphard 30, a Hya 1,99 1,44 177 ściennym (1 masa Słońca na 890 l.św. sześciennych). Jednocześnie w oparciu

2 5 6 U R A N IA - Postępy A s t r o n o m ii 6/1999 1 5 ...... 1 ...... 15 - 0.5 0.0 0.5 1.0 1.5 2.0 -0.5 0.0 0.5 1.0 1.5 2.0 2.5 3.0 B - V [mag] V - 1 [mag}

Rys. 3. Najbardziej aktualny z diagramów HR dla gwiazd Rys. 4. Na tym diagramie HR zaznaczono odcieniami sza­ z otoczenia Słońca; zawiera dane dla 41453 pojedynczych rości procent gwiazd zmieniających swąjasność (w stosun­ obiektów, dla których względny błąd pomiaru paralaksy nie ku do ogółu badanych) w świetle danych Hipparcosa. Jak przekracza 20 %, zaś wskaźnika barwy - 0,05 mag. Odcienia­ widać, zmiennymi są prawie wszystkie czerwone olbrzymy mi szarości zakodowano ilość gwiazd, odpowiadającą danej i nadolbrzymy. kombinacji obserwowanych parametrów B-V, Mv . o starannie wybraną próbkę gwiazd typu jej globalnych parametrów, takich jak np. wyznaczoną odległością gwiazd różnych A z katalogu Hipparcosa określone zo­ moc promieniowania. Bezpośredni po­ typów w gromadzie, możemy użyć stały parametry ruchów przestrzennych miar odległości ma więc kluczowe zna­ ich do kalibracji skali odległości we gwiazd, a stąd — całkowita masa mate­ czenie dla weryfikacji teorii oscylacji Wszechświecie; to pierwszy szczebel rii w naszej części Galaktyki: 0,076 i konstruowania coraz bardziej wyrafi­ „drabiny” kosmologicznej, na którym ±0,015 masy Słońca na parsek sześcien­ nowanych modeli gwiazd. Dzięki sate­ oparte są wszelkie pośrednie metody ny. To wprawdzie dwukrotnie więcej niż licie Hipparcos udało się m.in. uzyskać określania dystansu bardziej odległych masa materii zawartej w gwiazdach, ale doskonałą zgodność obserwacji i teorii obiektów. W zasięgu badań Hipparcosa grubo mniej niż uzyskiwano we wcze­ dla stosunkowo jasnego (2,7 mag.) pod- znalazło się około 200 gwiazd Hiad; śniejszych szacunkach. Wydaje się, że olbrzyma T) Boo — odległość określona odległość środka masy określono osta­ ilość ciemnej materii w dysku galaktycz­ na podstawie analizy oscylacji wynio­ tecznie na 46,34 ± 0,27 pc (151 ± 0,9 nym nie jest znacząca. sła bowiem 40 l.św., tj. dokładnie tyle, l.św.). Ponadto udało się dokładnie od­ Dane Hipparcosa stanowią punkt ile (z 1% błędem) zmierzyła sonda. tworzyć strukturę wewnętrzną obiektu wyjścia dla licznych publikacji odnoszą­ Hipparcos umożliwił bezpośredni — ruchy poszczególnych składników, cych się do pojedynczych obiektów; su­ pomiar odległości do kilkunastu gromad rozkład masy i przebieg procesu rozpa­ marycznie stanowią istotny przyczynek otwartych, z najsłynniejszymi — Hia- dania się gromady (rys. 5). wzbogacający naszą wiedzę o właściwo­ dami i Plejadami włącznie. Hiady już od Jak chwiejne były podstawy owej ściach gwiazd i pomagający nam zrozu­ przeszło 100 lat stanowiły przedmiot kosmologicznej „drabiny”, przekonali­ mieć ich ewolucję (rys. 3 i 4). Jeden badań, mających na celu ścisłe określe­ śmy się, gdy inna gromada, wielokrot­ z przykładów to astrosejsmologia — nie dystansu, co dla wielu astronomów nie okrzyczana standardem — Plejady czyli wykorzystanie tzw. oscylacji mogło być irytujące (w końcu to najbliż­ — okazała się o 15% bliższa niż do tej gwiazd do „sondowania” ich wnętrza. sza w miarę bogata w gwiazdy groma­ pory przyjmowano. Choć nowy rezultat Precyzyjna fotometria lub spektroskopia da!), ale z pewnością miało kluczowe (115 pc, tj. 375 l.św.) wciąż poddawany pozwala na wykrycie bardzo subtelnych znaczenie. Gromady otwarte to unikal­ jest analizom i krytykom, nie jest wy­ zmian niektórych obserwowanych para­ ne laboratorium teorii ewolucji gwiazd, kluczone, że prócz masy i składu che­ metrów z okresem kilku minut. Z dru­ dostarczające nam niemal wyselekcjo­ micznego gwiazd coś jeszcze w dość giej strony, teoria opisująca te zjawiska nowanej próbki obiektów o jednakowym wyraźny sposób determinuje przebieg przewiduje zależność okresu oscylacji wieku i początkowym składzie chemicz­ ich ewolucji. od warunków fizycznych panujących we nym, różniących się jedynie masą. Co Nikogo nie trzeba chyba przekony­ wnętrzu gwiazdy, a co za tym idzie — więcej, dysponując dość wiarygodnie wać, jak istotne jest określanie odległo-

6/1999 U R A N I A - Postępy Astronomii 257 ści galaktyk dla współczesnej kosmolo­ szania tempa jego gii. Od przyjętego dystansu zależy prze­ ekspansji, czyli nie- cież wartość stałej Hubble’a i tempo zerową stałą ko­ ekspansji Wszechświata, ocena średniej smologiczną. Czy gęstości materii oraz wieku i dalszych jest to tylko zbędny losów Wszechświata. Już od lat 20-tych ukłon w stronę Ein­ szczególną rolę w tych badaniach odgry­ steina, pokaże przy­ wają cefeidy — gwiazdy bardzo jasne, szłość. dzięki czemu teleskop kosmiczny jest Póki co Hippar- w stanie wyśledzić je nawet w galakty­ cos pokazał za to do­ kach gromady Virgo, odległych o 50- bitnie, że — przy­ 80 min l.św. Ale w parze z ogromnąja- najmniej biorąc pod snością cefeid idzie ich rzadkość — tyl­ uwagę ogólną teo­ ko ok. 20 sztuk znalazło się w zasięgu rię względności bezpośrednich pomiarów Hipparcosa. (OTW) — Einste­ Pierwsze analizy sugerowały koniecz­ in z pewnością się ność rozszerzenia skali odległości o ok. nie mylił! Czytel­ 10%; niezależne prace, oparte również nicy znają zapew­ «(", ICRS, J1991.25) na innych typach gwiazd, nie wydają się ne historię wypra­ Rys. 5. Kinematyka gwiazd gromady Hiady. Kółka ozna­ jednak tego wyniku potwierdzać (rys. 6). wy Eddingtona na czają obecną pozycję, odcinki reprezentują ich obserwo­ Z powyższym sporem wiąże się kwe­ całkowite zaćmie­ wane przesunięcia na niebie w ciągu 100 tysięcy lat. W tej stia wieku gromad kulistych. Większość nie Słońca w roku skali czasu układ trwać będzie nadal w zbliżonej konfigu­ astronomów odetchnęła, gdy w myśl 1919, która miała racji (kilka gwiazd o przesunięciach znacznie przewyższa­ jących lub nie dorównujących średniej nie należy do gro­ pierwszych analiz danych Hipparcosa na celu zaobserwo- mady). został on obniżony do 12-14 mld lat, nie wanie jednego będąc już w sprzeczności z wiekiem z subtelnych efek­ Wszechświata. Jednak i tu badacze nie tów OTW — zakrzywienia biegu pro­ wyzwaniem. Dane Hipparcosa są tak osiągnęli kompromisu; część z nich su­ mienia świetlnego w silnym polu gra­ precyzyjne, że wykazują wspomniany geruje w dalszym ciągu, że wiek gro­ witacyjnym. Przy brzegu tarczy Słoń­ efekt OTW dla gwiazd z ponad poło­ mad kulistych może sięgać 18 mld lat, ca zakrzywienie to osiąga wartość wy sfery niebieskiej, jest on bowiem postuluj ąc j ednocześnie j eszcze większą zaledwie 1,7 sekundy łuku — stwier­ mierzalny nawet w odległości kątowej wartość na wiek Wszechświata, tym sa­ dzenie jeszcze mniejszych zmian po­ przekraczającej 90° od Słońca! To re­ mym dopuszczając możliwość przyspie­ zycji gwiazd 80 lat temu było nie lada kordowy zasięg metody obserwacyj­ nego pomiaru tzw. parametru y, a przy tym jej rekordowa, do 0,01%, dokład­ Odległość Wielkiego Obłoku Magellana ność.

19.0 wyznaczona na podstawie danych Hipparcosa

cefeidy podkarły miry cefeidy typ RR Lyr czerwone obłoki - 200 Na tropie zmian blasku zmienne 60 — r«s5tft Cntchpolft długookresowe Choć głównym celem misji Hippar­ 18.8 gwiazdy węglowe - 190 Reld cosa były pomiary astrometryczne, udało

G rntton R ptg eat - 180 się zgromadzić całkiem pokaźny i jed­ norodny materiał fotometryczny. Jasność 18.6 ł 170 każdej ze 118 tysięcy gwiazd została

5 0 - w ciągu trzech lat obserwacji zmierzona około 100 razy (z dokładnością do 0,02 van Leeuwen mag.). Stwierdzono zmiany blasku dla - 150 45 - prawie 12 tysięcy z nich, przy czym dla *S >8-2 przeszło 70% (8237 sztuk) było to od­ £ 140 krycie zmienności! Pośród około 2700 JP Stnn«k 1 i G lrnrdl o M adore zmiennych okresowych badanych przez ! 18.0 ...1..... J ...... 1...... J... J ___ I___ L 130 Hipparcosa znalazły się m.in. 273 cefe­ 2 1997.0 1997.5 1998.0 1998.5 Data publikacji idy (2 nowo odkryte), 186 zmiennych typu RR Lyr (9 nowych), 108 gwiazd Rys. 6. Współczesne wyznaczenia odległości Wielkiego Obłoku Magellana typu 8 Scu i SX Phe (35 nowych) oraz w oparciu o obserwacje Hipparcosa. Biorąc pod uwagę próbki bliskich obiektów różnych typów, kalibruje się skalę dystansu. Konieczność uwzględnienia poczer­ 917 układów zaćmieniowych (343 wienienia (warto wspomnieć, że zajmujący się niektórymi dziedzinami badań astro­ nowe). fizycy uznają je za zaniedbywalnie małe...), różnic w składzie chemicznym itp. A teraz nie lada gratka dla amatorów efektów znajduje odzwierciedlenie w znacznym rozrzucie wyników uzyskanych obserwacji gwiazd zmiennych: ponad przy pomocy różnych metod. Tak chwiejny jest pierwszy szczebel drabiny kosmicz­ nych odległości! (za M. Perryman) 4000 obiektów czeka na sklasyfikowa­ nie! Na stronie WWW Hipparcosa

258 U R A N I A - Po stępy A s t r o n o m ii 6/1999 (http://astro-estec. esa.nl/Hipparcos/hip- parcos.html) można korzystać z orygi­ Tab. 3. Gwiazdy o największym ruchu własnym nalnej bazy danych, wyszukując obiek­ Nr w kat. Nazwa gwiazdy Jasność Ruch własny Kąt pozy- ty według zadanych kryteriów (np. ja­ Hipparcos V (’’/rok) cyjny (°) śniejsze od 9 mag. i o amplitudzie zmian 87937 Gwiazda Barnarda 9,54 10,358 355,6 blasku przekraczającej 0,1 mag.) i uzy­ skując nawet potrzebną do obserwacji 24186 Gwiazda Kapteyna 8,86 8,671 131,4 mapkę okolicy. Po wykonaniu pomia­ 57939 Groombridge 1830 6,42 7,058 145,4 rów można dołączyć własne dane i po­ 114046 Lacaille 9352 7,35 6,896 78,9 bawić się w dopasowanie okresu (moż­ 439 CD -37°15492 8,56 6,100 112,5 na też w ten sposób korygować parame­ 67593 13,31 5,834 23,0 try, wynikające z wykonanych przez sa­ 104214 61 Cygni A 5,20 5,281 51,9 telitę obserwacji). Poważniejsze projekty 104217 61 Cygni B 6,05 5,172 52,6 warto byłoby prowadzić w oparciu o ob- 54035 Lalande 21185 7,49 4,802 186,9 serwacje kamerą CCD, ale jest też np. 108870 e Indi 4,69 4,704 122,7 prawie 30 gwiazd jaśniejszych od 9 54211 Gliese 412 8,82 4,511 282,1 mag., dla których zarejestrowano zmia­ 19849 o2 Eridani 4,43 4,088 213,2 ny blasku przekraczające 0,5 mag., a któ­ 70890 Proxima Centauri 11,01 3,853 281,5 rych do tej pory nie udało się systema­ 5336 p Cassiopeiae 5,17 3,777 115,1 tycznie przebadać. Do ich śledzenia wy­ 36208 Gwiazda Luytena 9,84 3,738 171,2 starczy niewielki teleskop czy nawet 71681 a Centauri B 1,35 3,724 284,8 zwykła lornetka! Warto przy okazji za­ sięgnąć dalszych informacji, kontaktu­ 71683 a Centauri A -0,01 3,710 277,5 jąc się z Amerykańskim Towarzystwem 74234 Washington 5583 9,44 3,681 195,8 Obserwatorów Gwiazd Zmiennych 74235 Washington 5584 9,07 3,681 195,7 (AAVSO; http://www.aavso.org/). 105090 Lacaille 8760 6,69 3,455 250,6

Z partnerem u boku układów). Blisko 3000 nowych układów brązowy karzeł. Sięgając z kolei jakby Równie płodnym jak śledzenie bla­ astrometrycznych (głównie nowo odkry­ na drugi kraniec analiz ruchów własnych sku gwiazd zajęciem Hipparcosa było tych) oraz 8500 gwiazd podejrzanych — po metody statystyczne — ciekawym zmierzenie ich ruchu własnego. W tab. o podwójność uzupełnia ten inwentarz. wynikiem okazało się odkrycie zakrzy­ 3 przedstawiamy pierwszą dwudziestkę Rezultaty analiz tych badań dopiero wienia płaszczyzny Drogi Mlecznej, po­ wśród rekordzistek pod tym względem. zaczynają napływać. I tak np. wykorzy­ dobne do zaobserwowanego już dla oko­ Drobiazgowa analiza wyłoniła prawie 24 stując dane Hipparosa dla gwiazdy 47 ło połowy galaktyk spiralnych (rys. 7); tysiące gwiazd podwójnych (i wielokrot­ UMa, podejrzanej o posiadanie mało jego przyczyna pozostaje póki co nie wy­ nych), z czego niewiele ponad połowa masywnego towarzysza, udało się okre­ jaśniona. ujawniła parametry obu składników ślić górny limit jego masy na 7 mas Jo­ (znalazło się tu prawie 3000 nowych wisza. Zdecydowanie nie jest to więc Zamiast epilogu Jeśli po tym dość lakonicznym prze­ glądzie wyników misji Hipparcos poczu­ Cygnus liście Państwo ogrom nowej wiedzy i potencjalny zasięg problematyki Gemini-Taurus (w gruncie rzeczy astrofizycznej!), któ­ rej badaniom będzie sprzyjać precyzyj­ na astrometria, to może łatwiej będzie nam wszystkim ogarnąć rozmiar rewo­ lucji, którą przyniesie ze sobą XXI w. w postaci kosmicznej interferometrii i pomiarów pozycji ciał niebieskich z do­ kładnością do milionowych części se­ Sagittarius kundy łuku. Ale o tym już następnym razem.

os wygięcia

kierunek do Obłoków Magellana Krzysztof Rochowicz jest astrofizy­ kiem UMK zajmującym się bada­ Rys. 7. Dysk Mlecznej Drogi okazał się zakrzywiony - gwiazdy leżące dalej niż niami spektroskopowymi gwiazd Słońce od środka Galaktyki poruszają się po orbitach nachylonych w stosunku do Wolfa-Rayeta oraz członkiem ze­ płaszczyzny wewnętrznej części dysku. Dla podkreślenia efektu na powyższym społu redagującego „(Jranię-PA” rysunku wygięcie to sztucznie powiększono o czynnik 10.

6/1999 U R A N I A - postępy A s t r o n o m ii 259 Z historii Nieznane fotografie polskiej astronomii Obserwatorium Wileńskiego (opisane przez śp. Profesor Wilhelminę Iwanowską)

7śród obszernego zbioru prywat- t T nych fotografii należących do Profesora Tadeusza Banachiewicza i za­ kupionych w 1997 roku przez Biblio­ tekę Główną krakowskiej Wyższej Szkoły Pedagogicznej znajduje się kil­ kanaście zdjęć Obserwatorium Wileń­ skiego i pracujących tam astronomów. Fotografie te najprawdopodobniej wy­ konał osobiście Tadeusz Banachiewicz aparatem małoobrazkowym Leica w la­ tach trzydziestych, w trakcie swojej wizyty w Wilnie. Jak świadczą zacho­ wane pudełka, film był wywołany w Krakowie przez znaną firmę Voigt przy ulicy Floriańskiej 47, tam też w ciągu sześciu godzin (jak głosi napis na pudełku) wykonywano odbitki. W maju 1997 roku autor niniejszej notatki zwrócił się do Pani Profesor / Wilhelminy Iwanowskiej z uprzejmą prośbą o pomoc w identyfikacji wi­ x docznych na zdjęciach osób i instru­ % mentów, przesyłając wybór wspomnia­ nych fotografii. Po kilkunastu dniach nadeszła odpowiedź:

Toruń, 10 czerwca 1997 Wielce Szanowny i Drogi Panie Profe­ sorze Jestem ogromnie wdzięczna za te zdjęcia drogich mi, a ju ż dawno nie ży­ jących osób z „miłego M iasta" Wilna, z Wileńskiego Obserwatorium Astrono­ micznego Uniwersytetu Stefana Bato­ rego, z roku około 1935-1937.(...)

Dalej następują objaśnienia foto­ grafii:

O Sp. Dr Wiktor Ehrenfeucht, który po uzyskaniu magisterium w Uniwersy­ tecie Warszawskim przeniósł się do Wilna, był zatrudniony w wileńskich szkołach średnich jako nauczyciel fizy­ ki, a jednocześnie podjął pracę doktor­ ską u Prof. Władysława Dziewulskie­ go — fotometria fotograficzna cefeid obronił ją ok. r. 1938. Był bardzo uzdol­ nionym naukowcem o żywej umyslowo- ści. Zmarł w Warszawie w czasie woj­ ny. Miejsce zdjęcia: w głównej kopule (Zeissa) mieszczącej refraktor Zeissa o średnicy 15 cm z kamerąfotograficz- ną Zeissa 15 cm z r. 1915-1920.

260 URANIA - p o s tę p y As t r o n o m ii 6/1999 © Od lewej:Prof. Władysław Dziewul­ ski, Dr Wiktor Ehrenfeucht, Dr Stani­ sław Szełigowski, który za Prof. Dzie­ wulskim przeniósł się do Wilna z UJ w Krakowie, po doktoracie w r. 1921. Po wojnie przyjechał do Torunia, ha­ bilitował się, przeniósł się do Wrocła­ wia i tam zmarł w i: 1966. Miejsce zdję­ cia: jak na fotografii I. © Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytetu Stefana Batorego: pawi­ lon o dwóch kopulach, zbudowany wiatach 1929-1935, mieszczącyastro- grafHeydego o średnicy 16 cm (prawa kopula) i reflektor Gntbba o średnicy 56 cm ze spektrografem bezszczelino- wym Zeissa (lewa kopula) od roku 1937/9. W czasie wojny spektrograf znikł, reflektor stoi obecnie na górze Majdanak w Tadżykistanie — obecnie własność Obserwatorium Litewskiego w Wilnie. O Pawilon o dwóch kopulach. Stoją od lewej: prof. W. Dziewulski(?), Dr Stanisław Szełigowski, Dr Wiktor Eh­ renfeucht, Dr W. Iwanowska. Ok. r. 1933-1937. © W kopule 15 cm refraktora Zeissa. Stoją od lewej: Dr W. Iwanowska, DrS. Szełigowski. Czas: 1933-1934. © W kopule 15 cm refraktora Zeissa, ale luneta — przesuwalny „szukacz komet ” Zeissa. Luneta wizualna, którą Prof Dziewulski wyciągał na balkon, by obserwować dziesiątki (setki?) gwiazd zmiennych, głównie cejeid. Sto­ ją: Dr W. Iwanowska, Prof. W. Dzie­ wulski. Czas: 1933-1934. © Obserwatorium Astronomiczne USB, budka zbudowana obok budynku 0 dwóch kopułach (3), mieszcząca „szu­ kacz komet” Zeissa, mało używany przez Prof. Dziewulskiego. Stoją: Dr W. Ehrenfeucht i Prof. W. Dziewulski. Czas: 1937-1939. © Przy wejściu do głównego pawilo­ nu Zeissa. Stoją: Prof. W.Dziewulski, doc. W. Iwanowska, Dr W. Ehrenfeucht. Czas: 1937-1939. Łączę wyrazy głębokiego szacunku 1 serdeczne pozdrowienia W. Iwanowska

Datowanie fotografii przez Panią Profesor Wilhelminę Iwanowską nie ma charakteru ścisłego, gdyż jak się póź­ niej okazało po odnalezieniu negatywu, wszystkie zdjęcia były wykonane

6/1999 URANIA - POSTĘPY ASTRONOMII 261 w jednym dniu. Dzięki uprzejmości Dr. Jerzego Kordylew- skiego udało się odnaleźć w „Notatach codziennych " Tade­ usza Banachiewicza odnośny zapis, świadczący o tym, że Autor ,JJotat" wizytował Obserwatorium Wileńskie 28 czerwca 1934 roku, m. in. rozmawiając z Dr W. Ehrenfeuch- tem na temat jego ewentualnego przyjazdu do Krakowa. Ponadto, na podstawie książki Władysław Dziewulski (1878-1962) pod red. C. Iwaniszewskiej [wyd. Towarzy­ stwo Naukowe w Toruniu, 1978] należy wnosić, iż S. Szeli- gowski był wypromowany w Wilnie jako pierwszy doktor w roku 1923. We wspomnianym opracowaniu można zna­ leźć dalsze szczegóły związane z historią Obserwatorium Wileńskiego w okresie międzywojennym Z filmu małoobrazkowego, z którego wykonano powyż­ szych osiem fotografii, dodatkowo jeszcze udało się wyko­ © Dr Wilhelmina Iwanowska przy „szukaczu komet” Zeissa. nać dwie kolejne odbitki, które prezentujemy obok. © Profesorowie Władysław Dziewulski i Tadeusz Bana- Jerzy M. Kreiner chiewicz w kopule 15 cm refraktora Zeissa.

262 U R A N I A - POSTĘPY ASTRONOMII 6/1999 Galeria Mgławic Messiera Mgławica Oriona Warto przypomnieć, że „perłom” z gwiazdozbioru Oriona poświęciliśmy rozkładówkę „Uranii-PA” nr 2/98, a część M 42 widzianą teleskopem Subaru prezentowaliśmy w po­ przednim numerze. Dziś nieco więcej informacji o bodaj najsłynniejszej z pereł, którą Messier dość niefortunnie podzielił...

M 42 (NGC 1976) zachodnie — „Żagiel”. Nieco inne, łacińskie nazwy wy­ wodzą się jeszcze z opisów Herschela, Struve’go i Ros- se’a; to ogółem kilkanaście wyodrębnionych struktur Rektascensja 05h35m,4 w rodzaju „Sinus Magnus”, „Regio Subnebulosa” czy Deklinacja -05°27’ „Pons Schroeteri”. Odległość 1 600 l.św. Trapez należy do najmłodszych znanych gromad — Jasność obserwowana 4,0 mag proces formowania gwiazd nie został w niej jeszcze za­ Rozmiary kątowe 85’ x 60’ kończony. Trzy najjaśniejsze gwiazdy naszkicował Ho- diema, a odnotował w r. 1656 Christian Huygens — no­ M 42 to najjaśniejsza mgławica dyfuzyjna na niebie, wi­ szą one oznaczenia „A”, „B” i „C”. Czwartą gwiazdę Tra­ doczna nawet gołym okiem, a prezentująca się niezwykle pezu („D”) odnalazł (wg de Mairana) Abbe Jean Piccard w każdym instrumencie — od przyrządów amatorskich, i — niezależnie od niego — Huygens w r. 1684. Z kolei poprzez sprzęt największych profesjonalnych obserwa­ gwiazdę „E” odkrył w 1826 r. Wilhelm Struve, gwiazdę toriów, aż po teleskop kosmiczny. Jest częścią większego „F” John Herschel w 1830 r., „G” — Alvan Clark w 1888 obłoku gazowego, zajmującego na sferze niebieskiej prze­ r. 90-cm refraktorem Obserwatorium Licka, zaś „H” — szło 10 stopni, tj. ponad połowę konstelacji Oriona tym samym instrumentem i jeszcze tego samego roku E. (w przestrzeni jest to obszar o rozmiarach kilkuset lat E. Barnard. Ten ostatni, badając „swoją” gwiazdę, stwier­ świetlnych). W jego skład wchodzą liczne zasługujące na dził jej podwójność (oba składniki świecą blaskiem 16 uwagę obiekty (por. rozkładówka), takie jak Pętla Bar­ magnitudo). Dziś wiemy też, że gwiazdy „A” i „B” to narda, mgławica Koński Łeb (zawierająca również NGC 2024, będącą silnym radioźródłem Orion B) oraz mgła­ wice otaczające M 78. [ LVKINO<*A fci\c-iv' ilS. Centralna część, wobec której najczęściej używa się • • określenia „Mgławica Oriona”, zajmuje na niebie obszar * # kilkakrotnie większy od tarczy Księżyca — w rzeczywi­ • stości jest to ok. 30 l.św. Obiekt ten został odnotowany r *• dopiero po wynalezieniu lunety (jeszcze w 1610 r. opisał occiD go francuski prawnik Nicholas-Claude Fabri de Peiresc), __ — — chociaż już Ptolemeusz skatalogował najjaśniejsze gwiaz­ Szkic Mgławicy Oriona wykonany przez Hodiernę dy mgławicy. Szkic wykonany przez Hodiemę przed r. 1654 (rys. górny) wydał się Messierowi zbyt ubogi, stworzył więc własnoręczny portret mgławicy (rys. dolny). Od strony północnej M 42 jest wyraźnie ograniczona ciemnym pasmem materii. O słabszej mgiełce powyżej tego pasma wspomina po raz pierwszy de Mairan w r. 1733. Messier potraktował tę część mgławicy jako odrębny obiekt, nadając mu oznaczenie M 43. W najbliższym są­ siedztwie stwierdzono później obecność jeszcze słabszych mgławic refleksyjnych, częściowo odbijających światło M 42 i M 43 — doczekały się one własnych symboli NGC: 1973-5-7 (por. mapka na następnej stronie). M 42 sama w sobie stanowi niezwykłe kłębowisko gazu i pyłu, pełne detali, które były dodatkowo nazywane przez jej obserwatorów. I tak wspomniane ciemne pasmo od­ dzielające M 43 to „Rybia Gęba”, z jaśniejszymi „skrzy­ dłami” po obu stronach, zwieńczona „gromadą Trapez”. Wschodnie „skrzydło” to najczęściej „Szpada”, a słabsze Rysunek wykonany przez Messiera

6/1999 U R A N I A - Po s t ę p y a s t r o n o m i i 263 układy zaćmieniowe typu Algola 0 okresach 65,4 dnia i 6,5 dnia oraz zakresach zmian blasku 6,73 — 7,53 1 7,95 — 8,52 odpowiednio. NGC1973 . NGC1975 Mgławica Oriona była od samego . * początku jednym z ulubionych obiek­ tów obserwacji wykonywanych tele­ skopem Hubble’a. Informowaliśmy o nich Czytelników „Postępów Astro­ NGC 1977 nomii”, m.in. w numerze 1/96, dono­ sząc o jednym z najważniejszych od­ kryć — zaobserwowaniu dysków protoplanetarnych. Portret dysków w nieco innej formie prezentujemy na rozkładówce, można tam również obej­ rzeć obraz z nowej kamery podczerwo­ nej (NICMOS), ujawniający strukturę obłoku molekularnego OM C-1, do tej pory umykającą naszym oczom w gę­ stych warstwach pyłu i gazu, nieprze­ zroczystych dla światła widzialnego. Zastanawiające jest, że widoczna ♦ gołym okiem Mgławica Oriona wraz z jasnymi gromadami gwiazd (Praese- pe — M 44 i Plejady — M 45) zwień­ czyła pierwsze wydanie katalogu. Messier umieszczał przecież na swo­ jej liście obiekty z reguły słabsze, któ­ re mogły być przez pomyłkę uznane za komety. Tymczasem jednej nocy — ■ * '' 4 marca 1769 r. — wyznaczył pozycje dobrze znanych ciał, najwyraźniej po to, by swój katalog powiększyć (może także dlatego podzielił Mgławicę Oriona na dwie części?), r. katalog Lacaille’a obiektów południowego nieba, liczą- Czyżby w ten sposób chciał „prześcignąć” wydany w 1755 cy 42 pozycje? Cóż, pozostają nam tylko spekulacje...

M 43 (NGC 1982) Jak już wspomnieliśmy, M 43 to po prostu część Mgławi­ cy Oriona, oddzielona od M 42 wyraźnym, ciemnym pa­ smem pyłu i gazu. W pierwszym opisie de Mairan określa ją jako , jaśniejącą otoczkę gwiazdy”, dodając też, że „tak mniej więcej wyglądałaby atmosfera Słońca, gdyby tylko była dostatecznie gęsta i rozległa, by można ją było do­ strzec przez teleskop z podobnej odległości”. Nie tylko Messier uznał ją za odrębną mgławicę — umieścił ją na swej liście również William Herschel, który starał się za­ sadniczo nie powielać obiektów Messiera. Mgławica dyfuzyjna M 43 otacza młodą, nieregularną zmienną NU Orionis (HD 37061) o jasności 6.5 — 7.6 magnitudo i typie widmowym B IV. Wprawdzie wydaje Rektascensja 05h35m,6 się, że to rzeczywiście głównie ten obiekt pobudza mgła­ Deklinacja -05°16' wicę do świecenia, ale ponadto w jej wnętrzu kryje się od­ Odległość 1 600 l.św. dzielna gromada gwiazd, które uformowały się w tej czę­ Jasność obserwowana 9,0 mag ści Mgławicy Oriona. Warto przyjrzeć się i tej „perełce” Rozmiary kątowe 20’ x 15’ choćby 10-centymetrowym teleskopem, (kr)

264 U R A N I A - Postępy astronomii 6/1999 teleskop kosmiczny Hubble’a obserwuje Galeria soczewek grawitacyjnych HST.

Soczewki grawitacyjne odkryte przez teleskop kosmiczny Hubble’a w jego najgłębszych przeglądach Wszech­ świata. Różny obraz efektów soczewkowania grawitacyjnego spowodowany jest głównie różną odległością kątową od naszej linii widzenia tych obiektów. W środkowym rzędzie, pierwszy z lewej, obraz „pierścienia Einsteina” zwanego „Londyńskie metro” ze wzglę­ du na podobieństwo (Jo logo tego metra. Obraz drugi od lewej w tym samym rzędzie to pierwsza, odkryta w 1995 r. soczewka grawitacyjna zwana „Krzyżem Einsteina”. Układem soczewkującym jest tu galaktyka odległa o 7 mld lat światła, a ogniskowany kwazar znajdujący się w odległości 11 tjild lat światła. Na ostatnim obrazie, w ostatnim rzędzie po prawej, niebieskie łuki są spowodowane potencjałem grawitacyjnym grupy 4 galaktyk. i teleskopu Subaru

Soczewka grawitacyjna PG1115+80 jest obrazem odległego o 10 mld lat świetlnych kwazara leżącego na jednej linii widzenia z dużo bliższą (3 mld lat św.) galaktyką. M Na lewym obrazie, który Jest kom ­ binacją zdjęć w zakresie Śptycznym i podczerwonym,,*vidzimy 4 obrazy kwazara wokół centralnej czerwonej galaktyki, która działa jako soczew­ ka. Po prawej stronie widzimy rozle­ głe pojaśnienie sugerujące pier­ ścień, którego możemy się spodzie­ wać przy dokładnym położeniu obiektów soczewkującego i soczew- kowanego w jednej linii.

DRANIA POSII.I'v ASTRONOMII ^SSW Sfl^Sgg^ ' ‘'* . wwl* —■» # *i,**łl>-'-. 1 ■ W •* K ^ y s @ S 5* '^ . jjJ-JujJh-śj Ufjujjśi

• ' » ' « ’ * * * ■■* A . •* . * .. * i * * i * •. * \ . * . • -4. > v • - . / * . .••%•••. * f i. -rtf. y ^ \ . .«'.cĄv * . ' .• •: .. > .-.;v ‘.ł,-.?vv:; ■ ; *v*- *• **I * * * .**% . * •% ; ' .• •%*..*. *.**./•■•; . « »**-%• • • ■ **,*•*« * # r *, > ., .* r . ' **?*+ -T *.. -V . . /v >• * '.•.*«,> « • « *r •v . ' r- *. .•■ y . • *•* k • v «•* ;-*• : r ■ * * !•♦ *) • * . • v • > •- . ■• , ••, ■ • ," .* . •■• . ■'• 11 y , j 5 Y t I r . m u v t , •* - rV*?*- * • »• ■ • • «. -V # - % • v - > . ,- . . >• •‘V ' . * w , — * * * * > * • *• . ^ .V'*> <> «*• ... •■*• ;•* x • •,• ;- ia n • j >., r--. • • ' . * . - . • > •• .• .•• *;•••■ . ■ * V : ■ ••• . - •• ■'• :•*>**'- : *:V : . * • * • ' v- '•* A • • 4 * - . - * - ± ' • • •» . . - V * * • • • * ' . * • i .•. *• *» j * *? **r #*« v. • • «• - • - ' V - : . • *.-♦ V . > M f . t V > « •>, 1 •• • .*•- , • czywi stycH>rozfn iarów *. v - .• .• • ■? • • v «.* . • k* ’v ••.

1

* ; •

______

1 po stępy Ast r o n o m ii

. r

Zdjęcia: D. Malin /ROE/ AAO (1-3); S. Kohle, .T. Credner (środek); J. Bally, D. Devine, R. Sutherland /HST (4-6). rozmaitości Strzał Z „dwururki'

Ziemskie spojrzenie na L1551-IRS5 tym, że układ podwójny (najpraw­ Odopodobniej) protogwiazd skatalo­ gowany jako L1551-IRS5 emituje w przestrzeń dwa dżety, wiedzieliśmy już dzięki teleskopowi Hubble’a. Obec­ nie i z Ziemi, za sprawą teleskopu Su­ baru, możemy przyglądać się szczegó­ łowo temu ciekawemu obiektowi, odle­ głemu od nas o jakieś 450 lat świetlnych. Na zdjęciu dżety są widoczne jako dwie równoległe zielone smugi emitowane z białej mgławicy, położonej nieco na lewo od środka, w której zanurzony jest cały układ. Wedle wykonanych analiz, do emisji dżetów silnie przyczynia się zjonizowane żelazo. Jak się wydaje, dże­ ty są tworzone oddzielnie przez każdą ze składowych protogwiazd, a rozciągają się na około 1500 jednostek astrono­ micznych. Światło, którym świeci mgła­ wica, to odbijane silne promieniowanie podczerwone protogwiazd. Co więcej, ich mocny wiatr gwiazdowy wywiewa otaczającą materię, tworząc wokół dże­ tów „wydrążenie”, którego krawędź również odbija ich światło. Chociaż we­ dle teorii dżety wypływają symetrycz­ nie z dwóch stron protogwiazdy, to w przypadku L 1551-IRS5 widzimy tyl­ ko te skierowane ku nam; przeciwległe giną w przepełnionym pyłem między- gwiazdowym otoczeniu, (mag)

poradnik obserwatora

Jedno z przykładowych zdjęć gromady otwartej M 45 (Plejady) wykona­ ne na filmie Fuji Super G 800 za pomocą obiektywu AF Tamron 5,6/200-400 IF LD przy ogniskowej 400 mm z czasem ekspozycji 210 sekund. Najsłabsze widoczne gwiazdy mają jasność prawie 12 mag.

Fot. W. Skorzyński

W.IV U R A N IA - POSTĘPY ASTRONOMII* ▼ 6 1999 gg poradnik obserwatora Fuji Super G 800 ie ma chyba obecnie bardziej popularnego materiału 12,61 mag. (gwiazdy te były widoczne także na odbitkach). negatywowego, używanego w astrofotografii, ani­ Bardzo możliwe, że na tej klatce były jeszcze słabsze gwiaz­ żeli prezentowany w tytule produkt firmy FUJI. Od dy, ale kolejny standard miał ponad 14 mag. i nie można Nsamego początku istnienia tego filmu na rynku sięgająpo nie­ było dokładnie określić zasięgu kliszy przy 280 sekundach. go nie tylko fotoreporterzy, ale także miłośnicy fotografowa­ Właściwie już przy 200 sekundach rejestrowały się gwiaz­ nia nocnego nieba. Ponieważ materiał ten zbiera pozytywne dy o jasności około 12 mag. Co to oznacza? To, że jeśli chce­ recenzje w prasie fotograficznej, postanowiłem poświęcić po­ my zarejestrować gwiazdy o jasności np. 11 mag., nie musi­ godną, bezksiężycową noc na przetestowanie tego filmu. my naświetlać 10 minut tylko 40— 50 sekund! Czas ekspo­ Oczywiście nie były to pierwsze zdjęcia astronomiczne ro­ zycji ma wpływ na wielkość błędów prowadzenia w przy­ bione na tej kliszy. Pracuję na tym materiale już od 6 lat. Do padku ręcznego korygowania położenia teleskopu, zwłaszcza tej pory film ten wykorzystywałem do fotografowania mgła­ w przypadku osób stawiających pierwsze kroki w astrofoto­ wic, komet, galaktyk czy też gromad gwiazd, używając dłu­ grafii. Oczywiście im dłuższa ogniskowa obiektywu, tym gich czasów ekspozycji. Zdjęcia astronomiczne wykonywa­ błędy prowadzenia wyraźniej widać na kliszy (w postaci tzw. ne na tym filmie potwierdzały jego przydatność w astrofoto­ „fasolek”). Zatem jeśli można naświetlać krócej, to tym le­ grafii. Wysoka czułość (800 ASA), wierne oddanie barw, nie­ piej. Jeśli podczas prowadzenia teleskopu wystąpiły błędy, wielkie ziarno — jak na film o tej czułości— a także atrakcyjna nic nam nie da wydłużenie czasu ekspozycji. Aby klisza speł­ cena sprawiły, że materiał ten znalazł szerokie grono użyt­ niała swoją rolę (kumulowała światło padające od gwiaz­ kowników nie tylko w USA, ale także i w naszym kraju. Moż­ dy), światło musi padać dokładnie w to samo miejsce na liwości tego filmu w przypadku stosowania długich czasów kliszy. Inna zaleta wynikająca z faktu stosowania krótszych ekspozycji są miłośnikom astrofotografii dobrze znane (cho­ czasów ekspozycji dotyczy fotografowania w pobliżu świa­ ciażby z „Galerii Uranii”) wobec tego poniższy test sprowa­ teł miejskich. Fotografując w takich warunkach nie tylko dza się do określenia charakterystyki filmu przy stosunkowo naświetlają się gwiazdy, ale także tło nieba. Jasność tła noc­ krótkich czasach ekspozycji, zawierających się w przedziale nego nieba określa nam, jak słabe gwiazdy będzie można 1/8 — 280 sekund. Test przeprowadzony został podczas po­ zarejestrować. Wydłużanie czasu ekspozycji (niż to jest ko­ godnej, bezksiężycowej nocy, z daleka od miejskich świateł nieczne) spowoduje tylko zwiększenie jasności tła nieba, co (gołym okiem widoczne były gwiazdy o jasności 5,5 mag.) doprowadzi w efekcie do tego, że najsłabsze gwiazdy prze­ na bardzo popularnym wśród miłośników astronomii obiek­ staną być widoczne na kliszy. Tak więc, jeśli naszym celem cie — Plejadach. Zdjęcia były wykonane za pomocą obiekty­ nie są obiekty mgławicowe i nie fotografujemy z daleka od wu AF Tamron 5,6/200 - 400 IF LD przy ogniskowej 400 miejskich świateł, to czasy ekspozycji nie powinny być dłuż­ mm i światłosile 5,6 (efektywna średnica to 71 milimetrów) sze niż 4 — 5 minut (dla opisanej optyki). Na poniższym dla następujących czasów ekspozycji: 1/8,1/4,1/2,1,2,4,8, rysunku prezentowany jest wykres, na którym przedstawio­ 15,30,140,210 oraz 280 sekund. Podstawowym celem tego no jasność najsłabszej gwiazdy widocznej na kliszy (w pa­ testu było stwierdzenie, jaką jasność mają najsłabsze gwiaz­ śmie V) w funkcji czasu ekspozycji dla filmu Fuji Super dy widoczne na każdej ekspozycji. Każda klatka filmu (oce­ G800. na dokonywana była w oparciu o negatyw) była porównywa­ Wiesław Skónyński na z mapą gwiazd Plejad z zaznaczony­ 14 mi standardami, dla 13 których były podane 12 jasności fotome- 11 ♦ tryczne w paśmie V. 10 ♦ Wyniki tego testu za­ ♦ 9 skoczyły mnie, mu­ ♦ 8 ♦ szę dodać, że bardzo 7 ► pozytywnie... Oka­ <► zało się mianowicie, <► że przy czasie ekspo- 5 Charakterystyka filmu Fuji Super G 800 ASA zycji równym 1/8 se­ 4 kundy klisza zareje­ 3 strowała gwiazdę 2 o jasności 4,31 mag. 1 t. eksp.(s) a przy ekspozycji 0 —I--1--1--1--1--1- 280 sekundowej 0 15 30 45 60 75 90 105 120 135 150 165 180 195 210 225 240 255 270 285 300 gwiazdę o jasności

6/I999 U R A N I A - POSTĘPY ASTRONOMII 265 Elementarz URA/\JII ^ ^ ( część I Struktura Wszechświata rzyjrzyjmy się w pogodną bezksiężycową noc niebu. Na tropie wielkoskalowej struktury Widzimy gwiazdy, czasami którąś z jasnych planet, la­ Kosmosu P tem z dala od świateł miejskich możemy dostrzec ga­ Jednym z głównych zagadnień astronomii jest opracowanie laktykę w gwiazdozbiorze Andromedy, zimą— Wielką Mgła­ dokładnej mapy Wszechświata. Do jej stworzenia potrzebne wicę Oriona. Jednak oprócz pojedynczych planet, gwiazd lub są współrzędne obiektów na sferze niebieskiej, a także ich od­ nawet galaktyk we Wszechświecie występują o wiele większe ległości od punktu odniesienia, np. naszej Galaktyki. Z wyzna­ struktury. Aby zrozumieć ich istotę, poznajmy najpierw czeniem współrzędnych nie ma żadnego problemu, gorzej z oszacowaniem odległości. W przypadku bliskich gwiazd moż­ Krótką historię Kosmosu na posłużyć się metodąparalaksy, jednak przy dużych odległo­ Większość uczonych za początek Wszechświata uważa ściach sposób ten zawodzi. Pomiar odległości do galaktyk „Wielki Wybuch”. Według tej teorii w momencie Wielkiego można oprzeć o własności cefeid, jasnych gwiazd zmiennych. Wybuchu cała materia była zawarta w tak zwanej osobliwości Niestety, cefeidy można obserwować tylko w najbliższych gro­ — kuli o nieskończenie małej średnicy i nieskończenie wiel­ madach galaktyk. kiej gęstości. Na skutek Wielkiego Wybuchu kula ta zaczęła Amerykanie M. Geller i J. Huchra pragnęli zastosować inny gwałtownie się rozrastać. Jedną setną sekundy później Kosmos sposób określania odległości, aby mierząc przesunięcie Dop­ był nadal bardzo gorący —jego temperatura przekraczała setki plera w widmie każdej galaktyki i posługując się prawem Hub- miliardów stopni. W takich warunkach zwykła materia nie mo­ ble’a (V=H*D) obliczyć do niej odległość. Niestety, prawo to głaby powstać— atomy i cząsteczki rozpadłyby się. Przestrzeń w powyższej postaci obowiązuje do odległości około miliarda była wypełniona cząstkami elementarnymi: elektronami, neu­ lat świetlnych i aby oszacować dystans galaktyk odległych trinami, pozytonami, antyneutrinami i fotonami. Cięższe cząst­ 0 miliardy lat świetlnych, należy znać wartość H z tamtego ki, protony i neutrony, występowały w mniejszych ilościach. okresu. Wszystkie oddziaływania stanowiły jedną całość. Geller i Huchra mierzyli tylko przesunięcia ku czerwieni, Przez następne kilka sekund Wszechświat gwałtownie się a liczenie odległości odłożyli na czas, kiedy stała H zostanie rozszerzał, materia stygła, w wyniku czego cząstki zaczęły łą­ wyliczona poprawnie. Ponieważ zdawali sobie sprawę, że czyć się ze swoimi antycząstkami w procesie anihilacji. Ten w ciągu kilku lat obserwacji mogą zbadać tylko mały wycinek etap zaowocował znacznym zwiększeniem ilości fotonów nieba, wybrali wąski, długi pas szerokości 6° i długości 120°. w Kosmosie. Jednocześnie większość neutronów rozpadła się Mapa pierwszego klina została ukończona w 1985 roku i za­ na protony, elektrony i neutrina, a połączone dotychczas od­ wierała położenie około tysiąca stu galaktyk. działywania oddzieliły się od siebie. Geller i Huchra nie spodziewali się znaleźć wielkich struk­ Trzy minuty po Wielkim Wybuchu temperatura Kosmosu tur; przypuszczali, że rozkład materii jest jednorodny. Tymcza­ znacznie się obniżyła. Cząstki zaczęły poruszać się wolniej, sem uzyskali dowód na istnienie olbrzymich struktur kosmicz­ a następnie łączyć, tworząc deuterony (jądra deuteru — izoto­ nych. Galaktyki i ich gromady układały się w długie, cienkie pu wodoru), które łącząc się z protonem tworzyły hel 3 — izo­ włókna i gigantyczne bąble materii, których wnętrza były pu­ top , .zwykłego” helu. W tej epoce, epoce nukleosyntezy, for­ ste. Kontrast był zadziwiający: obok gęsto zapełnionych, obfi­ mowały się lekkie jądra atomowe od wodoru do litu. tujących w galaktyki przestrzeni rozciągały się obszary nie za­ Następnym etapem ewolucji Kosmosu była era rekombina­ wierające nic, nazwane kosmicznymi pustkami. W 1989 roku cji (rozprzęgania), kiedy powstały neutralne atomy z jąder ato­ Geller i Huchra objęli badaniami kilkanaście tysięcy galaktyk. mowych i elektronów. Podczas procesu rekombinacji wydzie­ Tym razem odkryli coś jeszcze: „ścianę” galaktyk rozciągającą liła się duża ilość promieniowania, które możemy obserwować się na przestrzeni około miliarda lat świetlnych. Twór ten, na­ także dziś, jako tak zwane promieniowanie reliktowe tła (o tem­ zwany Wielkim Murem, okazał się największą (jak dotąd) struk­ peraturze 2,735 Kelwina). turą we Wszechświecie (patrz rys. 2). Do 1995 roku Geller Około miliarda lat po Wielkim Wybuchu mieszanina ato­ 1 Huchra sporządzili mapy dwunastu plastrów nieba południo­ mów, pierwotny gaz, zaczęła gromadzić się w obłoki, które wego i północnego, zmierzyli przesunięcia ku czerwieni 10 000 zbierały się stopniowo w długie włókna poprzedzielane obsza­ galaktyk. Obserwują oni tylko galaktyki o największej jasno­ rami pustki. Satelita COBE dostarczył obrazy nieba, na któ­ ści, sięgają na odległość 400 milionów lat świetlnych. Wielki rych zaobserwowano „gorące” i „zimne” miejsca mogące świad­ Mur jest niemal tak duży jak cała mapa. czyć o niewielkich zmianach gęstości w młodym Wszechświe­ cie (rys. 1). Przypuszcza się, że to właśnie owe pierwotne Siedmiu Samurajów i galaktyczne ruchy „zmarszczki” były zalążkami kosmicznych struktur. W roku 1983 w Cambridge zebrała się siódemka uczo­ „Zmarszczki” te kondensowały się, tworząc protogalaktyki nych z siedmiu różnych uniwesytetów amerykańskich i an­ i kwazary, a około dwa miliardy lat po Wielkim Wybuchu gielskich. Postawili oni sobie za cel zbadanie galaktyk elip­ powstały pierwsze galaktyki. Te połączyły się w gromady, tycznych. Całkiem niespodziewanie odkryli, że bardzo dużo a następnie w większe struktury. galaktyk porusza się ze znacznymi prędkościami, przewyż-

266 U R A N I A - Postępy astronomii 6/1999 szającymi wartość prędkości wynikającej z rozszerzania się Wszechświata. W 1986 roku, ochrzczeni mianem „Siedmiu Samurajów”, postanowili przyjrzeć się bliżej temu zjawisku. Na początku „globalny ruch” wykazywało ponad 400 galaktyk eliptycznych. Prędkości niektórych dochodziły do 2000 km/s, co wska­ zywało na to, że coś te galaktyki przyspiesza. Wkrótce odkryto także, że w ruchu tym uczestniczy Droga Mleczna (rys. 3). Naukowcy uznali, że źródło grawitacji wywołujące tak duże prędkości osobliwe (nie związane z ucieczką galaktyk) jest położone bardzo daleko — poza przestrzenią objętą badaniami. Oznaczało to, że Rys. 1. Odchylenia od średniej tempe­ to skupisko masy musi być znaczne, bowiem przyciąga galaktyki z ogromnego ratury promieniowania tła na podstawie obszaru. Zauważono także, że prędkości osobliwe galaktyk w pewnych miej­ obserwacji COBE scach są większe niż w innych. Takie ukierunkowanie przyspieszenia sugeruje, że jakaś wielka masa znajduje się blisko krawędzi badanego obszaru. Siedmiu Samurajów zaczęło od poszukiwania supergromady galaktyk w kie­ runku tego ruchu. Krótko po rozpoczęciu badań byli już niemal pewni istnienia tej hipotetycznej supergromady. Znaleźli wiele galaktyk o prędkościach osobli­ wych dochodzących do 4500 km/s. Największe prędkości odpowiadały prawdo­ podobnie rozległej gromadzie położonej około dwa razy dalej niż gromada Cen­ taura. Obliczyli nawet, ile galaktyk wraz z towarzyszącą im ciemną materią (przy powszechnie przyjętym założeniu, że stosunek materii ciemnej do świecącej wy­ nosi 10:1) mogłoby wywołać zmierzone wcześniej prędkości osobliwe i stwier­ dzili, że musiałoby się tam znajdować kilkadziesiąt tysięcy galaktyk (wraz z ciemną materią), by przyciągać materię na odległość około 200 milionów lat świetlnych — czyli od środka supergromady do naszej Galaktyki. Ten ogromny twór ochrzczono mianem Wielki Atraktor Rys. 2. Mapa Gellera i Huchry obej­ mująca 10tys. galaktyk. Największa wi­ Model Wielkiego Atraktora przewidywał, że centrum jego masy pozostaje doczna struktura to tzw. Wielki Mur w spoczynku względem promieniowania reliktowego, czyli tempa ekspansji Wszechświata. Wielki Atraktor powinien też wywoływać prędkości osobliwe skie­ rowane ku jego centrum, a samo centrum, jak wspomniano powyżej, powinno być stacjonarne (tory galaktyk powinny zbiegać się i krzyżować w nim). „Siedmiu Samurajów” opracowało program komputerowy obliczający odległości i prędko­ ści osobliwe 136 badanych galaktyk. Uzyskany wykres Hubble’a — zależność odległości od prędkości pokazał przewidywaną krzywą w kształcie „S”. Punkty oznaczające bliższe galaktyki leżały nad linią przedstawiającą równomierną eks­ pansję Hubble’a, krzyżowały się i „spadały” poniżej tej linii. Oznaczało to, że galaktyki leżące bliżej miały większą prędkość, niż wynikałoby to z naturalnej ekspansji i ich odległości. Przy okazji okazało się, że poruszają się one z taką samą prędkością, jaką odkryto w gromadach Centaura. W okolicy środka wykresu ga­ Rys. 3. Rozkład prędkości osobliwych laktyki miały prędkość 4500 km/s, czyli bez prędkości osobliwej (prędkość eks­ w okolicy naszej Galaktyki pansji wynosi właśnie 4500 km/s). Natomiast za centrum Wielkiego Atraktora (dalej od nas) punkty obrazujące galaktyki leżały poniżej linii Hubble’a, czyli były przyciągane do środka — do wnętrza Atraktora. Teoria Wielkiego Atraktora wy­ dawała się udowodniona, ale długo nie udało się zlokalizować jego jądra. Kandy­ datem do jądra Wielkiego Atraktora była gromada galaktyk odkryta przez Georga Abella. Leżała w odpowiednim miejscu, niestety zawierała jedynie 50 galaktyk. Dopiero niedawno przeprowadzone badania wykazały, że gromada ta jest liczniej­ sza, niż się to wydawało. Odkryto tam jeszcze 600 galaktyk. Zgodnie z tymi osza­ cowaniami gromada ma rzeczywiście ogromną masę — około 10 tysięcy razy Rys. 4. Lokalizacja Wielkiego Atrakto­ większą od masy naszej Galaktyki. Obserwacje te potwierdziły zdjęcia z Telesko­ ra (szary obszar) na tle mapy rozkładu pu Hubble’a (rys. 5). Jaka może być przyczyna i źródło takiego uporządkowania? obserwowanych galaktyk W ostatnich latach przeprowadzono symulacje komputerowe różnych modeli formowania się galaktyk. Polegały one na przypadkowym rozrzucaniu skrawków materii w symulowanym Wszechświecie i badaniu, jaki wpływ wywierają siły grawitacji i inne oddziaływania na nie. Udało się odtworzyć powstawanie galak­ tyk, a porównanie symulacji z rzeczywistym rozkładem galaktyk wykazało duże podobieństwo „sztucznie” stworzonych struktur do rzeczywiście występujących. Niestety, naukowcy uzyskali tak dokładne wyniki, uwzględniając dodatkowy czyn­ nik — tak zwaną ciemną, niewidoczną materię. Wydaje się, że dokładne zrozu- Rys. 5. Jądro Wielkiego Atraktora. dokończenie na str. 269

6/1999 U R A N IA - Po s t ę p y a s t r o n o m ii 267 Elementarz ORA/N/II ( część I Struktura Wszechświata rzyjrzyjmy się w pogodną bezksiężycową noc niebu. Na tropie wielkoskalowej struktury Widzimy gwiazdy, czasami którąś z jasnych planet, la­ Kosm osu tem z dala od świateł miejskich możemy dostrzec ga­ Jednym z głównych zagadnień astronomii jest opracowanie Plaktykę w gwiazdozbiorze Andromedy, zimą— Wielką Mgła­ dokładnej mapy Wszechświata. Do jej stworzenia potrzebne wicę Oriona. Jednak oprócz pojedynczych planet, gwiazd lub są współrzędne obiektów na sferze niebieskiej, a także ich od­ nawet galaktyk we Wszechświecie występują o wiele większe ległości od punktu odniesienia, np. naszej Galaktyki. Z wyzna­ struktury. Aby zrozumieć ich istotę, poznajmy najpierw czeniem współrzędnych nie ma żadnego problemu, gorzej z oszacowaniem odległości. W przypadku bliskich gwiazd moż­ Krótką historię Kosmosu na posłużyć się metodą paralaksy, jednak przy dużych odległo­ Większość uczonych za początek Wszechświata uważa ściach sposób ten zawodzi. Pomiar odległości do galaktyk „Wielki Wybuch”. Według tej teorii w momencie Wielkiego można oprzeć o własności cefeid, jasnych gwiazd zmiennych. Wybuchu cała materia była zawarta w tak zwanej osobliwości Niestety, cefeidy można obserwować tylko w najbliższych gro­ — kuli o nieskończenie małej średnicy i nieskończenie wiel­ madach galaktyk. kiej gęstości. Na skutek Wielkiego Wybuchu kula ta zaczęła Amerykanie M. Geller i J. Huchra pragnęli zastosować inny gwałtownie się rozrastać. Jedną setną sekundy później Kosmos sposób określania odległości, aby mierząc przesunięcie Dop­ był nadal bardzo gorący —jego temperatura przekraczała setki plera w widmie każdej galaktyki i posługując się prawem Hub- miliardów stopni. W takich warunkach zwykła materia nie mo­ ble’a (V=HXD) obliczyć do niej odległość. Niestety, prawo to głaby powstać — atomy i cząsteczki rozpadłyby się. Przestrzeń w powyższej postaci obowiązuje do odległości około miliarda była wypełniona cząstkami elementarnymi: elektronami, neu­ lat świetlnych i aby oszacować dystans galaktyk odległych trinami, pozytonami, antyneutrinami i fotonami. Cięższe cząst­ 0 miliardy lat świetlnych, należy znać wartość H z tamtego ki, protony i neutrony, występowały w mniejszych ilościach. okresu. Wszystkie oddziaływania stanowiły jedną całość. Geller i Huchra mierzyli tylko przesunięcia ku czerwieni, Przez następne kilka sekund Wszechświat gwałtownie się a liczenie odległości odłożyli na czas, kiedy stała H zostanie rozszerzał, materia stygła, w wyniku czego cząstki zaczęły łą­ wyliczona poprawnie. Ponieważ zdawali sobie sprawę, że czyć się ze swoimi antycząstkami w procesie anihilacji. Ten w ciągu kilku lat obserwacji mogą zbadać tylko mały wycinek etap zaowocował znacznym zwiększeniem ilości fotonów nieba, wybrali wąski, długi pas szerokości 6° i długości 120°. w Kosmosie. Jednocześnie większość neutronów rozpadła się Mapa pierwszego klina została ukończona w 1985 roku i za­ na protony, elektrony i neutrina, a połączone dotychczas od­ wierała położenie około tysiąca stu galaktyk. działywania oddzieliły się od siebie. Geller i Huchra nie spodziewali się znaleźć wielkich struk­ Trzy minuty po Wielkim Wybuchu temperatura Kosmosu tur; przypuszczali, że rozkład materii jest jednorodny. Tymcza­ znacznie się obniżyła. Cząstki zaczęły poruszać się wolniej, sem uzyskali dowód na istnienie olbrzymich struktur kosmicz­ a następnie łączyć, tworząc deuterony (jądra deuteru — izoto­ nych. Galaktyki i ich gromady układały się w długie, cienkie pu wodoru), które łącząc się z protonem tworzyły hel 3 — izo­ włókna i gigantyczne bąble materii, któiych wnętrza były pu­ top ,^zwykłego” helu. W tej epoce, epoce nukleosyntezy, for­ ste. Kontrast był zadziwiający: obok gęsto zapełnionych, obfi­ mowały się lekkie jądra atomowe od wodoru do litu. tujących w galaktyki przestrzeni rozciągały się obszary nie za­ Następnym etapem ewolucji Kosmosu była era rekombina­ wierające nic, nazwane kosmicznymi pustkami. W 1989 roku cji (rozprzęgania), kiedy powstały neutralne atomy z jąder ato­ Geller i Huchra objęli badaniami kilkanaście tysięcy galaktyk. mowych i elektronów. Podczas procesu rekombinacji wydzie­ Tym razem odkryli coś jeszcze: „ścianę” galaktyk rozciągającą liła się duża ilość promieniowania, które możemy obserwować się na przestrzeni około miliarda lat świetlnych. Twór ten, na­ także dziś, jako tak zwane promieniowanie reliktowe tła (o tem­ zwany Wielkim Murem, okazał się największą (jak dotąd) struk­ peraturze 2,735 Kelwina). turą we Wszechświecie (patrz rys. 2). Do 1995 roku Geller Około miliarda lat po Wielkim Wybuchu mieszanina ato­ 1 Huchra sporządzili mapy dwunastu plastrów nieba południo­ mów, pierwotny gaz, zaczęła gromadzić się w obłoki, które wego i północnego, zmierzyli przesunięcia ku czerwieni 10 000 zbierały się stopniowo w długie włókna poprzedzielane obsza­ galaktyk. Obserwują oni tylko galaktyki o największej jasno­ rami pustki. Satelita COBE dostarczył obrazy nieba, na któ­ ści, sięgają na odległość 400 milionów lat świetlnych. Wielki rych zaobserwowano „gorące” i „zimne” miejsca mogące świad­ Mur jest niemal tak duży jak cała mapa. czyć o niewielkich zmianach gęstości w młodym Wszechświe­ cie (rys. 1). Przypuszcza się, że to właśnie owe pierwotne Siedmiu Samurajów i galaktyczne ruchy „zmarszczki” były zalążkami kosmicznych struktur. W roku 1983 w Cambridge zebrała się siódemka uczo­ „Zmarszczki” te kondensowały się, tworząc protogalaktyki nych z siedmiu różnych uniwesytetów amerykańskich i an­ i kwazary, a około dwa miliardy lat po Wielkim Wybuchu gielskich. Postawili oni sobie za cel zbadanie galaktyk elip­ powstały pierwsze galaktyki. Te połączyły się w gromady, tycznych. Całkiem niespodziewanie odkryli, że bardzo dużo a następnie w większe struktury. galaktyk porusza się ze znacznymi prędkościami, przewyż-

266 URANIA - Po s t ę p y A s t r o n o m ii 6/1999 szającymi wartość prędkości wynikającej z rozszerzania się Wszechświata. W 1986 roku, ochrzczeni mianem „Siedmiu Samurajów”, postanowili przyjrzeć się bliżej temu zjawisku. Na początku „globalny ruch” wykazywało ponad 400 galaktyk eliptycznych. Prędkości niektórych dochodziły do 2000 km/s, co wska­ zywało na to, że coś te galaktyki przyspiesza. Wkrótce odkryto także, że w ruchu tym uczestniczy Droga Mleczna (rys. 3). Naukowcy uznali, że źródło grawitacji wywołujące tak duże prędkości osobliwe (nie związane z ucieczką galaktyk) jest położone bardzo daleko — poza przestrzenią objętą badaniami. Oznaczało to, że Rys. 1. Odchylenia od średniej tempe­ to skupisko masy musi być znaczne, bowiem przyciąga galaktyki z ogromnego ratury promieniowania tła na podstawie obszaru. Zauważono także, że prędkości osobliwe galaktyk w pewnych miej­ obserwacji COBE scach są większe niż w innych. Takie ukierunkowanie przyspieszenia sugeruje, że jakaś wielka masa znajduje się blisko krawędzi badanego obszaru. Siedmiu Samurajów zaczęło od poszukiwania supergromady galaktyk w kie­ runku tego ruchu. Krótko po rozpoczęciu badań byli już niemal pewni istnienia tej hipotetycznej supergromady. Znaleźli wiele galaktyk o prędkościach osobli­ wych dochodzących do 4500 km/s. Największe prędkości odpowiadały prawdo­ podobnie rozległej gromadzie położonej około dwa razy dalej niż gromada Cen­ taura. Obliczyli nawet, ile galaktyk wraz z towarzyszącą im ciemną materią (przy powszechnie przyjętym założeniu, że stosunek materii ciemnej do świecącej wy­ nosi 10:1) mogłoby wywołać zmierzone wcześniej prędkości osobliwe i stwier­ dzili, że musiałoby się tam znajdować kilkadziesiąt tysięcy galaktyk (wraz z ciemną materią), by przyciągać materię na odległość około 200 milionów lat świetlnych — czyli od środka supergromady do naszej Galaktyki. Ten ogromny twór ochrzczono mianem Wielki Atraktor Rys. 2. Mapa Gellera i Huchry obej­ mująca 10tys. galaktyk. Największa wi­ Model Wielkiego Atraktora przewidywał, że centrum jego masy pozostaje doczna struktura to tzw. Wielki Mur w spoczynku względem promieniowania reliktowego, czyli tempa ekspansji Wszechświata. Wielki Atraktor powinien też wywoływać prędkości osobliwe skie­ rowane ku jego centrum, a samo centrum, jak wspomniano powyżej, powinno być stacjonarne (tory galaktyk powinny zbiegać się i krzyżować w nim). „Siedmiu Samurajów” opracowało program komputerowy obliczający odległości i prędko­ ( s ści osobliwe 136 badanych galaktyk. Uzyskany wykres Hubble’a —- zależność I odległości od prędkości pokazał przewidywaną krzywą w kształcie „S”. Punkty ł oznaczające bliższe galaktyki leżały nad linią przedstawiającą równomierną eks­ pansję Hubble’a, krzyżowały się i „spadały” poniżej tej linii. Oznaczało to, że • r;,v -Vs galaktyki leżące bliżej miały większą prędkość, niż wynikałoby to z naturalnej / • 'h ekspansji i ich odległości. Przy okazji okazało się, że poruszają się one z taką samą prędkością, jaką odkryto w gromadach Centaura. W okolicy środka wykresu ga­ Rys. 3. Rozkład prędkości osobliwych laktyki miały prędkość 4500 km/s, czyli bez prędkości osobliwej (prędkość eks­ w okolicy naszej Galaktyki pansji wynosi właśnie 4500 km/s). Natomiast za centrum Wielkiego Atraktora (dalej od nas) punkty obrazujące galaktyki leżały poniżej linii Hubble’a, czyli były przyciągane do środka — do wnętrza Atraktora. Teoria Wielkiego Atraktora wy­ dawała się udowodniona, ale długo nie udało się zlokalizować jego jądra. Kandy­ datem do jądra Wielkiego Atraktora była gromada galaktyk odkryta przez Georga Abella. Leżała w odpowiednim miejscu, niestety zawierała jedynie 50 galaktyk. Dopiero niedawno przeprowadzone badania wykazały, że gromada ta jest liczniej­ sza, niż się to wydawało. Odkryto tam jeszcze 600 galaktyk. Zgodnie z tymi osza­ cowaniami gromada ma rzeczywiście ogromną masę — około 10 tysięcy razy Rys. 4. Lokalizacja Wielkiego Atrakto­ większą od masy naszej Galaktyki. Obserwacje te potwierdziły zdjęcia z Telesko­ ra (szary obszar) na tle mapy rozkładu pu Hubble’a (rys. 5). Jaka może być przyczyna i źródło takiego uporządkowania? obserwowanych galaktyk W ostatnich latach przeprowadzono symulacje komputerowe różnych modeli formowania się galaktyk. Polegały one na przypadkowym rozrzucaniu skrawków materii w symulowanym Wszechświecie i badaniu, jaki wpływ wywierają siły grawitacji i inne oddziaływania na nie. Udało się odtworzyć powstawanie galak­ tyk, a porównanie symulacji z rzeczywistym rozkładem galaktyk wykazało duże podobieństwo „sztucznie” stworzonych struktur do rzeczywiście występujących. Niestety, naukowcy uzyskali tak dokładne wyniki, uwzględniając dodatkowy czyn­ nik — tak zwaną ciemną, niewidoczną materię. Wydaje się, że dokładne zrozu- dokończenie na str. 269

6/1999 U R A N I A - Postępy Astronomii 267 rozmaitości Nowe projekty sond Merkurego e względu na swą niewielką odległość od Słońca Mer­ Zkury z trudem poddaje się obserwacjom naziemnym, jest też, choć z innego powodu, niełatwym celem do osią­ gnięcia dla sond międzyplanetarnych. Nic zatem dziwne­ go, że cała nasza dotychczasowa wiedza o wyglądzie jego powierzchni pochodzi z jedynej misji sondy kosmicznej zrealizowanej na początku lat 70. Przypomnijmy krótko jej przebieg. Amerykańska sonda MARINER-10 wysłana została z przylądka Canaveral 3 listopada 1973 roku i uda­ ła się najpierw w kierunku Wenus. Zbliżenie do tej planety w dniu 5 lutego 1974 roku miało na celu nie tylko badanie atmosfery Wenus, ale głównie wykorzystanie jej pola gra­ witacyjnego do skierowania sondy na trajektorię ku Mer­ kuremu. Warto zauważyć, że było to pierwsze w historii astronautyki zastosowanie powszechnej obecnie metody zwanej po angielsku gravity assist lub swing-by1. Dzięki temu manewrowi Mariner-10 bez użycia własnego silnika podążył ku Merkuremu. Nowa orbita heliocentryczna son­ dy pozwoliła na trzy zbliżenia: 29 marca 1974 roku (mini­ malna odległość od powierzchni wynosiła 700 km), 21 września 1974 roku (48000 km) i 16 marca 1975 roku (327 km). Sonda przesłała ok. 10 tys. zdjęć obejmujących 57 procent powierzchni Merkurego. Obrazy te były zdumie­ wająco podobne do obrazów Księżyca, zwłaszcza jego odwrotnej strony, która jest pozbawiona charakterystycz­ nych „mórz”. Trudno jednak wydawać ostateczne sądy o planecie, je­ śli widziało się tylko połowę jej powierzchni. Wystarczy przypomnieć, że pierwsze obrazy powierzchni Marsa prze­ słane przez MARINERA-4 w roku 1965 i następnie przez MARINERY-6 i 7 w roku 1969 również sugerowały wiel­ kie podobieństwo do powierzchni księżycowej, co się jed­ Fot. 1. Obraz Merkurego powstały z mozaiki zdjęć wykonanych nak nie potwierdziło po dokładnym fotografowaniu z or­ w trakcie pierwszego przelotu MARINERA-10. Źródło: NASA. bity. Tymczasem od 25 lat nie mieliśmy żadnych wieści z Merkurego, mimo że projekty nowych sond powstawały zarówno w amerykańskiej, jak i europejskiej agencji ko­ smicznej. Badania Merkurego dotychczas nie należały do priorytetowych, toteż żadnego z tych projektów nie zatwier­ dzono do realizacji. Obecnie sytuacja się zmieniła i naj­ nowsze projekty NASA i ESA mają szansę uzyskania od­ powiednich funduszy, co nie oznacza jednak, że nowe sondy już wkrótce wyruszą w kosmos... Projekt amerykańskiej agencji NASA nosi nazwę MES­ SENGER („Posłaniec”), co jest równocześnie skrótem od Mercury Surface, Space Environment, Geochemistry and

1 Klasycznym przykładem zalet tej metody może być misja VOYAGERA-2: trzy manewry grawitacyjne pozwoliły na od­ wiedzenie czterech planet. Także sonda CASSINI podążająca aktualnie do Saturna wykonała już trzy manewry, a ma przed sobąjeszcze jeden, dzięki czemu ten ponad 5-tonowy aparat sto­ sunkowo tanim kosztem energetycznym (choć kosztem czasu) Fot. 2. Fragment powierzchni w rejonie pasma górskiego Antonia- może zostać umieszczony na orbicie wokół odległej planety. di Dorsum, fotografia MARINERA-10. Źródło: NASA.

268 URA N IA - Po s t ę p y a s t r o n o m ii 6/1999 rozmaitości

Ranging. Będzie on realizowany kosz­ gramu „Horizon 2000 Plus” na razie bez downik, który zostanie umieszczony tem 286 min dolarów w ramach pro­ określonej daty realizacji. Przewiduje w pobliżu jednego z biegunów. Surfa­ gramu Discovery przez Laboratorium on jeszcze bardziej zaawansowane ba­ ce Element wyposażony będzie w ka­ Fizyki Stosowanej Johns Hopkins Uni­ dania Merkurego, gdyż będzie zawie­ merę telewizyjną, sejsmometr oraz ze­ versity, w którym powstały najnowsze rał dwa aparaty orbitalne o roboczych staw urządzeń do badania fizycznych sondy planetoid — NEAR i DEEP nazwach Planetary Orbiter i Magneto- własności gruntu i jego składu chemicz­ SPACE-1. Program misji przewiduje spheric Orbiter oraz niewielki lądow- nego. start w roku 2004, dwa manewry gra­ nik Surface Element. Dolot do Merku­ Obie misje powinny pomóc w wy­ witacyjne w pobliżu Wenus i dwa w po­ rego zajmie „tylko” 2,5 roku dzięki za­ jaśnieniu licznych zagadek tej niezwy­ bliżu Merkurego, które ostatecznie po­ stosowaniu silnika jonowego — nowe­ kłej planety, np. jej wysokiej gęstości zwolą wprowadzić sondę na orbitę go rozwiązania w astronautyce, które czy pochodzenia pola magnetycznego. wokół Merkurego we wrześniu 2009 zostało pomyślnie sprawdzone w ame­ Naukowcy spodziewają się uzyskać roku. W ciągu jednego roku (ziemskie­ rykańskiej misji DEEP SPACE-1. Ma­ odpowiedź na pytanie, czy Merkury jest go) MESSENGER sfotografuje z wy­ newr grawitacyjny w pobliżu Wenus nadal aktywny sejsmicznie, a także soką rozdzielczością całą powierzchnię także oczywiście został przewidziany. w jaki sposób bliska obecność Słońca planety. Przypomnijmy, że rok merku- Po zbliżeniu do Merkurego sonda wej­ oddziałuje na powierzchnię, śladową riański trwa 88 dni (ziemskich). dzie na orbitę biegunową wokół plane­ atmosferę i pole magnetyczne planety. Europejska Agencja Kosmiczna ty dzięki własnemu silnikowi na pali­ Jacek Kruk ESA ogłosiła niedawno swój projekt wo tradycyjne, tj. chemiczne. sondy Merkurego, którą nazwano Główna część sondy {Planetary Or­ BEPI-COLOMBO na cześć włoskie­ biter) będzie zawierać 2 kamery tele­ go matematyka i inżyniera Giuseppe wizyjne i 6 innych instrumentów ba­ Colombo (1920-1984). Pracujący na dawczych, natomiast mniejszy Magne- uniwersytecie w Padwie uczony poło­ tospheric Orbiter, przeznaczony do żył duże zasługi dla astronautycznych badania pola magnetycznego planety badań Układu Słonecznego, należał do i jej oddziaływania z wiatrem słonecz­ inicjatorów misji MARINERA-10, nym, zostanie wyposażony w siedem a także europejskiej sondy GIOTTO do detektorów. Oba orbitery powinny pra­ badań komety Halleya. Projekt BEPI- cować przez rok. Znacznie krócej, bo Fot. 3. Giuseppe Colombo (1920-1984). -COLOMBO został włączony do pro- około tygodnia powinien działać lą- Źródło: ESA. dokończenie ze str. XXX galaktyki, które przyciąga. Podobnie su- terii. To, co pokazały symulacje kompute­ mienie powstawania struktur kosmicz­ pergromady w Perseuszu i Rybach, znaj­ rowe odtwarzające formowanie się galak­ nych i ich dalszych losów, a także losów dujące się w przeciwnym kierunku do tyk i gromad galaktyk, jest bardzo zbliżo­ Wszechświata nie może obejść się bez Wielkiego Atraktora, także biorą udział w ne do obserwowanego stanu rzeczy, ale aby uwzględnienia ciemnej materii. tym mchu. Możliwe, że za Wielkim Atrak- to osiągnąć, naukowcy musieli przyjąć ist­ torem znajduje sięjeszcze większy Atrak­ nienie ciemnej materii, w ilości dziesięć Czy to już koniec? tor i przyciąga ku sobie cały ten obszar. razy większej niż materii widzialnej. Ostatnio badaniami nad strukturą Ko­ Naukowcy podejrzewają o to tzw. Kon­ Jan Oort, badając zachowanie się smosu zajęła się grupa astronomów, na centrację Shapleya, zbiorowisko gromad gwiazd leżących na obrzeżach Drogi czele której stanęli R. Kirshner, P. Schech- i galaktyk. Aby przekonać się, czy to ona Mlecznej, obliczył, jaką masę powinna ter i S. Shectman. Zmierzyli oni przesu­ jest odpowiedzialna za ten ogromny prze­ mieć Droga Mleczna, aby utrzymać te nięcia ku czerwieni 25 000 galaktyk po­ pływ, należałoby zmierzyć prędkość ga­ gwiazdy na orbitach. Z wyliczeń wyni­ łożonych w sześciu pasach o 1,5° szero­ laktyk poza nią. Gdyby okazało się, że tam­ kało, że zaobserwowane mchy gwiazd kości i 75° długości każdy. Ich badania te galaktyki także poruszają się ku Kon­ wymagają, aby masa Drogi Mlecznej była sięgają czterokrotnie dalej niż obserwa­ centracji Shapleya, oznaczałoby to, że ist­ trzykrotnie większa niż wynika to z poli­ cje Gellera i Huchry. Odkryli kolejne pust­ nieje masa większa niż Większy Atraktor. czenia masy obiektów widocznych. Tro­ ki i wielkie grupy galaktyk, ale nie do­ pem tych odkryć poszedł Fritz Zwicky, strzegli żadnych struktur większych niż Czego nie widać który oszacował masę gromad galaktyk już znane. Istnieją jednak przesłanki, że Przez wiele dziesięcioleci naukowcy w Pannie i Warkoczu Bereniki. W przy­ w wyniku bardziej szczegółowych badań podejrzewali, że przyciąganie grawitacyj­ padku Warkocza Bereniki masa, która można by odkryć większe struktury. ne wywołane przez widoczną materię nie była zdolna związać ze sobą tak liczną W 1991 roku grupa australijska pracu­ tłumaczy powstania i dalszej ewolucji gromadę galaktyk, musiała być trzysta jąca pod kierunkiem Donalda Mathewso- Kosmosu. Chyba wszystkie modele two­ razy większa niż obserwowana świecąca na stwierdziła, że Wielki Atraktor także rzenia się struktury i ewolucji Wszechświa­ materia. porusza się w tym samym kierunku co ta zakładają obecność niewidocznej ma- Karolina Zmitrowicz

6/1999 URANIA - POSTĘPY ASTRONOMII 269 rozmaitości Kolejny jubileusz 80 lat Międzynarodowej Unii Astronomicznej

stronomia, być może jak żad­ astronomii w krajach rozwijających Biuletyn informacyjny MUA jest wy­ na z innych nauk, potrzebuje się, a także opracowywanie astrono­ dawany 2 razy w roku i rozsyłany bez­ Ado swego rozwoju współpra­ micznych programów edukacyjnych płatnie do wszystkich członków indy­ cy międzynarodowej. W ciągu całej i popularyzatorskich. Znana jest jako widualnych, do wszystkich organiza­ historii, od czasów starożytnych po­ IAU — skrót jej nazwy angielskiej (In­ cji stowarzyszonych oraz do ważniej­ cząwszy, spotykamy się z wielu przy­ ternational Astronomical Union), choć szych instytutów astronomicznych. kładami kontaktów między uczonymi na równych z nim prawach używa się Unii przysługuje wyłączność w zakre­ z różnych krajów i twórczej współpra­ skrótu francuskiego UAI (Union sie nadawania oznaczeń i nazw ciałom cy między nimi dla rozwiązywania Astronomique Internationale). Języka­ niebieskim oraz utworom i formom problemów, które stawia przed uczo­ mi oficjalnymi Unii są francuski i an­ występujących na ich powierzchniach. nymi Wszechświat. W końcu XIX gielski. MUA prowadzi swą wieloto­ MUA wysyła też telegramy z najważ­ wieku i początku XX wzrost między­ rową działalność poprzez pracę 11 wy­ niejszymi astronomicznymi informa­ narodowych naukowych kontaktów specjalizowanych działów i ponad 50 cjami do wszystkich zainteresowanych wśród astronomów i interesy rozwoju komisji! Światowe Kongresy Organi­ ośrodków. W czasie między kongre­ nauki spowodowały konieczność zacji odbywają się co 3 lata. Ponadto sami MUA pracuje Prezydent i Komi­ utworzenia organizacji, która by ko­ MUA organizuje kongresy regionalne tet Wykonawczy Unii. Warto wiedzieć, ordynowała i planowała wspólne oraz specjalistyczne sympozja i kolo­ że prezydentami MUA byli m.in. świa­ badania. Pierwszą towej sławy uczeni, taką organizacją np. W. de S itter było „Międzynaro­ w latach 1925 — dowe Stowarzysze­ 1928, A. Eddington nie do Spraw Ba­ (1938 - 1944), dania Aktywności J.H. Oort (1958 - Słońca” utworzone 1961), A.W. Am- we wrześniu 1904 barcumian (1961 - r., kiedy to z inicja­ 1964). Wiceprezy­ tywy G.H. Hale’a dentami MUA byli 15 przedstawicieli też wybitni uczeni 14 towarzystw na­ polscy — Tadeusz ukowych 9 państw Banachiewicz zebrało się w Saint (1932 - 1938), Louis (USA). Dal­ Eugeniusz Rybka sze wysiłki uczo­ (1952-1958), Wil­ nych doprowadziły helmina Iwanow­ do utworzenia w lipcu 1919 r. w Bruk­ kwia międzynarodowe. Dotychczas ska (1973 - 1979), Józef Smak (1991 seli, Międzynarodowej Unii Astrono­ sponsorowała ponad 350 tego typu - 1997). Polska należy do MUA od micznej. W konferencji założycielskiej konferencji i organizowała wiele spo­ pierwszego jej Kongresu w Rzymie MUA uczestniczyli przedstawiciele 29 tkań, w których finansowaniu uczest­ w 1922 r. Obecnie członkami MUA państw i MUA liczyła wtedy tylko 207 niczyły także inne unie zrzeszone jestok. 100 Polaków. W 1973 r. odbył członków! W 1976 r. w skład MUA w ICSU (Międzynarodowa Rada Unii się w-Sydney XV Kongres MUA wchodziło 47 państw i ponad 3000 Naukowych). MUA organizuje mię­ i w Polsce (w Warszawie, Krakowie członków. W 1998 r. w skład MUA dzynarodowe szkoły dla młodych i Toruniu) Nadzwyczajny Kongres wchodziło już 60 państw i ok. 8000 astronomów, przyznając im stypendia MUA poświęcony 500 rocznicy uro­ członków. MUA należy do UNESCO, przewidziane programem wymiany dzin Mikołaja Kopernika. Działalność a jej celem jest nawiązywanie i koor­ astronomów. Publikacje MUA obej­ Unii to nie tylko kongresy. Wprawdzie dynacja współpracy międzynarodowej mują: materiały kongresowe (tzw. największe i najkosztowniejsze pro­ w zakresie astronomicznych badań na­ „Transactions”), periodyk „Highlights gramy instrumentalne są dziś realizo­ ukowych, podnoszenie kwalifikacji of Astronomy” i tomy prac prezento­ wane przez liczne — znacznie bogat­ astronomów zawodowych, promocja wanych na sympozjach i kolokwiach. sze — organizacje narodowe i między-

270 URANIA - Po stępy Astro n o m ii 6/1999 MUA rozmaitości narodowe, takie jak NASA, ESO czy sierpnia 1997 r. odbył się w Kioto (Ja­ wyspach japońskich astronomia jest ESA (patrz ramka), ale Unia nadal od­ ponia) XXIII Kongres MUA. Władze bardzo popularną dziedziną wiedzy. grywa znaczącą lub wiodącą rolę Unii w okresie 1997 — 2000: prezy­ Ujawnia się to zwłaszcza w bardzo w wielu dziedzinach. To także wspo­ dent — Robert Kraft (USA), sekretarz gęstej sieci przeznaczonych do popu­ maganie rozwoju astronomii w krajach generalny Johannes Andersen (Dania). laryzacji astronomii placówek.Jakże uboższych finansowo lub kadrowo. Na spotkanie w roku 2000 (7 — 19 wymownym jest fakt, że spośród tych Temu celowi służą stypendia Unii, sierpnia) astronomowie zostali zapro­ popularnych obserwatoriów aż 73(!) umożliwiające młodym astronomom szeni do Manchesteru. Jubileuszowy wyposażonych jest w teleskopy udział w sympozjach i kolokwiach. — XXV zjazd odbędzie się w roku o średnicy zwierciadła ponad pół me­ Nie ulega chyba wątpliwości, że Unia 2003 w Sydney! Na XXIII Kongresie tra; w trzech są teleskopy metrowe, jest nadal organizacją potrzebną, a jej MUA w Kioto najliczniejszymi byli w budowie jest placówka z teleskopem działalność dobrze służy rozwojowi Japończycy (na 2000 uczestników ww. o średnicy 1,5 m(!). astronomii. W dniach od 18 do 30 kongresu Japończyków było 750!). Na Paweł W. Blasik Wielkie organizacje wspomagające badania astronomiczne

NASA — skrót ang. „National Aeronautics and Space Administration” — amerykańska agencja rządowa koordynująca planowanie, finansowanie i realizację badań mających na celu rozwój lotnictwa cywilnego i astro­ nautyki. Krótko: NASA to Agencja Kosmiczna USA. Założona w 1958 r. jako odpowiedź USA na nieoczekiwane wystrzelenie przez ZSRR pierwszego sztucznego satelity Ziemi (w skrócie SSZ), „Sputnik 1”. Jej siedziba mieści się w Waszyngtonie, skąd nadzorowane są działania licznych ośrodków kosmicznych (m.in. „Ames Research Center”, „Edwards Flight Research Center”, „Goddard Space Flight Center”, „Jet Propulsion Laboratory”, „Kenne­ dy Space Center"; dawniej Przylądek Canaveral, „Lyndon B. Johnson Space Center” i kilku rozrzuconych po kuli ziemskiej stacji śledzących SSZ. NASA zrealizowała m.in. „Program Apollo” — załogowych lotów na Księżyc oraz misje naukowe w celu badania różnych ciał Układu Słonecznego, za pomocą m.in. sond „Viking” „Mariner", „Mars”, „Voyager”, „Galileo”, „SOHO”... Wysłała na orbitę okołoziemską m.in. „Teleskop kosmiczny Hubble’a” oraz SSZ: „ROSAT”, „COBE", „ASCA", „CGRO”. Zaprojektowała i umieściła na orbicie szereg satelitów komunikacyjnych i meteorologicznych oraz serię SSZ — „Landsat” do zbierania informacji o bogactwach naturalnych Ziemi. Zreali­ zowała projekt promu kosmicznego (m.in. statki „Challenger", „Discovery”, „Endeavour”) i przygotowuje plany załogowej stacji orbitalnej oraz załogowego lotu na Marsa.

ESA — skrót od ang. „European Space Agency" — „Europejska Agencja Kosmiczna", organizacja zachodnio­ europejska z siedzibą w Paryżu, mająca na celu koordynację, promocję i finansowanie naukowych oraz komer­ cyjnych badań przestrzeni kosmicznej. Powstała w 1975 r. z połączenia ESR0 (ang. „European Space Research Organization”) i ELDO (ang. European Launcher Development Organization"), założonych w 1964 r. Skupia obec­ nie 14 krajów (Austrię, Belgię, Danię, Holandię, Finlandię, Francję, Hiszpanię, Irlandię, Niemcy, Norwegię, Szwaj­ carię, Szwecję, W. Brytanię i Włochy). W wielu projektach badawczych z ESA współpracuje też Kanada (od 1981 r.), USA, Japonia i Rosja. ESA skonstruowała m.in. własną rakietę nośną, ARIANE, samodzielnie bądź we współpra­ cy z innymi organizacjami realizowała programy w celach wyłącznie naukowych (IUE, IRAS, Teleskop Kosmiczny Hubble'a, ULYSSES, ROSAT, ISO, SOHO, HIPPARCOS), zbudowała system satelitów telekomunikacyjnych (ECS, Eutelsat Inmarsat, Eumetsat) i meteorologicznych (Meteosat). Zatrudnia na stałe prawie 2000 osób. Główne cen­ tra ESA (poza Paryżem) znajdują się w Noordwijk w Holandii, Darmstadcie i Kolonii w Niemczech oraz we Wło­ szech we Frascati, a miejsce startu rakiet we Francuskiej Gujanie.

ESO — skrót od ang. „European Southern Observatory” — „Europejskie Obserwatorium Południowe", orga­ nizacja utworzona i finansowana przez 8 państw Europy Zachodniej: Belgię, Danię, Francję, Holandię, Niemcy, Szwajcarię, Szwecję i Włochy, w celu wybudowania i utrzymania nowoczesnego obserwatorium na południowej półkuli Ziemi oraz koordynacji współpracy w dziedzinie astronomii. Została założona w 1962 r.; jej siedziba mieści się w Garching pod Monachium. W 1965 r. ESO wybudowała obserwatorium na szczycie La Silla (2400 m n.p.m.) w Chile, wyposażone obecnie w kilkanaście teleskopów zarówno optycznych, jak i pracujących w podczerwieni (największe o średnicy zwierciadła 3,6 m) oraz w radioteleskop na fale milimetrowe o średnicy 15 m. W drugim obserwatorium na szczycie Cerro Paranal (2600 m n.p.m.) w Chile, powstaje teleskop VLT („Very Large Telesco­ pe” — Bardzo Duży Teleskop"), złożony z 4 teleskopów o średnicy zwierciadła 8 m każdy o łącznej efektywnej średnicy 16 m! (ESO zatrudnia na stałe ponad 400 osób, z czego połowę w siedzibie europejskiej).

6/1999 U R A N IA - Po s t ę p y a s t r o n o m ii 271 w kraju Zjazd PTA w Olsztynie XXIX Zjazd Polskiego Towarzystwa Astronomicznego

'dniach 13-16 września 1999 r. Włodzimierz BARAN przedstawił borów nowych władz Towarzystwa na odbył się XXIX Zjazd Człon­ „Zastosowanie metod i technik satelitar­ lata 1999-2001. Prezesem wybrany zo­ ków PTA pod hasłem: .Astro­ nych w badaniach Ziemi”, a Michał RÓ­ stał Andrzej WOSZCZYK, a wicepreze­ nomiaW końca tysiąclecia”. Lokalny Komi­ ŻY CZKA— „Pozasłoneczne układy pla­ sem Janusz ZlOLKOWSKl. Zgodnie tet Organizacyjny Zjazdu stanowili: Prze­ netarne”. Wieczór tego dnia uczestnicy z tradycją i na podstawie obowiązujące­ wodniczący: Włodzimierz Lubomir Zjazdu spędzili w Gietrzwałdzie, zapo­ go Regulaminu Zarządu Głównego, Pre­ BARAN, zastępca: Andrzej DROŻY- znając się z Sanktuarium Matki Boskiej, zes Towarzystwa — Andrzej Woszczyk NER, członkowie: Jadwiga BIAŁA, Jo­ a następnie przy kolacji w oryginalnej na pierwszym posiedzeniu Zarządu PTA lanta BALANDYNOWICZ, Kazimierz karczmie mazurskiej, z folklorem i mu­ powołał zastępców członków: Andrzeja SCHILLING, Ewa JANASZAK, Bogu­ zyką Regionu Warmińsko-Mazurskiego. Niedzielskiego i Tadeusza Michałowskie­ sław KULESZA, Adam MICHALEC W dniu 14IX gość Zjazdu z Bochum, go na członków Zarządu Głównego. Za­ (przedstawiciel ZG PTA). Reinhard SCHLICKEISER wystąpił z re­ rząd Główny PTA ukonstytuował się na­ Otwarcia Zjazdu dokonał Prezes Je­ feratem: On the Conversion of Bulk Ki­ stępująco: Prezes: Andrzej Woszczyk, Wi­ rzy Kreiner w poniedziałek 13 paździer­ netic Energy into Radiation in Active Ga­ ceprezes: Janusz Ziołkowski, Sekretarz: nika o godz. 13:00, w auli Uniwersytetu lactic Nuclei and Gamma-Ray Bursts. Adam Michalec, Skarbnik: Andrzej Nie­ Warmińsko-Mazurskiego w budynku Andrzej KUS — „Radioastronomia na dzielski, Członkowie Zarządu: Ewa Jana- przy ul. Głowackiego 17. Była to pierw­ przełomie millennium”, zaś Mikołaj JE- szak, Tadeusz Michałowski, Michał sza impreza naukowa w nowo powoła­ RZYKIEWICZ przedstawił — „Gwiaz­ Ostrowski. nym do życia Uniwersytecie. Otwarcie dy zmienne we Wrocławiu i gdzie in­ W dniu 15 września 1999 Towarzy­ Zjazdu uświetnili swoja obecnością dziej”, a Andrzej WOSZCZYK — „Ko­ stwo liczyło 219 członków, a w Zjeździe i krótkimi wystąpieniami: Wojewoda Pan mety w końcu XX wieku”. Po południu uczestniczyło około 80 osób. Walne Ze­ Zbigniew Babalski, Prezydent Olsztyna odbyła się Sesja dydaktyczna, której prze­ branie członków PTA w Olsztynie uchwa­ Pan Jan Cichoń, JM Rektor UW-M Prof. wodniczyła Cecylia IWANISZEWSKA. liło na rok 2000 składkę roczną w wyso­ Ryszard Górecki. Prezes wręczył Medal Sesja składała się z dwóch części, w któ­ kości 45 zł. (nr 9) im. Prof. Włodzimierza Zonna „Za rych omówiono: „Elementy astronomii Na zakończenie Walnego Zebrania, popularyzację wiedzy o Wszechświecie” w programach nauczania fizyki” i „Miej­ Prezes Andrzej Woszczyk podziękował Henrykowi Brancewiczowi — Sekreta­ sce astronomii w nowym programie edu­ zebranym za wybór, LKO za prace przy rzowi Zarządu Głównego PTMA. Na­ kacyjnym”, a następnie tradycyjna Sesja organizacji Zjazdu oraz sponsorom Zjaz­ stępnie Prezes wręczył „Nagrodę Mło­ plakatowa, gdzie zaprezentowano kilka­ du: Marszałkowi Sejmiku Olsztyńskiego dych PTA” w edycji 1998/99. Jury przy­ naście plakatów o treści astronomicznej. i Dyrekcji TP S.A. Natomiast Michał znało dwie równorzędne nagrody: Wieczór kończyła popularna projekcja Ostrowski, dyrektor Obserwatorium Kra­ dr Krzysztofowi Stankowi — za prace astronomiczna w Planetarium oraz „Dane kowskiego, zaprosił do Krakowa wszyst­ poświecone wyznaczaniu odległości po- nam było Słońca zaćmienie” — wspo­ kich astronomów w 2001 roku na Jubile­ zagalaktycznych, dr Pawłowi Magdzia- mnienia uczestników wypraw na zaćmie­ uszowy XXX Zjazd PTA. Dzień zakoń­ rzowi (pośmiertnie) — za prace poświę­ nie Słońca 11 sierpnia 1999 r. Natomiast czyło spotkanie Towarzyskie z Marszał­ cone analizie promieniowania rentge­ dzień 15 września rozpoczął referatem kiem Sejmiku Olsztyńskiego Panem nowskiego obiektów zawierających czar­ Sławomir BREITER — „Sztuczne sate­ Jerzym Szmitem na Zamku w Olsztynie ne dziury. Wygłoszono 10 referatów lity Ziemi czyli królestwo rezonansów”, w sali Kryształowej, gdzie przez wiele lat przeglądowych. Na inaugurację w dniu a następnie Marek BANASZKIEWICZ mieszkał i pracował Mikołaj Kopernik. 13 września, niezmiernie interesujący przedstawił — „Neutralny hel w lokalnym Natomiast 16 września odbyła się cało­ wykład wygłosił Józef SMAK — ośrodku międzygwiazdowym”. Referato­ dzienna wycieczka kończąca XXIX Zjazd „Astronomia na przełomie tysiącleci”. wą część Zjazdu kończył Andrzej WOSZ- PTA — Warmińskim szlakiem Mikołaja Główne tezy Jego wystąpienia to: 1. CZYNA, omawiając — „Niestabilność Kopernika na trasie: Olsztyn — Lidzbark Źródła sukcesu — ludzie czy instrumen­ grawitacyjna i fluktuacje mikrofalowego Warmiński — Pieniężno — Frombork — ty? 2. Czym warto się zajmować? Moda promieniowania tła w modelach otwarte­ Olsztyn. w nauce. 3. Astronomie „narodowe” go Wszechświata”. Po południu, w dru­ dr Adam Michalec a współpraca międzynarodowa. 4. O co gim terminie, odbyło się Walne Zebranie Sekretarz PTA zapyta polski podatnik? PTA, któremu przewodniczył Robert Głę­ Były to hasła, które profesor rozwi­ bocki. Zgodnie z programem przedsta­ nął w swoim wystąpieniu i przedłożył wione i przedyskutowane zostały spra­ ’ Komisja Rewizyjna w swym sprawozda­ do przemyślenia uczestnikom Zjazdu. wozdania z działalności Zarządu PTA niu stwierdziła m.in.: „Komisja Rewizyjna Ponadto Prof. Smak zacytował Struve- i Komisji Rewizyjnej załata 1997-1999*. wyraża swe uznanie dla redaktora „Uranii-Po- go: „Nauka to jest to, co chcą robić naj­ Po przegłosowaniu absolutorium dla ustę­ stepów Astronomii” pana prof. Woszczyka za lepsi uczeni” pującego Zarządu, przystąpiono do wy­ bardzo dobre i ciekawe jej redagowanie."

272 U R A N I A - Postępy Astronomii 6/1999 PTMA informuje.. w kraju... Polskie Towarzystwo Miłośników Astronomii Zarząd Główny — ul. św. Tomasza 30/8, 31-027 Kraków (0-42) 633-13-63 jest to również adres: Sekcji Obserwacji tel. (0-12)422-28-92 Pozycji i Zakryć Poczta elektroniczna (E-mail) [email protected] (11) Poznański — DK „KRĄG” ul. Dmowskiego 37, 61-772 Szukajcie nas w Internecie pod adresem: Poznań, www:oa.uj.edu.pl/~ptma/ (12) Puławski — ul. Filtrowa 50, 24-100 Puławy, tel. (0-81) Nasze konto: 886-49-68 (spotkania wtorek, piątek g. 18.00) E -m ail: oapu- PBK SA 1 o/Kraków 17701363-1603-111 -KOBI-01 [email protected] Uprzejmie informujemy wszystkich Członków i sympatyków (13) Szczeciński — ul. Kusocińskiego 3 , 70- 237 Szczecin tel. Polskiego Towarzystwa Miłośników Astronomii, iż składka (0-91) 422-79-25 WWW: http://sus.univ.szczecin.pl/~acny/ w roku 2000 wynosi 36 zł normalna i 30 zł ulgowa (składka PTMA ulgowa przysługuje emerytom, rencistom, studentom, uczniom (14) Śląski — Planetarium Śląskie, skr.poczt.10, 41-500 Cho­ i osobom prenumerującym Uranię-PA za pośrednictwem nasze­ rzów tel. (0-32) 254-63-30 go Towarzystwa, cena prenumeraty 36 zł). Osoby nowo wstępu­ (15) Toruński — ul. Kopernika 42, 87-100 Toruń, (0-56) 622- jące do Towarzystwa wpłacają dodatkowo 2 zł wpisowego na 28-4.6, (spotkania w poniedziałki godz. 17:30) jest to rów­ legitymację. nież adresr Sekcji Obserwatorów Słońca. (16) Warmiński — 'Obserwatorium, ul. Żołnierska 13, 10-558 Co daje przynależność do PTMA? Olsztyn, przy oddziale działa Komisja Współpracy Planeta- • Przede wszystkim jest się członkiem organizacji o między­ rów Polskich, ul.M.P.J.Piłsudskiego 30, 10-450 Olsztyn, przy narodowym znaczeniu, skupiającej znane w święcie nauko­ Oddziale pracuje Sekcja Meteorów i Meteorytów, skr. poczt. wym osoby. . 6, 14-530 Frombork • Można uczestniczyć czynnie w życiu społeczności astrono­ (17) Warszawski - CAMK, ul. Bartycka 18, 00-716 Warsza­ micznej, przekazując innym wyniki własnych obserwacji. wa, tel. (0-22) 841-00-41 (spotkania w poniedziałki g. 17:00) • Organizujemy spotkania z interesującymi ludźmi, niejedno­ Efmail: [email protected] jest to również adres: Sekcji In­ krotnie w naszych murach goszczą naukowcy z całego świa- strumentalnej i Sekcji Obserwatorów Gwiazd Zmiennych. (18) Zielonogórski Zielonogórskie Centrum Astronomii WSP • Współpracujemy z kilkoma obserwatoriami, zarówno ama­ Wieża Braniborska, ul. Lubuska 2, 65-265 Zielona Góra, tel. torskimi, jak i zawodowymi, przez co mamy dostęp do profe­ (O^Sj! 20-28-63, E-mail: [email protected] sjonalnego sprzętu obserwacyjnego dobrej klasy. • Doradzamy naszym członkom przy zakupie sprzętu obser­ Członkowie i sympatycy mogą u nas nabyć następujące mapy wacyjnego a także służymy wskazówkami przy własnoręcz­ i publikacje astronomiczne: nym jego wykonaniu. 1.Mapa obrotowa nieba 3.00zł • Polecamy wydawnictwa i publikacje PTMA 2.Mapa Księżyca z diagramem faz 3,00 zł • Można brać udział w pracach sekcji obserwacyjnych i w wy­ 3.Mapa Księżyca plakat 6,00 zł prawach organizowanych przez PTMA. 4.Pocztówki - Zaćmienie Słońca ’99 (7szt.) 3,00 zł Na terenie całego kraju działa 18 oddziałów PTMA, do któ­ Książki i broszury: rych można się zgłbsić osobiście bądź listownie i zapoznać z 5. Mieczysław Markowski: Uniwersytet Krakowski jako terminami spotkań i odczytów. Poniżej znajduje się wykaz od­ miejsce duchowych narodzin Mikołaja Kopernika 4,00zł działów z adresami i telefonami Pr/y PTMA dla członków To­ 6. Janusz Kosiński: Poradnik Obserwatora Meteorów warzystwa działają sekcje problemowe, w których; można rozji 5.00 z^L^ / wijać swoje zainteresowania (wykaz zamieszczamy poniżej) i 7. Janusz W. Kosiński Bartosz P. Dąbrowski: Poradnik Ob­ po opłaceniu dodatkowej rocznej składki w wysokości 2(1 zł -Ł serwatora Słońca 5.00 zł otrzymywać komunikaty sekcyjne. 8. Tomasz Ściężor: Kalendarz Astronomiczny na 2000 rok Oddziały i Sekcje: 16,00zł (1 (Białostocki Kolonia Księżyno 4, 15-601 Białystok 9. Tomasz Ściężor: Poradnik Obserwatora Komet 3,00 zł (2)Częstochowski Obserwatorium Astronomiczne Instytutu 10. Tomasz Krzyt: Poradnik Obserwatora Gwiazd Zmien­ Fizyki WSP, Al. Armii Krajowej 13/15, 42-2o3 Częstocho­ nych 9,00 zł wa, E-mail: [email protected] 11. Marek Zawilski i inni: Poradnik Obserwatora Pozycji (3)Gliwicki — Al. Korfantego 23/1, 44-100 Gliwice i Zakryć 13,00 zł (4)Grudziądzki — Planetarium, ul. Hofmana 5, 86-300 Gru­ 12 Jacek Kruk: Dawne stacje astronomiczne Obserwato­ dziądz, tel. (0-51) 465-83-84 rium Krakowskiego na Ziemi Myślenickiej. 6,00zł (5)Jeleniogórski — (zmiana siedziby) 13. Janusz W. Kosiński: Zestawienie Rojów Meteorów (6)Krakowski ul. Św. Tomasza 30/8, 31-027 Kraków, tel. 7.00 zł (0-12) 422-38-92 (spotkania w poniedziałki g. 18:00), jest to W sprawie archiwalnych egzemplarzy Uranii do 1997 r. pro­ także adres: Sekcji Obserwatorów Komet WWW: http:// simy o kontakt z ZG PTMA. oa.uj.edu.pl/~ptma/ E-mail: [email protected] Zamówień można dokonać, przesyłając pieniądze przekazem (7)Krośnieński — ul. Czajkowskiego 92, 38-400 Krosno pocztowym na adres Zarządu Głównego i wyszczególnić na nim, (8)Lubelski — Instytut Fizyki, PI. M. Skłodowskiej 1, pok. 260, o jakie pozycje chodzi. Do kosztów zamówienia należy doli­ 20-031 Lublin E-mail: [email protected] WWW: czyć koszt koperty i opłaty pocztowej zwykłej w wysokości http://tytan.umcs.lublin.pl/~ptmaol 2,50 zł. Można również przelewem na w/w konto z zachowa­ (9)Łódzki — Planetarium, ul. Pomorska 16, 91- 416 Łódź, tel. niem powyższych zasad.

6/1999 U R A N IA - Po s t ę p y A s t r o n o m ii 273 rozmaitości Rozwiązanie zagadki Europy? Zagadka europejskich blizn rozwiązana?

pośród wszystkich księżyców jowiszowych Europę wyróżnia specyficzna faktura powierzch­ niS — lodowej z wyraźną siatką rozle­ głych, ciągnących się setkami kilome­ trów spękań. Od momentu odkrycia tych cykloidalnych struktur, gdy obok satelity przeleciał jeden z Voyagerow, minęło już dwadzieścia łat, ale jesz­ cze do niedawna w odpowiedzi na pytanie o ich pochodzenie rozkładano bezradnie ręce.

Fot. 2. Cykloidalne, podwojne grzbiety na półkuli pin. (60° N, 80° W). -65 -

240 230 Długość

Teoretyczny model powstawania cykloidalnych pęknięć na powierzchni Europy. Strzałki pokazują rozkład napięć w skorupie w trakcie kolejnych obiegów orbital­ nych (liczby to godziny). „Rozdzieranie” skorupy zaczyna sie w 33. godzinie po peryjowium. Z upływem czasu kierunki napięć się zmieniają, aż do ustania propa­ gacji pęknięcia w 71. godzinie, po czym proces się powtarza.

nie powinno iść za wybrzuszeniem pływowym, tworząc cykloidalne pętle — właśnie takie, jakie się obserwuje (w Internecie na stronie http:// 10 km §y pirlwww.lpl.arizona.edu/~hoppa/ science.html dostępne są zdjęcia i ani­ macje objaśniające postulowane roz­ Gregory Hoppa z kole­ wiązanie zagadki). gami z Uniwersytetu Ari- Więcej nawet — model działa tylko zońskiego rozpracowali to wtedy, jeśli wybrzuszenie to „ślizga” się zagadnienie teoretycznie swobodnie ponad wnętrzem księżyca, na tyle dobrze, iż wyniki co jest niebagatelnym argumentem za ich pracy świetnie zgadza­ istnieniem globalnego wodnego oceanu ją się z europejskimi realia­ pod powierzchnią Europy. Spękania mi. Samo rozwiązanie jest zwieńczają grzbiety, tworzące się za­ w sumie proste, chociaż pewne z zamarzającej, wyciśniętej na niesie ze sobą ciekawe kon­ zewnątrz wody. I dalej, ponieważ głę­ sekwencje i zarazem nieza­ bokość spękań nie przekracza kilku ki­ leżne potwierdzenie dla innej intrygu­ kającego” się po powierzchni z racji lometrów, to i ów ocean nie może le­ jącej hipotezy. Winowajcą zaś jest Jo­ niecałkowitej kołowości orbity Euro­ żeć zbyt głęboko pod powierzchnią. wisz, a ściślej wywierany wpływ na py (jest to zasługą Io i Ganimedesa), Ponownie, nie tylko z racji wywołują­ „jego” Europę w postaci oddziaływa­ obiegającej Jowisza z okresem 85 go­ cej sentymentalne skojarzenia nazwy, nia pływowego. Powoduje ono po­ dzin. Wszystko to powoduje pękanie Europa staje się bardzo ponętnym ce­ wstanie wybrzuszenia pływowego skorupy lodowej, w tempie 3 kilome­ lem dla poszukiwania oznak życia po­ o wysokości nawet 30 metrów, „błą­ trów na godzinę. Postępujące spęka­ zaziemskiego. (mag)

274 U R A N I A - Postępy Astronomii 6/1999 — podsumowanie konkursu naszym konkursie na Su- perznawcę Układu Sło­ Nazwisko I II III IV V VI VII Suma necznego wzięło udział W 1 Majcher Ariel 36 20 30 28 24 30 48 216 łącznie 90 osób. Nie wszyscy wytrwali jednak do końca. W tabeli podajemy 1 Maliszewski Tadeusz 36 20 30 28 24 30 48 216 nazwiska i wyniki (punkty zdobyte 1 Pilarczyk Artur 36 20 30 28 24 30 48 216 w kolejnych częściach Konkursu oraz 2 Karamucki Tadeusz 36 20 30 28 24 30 36 204 ich sumę) osób, które uzyskały łącz­ nie powyżej 100 punktów. 3 Barski Lech 36 20 20 28 12 30 48 194 Niektórych Uczestników zaskoczy­ 3 Chyłek Andrzej 36 20 20 28 12 30 48 194 ło nagłe zakończenie konkursu — fak­ 4 Pankowski Karol 36 15 20 28 24 30 36 189 tem jest, że nie określaliśmy wcześniej 5 Piskorz Wojciech 36 20 20 28 12 20 48 184 czasu jego trwania. Sami nie wiedzie­ 6 Walec Łukasz 36 20 20 28 0 30 48 182 liśmy, jak to wszystko się rozwinie. Decyzja o zakończeniu zapadła 7 Chrapek Antoni 36 20 - 28 12 30 48 174 w momencie, gdy okazało się, że spa­ 8 Wysocki Mateusz 36 20 20 - 24 20 48 168 da gwałtownie ilość napływających do 9 Kamiński Tomasz 36 20 10 21 12 20 48 167 redakcji odpowiedzi, a to z powodu 10 Jankowski Ireneusz 36 20 10 28 12 30 24 160 wyraźnego wyodrębnienia się grupy 11 Wiktor Patryk 36 20 10 28 24 20 12 150 liderów, których nie sposób było już zdystansować. 12 Łągiewka Jerzy 36 20 20 28 12 30 - 146 Maksymalną ilość punktów, co 13 Tomaszewski Zygmunt 36 15 10 21 12 20 24 138 oznacza brak błędnych odpowiedzi, 14 Kandzia Krzysztof 36 20 20 28 - 30 - 134 uzyskało trzech panów: Ariel Majcher 14 Szafrańska Kamila 36 20 20 28 0 30 - 134 z Dębna, Tadeusz Maliszewski z Bia­ 15 Kubczak Arkadiusz 33 20 10 21 - 20 24 128 łegostoku i Artur Pilarczyk z Gorzo­ wa Wielkopolskiego. Tylko jedna po­ 16 Gibiec Andrzej 36 20 10 28 0 20 12 126 myłka spowodowała, że z czołówki 17 Migulski Adam 36 10 10 28 0 20 12 116 odpadł pan Tadeusz Karamucki, zaj­ 18 Pliszka Rafał 36 20 10 28 20 114 mując drugie miejsce. Trójka SUS-ów otrzymuje nagrody w postaci Atlasów Układu Słoneczne­ go wydanego przez Wyd. Prószyński Pozostałe osoby wymienione w po­ siedztwa i dziękujemy za udział we i S-ka (patrz reklama w Uranii-PA 5/ wyższej tabeli otrzymają drobne upo­ wspólnej zabawie. 99), a dla pana Karamuckiego mamy minki w postaci książek wydawanych specjalną nagrodę pocieszenia w po­ przez PTMA. Prosimy o komentarze odnośnie pro­ staci pozaziemskiego kawałka Układu Wszystkim gratulujemy znajomości wadzenia podobnych konkursów na ła­ Słonecznego — meteorytu. naszego najbliższego kosmicznego są­ mach naszego pisma w przyszłości.

INFORMACJE O PRENUMERACIE URANII-PA Prenumerata na rok 2000 (6 zeszytów) kosztuje 36 zł (zagraniczna 50 zł). Cena pojedynczego zeszytu 7,50 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: Wiesław Skórzyński Centrum Astronomii UMK ul. Gagarina 11, 87-100 Toruń E-mail: [email protected] tel/fax (0-56) 611 30 63 / 611 30 08

6/1999 U R A N I A - POSTĘPY ASTRONOMII 275 | In Memoriam \ Roman Karol Janiczek 1910-1999

W dniu 31 sierpnia br. zmarł w Częstochowie prof. dr hab. in t Roman Karol oman Karol Janiczek urodził „Czy Wszechświat jest nieskończo­ ny?”, wygłoszonego tam 30 X 1937. Janiczek, emerytowany się we Lwowie 30 kwietnia 1910 r. Tam też uczęszczał do Poruszył w nim problem istnienia za­ profesor tamtejszej Rszkół i po egzaminie dojrzałości, zło­ mkniętych układów hierarchicznych, Politechniki, zasłużony żonym w 1929 r. w IX Humanistycz­ a w jego sformułowaniach można się miłośnik astronomii, prezes nym Gimnazjum im. Jana Kochanow­ doszukać nawiązań do właściwości Polskiego Towarzystwa skiego, podjął — idąc w ślady ojca — obiektów zwanych dziś czarnymi dziu­ Miłośników Astronomii studia na Wydziale Inżynierii Lądowej rami. i Wodnej Politechniki Lwowskiej. Po wybuchu wojny Roman Janiczek, w latach 1983-1986. Po uzyskaniu dyplomu w czerwcu uchodząc przed armiami hitlerowskimi, 1936 r. pracuje przez 2 lata jako star­ powraca z Rożnowa — gdzie wówczas szy asystent w Katedrze Budowy pracował — do Lwowa. Tam spędził Dróg, Ulic i Tuneli w macierzystej okupację: sowiecką, niemiecką i po­ Uczelni, po czym — od 1.września nowną sowiecką. W 1941 r. zawarł 1938 r. obejmuje stanowisko w Kie­ związek małżeński. W lutym 1945 r. rownictwie Budowy Zapory na Dunaj­ zdecydował się wraz z żoną opuścić cu w Rożnowie, i tam — po roku — Lwów. Akcję, w ramach której odby­ zastaje Go wybuch wojny. wał się ów „exodus”, nazywa w swych Obserwacjami astronomicznymi wspomnieniach „depatriacją”. zajmował się czynnie od 14. roku ży­ Poprzez Tarnów, Kraków i Katowi­ cia, posługując się lunetką domowej ce dotarł do Bytomia, gdzie zamiesz­ konstrukcji; spostrzeżenia notował kał. Początkowo podjął pracę w Ślą­ skrupulatnie, prowadził własne obli­ skich Technicznych Zakładach Nauko­ czenia i wykonywał konstrukcje gra­ wych w Katowicach; uczestniczy też ficzne ułatwiające rozszyfrowanie ru­ w organizacji Państwowych Szkół Bu­ chów księżyców Jowisza, a także usta­ dowlanych w Bytomiu, w których na­ lanie elongacji planet i okoliczności stępnie uczy do końca października zaćmień. W wieku 20 lat został człon­ 1946 r. Jednocześnie zakłada w Byto­ kiem Towarzystwa Przyjaciół Astro­ miu Spółdzielnię Inżynieryjno-Budow- nomii (taką nazwę nosiło wówczas laną, której dyrektorem zostaje dzisiejsze PTMA), gdzie wyróżniał się w czerwcu 1945 r. W następnych la­ aktywnością od samego początku. tach (1949-1955) pełni funkcje kie­ Lwowski Oddział TPA mieścił się przy rownicze w biurach projektowych ul. Długosza 8, w budynku należącym i w przedsiębiorstwach budowlanych. do Uniwersytetu Jana Kazimierza, ko­ W tym okresie włącza się ponownie rzystając z gościny skromnego Zakła­ w działalność organizacyjną i meryto­ Prof. R.K. Janiczek w czasie wizytacji du Astronomii UJK. W 1930 r. zmarł ryczną na polu popularyzacji astrono­ rekonstrukcji wieży Obserwatorium wieloletni jego kierownik, prof. Mar­ mii. w Częstochowie cin Ernst. Powołany na jego następcę Niedługo po restytucji w Krakowie doc. Eugeniusz Rybka przybył do (1947/48) Polskiego Towarzystwa Mi­ Lwowa dopiero z początkiem 1932 r. łośników Astronomii, powstaje jego Inż. Roman Janiczek bywał wtedy czę­ Oddział w Gliwicach; inż. Roman Ja­ stym gościem Obserwatorium. Zacho­ niczek obejmuje w nim wówczas funk­ wały się wspomnienia Jego referatu pt. cje wiceprezesa i kierownika nauko-

276 U R A N I A - Postępy Astronomii 6/1999 wego. Głównymi formami kierowanej naukowych i stołecznego Planetarium, czyna wykłady z wytrzymałości ma­ przez Niego działalności były pokazy gdzie Roman Janiczek miał okazję za­ teriałów oraz z mechaniki teoretycz­ nieba i popularne odczyty astrono­ prezentowania założeń i programu nej na Politechnice Częstochowskiej, miczne, a wśród nich cykl wykładów działalności Planetarium i Obserwato­ jako adiunkt Katedry Mechaniki i Wy­ wygłaszanych w 1950 r. w Wojewódz­ rium Astronomicznego w Chorzowie. trzymałości Materiałów. kim Domu Kultury w Katowicach. Po powrocie włączył się energicz­ Do jednej i drugiej pracy dojeżdża Akcje te uczyniły Go postacią znaną, nie w prowadzenie seansów i pokazów z Bytomia, skąd dopiero jesienią 1959 także w kręgach lokalnej władzy ad­ nieba w Planetarium; we wrześniu r. przenosi się z rodziną do Częstocho­ ministracyjnej. 1956 r. rozwinął w mediach żywą ak­ wy, uzyskawszy pół roku wcześniej — Gdy Jerzy Ziętek, ówczesny wice­ cję popularyzatorską przy okazji wiel­ na Wydziale Budownictwa Lądowego przewodniczący Wojewódzkiej Rady kiej opozycji Marsa. Jednocześnie, Politechniki Śląskiej w Gliwicach — Narodowej w Katowicach, podjął myśl wspólnie z niezapomnianym inż. Wła­ stopień doktora nauk technicznych, na zbudowania Planetarium i Obserwato­ dysławem Geislerem, zakłada Śląski podstawie pracy z zakresu teorii sprę­ rium Astronomicznego na obszarze Oddział Wojewódzki Polskiego Towa­ żystości pt. „Wyznaczanie naprężeń powstającego w Chorzowie Parku rzystwa Astronautycznego. Jako jego w tarczach metodą przecięć”. Kultury i Wypoczynku i trzeba było kierownik naukowy opracowuje pierw­ Niespełna 4 lata po doktoracie habi­ powierzyć jakiemuś specjali­ lituje się na Wydziale Budow­ ście sprawę organizacji budo­ nictwa Lądowego Politechni­ wy tak prototypowej w Pol­ ki Krakowskiej, na podstawie sce placówki, to jego wybór pracy z zakresu teorii optyma­ padł natychmiast na mgr. inż. lizacji elementów konstrukcji, Romana Janiczka. Jednak pt. „Projektowanie prętów przyjęcie nowej i absorbują­ i belek według kryterium mi­ cej funkcji wymagało rezy­ nimum materiału.” Bezpo­ gnacji ze stanowiska kierow­ średnio po habilitacji udaje się nika pracowni budowlanej na półroczny staż w Katedrze Energoprojektu w Gliwicach Wytrzymałości Materiałów 1 częściowego ograniczenia w Instytucie Inżynieryjno-Bu­ wymiaru pracy w Biurze Pro­ dowlanym im.Kujbyszewa jektów Budownictwa Komu­ w Moskwie. nalnego w Katowicach. Jednak nawet w tym, tak Termin otwarcia Planeta­ absorbującym, okresie doc. rium (4 grudnia 1955 r.) zo­ inż. Roman Janiczek wiele stał dotrzymany. Roman Ja­ świadczy na rzecz populary­ niczek osobiście poprowadził zacji astronomii w Często­ 2 pierwsze seanse (próbny — chowie. Wybrany w lipcu dla członków KW PZPR) 1962 r. prezesem Często­ i właściwy. W sposób natural­ chowskiego Oddziału PTMA, ny z organizatora i dyrektora zajął się urządzeniem budyn­ budowy Planetarium stał się ku Obserwatorium, które za­ dyrektorem już działającej łożył w 1929 r. ks. Bonawen­ placówki, jednak nie na dłu­ tura Metier, wykorzystując go. Różnica poglądów Roma­ powystawowy pawilon z roku Prof. R.K. Janiczek, Dziekan Wydziału Inżynierii Lądowej PC na Janiczka i ówczesnego kie­ (1975 r.) 1908, znajdujący się w Parku rownika Wydziału Propagan­ Staszica. dy KW PZPR w Katowicach na pomysł szą w Polsce Wystawę Astronautycz- Z początkiem lat 60. pusta i opusz­ wykorzystania walorów Planetarium ną prezentowaną początkowo w Pla­ czona wieża o średnicy 6 m i wysoko­ w walce ideologicznej z wpływami netarium Chorzowskim (od 30.09.1956 ści 10 m wywierała niezbyt sympa­ Kościoła zaowocowała po 2 tygo­ r.), a później — fragmentarycznie — w tyczne wrażenie. Prezes Janiczek za­ dniach odwołaniem Go z funkcji dy­ warszawskim Pałacu Kultury i Nauki. chęcił wówczas kolegów z Biura Pro­ rektora. Jego następcą został wtedy Rosnące zaangażowanie w pracy jektów Miastoprojekt Częstochowa do inny, lecz równie wspaniały człowiek, zawodowej i obowiązki materialne opracowania dokumentacji przebudo­ Józef Sałabun, z którym współpraca wobec rodziny narzuciły Romanowi wy budynku Obserwatorium w czynie Romana Janiczka jako wicedyrektora Janiczkowi konieczność rozstania się społecznym. Następnie udał się układała się bardzo dobrze. Z począt­ z Planetarium, skąd odchodzi po roku w 1964 r. do niezawodnego w tych kiem 1956 r. Janiczek udał się wraz pracy, w styczniu 1957 r. Od 1 lutego sprawach wojewody, Jerzego Ziętka, z grupą delegatów z Ministerstwa obejmuje stanowisko naczelnego inży­ którego interwencja w MRN w Czę­ Oświaty z 3-tygodniową wizytą do niera i zastępcy dyrektora Biura Pro­ stochowie spowodowała przyznanie Moskwy i Leningradu. Program obej­ jektów Budownictwa Komunalnego dotacji na wykonanie robót. Miejskie mował m.in. zwiedzanie instytutów w Katowicach. Jednocześnie rozpo­ Przedsiębiorstwo Budowlane przystą-

6/1999 U R A N I A - POSTĘPY ASTRONOMII 277 piło do pracy w 1965 r.; prace instala­ ni owocnie tę funkcję przez trzyletnią dozbiorów Zodiaku. Próbował uzasad­ cyjne wykonywały odpowiednie przed­ kadencję. niać celowość przyjęcia stałego ukła­ siębiorstwa w czynie społecznym, zna­ Wielorodzajowy dorobek publika­ du odniesienia, opartego na płaszczyź­ leźli się też tacy sponsorzy, jak Spół­ cyjny Profesora Janiczka obejmuje nie niezmiennej Laplace’a, a więc bli­ dzielnia Spożywców „Społem”. Ofi­ około 200 pozycji, poczynając od prac skiego układowi ekliptycznemu. Po­ cjalne otwarcie Obserwatorium odbyło naukowych oraz podręczników czątek odliczania długości proponował się 25.05.1969 r. i skryptów poprzez referaty, recenzje w punkcie przecięcia się śladu płasz­ Znacznie później (1981) prof. Ro­ i ekspertyzy aż do szerokiej gamy tek­ czyzny Laplace’a z równikiem galak­ man Janiczek uzupełnił to swoje dzie­ stów popularnonaukowych różnego tycznym w gwiazdozbiorze Strzelca; ło nowym pawilonem, którego projekt typu. Wśród pozycji związanych tam też miał być ustalony ten znak zo­ wykonali dyplomanci założonego z astronomią wymieńmy, Atlas mikro- diakalny, zresztą jako pierwszy. przezeń Instytutu Inżynierii Lądowej i makrokosmosu” (Książnica Atlas, W ostatniej z naszych rozmów, ma­ Politechniki Częstochowskiej, a pra­ 1954), uznany przez czynniki oświa­ jącej miejsce z początkiem czerwca, ce budowlane — zaprzyjaźnione towe za cenną pomoc dydaktyczną poinformował mnie, iż czuje się źle Przedsiębiorstwo Budowlano-Monta- oraz „Kalendarz astronomiczny na i swój stan kwalifikuje jako niemal żowe Hutnictwa. W 1983 r. budynek wiek XX” (PWN, 1962), oceniany agonalny. Oświadczenie to było po­ Obserwatorium przejęła do dalszej wysoko w recenzjach krajowych i za­ wiedziane głosem spokojnym i pew­ eksploatacji Wyższa Szkoła Pedago­ granicznych. nym, który oczywiście prowokował giczna w Częstochowie. Kilka lat temu wystąpił z inicjaty­ odruch sprzeciwu wobec jego treści. W 1973 r. doc. inż. Roman Janiczek wą opracowania „Kalendarza astrono­ Okazało się jednak niestety, że komu­ otrzymuje tytuł profesora nadzwyczaj­ micznego na XXI wiek”. Licząc się nikat ten oparty był na wnioskach wy­ nego; obejmuje też wtedy stanowisko z ogromem pracy, zwrócił się do pod­ ciągniętych chłodną logiką z krytycz­ profesora w Politechnice Częstochow­ pisanego z propozycją współpracy, nych autoobserwacji. Po raz kolejny skiej, gdzie natychmiast uruchamia a następnie przyjął moje sugestie do­ konsekwentnie dała znać o sobie Jego Wieczorowe Studia Budowlane, które tyczące zespołu ewentualnych współ­ stoicka postawa wobec tego, czym da­ w 1975 r. przekształca w Instytut Inży­ autorów. Przygotował konspekt kon­ rzy nas życie. Jedynie o „Kalendarzu nierii Lądowej (na prawach Wydziału) cepcyjny „Kalendarza” i „rozdał role” astronomicznym na XXI wiek” nie jako jego Dyrektor (Dziekan). Był to współautorom, interesując się na bie­ potrafił mówić beznamiętnie. Troskę zalążek dzisiejszego Wydziału Budow­ żąco postępami pracy. Ileż to listów o jego wydanie uważamy za testament nictwa Politechniki Częstochowskiej. wymieniliśmy na ten temat w ostatnich Profesora. Do przejścia na emeryturę w 1980 3 latach! A ile odbyliśmy nocnych roz­ Jan Mietelski roku wykłada w Politechnice mechani­ mów telefonicz­ kę teoretyczną, wytrzymałość materia­ nych! Zaangażo­ łów, teorię sprężystości i mechanikę wany od lat czyn­ budowli. Natomiast w Wyższej Szkole nie w pracach Pedagogicznej w Częstochowie wy­ Sekcji Historii kłada mechanikę klasyczną i astrono­ Astronomii PTMA, mię ogólną z elementami astrofizyki. a z drugiej strony W czasie 23 lat pracy w Politechnice mając „we krwi” Częstochowskiej pełnił m.in. funkcje inżynierskie po­ kierownika Katedry Mechaniki i Wy­ czucie porządku trzymałości Materiałów, zastępcy dy­ i wymogów sta­ rektora Instytutu Podstaw Konstrukcji bilności, Profesor Maszyn i prodziekana Wydziału Budo­ wysuwał w tych wy Maszyn. Był współzałożycielem rozm owach i li­ Częstochowskiego Oddziału Polskiego stach projekty do­ Towarzystwa Mechaniki Teoretycznej tyczące uporząd­ i Stosowanej, a później jego Członkiem kowania podziału Honorowym; działaczem Polskiego nieba na gwiazdo­ Związku Inżynierów i Techników Bu­ zbiory. Raziła downictwa i rzeczoznawcą budowla­ Go ich nadmierna nym. W późniejszych latach życia liczba i niesłycha­ ujawniła się jego druga — obok astro­ na rozpiętość roz­ nomii — pasja amatorska: malarstwo miarów, a także pejzaży. przestarzałe lub Na Walnym Zjeździe Delegatów niezrozumiałe na­ PTMA w Toruniu w lutym 1983 r. zwy. Denerwowa­ prof. Roman Karol Janiczek zostaje ło Go precesyjne wybrany prezesem Polskiego Towa­ „rozjeżdżanie się” rzystwa Miłośników Astronomii i peł­ znaków i gwiaz­ Prof. R.K. Janiczek w 1983 r.

278 URANIA - Po stępy A stro n o m ii 6/1999 recenzje

kosmiczne, które poleciały na Księżyc, pobrały próbki jego Kilka „drobnych” błędów gruntu i wróciły z nimi na Ziemię (!). Przykładów takich przemilczeń mógłbym podać wiele. a naszym rynku wydawniczym ukazuje się mnóstwo Zabawne zaś, że o chińskich czy europejskich osią­ Nksiążek popularnonaukowych. Są zwykle wydane gnięciach kosmicznych zaledwie wspomina. Nie ma zaś 0 wiele bardziej elegancko niż w „minionej epoce” (ale ani słowa o osiągnięciach japońskich (!) czy o tym, że 1 o wiele droższe!...). Są to przy tym prawie wyłącznie również Hindusi umieją wysyłać sztuczne satelity Zie­ tłumaczenia z obcych języków. Autorzy polscy już się nie­ mi... Mogłoby się więc wydawać, że podbój Kosmosu to mal nie liczą. praktycznie tylko osiągnięcie amerykańskie, a tymczasem Równocześnie jednak poziom merytoryczny tych dzieł to zupełnie nie tak... pozostawia sporo do życzenia. Bywają banalne, mało kom­ Andrzej Marks petentne, nieraz tendencyjne i bynajmniej nie wolne od błędów merytorycznych. Tymczasem książka popularno­ naukowa powinna być przede wszystkim poprawna mery­ „Bliżej gwiazd” torycznie... Niedawno ukazała się książka „Podbój Kosmosu” „Riśe Hvezd” to po czesku (T.A. Heppenheimer — Wyd. Amber — seria „Tajemnice „Bliżej gwiazd” i taki właśnie Nauki”) tytuł nosi ukazujące się od 1920 roku w Republice Cze­ I od razu od pierwszej strony, aż do samego końca — skiej pismo popularyzujące chyba setki razy... „na orbicie ziemi” (zamiast na orbicie astronomię i astronautykę. Od wokółziemskiej!), „na orbicie Księżyca, Jowisza, Marsa początku 1995 roku swą formą itd. Jest to wręcz koszmarne. Po prostu tłumacz (i redaktor przypomina bardzo naszą merytoryczny!) nie mająpojęcia o tym, że orbita to nie jest „Uranię-PA" — ma kolorową okładkę i wkładkę, a pozostałe jakaś „obrączka” wokół jakiegoś ciała niebieskiego, ale strony czarnobiałe. Przypad­ droga, po jakiej w przestrzeni porusza się dany obiekt (na­ kiem (?) pierwsze zeszyty RH turalny czy sztuczny). Można o tym przeczytać w podręcz­ i U-PA mają nawet takie same niku geografii dla wyższych klas szkoły podstawowej... zdjęcia na okładkach! Serdecz­ Ludzie, nauczcie się tego, skoro wydajecie książki na te­ nie pozdrawiamy naszych po­ łudniowych sąsiadów! (Red.) maty kosmiczne! Druga generalna uwaga: w książce są sprzeczności, w różnych miejscach ten sam fakt bywa przedstawiany róż­ nie... ASTRO-BIT Trzecia uwaga — Ziemia, Księżyc, Słońce pisze się Oprogramowanie i materiały astronomiczne wielką literą. Czwarta uwaga — w obowiązującym przeszło 20 lat Ireneusz Włodarczyk układzie jednostek SI tona masy (i siły) nie istnieje, a jed­ ul. Rewolucjonistów 15/13 nostki siły pisze się wielką literą. 42-500 Będzin Lista szczegółowych uwag jest bardzo długa i nie spo­ sób jej zamieścić w krótkiej recenzji. Mylone są pojęcia, tel.:(0-32) 761-29-46 e-mail: [email protected] daty historyczne, źle są tłumaczone nazwy. Np. Mare Nu- bium na Księżycu jest przetłumaczone jako Morze Nubij­ skie, a to przecież jest Morze Chmur (str. 344). To nie­ prawda, że najbardziej odległy od Jowisza jest księżyc FRAGMENT^ PLANE Callisto, a najbliższym tej planety księżyc Io. Ani też nie jest prawdą, że Io wytwarza „prąd elektryczny, który do­ czyli ciera do Ziemi (str. 352)”. Itd. METEORU Błędów takich jak wyżej można z łatwością uniknąć, kamienne, żelazno-kamienne, żels wystarczy tylko w czasie prac redakcyjnych poprosić o pomoc kompetentnego konsultanta, książka nie ^Wtfruje miała jednak żadnego. „ASPMET” Jeżeli chodzi o treść merytoryczną, to w książce jest bardzo dużo ciekawych informacji. (Część z nich ma co prawda „trochę plotkarski” charakter). Ale jest to historia „podboju Kosmosu” widziana przez Amerykanina. Dużo co prawda pisze o osiągnięciach rosyjskich, ale czasami w sposób „nieco specyficzny”. Na przykład ani słowa o Łunie 16,20 i 24, a były to jedyne automatyczne aparaty

6/1999 I J K A N I A - p o s tę p y A s t r o n o m ii 279 astronomia w szkole NIEZWYKŁE LABORATORIUM “lo niezwykłe laboratorium otwierające dostęp do skraj­ ryki Południowej. Cel — sprawdzenie wynikającego z OTW nych warunków fizycznych (m.in. gęstości, ciśnienia, odchylenia fotonów w polu grawitacyjnym Słońca. Drugi eks­ — L natężeń pól) jest w dodatku całkowicie bezpłatne! Co peryment był już właściwie wykonany. Chodzi oczywiście prawda badacz chcący z niego skorzystać musi często posłu­ 0 ruch peryhelium Merkurego. Należało tylko wynik ob­ żyć się bardzo kosztowną aparaturą (HST, Kamiokande, serwacji porównać z uzyskanym z teorii. Pozostałych ekspe­ VLT). To niezwykłe laboratorium to po prostu Wszechświat. rymentów (czy raczej obserwacji) nie będę opisywał, zrobił Te skrajne warunki to m.in. gęstości od 10~23 dla prze­ to znakomicie T. Jarzębowski w [2], [3] i [4]. Najbardziej strzeni międzygalaktycznej do 1018 kg/m3 dla gwiazd neu­ spektakularnym było chyba potwierdzenie istnienia fal gra­ tronowych, temperatury od 2,7 K do 109—1011 K w jądrach witacyjnych (Nobel 1993). O skali problemu mogą świad­ gwiazd na ich końcowym etapie ewolucji, pola magnetyczne czyć następujące liczby. Moc promieniowania lokomotywy o indukcji rzędu 10" T (magnetary) i pola grawitacyjne obracającej się z największą prędkością kątową, na jaką ze­ o natężeniu 1012 m/s2 (gwiazdy neutronowe). zwala jej wytrzymałość mechaniczna [6] to 10 32 W (!), moc Dla porównania najsilniejsze pola magnetyczne osiągane promieniowania całego Układu Słonecznego (~103 W ), do­ w laboratoriach ziemskich to 6 T w elektromagnesach z rdze­ piero moc wypromieniowywana przez układ PSR 1913+16 niem ferromagnetycznym i ok. 200 T w bezrdzeniowych i to (1024 W) okazała się wystarczająca. Dodajmy jeszcze parę tylko w bardzo krótkich impulsach. Najlepsza próżnia osią­ zdań o soczewkowaniu grawitacyjnym. Jest ono konsekwen­ gana na ziemi odpowiada gęstości rzędu 10-10 kg/m3. cją zmiany kierunku fotonu w polu grawitacyjnym (przewi­ Najdawniejsze wykorzystanie tego laboratorium przez fi­ dzianym przez Einsteina w 1930 r). Pierwszą taką soczewkę zyków to pomiar czasu (niezbędny przy pomiarach wielu in­ zaobserwowano w 1979 roku, a pierwszy pełny pierścień Ein­ nych wielkości). Nie zawsze pamiętamy, że przez wiele wie­ steina w 1998. Warto w tym miejscu wspomnieć o realizo­ ków wzorców podstawowych jednostek czasu (sekunda, rok) wanym z powodzeniem pomyśle polskich astronomów (Pa­ dostarczały obserwacje astronomiczne. Dopiero w 1983 roku czyński, Udalski, Kubiak) — obserwacjach mikrosoczewko- wprowadzono definicję sekundy opartą o atomowy wzorzec wania grawitacyjnego. cezowy. Przy okazji zauważmy (choć niewiele ma to wspól­ Badanie promieniowania kosmicznego zapoczątkwał nego z badaniami podstawowymi), że obserwatorium w Be- w 1912 roku V. Hess. Składa się ono w 86% z protonów, sanęon powstało specjalnie dla potrzeb miejscowych zegar­ 13% cząstek a i 1% jąder cięższych pierwiastków. Zderzając mistrzów dla kontroli jakości wytwarzanych tu zegarów. się z jądrami gazów wchodzących w skład atmosfery (głów­ Kolejny etap korzystania z laboratorium związany jest nie azotu), wytwarzają promieniowanie wtórne. Wykryto z powstaniem mechaniki klasycznej. W 1687 roku I. Newton w nim postulowany przez Diraca pozyton (1932), lepton (X publikuje (podobno opracowaną znacznie wcześniej) Philo- (też przewidywany wcześniej przez H. Yukawę), mezony n sophiae naturalis principia mathematica. I niemal natych­ 1 K i parę hiperonów (S, X). Były to w 1951 r., wraz ze zna­ miast ma potwierdzenie swoich przemyśleń, bowiem z przed­ nymi wcześniej elektronem, protonem i elektronem wszystr stawionej teorii udaje mu się wyprowadzić, znane wcześniej kie znane cząstki elementarne. Dziś wytwarzamy je (i wiele z obserwacji, wszystkie trzy prawa Keplera. Jednak praw­ innych) przez bombardowanie jąder cząstkami przyśpiesza­ dziwy triumf mechaniki newtonowskiej to rok 1846 — rok nymi w akceleratorach. Jednak naturalny akcelerator naszego odkrycia Neptuna. Zobaczył go J. Galie prawie dokładnie niezwykłego laboratorium jeszcze długo nie straci na zna­ w miejscu obliczonym przez J. Leverriera (i niezależnie czeniu. Energia docierającego do nas promieniowania ko­ J. Adamsa). O wrażeniu, jakie to odkrycie wywarło nie tylko smicznego zawiera się w przedziale 107 - 1020 eV. A znajdu­ na astronomach i fizykach, może świadczyć list F. Chopina jący się dopiero w budowie w CERN-ie akcelerator LHC (Lar­ [1] do rodziny. Zacytujmy fragment: „Zapewne już wiecie ge Hadron Collidar) ok. 2005 r. dostarczy cząstek o energii o planecie nowej pana Leverrier. Leverrier uważając pewne zaledwie (aż?) 10l3eV. I jeszczejeden polski akcent. W 1952 nieregulamości w planecie Uranus, przypisał to innej plane­ r. M. Danysz i J. Pniewski odkrywają w kliszy naświetlonej cie, jeszcze nieznanej, której opisał odległość, kierunek, wiel­ promieniowaniem kosmicznym ślad hiperjądra — jądra ze kość, słowem wszystko... Co za tryumf dla nauki, żeby ra­ związanym hiperonem L. Na kilkanaście lat fizyka hiperją- chunkiem dojść do odkrycia podobnego.” der staje się polską specjalnością. Nawet odkrycia zaliczane Pozostańmy jeszcze przy mechanice. W 1905 r A. Ein­ przez niektórych do największych omyłek astronomii [8] stein przedstawia teorię nazwaną później szczególną teorią przyczyniły się ostatecznie do postępu. Chodzi tu o słynne względności (STW), a po kilku latach (1913-1916) ogólną coronium i nebulium. Wkrótce okazało się, że nie zaobserwo­ teorię względności (OTW) będącą ogólniejszą od newtonow­ wano linii widmowych nieznanych na Ziemi pierwiastków, skiej teorią grawitacji. O ile niutonowskie prawo powszech­ a linie wzbronione wielokrotnie zjonizowanych metali (co­ nego ciążenia sprawdził w ziemskim laboratorium jeszcze ronium) i linie wzbronione tlenu (nebulium). Liniom wzbro­ w r 1798 H. Cavendish, to ze sprawdzeniem wniosków wy­ nionym wiele pionierskich prac poświęcił Wojciech Rubino- nikających z OTW poszło znacznie trudniej. Tu jako labora­ wicz. Inne nietypowe linie w widmach mgławic doprowa­ torium niezbędny był cały Wszechświat. Już w 1919 r A. Ed- dziły do odkrycia tzw. atomów rydbergowskich, atomów, dington organizuje wyprawę na zaćmienie Słońca do Ame­ w których jeden z elektronów znajduje się na niezwykle wy-

280 URANIA - Po stępy Astro n o m ii 6/1999 Niezwykłe laboratorium... astronomia w szkole

sokim poziomie energetycznym, nawet o głównej liczbie kwantowej n = 350 [9], Również pierwsze sygnały wskazujące na możliwość istnienia trzeciej odmiany węgla (fullerenów) otrzymano z kosmosu. W 1930 r. W. Pauli, ratując podstawowe zasady zachowa­ nia, z których przynajmniej 3 wydawały się być naruszane przy rozpadzie p, wysuwa hipotezę neutrino. Próby doś­ wiadczalnej weryfikacji hipotezy przez 26 lat były nieudane, Planeta jest zamieszkana, ale nie da się tutaj żyć__ bowiem dopiero w 1956 r. F. Reines rejestruje antyneutrina powstające w reaktorze jądrowym. Z neutrinami było jesz­ źródeł z milisekundową zdolnością rozdzielczą.. Już przy cze trudniej. Dopiero w 1968 r. R. Davisowi zarejestrować pierwszym radioźródle okazało się, że sygnał ma strukturę neutrina pochodzące ze Słońca. Zresztą do dziś jest ono ich bardzo regularnie powtarzających się impulsów. Początko­ głównym „dostawcą”. Wkrótce pojawia się nowy problem. wo było to zupełnie niezrozumiałe i wysunięto nawet hipo­ Rejestrujemy mniej neutrin niż powinno ich być zgodnie tezę, że odbieramy sygnały wysoko rozwiniętej cywilizacji z naszą wiedzą o procesach zachodzących w jądrze Słońca. (powstało wówczas żartobliwe określenie Little Green Men Zatem albo nasza wiedza o tych procesach jest niepełna, albo — małe zielone ludziki). Wkrótce okazało się, że odkryto nie wszystko wiemy o neutrinach. W międzyczasie pojawiły właśnie szybko wirujące gwiazdy neutronowe (pulsary). Dziś się sugestie, że neutrina mają, jakkolwiek bardzo niewielką, znamy ich już ponad tysiąc. Badanie gwiazd neutronowych masę i rozbieżności dałoby się wytłumaczyć ich oscylacja­ ma związek z bardzo wieloma działami fizyki. Zacytujmy za mi. W końcu lat siedemdziesiątych pojawiła się nowa możli­ S. Moszkowskim [7]: wość zajrzenia do wnętrza Słońca: heliosejsmologia.[10]. fizyka cząstek elementarnych — hiperony, Badania prowadzone tą metodą pokazały jednoznacznie — fizyka ciała stałego — wnętrze i skorupa gwiazdy neutro­ model Słońca jest dobry. A więc neutrina mają masę! Jednak nowej, ten wniosek, aby został przyjęty, musi być potwierdzony eks­ fizyka plazmy — obszar tuż nad powierzchnią, perymentalnie. I został. W czerwcu 1998 r. ogłoszono wyni­ elektromagnetyzm — pola magnetyczne, ki eksperymentu przeprowadzonego z gigantycznym detek­ mechanika klasyczna — równowaga, torem Superkamiokande (50000 ton superczystej wody STW — równanie stanu dla bardzo dużych gęstości, i 11146 fotopowielaczy). Tym razem wykorzystano tzw. neu­ OTW — równowaga, trina atmosferyczne, tzn wytwarzane w atmosferze przez pro­ fizyka niskich temperatur — nadciekłość, mieniowanie kosmiczne (jeszcze raz przydał się kosmiczny fizyka atomowa — atomy w ultrasilnych polach magne­ akcelerator). Na poniższej fotografii widzimy pierwszy „neu- tycznych, trinowy” obraz Słońca, uzyskany za pomocą wspomnianego geofizyka — nieregulamości powierzchni, Superkamiokande. Astronomia neutrinowa staje się faktem! geologia — trzęsienia pulsarów. A tak niedawno mówiono, że być może, kiedyś... Zauważmy na koniec, że lasery (ściślej: masery) istniały w tym niezwykłym laboratorium, gdy jeszcze ludziom na­ wet nie śniły się podobne urządzenia. Skromny artykuł nie wyczerpuje tematu. Być może jed­ nak pomoże zachwiać przekonaniem (dość powszechnym), że astronomowie „pracują tylko na swoje potrzeby”. ■ IM tó, "■ i ■ Juliusz Domański Literatura: [1] B.Sydow, Korespondencje Fryderyka Chopina, t. 11, PIW 1955 [2] TJarzębowski, Gdyby Einstein dożył naszych czasów, Postę­ py Astronomii, 3/1991 [3] T.Jarzębowski, Najgłębsze wniknięcie myśli ludzkiej w istotę natury, PA 3,4/1996 [4] TJarzębowski, Fale grawitacyjne — Nobel z astrofizyki, Delta W 1932 r. J. Chadwick identyfikuje neutron. Niemal na­ 5/1994 tychmiast, w tym samym roku L. Landau sugeruje możli­ [5] A.Wolszczan, Laury za PSR 1913+16, PA 4/1993 wość istnienia gwiazd składających się wyłącznie z neutro­ [6] M.Solc, Fyzika hvezd a vesmiru, Praha 1983 [7] S.Moszkowski, Gwiazdy neutronowe, Postępy Fizyki, 2/1977 nów. Dokładniej model takiej gwiazdy opracowują w 1938 r. [8] Z.Horsky i in., Sto astronomickych omylu uvedenych na pra- R. Oppenheimer i G. Volkoff. Hipoteza nie budzi jednak więk­ vou miru, Praha 1988 szego zainteresowania astronomów: jeśli nawet istnieją, i tak [9] J.Szudy, Jonizacja połowa atomów rydbergowskich, Fizyka ich nie potrafimy dostrzec (chyba że taki obiekt znajduje się w Szkole 1/1984 bardzo blisko, ale wówczas dawno dałby o sobie znać swym [10] W.Dziembowski, Obserwacje wnętrza Słońca, Postępy oddziaływaniem grawitacyjnym). W roku 1967 A.Hevish ini­ Astronomii 4/1998 cjuje badanie fluktuacji sygnałów radiowych znanych radio- [11] M. v Laue, Historia fizyki, PWN 1957

6/1999 U R A N I A - Postępy Astronomii 281 kalendarz astronomiczny 2000

Rok 2000 I 1 1 1 1 I 1 1 ' ' "I 1 ■ ' 1 I 1 1 1 1 I 1 1 1 1 I 1 1

W 2000 roku wystąpią cztery częściowe zaćmienia Słoń­ ca: 5 lutego, 1 lipca, 31 lipca oraz 25 grudnia, wszystkie niewidoczne w Polsce. Dojdzie także do dwóch całkowi­ tych zaćmień Księżyca: 21 stycznia, widocznego, oraz 16 lipca, niewidocznego w Polsce. W tym roku dnia 28 sierpnia dojdzie do zakrycia przez Księżyc planety Mars, widocznego w Polsce. W 2000 roku do Słońca zbliży się 17 znanych komet krótkookresowych, lecz wszystkie będą widoczne jedynie przez teleskopy. -65 -60 -55 -50 -45 -40 -35 -30 -25

A f ] Rys. 1. Wenus nad wschodnim horyzontem (w Warsza­ Styczeń wie) w styczniu i lutym 2000 na początku świtu cywilnego (około godzinę przed wschodem Słońca). Słońce Ziemia w swym ruchu po orbicie okołosłonecznej znaj­ W apogeum Księżyc znajdzie się w dniu 4 stycznia o 12h24m, dzie się 3 stycznia o godzinie 5h18m najbliżej Słońca, a w perygeum 19 stycznia o 22h47m. w odległości około 147 min km. Dni stają się coraz dłuż­ W dniu 21 stycznia wystąpi całkowite zaćmienie Księ­ sze. W Warszawie 1 stycznia Słońce wschodzi o 6h45m, życa, widoczne w Polsce. zachodzi o 14h32m, a 31 stycznia wschodzi o 6h19m, za­ chodzi o 15h20m. W styczniu Słońce wstępuje w znak Wod­ Planety i planetoidy nika. Merkury znajduje się na niebie w pobliżu Słońca i jest niewidoczny. Nad ranem przed wschodem Słońca można zaobser­ Dane dla obserwatorów Słońca (na 0h UT) wować Wenus, jednak w ciągu miesiąca warunki widocz­ ności planety pogarszają się. Na początku świtu cywilne­ Data 2000 P [°] b0 n Lo n go (Słońce 7° pod horyzontem), czyli około 1,5 godziny 1 1 2,38 -2,95 8,03 przed wschodem Słońca, wysokość planety nad horyzon­ 3 1,41 -3,19 341,69 tem maleje od 15° na początku, do zaledwie 6° pod koniec 5 0,44 -3,42 315,35 miesiąca, przy praktycznie stałej jasności równej -4 m. Przez 7 -0,53 -3,64 289,02 teleskopy możemy obserwować tarczę planety o średnicy 14” i fazie rosnącej od 75% do 84%. 9 -1,50 -3,86 262,68 Wieczorem stosunkowo wysoko nad południowo-za- 11 -2,46 -4,08 236,34 chodnim horyzontem (24° pod koniec zmierzchu cywilne­ 13 -3,41 -4,29 210,01 go) możemy zaobserwować Marsa jako „gwiazdę” pierw­ 15 -4,35 -4,49 183,67 szej wielkości. Średnica tarczy planety wynosi zaledwie 5”, 17 -5,29 -4,69 157,34 tak więc obserwacja jakichkolwiek szczegółów powierzch­ 19 -6,22 -4,89 131,00 niowych jest utrudniona. Wyraźnie widoczna powinna być 21 -7,13 -5,07 104,67 jednak faza planety, równa 93%. 23 -8,03 -5,25 78,33 Przez pierwszą połowę nocy możemy obserwować Jo­ wisza wysoko nad południowym horyzontem w gwiazdo­ 25 -8,92 -5,43 52,00 zbiorze Ryb jako obiekt -2 ,4 m. Kilkanaście stopni na lewo 27 -9,79 -5,59 25,66 od Jowisza, na granicy gwiazdozbiorów Barana i Wielory­ 29 -10,65 -5,75 359,33 ba widoczny jest Saturn jako „gwiazda” 0,2m. I 31 -11,48 -5,91 333,00 Uran i Neptun przebywają na niebie w pobliżu Słońca P — kąt odchylenia osi obrotu Słońca mierzony od i są niewidoczne. północnego wierzchołka tarczy; Pod koniec miesiąca nad ranem, na początku świtu B0, L0 — heliograficzna szerokość i długość środka astronomicznego (dwie godziny przed wschodem Słońca) tarczy; około 20° nad południowo-wschodnim horyzontem, może­ my próbować odnaleźć Plutona jako „gwiazdę” 13,9m, jed­ 1d 14h38m i 28d22h47m — heliograficzna długość środ­ nak niezbędny do tego jest teleskop o średnicy przynaj­ ka tarczy wynosi 0° mniej 15 cm. W styczniu możemy obserwować w pobliżu opozycji kilka planetoid: Księżyc (1) Ceres, (jasność 7,8m). 1 I: 12h34,8m, +9°06’; 11 I: Bezksiężycowe noce będziemy mieli w pierwszej poło­ 12h43,2m, +9°03'; 21 I: 12h49,6m, +9°15', 31 I: 12h53,7m, wie miesiąca, bowiem kolejność faz Księżyca jest w tym +9°44’. miesiącu następująca: nów 6d18h14m, pierwsza kwadra (2) Pallas, (jasność 7,4m). 1 I: 8h08,8m, -29°43’; 11 I: 14d13h34m, pełnia 21d04h41m, ostatnia kwadra 28d07h57m. 8h01,8m,-29°12’; 21 1:7h53,8m,-27°43\ 31 1:7h46,0m,—25°16’.

282 U R A N I A - POSTĘPY ASTRONOMII 6/1999 (6) Hebe, (jasność 8.6m). 1 I: 4h51,3m, +1°29’; 11 I: 4h46,4m, +3°15’; 21 I: 4h44,7"\ +5°11’, 31 I: 4h46,2m, +7°09’. (7) Iris, (jasność 8.1m). 1 I: 9h21,4m, +8°57'; 11 I: 9h14,4m, +8°48’; 21 I: 9h04,9"\+8°57’, 31 I: 8h54,2m,+9°20'.

Meteory W dniach od 1 do 5 stycznia promieniują Kwadrantydy. Maksimum aktywności spodzie­ wane jest 4 stycznia. Radiant meteorów leży w gwiazdozbiorze Smoka i ma współrzędne a = 15h28m, 8 = +50°. Nazwa roju pochodzi od nie istniejącego już na dzisiejszych mapach gwiazdozbioru Quadrans Muralis, umieszczo­ nego w początkach XIX w. na granicy gwiaz­ dozbiorów Smoka, Herkulesa i Wolarza. Wa­ runki obserwacji w tym roku są bardzo dobre w związku z Księżycem w nowiu.

*** i lutym 2000 (zaznaczone gwiazdy do 9m).

1d Księżyc Saturna Tytan w maksymalnej elongacji wschodniej. 1d15h51m Koniec zaćmienia I księżyca Jowisza (lo) przez cień planety. 3d04h Złączenie Wenus z Księżycem w odl. 3°. 3d05h18mZiernia w peryhelium na swej okołosłonecz- nej orbicie w odl.147 min km od Słońca. 4d18h15m Początek zakrycia III księżyca Jowisza (Ganimedesa) przez tarczę planety. 4d20h36m Księżyc III (Ganimedes) wyłania się zza tarczy Jowisza. 4d22h59m Wejście II księżyca Jowisza (Europy) na tarczę planety. 5d22h32m Wejście I księżyca Jowisza (lo) na tarczę planety. 6d06h Złączenie Merkurego z Księżycem w odl. 4°. 6d17h25m Początek zakrycia II księżyca Jowisza (Eu­ ropy) przez tarczę planety. 6d19h49m Początek zakrycia I księżyca Jowisza (lo) przez tarczę planety. 6d19h57"’ Księżyc II (Europa) wyłania się zza tarczy niu i lutym 2000 (zaznaczone gwiazdy do 8m). Jowisza. 6d20h11m Początek zaćmienia II księżyca Jowisza (Europy) przez cień planety. 6d22h38m Koniec zaćmienia II księżyca Jowisza (Eu­ ropy) przez cień planety. 6d23h18m Koniec zaćmienia I księżyca Jowisza (lo) przez cień planety. 7d17h00m Wejście I księżyca Jowisza (lo) na tarczę planety. 7d18h22m Cień I księżyca Jowisza (lo) wchodzi na tarczę planety. 7d19h12m Zejście I księżyca Jowisza (lo) z tarczy pla­ nety. 7d20h32m Zejście cienia I księżyca Jowisza (lo) z tarczy planety. 8d06h Złączenie Neptuna z Księżycem w odl. 0,2°. 8d15h57m Zejście cienia III księżyca Jowisza (Gani­ medesa) z tarczy planety. 8d17h21m Zejście cienia II księżyca Jowisza (Euro­ py) z tarczy planety. 8d17h47m Koniec zaćmienia I księżyca Jowisza (lo) Rys. 4. Trasa planetoidy (6) Hebe na tle gwiazd gwiazdozbioru Oriona w stycz­ przez cień planety. niu 2000 (zaznaczone gwiazdy do 9,5m).

6/1999 U R A N I A - Postępy Astro n o m ii 283 kalendarz astronomiczny 2000 — ITlx*

Rys. 6. Konfiguracja galileuszowych księżyców Jowisza Rys. 7. Konfiguracja pięciu najjaśniejszych księżyców Satur­ w styczniu 2000 (I - lo, II - Europa, III - Ganimedes, IV - na w styczniu 2000 (III - Tethys, IV - Dione, V - Rhea, VI - Callisto). Przerwa w trasie księżyca oznacza przebywanie sa­ Tytan, VIII - lapetus). Zachód na lewo od środkowego pasa telity w cieniu planety. Zachód na prawo od środkowego pasa (tarczy planety), wschód na prawo. (tarczy planety), wschód na lewo.

9d Księżyc Saturna Tytan w maksymalnej elongacji zachodniej. 13d00h17m Saturn nieruchomy w rektascensji. 9d05h Złączenie Urana z Księżycem w odl. 0.4°. 13d20h02m Początek zakrycia II księżyca Jowisza (Europy) przez 9d15h01m Zejście cienia I księżyca Jowisza (lo) z tarczy planety. tarczę planety. 10d19h Złączenie Marsa z Księżycem w odl. 2°. 13d21h43m Początek zakrycia I księżyca Jowisza (lo) przez tarczę 11d22h11m Początek zakrycia III księżyca Jowisza (Ganimedesa) planety. przez tarczę planety. 13d22h34m Księżyc II (Europa) wyłania się zza tarczy Jowisza. 13d22h50m Początek zaćmienia II księżyca Jowisza (Europy) przez cień planety. N Półcień Ziemi 14d15h Złączenie Jowisza z Księżycem w odl. 4°. 14d18h56m Wejście I księżyca Jowisza (lo) na tarczę planety. 14d20h18m Cień I księżyca Jowisza (lo) wchodzi na tarczę planety. 14d21h07m Zejście I księżyca Jowisza (lo) z tarczy planety. 14d22h28m Zejście cienia I księżyca Jowisza (lo) z tarczy planety. 15d16h11m Początek zakrycia I księżyca Jowisza (lo) przez tarczę planety. 15d17h Złączenie Saturna z Księżycem w odl. 3°. 15d17h19m Zejście II księżyca Jowisza (Europy) z tarczy planety. 15d17h31m Cień II księżyca Jowisza (Europy) wchodzi na tarczę | Momenty kontaktów planety. S P I ■ 02:02:40 UT Ul - 03:01:15 UT 15d17h58m Cień III księżyca Jowisza (Ganimedesa) wchodzi na U2 » 04 04:19 U T U3 « 05:22:34 UT U4 - 06:25 :37 UT tarczę planety. P LspenaK NASA/GSFC - 1996 A uf 02 P4“ 07:24:16 UT 15d19h42m Koniec zaćmienia I księżyca Jowisza (lo) przez cień planety. 15d19h56m Zejście cienia II księżyca Jowisza (Europy) z tarczy planety. 15d19h59m Zejście cienia III księżyca Jowisza (Ganimedesa) z tarczy planety. 16d01h Merkury w koniunkcji górnej ze Słońcem. 16d15h36m Zejście I księżyca Jowisza (lo) z tarczy planety. 16d16h57m Zejście cienia I księżyca Jowisza (lo) z tarczy planety. 17d Księżyc Saturna Tytan w maksymalnej elongacji wschodniej. Rys. 5. Całkowite zaćmienie Księżyca 21 stycznia 2000 20d18h23m Słońce wstępuje w znak Wodnika, jego długość eklip- (wg. F.Espenak - NASA/GSFC). tyczna wynosi wówczas 300°.

284 U R A N I A - Postępy Astronomii 6/1999 kalendarz astronomiczny 2000

21d Całkowite zaćmienie Księżyca. Zaćmienie widoczne w całej 30d18h39m Cień I księżyca Jowisza (lo) wchodzi na tarczę planety. Ameryce Północnej i Południowej, na Atlantyku, wschodnim 30d19h30m Zejście i księżyca Jowisza (lo) z tarczy planety. Pacyfiku; w Afryce, Europie i zachodniej Azji przy zachodzie 30d20h49m Zejście cienia I księżyca Jowisza (lo) z tarczy planety. Księżyca, a także we wschodniej Azji przy wschodzie Księży­ 3 1 d1 7 h1 7 m Księżyc II (Europa) wyłania się zza tarczy Jowisza. ca. Maksymalna faza zaćmienia wyniesie 1,328. W Polsce 31d17h28m Początek zaćmienia II księżyca Jowisza (Europy) przez zaćmienie widoczne przy zachodzie Księżyca. Przebieg za­ cień planety. ćmienia: wejście Księżyca w półcień: 2h03m, początek za­ 31d18h02m Koniec zaćmienia I księżyca Jowisza (lo) przez cień ćmienia częściowego: 3h01m, początek zaćmienia całkowite­ planety. go: 4h04m, maksimum zaćmienia: 4h43m, koniec zaćmienia całkowitego: 5h23m, koniec zaćmienia częściowego: 6h26m, 31d19h56m Koniec zaćmienia II księżyca Jowisza (Europy) przez wyjście Księżyca z półcienia: 7h24m. cień planety. 21d05h Złączenie Merkurego z Neptunem w odl. 2°. 21d20h52m Wejście I księżyca Jowisza (lo) na tarczę planety. 21d22h14m Cień I księżyca Jowisza (lo) wchodzi na tarczę planety. Luty 22d16h22m Wejście III księżyca Jowisza (Ganimedesa) na tarczę planety. Słońce 22d17h26m Wejście II księżyca Jowisza (Europy) na tarczę planety. Dni stają się coraz dłuższe. Słońce wędruje po części 22d18h08m Początek zakrycia I księżyca Jowisza (lo) przez tarczę ekliptyki położonej pod płaszczyzną równika niebieskiego, planety. ale jego deklinacja wzrasta w ciągu miesiąca od -17° do 22d18h46m Zejście III księżyca Jowisza (Ganimedesa) z tarczy -8°, w związku z czym dnia przybywa prawie o dwie godzi­ planety. ny: w Warszawie 1 lutego Słońce wschodzi o 6h18m, za­ 22a19h56m Zejście II księżyca Jowisza (Europy) z tarczy planety. chodzi o 15h22m, a 29 lutego wschodzi o 5h22"\ zachodzi o 22d20h07m Cień II księżyca Jowisza (Europy) wchodzi na tarczę 16h16m. W lutym Słońce wstępuje w znak Ryb. W dniu 5 planety. lutego wystąpi częściowe zaćmienie Słońca, niewidoczne 22d21h38m Koniec zaćmienia I księżyca Jowisza (lo) przez cień w Polsce. planety. 22d21h60m Cień III księżyca Jowisza (Ganimedesa) wchodzi na tarczę planety. Dane dla obserwatorów Słońca (na 0h czasu UT) 23d15h21m Wejście I księżyca Jowisza (lo) na tarczę planety. 23d16h43m Cień I księżyca Jowisza (lo) wchodzi na tarczę planety. Luty 2000 P[°] B0n Lo n 23d17h33m Zejście I księżyca Jowisza (lo) z tarczy planety. 1 -11,90 -5,98 319,83 23d18h53m Zejście cienia I księżyca Jowisza (lo) z tarczy planety. 3 -1 2 ,7 1 -6,12 293,50 24d16h06m Koniec zaćmienia I księżyca Jowisza (lo) przez cień 5 -13,51 -6,26 267,17 planety. 7 -14,28 -6,38 240,84 24d17h16m Koniec zaćmienia II księżyca Jowisza (Europy) przez 9 -1 5 ,0 4 -6,50 214,50 cień planety. 11 -15,77 -6,61 188,17 24d18h Neptun w koniunkcji ze Słońcem. 13 -1 6 ,4 8 -6,71 161,84 25d Księżyc Saturna Tytan w maksymalnej elongacji zachodniej. 28d10h Złączenie Merkurego z Uranem w odl. 1°. 15 -1 7 ,1 7 -6,80 135,50 29d20h04m Początek zakrycia I księżyca Jowisza (lo) przez tarczę 17 -17,84 -6,89 109,16 planety. 19 -18,49 -6,96 82,83 29d20h04m Wejście II księżyca Jowisza (Europy) na tarczę planety. 21 -19 ,1 1 -7 ,0 3 56,49 29d20h29m Wejście III księżyca Jowisza (Ganimedesa) na tarczę 23 -19,71 -7,09 30,15 planety. 25 -20,28 -7,14 3,81 30d17h18m Wejście I księżyca Jowisza (lo) na tarczę planety. 27 -20,83 -7,18 337,46 29 -2 1 ,3 6 -7,21 311,12

P — kąt odchylenia osi obrotu Słońca mierzony od północnego wierzchołka tarczy; B0, L0— heliograficzna szerokość i długość środka tarczy; 25d06h57m — heliograficzna długość środka tarczy w ynosi 0°.

Księżyc Bezksiężycowe noce będziemy mieli w pierwszej poło­ wie lutego, bowiem kolejność faz Księżyca jest w tym mie­ siącu następująca: nów 5d13h03m, pierwsza kwadra 12d23h21m, pełnia 19d16h27m oraz ostatnia kwadra Rys. 8. Trasa planetoidy (7) Iris na tle gwiazd gwiazdozbioru Raka 27d03h54m. W apogeum Księżyc znajdzie się 1 d01 h21m, w styczniu i lutym 2000 (zaznaczone gwiazdy do 9m). w perygeum 17d02h41m i ponownie w apogeum 28d20h46m.

6/1999 U R A N IA - Po s t ę p y a s t r o n o m ii 285 kalendarz astronomiczny 2000

Afl

Rys. 9. Merkury nad zachodnim horyzontem (w Warsza­ Rys. 10. Trasa Plutona na tle gwiazd gwiazdozbioru wie) w lutym 2000 pod koniec zmierzchu cywilnego (około Wężownika od lutego do lipca 2000 (zaznaczone gwiazdy godzinę po zachodzie Słońca). do 15m).

Planety i planetoidy tyku. Maksymalna faza zaćmienia równa 0,579 nastąpi o go­ dzinie 12h49m i będzie widoczna w punkcie o współrzędnych W lutym wystąpią dobre warunki obserwacji Merkure­ =70°S, A.=134°E. go. W połowie miesiąca około godzinę po zachodzie Słoń­ 5d14h Złączenie Urana z Księżycem w odl. 0,5°. ca możemy próbować odnaleźć planetę na wysokości 9° nad zachodnim horyzontem jako „gwiazdę" -0.5m. Przez 6d07h Uran w koniunkcji ze Słońcem. teleskop możemy zaobserwować tarczę planety o średni­ 6d19h17m Wejście I księżyca Jowisza (lo) na tarczę planety. cy 7” w fazie zbliżonej do kwadry. 6d20h Złączenie Merkurego z Księżycem w odl.2°. Wenus możemy próbować zaobserwować nad ranem 6d20h35m Cień I księżyca Jowisza (lo) wchodzi na tarczę planety. jedynie na początku miesiąca, gdy jej wysokość na począt­ 6d21h29m Zejście I księżyca Jowisza (lo) z tarczy planety. ku świtu cywilnego wynosi jedynie 6°. W ciągu miesiąca 7d16h31m Początek zakrycia I księżyca Jowisza (lo) przez tarczę warunki widoczności planety pogarszają się i praktycznie planety. jej obserwacja staje się niemożliwa. Warunki obserwacji 7°17h28m Początek zakrycia II księżyca Jowisza (Europy) przez Marsa pozostają analogiczne jak w styczniu. Podobnie tarczę planety. praktycznie nie ulegają zmianom warunki obserwacji Jo­ 7d19h58m Koniec zaćmienia I księżyca Jowisza (lo) przez cień wisza i Saturna, chociaż zachodzą one wcześniej niż planety. w styczniu i obserwować należy je wieczorem. Uran i Nep­ 7d20h01m Księżyc II (Europa) wyłania się zza tarczy Jowisza. tun nadal pozostają na niebie w pobliżu Słońca i są niewi­ doczne. Warunki obserwacji Plutona w porównaniu ze styczniem praktycznie nie ulegają zmianie.

W lutym możemy obserwować w pobliżu opozycji kilka planetoid:

(1) Ceres, (jasność 7,4"). 10 II: 12h55,2m,+10°28’; 20 II: 12h54,0m,+11°24’. (2) Pallas, (jasność7,4m). 10 II: 7h39,8'",-21°57’; 20 II: 7h36,3m,-18°02’. (7) Iris, (jasność 8,3m). 10 II: 8h43,7m,+9°52’; 20 II: 8h34,8m,+10°27’.

***

2d Księżyc Saturna Tytan w maksymalnej elongacji wschodniej. 2d15h Złączenie Wenus z Księżycem w odl.1°. Zewn./Wewn. 2d15h53m Początek zaćmienia III księżyca Jowisza (Ganimede- kontąktYfiół.ęjęnia P I - 10:55:39.6 UT sa) przez cień planety. P 4 = 14:43:05.8 UT 2d17h59m Koniec zaćmienia III księżyca Jowisza (Ganimedesa)

przez cień planety. P. C ipm aK NASAIGSFC- M in. i m j M & 4d14h Złączenie Neptuna z Księżycem w odl.0,3°. Rys. 11. Przebieg częściowego zaćmienia Słońca na Zie­ 5d Częściowe zaćmienie Słońca widoczne na południowych ob­ mi 5 lutego 1999 [wg. F.Espenak - NASA/GSFC]. Przy ko­ szarach polarnych Ziemi. Zaćmienie widoczne będzie na ca­ lejnych fazach zaćmienia podano momenty UT ich wystą­ łym kontynencie Antarktydy, w południowej części Oceanu pienia. Indyjskiego oraz przybrzeżnych do Antarktydy wodach Atlan­

286 U R A N IA - Po s t ę p y A s t r o n o m ii 6/1999 kalendarz astronomiczny 2000

7d20h07m Początek zaćmienia II księżyca Jowisza (Europy) przez 18d Księżyc Saturna Tytan w maksymalnej elongacji wschodniej. cień planety. 19d08h32m Słońce wstępuje w znak Ryb, jego długość ekliptycz- 8d15h58m Zejście I księżyca Jowisza (lo) z tarczy planety. na wynosi wówczas 330°. 8d17h Złączenie Marsa z Księżycem w odl. 4°. 20d16h15m Zejście cienia III księżyca Jowisza (Ganimedesa) 8d17h15'n Zejście cienia I księżyca Jowisza (lo) z tarczy planety. z tarczy planety. 9d17h03m Księżyc III (Ganimedes) wyłania się zza tarczy Jowi­ 20d22h13m Merkury nieruchomy w rektascensji. sza. 21d20h29m Początek zakrycia I księżyca Jowisza (lo) przez tarczę 9d17h03m Zejście cienia II księżyca Jowisza (Europy) z tarczy pla­ planety. nety. 22d08h Złączenie Wenus z Neptunem w odl. 0,5°. 9d19h53m Początek zaćmienia III księżyca Jowisza (Ganimede- 22d17h46m Wejście I księżyca Jowisza (lo) na tarczę planety. sa) przez cień planety. 22d18h56m Cień I księżyca Jowisza (lo) wchodzi na tarczę planety. 10d Księżyc Saturna Tytan w maksymalnej elongacji zachodniej. 22d19h58m Zejście I księżyca Jowisza (lo) z tarczy planety. 11d03h Złączenie Jowisza z Księżycem w odl.4°. 23d17h32m Wejście II księżyca Jowisza (Europy) na tarczę planety. 12d00h Złączenie Saturna z Księżycem w odl.3°. 23d18h17m Koniec zaćmienia I księżyca Jowisza (lo) przez cień 14d18h30m Początek zakrycia I księżyca Jowisza (lo) przez tarczę planety. planety. 23d19h49m Cień II księżyca Jowisza (Europy) wchodzi na tarczę 14d20h14m Początek zakrycia II księżyca Jowisza (Europy) przez planety. tarczę planety. 23°20h03m Zejście II księżyca Jowisza (Europy) z tarczy planety. 15d01h Merkury w maksymalnej elongacji wschodniej od Słońca 25d17h12m Koniec zaćmienia II księżyca Jowisza (Europy) przez w odl.18°. cień planety. 15d17h00m Cień I księżyca Jowisza (lo) wchodzi na tarczę plane­ 26d Księżyc Saturna Tytan w maksymalnej elongacji zachodniej. ty- 27d18h09m Cień III księżyca Jowisza (Ganimedesa) wchodzi na 15d17h58m Zejście I księżyca Jowisza (lo) z tarczy planety. tarczę planety. 15d19h11m Zejście cienia I księżyca Jowisza (lo) z tarczy planety. 27d20h18m Zejście cienia III księżyca Jowisza (Ganimedesa) 16d16h21m Koniec zaćmienia I księżyca Jowisza (lo) przez cień z tarczy planety. planety. 29d19h46m Wejście I księżyca Jowisza (lo) na tarczę planety. 16d17h12m Cień II księżyca Jowisza (Europy) wchodzi na tarczę planety. UWAGA: Momenty wszystkich zjawisk podane są 16d17h18m Zejście II księżyca Jowisza (Europy) z tarczy planety. w czasie uniwersalnym UT (Greenwich). 16d18h53m Początek zakrycia III księżyca Jowisza (Ganimedesa) Aby otrzymać datę w obowiązującym w styczniu i lutym przez tarczę planety. w Polsce „czasie zimowym”, należy dodać 1 godzinę. 16d19h39m Zejście cienia II księżyca Jowisza (Europy) z tarczy planety. Opracował T. Ściężor

Rys. 12. Konfiguracja galileuszowych księżyców Jowisza Rys. 13. Konfiguracja pięciu najjaśniejszych księżyców Sa­ w lutym 2000 (I - lo, II - Europa, III - Ganimedes, IV - Calli- turna w lutym 2000 (III - Tethys, IV - Dione, V - Rhea, VI - sto). Przerwa w trasie księżyca oznacza przebywanie satelity Tytan, VIII - lapetus). Zachód na lewo od środkowego pasa w cieniu planety. Zachód na prawo od środkowego pasa (tar­ (tarczy planety), wschód na prawo. czy planety), wschód na lewo.

6/1999 U R A N IA - Po s t ę p y A s t r o n o m ii 287 KONKURS ICf© tak Mpisaf © Koperniku? Kto tak napisał o Mikołaju Koper­ 6. Po której stronie nieba należy szu­ 10. Protuberancje to: niku: . .czegokolwiek chwycił się ten kać Wenus i Merkurego po zacho­ a) gwiazdy zmienne pulsujące wielki człowiek, we wszystkim prawie dzie Słońca? b) wyskoki świecącej materii na Słoń­ zostawił piętno swego twórczego ro­ a) Nie można przewidzieć — mogą cu zumu..." być wszędzie c) zaburzenia w ruchu planet W uzyskaniu prawidłowej odpo­ b) nad wschodnim horyzontem wiedzi, czyli podaniu imienia i nazwi­ c) nad zachodnim horyzontem 11. Największy teleskop na świecie ska autora tej wypowiedzi, pomoże znajduje się: załączona tabelka. Należy odpowie­ 7. Odkrywcą pierwszych planet poza a) w Kalifornii dzieć na kolejne pytania, zaznaczając Układem Słonecznym, krążących b) na Hawajach prawidłowe odpowiedzi w rzędach wokół pulsara, jest polski astronom: c) na Kaukazie poziomych, a, b lub c. Właściwe lite­ a) Andrzej Woszczyk ry z tych kratek, czytane w kolejności b) Andrzej Woszczyna 12. W tym roku przypada 30. roczni­ od 1 do 12, złożą się na rozwiązanie. c) Aleksander Wolszczan ca: 1.Perły Baily’ego to: a) wystrzelenia pierwszego sputnika 8. Serce Karola to nazwa: Ziemi a) gromada gwiazd w Koronie Pn. a) planetoidy b) lotu pierwszego człowieka w ko­ b) ostatnie błyski promieni słonecz­ b) gwiazdy smosie nych przed całkowitym zaćmieniem c) mgławicy c) lądowania pierwszych ludzi na Słońca Księżycu c) formacja kilku kraterów księżyco­ 9. Okres obiegu Księżyca wokół Zie­ wych ułożonych wzdłuż jednej li­ mi, wynoszący 27 dni i 7 godzin, Wśród autorów prawidłowych od­ nii nazywa się miesiącem: powiedzi rozlosujemy nagrody książ­ kowe. 2. Łzy św. Wawrzyńca, to: a) gwiazdowym b) smoczym a) inna nazwa Plejad c) synodycznym Opr. Małgorzata Śróbka-Kubiak b) rój meteorów Perseidy c) planetoidy rodziny Jowisza

3. PSR to oznaczenie: a) pulsara b) katalogu gwiazd c) skrót łacińskiej nazwy gwiazdo­ zbioru Ryb

4. Rok Platona trwa: a) 11 lat b) 26000 lat c) 365 dni

5. Księżyc w I kwadrze widoczny jest: Rozwiązaniem krzyżówki z numeru 4/99 było hasło: ASTRONOMICZNE a) od południa do północy SUPERWYDARZENIE W EUROPIE. b) od północy do południa Nagrody książkowe wylosowali panowie: Andrzej Żuk z Olsztyna i Piotr c) całą noc Kezwoń z Jasienicy. Gratulujemy, książki prześlemy pocztą.

Ciekawe adresy internetowe...

http://sci.esa.int/first/ — jest to strona misji FIRST (The Far Infra-Red and Submillimetre Telescope) teleskopu mającego pracować w dalekiej podczerwieni i na falach submilimetrowych oraz obserwować narodziny gwiazd i galaktyk w bliższych i dalszych obszarach Wszechświata. Misja ma rozpocząć się w roku 2007.

http://uvisun.msfc.nasa.aov/UVI/current imaae.html — Aktualne zdjęcia zórz polarnych w świetle ultrafio­ letowym. tak jak widać je z pokładu amerykańskiego satelity POLAR. Bibliotek3 Główna UMK

288 300045106479 U R A N I A - p o s tęp y A s t r o n o m ii 6/I999 Trzy górne zdjęcia przedsta­ wiają kolejno planety: Jowisz, Saturn i Mars sfotografowane za pomocą teleskopu Casse- graina 200/3000 („Uniwersał”) z telekonwerterem i pierście­ niami w celu wydłużenia efek­ tywnej ogniskowej (ekspozy­ cje 1—2 s,,FujiColor Superia 200). Ich autorem jest Irene­ usz Jankowski z Siemianowic Śląskich. Zdjęcie obok wykonał Ma­ riusz Świętnicki ze Żręcina krótko przed zakryciem Satur­ na przez Księżyc w dniu 12 li­ stopada 1997. Użyty sprzęt: aparat w ognisku głównym Newtona 250/1520 mm (t = 1 s, Konica VX 400). Niżej prezentujemy plane­ ty Jowisz i Saturn sfotogra­ fowane teleskopem Subaru. Biblioteka Główna UMK

300045106479 Krab w promieniach X

Powyższy obraz pokazuje centralny pulsar Mgławicy Krlfe otoczony pierście­ niem wysokoenergetycznych cząsteczek, które dochodzą na zewnątrz dojo odle- ponad jednego roku świetlnego. Prostopadły do rścienia strumieńlień jest TO>ny$rzezmy«>rzez cząsteczki Wyrzucanewyrzucane z atmc^eryatmosfery pipulsE mśrednica wewnętrz- heP^ ierscienia jest 200 razy większa od średnic^na- szego Układu Słonecznego. Promienie X w Mgławicy Krab są produkowane przez wysokiej energii cząsteczł poruszające się spiralnie dookoła linii pola magnetycz nego. Dzwonowaty kształt MgłfWicy jest prawdoppBoc nie efektem wzajemnego oddziafywanja pola rhagne tycznego z otaczającymi ja [ chmuraThi gazu i pyłu. ' Obok artystyczna wizja Czandry na tle Mgławicy Kra' sfotografowanej teleskopem kosmicznym Hubble'a. Fot. NASA/CXC/SAO