URANI AM IESIĘCZNIK

POLSKIEGO TOW ARZYSTW A M IŁOŚNIKÓW ASTRONOMII

ROK XLI LIPIEC-SIERPIEŃ 1970 Nr 7 8

URANIAM I P Q I E P 7 N l l f p o l s k i e g o t o w a r z y s t w aI V l l L O I ^ U L l l l l V M I Ł O Ś N I K Ó W A S T R O N O M I I

R O K X L I L I P I E C - S I E R P I E Ń 1 9 7 0 H r 7 / 8

CZASOPISMO WYDAWANE Z ZASIŁKU POLSKIEJ AKADEMII NAUK. ZATWIER­DZONE PRZEZ MINISTERSTWO OŚWIA­TY DO UŻYTKU SZKÓŁ OGÓLNO­KSZTAŁCĄCYCH, ZAKŁADÓW KSZTAŁ­CENIA NAUCZYCIELI I TECHNIKÓW (DZ. URZ. MIN. OSW. NR 14 Z 1966 RO­KU, W-WA 5. 11. 66).

SPIS TREŚCI

W imię pokoju dla całej ludzko­ści.

Stefan Piotrowski — Nasze życie codzienne i Sputnik.

Stanisław Lubertowicz — Zorze polarne. Polskie obserw acje m iło- śnicze na tle teorii.

Stanisław Lubertowicz — Ludow e obserw ato ria astronom iczne i p la ­ne ta ria w Polsce.

Ernest Robson — Poezja i as tro ­nomia.

Kronika: W ypraw a Apollo 13 o k rok od ka tastro fy — M iędzynaro­dowe Tow arzystwo Planetologów — X III O lim piada A stronom iczna.

Obserwacje: O bserw acja jasnego bolidu (Jerzy Speil) — O bserw acja przejścia M erkurego przed Słońcem w dniu 9 m aja 1970 r. (Wojciech Sędzielowski).

Kronika historyczna: A stronom i­czna dysertacja ojca Lenina — 500- -rocznica M. K opern ika w e W ło­szech.

Nowości wydawniczeKalendarzyk astronomiczny.

P rzeb ieg w y p ra w y A p o llo 13 zn a ją ju ż C zy te ln icy z prasy, radia i te le w iz ji. B liższe szcze­gó ły p o d a jem y w n a sze j K ro ­n ice w opracow aniu dra A n ­d rze ja M arksa . A oto parę szczegółów na te m a t p rzy c zy n y a w arii w ed łu g k o m u n ik a tu P A P :

Z espó ł e k sp er tó w p rzy p u sz ­cza, że p rzyc zyn ą było o m y łk o ­w e w łą czen ie w czasie badań p rzed sta r to w ych napięcia 65 V za m ia s t 30 V do d w ó ch regu la ­torów usta la ją cych te m p e ra tu ­rę w zb io rn ika ch za sila jących ogn iw a p a liw o w e w tlen . S p o ­w odow a ło to u szko d zen ie te r ­m oregu la torów , w w y n ik u cze ­go w zrosła tem p era tu ra w zb io rn ika ch , co z ko le i sp o w o ­dow ało w zro s t c iśn ien ia i —

w o sta tec zn ym rezu ltac ie —

e k sp lo z ję zb io rn ika .W ko lu m n ie „ O bserw acje”

p o d a jem y p rzeb ieg obserw acji p rzejśc ia M erkurego p rzez ta r ­czę S łońca oraz ja snego b o li­d u — w y k o n a n e p rzez m iło śn i­kó w astronom ii. Z w ra ca m y ró w n ie ż u w agę na d w a in te re ­su jące a r ty k u ły w n a sze j K ro ­n ice h is to ryczn e j.

Pierw sza strona okładki: Z orza p o la r­n a obse rw o w an a n a A lasce.

Druga strona okładki: W ypraw a A pol- lo-12. C h a rle s C o n rad i A lan B ean (u dołu) ro z s ta w ia ją p rzy rz ąd y n a u k o ­w e n a po w ierzch n i K siężyca. P rz y ­czy n a p o w s ta n ia n a d ru g im zd jęciu au reo li w okół postac i a s tro n a u ty n ie je s t d o sta teczn ie w y jaśn io n a .

Trzecia strona okładki: P o m n ik M iko ła ja K o p ern ik a w W arn ie (B ułgaria) n a tle b u d y n k u now ego p la n e ta r iu m i o b se rw a to riu m astronom icznego im . K o p ern ik a , k tó re g o o tw arc ie n a s tą p iło w m a ju 1968 r.

Czwarta strona okładki: Z djęcie H im ala jów , d o k o n an e p rzez załogę s ta tk u Apollo-9.

194 U R A N I A

W IMIĘ POKOJU DLA CAŁEJ LUDZKOŚCI

7-8/1970

HERE M E N FROM THE PLANET EARTH FIRST SET FOOT UPO N THE M O O N

JULY 1969, A D WE C A M E IN PEACE FOR ALL M A N K IN D

tA ^~ ( yMICHAfl COlllNS (DWIN ( AlOftlN. it

ASIiONAUt ASTRONAUTASTtONAUI

Rok temu, w lipcu 1969 r., ludzie umieścili na Księżycu plakietę, którą powyżej reprodukujem y (tłumaczenie napisu: tutaj ludzie z planety Zie­mia po raz pierwszy stanęli na Księżycu; lipiec 1969; przybyliśmy w imię pokoju dla całej ludzkości). Dla upamiętnienia tego wydarzenia publiku­jemy kilka wypowiedzi członków załogi Apollo 11:

Człowiek zawsze szedł tam gdzie tylko mógł;... będzie poszerzał granice swego poznania bez względu na to jak daleko to go odsunie od ojczystej Ziemi.

Michael Collins

Siady stóp na Księżycu... należą nie tylko do załogi Apollo 11... Ponie­waż przybyliśmy w imię pokoju dla całej ludzkości, te ślady należą do wszystkich ludzi świata. Podobnie jak Księżyc oświetla każdy zakątek i wszystkich nań patrzących z wirującej Ziemi, tak korzyści płynące z eksploracji przestrzeni będą — mamy nadzieję — w równym stopniu i z jednakowym wpływem rozpościerać się na całą ludzkość.

Edwin Aldrin

Uświadomiłem sobie specyfikę dwoistości czasu — gwałtowne tempo wydarzeń charakteryzujące całe nasze życie oraz powolny lecz ważny pochód naprzód znamionujący starzenie się Wszechświata. Oba rodzaje czasu były widoczne: pierwszy — poprzez czynności w czasie lotu zapla­nowane i wykonywane z dokładnością ułam ka sekundy i drugi — wy­znaczony niezmiennością w ciągu historii ludzkości kamieni leżących wokół nas na Księżycu...

Człowiek musi zrozumieć swój wszechświat aby zrozumieć swoje przeznaczenie.

Neil Armstrong

STEFAN P IO T R O W S K I — W arszaw a

NASZE ŻYCIE CODZIENNE I SPUTNIK

Montaż stacji kosmicznej na orbicie okołoziemskiej, lot na Księżyc, pytanie kiedy człowiek wyląduje na Marsie, lub jakie warunki panują na tajemniczej planecie Wenus — oto fakty i zagadnienia z początków drugiego dziesiątka lat ery kosmi­cznej pasjonujące wszystkich. Ale wielu też z nas zapewne zadaje sobie pytanie, czy szlachetna pasja poznawcza, chęć przesunięcia naszych widnokręgów poza Ziemię, Księżyc i pla­nety uzasadnia olbrzymie nakłady finansowe na eksplorację kosmiczną i koncentrację pracy najzdolniejszych mózgów nad zagadnieniami jakże odległymi od naszego codziennego życia na Ziemi. A jednak te właśnie badania, badania kosmiczne, już zaczęły i będą w najbliższej przyszłości w sposób pośredni i bezpośredni rzutować na wiele dziedzin naszego życia, będą w coraz większym stopniu kształtować technologię jutra.

Historia daje dostateczną ilość przykładów, jak prowadzenie wojen wpływało na rozwój techniki; był to efektywnie, do ostatnich lat, najsilniejszy motor postępu. Obecnie, po raiz pier­wszy w historii coś innego niż problemy ataku i obrony staje się najważniejszym bodźcem postępu technicznego. Technologie rozwinięte dla pokojowych celów badania przestrzeni kosmi­cznej nie są specyficznie ograniczone do zastosowań kosmicz­nych, lecz owszem, stają się podstawowymi dla technicznego i ekonomicznego postępu ludzkości. Zasoby wiedzy i doświad­czeń, wśród nich te nabyte przy konstruowaniu sputników, zaczynają nabierać dla tworzenia dochodu narodowego znacze­nia nieporównanie większego, niż siła wód, skarby mineralne, dogodne porty — a więc czynniki, które do niedawna decydo­wały o bogactwie kraju — jest to jeszcze kwestią przyszłości, ale przyszłości bardzo niedalekiej.

Musimy sobie zdać sprawę, że żyjemy na początku epoki, w której możliwości stwarzane przez podbój przestrzeni kosmi­cznej narastają lawinowo: tempo rozwoju wiedzy i technologii ma charakter geometryczny. Może taki przykład uzmysłowi nam charakter zjawiska: wystarczyłoby w zasadzie 900 pokoleń, 900 ludzi, by objąć ostatnie 50 tysięcy lat istnienia ludzkości; w końcu, jest to niewielka grupa, która łatwo mogłaby się ze­brać w którejś z większych sal naszej stolicy. Z tych 900 ludzi 650 spędziło swoje życie w jaskiniach, albo w jeszcze mniej komfortowych miejscach zamieszkania; tylko ostatnich sześciu

7-8/1970 U R A N I A 195

widziało drukowane słowo, umiało m ierzyć ciepło i zimno. Ostatnich dwu używ ało motoru elektrycznego, a prawie w szy­stko, co stanowi dzisiejszą naszą cyw ilizację techniczną zostało w istotny sposób rozwinięte w czasie życia ostatniej, dziewięć- setnej osoby. Nie można wątpić, że dziewięćset pierwsze pokole­nie będzie w pełni korzystać z tych pośrednich i bezpośrednich efektów badań kosmicznych, które dziś dopiero w yłaniają się z za horyzontu. W ymienię przykładowo tylko trzy dziedziny, które zostały, można powiedzieć zrewolucjonizowane przez pojawie­nie się sputników. Są to meteorologia, łączność i nawigacja.

Jeszcze dziesięć lat temu profesor w ykład ający fizykę atmo­sfery w żm udny sposób przekonyw ał studentów, żę form acje chmur związane z cyklonam i mają kształt wirów. Ostatecznie nikt tego nie widział, a obraz taki w ytw arzał się tylko z analizy pomiarów czynników meteorologicznych zebranych z dużych obszarów Ziemi, i z reguły, dodajmy: niekompletnych. Dziś w idzim y na zdjęciach przekazyw anych nam z satelitów meteo­rologicznych pokryw ę chmur na Ziemi, możemy obserwować tworzenie się potężnych zawirowań i śledzić, jak tornada i cyk ­lony wędrują różnym i szlakami. M ożemy przewidzieć dokąd i w jakim czasie zajdą i przestrzec na czas ludzi i okręty przed niebezpieczeństwem. Dodajmy, że w dziedzinie prognozowania pogody przy pomocy obserwacji dokonywanych ze sztucznych satelitów zgodnie współpracują system y kosmiczne am erykań­ski i radziecki.

Satelity meteorologiczne mogą też być i w inny sposób w yko­rzystyw ane dla celów badania pogody: w w ielu, zwłaszcza trudno dostępnych miejscach na Ziemi można rozmieścić na­dajniki w ysyłające w autom atyczny sposób do sputnika infor­macje o danych meteorologicznych, sputnik> z kolei, dane te, zebrane z dużych obszarów globu przekaże do centrów meteo­rologicznych.

W ostatnio opisanym procesie przekazywania inform acji za pośrednictwem sztucznego satelity z jednego miejsca na dru­gie — z autom atycznej stacji meteorologicznej do centrum pro­gnoz — widać w yraźnie jaką rolę odgryw ają sztuczne satelity w zagadnieniach łączności. Satelity mianowicie pozwalają prze­syłać na duże odległości, poprzez zakrzyw ienie powierzchni Ziemi, ukierunkowane w iązki fal elektrom agnetycznych, nio­sących w sobie zakodowane wiadomości — mogą to być równie dobrze dane meteorologiczne, handlowe, finansowe, rozmowy, fotografie, jak wreszcie obrazy telew izyjne. Potrzeby przeno­szenia inform acji, potrzeby łącznościowe, narastają szybciej

niż wynosi przyrost ludności. Satelity są niezastąpione w za­dośćuczynieniu tym potrzebom: międzykontynentalne transmi­sje radiowe są niepewne na skutek zakłóceń atmosferycznych i jonosferycznych, podczas gdy transm isja via satelita jest nie­wrażliwa na warunki pogodowe i jonosferyczne: można na łącz­ności satelitarnej polegać. Można też z reguły polegać na kab­lach podmorskich, ale te z kolei nie są dostatecznie pojemne, w szczególności nie mają dostatecznej pojemności dla transm isji telewizyjnej. W końcu, wobec pięknych transm isji telewizyj­nych z ostatniej olimpiady w Meksyku, nikogo chyba nie trzeba specjalnie przekonywać o pożytku z satelitów łącznościowych.

Może mniej znanym faktem jest, że satelity łączności stw a­rzają ogromne możliwości w dziedzinie szkolenia, specjalnie dla krajów rozwijających się. Jest prawie pewne, iż wkrótce uda się uzyskać taką moc nadajnika satelitarnego, że będzie można odbierać programy telewizyjne nadawane z satelity wprost na odbiornikach telewizyjnych u abonenta — a nie, jak to np. miało miejsce w czasie olimpiady, za pośrednictwem stacji przekaźnikowych. W krajach takich jak Indie czy Brazy­lia, będzie można z jednego satelity tak zwanego stacjonarnego, to jest wiszącego nieruchomo nad jednym punktem równika, przekazywać lekcje czytania i pisania lub też wykłady z dzie­dziny higieny czy rolnictwa na cały kraj, rezygnując z tworze­nia drogich łącz dla przekazywania programów telewizyjnych w sposób konwencjonalny, dotychczasowy.

W połowie lat siedemdziesiątych m arynarka i lotnictwo będą przewoziły przeszło trzy razy więcej bagażu i pasażerów niż robią to dzisiaj. Będą to robiły szybciej i w szerszym zasięgu naszego globu ziemskiego. Bezpieczeństwo transportów zależy, jak wiemy, w znacznej mierze od tego, jak dobrze i jak prędko może statek, czy samolot określić swoją pozycję. Przy tym, o ile wystarczy jeśli okręt wyznaczy swoją pozycję co 3 czy 4 godziny, to naddź więkowy samolot właściwie powinien by móc określić swoje położenie co minutę. Już obecnie sygnały wysy­łane przez satelity o dobrze z góry obliczonych torach są uży­wane w celach nawigacyjnych. Ale dużo doskonalsze możliwo­ści dadzą nam z pewnością w niedalekiej przyszłości satelity, które zupełnie automatycznie ustalać będą pozycję okrętu czy samolotu na podstawie danych dostarczanych przez umiesz­czone na satelicie czujniki i urządzenia emitujące wiązki pro­mieniowania.

Pośrednie efekty rozwoju technologii kosmicznej są nie­zmiernie liczne. Zacznijmy od tego, że wystrzelenie sputnika

7-8/1970 U R A N I A 197

198 U R A N I A 7-8/1970

w ym aga rozwinięcia ogrom nych mocy, w ydatkow ania olbrzy­m ich ilości energii w bardzo szybkim tem pie. I tak , rak ieta Saturn V przy starcie rozw ija moc ponad 100 m ilionów konii, to jest w przybliżeniu moc około 3 m iliardów ludzi — a więc całej ludzkości. Łatw o sobie wyobrazić jaką w yrafinow aną technologią użytych m ateriałów jest uw arunkow ane bezpieczne w yzw olenie takich mocy. Zostały stw orzone specjalne nowe m etale, nowe sztuczne tw orzyw a w ytrzym ałe na wysokie tem ­peratu ry , lekkie, o szeregu niezw ykłych, cennych własności m echanicznych, k tórych pole zastosowań znacznie w ykracza poza wąski zakres zastosowań specjalnych.

W szystkie m ateria ły użyte w satelitach muszą być lekkie: każdy ekstra kilogram w yrzucony w przestrzeń kosmiczną powoduje wzrost o kilkadziesiąt kilogram ów ciężaru rak ie ty wynoszącej sputnik. Dla S atu rna V np. ten stosunek pomiędzy ciężarem użytecznym a ciężarem paliw a rak ie ty potrzebnym do uzyskania prędkości ucieczki z Ziemi, wynosi 1:65. Jasnym przeto jest, że w szystkie urządzenia na sztucznym satelicie, w szczególności źródła energii, muszą być przede w szystkim lekkie. To w łaśnie badania kosmiczne stw orzyły zapotrzebow a­nie na lekkie akum ulatory , lekkie ogniwa elektryczne i p rzy­czyniły się do nie m ającego precedensu rozw oju elektroniki opartej o sk rajn ie zm iniaturyzow ane podzespoły. Jeżeli dzisiaj możemy mieć lekką kieszonkową zapalniczkę elektryczną do papierosów, to to jest też pośredni efekt — choć może nie n a j­w ażniejszy — rozw oju techniki specjalnej.

Lepsze, trw alsze, w ym agające prostszej obsługi w ytw ory przem ysłu, w ydajniejsze usługi przedstaw iają już w tej chwili, zdaniem specjalistów , przeszło dw ukrotną w artość nakładu na badania kosmiczne. Być może zresztą, że nie dostrzegam y jeszcze, k tó re z możliwości technicznych pow stałych w zwią­zku z eksploracją przestrzeni kosmicznej zaważą najdonioślej na postępie ludzkości.

S T A N I S Ł A W L U B E R T O W 1 C Z — K r a k ó w

ZORZE POLARNEPolskie obserwacje m iłośnicze na tle teorii

W czasie pom iędzy zachodem a wschodem Słońca na kuli ziemskiej obserw ujem y na tle ciemnego* nieba trzy efekty św ietlne o charakterze periodycznym i w zasadzie nie dające się przewidzieć co do czasu i m iejsca w ystąpienia:

7-8/1970 U R A N I A 199

— światło zodiakalne— obłoki świecące— zorze polarneNa tym m iejscu zajm ować się będziem y przede wszystkim

trzecim z tych zjaw isk, niem niej o dw u pierw szych powiem y ogólnie.

Św iatło zodiakalne pojaw ia się po zachodzie Słońca nad ho ry ­zontem zachodnim i przed św item nad horyzontem wschodnim; w Polsce przed wschodem najczęściej ukazuje się w jesieni, po zachodzie — z wiosną. Jest to żółtawa, tró jk ą tn a poświata. Je j rozm iary wynoszą 15° do 20° łuku horyzontu i 50° do 60° w y­sokości łuku pionowego. Łączy się z tym zjawisko przeciw bla- sku w postaci eliptycznej plam y, świecącej bladym św iatłem po przeciw ległej stronie Słońca na niebie, około północy. Ma on kształt elipsy o w ym iarach osi 6° i 10°. Około dwie godziny przed św item przekształca się on w tró jk ą t zw any błędnym św iatłem zwierzyńcowym . Istn ieje tu ta j pew ien związek z bu ­rzam i m agnetycznym i, z rozbłyskam i na Słońcu oraz pojaw ia­niem się dużych m eteorów . Widmo ciągłe św iatła zodiakalnego jest bardzo podobne do w idm a słonecznego, zaś widm o przeciw - blasku do w idm a świecenia atm osfery.

Istn ieje wiele teorii św iatła zodiakalnego. W edług teorii p la­netarnych jest to chm ura pyłow a o kształcie dysku otaczająca Słońce i sięgająca daleko poza orbitę Ziemi, w teoriach atm o­sferycznych natom iast wiąże się ono z atm osferą ziemską.

W t e o r i i p l a n e t a r n e j uważa się, że grubość tego dysku wynosi około 30.000.000 km a sum a m asy cząstek w niej zaw artych jest 1.000.000.000 razy m niejsza od m asy Ziemi. Przeciw blask tłum aczy się okrążaniem po orbitach elip tycz­nych cząsteczek m aterii uwięzionych w punktach równowagi na orbicie Ziemi; uwięzienie to trw a pew ien czas.

T e o r i e a t m o s f e r y c z n e w iążą św iatło zodiakalne z atm osferą. Cząsteczki o m ałych prędkościach spadają w atm o­sferę po torach eliptycznych tw orząc egzosferę. W edług jednej z tych teorii ze zjonizowanej części m olekuł egzosfery form uje się pod w pływ em ciśnienia prom ieniow ania słonecznego rodzaj pierścienia, otaczającego Ziemię w dużej od niej odległości, w y­w ołując zjawisko św iatła zodiakalnego.

Jony bowiem tego pierścienia pochłaniając prom ieniow anie słoneczne w ultrafiolecie, em itu ją część energii w zakresie w i- dzielnym widma.

T e o r i a a t m o s f e r y c z n o - p l a n e t a r n a mówi o chm urze pyłow ej w kształcie soczewki, unoszącej się dokoła

200 U R A N I A 7-8/1970

Błońca, symetrycznie względem płaszczyzny ekliptyki. Przeciw- blask i błędne światło zodiakalne przypisuje ta teoria przedłu­żeniu atmosfery ziemskiej w formie zbliżonej do warkocza ko­mety, ciągnącego się za Ziemią w przestrzeni. Teoria ta dobrze godzi podobieństwo widma ciągłego światła zodiakalnego z wid­mem słonecznym, a widma przeciwblasku z widmem świecenia atmosfery.

Świecące obłoki nocne

Zjawisko to przypomina obłoki pierzaste typu ,,C irri”, z tym że są one rozciągnięte w długie i wąskie pasma o delikatnej strukturze. Po raz pierwszy zaobserwowano je w roku 1885 (Jesse); rok 1885 był bogaty w zjawiska wizualne, co łączono z wybuchem wulkanu Krakatau (27 V II I 1883).

Według J e s s e g o obłoki te unoszą się na wysokości 70 do 83 km nad Ziemią, stąd też mogą one świecić odbitym światłem słonecznym. Obłoki świecące pojawiały się też w latach: 1907— 1909, 1919, 1925—1926. Wykazują one korelację z aktywnością Słońca. Obłoki te przesuwają się ze wschodu na zachód z szyb­kością 100 m/sek, jakiej nie obserwuje się w niższych w arst­wach atmosferycznych.

Według L i n d e m a n a i D o b s o n a z Oksfordu obłoki te powstają z kropelek pary wodnej wyrzucanej w czasie wiel­kich wybuchów wulkanicznych na znaczne wysokości, gdzie kondensują się i krystalizują, odbijając promienie słoneczne.

Natomiast L. V e g a r d przypuszcza, że kryształki azotu zawartego w atmosferze fosforyzują w skutek pobudzenia ich przez promienie katodowe pochodzenia słonecznego.

W. J a r d e c k i z Belgradu podaje, że na wysokości 70 km mieszanina piorunująca 2 H2O2 ulega procesowi powolnego łą­czenia się gazów pod działaniem wysyłanych przez Słońce elek­tronów, po czym para wodna sublimuje kryształki, które odbi­jają światło słoneczne i świecą.

W ystępuje tu dobra zgodność z plamami słonecznymi:Maksimum plam słonecznych: 1882—85. 1904—09, 1915—20,

1926—27.Występowanie obłoków: 1885—91, 1907—09, 1917—20,

1925—26.Radziecki astronom W. A. B r o n s z t e n wysunął w 1950

roku hipotezę, że kondensacja następuje na drobnym pyle me­teorowym. Hipotezę tę potwierdził E. G. B o w e n z Australi wykazując, że świecące obłoki występują w największej ilości

w czasie obfitych rojów meteorowych. Odkrył również pewną zależność między obfitością deszczów i spadających meteorów.

J. A. C h w o s t i k o w w 1952 roku wysunął hipotezę, która tłumaczy powstawanie świecących obłoków nocnych tym, że w warstwie atmosfery leżącej na wysokości 79 do 84 km pręż­ność pary wodnej nasyconej jest mniejsza od ciśnienia atmo­sferycznego. Dzięki tem u możliwe jest na takich wysokościach kondensowanie się pary wodnej w krople i powstawanie k ry­ształków lodowych z których zbudowane są obłoki.

W świetle ostatnich badań hipotezy o czysto pyłowej budowie świecących obłoków nocnych wydają się mało prawdopodobne. Niemniej jednak obecność pyłu, szczególnie pochodzenia meteo­rowego w atmosferze ziemskiej odgrywa istotną rolę w proce­sie powstawania tych obłoków, bowiem kondensacja pary wod­nej następuje właśnie na cząstkach pyłu.

Zorze polarne

Istnieje wiele teorii powstawania zórz polarnych; scharak­teryzujem y tu taj pokrótce niektóre z nich.

T e o r i a w z b u d z a n i a z ó r z p o l a r n y c h p r z e z u l t r a f i o l e t o w e p r o m i e n i e S ł o ń c a . Według tej teorii zorze powstają w czasie wybuchów słonecznych, kiedy to ultrafioletowe promieniowanie jest szczególnie silne. Naj­ważniejszą jego właściwością jest to, że kw anty promieniowa­nia o dostatecznej energii jonizują i dysocjują atomy i cząstecz­ki gazów powietrznych, wzbudzając je jednocześnie, to znaczy przekazując im zapas energii, oddawany następnie przez nie w formie promieniowania. Cząsteczki atmosfery mogą wyko­nywać „skoki” rzędu 40.000 do 80.000 km podczas których zo­stają jonizowane przez ultrafioletowe promienie Słońca. W ru ­chu powrotnym ku Ziemi cząstki nie posuwają się po dowol­nych orbitach lecz wzduż linii sił ziemskiego pola magnetycz­nego ku obszarom polarnym. Na wysokości około 100 km czą­stki te oddają swą energię w postaci zórz polarnych. W polu magnetycznym tory ciężkich dodatnich jonów (cząstek powie­trza) i lekkich elektronów są różne, dzięki czemu zachodzi częściowe rozdzielenie ładunków; w atmosferze powstaje prąd elektryczny; dokoła tego prądu pojawia się pole magnetyczne, k tóre nakładając się na normalne, niezaburzone ziemskie pole magnetyczne, wywołuje gwałtowne jego zmiany, to jest burze magnetyczne. Teoria ta nie w yjaśnia jednak opóźnienia o około dobę po wybuchach na Słońcu zjawiska zórz polarnych i burz geomagnetycznych.

7-8/1970 U R A N I A 201

T e o r i a k o r p u s k u l a r n a s t r u m i e n i a j e d n o - i m i e n n e g o . G o I d s t e i n (1881) przyjmował, że Słońce wyrzuca z aktywnych obszarów — plam, pochodni, flokul i pro­tuberancji oprócz promieni widzialnych i niewidzialnych, u ltra­fioletowych i podczerwonych, strumień szybkich, elektrycznie naładowanych cząstek. Wysłane przez Słońce cząstki — korpu- skuły zbliżając się do Ziemi i wchodząc w jej pole magnetyczne odchylają się ku obszarom polarnym. Cząstki słoneczne przy zderzeniach z atomami i cząstkami powietrza wprowadzają je w stan wzbudzony w w yniku czego wypromieniowują one światło. Jakby z tego wynikało, zoirze polarne są bezpośrednio związane z korpuskularnym promieniowaniem Słońca. Sygnali­zują nam one, że naładowane i niosące energię słoneczne cząstki weszły do górnych warstw atmosfery ziemskiej i wywołały świecenie. Pole magnetyczne wytworzone przez strumień elek­trycznie naładowanych cząstek nakłada się na normalne nieza- burzone ziemskie pole magnetyczne, w wyniku czego powstają burze geomagnetyczne. Plamy słoneczne powstają najczęściej w pasie 5° do 30° na północ i na południe od równika słoneczne­go. Płaszczyzny orbity Ziemi i równika Słońca tworzą ze sobą kąt 7°. Ziemia przecina płaszczyznę równika słonecznego w dniach 4 czerwca i 6 grudnia, a w dniach 4 września i 6 marca znajduje się najdalej od tej płaszczyzny. Zorze polarne w ystę­pują dlatego właśnie najczęściej w marcu i we wrześniu, gdyż Ziemia znajduje się wtedy naprzeciw aktywnych obszarów Słońca. Teorię tę sprawdzał doświadczalnie Birkeland, a obli­czał matematycznie Strómmer.

Trudność która wyłania się przy przyjęciu tej teorii polega na tym, że dla zejścia cząstek do wysokości 100 km jest potrzeb­na szybkość rzędu 0,26 do 0,36 szybkości światła, zaś do wyso­kości 65 do 70 km 0,7 szybkości światła. W rzeczywistości szyb­kość tych cząstek wynosi zaledwie około 150 km/sek. Poza tym zarzuca się tej teorii, że gdyby była ona faktem, to z czasem Ziemia i Słońce naładowałyby się cząstkami o przeciwnych znakach.

T e o r i a k o r p u s k u l a r n a s t r u m i e n i a o b o j ę t ­n e g o . ( C h a p m a n , F e r r a r o , M a r t y n i A l f v e n ) Z aktywnych obszarów Słońca wyrywany jest — według tej teorii — obojętny strumień cząstek składający się ze zjonizowa- nych atomów i oderwanych elektronów. Taki obojętny elektry­cznie strumień nie będzie podlegał rozpraszaniu wskutek odpy­chania elektrostatycznego. Strumień biegnący ze średnią pręd­kością 1000 do 2000 km/sek jest zakrzywiany na skutek rotacji

202 U R A N I A 7-8/1970

7-8/1970 U R A N I A 203

Słońca. S trum ień ten dogania Ziemię od jej wieczornej strony (w czasie 15XIO7 : 2X 103 = 21 godzin). Taki strum ień po zbliże­n iu się do Ziemi zostanie zatrzym any w odległości k ilku pro­mieni; linie sił pola m agnetycznego będą ulegać zagęszczeniu — pow stanie burza geomagnetyczna. Linie sił dodatkowego pola m agnetycznego wywołanego przez p rąd rów nikow y są równo­ległe do osi ziemskiej, lecz skierow ane przeciw nie względem pola jednorodnego nam agnesowania Ziemi, dlatego nakładając się na stałe ziemskie pole m agnetyczne zm niejszają je, co powo­du je odchylenie się torów cząstek ku niższym szerokościom geograficznym, co tłum aczy w łaśnie powstawanie zórz polar­nych w tych rejonach.

H i p o t e z a w y ł a d o w a n i a w g a z i e . Złożoność i szybka zmienność form zórz polarnych sugeru je że cząstki słoneczne n ie w yw ołują bezpośrednio świecenia atm osfery, lecz że jes t ono efektem w yładow ania w gazie pod w pływ em elek­trycznych pól indukow anych przez aktyw ność Słońca. Przew i­dywał te fak ty już Łomonosow, a rozpracował w latach czter­dziestych bieżącego stulecia Alfven, rozw inął zaś Lebiediński. W yjaśnił on form y zórz polarnych zależnością od niejednorod­ności wyładowań w gazie: wyładow anie bowiem nie zachodzi w całym przew odniku, lecz w przebitym przez siebie kanale.

T e o r i a c i c h e g o w y ł a d o w a n i a — jedna z najnow ­szych — trak tu je zorzę polarną jako zjawisko świetlącego w y­ładow ania, k tóre pow staje pod w pływ em działania pól e lek try ­cznych w ytw orzonych na skutek ruchów („w iatrów ”) zjonizo- w anych strum ieni pow ietrza w ziemskim polu m agnetycznym .

T e o r i a w y m i a n y ł a d u n k u ( S z k ł o w s k i 1 9 5 1 ) zakłada w ym ianę ładunku między słonecznymi protonam i a atom am i i cząsteczkam i atm osfery ziemskiej. Proces ten pole­ga na tym , że przy w zajem nym oddziaływaniu słonecznego protonu i atom ów obojętnego azotu atm osfery ziemskiej odby­wa się m iędzy nimi w ym iana elektronów . W w yniku w ym iany ładunku proton zm ienia się na obojętny atom wodoru, zacho­w ując swoją olbrzym ią energię kinetyczną, dzięki czemu po­w sta je możliwość głębszego przenikania protonów w atm o­sferę ziemską. W w yniku w ym iany ładunków tw orzy się czą­steczka azotu N 2 + w stanie wzbudzonym . P ro ton w czasie swej drogi ku atm osferze może około 100 razy zmieniać się na atom wodoru i znów jonizować się: każdem u jego zderzeniu z cząste­czką azotu tow arzyszy prom ieniow anie.

N o w a t e o r i a s t r u m i e n i a o b o j ę t n e g o , opraco­w ana przez B e n n e t a i H u l b e r t ’ a zakłada, że strum ień

mający dostateczną energię do wytworzenia zorzy polarnej bę­dzie się ogniskował wtedy, kiedy gęstość cząstek przestrzeni międzyplanetarnej będzie nie mniejsza niż określona wartością 10 cząstek na 1 cm3, a prędkość strumienia będzie rzędu 100.000 km/sek. Dane doświadczalne wskazujące na istnienie takich prędkości cząstek w pobliżu sfery zórz polarnych uzyskali w 1954 r. w czasie prób z rakietam i Van Allen, Gottlieb i Mere­dith.

T e o r i a p a s ó w p r o m i e n i o w a n i a . Dzięki sztucz­nym satelitom udało się stwierdzić, że otaczające Ziemię pasy promieniowania m ają dwie strefy — wewnętrzną od około 500 km do 5.000 km i zewnętrzną do około 90.000 km. Obecnie stwierdzono, że pochodzące z tych pasów cząstki naładowane wywołują powstawanie zorzy polarnej. Przy obserwacjach za pomocą satelitów nie ograniczano się do badania samej zorzy, obserwowano także pasy radiacyjne: przyrządy umieszczone na satelicie „Injum III” wykazały bezpośrednią zależność pomiędzy ulewami elektronów a zorzą. Nie wiadomo jeszcze, w jaki sposób elektrony, pochodzące przecież ze Słońca, nabywają tak olbrzy­miej energii, jaką m ają w zorzy.

Przedstawione powyżej teorie świecenia nieba nocnego a zórz polarnych w szczególności obrazują w zasadzie stan wiedzy w tym przedmiocie sprzed kilku lat. Od tego czasu zaistniały dwa zespoły faktów mających zasadnicze znaczenie między innymi dla teorii przedmiotu:

Pierwszy — to Międzynarodowy Rok Geofizyczny 1957/1958, którego wyniki są rozpracowywane do dziś i częściowo wydane za granicą. Drugi, to przeszło 12 lat tak zwanej „ery kosmicz­nej”, podczas których wypuszczono w atmosferę ziemską i poza nią kilkaset obiektów z aparaturą naukową. W obu zespołach faktów pewne ich grupy poświęcone były wprost badaniom zórz polarnych. I tak — Jan Gadomski relacjonuje w Uranii, że w czasie trw ania Międzynarodowego Roku Geofizycznego w y­konano milion obserwacji zórz polarnych. Wyszły one drukiem w formie 15 prac wypełniając dwunaste sprawozdanie M.R.G. opublikowane przez Narodową Akademię Nauk w Waszyng­tonie.

Stąd też podaję szereg teorii zórz polarnych równolegle, bez krytycznego ustosunkowania się do nich.

Niemniej jednak zależność występowania zjawiska zorzy po­larnej od aktywności Słońca — jako przyjętą przez wszystkie teorie — należy uważać za udowodnioną. Za udowodnioną należy również uważać zależność pomiędzy zorzami polarnymi a wy-

204 U R A N I A 7-8/1970

7-8/1970 U R A N I A 205

stępującymi burzami geomagnetycznymi. Po ogólnym omówie­niu teorii zórz polarnych należy jeszcze podać parę szczegółów o samym zjawisku.

W y s o k o ś ć p o w s t a w a n i a z ó r z p o l a r n y c h :Zorze polarne występują najczęściej na wysokości 100 do 140

km nad Ziemią, nie niżej jednak niż 80 km, ale także aż 800— 1000 km. Większość zórz polarnych koncentruje się na wysoko­ści 100—110 km nad Ziemią. Ta warstwa atmosfery zwana jono- sferą dzieli się na szereg warstw jak następuje:

D — 65 — 90 km E — 95 —• 110 km Fi — 160 — 200 km F2 — 250 — 1000 km

Widzimy z 'tego, że odpowiedzialną za powstawanie zórz jest przede wszystkim w arstw a E.

W warstwie E występują elektrony, jony C>2 + i pobudzone atomy tlenu. Te ostatnie oraz cząsteczki atomu świecą, dając między innymi zjawisko zórz polarnych. Tem peratura tej war­stwy jest oceniana na 500°K (około +220°C).

A n a l i z a s p e k t r a l n a .W widmie zorzy polarnej występują szczególnie wybitnie:

jasna linia zielona o długości fali 0,5577 mikrona, dwie linie czerwone 0,6300 i 0,6364 mikrona oraz szereg pasm. Wszystkie te linie są wywołane przez atomy tlenu, resztę zaś widma sta­nowią linie atomów i pasma cząsteczek azotu.

F o r m y z ó r z p o l a r n y c h .Zorze polarne przyjm ują najrozmaitsze formy jak na przy­

kład: spokojnie łuny, pulsujące łuki, firanki, draperie, słupy, promienie. Zorze polarne przybierają barwy: zielonkawe, sreb­rne, złote, białoniebieskie, czerwone. Zorze zielonkawe i białe świecą najniżej nad Ziemią, zaś czerwone — sięgają aż egzo- sfery.

R o z k ł a d g e o g r a f i c z n y w y s t ę p o w a n i a z ó r z p o l a r n y c h .

Zorze polarne występują w zasadzie w strefach podbieguno­wych i prawie nigdy nie przekraczają 35° szerokości pół­nocnej i analogicznie południowej. Pas największych częstości występowania zórz polarnych przebiega w pobliżu 67° szeroko­ści geomagnetycznej to jest w pierścieniu 23° od bieguna geo­magnetycznego ziemskiego (nie geograficznego). Na podstawie obserwacji wyznaczono tak zwane izochazmy to jest linie łączą-

206 U R A N I A 7-8/1970

ce punkty powierzchni Ziemi o jednakowej ilości zórz polarnych w roku. Od izochazmy biegnącej po pierścieniu zbliżonym do 87° szerokości geomagnetycznej północnej, a określającej liczbę zórz w roku na około 140, ilość obserwowanych zórz maleje w kierunku bieguna — dochodząc do około 60, zaś w kierunku równika — dochodząc koło 35° szerokości do 0.

Polska leży między izochazmą 0,1 a 10 (Kraków: 0,1— 1, Poz­nań, Warszawa, Lublin 1—5 oraiz Gdańsk 5—10).

Żarzenia zorzowe wykazują wyraźną tendencję do powtarza­nia się w odstępach 27 dniowych, tak jak to się obserwuje w wy­padku występowania burz geomagnetycznych z którymi zorze są ściśle związane.

P r z y r z ą d y d o b a d a n i a z ó r z p o l a r n y c h .— kamera filmowa z 16 mm taśmą, skierowana obiektywem

do dołu na wypukłe zwierciadło, które daje obraz całego nieba i umożliwia prowadzienie jego ciągłej obserwacji,

— spektrograf rozszczepiający światło zorzy,— radio (zakłócenia fal radiowych),— radar, lokalizujący zorze polarne także w czasie dnia,— obserwacje wizualne z dwu różnych punktów kuli ziem-

sikej — na tle gwiazd,— igła magnetyczna, (gdy zjawisko zorzy rozgrywa się

w zenicie towarzyszy mu stan silnego wzburzenia igły magne­tycznej),

— rakiety kosmiczne,— sztuczne satelity Ziemi wyposażone w odpowiednie przy­

rządy.Doświadczenie obrazujące powstawanie zórz polarnych

w strefach biegunowych wykonał Birkeland. Polega ono na ustawieniu namagnesowanej kuli żelaza w atmosferze rozrze­dzonego gazu i skierowania na nią strumienia cząstek elek­trycznych. Skupiają się one koło biegunów kuli jako smugi, stożki, wstęgi i draperie światła.

Należy tu także wspomnieć, że w Angli istnieje Sekcja Zórz Polarnych Brytyjskiego Towarzystwa Astronomicznego, która posiada bardzo wielki dorobek obserwacyjny.' Należy dodać, że o ile na południu Anglii występuje tylko 1—5 zórz w roku, to w północnej Szkocji liczba zórz obserwowana w niektórych latach sięga 50.

C z ę s t o ś ć w y s t ę p o w a n i a w i e l k i c h z ó r z p o ­l a r n y c h związana jest niewątpliwie z 11 letnim cyklem aktywności słonecznej, o czym możemy wnioskować na podsta-

7-8/1970 U R A N I A 207

wie znanych zależności między wielkimi plamami na Słońcu, rozbłyskami i silnymi burzami geomagnetycznymi.

Jan M ergentaler w monografii „Słońce” (1958) pisze: ,,Wiemy0 wpływie plam słonecznych na różne zjawiska w atmosferze1 biosferze ziemskiej. Zorze polarne, burze magnetyczne, za­kłócenia w odbiorze radiowym, zmiany klimatyczne, wpływ na przyrost drzew czy na ilość zachorowań u ludzi i zwierząt na choroby epidemiczne” — są wynikiem działalności Słońca.

Przechodząc do zagadnienia postawionego w podtytule po­wiemy teraz o m i ł o ś n i c z y c h o b s e r w a c j a c h z ó r z p o l a r n y c h , które znalazły swe odzwierciedlenie w czaso­piśmie Urania na przestrzeni la t jego wychodzenia. Ale zanim powiemy o nich — nieco h i s t o r i i obserwacji zórz polarnych. I tak: Zorzę polarną obserwował 1 stycznia 745 r. w Anglii nie­znany świadek, na którego powołuje się Simeon Durhan w swej kronice.

28 października 979 roku sam Simeon Durhan obserwował zorzę, która była widoczna nad całą Anglią. 29 listopada 1177 roku Gerwazy z Canterburry — Anglia — również obserwował zorzę. Następnie zorzę obserwował w 1366 roku John z Reading, 14 i 15 listopada 1574 roku John Stow, 5 marca 1716 Edmund Hailey, 17 lutego 1773 James Cook — po raz pierwszy jako zo­rzę południową na 57° szerokości geograficznej południowej, w czasiie swej podróży morskiej, 3 marca 1831 roku — John Biscoe, również zorzę południową pod 65° szerokości południo­wej, następnie 24 października 1870 Thomas Paulin — miłośnik astronomii, oraz w latach 1870—1872 bardzo wielu obserwato­rów w różnych punktach kuli ziemskiej.

Zbadajmy zależność tych obserwacji od maksimów aktywno­ści Słońca:

Maximum aktywności lata: 748, 979, 1178, 1365, 1574, 1716, 1769, 1830, 1870.

Zorze polarne lata: 745, 979, 1177, 1366, 1574, 1716,1773, 1831, 1870.

Nazwę zorzy polarnej nadał Celsjusz (wg źródeł zachodnich) i Łomonosow (wg źródeł rosyjskich).

Ogólnie biorąc w „Uranii” w ciągu prawie 50 lat jej wydawa­nia 50-krotnie pisano o zorzach polarnych, w tym kilka artyku­łów i notatek dotyczy teorii zórz polarnych (Kosibowa 1956, .1957, Ryzner 1950, Gadomski 1962, Kuchowicz 1964) zaś kilka­dziesiąt jest relacjami z obserwacji zórz. I tak Edward Stenz relacjonuje o obserwacjach zorzy w K arpatach wschodnich,

208 U R A N I A 7-8/1970

w Czarnohorze w dniach 22 VIII i 30 VIII 1924 r. jednak sam przypuszcza, że były to zjawiska zmrokowe a nie zorze polarne, chociaż istnieje tutaj zależność z lokalnym maksimum plam słonecznych.

Pasiak — członek TMA z Nałęczowa komunikuje w obser­wacjach zórz zmrokowych, promienistych pod Siedlcami, przy czym uważa, że zjawisko to w pewnych miesiącach występuje stale (1925): Smosarski relacjonuje obserwację zorzy polarnej w Polsce 29 października 1904 roku. Polak — Arctowski obser­wował zorzę polarną 19 lipca 1904 roku w Belgii.

W roku 1926 pięciokrotnie obserwowano w Polsce zorzę po­larną, relacjonuje o tym Edward Stenz, naówczas pracownik stacji meteorologicznej w Nowym Porcie w Gdańsku. Zorze, wystąpiły w dniach 26 I, 5 III, 14 IX, 15 X oraz 1 VII lecz w tym ostatnim przypadku były to raczej świecące obłoki nocne.

Potem w latach 1927— 1935 nie znajdujemy żadnych wzmia­nek o zorzach polarnych w czasopiśmie „Urania”.

Następne relacje pochodzą z lat 1937—1939. I tak: 3 0 IX 1937 r. wystąpiła zorza polarna na Wileńszczyźnie w godzinach 2044 do 2300, obserwował ją W. Dziewulski.

25 stycznia 1938 roku wystąpiła bardzo silnie zorza polarna obserwowana w całej Polsce jak również w Austrii, na Wę­grzech, w Grecji, w Bolonii, we Włoszech, w Gibraltarze (36° szerokości płn.) w Rio de Oro (28° szerokości płn.) oraz w Ame­ryce Południowej. W Polsce mamy relację i opisy jej z Kaspro­wego Wierchu, Helu, Lubomiru, Mikułowa i innych. Relacje o niej posiadamy od Edwarda Stenza, Władysława Tęczy, Eu­geniusza Rybki i innych. Sam przeżyłem tę zorzę jako — w le­gendzie ludowej — zapowiedź wojny i klęsk — co chyba przy­padkowo -się spełniło. Zorza ta wystąpiła prawdopodobnie — wnioskując z jej barwy — na wysokości 95 do 900 km nad Ziemią. Efekty świetlne w różnych miejscach kuli ziemskiej były różne. Otworzyła ona cykl zórz polarnych obserwowanych potem 17 II 1938, 11 V 1938 i 27 IX 1938.

Zorze te obserwowane były przez Pagaczewskiego, Rybkę, Stenza i innych. Ale na tym nie skończyła się seria zórz polar­nych, następne obserwowano: 17 IV, 2 4 IV 1939 ze stacji na Lubomirze (W. Tęcza), 15 IX 1939 w Oslo, gdzie wystąpiła zorza błękitna (Eugeniusz Rybka) (podobna zorza obserwowana była 23 III 1920 r). Zorze te były okazją do przypomnienia, że w roku 1908— 17 i 29 IX obserwowano zorzę w Krzesku pod Siedlcami (Aleksander Pasiak).

7-8/1970 U R A N I A 209

W czasie II wojny światowej zorze wystąpiły w Polsce 25 IV 1940 r. i 18 IX 1941 — w Wilnie, 19 IX 1941 w Warszawie (W. Dziewulski).

Po wojnie marny relację o zorzach które wystąpiły 26 VII 1946 (obserwowane z Puszczykowa koło Kłodzka, Maizur), 18 X 1948 — Kraków — Przegorzały (K. Kordylewski), 25 I 1949 — Kraków — Przegorzały i Kasprowy Wierch, (J. Gadomski), 28 X 1951 r. w Dębicy, Górsku koło Torunia, Ostrowcu Święto­krzyskim (Maksymowicz i inni).

Nowa seria obserwacji zórz polarnych rozpoczęła się 14X1 1956 obserwacją w Puszczykowie pod Poznaniem (B. Falkiewicz) 30 VI 1957 Łódź (Z. Kieńć), 41X 1958 Jaworzno (M. Kłusak), 4/5 1X 1958 Hel (W. Czyszek), 3/4 1X 1959 Gdańsk-Oliwa (L. Wohlfeil), 24 1 1957 Skała pow. Olkusz (Lubertowicz), 28 X 1961 — Kolbuszowa (wzmianka w „Dzienniku Polskim”).

Widzimy, że miłośnicze obserwacje zórz polarnych miały miejsce w następujących latach 1904, 1908, 1924, 1926, 1937, 1938, 1939, 1940, 1941, 1946, 1947, 1948, 1949, 1951, 1956, 1957, 1958 i 1960.

Obserwacje te wykazują dobrą zgodność z okresami aktyw­ności słonecznej. Jak wiadomo bowiem, maksima plam słone­cznych wystąpiły w latach 1905, 1916, 1927, 1937, 1947 i 1958.

Dodam, że zrobiła na mnie duże wrażenie osobiście obserwo­wana zorza polarna na drodze z Olkusza do Krakowa w dniu 24 stycznia 1957 roku, gdzie sceneria wapiennych ścian Ju ry Krakowsko-Częstochowskiej, lasów iglastych, pokrywy śnież­nej i kolorowo świecącego nieba — była sama w sobie legendą, zapamiętaną na całe życie. Obserwacja ta nie doczekała się jed­nak opublikowania (bez winy autora).

Innym zjawiskiem była burza geomagnetyczna obserwowana przeze mnie w Beskidzie Wyspowym w dniu 30 czerwca 1957 roku, w korelacji z występującą w tym dniu w Polsce zorzą polarną (w Łodzi) i lokalnym, wyraźnym maksimum plam sło­necznych. I to zjawisko — nie doczekało się publikacji, również bez winy autora.

Należy wreszcie wspomnieć o zjawisku zorzy polarnej obser­wowanej w Polsce w dniu 8 III 1970 r., która to zorza dała wła­śnie asumpt do niniejszej publikacji.

W n i o s k i :— Jak już wspomniano, nie jest znana jedyna i ostateczna

teoria zórz polarnych.— Związek występowania zórz polarnych z burzami geoma­

gnetycznymi oraz aktywnością Słońca należy uważać za udo-

210 U R A N I A 7-8/1970

wodniony. Wynika z tego rozkład geograficzny, obraz spektral­ny i okresowość występowania tego zjawiska.

— Miłośnicze obserwacje zórz polarnych (a za takie uznano te które zostały opublikowane w „Uranii” niezależnie od tego, czy dokonywali ich amatorzy czy fachowcy — astronomowie) wykazują dobrą zgodność z powyższymi zależnościami.

— Dotychczas uważa się, że wystąpienie zórz, polarnych można przewidzieć tylko najogólniej co do kilku lat i niektó­rych miesięcy w danym miejscu Ziemi. Opiera się to między innymi na prawie statystycznym.

— Wiele ciekawego światła na istotę zórz polarnych może rzucić ich badanie w porze dziennej przy pomocy radaru, już od lat zresztą prowadzone.

— Trzy zjawiska świtlne nocne są związane z trzema zasad­niczymi warstwami atmosfery ziemskiej: świecące obłoki nocne ze stratosferą, zorze polarne z jonosferą zaś światło zodiakal­ne — prawdopodobnie z egzosferą.

S T A N I S Ł A W L U B E R T O W I C Z — K r a k ó w

LUDOWE OBSERWATORIA ASTRONOMICZNE I PLANETARIA W POLSCE *)

Najwyższa władza Polskiego Towarzystwa Miłośników Astro­nomii — Walny Zjazd — obradujący w Krakowie w dniu 19 kwietnia 1964 roku podjął uchwałę o wybudowaniu w Pol­sce co najmniej pięciu ludowych obserwatoriów i planetariów do roku 1973 — w którym razem z całą ludzkością obchodzić będziemy 500 rocznicę urodzin Mikołaja Kopernika !) — wiel­kiego Polaka, twórcy nowoczesnej astronomii i patrona naszego Towarzystwa.

Od tej pory minęło sześć lat, a więc dwie trzecie okresu przeznaczonego na realizację tego zamierzenia. Warto więc przyjrzeć się temu, co w tym okresie zrobiono i co jeszcze pozostaje do zrobienia.

Otóż historycznie rzecz biorąc — w dniu 13 czerwca 1965 roku Zarząd Główny PTMA powołał Komisję do spraw Budo-

*) Fragm ent wypowiedzi inż. Stanisława Lubertowicza, Sekretarza Zarządu Głównego PTMA i Przewodniczącego Głównej Komisji LOAiP na Konferencji Prezesów Oddziałów PTMA w Planetarium Śląskim w Chorzowie, w dniu 25 m aja 1970 roku.

wy Ludowych Obserwatoriów Astronomicznych d Planetariów pod przewodnictwem mgra inż. arch. Edwarda S z e 1 i g i e- w i c z a 2), który ją zorganizował i prowadził do dnia 14 grud­nia 1968 roku, poczem przekazał dalsze jej prowadzenie inż. arch. Stanisławowi L u b e r ł o w i c z o w i , sam jednak bio­rąc czynny udział w jej pracach aż do chwili swej śmierci w dniu 25 września 1969 roiku.

Akcja budowy ludowych obserwatoriów astronomicznych i planetariów jest włączona w całokształt przygotowań do obchodów kopernikańskich w Polsce w roku 1973 i jest jedną z form uczczenia 500 lecia urodzin Mikołaja Kopernika.

Ogólnopolski Komitet Frontu Jedności Narodu na posiedze­niu Plenum w dniu 4 czerwicą 1968 roku podjął uchwałę „'0 obchodach 500 rocznicy urodzin Mikołaja Kopernika”, powo^ łując jednocześnie Komitet Honorowy i Komitet Przygotowa­wczy tych obchodów, w którym zasiadają również przedstawi­ciele PTMA w osobach Doc. Dr Józefa S a ł a b u n a — Prezesa Zarządu Głównego oraz Prof, dr Eugeniusza R y b k i — Prze­wodniczącego Komisji Naukowej PTMA 3) 4). Komisja do spraw LOAiP w swej pracy często powołuje się na wyżej wymienioną Uchwałę OK FJN i współpracuje z terenowymi komitetami kopernikańskimi w różnych rejonach Kraju.

Obecny stan realizacji inicjatywy zmierzającej do utworzenia LOAiP w Polsce przedstawia się następująco:5)

1. K R A K Ó W — a) W latach 1964— 1968 wzniesiono w Niepołomicach zamiejską stację obserwacyjną, składającą się z dobrze wyposażonego w instrum enty obserwacyjne pawilonu, zlokalizowanego na terenie Szkoły Podstawowej Nr. 1. Drugi pawilon jest obecnie w budowie (stan surowy zamknięty). Stacja ta jest oddana bezpłatnie w użytkowanie PTMA za zgodą władz oświatowych (teren szkolny) na podstawie umowy dzierżawnej z Prezydium MRN w Niepołomicach. W stacji tej odbywają się letnie turnusy szkoleniowo-obserwacyjne, orga­nizowane przez Zarząd Główny i Zarząd Oddziału Krakowskie­go PTMA. Jest wniosek o nadanie tej stacji imienia zmarłego jej współtwórcy i gorliwego orędownika, zasłużonego' członka PTMA: mgra inż. Edwarda S z e l i g i e w i c z a 2).

b) W Krakowie, w Domu K ultury „Pod Baranami” przy Rynku Głównym funkcjonuje jedyne — jak dotychczas — w Polsce, małe planetarium Zeiss’owskie, własność Domu Kul­tury — obsługiwane przez PTMA i cieszące się dużą frekfencją.

c) Od sześciu lat toczą się starania PTMA o przejęcie od miasta poaustriacklego, zabytkowego fortu na Krzemionkach

7-8/1970 U R A N I A 211

w Dzielnicy Podgórze — w celu adaptacja go na LOAiP oraz siedzibę PTMA i towarzystw o pokrewnym profilu. Jest to piętrowa rotunda o średnicy 40 m, z okrągłym dziedzińcem o średnicy 10 m — sposobnym na pomieszczenie planetaryj- ne, — wznosząca się na wzgórzu w centrum miasta, około 35 m nad poziomem Wisły, z odsłoniętym horyzontem południowym. Władze miejskie przejawiają w tym zakresie przychylność do inicjatywy PTMA i jedynie trudność w wykwaterowaniu za­mieszkujących ten obiekt — jeszcze kilkunastu rodzin,, stoi na przeszkodzie realizacji tego projektu.

d) W roku 1968 zrodziła się inicjatywa Komitetu Obchodów Kopernikańskich w Myślenicach — zbudowania na Górze Chełm (645 m npm.) — w tym Mieście — górskiej stacji astro­nomicznej, nawiązującej do tradycji zburzonej przez niemie­ckich bandytów w czasie II wojny światowej — stacji astro­nomicznej, (istniejącej w sąsiedztwie na górze Lubomir, w któ­rej to stacji Orkisz i Wilk odkryli „polskie komety”. Stacja ta byłaby częścią zagospodarowania Góry Chełm, w skład którego wchodziłyby: schronisko turystyczne, pawilon gastro­nomiczny, wyciąg krzesełkowy turystyczny i zalew na Rabie u stóp góry. Inwestorem jest PTTK — oddział Myślenice. Projekt koncepcyjny ii założenia techniczno-ekoinomiczne są już gotowe, a dalsza realizacja ma ustalony harmonogram. Stacja ta będzie wzniesiona przy udziale krakowskiego oddziału PTMA, na którego terenie działania jest zlokalizowana.

2. CZĘSTOCHOWA — w dniu 25 maja 1969 roku dokonano w czasie dorocznego zjazdu prezesów oddziałów PTMA otw ar­cia ludowego obserwatorium astronomicznego w Parku Sta­szica. Jest to wieża obserwacyjna wzniesiona po I wojnie światowej przez miłośników astronomii, w czasie II wojny światowej zniszczona, a odbudowana w latach sześćdziesiątych, głównie dzięki staraniom i pracy Prezesa Oddziału Doc. dr inż. Romana Janiczka, V-Prezesa Zarządu Głównego i członka Ko­misji! LOAIP. Stacja jest oddana bezpłatnie w użytkowanie PTMA na podstawie umowy dzierżawnej z Prezydium MRN w Częstochowie. Stacja nie jest jeszcze w pełni zaopatrzona w odpowiedni sprzęt obserwacyjny.6)

3. SZCZECINEK — staraniem Adama Giedrysa, sekretarza miejscowego oddziału PTMA, a krawca z zawodu, adaptowano górną kondygnację budynku mieszkalnego przy ulicy Kościu­szki n r 10 na obserwatorium astronomiczne, pracownie i lokal oddziału. Lokal ten jesit oddany bezpłatnie w użytkowanie PTMA przez Prezydium PRN i MRN w Szczeciinku — aktem

212 U R A N I A 7-8/1970

przekazania iz roku 1959. Stacja ta jest miejscem corocznych seminariów astronomicznych dla młodzieży, z których materia­ły są później publikowane. Obecnie p. Giedrys czyni starania0 wzbogacenie obiektu w nowoczesny sprzęt obserwacyjny, a nawet o aparaturę planetaryjną.

4. WROCŁAW — posiada w parku na Wzgórzu Partyzantów budynek piętrowy z wieżą obserwacyjną, salą klubową, biblio­teką i lokalem oddziału. Obiekt ten jest -oddany bezpłatnie w użytkowanie PTMA na podstawie umowy dzierżawnej przez Prezydium Dzielnicowej Rady Narodowej Wrocław — Stare Miasto — w roku 1959. We Wrocławiu istnieje zdemontowana1 nieczynna aparatura plametairyjna, której wyremontowanie i uruchomienie powinno być pierwszoplanowym zadaniem wrocławskiego oddziału PTMA. Byłaby to druga miłośnicza aparatura planetaryjna w Polsce.

5. OPOLE — Młodzieżowy Dom K ultury przy ulicy Strzel­ców Bytomskich n r 1 — mieści wieżę obserwacyjną wraz z tarasem oraz pokój oddziału PTMA. Lokal ten jest oddany bezpłatnie w użytkowanie PTMA na podstawie porozumienia z kierownictwem MDK. Oddział w Opolu czynii starania o zlo­kalizowanie w ramach zagospodarowania perspektywicznego planu miejskiego — na wyspie Bolko na Odrze — pełnoza- kresowego, dużego ludowego obserwatorium astronomicznego i planetarium.

6. FROMBORK — miejsce i cel operacji harcerskiej „1001- -Frombork”, w ramach której młodzież drużyn harcerskich ze szkół zawodowych z całej Polski odbudowywuje w czynie społecznym zabytki i rozbudowywuj e miasteczko — posiada skromny punkt obserwacyjny z lokallem PTMA w tak zwanej Wieży Wodnej. Lokal ten jest oddany bezpłatnie w użytkowa­nie PTMA na podstawie decyzji Konserwatora WRN w Olszty­nie i Prezydium MRN we Fromborku. Frombork ma ambicje posiadania w przyszłości własnego planetarium, po czemu — jako miasto bardzo ściśle związane z tradycją kopernikańską i cel wycieczek masowych i jako punkt na projektowanym „szlaku kopernikańskim” — ma bezsprzecznie i ty tu ł i walory. Wspólne zabiegi PTMA i ZHP mogą w tym względzie przy­nieść pożądane rezultaty.

7. POZNAŃ — posiada dostrzegalnię w Parku Kasprzaka — użytkowaną na podstawie zezwolenia władz miejskich i kie­rownictwa Parku. Jednak Oddział PTMA myśli o budowie dużego Obiektu LOAiP w Parku na terenach dawnej cy-

7-8/1970 U R A N I A 213

taideli. Istnieje już 'opracowany pełny projekt wstępny obiek­tu, lecz brak inwestora utrudnia na razie realizację zamie­rzenia.

Trzeba stwierdzić, iż pomimo tego, że PTMA posiada w chwili obecnej 7 obiektów astronomicznych, żaden z nich nie spełnia zamierzenia podjętej w 1964 roku akcji, gdyż nie jest pełno- zafcresowym obserwatorium i planetarium. Po realizacji pro­jektów mogłyby się stać takimi obiekty w Krakowie na Krze­mionkach, we Wrocławiu, Opolu, Poznaniu i Fromborku oraz Szczecinku, ale stopień zaawansowania starań i zasoby środków stojących do dyspozycji na ten cel — nie wskazują na to, by któryś z tych obiektów stanął przed rokiem 1973. Dlatego na razie zadawalamy się tym co mamy,, odnotowując jako efekt sześciu lat akcji — obiekty w Niepołomicach k. Krakowa, Szcze- cinku, Częstochowie, Gpolu i Fromborku.

A teraz należy jeszcze przytoczyć dane o zamierzonych bu­dowach LOAiP w innych miastach Polski.

8. GDANSK-GDYNIA — W arunki konkursu architekto­nicznego ogłoszonego przez SARP — Oddział Wybrzeże w ro­ku 1969 na zagospodarowanie Kamiennej Góry w Gdyni, prze­widywały jako jeden z trzech elementów ludowe obserwato­rium astronomiczne i planetarium. W drugiej fazie konkursu (zamkniętej) wpłynęło osiem prac projektowych, z pośród któ­rych wytypowano I nagrodę 1 przewidziano do realizacji. Obiekt jest wstawiony do planu perspektywicznego rozbudowy miasta Gdyni a realizację zagospodarowania Kamiennej Góry zaczęto od budowy restauracji — gdyż zawsze gastronomia ma pierwszeństwo przed astronomią, chociażby dlatego, że znajduje więcej odbiorców na codzień. Niemniej, należy się liczyć z tym, że obiekt ten z czasem stanie, gdyż jest potrzebny nie tylko społeczeństwu i PTMA, ale 'także uczniom szkól morskich, zlokalizowanych na wybrzeżu gdańskim. Trzeba stwierdzić że SARP — Oddział Wybrzeże organizując konkurs na projekt LOAiP — dobrze przysłużył się sprawie budowy LOAiP w Polsce.

9. TORUŃ — przysłowiowe już miasto Mikołaja Kopernika ma się wzbogacić o pełnozakresowy obiekt LOAiP, zlokalizo­wany w Panku Miejskim na wysokim brzegu Wisły na Byd­goskim Przedmieściu. Projekt wstępny jest gotowy a oddział PTMA czyni starania o rozpoczęcie realizacji, niemniej brak konkretnego inwestora i środków finansowych uniemożliwia na razie nawet wykonanie następnej fazy projektowania — projektu technicznego. Pewne nadzieje łączy się tu z zamierzo-

214 U R A N I A 7-8/1970

7-8/1970 U R A N I A 215

nym przez Właidtze Państwowe uczynieniem z Torunia ośrodka obchodów kopemikańskich w Polsce, a tym samym z wya­sygnowaniem dużych kwot na inwestycje jubileuszowe w tym mieście. Najbliższe lata pokażą, czy te rachuby spełnią się i dadzą szansę również zamierzonej budowie LOAiP w Toru­niu.7)

10. CIEPLICE ŚLĄSKIE ZDRÓJ — oddział jeleniogórski stara się o realizację LOAiP, pełnozakresowego lecz nieco mniejszego aniżeli w Poznaniu czy Toruniu. Lokalizację obiek­tu ustalono na terenie Szkoły Podstawowej w Cieplicach, za zgodą i poparciem Władz miejskich i powiatowych. Niemniej sprawa nie wkroczyła jeszcze naw et we wstępną fazę realiza­cji — to jest opracowanie założeń techniczno-ekonomicznych. Przeszkodą jest oczywiście — jak wszędzie — brak inwestora z otwartym kontem.

11. OSTROWIEC ŚWIĘTOKRZYSKI — trzecie co do wiel­kości miasto województwa kieleckiego z ambitnym oddziałem PTMA pragnie, zrealizować własne obserwatorium, którego projekt wstępny jest już -w opracowaniu w Kielcach. Z uwagi na nieduży koszt i przychylność władz lokalnych sprawa przedstawia się pozytywnie.

12. ŁÓDŹ — w latach 1965—67 czyniono tuitaj zabiegi o bu­dowę LOAiP, zaawansowano nawet projekt obiektu, potem jednak nastąpiła stagnacja w biegu sprawy. Ostatnio dają się zauważyć oznaki pewnego ożywienia inicjatywy w tym zakre­sie, rokując nadzieję na podjęcie konkretnych prac w zakresie budowy LOAiP.

13. PUŁAWY — inicjatywa adaptacji starej wieży wodnej na ludowe obserwatorium astronomiczne natrafiła na przeszko­dy i na razie należy ją uważać za mało realną.

14. BIELSKO BIAŁA — Co prawda nie istnieje tutaj oddział PTMA, ale za to cała młodzież Liceum Ogólnokształcącego im. Mikołaja Kopernika należy do Szkolnego Kółka Astronomi­cznego. Dyrekcja Liceum chcąc jeszcze bardziej związać mło­dzież i społeczeństwo najmniejszego z polskich miast stutysię­cznych — z Mikołajem Kopernikiem, wysunęła propozycję adaptacji pomieszczeń strychowych i tarasu koło wieżyczki na gmachu na dostrzegalnię astronomiczną. Starania o reali­zację zamierzenia są w toku.

15. KIELCE — Z pracy dyplomowej studenta Politechniki Śląskiej — Janusza Grychowskiego — zrodziła się inicjatywa

216 U R A N I A 7-8/1970

budowy LOAiP w Kielcach. Obiekt zlokalizowano na Wzgórzu 327 m npm w północno-wschodnim sektorze miasta. Projekt koncepcyjny opracowano w 1969 roku i przekazano Władzom Miejskim. Inicjatywa spotkała się ze zrozumieniem czynników lokalnych. Realizuje ją — w braku oddziału PTMA — kielecki oddział Polskiego Towarzystwa Astronautycznego pod prze­wodnictwem mgra iinż. Stanisława Czareńskiego, zresztą wielo­letniego członka PTMA.0) Również ambicją piszącego te słowa jest, aby obiekt ten powstał w jego rodzinnym mieście i aby przewyższył splendorem inne obiekty tego typu nie tylko w kraju, lecz i za granicą.

Ten pospieszny przegląd inicjatyw już zrealizowanych, realizowanych, i mających być zrealizowanymi — pozwala wyrobić sobie pogląd na rozmieszczenie LOAiP w Polsce w przyszłości. Otóż wokół największego tego typu obiektu — profesjonalnego Obserwatorium Astronomicznego i Planetarium Śląskiego w Parku K ultury i Wypoczynku w Chorzowie, po­wstaną obiekty duże, pełnozakresowe w Kielcach, Toruniu,- Gdyni, Wrocławiu, Poznaniu, Krakowie, Cieplicach Śląskich Zdroju, może także w Opolu, Fromborku, Łodzi i Szczecinku. Kolejność wymienienia tych miast jest w pewnym sensie próbą sformułowania wniosku na tem at kolejności realizacji inicjatyw wg aktualnego zaawansowania starań.

Ponadto będą istnieć stacje astronomiczne i dostrzegalnie PTMA w Ostrowcu Świętokrzyskim, Częstochowie, Niepołomi­cach, Myślenicach (górskie), Szczecinku, Bielsku Białej, a per­spektywicznie — chyba przy każdym oddziale PTMA, co uzu­pełni skutecznie Obserwacje prowadzone przez kilka profe­sjonalnych obserwatoriów w Polsce, rozmieszczonych nierów­nomiernie na terenie kraju 9).

Aby te zamierzenia stały się realne, muszą zaistnieć co naj­mniej dwa podstawowe warunki:

— inicjatywa i żmudna, codzienna praca kolektywu zain­teresowanego realizacją obiektu w każdym ośrodku,

— mecenas, który wyasygnuje fundusze na budowę a potem prowadzenie obiektu.

Wyrażamy pogląd, że zajdzie tu także zjawisko odwrotne: nie tylko budowa LOAiP oddziała pozytywnie na rangę 'obcho­dów kopemijkańskich w Polsce, ale także te wielkie uroczysto­ści, zaplanowane na rok 1973 — wpłyną dodatnio na zaintere­sowania społeczeństwa i Władz astronomią i codziennymi po­stulatam i jej miłośników — aktualnych i przyszłych.

7-8/1970 U R A N I A 217

Literatura:

1. Tadeusz Grzesio — Przygotowania do obchodów 500 rocznicy uro­dzin Mikołaja Kopernika, Urania 9/1967

2. Maciej Mazur — Edward Szeligiewicz nie żyje, Urania 11/19693. OK FJN — Aktualne problemy pracy polityczno-wychowawczej

FJN, Warszawa 4 czerwca 1968 r.4. Uchwała OK FJN o obchodach 500 rocznicy urodzin Mikołaja Ko­

pernika — skład Komitetu Honorowego i Komitetu Przygotowawczego Urania 3/1969

5. Akta Zarządu Głównego PTMA — dotyczące akcji budowy LOAiP w Polsce (do użytku wewnętrzenego)

6. Fotografia obserwatorium w Częstochowie — Urania 2/19707. Fotografia makiety LOAiP w Toruniu — Urania 2/19698. Fotografie makiety LOAiP w Kielcach — Urania 1/19709. Obserwatoria astronomiczne w Polsce — Urania 8/1960

ERNEST ROBSON — Parker Ford (Pennsylvania, USA)

POEZJA I ASTRONOMIA *

Mówiąc o wpływie wiedzy astronomicznej na sztukę poetycką i o prze­kazie tej wiedzy przez poezję, należy zdawać sobie sprawę z tego, że do czytelnika poezji wszelka informacja może dotrzeć tylko poprzez to, co stworzone zostanie przez poetów. Pojawia się więc pytanie: co daje poecie wiedza astronomiczna. A w ślad za nim następne: co określa, co jest szczególne i niepowtarzalne dla poezji, jakie czynniki i elementy są wspólne dla poezji i astronomii?

Poezja jest sztuką, której wyjątkowość tkwi w tym, że tworzy ze słów najbardziej trafny, najbardziej dobitny obraz wizualny. Obraz ten zawiera jakiś ładunek informacji, a zasięg wiedzy, która za jego pośrednictwem może być przekazana wydaje się nieogarniony. Drugim szczególnym ele­mentem charakteryzującym przekaz informacji przez poezję jest niezwy­kłość jej akustycznych form, muzyka poezji. Trzecim elementem poezji wydaje się uniwersalność jej wizualnych lub akustycznych obrazów, za­kres identyfikacji, siła uogólniania. Jako czwarty element można wymie­nić siłę subiektywnych doznań wywołanych przez poezję, ich walor dra- m atye ,iy. I wreszczcie piątym elementem poezji jest wielkość, wybitność jej kontekstu, przy czym przez kontekst należy zrozumieć treść poetycką.

Istnieją co najmniej trzy rodzaje informacji astronomicznej współ­brzmiącej z informacją poetycką. Po pierwsze, pod względem zasięgu astronomia jest najbardziej uniwersalną z nauk, jej makrokosmiczny zakres stanowi granicę naszej wiedzy o Wszechświecie. To wydaje się być stosownym materiałem dla najlepszej poezji. W astronomii tkwią siły pobudzające wyobraźnię poety: makroświaty wymykające się możli­wościom poznawczym człowieka, przypadkowość w kosmosie (wodór i obłoki pyłowe), nieprzewidywalność wybuchów nowych, pojawianie się

* Skrót p re lekcji wygłoszonej podczas I Kongresu M iędzynarodowej Unii Miło­śników Astronom ii w Bolonii w kw ietniu 1969 roku. Pełny tek s t angielskiego oryginału jest opublikow any w l.U .A .A . — Proceedings of the first General Assem bly, Cremona, 1970 (patrz om ówienie w Nowościach Wydawniczych). Tłum a­czyła Jan ina W i c h o w a.

218 U R A N I A 7-8/1970

komet i spadki bolidów, pięćdziesięcio procentowa niepewność w odle­głościach pozagalaktycznych, niemierzalność ekstremalnych gęstości, tem­peratur i innych wielkości fizycznych w kosmosie. Po drugie, tym co łączy poezję z astronomią, to olśniewający obraz nocnego nieba. Jasności, barwy, niezliczone zmiany różnych kształtów i form to potencjalne boga­ctwo skojarzeń, którymi karmi się poezja. Informacja zawarta w sferze niebieskiej wielokrotnie przewyższa tę, którą jest w stanie wchłonąć obserwator nieba. Tu właśnie należy szukać źródeł amatorskiej astro­nomii, to do niej przyciąga. I wreszcie po trzecie, będące obecnie w uży­ciu amatorów teleskopy o aperturze od 25 do 30 cm zwiększają liczbę szczegółów widocznych na nocnym niebie około 3500 razy. Na nocnym nie­bie przy dobrej widoczności można okiem nieuzbrojonym zobaczyć około 4000 gwiazd. Przy powiększeniu 3500-krotnym daje to ponad 10 milionów gwiazd. Astronomia jest jedną z niewielu nauk, która jest w stanie do tego stopnia zwielokrotnić wizualną informację.

Autor niniejszego opracowania nie jest odosobniony w dostrzeganiu sił imaginacyjnych tkwiących w kosmologii. Dr Hannes A l f v e n — fizyk plazmy i astronomka dr Aina E l v i u s w pracy O kosmologii (Science, May 23, 1969) stwierdzają: „Większość fizyków jest zgodna, że powinny być jednakowe ilości dwóch rodzajów... (zwykłej materii i anty­materii). Na poparcie tego punktu widzenia nie ma argumentów rozstrzy­gających, a te które są, opierają się na rozważaniach filozoficznych lub estetycznych doznaniach. Ale w dyskusjach kosmologicznych do większo­ści ludzi te właśnie argumenty przemawiają silniej niż zwykłe, fizyczne.”

Poeta Walt W h i t m a n podziela te uczucia w swoich wierszach „Na plaży nocą, samotny” i „Na plaży nocą”. Tutaj nie „symetryczna kosmologia” równowagi materia contra antymateria, lecz „coś, co może trwać dłużej niż lśniący Jowisz” jest tematem wiersza. Kontynuując ten temat poeta mówi:

A vast similitude interclocks all,All spheres, grown, ungrown, small,Large, suns, moons, planets,All distances of place...All distances of time...All identities that have existed Or may exist on this globe...This vast similitude spans them...And shall forever span themAnd compactly hold and enclose them.

(Bezmierne podobieństwo wszystkich sprzężeń — Wszystkie sfery, ros­nące, nie rosnące, małe, — Duże, słońca, księżyce, planety, — Wszystkie przestrzenie miejsca... Wszystkie przestrzenie czasu... Wszystko co istnia­ło — Lub może istnieć na Ziemi... Wszystko ta bezmierność podobieństw obejmuje — Na zawsze obejmuje i zamyka)*

Zdajemy sobie sprawę z tego, jak ograniczona jest nasza wiedza teraz w XX stuleciu, toteż nie może być zaskoczeniem fakt, że w ciągu wieków, poprzedzających nasz czas rozwoju nauk ścisłych, poeta uważany był za uczonego, znawcę przyrody. Tytus Lukrecjusz C a r u s podał model ato-

* Wszystkie cytowane w tekście wiersze lub fragmenty wierszy, przy których nie będzie odsyłaczy, przełożone są przez tłumacza niniejszego artykułu. Dodać należy, że tłumacz kierował się kryterium jak najwierniejszego oddania treści i nie pretenduje do tłumaczenia poetyckiego.

7-8/1970 U R A N I A 219

mu, który 1700 lat później został przyjęty i potwierdzony przez chemików początku XIX stulecia. Jeszcze bardziej zadziwić muszą oparte na intuicji, jego przeświadczenia o istnieniu prawa zachowania masy, jego interpre­tacje natury światła, wreszcie połączenie mechanizmu i przypadkowości w jego modelu wszechświata.

Regularność ruchów ciał niebieskich, ich izolacja i pozorna niezależność w przestrzeni, jak też cykliczność obrotów, podnieca dociekliwość nauko­wą wszystkich przodujących kultur. Reakcje na mechaniczny charakter kosmologii są różnorakie. Niektórych poetów wydaje się zdumiewać har­monia kosmologii. W związku z tym K e a t s napisał:

„Jasna gwiazdo, czy i ja jestem tak niewzruszony jak twoja sztuka”... M arianna M o o r e urzeczona precyzją cykli kosmicznych daje temu wyraz w utworze pt. „Czterokwarcowe, kryształowe zegary”, w którym poetka usprawiedliwia jak gdyby nasze podporządkowanie, naszą ule­głość wobec zegarów kosmicznych.

Również S z e k s p i r sławi podporządkowanie się naszego świata re­gułom ruchu w kosmosie. Mówi (co można uznać za wyraz jego reakcyj­nych poglądów politycznych), że ustawy królewskie, królewskie „prawo i ład” określone są przez prawa niebieskie.

Toć niebo samo, planety i ziemia Pilnują wiernie pierwszeństwa porządku,Stopnia i miary, służby, kształtu, pory I nieodmiennej w biegu swoim drogi;Dlatego słońce, ten jasny planeta,Na szczytnym tronie wyżej innych siadło,By jasnym okiem złych planet wpływ leczyć I bez oporu wśród gwiazd złych i dobrych Swe panowanie rozciągać królewskie.Lecz gdy planety grzeszą mieszaniną W nieład popadną, jak potworne klęski!Wokoło bunty; tu ziemia się trzęsie,Tam ryczy morze, tu szaleją wiatry;Groza i klęski burzą i druzgoczą Małżeński pokój i jedność państw świętą.Gdy się podstawy chwieje stopniowanie,Które do wielkich czynów' jest drabiną,Marnieją wszystkie ludzkie przedsięwzięcia.*

Jednym z najwspanialszych poematów oddających rozpacz i lęk czło­wieka wobec mechaniki wszechświata jest utwór Roberta C l a i r e m o n t pt. „Wszystko się obraca” :

„ T h e W h e e l — Go — R o u n d ”I went into a sort of houseAnd watched some sorts of wheels go round,They were the hugest kinds of wheels And made a pleasant sort of sound.

It was a gaily lighted place With many windows near the top The wheels kept going round and round It didn’t seem they’d ever stop.

* „Troilus 1 K resylda” , ak t I scena 3 sJowa Ulissesa, tlum . Leona U l r i c h a .

220 U R A N I A 7 - 8/1970

It was the strangest sort of house A ll fu ll of numbers set in glass And thoughtful men all dresses in blue And shining dials and things of brass.

I walked up to a m an in blue I stoped the m an in blue and said,W hat makes the shining wheels go round?

» The fellow shook his snowy head.W hat makes the shining wheels go round?I asked the oldest m an in blue He took a piece of chalk he had And wrote a number bright and new.

He brought a little book he had He took the book and in it read,W hat makes the shining wheels go round?The wheelgorounding one is dead.

The wheelgorounding one is dead?I took the little book and Oh I found myself a ll dressed in blue A nd as I looked my hair turned snow.

(Wszedłem do niby-domu patrzyłem na koła, co się obracały, to były wielkie, największe koła i przyjemny wydawały dźwięk. To było miejsce wesołe i jasne i okien było pod pułapem wiele, koła obracały się i obracały, myślałem: nigdy nie staną. To był najdziwniejszy, bardzo dziwny dom, pełen był liczb wpisanych w szkło i ludzi, w ubiorach niebieskich, zadu­manych i tarcz błyszczących i rzeczy z mosiądzu. Podszedłem do m ęż­czyzny w niebieskim odzieniu, zatrzymałem mężczyznę w odzieniu nie­bieskim, spytałem co sprawia, że lśniące obracają się koła? Uczynił ruch przeczący swoją śnieżną głową. Co sprawia, że lśniące obracają się koła zapytałem najstarszego mężczyznę w niebieskim, a on wziął w rękę kredę białą, wypisał liczbę lśniącą, jasną, nową. I przyniósł książkę taką jakąś m ałą, do oczu podniósł i czytał z niej co sprawia, że lśniące obracają się koła? Jedno z obracających się kół jest martwe. Czy jedno z obra­cających się kół um arło? Ja wziąłem m ałą książeczkę i och — siebie ujrzałem w niebieskości i patrzyłem, jak moje włosy stają się śniegiem..)

Mechanika kosmosu, strach przed którą tak mocno przenika ten poemat, jest o wiele bardziej skomplikowana n iż sądzi poeta. Więcej tajemnicy tkw i w naszej niewiedzy o mechanice wszechświata niż wyobraża to sobie la ik i więcej n iż m ów ią o tym publikacje astronomów.

Inny poeta — Morris B i s h o p — wypowiada się na temat praw idło­wości w nauce o kosmosie w sposób jednoznacznie negatywny, buntuje się przeciw nauce, zajm uje postawę anty naukową:

E = m c 2W hat was our trust, we trust not,

W hat was our faith, we doubt;Whether we must or not

We may debate about.The soul, perhaps, is a gust of gas

And wrong is a form of right —But we know that Energy equals Mass

By the square of the Speed of Light.W hat we have known, we know not,

7 - 8/1970 U R A N I A 221

W hat we have proved, abjure.Life is a tangled bowknot,

But one thing still is sure.v Come, little lad; come, little lass,

Your docile creed recite:„We know that Energy equals Mass

By the Square of the Speed of L ight”.

(E=m c2. Czemuśmy ufa li — temu nie ufamy, co było naszą w iarą — temu nie w ierzymy; o tym co musimy, albo nie musimy, o tym trzeba mówić. Dusza, być może, jest podmuchem gazu, zła jest, być może, forma — a być może, dobra. A le to wiemy, że Energia równa się Masie pomnożonej przez kwadrat Prędkości Światła. Cośmy wiedzieli — tego ju ż nie wiemy, cośmy udowodnili — to jest zaprzeczone. Życie jest węzłem, skłębionym, splątanym i jedno tylko twierdzenie jest pewne. Przyjdź mały chłopcze, przyjdź dzieweczko m ała i daj nam ufnej twej wyznanie w iary: „Wierzymy, że Energia równa jest Masie pomnożonej przez kwadrat Prędkości Św iatła”)

Zdum iewa idea tego wiersza, wyrażająca się w przekonaniu, że w świe- cie subiektywnym „w iara” i „ufność” jest bardziej potrzebna i stanowi pewniejsze oparcie niż niezaprzeczalne prawo naukowe. E = m c2 będąc ważnym równaniem w pracach z fizyki jądrowej i astrofizyki nie jest for­m u łą raz na zawsze zabezpieczoną przed modyfikacjam i, które mogłyby wyniknąć z nowych badań, nowych pomiarów. A le nasza wiedza o krw a­wych wojnach religijnych, o prześladowaniach rasowych czy wojnach krzyżowych podejmowanych w im ię „w iary” i „ufności”, w im ię „walki dobrego ze złem”, nie podtrzymuje entuzjazmu Bishop’a dla subiektywnej pewności. Nasza ku ltura woła o nową jedność, o jedność nauki i światów subiektywnych na podstawie przyznania jednakowej wartości każdemu z tych czynników.

Adrienne Cecile R i c h w swoim wierszu „Na złączenie dwóch planet” tak przedstawia subiektywne możliwości naszej ograniczonej inform acji kosm icznej:

Uśmiechamy się do nadziei astrologów I niebo zostawiamy rzeczoznawcom nieba Którzy nie opierają się na horoskopach Ale mozolnie poszerzają swoją wiedzę W matematycznych debatach Uzbrojeni w klisze fotograficzne.

A jednak protestuj przeciw temu jeśli chcesz.W jakim ś zakamarku twojej świadomości Pozostał człowiek średniowiecza To on nastawia zegar według gwiazd To on wyciąga cię z domu w noc I każe wypatrywać światła anagram.

Wszystko co jest zapisem i co jest prawem W ynika ze zw iązku tych dwu.To Wenus i Jowisz utrzym ują nas w strachu nabożnym Czy każde światło które pada Na nasze z ciemności uniesione twarze Jest znakiem czegoś czemu można ufać.

222 U R A N I A 7-8/1970

Czy w każdym polu gwiezdnym Widzimy to właśnie Co zobaczyć chcemy W rozpłomienionej tej ikonografii?

Gdy A. C. Rich stwierdza, że Wenus i Jowisz „w nabożnym trzymają nas lęku”, wyraża tym swój podziw dla wspaniałego zjawiska, jakim jest nocne niebo. Jasność, barwa, różnorodność układów, nieosiągalność i nie­ogarniona odległość zapładniają wyobraźnię, melancholia miesza się z zachwytem nad tym ponadziemskim pięknem.

Nasze pogodzenie się z niewiedzą w dziedzinie „pól gwiezdnych” stało się tematem utworu Roberta F r o s t a pt. „Płomień i lód”. Poeta zapytał Harlowa S h a p l e y a „jak będzie wyglądał koniec świata?” Sędziwy astronom poczytuje sobie za zasługę, że jego odpowiedź stała się tematem wiersza:

Some say the world will end in fire Some in ice.From what I’ve tasted of desire I favor those who favor fire.But if I had to perish twice,I think I know enough of hate To say that for destruction ice Is also great And would suffice.

(Niektórzy mówią, ze świat skończy się w ogniu, inni mówią, że w lo­dach. Gdy ja myślę o przeznaczeniu, tych wolę, co wybierają ogień A gdybym miał dwa razy ginąć, sądzę, że dość jest we mnie nienawiści żebym zawołał — burzący lód jest równie wielki i również daje mi zadośćuczynienie).

Liczne fragmenty poezji czerpane z jej 2000-letniego dorobku wska­zują jak astronomia, z czającą się w jej kosmicznych wymiarach tajem­nicą, z . widowiskowym czarem nocnego nieba, zawsze była źródłem fan­tazji, natchnieniem i podnietą poetyckiej wyobraźni. To właśnie blask jej obrazów, wszechobecność jej zjawisk, sprawia, że dwa spośród pięciu uprzednio wymienionych elementów, składających się na poetycki sposób wyrazu, wiążą się z astronomią. Trzy pozostałe nieodłączne elementy poezji — niepowtarzalność, unikalność melodii języka, intensywność, siła identyfikacji treści — są subiektywne i w rozważaniach lingwistycznych nie są związane z astronomią.

Wkład astronomii do poezji jest szczególnie ciekawy. Oczywiście zdol­ność przyswojenia informacji dostarczonych danemu układowi jest ogra­niczona. Tutaj my jesteśmy tym określonym układem, a stąd nieuniknie- nie do wyobraźni poetyckiej wkrada się niewiedza. Pragniemy czuć się w kosmosie jak w domu, ale zdajemy sobie sprawę jak ograniczona jest nasza umiejętność zapisu i kodyfikacji jego zjawisk. A jednak większość poetów posiadała pewien zasób pojęć o Wszechświecie. Potrafiła sobie wyobrazić przynajmniej powierzchownie jakiś model kosmosu. Model ten najczęściej kojarzy się z odczuciami poety dotyczącymi całokształtu ist­nienia. Właśnie dlatego tematy astronomiczne w poezji są w jakimś stopniu wskaźnikami określającymi stosunek poety do świata, jego filozofię.

Kończąc pragnę podsumować następującym wnioskiem. Zdolność wi­zualnej percepcji wielu zjawisk, a jednocześnie niedostępność poznania

7-8/1970 U R A N I A 223

w y d arzeń m akrokosm icznych , ta k ja k p iękno i złożoność w szechśw ia ta , n a d a ją w iedzy astro n o m iczn e j p o ten c ja ł poetycki. To w p ew nym s to p n iu tłu m aczy , a ca łkow ic ie się zgadza z cy tow anym i w cześn iej s tw ie rd zen iam i d r H. A lfv en a i d r A. E lvins.

KRONIKA

Wyprawa Apollo 13 o krok od katastrofy

W y p raw a A pollo 13 m ia ła się s tać n a jo w o cn ie jszą pod w zg lędem n a u k o ­w ym załogow ą w y p ra w ą n a K siężyc. N a sk u tek je d n a k g roźnej a w a rii członu rak ie tow ego s ta tk u , zakończy ła się o n a n iepow odzen iem i jak o o dużym szczęściu m ożna m ów ić, że je j uczestn icy w ró c ili żyw i i ca li n a Z iem ię.

Jed y n y z rea lizow any w czasie w y p raw y ek sp e ry m en t n au k o w y s ta ­n ow ił sp ad ek n a K siężyc w d n iu 15 k w ie tn ia o 2h 9 m 4 6 s (czasu środkow o­eu ropejsk iego ) o s ta tn iego członu ra k ie ty nośnej S a tu rn 5 (o nazw ie S4B) w p lan o w an y m re jo n ie od leg łym o 175 k m od k ra te ru F ra M auro , czyli zam ierzonego ląd o w isk a w ypraw y . W yw ołało to w strzą s tak i, ja k w ybuch około 10 000 kg d y n am itu , k tó ry zosta ł p raw d o p o d o b n ie z a re je s tro w a n y p rzez pozostaw iony n a K siężycu przez w y p raw ę A pollo 12 se jsm om etr. N araz ie n ie w iadom o je d n a k ja k i je s t w y n ik tego ek sp ery m en tu .

J a k się obecnie sądzi, a w a r ia zo sta ła w y w o łan a ek sp lo z ją zb io rn ik a z tle n e m zasila jącego w o d o ro tlenow e o gn iw a paliw ow e, stan o w iące za ­sadn icze źród ło en e rg ii e lek try czn e j. T rzy ta k ie ogn iw a i ów zb io rn ik m ieszczą się w członie rak ie to w y m s ta tk u A pollo. W w y n ik u a w a rii d w a z n ich n a ty c h m ia s t p rze s ta ły w y tw arzać en e rg ię e lek try czn ą , a tym czasem d la po k ry c ia zap o trzeb o w an ia ze le k try f ik o w an y ch i ze lek tro n izo w an y ch u rząd zeń s ta tk u , p o trzeb n a b y ła sp raw n o ść dw óch z trz ech ogniw . Z an ik en e rg ii n ie w y stąp ił co p ra w d a od razu , bo w k ab in ie A pollo m ieszczą się trz y s reb ro w o cynkow e a k u m u la to ry e lek try czn e do ład o w y w an e z og­n iw pa liw ow ych , a le n ie s te ty po jem ność ich je s t b ard zo m a ła d latego , że p rzeznaczone one są ty lko do za s ilan ia u rząd zeń k a b in y w czasie k ró tk o ­trw a łeg o sam odzielnego je j pow ro tnego p rze lo tu p rzez z iem ską atm osferę .0 godzin ie 6, w godzinę po aw arii, en e rg ii pozostało ju ż ty lko n a 15 m in u t, to też Jam es L ovell (dow ódca w y p raw y — u czestn k trzech lo tów kosm icz­nych, w ty m jednego — A pollo 8 — w sąsiedztw o K siężyca) i F red H aise, p rzesz li do k a b in y ląd o w n ik a LM i w łączy li jego u rząd zen ia energe tyczne1 system k lim a ty zacy jn o -tlen o w y . T rzeci członek w y p raw y J o h n S w igcrt (k tó ry w o s ta tn ie j chw ili z a s tąp ił zagrożonego ch o ro b ą T hom asa M at­ting ly) pozosta ł w k a b in ie Apollo.

B ezpośredn ie n iebezp ieczeństw o zostało w ięc zażegnane, a le ra tu n e k se łen o n au tó w uza leżn iony by ł od zasobów tle n u w lą d o w n ik u LM , w o ­d o ro tlen k u li tu (służącego jak o poch łan iacz d w u tle n k u w ęg la z a tm osfery ), en e rg ii e lek try czn e j i w ody, i od m ożliw ości m an ew ro w y ch s ta tk u LM , jak o że od n ich uza leżn iony b y ł a w a ry jn y p o w ró t n a Z iem ię.

T u ta j o deg ra ły zasadn iczą ro lę p ra w a m ech an ik i n ieb iesk ie j. W yjaśn ić należy, że a w a r ia n a s tą p iła w d n iu 14 k w ie tn ia o 4*i 5 4m, gdy s ta te k k o ­sm iczny by ł oddalony od Z iem i o około 333 400 k m i n ie sp e łn a o 100 000 km od K siężyca. W ty m m ie jscu sw ej k u księżycow ej tra je k to r ii n ie w lec ia ł on jeszcze do o b sza ru o d d z ia ły w an ia K siężyca, a le lec ia ł ju ż w zg lędn ie pow oli, n ieco szybciej ty lk o bow iem niż 1 km /s, p rz y czym szybkość jego jeszcze m ala ła .

224 U R A N I A 7-8/1970

W tej sytuacji zespół kontrolerów w Houston stanął wobec problemu wyboru trajektorii awaryjnego powrotu na Ziemię. Jedna z nich dawała możność osiągnięcia Ziemi już 16 kwietnia wieczorem, za cenę jednak prawie całkowitego zużycia m ateriałów pędnych lądownika LM. Drugi dawał możność osiągnięcia Ziemi dopiero w dobę później, ale przy bardzo małym zużyciu materiałów pędnych.

Gdy się okazało, że zasoby środków życiowych lądownika LM wystarczą na 5 dni, wybrano to drugie rozwiązanie. (Dodać tu trzeba, że zasoby te nominalnie wystarczą na 3-^4 dni dla dwóch ludzi, obecnie zaś musiały pokrywać potrzeby trzech selenonautów i dwóch kabin. Zastosowano jednak rygorystyczne oszczędności).

Pierwsze rozwiązanie polegało na tym, że selenonauci od razu odrzu­ciliby uszkodzony i grożący wybuchem człon rakietowy statku Apollo (mający masę 23 300 kg, w tym 18 500 kg aeroziny 50 i czterotlenku azotu, stanowiących samozapalający się m ateriał pędny dla silnika rakie­towego). Kabina Apollo i przymocowany do niej lądownik LM zmniej­szyłyby więc swą masę do 21 000 kg.

Z kolei selenonauci uruchomiliby rakietowy silnik członu hamującego lądownika LM, normalnie używany w czasie lądowania na Księżycu i posiadający 8200 kg aeroziny 50 i czterotlenku azotu. Powstrzymałoby to dalszy lot ku Księżycowi i częściowo zawróciłoby zespół ku Ziemi. Niestety selenonauci musieliby jeszcze odrzucić człon hamujący lądownika LM (tracąc w ten sposób 4 z 6 znajdujących się w lądowniku srebrowo cynkowych akumulatorów elektrycznych) i musieliby uruchomić napędo­wy silnik rakietowy wzlatującego członu lądownika LM, posiadający 2300 kg aeroziny 50 i czterotlenku azotu. Co prawda w ostatecznym re­zultacie nawrócono by ku Ziemi, ale pozostałoby już nadzwyczaj mało materiałów pędnych dla wykonania koniecznych w czasie dalszego lotu, korektur prędkości i kierunku (w istocie rzeczy tylko 300 kg dla 16 orien­tuj ąco korekcyjnych silniczków rakietowych lądownika LM).

Drugie rozwiązanie polegało na... pozostawieniu statku na trajektorii ku-księżycowej.

Jak wiadomo, statek Apollo leci ku Księżycowi w ten sposób, iż mija go z boku po stronie zachodniej, w latuje poza niego, półokrąża po stronie odwróconej od Ziemi i wylatuje spoza Księżyca po stronie wschodniej ku Ziemi. Dzieje się to przy tym bez wykonywania jakichkolwiek m a­newrów, czyli bez wydatkowania materiałów pędnych.

Niestety w przypadku wyprawy Apollo 13, podobnie jak w przypadku wyprawy Apollo 12, a inaczej niż w czasie wyprawy Apollo 11, zasto­sowano oszczędnościowy w ariant trajektorii, polegający na tym, że statek zawracał co prawda ku Ziemi, ale po trajektorii mijającej ją w odległości 30 000 km.

Z tego powodu selenonauci musieli wykonać o 9h 43m korektę prędkości i kierunku lotu. Na szczęście nie musiała to być korekta duża i choć wykonano ją w oparciu o ręczne sterowanie i namiary, i polecenia nawi­gacyjne z Ziemi (w związku z czym istniała obawa czy się ona uda), to jednak przebiegła ona pomyślnie. Korekta ta polegała na uruchomieniu na 30 sekund silnika rakietowego członu hamującego lądownika LM.

Lecąc dalej w sąsiedztwo Księżyca, selenonauci byli już więc na trajektorii powrotu na Ziemię.

Niestety, nie był to bynajmniej powrót bezpieczny, gdyż występowały ciągle zakłócenia w działaniu urządzeń lądownika LM, a od ich spraw-

7-8/1970 U R A N I A 225

nego działania zależało życie załogi. Na szczęście zakłócenia te daw ały się usunąć. N ajdokuczliw sze było to, że w krótce po aw arii tem peratura w ka­binie A pollo spadła do 0 °C , a w kabinie lądow nika LM do kilku stopm. Selenonauci zm uszeni w ięc byli do w łożen ia na sw oje podróżne kom bine­zony skafandrów. (Dodać tu trzeba, że w razie niedostatecznej dla kabin w ydajności urządzeń k lim atyzacyjno-tlenow ych lądow nika LM, skafandry te, po szczelnym zam knięciu hełm ów , stanow iłyby ostatni środek ratunku dla załogi, gdyż system k lim atyzacyjno-tlenow y lądow nika zostałby w tedy podłączony tylko do zasilania w nętrz sam ych skafandrów. Oprócz tego skafandry m iały jeszcze w łasny system klim atyzacyjno-tlenow y, prze­w idziany jednak tylko na około 10 godzin działania *.

W dniu 15 k w ietn ia o lh 27m uszkodzony statek w lecia ł poza Księżyc, półokrążył go (zbliżając się na 251 km) i o l h 45™ w ylecia ł z za niego w stronę Ziemi. O 3h 40m selenonauci w łączyli na 4 m inuty i 24 sekundy siln ik rakietow y członu ham ującego lądow nika LM, aby zw iększyć pręd­kość lotu pow rotnego na Z iem ię (co zw iększyło jednak rów nocześnie prędkość w lotu kabiny A pollo do atm osfery do 44 500 km /godz., przy norm ie 40 000 km/godz.).

W dniu 16 kw ietn ia w ykonano o 5h 31m korektę prędkości lotu o — 2,2 m /s dlatego, że bez niej statek m inąłby Z iem ię w odległości 160 km. W tym celu w łączono na 14 sekund siln ik rakietow y ham ującego członu lądow nika LM.

W dniu 17 kw ietn ia o 14h 22™ selenonauci odrzucili uszkodzony człon rakietow y statku A pollo, a następnie dokonali jego oględzin i fotografii m anew rując w okół niego. Stw ierdzili, że zniknęła gdzieś jedna z sześciu sekcji, z jakich jest w ykonany w alcow y kadłub członu i uszkodzona jest też dysza siln ika rakietowego.

N astępnie, posługując się korekcyjnym i silniczkam i lądow nika LM, selenonauci w ykonali korektę prędkości o 0,9 m /s i kierunku lotu, aby zlikw idow ać zakłócenie w yw ołan e m anew row aniem w okół uszkodzonego członu rakietow ego A pollo.

Około 17h 30m selenonauci u lokow ali się w kabinie A pollo a o 17h 43™ odrzucili lądow nik LM.

W lot kabiny A pollo do atm osfery nastąpił o 18h 54™ pod kątem 6°,2, a w odow anie na spadochronach na O ceanie Spokojnym w od ległości 7 km od oczekującego na nią lotn iskow ca Iw o Jim a nastąpiło o 19h 9™. Na pokładzie okrętu selenonauci znaleźli się w 40 m inut później.

D ram atyczny przebieg tej nieudanej w ypraw y na K siężyc pociągnie n iew ątp liw ie za sobą w iększą ostrożność przy realizacji następnych załogow ych eksperym entów kosm onautycznych.

N iew ątp liw ie w prow adzone też zostaną dodatkow e zabezpieczenia w konstrukcji statków i w program ach w ypraw , choć m ożliw ości w tych dziedzinach są bardzo ograniczone (m iędzy innym i dlatego, że statki dla najbliższych w ypraw są już w yprodukow ane). N ie jest też w yk lu ­czone opóźnienie startu w ypraw y A pollo 14 planow anej na październik, choć rów nież tylko nieduże.

W ażny w yn ik aw arii stanow i ponow ne potw ierdzenie, że ludzie są znacznie odporniejsi fizyczn ie i psychicznie, niż to się zw ykle uważa.

W zw iązku z aw arią w ypraw y A pollo 13 odżył znow u problem ratow ­n ictw a kosm icznego. N iestety w yjaśn ić należy, że ew entualne w ysłan ie

* W szakże dwa z nich b y ły przeznaczone do chodzenia po K siężycu.

226 U R A N I A 7-8/1970

z Ziemi wyprawy ratowniczej (przynajmniej obecnie) nie jest możliwe ze względów technicznych, energetycznych i nawigacyjnych.

Możnaby co najwyżej wysłać równocześnie ku Księżycowi po dwie wyprawy Apollo LM lecące koło siebie. Druga miałaby charakter rezer­wowy i brałby w niej udział tylko jeden selenonauta. W razie uszkodze­nia któregoś ze statków, drugi mógłby mu przyjść z natychmiastową po­mocą. Bardzo wątpliwe jest jednak, czy rozwiązanie to zostanie zasto­sowane, przede wszystkim ze względów finansowych.

Ważny wynik awarii stanowiło pośpieszne zorganizowanie w ośrodku kontroli lotu w Houston brygady specjalistów, która analizowała sytuację- i podejmowała decyzje. Wydaje się, że w czasie następnych wypraw zawczasu organizować się będzie na wszelki wypadek takie ekipy.

Na marginesie awarii statku Apollo 13 trudno się powstrzymać od uwagi, że konstrukcja statków Apollo LM jest nadmiernie skomplikowana i delikatna, toteż należałoby raczej stosować rozwiązania prostsze, a tym samym niezawodniejsze, mimo tego, że musiałyby one być bardziej ma­sywne. Dodać tu trzeba, że w czasie wielu amerykańskich załogowych lotów kosmicznych występowały różnego rodzaju zakłócenia, nieraz bardzo poważne, tyle że na szczęście udawało się je opanowywać. Obecna wyprawa otarła się już o próg katastrofy. Niewątpliwie więc konieczne będzie gruntowne przeanalizowanie całego problemu.

Co prawda odpowiedzialnością za awarię możnaby łatwo obarczyć kosmolit. Prawdopodobieństwo takiej awarii jest jednak bardzo małe. Jest więc bardzo ciekawe do jakich wniosków dojdzie szukająca przy­czyn awarii komisja, która prawdopodobnie podejmie próby symulowa­nia eksplozji w próżniowych komorach laboratoryjnych. Może się jednak zdążyć, że podobnie jak w przypadku pożaru kabiny Apollo 1, nie uda się znaleźć przyczyny awarii.

A N D R Z E J M A R K S '

Międzynarodowe Towarzystwo Planetologów

W ostatnich latach powstała nowa dziedzina wiedzy — planetologia,, zajmująca się badaniem planet i ich księżyców z porównawczego geolo- giczno-morfologicznego punktu widzenia. Jej zadaniem jest zlikwido­wanie luki, jaka istnieje między naukami o Ziemi (geologia, geofizyka i geochemia) a astronomią. Zasadniczymi dyscyplinami planetologii są: selenologia („geologia” Księżyca), afrologia („geologia” Wenus), areologia („geologia” Marsa) i hermesologia („gelogia” Merkurego).

W niektórych krajach przy pokrewnych astronomii towarzystwach naukowych powstały odpowiednie komisje (np. przy Wszechzwiązkowym Towarzystwie Geograficznym AN ZSRR istnieje Komisja Planetologii, a służba geologiczna Stanów Zjednoczonych posiada oddział „astrogeo- logii”). Natomiast podczas XXIII Międzynarodowego Kongresu Geolo­gicznego, który odbył się w roku 1968 w Pradze, postanowiono powołać Międzynarodowe Towarzystwo Planetologów (International Association of Planetology). Jego zadaniem jest koordynacja badań planetologicznych na całym świecie.

Zebranie konstytucyjne Międzynarodowego Towarzystwa Planeto­logów obyło się w dniach 12—16 sierpnia 1969 r. w Budapeszcie. Z uchwalonego statutu wynika, że członkami Towarzystwa mogą być zarówno narodowe towarzystwa i instytucje naukowe, jak też osoby

'7-8/1970 U R A N I A 227

indywidualne. Towarzystwo działa przez 6 komisji problemowych: I — geologii planetarnej, II — fizyki planetarnej, III — chemi planetarnej, IV — naturalnych bogactw planet, V — nadzwyczajnych zjawisk plane­tarnych i VI — terminologii planetarnej. W przyszłości planuje się wydać czasopismo pt. Earth and Planetary Sciences Letters, w którym mają być publikowane najnowsze wyniki badań z zakresu planetologii.

Pracami Międzynarodowego Towarzystwa Planetologów kieruje pre­zydium, w którego skład wchodzą: prezydent, sekretarz, skarbnik i 6 wiceprezydentów. Prezydentem na najbliższe lata wybrany został ■dr J. Green (USA), sekretarzem — dr N. Stovickova (Czechosłowacja), skarbnikiem — dr G. J. H. McCall (Australia), a wiceprezydentami zostali: profesor S. Miyamoto (Japonia), dr H. Tazieff (Francja), profe­sor K. von Biilow (NRD), profesor K. Rankama (Finlandia), mgr P. He- devari (Węgry) i profesor K. Beneś (Czechosłowacja). Prezydentem honorowym mianowany został dr G. N. Katterfeld, wybitny radziecki planetolog z Leningradu.

Najbliższe zebranie prezydium Międzynarodowego Towarzystwa P la­netologów odbędzie się w roku 1970 w Bułgarii lub w Finlandii. Nato­miast w roku 1972 Towarzystwo zamierza zorganizować Międzynarodową Konferencję Planetologiczną w Montrealu (Kanada), która odbyłaby się z okazji XXIV Międzynarodowego Kongresu Geologicznego. Podczas konferencji ma być eksponowana wystawa, obrazująca analogię proce­sów zachodzących w przeszłości na Księżycu, Marsie i Ziemi.

(Wg International Association of Planetology Newsletter October 10, 1969).

S T A N I S Ł A W R. B R Z O S T K I E W I C Z

X III Olim piada A stronom iczna

W dniach od 6 do 8 kwietnia br. w Planetarium Śląskim odbywał się finał kolejnej, trzynastej z rzędu olimpiady astronomicznej. Do eliminacji przystąpiło 60 uczniów z całej Polski. Byli to przeważnie uczniowie klas niższych i nielicznych w tym roku klas jedenastych liceów ogólnokształcących.

W szkołach średnich lekcje astronomii prowadzone są dopiero w osta­tniej klasie. Wyjątkowo niska ilość zgłoszeń w tegorocznej olimpiadzie jest niewątpliwie wynikiem braku klas maturalnych w obecnym roku szkolnym. Rok przyszły będzie pod tym względem o wiele bardziej korzystny, i to z dwóch powodów. Przede wszystkim w liceach ogólno­kształcących będą już klasy maturalne, ale oprócz młodzieży z tych klas, realne możliwości udziału w olimpiadzie będą mieli uczniowie średnich szkół technicznych, w których programie znajduje się już astronomia wyodrębniona w programie fizyki w ostatnim półroczu klasy m atural­nej. Przyszłoroczna XIV Olimpiada Astronomiczna będzie z pewnością rekordowa pod względem ilości zgłoszeń.

Tym bardziej, że zwycięzcy olimpiady astronomicznej korzystają z w a­żnych dla nich uprawnień przy przyjmowaniu na wyższe studia.

Sprawę tę reguluje następujące zarządzenie Ministerstwa Oświatyi Szkolnictwa Wyższego z dnia 19X168 r. DU-5-0240-78/68: ....przyubieganiu się o przyjęcie na pierwszy rók studiów astronomii i fizyki zwycięzcy (w liczbie 5 osób) po zdaniu egzaminu wstępnego (ze wszyst­kich obowiązujących przedmiotów), bez względu na liczbę punktów

228 U R A N I A 7-8/1970

uzyskanych w toku postępowania kwalifikacyjnego, zostaną przyjęci na jeden z w/w kierunków studiów.”

Wzorem lat ubiegłych XIII Olimpiadę Astronomiczną przeprowadzona w trzech etapach. Pierwszy z nich polegał na rozwiązaniu dwóch serii zadań rachunkowych i jednego z trzech zadań obserwacyjnych. Zadania te rozwiązywano w domu korzystając z wszelkiej możliwej pomocy.

Zadania drugiego etapu rozwiązywano już pod nadzorem komisji, przy czym dopuszczalne jeszcze było korzystanie z literatury.

W końcu trzeci etap polegał na zupełnie samodzielnym rozwiązaniu 10 zadań, wśród których znajdowały się zadania o treści astronomiczno- -fizycznej i praktyczne, związane z wyglądem nieba, a więc z ogólną orientacją na niebie.

W uroczystości zakończenia olimpiady wzięli udział: przewodniczący Komisji Olimpiady Astronomicznej dyrektor Planetarium — doc. dr Józef Sałabun, prof, d r Eugeniusz Rybka, mgr I. Zbylutowska z K urato­rium krakowskiego, mgr L. Nowak z Kuratorium rzeszowskiego, mgr A. Neuman z jeleniogórskiego oddziału PTMA oraz M. Mazur z Krako­wa. Ogłoszenia wyników i wręczenia dyplomów wraz z cennymi nagro­dami, wśród których znalazły się między innymi: radioodbiorniki tranzy­storowe, aparaty fotograficzne, przybory kreślarskie i wartościowe książ­ki — dokonał prof, dr Eugeniusz Rybka.

Na zdjęciu: Prof, dr Eugeniusz Rybka składa gratulacje zdobywcy I miejsca Lesławowi Frasińskiemu. Obok zdobywcy miejsc: drugiego i trzeciego.

Fot.: Waldemar Jama

Pierwszych pięć miejsc zajęli kolejno: Lesław Frasiński z Gliwic, Jerzy Kierul z Łodzi, Janusz Psiuk z Jasła, Andrzej Jakóbek z Sosnowca i Zbigniew Pietroń z Tychów.

Ogółem w końcowych eliminacjach udział wzięło 25 uczniów z ośmiu województw.

HENRYK CHRUPAŁA

7-8/1970 U R A N I A 229

O B S E R W A C J E

Obserwacja jasnego bolidu

W dniu 27 kwietnia 1970 r. (poniedziałek) zaobserwowałem przelot jasnego bolidu. Moment pojawienia się: 20h 45m 35s ±10*. Czas trw ania przelotu ok. 3 s.

J a s n o ś ć : ok. —9"1. Podczas największego blasku oświetlił okolicę. D r o g a : początek a=23h 55m, 8 = + 76° (w pobliżu y Cephei)

koniec a=23h 10m, 5 = + 59°.W y g l ą d : kolor jaskrawobiały, prawie niebieskawy. Bolid ciągnął

za sobą ogon długości ok. 5° koloru białego przechodzącego w pomarań­czowy. Widoczne były odpryski.

/'W . . . . _

A BRys. 1. Ab iałego C -

- jaskraw obiała głow a z w idocznym i odpryskam i B — ogon koloru końcow a część ogona w postaci „p łom ien i” koloru pom arańczow ego.

Po przelocie nie zauważyłem wyraźnego śladu, ani nie usłyszałem żadnych głosów, które mogły by mu towarzyszyć.

M i e j s c e o b s e r w a c j i : Molna, pow. Lubliniec. Przybliżone współrzędne: <p = 50°58', ?.==—18°36'=— lhl4™,4

Załączam rysunek i mapkę.JER ZY SPEIL.

członek Oddziału PTM A w Chorzowie

Redakcja prosi o nadsyłanie dalszych obserwacji tego bolidu.

Obserwacje przejścia Merkurego przed Słońcem w dniu 9 maja 1970 roku

Przypadające na okres złączenia dolnego przejścia Merkurego na tle tarczy słonecznej mogą być obserwowane stosunkowo rzadko. Ostatnie miało miejsce 7 listopada 1960 roku, kolejne obserwować będziemy w roku 1973. Częstotliwość przejść wynosi przeciętnie 11 w ciągu stu­lecia. Planeta obserwowana z Ziemi może w pobliżu złączenia dolnego przejść przed Słońcem jedynie wówczas, gdy znajduje się jednocześnie w pobliżu jednego z węzłów swej orbity. Ponieważ dla Merkurego dłu­gości tych węzłów wynoszą odpowiednio 47°44'19" oraz 227°44'19", a Ziemia „m ija” te długości heliocentryczne około 9 listopada i 7 maja, przejście Merkurego przed tarczą Słońca może nastąpić jedynie w po­bliżu tych dat.

Podczas przejść Merkurego i Wenus przed Słońcem można zaobserwo­wać rozmaite zjawiska optyczne. Na pierwszym miejscu należy tu wspo-

230 U R A N I A 7-8/1970

mnieć o tzw. „czarnej kropli”, która łączy tarczkę planety z brzegiem tarczy słonecznej przy wchodzeniu i schodzeniu z tła Słońca. Zjawisko czarnej kropli można tłumaczyć irradiacją, niepokojami atmosfery względnie zjawiskami dyfrakcyjnymi. Z przejściami Merkurego przed Słońcem wiąże się wiele nieraz zaskakujących zjawisk, które jednak m ają swe źródło przeważnie we fluktacjach atmosfery, zjawiskach0 charakterze psychofizycznym (złudzenia optyczne), wadach instrum en­tów itp.

Tegoroczne majowe przejście Merkurego obserwowałem w Otwo­cku koło Warszawy przez lornetę Leitz W etzlar o powiększeniu dziesię­ciokrotnym i średnicy obiektywu 50 mm. Świetna optyka instrum entu1 wspaniała przejrzystość atmosfery umożliwiły dokonanie pewnych, chociaż zakresowo ograniczonych (ze względu na niewielkie powiększe­nie) dostrzeżeń.

Przebieg obserwacji był następujący:8.00 — pierwsza obserwacja Słońca, niemożliwość natychmiastowej

identyfikacji Merkurego. Zanotowano jednak podejrzenie w stosunku do jednej z plam.

10.00 — przypuszczenie potwierdzone. „Plamka” przesunęła się zna­cznie, przechodząc z zachodniej na wschodnią półkulę Słońca. Kierunek ruchu wskazuje na możliwość przejścia blisko jednej z grup plam słone­cznych.

11.30 — pewne jest bardzo bliskie przejście Merkurego koło plamy.11.56 —• Merkury coraz bliżej (około jednej średnicy poprzecznej plamy

do której się zbliża).11.59 — M erkury już bardzo blisko skraju półcienia plamy.

12.05 — Chmury uniemożliwiły obserwację ok. 12.00. Niepewne rozpo­znanie wskazuje, że planeta posuwa się już na tle plamy (jej zachodniej części).

Uwaga: Merkury przeszedł prawdopodobnie ponad północną częścią obszaru plamy i osiągnął maksymalne zbliżenie do centrum jądra ok. 12.10 (niepewne!).

12.36 — Merkury jest już dość daleko od plamy.13.08 — Początek schodzenia Merkurego z tarczy (ok. V2 średnicy pla­

nety od brzegu tarczy Słońca).13.09 — Tarcza Merkurego wyraźnie wydłużona („czarna kropla”).13.10 — Merkury powoli znika na brzegu tarczy.13.11—13.12 —• Merkury schodzi z tarczy całkowicie.Niech ta notatka stanowi wskazówkę dla miłośników astronomii, że

nawet niewielkimi instrumentami można dokonać ciekawych obserwacji i osiągnąć, tak ważną w pracy amatora, pełną satysfakcję.

W O J C IE C H S Ę D Z I E L O W S K I

KRONIKA HISTORYCZNA

Astronomiczna dysertacja ojca Lenina

W związku z obchodzoną w bieżącym roku setną rocznicą urodzin W. I. Lenina warto zwrócić uwagę na interesujący szczegół biografii jego ojca. Ilia Nikołajewicz U 1 j a n o w (1831—1886) ukończył studia matematyczne na Uniwersytecie w Kazaniu obroną w dniu 10 m aja 1854

7-8/1970 U R A N I A 231

roku rozpraw y kandydackiej (na stopień kandydata nauk m atem aty­cznych) pt. „M etoda O lbersa i jej zastosow anie do w yznaczenia orbity kom ety K linkerfuessa 1853”. P racę tę w ykonyw ał pod kierunkiem ówczesnego dyrek to ra O bserw atorium Astronomicznego w K azaniu M a­r ian a A. Kowalskiego (1821—1884) znanego z opracow ania w 1851 roku teorii ruchu niedaw no odkrytego Neptuna.

D ysertacja I. N. U ljanow a sk łada się z dwóch części. P ierw sza po­święcona jest szczegółowemu om ów ieniu m etody O lbersa w yznaczania orb it parabolicznych (np. komet) i analizie porów naw czej tej m etody z m etodą Gaussa w yznaczania orb it o dowolnych kształtach, a elipsy w szczególności. Sw ą m etodę O lbers opublikow ał w 1797 roku i od tej pory do dziś jest stosowana przy w yznaczaniu prowizorycznych ele­m entów orb it na podstaw ie pierw szych obserw acji nowo odkrytych komet. D ruga część rozpraw y kandydackiej I. N. U ljanow a zaw iera obliczenia m etodą O lbersa parabolicznej o rbity kom ety K linkerfuessa odkrytej w 1853 roku, k tó ra otrzym ała ostateczne oznaczenie 1853 III. W szyśtkie rachunki prow adzone za pomocą siedm iocyfrowych logaryt- mów cechuje duża dokładność.

Oprócz I. N. U ljanow a orbitę kom ety 1853 III badało jeszcze w ielu astronom ów. W szczególności w roku 1922 H. B i i t t n e r wyznaczył z wszystkich 497 obserw acji w ykonanych w okresie od 10 czerwca 1853 roku do 10 stycznia 1854 roku tzw. orbitę definityw ną. Okazało się, że kom eta K linkerfuessa porusza się po h iperboli o mim ośrodzie równym 1.00025. Zaś badania I. W. G a 1 i b i n y przeprow adzone w 1964 roku w skazują, że rów nież po oddaleniu się od uk ładu słonecznego kom eta 1853 III także porusza się po hiperboli czyli nigdy nie powróci już w pobliże Słońca.

K R Z Y S Z T O F Z l O Ł K O W S K l

500-rocznica urodzin M. Kopernika we Włoszech

W roku ubiegłym jako K ierow nik S tacji N aukow ej PAN w Rzym ie przeprow adziłem cały szereg badań, penetracji archiw alnych i lokalnych, celem wstępnego zorientow ania się w możliwościach uczczenia w e W ło­szech w sposób trw ały 500-rocznicy urodzin M ikołaja K opernika. Doko­nałem całego szeregu wyjazdów, poszukiw ań i w izji lokalnych dla u s ta ­lenia m iejsc zw iązanych z życiem i studiam i K opernika we W łoszech: w Bolonii, Ferrarze, w Padw ie, w Rzymie.

W w yniku tych badań S tacja p rzedstaw ia następujące wnioski, k tóre oczywiście m ają charak te r w stępny, ale w zasadzie w inny być zrealizo­w ane w la tach 1971—1973. W nioski te tyczą na razie trw ałego uczczenia naszego astronom a i nie m ów ią na razie o publikacjach, kom itetach czy konferencjach, których propozycję przedstaw ię w osobnym piśmie. P roponuje się:

w Bolonii w m urow anie tablicy w okolicy San G iuseppe tj. w pobliżu m iejsca, gdzie znajdow ało się obserw atorium Dom enica N ovary z k tó ­rym K opernik dokonyw ał w spólnie obserw acji astronom icznych. W m u­row anie tablicy na m urach S an Salvatore, gdzie w pobliżu m ieszkał K opernik w czasie swych studiów w Bolonii 1496-1499/1500.

w Ferrarze w m urow anie tablicy na Palazzo A rcivescovile — na pałacu A rcybiskupim , (na fasadzie od strony K atedry), gdzie prom ow ał się M ikołaj K opernik. W m urow anie tablicy przy S. Francesco, gdzie była U niversitas praw ników i gdzie z dużym praw dopodobieństw em

232 U R A N I A 7-8/1970

K o p e rn ik m ie szk a ł p rzed p ro m o c ją w F e rra rz e . U m ieszczen ie w U n i­w e rsy te c ie w P alazzo E stense w co rtile — p o d w o rcu u n iw e rsy teck im p o p ie rs ia K o p ern ik a , w y k o n an eg o w Polsce.

w P adw ie n a to m ia s t p ro p o n u je się w m u ro w an ie ta b lic y n a jed n y m z dom ów p rzy v ia . S. B iagio, gdzie m ieśc ił się fa k u l te t a r ty s tó w i m e ­dyków , lu b w P alazzo Bó t j . w U n iw ersy tec ie , je ś li s ię u s ta li d e f in ity ­w nie , że w la ta c h 1501— 1503 fa k u l te t m edyków p rzen ió s ł się do g łów ­nego gm achu . P o n ad to om ów iono w stęp n ie um ieszczen ie w A u li H ono­ro w ej U n iw e rsy te tu tzw . bazy lice, gdzie z n a jd u ją się p o p ie rs ia w y b it­n y ch uczn iów i p ro fe so ró w U n iw e rsy te tu P adew sk iego , p o p ie rs ia M iko ­ła ja K o p e rn ik a . W yk o n an ie p o p ie rs ia K o p e rn ik a w y m ag ać b ędz ie ro z ­p is a n ia k o n k u rsu w śró d rzeźb ia rzy w Polsce. W te j sp ra w ie p rz e d s ta w ię osobne w n io sk i i p ropozycje . W B olonii bow iem z n a jd u je się p o p ie rs ie K o p e rn ik a d łu ta B ogdanow ieżow ej w w e s tib u lu U n iw ersy te tu w raz z D an tem . W P ad w ie n a to m ia s t je s t ta b lic a w A u la M agna u p a m ię tn ia ­ją c a 400-le tn ią roczn icę u ro d z in . U m ieszczenie p o p ie rs ia b y łoby ja k n a j- b a rd z ie j w sk azan e .

w R zym ie p ro p o n u je się w m u ro w a n ie tab licy n a n o w o o tw arty m M u­zeum K o p e rn ik a ń sk im n a M onte M ario , w m u ro w an ie ta b lic y w s ta ry m U n iw ersy tec ie R zym sk im tzw . Sap ienzy , gdzie m ia ł m ieć w y k ła d K o­p e rn ik o raz w m u ro w an ie ta b lic y n a dom u p rzy v ia P a n is p e rn a 202, gdzie m ieszka ł i u m a r ł w r. 1893 A rtu r W ołyński, tw órca , o rg an iza to r i p ie rw szy D y re k to r M uzeum K o p e rn ik ań sk ieg o w R zym ie.

W y n ik i m ych p o szu k iw ań , id e n ty fik a c ji i lo k a liz a c ji ogłoszę w se r ii C eon ferenze S ta c ji p t.: Itineraria C opernicana — Itineraria K opernikań- sk ie . Z a w ie ra ć one b ęd ą d o ty ch cz aso w e p a m ią tk i K o p e rn ik a ń sk ie w e W łoszech o raz d o k u m e n ta c ję n au k o w ą do now ych p ropozyc ji. N iek tó re z n ich po d a łem w fo rm ie p o p u la rn e j w w arszaw sk im „E xpresie W ie­czo rn y m ” by sp opu laryzow ać p race — n a p o lu K opern ik ań sk im .

Ze w zg lędu n a to, że w ed le p la n u S ta c ji obchodam i K o p e rn ik ań sk im i b ęd ą o b ję te ró w n ież m ia s ta p o łu d n io w e j I ta li i: n a S ycy lii S y rak u zy , w p o łu d n io w y ch W łoszech: C ro tone , M etapono i T a ra n to (bo w ty ch m ia s ta c h k w itn ę ła ong iś m yśl p ita g o re jsk a , k tó ra b y ła je d n y m ze ź ró ­d e ł n a tc h n ie ń rew o lu c ji K o p e rn ik ań sk ie j) .

S ta c ja w p o ro zu m ien iu z b u rm is trz a m i tych m iast, k tó rz y ju ż zgło­sili sw ój akces, p rz e d s ta w i osobne p ro p o zy c je obchodów K o p e rn ik a ń - sk ich .

P rz e d s ta w io n e w n in ie jszy m p iśm ie p ro p o zy c je na leży uw ażać za zu p e łn ie rea ln e , choć w y m ag ać one b ęd ą d la ich re a liz a c ji w ie le tru d u i zab iegów w a tm o sfe rze co raz b a rd z ie j n ie sp o k o jn y ch W łoch.

K i e r o w n i k S ta c j i N a u k o w e j P A N w R z y m i e P R O F . D R B R O N I S Ł A W B I L I Ń S K I

NOWOŚCI WYDAWNICZE

International U nion of A m ateur A stronom ers — Proceedings of the fir st G eneral A ssem bly (M iędzynarodow a U n ia M iłośn ików A stro ­n o m ii — S p raw o zd an ie z I K ongresu ), I.U .A.A . P u b lic a tio n — P ad u s , C rem o n a , 1969, ed A ch ille L ean i.

7-8/1970 U R A N I A 233

Licząca 110 stron pierwsza publikacja powstałej przed rokiem Między­narodowej Unii Miłośników Astronomii *) zawiera pełne teksty wszy­stkich oficjalnych przemówień podczas uroczystości otwarcia i zakoń­czenia I Kongresu Unii w Bolonii w kwietniu 1969 roku oraz pełne teksty, a w kilku przypadkach obszerne streszczenia, wszystkich 16-tu referatów i prelekcji przedstawionych podczas Kongresu. Te ostatnie podzielić można na dwie zasadnicze grupy: popularne opracowania różnych zagadnień astronomicznych będących najczęściej przedmiotem zainteresowania amatorów (np. obserwacje gwiazd zmiennych, Księżyca, powierzchni planet, budowa teleskopów itp.) oraz informacje o działal­ności i organizacji miłośniczego ruchu astronomicznego w różnych k ra ­jach. Nie mogąc — z braku miejsca — przedstawić wszystkich tematów, ograniczę się dalej do krótkiej relacji artykułu prof, dr Oto O b u r k i — dyrektora Ludowego Obserwatorium Astronomicznego i Planetarium w Brnie a zarazem viceprezydenta nowo powstałej Unii, o działalności miłośników astronomii w Czechosłowacji. Głównymi ośrodkami pracy astronomów amatorów jest około 55 ludowych obserwatoriów oraz około 260 grup astronomicznych w klubach, domach kultury, szkołach. Warto nadmienić, że zaledwie dwa spośród ludowych obserwatoriów — w Pradze i Czeskich Budziejowicach — zostały zbudowane jeszcze przed II wojną światową. Większe obserwatoria spełniają rolę jednostek ko­ordynujących w skali krajowej te kierunki pracy, w których się spe­cjalizują. Obserwatoria te posiadają również ośrodki szkoleniowe i me­todyczne, w których systematycznie prowadzone są różne kursy, semi­naria, konsultacje. Ocenia się, że rocznie z miłośniczym ruchem astrono­micznym we wszystkich jego formach styka się około pół miliona osób. Na te niewątpliwie imponujące osiągnięcia ma oczywiście wpływ po­tencjał naukowy w zakresie astronomii, którym Czechosłowacja się szczyci. Ale ruch am atorski może także rozwijać się w krajach pozba­wionych tego zaplecza, czego dowodem jest np. Cejlon. Przedstawiciel tego kra ju Herschel G u n a w a r d e n e w swym wystąpieniu podczas Kongresu w Bolonii, którego tekst zawiera omawiana publikacja, podał interesujące szczegóły o powstaniu przed 10-ciu laty Towarzystwa Astronomicznego w kraju, w którym astronomia nie jest wykładana na żadnym z uniwersytetów oraz który nie posiada żadnego obserwa­torium astronomicznego. Aktywna działalność 150-ciu członków tego Towarzystwa jest być może zaczątkiem działalności naukowej. Jest to jeszcze jeden przykład roli miłośniczego ruchu astronomicznego.

M ateriały z I Kongresu Międzynarodowej Unii Miłośników Astronomii w Bolonii publikowane są w jednym z trzech języków: angielskim, francuskim, włoskim.

KRZYSZTOF ZIOŁKOWSKI

KALENDARZYK ASTRONOMICZNY

Opracował G. Sitarski Sierpień 1970 r.

Do połowy sierpnia możemy nisko nad zachodnim horyzontem poszu­kiwać M e r k u r e g o jako gwiazdę około +0.5 wielkości. Bez trudu natomiast odnajdziemy W e n u s widoczną jeszcze w sierpniu jako

*) patrz Urania, n r 9 z 1969 roku, str. 227.

234 U R A N I A 7-8/1970

G w iazda W ieczorna —3.8 wielkości. W ieczorem także widoczny jest J o w i s z świecący nad zachodnim horyzontem jak gw iazda —1.4 w iel­kości.

S a t u r n widoczny jest p raw ie całą noc jako gwiazda +0.4 w ielko­ści na granicy gwiazdozbiorów Byka i Barana. Pozostałe planety są n ie­widoczne.

Możemy także poszukiwać dwóch z czterech najjaśniejszych p lane to id : C e r e s w idoczną nad ranem w gwiazdozbiorze W ieloryba (8 w ielkości gwiazdowej) i P a l l a s w idoczną przez całą noc na granicy gwiazdo­zbiorów Pegaza i W odnika.

W pierw szej połowie m iesiąca prom ieniują m eteory z roju Perseidów. R adian t tego ro ju leży w gwiazdozbiorze Perseusza, a m aksim um ak ty ­wności przypada na 12 sierpnia; pod tą też datą podajem y bliższe dane dotyczące radiantu .

W nocy 16/17 sierpnia obserw ujem y częściowe zaćm ienie Księżyca. Zaćm ienie widoczne będzie w Europie, w Afryce, na Oceanie A tlan ty ­ckim i w Ameryce, a koniec także na A ntarktydzie. W Polsce widoczny będzie tylko początek zaćmienia, bo w czasie najw iększej fazy (0.4 śred­nicy tarczy Księżyca ukry te w cieniu Ziemi) Księżyc w łaśnie zachodzi. Bliższe szczegóły przebiegu zjaw iska podajem y pod odpow iednią datą wg Rocznika Astronom icznego Insty tu tu Geodezji i K artografii w W ar­szawie.

31 sierpnia zdarzy się też obrączkowe zaćm ienie Słońca w idoczne tylko na półkuli południowej.

2d13U Złączenie M arsa ze Słońcem.3<l24h B liskie złączenie Księżyca z Regulusem, gw iazdą pierw szej

wielkości w gwiazdozbiorze Lwa. Zakrycie gwiazdy przez tarczę K się­życa w idoczne będzie na Oceanie Spokojnym.

41I14I1 Bliskie złączenie M erkurego z Księżycem. Tarcza Księżyca za­k ry je naw et M erkurego, ale zjaw isko to widoczne będzie w Am eryce Południow ej oraz w Zachodniej i Południow ej Afryce.

6<iHh Złączenie W enus z Księżycem w odległości 3°.71I 5 li U ran w złączeniu z Księżycem w odległości 4°.9d 31' Złączenie Księżyca z Jowiszem w odległości 6°

10(113'* N eptun nieruchom y w rektascensji.U d gli N iewidoczne złączenie N eptuna z Księżycem w odległości 7°. 11/121' P rom ien iu ją Perseidy (m aksim um aktywności, do 60 m eteorów

w ciągu godziny). R adiant tego ro ju leży w gwiazdozbiorze Perseusza i m a w spółrzędne: rekt. 3li4">, deki. +58°. W arunki obserw acji są w tym roku raczej niekorzystne.

12<* 2>i Złączenie Księżyca z A ntaresem , czerw oną gw iazdą pierw szej wielkości w gwiazdozbiorze Skorpiona (Niedźwiadka): zakrycie gwiazdy przez tarczę Księżyca w idoczne będzie w Nowej Zelandii, na A n tark ty ­dzie i w Południow ej Ameryce.

14<l22'1 Niewidoczne złączenie W enus z U ranem w odległości 1°.4.16<>16l1 M erkury w najw iększym wschodnim odchyleniu od Słońca

w odległości 27°.16/17(l Częściowe zaćm ienie Księżyca. Podajem y dokładne m om enty

poszczególnych faz zaćm ienia widocznych w Polsce: w ejście Księżyca w półcień — sierpień 1 7 < '2 h 7.1111 w ejście Księżyca w cień — sierpień l? 1̂ *1!? ."^ m om ent najw iększej fazy — sierpień 17,14h24.llll

m om enty podane są dla W arszawy.23J1111 Złączenie S aturna z Księżycem w odległości 8°. O 14h40m

7-8/1970 U R A N I A 235

Słońce wstępuje w znak Panny; jego długość ekliptyczna wynosi w ów ­czas 150°.

27'1 9ii 9m Hełiograficzna długość środka tarczy Słońca wynosi 0°; jest to początek 1565 rotacji Słońca wg numeracji Carringtona.

29<J 2h Pallas w przeciwstawieniu ze Słońcem. O 20*1 Merkury nierucho­my w rektascensji.

31d O1' Bliskie złączenie Wenus ze Spiką (Kłosem Panny), gwiazdą pierwszej wielkości w gwiazdozbiorze Panny.

Minima Algola (beta Perseusza): sierpień 2l'23h55m, 5<l28li50m, 8*I17h40m. •20d4h50m, 23<llli35m, 25'l22h25m, 28dl9h20m .

Wrzesień 1970 r.

Pod koniec miesiąca można obserwować M e r k u r e g o widocznego rankiem nad wschodnim horyzontem. Od 20 września jasność jego wzrasta z dnia na dzień od + 1 do —0.5 wielkości, a warunki obser­wacji są coraz lepsze.

Wenus (około —4.1 wielkości) iNznacznie słabszego J o w i s z a (—1.4 wielkości) możemy jeszcze próbować odnaleźć wieczorem nisko nad za­chodnim horyzontem. Natomiast rankiem nad wschodnim horyzontem odnajdziemy już M a r s a jako czerwoną gwiazdę + 2 wielkości. S a ­t u r n widoczny jest przez całą noc jako gwiazda około +0.3 wielkości na granicy gwiazdazbiorów Byka i Barana. U r a n , N e p t u n i P l u ­t o n są niewidoczne.

Planetoida C e r e s widoczna jest w drugiej połowie nocy jako gwia­zdka około 8 wielkości w gwiazdozbiorze Wieloryba, a P a l l a s około 9.5 wielkości widoczna jest prawie całą noc na granicy gwiazdozbiorów Pegaza i Wodnika.

1<1 sli Wenus w największym wschodnim odchyleniu od Słońca w od­ległości 46°.

2<ll2'i Merkury w złączeniu z Księżycem w odległości 2°.3dl4li złączenie Urana z Księżycem w odległości 4°.5'1 O 3>i Saturn nieruchomy w rektascensji. O 5!l Księżyc znajdzie

się w złączeniu z Wenus w odległości 2°, a o 17h w złączeniu z Jowi­szem w odległości 6°. O 21l> planetoida Ceres nieruchoma w rektascensji.

7'116'1 Księżyc w złączeniu z Neptunem w odległości 7°.81' 9'i Księżyc w bliskim złączeniu z Antaresem, gwiazdą pierwszej

wielkości w gwiazdozbiorze Skorpiona (Niedźwiadka); zakrycie Antaresa przez tarczę Księżyca widoczne będzie na Antarktydzie.

12(>19li Złączenie Merkurego ze Słońcem.14(1111' Złączenie Wenus z Jowiszem w odległości 5°.19'll9>‘ Saturn w złączeniu z Księżycem (w odległości 8°).20ll16li Złączenie Plutona ze Słońcem.21d 6h Merkury nieruchomy w rektascensji. ■23dlli'59m Słońce wstępuje w znak Wagi, mamy początek jesieni astro­

nomicznej na półkuli północnej (długość ekliptyczna Słońca wynosi wó­wczas 180°). O 15h38m hełiograficzna długość środka tarczy Słońca w y­nosi 0°; jest to początek 1566 rotacji Słońca wg Carringtona.

27'|12'i Bliskie złączenie Księżyca z Regulusem, gwiazdą pierwszej wielkości w gwiazdozbiorze Lwa; zakrycie gwiazdy przez tarczę Księ­życa widoczne będzie w obydwu Amerykach oraz w Zachodniej i Po­łudniowej Afryce.

28«115*' Merkury w największym zachodnim odchyleniu od Słońca w odległości 18°. O 24h Mars w niewidocznym złączeniu z Księżycem w odległości 3°.

236 U R A N I A 7-8/1970

29'1 31' M erk u ry w z łączen iu z K siężycem w odległości 3°. R an k iem tego d n ia o d n a jd z iem y M erkurego n a pó łnoc od w ąsk iego s ie rp a K sięży­ca w idocznego n isko n a d w schodn im horyzontem .

M in im a A lgola (beta P e rse u sz a ): w rzesień 9d6ll30i‘', 12il3h20m, 15(|0l'5m, 17>119*155ra, 20ll17ll40m.

M om enty w szystk ich z jaw isk po d a jem y w czasie ś ro d k o w o -eu ro - pejsk im .

Odległości bliskich planet

D a t aW e n u s M a r s

od Słońca od Ziem i od S łońca od Ziem i

1 9 7 0 J. a. m lnkm J. a. m lnkm J. a. m l n k m J. a. 3 l n k mVII 31 0.725 108.5 0.935 139.8 1.648 246.5 2.662 398.1

VIII 10 0.726 108.7 0.856 128.1 1.653 247.3 2.665 398.720 0.727 108.8 0.777 116.2 1.658 248.0 2.661 398.130 0.728 108.9 0.698 104.4 1.661 248.5 2.651 396.6

IX 9 0.728 109.0 0.619 92.6 1,664 248.9 2.634 394.119 0.728 108.9 0.542 81.1 1,665 249.1 2.611 390.529 0.728 108.9 0.468 69.9 1,666 249.2 2.580 886.0

Dane dla obserwatorów Słońca(na 13 h czasu środk.-europ.)

D ata1970 P B 0 L 0

D ata1970 P B 0 L 0

o o o o o oVIII 1 + 10.88 + 5.82 341.61 IX 1 + 21.14 + 7.20 291.87

3 + 11.66 + 5.96 315.16 3 + 21.64 + 7.22 265.455 + 12.44 + 6.10 288.71 5 + 22.10 + 7.24 239.047 + 13.20 + 6.22 262.27 7 + 22.56 + 7.25 212.639 + 13.94 + 6.34 235.82 9 + 22.98 + 7.25 186.21

11 + 14.67 + 6.46 209.38 11 + 23.39 + 7.24 159.8113 + 15.33 + 6.56 182.94 13 + 23.77 + 7.22 133.4015 + 16.07 + 6.66 156.50 15 + 24.12 + 7.20 1C6.9917 + 16.74 + 6.86 130.07 17 + 24.46 + 7.16 80.5919 + 17.39 + 6.84 103.63 19 + 24.76 + 7.12 54.1921 + 18.02 + 6.92 77.20 21 + 25.04 + ■7.07 27.7923 + 18.64 ' +6.98 50.77 23 + 25.29 + 7.02 1.3925 + 19.22 + 7.04 24.34 25 + 25.52 + 6.94 334.9827 + 19.80 + 7.10 357.92 27 + 25.72 + 6.87 308.6029 + 20.36 + 7.15 331.49 29 + 25.89 + 6.78 282.2131 + 20.88 + 7.18 305.08

P — k ą t odchylenia osi obrotu Słońca m ierzony od północnego w ierzchołka tarczy;

B i , L> — heliograficzna szerokość i długość środka tarczy.

S ie rp ie ń —w rzesień 1970 r. PLANETY I PLANETOIDY

D ata1970

l h czasu ś ro d k .-e u ro p .

W arszaw a l h czasu ś ro d k .-e u ro p .

W arszaw a

a 8 w sch. zach. a S w sch . | zach.

M E R K U R Y W E N U Sh m o h m h m h m 0 ' h m h m

VIII 9 10 54 + 6.4 6 48 19 52 12 02 — 0.4 8 31 20 2519 11 30 + 0.7 7 13 19 19 12 40 — 5.4 8 55 19 5729 11 46 — 2.8 7 08 18 38 13 16 -1 0 .2 9 16 19 27

IX 8 11 32 — 1.6 6 09 17 51 13 50 -1 4 .6 9 37 18 5818 11 02 4.2 4 29 17 11 14 23 + 18.6 9 54 18 2728 11 12 + 6.2 3 50 16 52 14 51 -2 1 .8 10 05 17 54

Na p o czą tk u s ie rp n ia w idoczny W s ie rp n iu w idoczna jeszcze ja k ow ieczo rem nad zachodn im h o ry - G w iazda W ieczorna n isk o n ad za-zon tem , a pod ko n iec w rześn ia chodnim h o ry zo n tem (około —3.8ra n k ie m n a d w sch. h o ry zo n tem w ielk . gw iazd.).(około zerow ej w ie lk . gw iazd.).

M A R S . J O W I s zVIII 9 9 07 + 17.7 3 57 19 09 13 50 -1 0 .1 11 10 21 20

19 9 32 + 15.8 3 53 18 43 13 55 -1 0 .6 10 37 20 4429 9 57 + 13.7 3 52 18 16 1401 -1 1 .2 10 07 20 08

IX 8 10 22 + 11.5 3 50 17 50 14 07 -1 1 .8 9 38 19 3318 10 46 + 9.1 3 47 17 21 14 14 -1 2 .4 9 08 18 5528 11 09 + 6.7 3 45 16 51 14 22 -1 3 .1 8 42 18 20

We w rześn iu w idoczny ra n k ie m W idoczny jeszcze w ieczo rem n adn ad w schodn im h o ry zo n tem ja k o zach o d n im h o ry zo n tem ja k o ja s n aczerw ona gw iazda + 2 w ielkości. gw iazda około —1.4 w ielkości.

S A T U R N U R A NVIII 9 3 21 + 16.1 22 17 13 15 12 23 — 1.8 8 59 20 47

29 3 23 + 16.1 21 01 11 58 12 27 — 2.2 7 46 19 22IX 18 3 23 + 16.0 19 43 10 38 12 31 — 2.7 6 33 18 05X 8 3 20 + 15.8 18 22 9 15 12 36 — 3.2 5 22 16 48

W idoczny p raw ie ca łą noc n a g ra- P ra k ty c z n ie niew idoczny .m cy gw iazdozbiorów . B y k a i B a ra ­n a (około +0.3 w ie lk . gw iazd.).

« 8 w p o ł u d n i k u a 8 w p o ł u d n i k u

N E P T U N P L U T O Nh m o h m h m s 0 h m

V III10 15 45.1 18 06 18 06 12 08 41 + 16 57.8 14 3130 15 45.5 18 08 16 48 12 11 01 + 15 38.5 13 15

IX 19 15 46 8 18 14 15 30 12 13 39 + 15 20.2 11 59X 9 15 48.8 - 1 8 2 1 13 14 12 16 25 15 04.7 10 43

N iew idoczny. N iew idoczny.PLAN ETOID A CERES PLAN ETOID A PALLAS

VIII 9 2 27.9 + 3 02 4 56 22 17.1 + 9 41 0 4619 2 32.8 + 301 4 21 22 09.9 + 8 11 23 5529 2 35.6 + 2 50 3 45 22 02.3 + 6 23 23 08

IX 8 2 36 3 + 2 30 3 06 21 55.0 + 4 21 22 2118 2 34.6 + 2 01 2 25 21 48.6 + 2 14 21 3628 2 30.5 + 1 26 1 42 21 43.7 + 0 08 20 52

O koło 8 w ielk . gw iazd. W idoczna Około 9.5 w ie lk . gw iazd. W idocznaw d rug ie j połow ie nocy w gw ia- p raw ie całą noc n a g ran icy gw ia-zdozbiorze W ieloryba. 1 zdozbiorów P eg aza i W odnika.

P lan e to id y ro zp o zn a jem y po ich ru c h u w śró d gw iazd, p o ró w n u jąc ry su n k i z k ilk u n o cy oko licy n ie b a w edług p o d an y ch w yżej w sp ó łrzęd n y ch (epoka 1950.0).

Sierpień 1970 r.

SŁ

OŃ

CE

Data

ln czasu środk.-europ.

Szczecin

Poznań

Wrocław

Gdańsk

Kraków

Warszaw

aR

zeszówB

iałystok

i. czasua

sw

sch.zach.

wsch.

zach.w

sch.zach.

wsch.

zach.w

sch.zach.

wsch.

zach.w

sch.za eh.

wsch.

zach.

mh m

0h m

h mh m

h mh m

h mh m

h mh m

h mh m

h mh m

h mh m

h mV

II30-6

.28 35

+ 18.7

4 1520 02

4 0819 48

4 1419 42

3 5219 50

4 0619 26

3 5319 31

3 5819 18

3 4019 26

VIII

9-5

.49 13

+ 16.1

4 3019 43

4 2419 29

4 2919 25

4 0919 30

4 2019 10

4 0919 13

4 1219 02

3 5719 07

19-3

.59 51

+ 13.0

4 4819 22

4 4119 09

4 4419 06

4 2819 08

4 3518 51

4 2518 53

4 2718 43

4 1418 46

29-0

.910 28

+

9.65 05

19 004 57

18 485 00

18 454 46

18 454 50

18 314 42

18 314 42

18 234 31

18 26IX

8

+ 2.3

11 04+

6.0

5 2318 35

5 1418 24

5 1518 23

5 0418 10

5 0518 10

4 5818 08

4 5718 02

4 4818 00

KS

IĘ

ŻY

CF

azy Księżyca

Data

1970

l*1 czasu środk.-europ.

Warszaw

aD

ata1970

lh czasu środk.-europ.

Warszaw

aD

ata1970

lhśrodk

czasu-europ.

Warszaw

a

as

wsch.

zach.a

8w

schzach.

«s

wsch.| zach.

VIII1h m

0h

mh m

h m0

h mh m

h mo

h mh

m7 49

+ 24.4

2 3019 27

VIII1115 27

— 24.2 14 54

21 51VIII21

1 13+

12.020 02

10 292

8 38+

20.93 44

19 4312

16 25-2

7.0

16 112 2 37

222 06

+ 17.7

20 2011 56

39 25

+ 16.6

4 5819 56

1317 27

-28

.217 14

23 4423

3 00+

22.420 45

13 214

10 09+

11.''6 10

20 0614

18 31-2

7.6

18 00—

243 56

+ 25.8

21 2014 38

510 52

+

6.37 21

20 1515

19 36-25.2

18 311 10

254 52

+ 27.7

22 0815 43

611 34

+

0.7831

20 2416

20 38-2

0.9

18 532 46

265 48

+ 28.2

23 0916 33

712 16

-

4.99 42

20 3417

21 38-1

5.2

19 094 >3

276 44

+ 27.3

—17 09

813 00

-10

.410 56

20 4618

22 24-

8.6

19 225 59

287 36

+ 25.1

0 1817 34

913 45

-15

.612 13

21 0019

23 28-

1.6

19 347 30

298 26

+ 21.9

1 3217 51

1014 34

-20

.313 33

21 2120

0 20+

5.4

19 479 00

30319 14 9 59

+ 17.7

+ 12.9

2 47 4 00

18 05 18 16

Ostatnia

kw

adraV

IId25

h12N

ówV

III2

7P

ierwsza kw

adraV

III10

10P

ełniaV

III17

4O

statniakw

adraV

III23

22N

ówV

III31

23

Odległość

Księżyca

od Ziem

iŚ

rednicatarczy

dh

Najw

.V

III3

23I9'4

Najm

n.V

III17

3'33.5

Najw

.V

III31

229.4

Wrz

esie

ń 19

70 r

.S

ŁO

ŃC

E

Dat

alh

cza

su

środ

k -e

urop

.S

zcze

cin

Poz

nań

Wro

cław

Gda

ńsk

Kra

ków

War

szaw

aR

zesz

ówB

iały

stok

r. cz

asu

as

wsc

h.za

ch.

wsc

h.za

chw

sch.

zach

.w

sch.

zach

.w

sch.

zach

.w

sch.

zach

.w

sch.

zach

.w

sch.

zach

.

mh

m0

h m

h m

h m

h m

h m

h m

h m

h m

h m

h m

h m

h m

h m

h m

h m

h ra

VH

J29

V

0.9

10 2

8+

9.6

5 05

19 0

04

5718

48

5 00

18 4

54

4618

45

4 50

18 3

14

4218

314

4218

23

4 31

18 2

6IX

8

+

2.3

11 0

4+

6.0

5 23

18 3

55

1418

24

5 15

18 2

35

0418

10

5C5

18 1

04

5818

08

4 57

18 0

24

4818

00

18+

5.

611

40

+ 2

.15

4018

12

5 31

18 0

15

3118

01

5 23

17 5

55

2017

48

5 15

17 4

55

1217

40

5 C5

17 3

728

+

9.1

12 1

6-1

.85

5817

47

5 47

17 3

75

4717

37

5 41

17 3

05

3517

26

5 31

17 2

15

2717

18

5 23

17 1

2X

8

+ 1

2.2

12 5

3-5

.66

1217

23

6 04

17 1

46

0317

15

5 59

17 0

55

5017

04

5 48

16 5

85

4216

56

5 40

16 4

8

KS

IĘ

ŻY

CF

azy

księ

życa

Dat

a19

70

lh c

zasu

śr

odk.

-eur

op.

War

szaw

aD

ata

1970

lh c

zasu

śr

odk.

-eur

op.

War

szaw

aD

ata

1970

lh c

zasu

śr

odk

-eur

op.

a8

wsc

h.za

ch.

as

wse

h.za

ch.

i

IIh

mh

'tnh

mh

mo

hm

hm

hm

01

1042

+7.

75

1118

25

IX 11

1911

-26

.316

2911

(214

35+

27.

22

u24

+2.

162

118

34

1220

12-2

2 9

1654

010

225

32+

28.

23

1206

—3.

57

3218

43

1321

12-1

7.9

1713

145

236

29+

27.

64

1149

—9.

18

4518

54

1422

09-1

1.7

1727

320

247

23+

25.

85

1334

—14

.410

00

19 0

715

2304

-

4.8

1740

454

258

14+

22.

86

1421

—19

.211

18

19 2

516

2357

+

2.3

1753

626

269

02+

18.

87

1512

—23

.312

38

19 5

117

050

+

9.3

181)7

757

279

47+

14.

28

1608

—26

.313

55

20 2

918

144

+ 1

5.5

1824

958

2810

30+

9.

19

1706

28.0

15 0

221

25

192

40+

20.

818

4710

5729

1113

+

3.6

1018

0828

.015

53

22 4

120

337

+ 2

4.7

1918

1220

3011

55-

2.

1

War

szaw

a

wse

h.

zach

.

h m

20

02

20 5

922

07

23 2

0

0 35

1 48

2 59

4 10

5 21

h m

13 3

314

29

15 1

0 15

38

15 5

816

13

16 2

4 16

34

16 4

4 16

53

dhN

ówV

III

3123

Pie

rwsz

a kw

adra

IX8

21P

ełn

iaIX

1512

Ost

atni

a kw

adra

IX22

11N

ówIX

3016

Pie

rwsz

a kw

adra

X8

6

Odl

egło

ść

Ksi

ężyc

a od

Zie

mi

Śre

dnic

ata

rczy

dh

Naj

mn.

IX

1418

33M

Naj

w.

IX27

929

.4

240 U R A N I A 7-8/1970

C O N T E N T S

I n p e a c e fo r a ll m a n k in d .S. P io t ro w s k i — E v e ry d a y life a n d

th e a r t i f ic ia l s a te l l i te .S. L u b e r to w ic z — T h e p o la r a u r o r a e .

P o lis h a m a te u r o b s e r v a t io n s a n d th e th e o ry .

S . L u b e r to w ic z — P o p u la r a s tr o n o m i­c a l o b s e r v a to r ie s a n d p la n e ta r ia in P o ­la n d .

E . R o b so n — P o e t ic p o te n t ia l in in ­fo r m a t io n o f a s tro n o m y .

C h ro n ic le : A p o llo 13 m is s io n c lo se to d is a s te r — T h e I n te r n a t io n a l A ss o c ia ­t io n o f P la n e to lo g is ts — 13th A stronor- m ic a l O ly m p ic s .

O b s e rv a t io n s : O b s e rv a tio n o f th e b r ig h t b o lid — O b s e rv a tio n o f M e rc u ry t r a n s i t in f r o n t o f th e S u n on M ay 9th, 1970.

H is to r ic a l C h ro n ic le .N ew b o o k s .A s t ro n o m ic a l C a le n d a r .

C O A E PJK A H M E

B o hm h m iip a a n a B cero HejiOBene- C T B a .

C. I I l lO T p O B C K H — E J K e f lH e B H a H JK M 3H B M C n y T H M K .

C. J I io S e p T O B M H — C e B e p H Ł i e c m h - HMH. I I O J Ib C K M e J I Io 6 M T e J Ib C K M e H a 6 j I I O - fleH M H H a <£>OHe T e o p u w .

C. JIioSepTOBiiH — H apoA H bie acT po- HOMMnecKMe o6cepśaTopMH h njiaHeTa- p w f l b n o j i b i n e .

3 . P O S C O H — II033MH M aC T p O H O M M H .XpomiKa: n o jie T Anoji.no 13 Ha oam h

m a r o t KaTacTpoc£>M -— Me^KAyHapoA- Hoe oSnjecTBO njiaHeTOjioroB — XIII a c T p o H O M M H e c K a n o j i M M m i a ^ a .

HaSjiiofleHiin: Ha6jnofleHiie apK oro SojiHfla — HaSjiioAGHwe nepexoAa Mep- K y p i i H n e p e A C o j i H u e M 9 M a n 1970 r.

I l C T O p i l ' i e C K a H X p O H H K a .M 3 A a T e j i b C K n e h o b o c t i i .A c T p 0 H 0 M i i i i e c K i iM K a j i e H A a p b .

O G Ł O S Z E N I A

Poszukuję następujących numerów „Uranii” : 2/1923, 1—5/1925, 4/1927, 3—4/1928, 1—2/1929, 1—2/1946 oraz pełnych roczników: 1924, 1930—1939.

Andrzej Scheer, Świdnica, Żeromskiego 10 m. 4.

Sprzedam

1. Teleskop syst. Cassegraina, śred. 150 mm, ogniskowa 250 cm. Skala nastawna, okular wymienny. Celownik z ogniskową 20 cm. Statyw beto­nowy wysokości 1,45 m.

Nastawianie za pomocą suwaka na śrubie. Aretaż. Podzialka w rekta- scenzji i deklinacji.

2. Teleskop syst. Newtona na drewnianym trójnogu z widełkam i m e­talowymi. Średnica 150 mm, ogniskowa 120 cm. Celownik 25 cm.

Tubus do zdejmowania (długość 140 cm) z hamulcami tarczowymi.Okulary na żądanie.Wiadomość: Mgr inż. Konstanty Czetyrbok, Oddział Warszawski

PTMA, Warszawa, Al. Ujazdowskie 4.

P r z e w o d n . R a d y R e d a k c y jn e j S . P io t ro w s k i , r e d . n a c z . L . Z a jd le r , s e k r . K . Z ió ł­k o w sk i , r e d . te c h n . B . K o rc z y ń s k i. A d re s R e d a k c j i : W a rsz a w a , A l. U ja z d o w s k ie 4: W y d a w c a : P o ls k ie T o w a rz y s tw o M iło śn ik ó w A s tro n o m ii, Z a rz ą d G łó w n y , K ra k ó w , S o ls k ie g o 30/8, te le f o n : 538-92; N r k o n ta P K O I OM 4-9-5227. W a r u n k i p r e n u m e ­r a ty : ro c z n a — 72 z ł, d la c z ło n k ó w P T M A w ra m a c h s k ła d k i 60 zł, 1 e g z . — 6 zł.

I n d e k s 38151

D ru k : P r a s o w e Z a k ła d y G ra f ic z n e R SW P r a s a , K ra k ó w , u l. W ie lo p o le 1 — z am . 1161/70. N a k ła d 3000 eg z . D-15