Utrtfo

MIESIĘCZNIK

P O L S K IE G O TOWARZYSTWA M IŁOŚNIKÓW ASTRONOMII

S I E R P I E Ń 1980Z A K Ł A D N A R O D O W Y I M I E N I A O S S O L I Ń S K I C H

W Y D A W N I C T W O P O L S K I E J A K A D E M I I N A U K

URANIAMICCICP7MII/ P O L S K I E G O - T O W A R Z Y S T W A I V l I t o l L U £ H 1 M l i O Ś N I K Ó W . A S T R O N O M I I

ROK LI SIERPIEŃ 1080 F ŚWYDANO Z POMOCĄ FINANSOWĄ POLSKIEJ AKADEMII NAUK. CZASO­PISMO ZATWIERDZONE PRZEZ MI­NISTERSTWO OŚWIATY DO UŻYTKU SZKÓŁ OGÓLNOKSZTAŁCĄCYCH, ZA­KŁADÓW KSZTAŁCENIA NAUCZYCIE­LI I TECHNIKÓW (DZ. URZ. MIN. OSW. NR 14 Z 1966 R. W-WA 5. 11. 66).

SPIS TREŚCI

M ichał H eller — E w o lu c ja K osm o­su i kosm ologii.Tom asz K w ast — G w iazdy M e- dyce jsk ie (2).

K azim ierz M. B orkow ski — A stro ­nom iczne a sp e k ty w y g in ięc ia d i­nozau rów .

T. Z bigniew D worak — 60 la t k r a ­kow sk ich o b se rw ac ji gw iazd zm iennych .

Kronika: P lu to n — b y ły ‘księżyc N ep tu n a? — D ługość doby m a rs - ja ń s k ie j — W sp ra w ie spornego k r a te ru m e teo ry to w eg o W ip fe ls- f u r t lw D olin ie D u n a ju . Albiireo — u k ła d podw ó jny .

O bserwacje: R ap o rt III 1980 o r a ­d iow ym p ro m ien io w an iu S łońca — .K o m u n ik a t C e n tra ln e j S ekc ji O b se rw a to ró w S łońca n r 3/80 — C O SPA R w o ła o zachow an ie

ISSN — 0042 - 07 - 94

O lb rzym ie gady by ły k iedyś d o m in u jącą fo rm ą życia na Z iem i. D inozau ry , k tó ry ch d ługość o siąga ła 27 m a m a ­sa 60 to n , b y ły n a jw ięk szy m i z ląd o w y ch z w ie rzą t n a n a ­szej p lanec ie . W yginęły na p rze łom ie m ezozoiku i k en o ­zo iku ok. 67 m in la t te m u na sk u tek zagadkow ego do dziś z jaw isk a . W śród czynników o dpow iedz ia lnych za w y m a r­cie ja szczu ró w rozw aża się tak że a s tronom iczne .

Z o k az ji 60-lecia o b se rw a ­cji gw iazd zm iennych w P o l­sce p rzed s taw iam y za ry s h i­s to r ii ak c ji rozpoczęte j w 1920 r. p rzez p ro f. T. B an a- ch iew icza i k o n ty n u o w an e j po dz ień dzisiejszy . D odać n a le ­ży, że w a k c ji te j b io rą u d z ia ł ró w n ież am ato rzy , z- rzeszen i w P.T.M .A.

M iłośn ikom as tro n o m ii p rz y ­p o m in am y tak że , że w d n iu 26 s ie rp n ia w e w czesnych go­dz inach ra n n y c h n a s tą p i p ó ł­cien iow e zaćm ien ie K siężyca, rozpoczyna jące się w ejśc iem K siężyca w p ó łc ień o 2 h4 2 m i ob se rw o w aln e w P o lsce do chw ili zachodu ok. 4h38m cza-,- su ś r .-eu r.

ciągłości o b se rw ac ji p la m sło­necznych .

K alendarzyk astronom iczny.

Pierw sza strona okładki: Zdjęcie G anim edesa w ykonane 8 lipca 1979 r. z od­ległości 138 tys. km przez V oyagera 2. Jasne w ygięte sm ugi m ogą być zakrzep­łym i fa lam i g ru n tu poruszonego przez spadek wielkiego m eteory tu w środku ich krzywizny.Druga strona okładki: F ragm ent pow ierzchni Ganim edesa sfofografow any 9 lip ­ca 1979 r. z odległości około 100 tys. km . Średnica najw iększego k ra te ru wynosi około 150 km .Trzecia strona okładki. Zdjęcie k ra te ru na pow ierzchni Ganim edesa w ykonane 5 m arca 1979 r. z odległości około 270 tys. km przez Voyagera 1. R adialnie roz­łożone jasne smugi, sięgające na odległość 960 km od k ra te ru , są praw dopodob­nie w ynikiem uderzenia w pow ierzchnię sa te lity dużego m eteory tu .Czwarta strona okładki: Zdjęcie G anim edesa w ykonane 5 m arca 1979 r. z od­ległości około 240 tys. km . Nigdzie dotąd nie obserw ow ane pasm a rów nolegle biegnących row ów (najlepiej widoczne u dołu zdjęcia) są praw dopodobnie w y­nik iem deform acji g rubej w arstw y lodu pokryw ającej pow ierzchnię satelity . Widać też liczne k ra te ry uderzeniow e.

M I C H A Ł H E L L E R — T a r n ó w

EWOLUCJA KOSMOSU I KOSMOLOGII

XIX. Istnienie osobliwości

1. MiejsceZnana jest anegdota o tym , jak am erykański m ilioner py tał angielskiego lorda, co trzeba robić, by traw a rosła tak jak w Anglii.

— Trzeba ją często ścinać — odpowiedział lord.— Ścinam ją często — stw ierdził m ilioner — i nic z tego

nie wychodzi.— Bo też trzeba to robić przez czterysta la t — odrzekł lord.Często zastanaw iałem się, co trzeba robić, aby osiągnąć

tak i poziom uniw ersytetów , jakim szczycą się Cam bridge i O xford w W ielkiej Brytanii. I m yślę, że nie w ystarczy anga­żować tylko przynajm niej dobrych pracow ników naukowych, ale trzeba to czynić przez k ilkaset lat. Koniecznym w arun­kiem naukow ych rew olucji jest ciągłość tradycji. To jeden z paradoksów rozw oju nauki.

Istnieje powiedzenie, że kto raz był w Cam bridge, chciał­by w tym mieście mieszkać zawsze. Weź ulicę św. A nny w K rakow ie z jej Collegium Maius, dodaj nieco drożdży tak, by się to rozrosło do wielkości m iasta, zaczyń wszystko czystą (!!) wodą rzeki z licznymi odnogami, ponad którym i poprze- rzucaj malownicze mostki, jak ci podpowie fantazja; odrobinę przyciężki, krakow ski gotyk w yostrz nieco i poprzyozdabiaj koronkam i z m uru, ale bez przesady, pozostawiając wiele w e­sołej, czerwonej cegły i nade wszystko nie żałuj przestrzeni na ogrody, parki i traw niki, pozwól im się wcisnąć wszędzie: pomiędzy odnogi rzeki, koledże i naw et tu i ówdzie pomiędzy m iejskie kamieniczki... i będziesz m iał Cambridge. Trzeba je oczywiście zaludnić: rzeszą studentów , autentycznym i m ie­szczanami, których rodziny gnieżdżą się tu od pokoleń, prze­m ysłem na peryferiach...

O xford jest bardziej m onum entalne i uroczyste. Kolegia i wydziały uniw ersy tetu , jakby nie chcąc się pospolitować, w ydzieliły się' od m iasta niem al absolutną harm onią zw artej a rch itek tu ry i nieskazitelną bielą swoich m urów. I naw et dzie­siątki, setki studenckich row erów , poopieranych byle jak w najbardziej nieprawdopodobnych m iejscach, nie odbierają

226 U R A N I A 8/1980

8/1980 U R A N I A 227

temu obrazowi charakteru powagi i namaszczenia. I tu jest rzeka z licznymi odnogami, po których pływają charaktery­styczne łódki odpychane żerdziami od dna (rodzaj studenckie­go sportu) i właśnie te łódki zamieniają zwykłą, choć nie­wątpliwie malowniczą, rzekę w element wyrafinowanej tra ­dycji i składową część oksfordzkiego klimatu.

To tylko zewnętrzne wrażenia, ale trzeba wziąć udział na przykład w jakimś naukowym seminarium, by zrozumieć, co nadaje sens zewnętrznej atmosferze. Można sobie pozwolić — z przymrużeniem oka — na odrobinę snobizmu, jeśli pokrywa on tak rzetelny stosunek do poznawania świata.

Obydwa uniwersytety, w Cambridge i w Oxford, zajmują poczesne miejsce w dziejach kosmologii. Mieliśmy to już moż­ność zauważyć w poprzednich rozdziałach. Obecnie pragnę opowiedzieć historię sukcesu, który był dziełem — w dużej mierze — ludzi związanych z uniwersytetem w Cambridge i Oxford. Głównymi bohaterami dram atu są Stephen Hawking z Cambridge i Roger Penrose z Oxfordu.

2. Ludzie

Pierwszy raz Stephena Hawkinga zobaczyłem na naukowym seminarium Wydziału Matematyki Stosowanej i Fizyki Teo­retycznej (Department of Applied Mathematics and Theore­tical Physics) w Cambridge. Hawking wjechał na wózku in­walidzkim popychanym przez kogoś spośród jego studentów lub współpracowników. Referat na. seminarium był na temat kinematycznego modelu kosmologicznego i pamiętam, że pre­legentka pomyliła się w którym ś miejscu długich rachunków. Z sali zaczęły padać rady i wskazówki, co trzeba zrobić, żeby otrzymać poprawny wynik. To do reszty skonfudowało prele­gentkę, dla której w dodatku angielski nie był rodzimym ję­zykiem. Wtedy odezwał się Hawking. Zapanowała cisza jak makiem siał. Hawking mówił niewyraźnie, głosem zniekształ­conym przez chorobę. Potem ktoś wyjaśnił: „Profesor Haw­king mówi, że na drugiej tablicy w trzecim rzędzie należy mi­nus przy jedynce zmienić na plus i wszystko wyjdzie”. I tak było. Dalej referat potoczył się gładko.

Rzadka choroba, atakująca nerwowe ośrodki ruchowe, po raz pierwszy dała znać o sobie, gdy Hawking miał 21 lat. Od tego czasu jego cicha walka z chorobą stała się przedmiotem podziwu całego otoczenia. Ciało, powoli ale systematycznie, przegrywa w tym zmaganiu, ale wielki duch zapanował i nad

ciałem, i nad chorobą. Człowiek dużej dobroci, pogodnego usposobienia i niezmordowanej pracy. Hawking stał się nie tylko jednym z najtęższych mózgów współczesnej kosmologii ale w ogóle współczesnej fizyki teoretycznej.

Roger Penrose rozpoczynał swoją karierę od czystej mate­matyki. Ogólną teorią względności zainteresował się podczas swojego pobytu w Cambridge, pod wpływem Hermana Bon- diego i Denisa Sciamy. Swoją głęboką wiedzę matematyczną przeniósł do fizyki relatywistycznej. Spojrzenie zupełnie świe­żym okiem na nową dla siebie dziedzinę (w której wkrótce stał się wybitnym specjalistą) pozwoliło mu stworzyć bardzo skuteczne metody, zupełnie odmienne od stosowanych zwy­czajowo w teorii względności. Penrose został profesorem w Instytucie Matematyki w Oxfordzie, gdzie wokół niego sku­pia się grupa ludzi, interesujących się matematycznymi meto­dami współczesnej fizyki a zwłaszcza teorii względności. Obie grupy teoretyków, z Cambridge i z Oxfordu, pracują w ści- siym kontakcie ze sobą.

. Również z Cambridge do Oxfordu przeniósł się Denis Sciama, autor licznych prac i książek z zakresu kosmologii i teorii względności. Nie stworzył on żadnej rewolucyjnej kon­cepcji fizycznej, ale należy mu się wzmianka w tym miejscu z innego powodu. Sciama posiada cenny dar wychwytywania najbardziej aktualnych problemów; zawsze trafia w dziesiąt­kę: jeśli poradzi zająć się jakimś zagadnieniem, na pewno za­owocuje ono w niedalekiej przyszłości. Ponadto Sciama posia­da wielki talent dydaktyczny, chętnie otacza się najzdolniej­szymi uczniami i wyławia spośród nich największe talenty. Powstanie kosmologicznej grupy Cambridge — Oxford jest w dużej mierze jego zasługą.

3. O sobliwości — w ielki problem kosm ologii

Widzieliśmy, że prawie od początku istnienia kosmologii rela­tywistycznej zagadnienie osobliwości było przedmiotem wielu sporów i gorących polemik. Z jednej strony równania Ein­steina, poparte danymi obserwacyjnymi, uparcie wskazywa­ły na istnienie „stanu osobliwego” u początku obecnej fazy kosmicznej ewolucji; z drugiej strony fizyka broni się przed przyjęciem takich sytuacji, w których sama przestałaby obo­wiązywać. W początkach lat sześćdziesiątych problem jeszcze się zaostrzył, stało się bowiem jasne, że widmo osobliwości grozi nie tylko na początku ewolucji Wszechświata, ale także

228 U R A N I A 8/1980

na końcu ewolucji masywnych gwiazd. Z chwilą gdy gwiazda o masie dwukrotnie przewyższającej masę Słońca wyczerpie swoje paliwo jądrowe, zaczyna zapadać się ku środkowi pod wpływem własnej graw itacji. Je s t to zjawisko tzw. kolapsu grawitacyjnego. Gdy zapadanie się gwiazdy przekroczy pewną granicę, zwaną sferą Schwarzschilda, wszelki odwrót zostaje odcięty, nawet promienie świetlne wysłane przez gwiazdę zo­staną zawrócone z powrotem ku je j powierzchni przez nad­zwyczaj silne — i ciągle w miarę zapadania się wzrastające — pole grawitacyjne. Dla obserwatora znajdującego się na ze­wnątrz wszystko to, co jest pod sferą Schwarzschilda, pozo­staje niewidzialne; stąd obrazowa nazwa skolapsowanej gwiaz­dy — czarna dziura. Ale — jak pokazują równania — obser­wator zapadający się razem z gwiazdą w skończonym czasie własnym osiągnie osobliwość, tzn. stan, w którym cała masa gwiazdy (wraz z obserwatorem!) zostanie ściągnięta do punktu.

Zagadnienie kolapsu grawitacyjnego stało się jednym z n a j­modniejszych zagadnień fizyki teoretycznej i astrofizyki lat sześćdziesiątych, a tym samym problem osobliwości przestał być wewnętrzną sprawą kosmologii, stał się ważną trudnością astrofizyki odpowiednio masywnych obiektów.

Wśród fizyków coraz szerzej przyjmowało się przekonanie, że za pojawienie się osobliwości, zarówno w ewolucji świata jak i w kolapsie gwiazdy, odpowiedzialne są założenia sym etrii, jakie przyjm uje się przy rozwiązywaniu tych zagadnień dla uproszczenia rachunków. Istotnie, jak pamiętamy, prawie wszystkie rozważane wcześniej modele kosmologiczne zakła­dają przestrzenną jednorodność i izotropowość świata, czyli jego przestrzenną symetrię sferyczną. Podobne założenia czy­niono w niemal wszystkich pierwszych pracach dotyczących kolapsu. Sfera ściąga się do punktu, ale gdyby potraktować ewolucję świata, czy ewolucję masywnej gwiazdy, nie przyj­m ując żadnych symetrii, to prawdopodobnie osobliwość znik­nie i np. kurczenie się gwiazdy czy Wszechświata gładko przejdzie w rozszerzanie. Poglądy takie wyrażali m. in.: R. W. Lindquist i J . A. W heeler, E. M. Lifszic i I. M. Chałatnikow.

4. Twierdzenia o osobliwościach

Penrose od dłuższego czasu interesował się tzw. globalnymi metodami w teorii względności, tzn. metodami, przy pomocy których można badać nie tylko „małe obszary” czasoprzestrze­ni, ale strukturę czasoprzestrzeni jako całość (einsteinowskie

8/1980 U R A N I A 229

230 U R A N I A 8/1980

równania pola są w zasadzie narzędziem lokalnym). Ale jak można badać całą czasoprzestrzeń, jeśli rozciąga się ona w nie­skończoność? Penrose zauważył, że matematyczne przekształ­cenia zwane przekształceniami konforemnymi, mają ciekawą własność: mogą one „przenosić” punkty z nieskończoności do skończonych odległości (w wybranym układzie współrzęd­nych). Co więcej, bardzo często da się wtedy, po takim konfo­remnym przeskalowaniu, c a ł ą czasoprzestrzeń przedstawić w postaci niewielkiego rysunku. Przy pomocy jeszcze jednego zabiegu matematycznego (zwanego uzwarcaniem czasoprze­strzeni) można sprawić, że graficzny obraz czasoprzestrzeni będzie miał wyraźnie określone granice; nazywa się je brze­giem konforemnym czasoprzestrzeni. Część tego brzegu przed­stawia osobliwości (jeśli takie w czasoprzestrzeni istnieją), a pozostała część brzegu obrazuje te części czasoprzestrzeni, które zwyczajnie (przed dokonaniem konforemnego przekształ­cenia) znajdują się ,,w nieskończoności”.

Niewątpliwie prace nad przekształceniami konforemnymi nasunęły Penrose’owi myśl, że metody te można rozwinąć i wyostrzyć tak, by były one w stanie jednoznacznie pokazać, czy w danej czasoprzestrzeni istnieje osobliwość, czy nie. Oka­zało się przy tym, iż nowe metody mogą być skuteczne tylko pod warunkiem, że się dokładnie określi, co należy rozumieć przez osobliwość. I tu pojawiły się bardzo istotne trudności. Udało się je nie tyle przezwyciężyć, co obejść. W osobliwości urywają się (zaczynają lub kończą) historie obserwatorów i cząstek, poza osobliwość nie można ich przedłużać. Jeśli ma­my do czynienia z c a ł ą czasoprzestrzenią (z której sztucz­nie nic nie wycięto, oczywiście nie nożyczkami lecz przy po­mocy matematycznego zabiegu), i jeżeli choć jedna historia obserwatora lub cząstki urywa się gdziekolwiek, to znaczy, że czasoprzestrzeń posiada osobliwość. Tę cechę osobliwości przy­jęto za jej definicję.

W roku 1965 Penrose opublikował artykuł pt. „Kolaps gra­witacyjny i osobliwości czasoprzestrzeni” [1], w którym udo­wodnił twierdzenie, że jeśli kolapsująca materia spełnia pew­ne „rozsądne fizyczne w arunki” i osiąga „punkt, od którego nie ma odwrotu”, to historie cząstek kolapsujących muszą się urwać, czyli cały proces prowadzi do osobliwości. Rzecz bar­dzo ważna: w twierdzeniu Penrose’a nie ma mowy o żadnych symetriach.

Wkrótce metodę Penrose’a podchwycił Hawking i młody, amerykański relatywista R. P. Geroch, który zagadnienie wy-

stępowania osobliwości wybrał sobie jako tem at rozprawy doktorskiej. Następnych kilka la t przyniosło kilka dalszych twierdzeń o istnieniu osobliwości, których autorami byli Pen­rose, Hawking i Geroch. Twierdzenia te rozciągały poprzedni wynik Penrose’a na przypadek ewolucji Wszechświata i w róż­ny sposób modyfikowały „rozsądne fizyczne w arunki”, które pociągają za sobą istnienie osobliwości. Problem polegał na tym, żeby z jednej strony te „rozsądne w arunki” były jak najogólniejsze, by nie wykluczały sytuacji, jakie mogą się zdarzyć w rzeczywistym świecie, a z drugiej strony, by były na tyle mocne, iżby wystarczyły do udowodnienia, że osobli­wość musi się pojawić.

Ten okres historii zagadnienia zakończył się w roku 1970, kiedy to Hawking i Penrose opublikowali razem artykuł p.t. „Osobliwości w kolapsie grawitacyjnym i kosmologii” [2], Artykuł zawierał twierdzenie najmocniejsze z dotychczaso­wych. Stwierdzało ono, że występowanie osobliwości w teorii względności nie jest wynikiem żadnych upraszczających za­biegów, a w szczególności nie jest następstwem założeń sy­metrii, lecz wynika z samej matematycznej struk tury einstei- nowskiej teorii grawitacji.

W półtorastronicowym dodatku do pracy autorzy argu­m entują, że właściwości mikrofalowego promieniowania tła świadczą o tym, iż w arunki twierdzenia są spełnione w rze­czywistym świecie, a zatem Wszechświat w którym żyjemy, miał osobliwość w swojej historii.

5. W ielkoskalowa struktura czasoprzestrzeni

Osiągnięcia Penrose’a są zawsze w oryginalnych artyku­łach, w przeglądowym referacie zatytułowanym „Struktura czasoprzestrzeni” [3] oraz w oddzielnie wydanej, niewielkiej książce „Techniki topologii różniczkowej w teorii względności”[4], w której — jak wskazuje ty tu ł — autor przedstawił bar­dziej metody niż wyniki uzyskane przy ich pomocy. Hawking natomiast, przy współudziale G. F. R. Ellisa, napisał obszerną monografię p.t. „Wiełkoskalowa struktura czasoprzestrzeni”[5], w której nie tylko zebrał dotychczasowe osiągnięcia w dziedzinie „metod globalnych” i zagadnienia osobliwości, ale je znacznie rozwinął i udoskonalił. Książka Hawkinga i El­lisa. na długo pozostanie ważną pozycją w bibliotece fizyka- relatywisty.

W swojej zasadniczej warstwie monografia ta rozwija teo-

8/1980 U R A N I A 231

232 U R A N I A 8/1980

rię istnienia osobliwość,i w warstwach ubocznych, będących bądź rozwinięciem, bądź uzupełnieniem głównego wątku, znaj­dujemy syntetyczne przedstawienie geometrii różniczkowej specjalnie dostosowane do zastosowań w teorii względności, globalną analizę najważniejszych rozwiązań einteinowskich równań pola oraz rozwinięcie tzw. zagadnienia warunków brzegowych w teorii względności (zagadnienie Cauchy’ego). To ostatnie zagadnienie jest bardzo ważnym problemem teo­retycznym. Hawking i Ellis potraktowali je jakby mimocho­dem, a kto wie, czy nie zrobili w tej dziedzinie więcej niż wielu teoretyków — relatywistów, którzy specjalizowali się tylko w tej wąskiej dziedzinie.

„Ekspansja Wszechświata jest pod wieloma względami po­dobna do kolapsu gwiazdy, z wyjątkiem tego, że w obu tych procesach czas jest odwrócony” ([5], s. 348) — piszą Hawking i Ellis.'Istotnie, rozszerzenie jest jakby kolapsem w odwróco­nym czasie. Twierdzenia o osobliwościach wskazują, że oby­dwie te fizyczne sytuacje — ekspansja Wszechświata i kolaps gwiazdy — prowadzą do istnienia osobliwości. Twierdzenia o osobliwościach są typowymi twierdzeniami o istnieniu: mó­wią one, że w określonych warunkach osobliwość musi wystą­pić, ale nie mówią niczego o naturze osobliwości. W osobli­wościach historia obserwatora lub cząstki urywa się, czyli przestaje się dziać, ale tego, co się tam „naprawdę dzieje”, nie wiemy. Techniczny język, używany przez Hawkinga i Ellisa, wyraża to w stwierdzeniu, że „osobliwości nie należą do cza­soprzestrzeni, lecz do jej brzegu”. Oczywiście pojęcie „brze­gu” zostało przedtem precyzyjnie zdefiniowane. Chociaż punk­ty brzegu nie należą do samej czasoprzestrzeni, to jednak ob­serwator znajdujący się w czasoprzestrzeni, na podstawie wy­konywanych przez siebie obserwacji, może dojść do wniosku o istnieniu brzegu. I tak właśnie powinno być: wszak Haw­king, Penrose i inni teoretycy znajdują się w czasoprzestrzeni rzeczywistego Wszechświata, a potrafili sformułować i udo­wodnić twierdzenia, mówiące o istnieniu punktów brzegu — osobliwości.

Istnienie osobliwości w modelu kosmologicznym Friedma­na—Lem aitre’a oznacza, że cała materia tego modelu zostaje ściągnięta do punktu: w zerowej objętości gęstości i ciśnienia stają się nieskończone. Co to znaczy? Ogólna teoria względ­ności jest makroskopową teorią grawitacji. Znajomość całej dotychczasowej fizyki teoretycznej podpowiada, że przy bar­dzo wielkich gęstościach m aterii pole grawitacyjne, podobnie

8/1980 U R A N I A 233

jak inne pola fizyczne, powinno podlegać skwantowaniu. A więc na długo przedtem zanim w osobliwości zostanie osiąg­nięta nieskończona gęstość, powinny pojawić się kwantowe efekty grawitacji. Ale kwantowej teorii grawitacji do dziś nie znamy; poza kilkoma mniej lub bardziej udanymi próbami jest to biała plama na karcie fizyki teoretycznej.

Twierdzenia o osobliwościach obowiązują tylko w kon­tekście nie-kwantowej ogólnej teorii względności; można za­tem powiedzieć, ze przepowiadają one samozałamanie się tej teorii: w miarę zbliżania się do osobliwości, gęstość rośnie tak niebzepiecznie, że w pewnym momencie teoria przestaje obo­wiązywać; chcąc opisywać proces w dalszym ciągu, powinniś­my dysponować kwantową teorią grawitacji, póki jej nie ma, pozostajemy bezradni.

H acking i Ellis piszą: „Wydaje się być słuszną zasadą, że gdy jakaś fizyczna teoria przepowiada osobliwość, oznacza to samozałamanie się tej teorii, tzn. nie daje już ona poprawnego opisu obserwacji. Powstaje pytanie: kiedy ogólna teoria względności załamuje się? Należałoby oczekiwać, że załamuje się ona, gdy kwantowe efekty grawitacji stają się znaczące; z wymiarowych argumentów można wnosić, że nie zachodzi to, dopóki promień krzywizny nie staje się rzędu 10-38 cm. Od­powiadałoby to gęstości 1094 g/cm3 ([5], s. 362—363). Jeśli by umownie za początek liczenia czasu przyjąć chwilę osobli­wości, to w ekspandującym Wszechświecie gęstość materii spadłaby do wartości 1094 g/cm3 już po 10-44 s.Chwila scharakteryzowana wielkościami: czas = 10-44 s, gęstość = 1094 g/cm3, promień krżywizny = 10~33 cm, nazywa się erą Plancka, lub epoką progu. Od tego progu począwszy obowią­zują wszystkie prawa ogólnej teorii względności, przedtem funkcjonowały nieznane prawa kwantowej grawitacji. Te nie­znane prawa mogą być tak drastycznie różne od wszystkiego, co znamy dotychczas, że nawet nie wiadomo, czy po odkryciu tych praw pojęcia czasu i przestrzeni zachowają swoje do­tychczasowe znaczenie. Nie wiadomo w szczególności, czy powie­dzenie „umawiamy się liczyć czas od osobliwości” będzie miało w ogóle jakikolwiek sens. Jeśli mówimy, że era progu zdarzyła się w chwili 10-44 s, to należy przez to rozumieć tylko tyle, że, aby pozostawać w zgodzie z wszystkimi równaniami ogólnej teorii względności, w momencie progu „zegar kosmiczny” należy ustawić na godzinę 10~44 s; a jeszcze ściślej, że w epoce progu występującemu w równaniach parametrowi t, który nazywamy czasem kosmicznym, należy przypisać wartość 10"44 s.

234 U R A N I A 8/1980

6. Perspektyw y

W naukowej karierze Penrose’a i Hawkinga prace nad tw ier­dzeniami o osobliwościach stanowiły etap wyjściowy do dal­szych badań. Tematyka narzucała się sama: kwantowa teoria grawitacji. Ale tu drogi Penrose’a i Hawkinga rozeszły się. Penrose — matem atyk sięgnął po nową, od samych podstaw, koncepcję czasoprzestrzeni; według jego teorii czasoprzestrzeń w najmniejszej skali ,,jest zbudowana” zupełnie z innej ma­tematyki, ma raczej strukturę siatki, która dopiero po odpo­wiednim uśrednieniu daje ciągłą, makroskopową czasoprze­strzeń. Koncepcja Penrose’a nazywa się teorią twistorów i jest nadal rozwijana; matematycznie jest ona bardzo elegancka, ale w dziedzinie fizycznych przewidywań nie może się dotych­czas poszczycić wielkimi sukcesami. Hawking — fizyk wybrał inną drogę: próbujmy do pola grawitacyjnego stosować, po odpowiednich przystosowaniach, metody kwantowania wypró­bowane na innych polach. I tak droga, choć trudno się po niej spodziewać radykalnych środków zaradczych, zaczęła dawać rezultaty. Przy pomocy swoich półklasycznych metod Haw­king wyliczył, że w pobliżu czarnej dziury czyli kolapsujące- go obiektu (i analogicznie w pobliżu kosmologicznej osobli­wości) powinien występować proces kreacji cząstek. Proces ten zasadniczo zmienia obraz kolapsu. Są to pasjonujące za­gadnienia, które jednak wykraczają poza ram y tego rozdziału.

Gdy byłem w Cambridge, akurat Hawking i Ellis robili korektę swojej książki. Poprosiłem jednego z tamtejszych wy­bitnych teoretyków, żeby mi przysłał książkę, gdy tylko uka­że się drukiem. Zapewniłem, że ktoś z moich angielskich przy­jaciół wyrówna dług i dość długo wyjaśniałem, że sam nie mogę przesłać pieniędzy ani pocztą, ani przelewem bankowym, bo między naszymi krajam i nie ma wymiany walutowej. Mój teoretyk powiedział, że rozumie i że będzie pamiętał o mojej prośbie. I rzeczywiście pamiętał. Ale potem w liście do Polski podał mi numer konta, na które będzie mi najwygodniej prze­słać należność za książkę. Okazuje się, że łatwiej jest zgłębić tajemnice Wszechświata niż walutowe zawiłości.

Przypisy

[1] R. Penrose, G rav ita tiona l Collapse and Space-Tim e S ingulari­ties, Phys. Rev. Lett., 14, 1965, 57—59.

[2] S. W. H aw king, R. Penrose, The S ingularities of G ravita tional Collapse and Cosmology, Proc. Roy. Soc., A 314, 1970, 529—548.

8/1980 U R A N I A 235

[33 R. Penrose, Structure of Space-Time, w: Battelle Rencontres, pod red. C. M. de Witt i J. A. Wheeler; New York; 1968, 121^-235.

14] R. Penrose, Techniques of D ifferential Topology in Relativity, Philadelphia 1972.

[5] S. W. Hawking, G. F. R. Ellis, The Large-Scale Structure of Space-Tim e, Cambridge 1973.

T O M A S Z K W A S T — W a r s z a w a

GWIAZDY MEDYCEJSKIE

Ganimedes

Ganimedes, największy satelita' (nr 3) Jowisza, obiega swą ma­cierzystą planetę po orbicie o promieniu 1,070 miliona kmi w okresie 7,155 dnia. Jest ciałem wprawdzie nie tak gładkim jak Europa, nie mniej jednak z obserwacji krawędzi jego ta r­czy (oczywiście na zdjęciach uzyskanych z Voyagerow) wyni­ka, że różnice poziomów nigdzie nie przekraczają 1 km. Jego ogólnie ciemnoszara powierzchnia poprzecinana jest jaśniej­szymi i bardziej brązowymi pasmami, tak iż w efekcie obszary ciemniejsze przyjm ują postać nieregularnych wielokątów. Naj­większy jednolity ciemny obszar położony jest na odwróconej od Jowisza stronie Ganimedesa i ma z grubsza kształt koła o średnicy rzędu 2000 km. Twór ten został w ykryty już na obrazach otrzymanych przez Pioneera 10, ale co więcej, za­uważony był znacznie dawniej nawet przez obserwatorów na­ziemnych. Jest on jedyną (oprócz ciemnych czap polarnych na Io) formacją geologiczną na satelitach Jowisza zaobserwo­waną z Ziemi.

Ten wielki ciemny obszar poprzecinany jest licznymi rów­noległymi łukami (zdjęcie na pierwszej stronie okładki), któ­rych przedłużenie znaleźć można na sąsiednich ciemnych ob­szarach globu. Układ tych łuków przypomina podobne forma­cje na innych ciałach niebieskich, np. pasma gór wokół Mare Orientale na Księżycu czy Caloris Basin na Merkurym. Nie­odparcie nasuwa się wniosek, że łuki te powstały wskutek po­tężnego uderzenia m eteorytu jako zastygające fale poruszo­nego gruntu, rozchodzące się od miejsca uderzenia. Na Gani- medesie jednak samo miejsce uderzenia (środek krzywizny łuków) zostało dawno zatarte przez młodsze formacje geolo­giczne. Ślady drugiego takiego układu pierścieniowych wałów znalezione zostały również na półkuli Ganimedesa zwróconej ku Jowiszowi.

236 U R A N I A 8/1980

Ciemne obszary Ganimedesa i jaśniejsze pasma są dwoma zasadniczymi typami gruntu występującymi na tym satelicie. Ciemrte wielokąty są obszarami gęsto usianymi płytkimi kra­teram i o średnicach od kilku do ponad 50 km (zdjęcie na dru­giej stronie okładki). Jaśniejsze pasma są z kolei wiązkami równoległych rowów (zdjęcia na drugiej i czwartej stronie okładki) o szerokości 5—15 km i głębokości rzędu kilkuset metrów. W jednej wiązce bywa do kilkudziesięciu rowów sta­nowiących razem pasmo o szerokości do 100 km. Teren pasm jest znacznie słabiej usiany krateram i, co dowodzi, że jest on młodszy od gruntu ciemnych wielokątów. Same pasma najw y­raźniej powstawały nie jednocześnie, gdyż zauważa się miej­sca, gdzie jedne z nich zostały wyraźnie zatarte przez inne, młodsze.

Cała powierzchnia Ganimedesa bez względu na rodzaj gruntu usiana jest krateram i uderzeniowymi, wyglądającymi jak niemal białe cętki często z białymi promienistymi smuga­mi (zdjęcie na trzeciej stronie okładki). K ratery te są zatem najmłodszymi tworami na powierzchni Ganimedesa. Białym m ateriałem widocznym w kraterach i tworzącym smugi jest najprawdopodobniej lód.

Również lodowe są zatem czapy polarne Ganimedesa. Wi­dać je na zdjęciach jako biegunowe pojaśnienia powierzchni globu sięgające od biegunów do 45° szerokości północnej i po­łudniowej, oczywiście w przybliżeniu, gdyż ich granice są mocno rozmyte. Prawdopodobnie powstają one wskutek osa­dzania się cząsteczek lodu (wody) sublimującego z obszarów równikowych. W arstwa lodu w czapach polarnych jest wyraź­nie cienka, gdyż nie zaciera ona w widocznym stopniu rzeźby terenu.

Poprzez wnikliwą analizę zdjęć powierzchni Ganimedesa można przekonać się, żę wielkie kratery są, średnio biorąc, gorzej zachowane niż mniejsze. Świadczy to o tym, że duże kratery są starsze, a to z kolei jest w zgodzie z hipotezą, że młody Układ Słoneczny był stosunkowo gęściej wypełniony masywniejszymi ciałami meteorowymi. Z biegiem czasu stare k ratery ulegały erozji i wygładzaniu przez wewnętrzne ruchy globu Ganimedesa, zaś w przestrzeni pozostały tylko małe bryłki, dające przy spadku na ochładzający się, a więc coraz twardszy grunt, kratery małe i coraz lepiej się zachowujące.

Porównanie rozległości jasnych promienistych smug wokół kraterów na Ganimedesie z analogicznymi tworami na innych ciałach świadczy o tym, że budulcem Ganimedesa, a dokład-

niej — jego powierzchni, musi być m ateria lżejsza niż np. krzemiany z powierzchni Księżyca. Jak już wspominaliśmy, najprawdopodobniej jest to lód. Otóż z rozmiarów (promień równy 2640 km) i masy (1.49X1023 kg) Ganimedesa wynika, że jego średnia gęstość wynosi 1.93 g/cm3. Sugeruje to, że zbu­dowany jest on pół na pół z krzemianów i wody. Przypuszcza się, że pod dość cienką (o grubości nie przekraczającej 100 km) skorupą lodu pokrytego „nalotem” krzemianowym rozciąga się na ok. 1/4 promienia w głąb globu warstwa płynnej wody, a pod nią leży już krzemianowe jądro satelity. Wielkoskalowe ruchy wodnego płaszcza mogłyby powodować pękanie lodo­wej skorupy i przesuwanie się poszczególnych fragmentów na kształt ziemskich płyt kontynentalnych. Obszary graniczne płyt (ciemnych wielokątów) ujawniałyby się wtedy jako owe jaśniejsze pasma. Plastyczność lodu pływającego w dodatku po wodzie usprawiedliwiałaby zarazem brak wielkoskalowej rzeźby powierzchni satelity.

8/1980 U R A N I A 237

K A Z I M I E R Z M. B O R K O W S K I — T o r u ń

ASTRONOMICZNE ASPEKTY WYGINIĘCIA DINOZAUROW

Astronomia przeżyła w ostatnich latach to, co niektórzy na­zywali rewolucją wysokich energii. Rozwinęły się nowe dy­scypliny (radioastronomia i astronomia promieni X) a wraz z nimi przekonanie, że w naszym Wszechświecie gwałt jest zjawiskiem powszechnym a nie wyjątkowym. Wiemy, że gwiaz­dy, a nawet galaktyki są „dewastowane” przez eksplozje, którym towarzyszy emisja wysokoenergetycznych cząstek i promieniowania elektromagnetycznego w ilościach znacznie przewyższających przypadek normalnych gwiazd i galaktyk. Wspomniana rewolucja doprowadziła do powszechnej akcep­tacji tak niezwykłych koncepcji fizycznych jakimi są np. gwiazdy neutronowe i czarne dziury. Czy wywoła to jakieś zmiany w sposobie myślenia w innych dziedzinach nauki? Czy katastrofy kosmiczne, takie jak wybuch supernowej, mogą wpływać na przebieg ewolucji życia na Ziemi?

Coraz lepiej zdajemy sobie sprawę, jak mało wiemy o naj­bliższej nam gwieździe. Dość spekulatywne jeszcze rozważa­nia zdają się przekonywać, że niewątpliwie życiodajne Słońce mogło w dalekiej przeszłości czynić ogrom zniszczeń w biosfe­rze Ziemi. Inne przesłanki sugerują, że podobny skutek niosły

238 U R A N I A 8/1980

tak niewinnie wyglądające na codzień meteory i spektakular­ne komety.

Wśród ponurych zdarzeń w dziejach Ziemi, osnutych ciąg­le mgłą tajemnicy, znajdują się wymarcia o szerokim zasięgu, które wyeliminowały z ówczesnej fauny m. in. dinozaury w przeciągu stosunkowo krótkiego czasu pomiędzy okresami kreda i trzeciorzęd. O ogromie tam tej katastrofy świadczy fakt, że nie przetrw ał jej żaden naziemny kręgowiec o wadze przewyższającej około 25 kg. Paleontologia dowodzi, że olbrzy­mie gady były niegdyś dominującymi formami życia na naszej planecie (np. Franciszek Bieda „Paleozoologia”, t. 2, Wydaw. Geologiczne, Warszawa 1969). W ostatnich dwóch stuleciach w osadach mezozoicznych znaleziono około 5000 fragmentów szkieletów tych stworzeń. Zdobią one światowe mu?ea budząc powszechny podziw i refleksję nad zagadką ich zniknięcia.

Z badań stratygraficznych wynika, że znacznie ponad po­łowę gatunków organizmów zamieszkujących Ziemię wyginęło w generalnym kryzysie w końcu ery mezozoicznej. Chociaż wtórne efekty związane z odżywianiem się organizmów są trudne do odizolowania, to wydaje się jednak, że wielkie k rę­gowce — jak dinozaury, pterozaury i olbrzymie krokodyle — oraz plankton morski, zostały wyniszczone w wyniku pierwot­nych przyczyn. Rozciągłość kryzysu w czasie ocenia się na kilkadziesiąt do pół miliona lat. Mógł się on pojawić w postaci dwóch prawie jednoczesnych impulsów, z których jeden wpły­wałby bardziej na rośliny, a drugi — na naziemne kręgowce. Trzeba też wiedzieć, że w historii Ziemi tego typu zagłady or­ganizmów żywych były zjawiskiem rzadkim.

Stało się jasne, że dinozaury wyginęły wskutek globalne­go kryzysu biologicznego, ale nie są znane czynniki, które były za to odpowiedzialne. Z odrobiną niepokoju zastanawiamy się więc, czy przypadkiem wyniszczające zmiany w środowisku nie są zjawiskiem powtarzalnym. Może owe wielkie zmiany w biosferze Ziemi powrócą jutro?

W ostatnich latach więcej uwagi skupiono na modelach te­oretycznych tłumaczących wpływ czynników o zasięgu global­nym. Koincydencje zjawisk takich jak ruchy mórz, globalne zmiany tem peratur (Savin 1977) czy wzrost aktywności wul­kanicznej, były rozpatrywane jako źródła wyginięcia jaszczu­rów. Nie wydają się one jednak realne, ponieważ ich skala czasowa jest znacznie większa niż rozpatrywanego zjawiska. W ostatnich dwóch milionach lat biosfera była wystawiona na

8/1980 U R A N I A 239

względnie nagłe zmiany klimatów lodowcowych i międzylo- dowcowych. Okres ten charakteryzowały też zmiany linii brze­gowych i temperatury, jak i poziomu aktywności wulkanicz­nej, które były przynajmniej tak duże, jak te które wystąpiły w końcu kredy i na początku paleocenu. Nie wywołały one jednak porównywalnych zniszczeń we florze i faunie Ziemi. W dalszym ciągu zajmiemy się zatem czynnikami pozaziem­skimi.

Z licznej literatury dotyczącej zdarzenia w końcu kredy zwracają uwagę dwie pozycje przeglądowe, na których opiera się również niniejsze opracowanie: D. A. Russel (Ann Rev. Earth Planet. Sci, 1979, t. 7, 163) i praca zbiorowa tzw. grupy K-TEC opublikowana w 1977 r. (Syllogeus, nr 12, 1977). Au­torzy ci oraz inni (których nazwiska cytujemy niżej w nawia­sach), wskazują na różne możliwe przyczyny.

Komety i wielkie meteory

Następstwa dla biosfery wynikające z upadku komety do ocea­nów ziemskich rozważał H. C. Urey. Wśród nich znajdujemy nagłe i prawdopodobnie śmiercionośne rozgrzewanie atmosfery i powierzchniowych wód oceanów. Autor zauważa jednak, że deszcz tektytowy, który wystąpił na obszarze australoazjaty- ckim ok. 700 000 lat temu i mógł nieść energię bliską przyjętej w jego obliczeniach, wywołał tylko niewielkie zmiany straty­graficzne.

Dyskutowano także upadki wielkich meteorytów jako moż­liwe czynniki masowej zagłady organizmów żywych. Rozkład prehistorycznych kraterów podpowiada, że asteroidy o średni­cy ok. 4 km mogły wpadać do oceanów średnio co 10— 100 mi­lionów lat, wywołując fale uderzeniowe z łatwością osiągające 5 km wysokości. Zdaniem D. J . McLarena turbulentność fali i towarzyszący wicher, po których nastąpiłby gigantyczny spływ wód z lądu, wywołałby burzliwe otoczenie na czas znacznie dłuższy, niż mogłoby to znieść wiele organizmów. Hi­poteza upadku bolidu tłumaczy też fakt przetrwania wielu ga­tunków, ale nie bardzo pasuje do struktury flory i fauny po­zostałych po kryzysie kredowo-paleoceńskim. Analizy biolo­gicznych skutków kolizji Ziemi z obiektami kosmicznymi są warte zachodu, gdyż kilka takich zjawisk prawdopodobnie wy­darzyło się w czasie liczonym od początku ery paleozoicznej.

240 U R A N I A 8/1980

Słońce

Podejrzenie, że Słońce może być źródłem katastroficznych zni­szczeń w biosferze Ziemi w końcu kredy uzasadnia się dwo­jako. W odróżnieniu od stanu sprzed kilku lat, obecnie lepiej zdajemy sobie sprawę z tego, jak ograniczona jest nasza wie­dza o strukturze Słońca i o procesach podtrzymujących jego świecenie oraz jak nieprzewidywalny charakter ma jego aktywność (np. Eddy 1978, Jan M ergentaler „Słońce — Zie­mia”, WT, Warszawa 1978). Ponadto, w przeciwieństwie do hi­potezy wymagającej przypadkowego pojawienia się pobliskiej supernowej, o czym będzie mowa w następnym punkcie, Słoń­ce znajdowało się cały czas „na posterunku” — wystarczają­co blisko Ziemi, by stać się nie tylko źródłem życia, ale być może czasem źródłem śmiercionośnym.

Dobrze wiadomo, że warstwa ozonu w atmosferze Ziemi chroni biosferę przed potencjalnie śmiertelnym nadfioletowym promieniowaniem Słońca. W arstwa ta jest narażona na częś­ciowe lub całkowite zniszczenie w wyniku zbieżności w czasie kolosalnego rozbłysku słonecznego (104 razy intensywniejszego niż obserwowane współcześnie) ze zjawiskiem biegunowości magnetosfery Ziemi albo na skutek promieniowania z pobli­skiej supernowej. W każdym przypadku biosfera wystawiona byłaby na praktycznie nietłumione promieniowanie nadfiole­towe Słońca, krótkookresowe niestabilności atmosfery, zredu­kowane promieniowanie widzialne w wyniku pochłaniania przez dwutlenek azotu oraz na globalne ochłodzenie klimatu o ok. 0,5°C. Sądzi się, że takie ochłodzenie nie powinno pro­wadzić do kontynentalnego zlodowacenia w okresie końca kre­dy i początku paleocenu, ponieważ ówczesne tem peratury na dużych szerokościach geograficznych przewyższały 0°C znacz­nie bardziej niż obecnie.

Pole magnetyczne Ziemi, podobnie jak pole Słońca, co ja ­kiś czas zmienia biegunowość. Z prac paleomagnetycznych wynika, że w okresie zmiany najpierw przez około 10 000 lat zmniejsza się natężenie pola dipolowego, następnie odbywa się nagła zmiana polarności biegunów i ponowny powolny wzrost natężenia (Carrigan i Gubbins 1979). Jedno z wielu takich zja­wisk nastąpiło 66,5 min roku temu (Harrison i inni, 1979) — na granicy kredy i trzeciorzędu — poprzedzone wyjątkowo dłu­gim (ok. 20 min lat) okresem pola jednokierunkowgeo.

Pozostaje do rozstrzygnięcia problem: czy jest możliwe,

8/1980 U R A N I A 241

ażeby w dalekiej przeszłości Słońce generowało tak olbrzymie wybuchy, jak tego wymaga hipoteza zagłady dinozaurów? Wiedzę o Słońcu opieramy na bezpośrednich, teleskopowych obserwacjach (głównie plam) w okresie zaledwie kilkuset lat. Dzięki pracom Eddy’ego (1977) w wynikach tych obserwacji znaleziono świadectwa o dużej dynamice zmian aktywności Słońca w niedalekiej przecież przeszłości. Godzi się wspom­nieć, że niebagatelne znaczenie w takich studiach mają prace Heweliusza (patrz J. E. Weiss i N. O. Weiss, Q. J. Astr. Soc., 1979, 20, 115). Dalsze analizy historycznych zapisów przedte- leskopowych obserwacji wielkich plam (widzialnych gołym okiem), szczególnie pochodzących ze starożytynch Chin, obser­wacji zórz i zawartości węgla aktywego w drzewach — sięga­jące wstecz do około 5300 lat p.n.e. — prowadzą do wniosku, że przez ostatnie 7 tys. lat Słońce wykazywało zmiany aktyw­ności (w tym też cykl 11-letni), z których te długookresowe wydają się zbiegać z poważnymi zmianami klimatycznymi na Ziemi (ochładzanie w minimach aktywności). Skoro w tym krótkim okresie występują tak silne fluktuacje aktywności, to niebezpodstawne jest przypuszczenie, że w czasie 10 000 razy dłuższym występowały zmiany znacznie drastyczniejsze.

Najbardziej energetycznymi zjawiskami towarzyszącymi aktywności Słońca są rozbłyski. Energia wyzwolona w takim zjawisku osiąga maksimum w ciągu kilku minut po czym po­woli spada w przeciągu dni. Z całej gamy różnorakich emisji rozbłysku największe znaczenie dla Ziemi mają promienie X i nadfioletowe, jak również strumienie protonów. Te ostatnie mogą zniszczyć warstwę ozonową, zakłócić równowagę te r­miczną atmosfery i wywołać zmiany klimatyczne poprzez wpływ na nieprzezroczystość i albedo atmosfery. Z obserwacji astrofizycznych wiadomo, że istnieją gwiazdy o wiele rzędów wielkości słabsze od Słońca, generujące rozbłyski znacznie energetyczniejsze niż Słońce. Z ich zachowania można wnosić, że również od Słońca można oczekiwać rozbłysków o energii więcej niż trzy rzędy wielkości większej od obserwowanych współcześnie.

Te dwa argum enty pozwalają uznać za prawdopodobną hi­potezę, że bezpośrednią przyczyną wyginięcia dinozaurów był gigantyczny rozbłysk na Słońcu stowarzyszony z zanikiem po­la magnetycznego Ziemi. Istnieje pewna nadzieja doświadczal­nego potwierdzenia tak olbrzymich wybuchów w śladach po­zostawionych w skałach księżycowych (Roy, 1977).

242 U R A N I A 8/1980

Supernow e

Przyczyny wybuchów gwiazd supernowych są ciągle przed­miotem intensywnych studiów. Eksplozje następują u gwiazd o masach większych niż 1,5 mas Słońca, w końcu fazy spa­lania helu. Na skutek grawitacyjnego zapadania się gwiazdy zostają przekroczone krytyczne wartości gęstości i temperatu­ry jądra, co prowadzi do niestabilności wybuchowej. Wybu­chająca gwiazda — supernowa — przez prawie dwa tygodnie wypromieniowuje tyle energii co miliard słońc, a towarzyszy temu wyrzut jnaterii z prędkością bliskiej świetlnej. Materia ta rozproszona w przestrzeni międzygwiezdnej stanowi później materiał, z którego rodzą się nowe gwiazdy i planety. Jest wielce prawdopodobne, że większość materii, z której jesteś­my zbudowani, ma pierwotne źródło w pozostałościach po su­pernowych.

Ekspandująca otoczka resztek po supernowej tworzy mgła­wicę, która promieniuje intensywnie w zakresach X i radio­wym przez tysiące lat. W wyniku kataklizmu w miejscu wy­buchu może pozostać małe, ale o olbrzymiej gęstości jądro (gwiazda neutronowa) — pulsar.

Mniej więcej co setna gwiazda staje się supernową. Ocenia się, że w Galaktyce supernowe pojawiają się średnio co 50 lat. Są również optymistyczne przypuszczenia, sięgające nawet od­stępu 10 lat. Z tych umiarkowanych ocen wynika, że można dopuścić, iż w sąsiedztwie Słońca — w odległości 15 pc — po­jawiła się supernowa w ostatnich 70 min lat (1 parsek — 3,26 roku świetlnego).

W przypadku eksplozji supernowej w odległości 15 pc chmura promieni kosmicznych osiągnęłaby Ziemię po 100 do 1000 lat, powodując wzrost dotychczasowego strumienia o czyn­nik do 1000. Na powierzchni Ziemi oznaczałoby to dozę do 30 R (rentgenów) na rok, która utrzymywałaby się przez ty­siące lat. Śmiertelna dawka promieniowania dla zwierząt la­boratoryjnych wynosi 200—700 R i w tych warunkach mogła­by być nagromadzona po 10—20 latach, a zatem w czasie ży­cia osobniczego wielu gatunków. Poza tym ów zwiększony strumień promieni kosmicznych spowodowałby destrukcję warstwy ozonu nawet w 90%>, co pociągnęłoby drastyczny wzrost strumienia szkodliwego promieniowania nadfioleto­wego.

Inne, bardziej spekulatywne modele teoretyczne przewidu­ją relatywistycznie rozszerzającą się otoczkę supernowej o'gru-

8/1980 U R A N I A 243

bości 1 pc, która po osiągnięciu Ziemi wywołałaby wzrost in­tensywności promieni kosmicznych o cztery rzędy wielkości i wzrost dozy do 300 R na rok na przeciąg około 10 lat. Sta­nowiłoby to oczywiście poważny problem dla życia na Ziemi.

Bezskuteczne byłyby poszukiwania oznak domniemanej su­pernowej wśród znanych pulsarów znajdujących się wewnątrz tzw. pierścienia Lindblada — wolno (6 km/s) ekspandującego pierścienia neutralnego wodoru międzygwiazdowego. Sądzi się, że nawet gdyby udało się wykryć owego pulsara-winowajcę, to i tak będzie niemożliwe stwierdzenie, iż to ten poszukiwa­ny. Pozostałości po supernowych znalezione w sąsiedztwie Słońca są o rzędy wielkości za młode jak na kandydatów na świadectwo zagłady dinozaurów. W rzeczywistości po żadnej normalnej supernowej nie można oczekiwać pozostawienia wy­krywalnych śladów na dłużej niż około 100 tys. lat. Po tym okresie zlewają się one ze środowiskiem międzygwiazdowym i stają się nierozróżnialne.

Podsumowując trzeba stwierdzić, że statystycznie rzecz uj­mując jest możliwe, iż pobliska supernowa wyzwoliła me­chanizm biologicznego wyniszczenia w końcu kredy. Brak jest natomiast jakichkolwiek dowodów rzeczowych na poparcie tej hipotezy. Russel (1979) tę właśnie hipotezę uważa za najbar­dziej godną wiaty.

Opracowano na podstawie materiałów źródłowych opublikowanych w latach 1977—1979 w American Scientist, Ann. Rev. Astron. Astro- phys., Earth Planet, Sci. Letters, Q. J. Royal Astr. Society, Science, Syl- logeus, The New Solar Physics.

T. Z B I G N I E W D W O R A K — K r a k ó w

60 LATKRAKOWSKICH OBSERWACJI GWIAZD ZMIENNYCH

W bieżącym roku mija 60 lat od podjęcia — z inicjatywy Ta­deusza B a n a c h i e w i c z a , ówczesnego kierownika katedry astronomii Uniwersytetu Jagiellońskiego i Obserwatorium Kra­kowskiego — obserwacji gwiazd zmiennych jako programu naukowego odpowiedniego dla ośrodka wyposażonego w nie­wielkie instrumenty astronomiczne (podówczas w 11,6 cm re- fraktor i 13,4 cm szukacz komet). Dzięki konsekwentnie pro­wadzonym systematycznym obserwacjom, a także dzięki pra- cam Tadeusza Banachiewicza, wybitnego astronoma i mate-

244 U R A N I A 8/1980

matyka, mało znany dotąd ośrodek krakowski począł zdoby­wać sobie uznanie nie tylko w odrodzonej po ponad stuletniej niewoli Polsce, lecz również w świecie. Przyczyniły się do te­go — w niemniejszym stopniu — publikowane od 1922 roku efemerydy momentów minimów gwiazd zmiennych zaćmie­niowych w Supplemento Annuario Cracoviense, czyli w Dodat­ku Międzynarodowym do Rocznika Astronomicznego Obserwa­torium Krakowskiego, czasopisma założonego przez T. Bana- chiewicza. Tam też —- oraz w Okólniku Obserwatorium K ra­kowskiego — były zamieszczane obserwowane momenty mini­mów, wyznaczane na podstawie spostrzeżeń dokonywanych przez pracowników Obserwatorium. Przez kilkadziesiąt lat, do 1978 r., autorem efemeryd był Kazimierz K o r d y l e w s k i . Poczynając od 1925 r. wyniki obserwacji gwiazd zmiennych (momenty minimów, krzywe blasku) są publikowane głównie w periodyku Acta Astronomica, założonym również przez T. Banachiewicza.

W 1924 roku K. Kordylewski opracował nową metodę wy­znaczania momentów minimów dla gwiazd zmiennych zaćmie­niowych (ogólnie — dla gwiazd zmiennych o symetrycznej względem momentu minimum krzywej blasku). Ta metoda, nazwana następnie metodą kalkową, jest szczegółowo przed­stawiona w pracy Rozalii S z a f r a n i e c [1],

W latach trzydziestych Obserwatorium Krakowskie zosta­ło wyposażone w nowe instrum enty: 20,3 cm refraktor, a na­stępnie w 12 cm podwójny astrograf i 20 cm refraktor firmy Grubb — wszystkie na montażu paralaktycznym. Zainstalo­wanie nowych instrum entów pozwoliło ną rozszerzenie pro­gramu obserwacyjnego ośrodka krakowskiego na gwiazdy sła­be (do około 12m), a także na zwiększenie ilości spostrzeżeń.

Poczynione w latach 1920—1950 przez pracowników Ob­serwatorium spostrzeżenia wizualne zostały opracowane i przy- i gotowane do druku w 1952 r. przez R. Szafraniec. Obserwacje in extenso zostały wydane jako Krakowskie Obserwacje Gwiazd Zmiennych 1920— 1950, w czterech tomach [2], Część pierwsza zawiera wyniki spostrzeżeń w gwiazdozbiorach A n­dromeda - Crater, część druga — w gwiazdozbiorach Cyg- nus-Libra, trzecia — w gwiazdozbiorach Lyra-Sagittarius, czwarta — Scutum Sobiescanum - Vulpecula. Łącznie Kra­kowskie Obserwacje Gwiazd Zmiennych zawierają 110 230 ocen blasku dla 429 gwiazd z 50 konstelacji — w tym dla 380 gwiazd zmiennych zaćmieniowych, 40 gwiazd fizycznie zmien­nych i dla 9 gwiazd podejrzanych o zmienność.

8/1980 U R A N I A 245

Opublikowane oceny blasku wykonywali następujący ob­serwatorowie: Stanisław A n d r u s z e w s k i , Tadeusz B a- n a c h i e w i c z , Jan G a d o m s k i , Helena J a ś k o , Jan J ó ź w i a k , Jadwiga K o r d y l e w s k a , Kazimierz K o r ­d y 1 e w s k i, Karol K o z i e ł , Maria M a k o w i e c k a , Jan M e r g e n t a l e r , Tadeusz O l c z a k , Lucjan O r k i s z , Ja ­nusz P a g a c z e w s k i , Jan P i e g z a , Stefan P i o t r o w- s k i, Eugeniusz R y b k a , Rozalia S z a f r a n i e c, Aldona S z c z e p a n o w s k a , Stefan S z c z y r b a k, Władysław T ę- c z a , Edith W a r m b i e r i Józef W i t k o w s k i . Więk­szość z wymienionych osób jest dobrze znana Czytelnikom Uranii — miłośnikom astronomii — z publikacji bądź wystą­pień naukowych i popularnonaukowych. Spośród przedstawio­nych obserwatorów najwięcej ocen blasku zanotowali: K. Kor- dylewski (25%), R- Szafraniec (14%), S. Piotrowski (11%), J. M ergentaler (11%), i J. Pagaczewski (10%). Na pozostałych siedemnastu obserwatorów przypada 29% ogólnej liczby do­konanych spostrzeżeń [3],

Obserwacje w latach 1920—1950 były wykonywane przede wszystkim w Krakowie — głównie z budynku w Ogrodzie Botanicznym UJ przy ul. Kopernika 27 (Collegium Śniade­ckiego), a także z pałacyku Szyszko-Bohusza w Przegorzałach, gdzie przez kilka lat po II Wojnie Światowej były złożone in­strum enty Obserwatorium Warszawskiego. Część obserwacji została wykonana z Kopca Kościuszki. Drugim obok Krakowa miejscem obserwacji był szczyt Lubomir w paśmie Łysiny na południe od Myślenic. Staraniem T. Banachiewicza w 1925 r. na Lubomirze została zorganizowana stacja obserwacyjna wy­posażona w 13,5 cm refraktor Steinheila, 7,6 cm lunetę Utz- schneider-Fraunhofer, a później w 20 cm refraktor nazywany lunetą ekspedycyjną. W zamyśle T. Banachiewicza stacja miała stanowić zalążek projektowanego, ogólnopolskiego Na­rodowego Instytutu Astronomicznego. Stacja przetrwała do początku 1944 r., kiedy to została spalona przez okupantów hitlerowskich.

Obserwacje były prowadzone także w następujących miej­scowościach: Poznań, Uherce, Oklejna, Przegaliny, Jarocin, Zbyszyce, Zakopane, Poronin, Lisko i Myślenice. Ponadto oceny blasku gwiazd zmiennych były wykonane podczas po­bytu obserwatorów za granicą -— na wyspie Chios (Grecja), w miejscowości Makarska, w Dubrowniku, Hercegnovi i Bel­gradzie (Jugosławia), w obserwatorium Skalnate Pleso (Cze­chosłowacja).

246 U R A N I A 8/1980

Szczególną uwagę należy zwrócić na lata II Wojny Świa­towej. Mimo okupacji K raju przez hitlerowskie Niemcy w ośrodku krakowskim nie zaprzestano działalności obserwa­cyjnej. W tym trudnym dla naszego narodu okresie, kiedy okupant starał się zniszczyć wszystko co polskie, pracownicy Obserwatorium „wbrew i pomimo” dokonywali ocen blasku gwiazd zmiennych wierząc niezłomnie, iż nadejdzie czas, kie­dy spostrzeżenia te zostaną wykorzystane dla pomnożenia do­robku astronomii polskiej.

W okresie okupacji wykonano łącznie 4785 ocen blasku gwiazd zmiennych. Obserwacje w latach wojny prowadzili: W. Tęcza, K. Kordylewski, J. Pagaczewski, K. Kozieł, S. Pio­trowski, T. Banachiewicz i J. Witkowski. Karol Kozieł był później przez wiele lat (do 1977 r.) redaktorem Supplemento Annuario Cracoviense.

Po wyzwoleniu Krakowa działalność obserwacyjna staje się bardzo ożywiona i w roku 1949 wykonano aż 9739 ocen blasku, czyli najwięcej w porównaniu ze wszystkimi pozosta­łymi latami w okresie od 1920 r. do 1950 r. (jedynie w 1933 r. osiągnięto zbliżony wynik — 9215 spostrzeżeń), [3j.

Oczywiście po roku 1950 nadal były prowadzone wizualne obserwacje gwiazd zmiennych, już głównie zaćmieniowych, co wiąże się ze specjalizacją ośrodka krakowskiego w dziedzinie badań układów zaćmieniowych — przede wszystkim w zakre­sie wyznaczania momentów minimów i badań wykresów O — C. W Obserwatorium zostaje założona kartoteka momen­tów minimów gwiazd zmiennych zaćmieniowych, a postano­wieniem Międzynarodowej Unii Astronomicznej z 1958 r. ośrodek krakowski staje się wiodący w tej dziedzinie badań układów zaćmieniowych.

Wizualne obserwacje w latach 1951—1980 prowadzili głównie: R. Szafraniec, A. Szczepanowska, K. Kordylewski, J. Kordylewska, a także — Maciej W i n i a r s k i , Jerzy M. K r e i- n e r, Piotr F 1 i n, Maria K u r p i ń s k a , Zbigniew K l i m e k . Wyniki obserwacji były publikowane w wydawanych w K ra­kowie przez K. Kordylewskiego Eclipsing Binaries Circulars, a także w Acta Astronomica i w Information Bulletin on Variable Stars, wydawanym w Budapeszcie.

Wykonane po 1950 r. obserwacje nie doczekały się ana­logicznego opracowania i ogłoszenia ich in extenso, jak to uczyniono z ocenami blasku z poprzedniego trzydziestolecia. W roku 1975 grupa astronomów krakowskich — Jerzy M. K r e i n e r, Henryk K. B r a n c e w i c z i T. Zbigniew

8/1980 U R A N I A 247

D w o r a k — postanowiła ostatecznie opracować obserwacje wizualne gwiazd zmiennych z lat 1920:—1950, zawarte w Kra­kowskich Obserwacjach Gwiazd Zmiennych, a także z okresu późniejszego (po 1950 r.) korzystając z archiwalnych zeszytów obserwacyjnych. Postanowiono ograniczyć się do opracowania obserwacji (wyznaczenia momentów minimów) tylko dla gwiazd zmiennych zaćmieniowych, w związku z czym o gwiaz­dach podejrzanych o zmienność i o gwiazdach fizycznie zmien­nych została opublikowana oddzielna, krótka praca [4] poda­jąca informację o liczbie ocen blasku i o okresie obserwacji tych gwiazd. Natomiast zasadnicza uwaga została zwrócona na wyznaczanie momentów minimów gwiazd zmiennych zaćmie­niowych na podstawie opublikowanych z lat 1920—1950 ocen blasku, a także na podstawie wizualnych spostrzeżeń z lat późniejszych, zawartych w archiwalnych dziennikach obser­wacyjnych ośrodka krakowskiego. Do chwili obecnej ukazały się dwie prace, w których zostały zestawione momenty mini­mów dla gwiazd zmiennych zaćmieniowych z części czwartej (gwiazdozbiory Scutum Sobiescianum - Vulpecula, [5]) i z czę­ści trzeciej (gwiazdozbiory Lyra - Sagitarius, [6]) Krakow­skich Obserwacji Gwiazd Zmiennych. Łącznie w wymienio­nych pracach [5] i [6] zebrano, dla 137 gwiazd zmiennych za­ćmieniowych, 673 momenty minimów publikowane wcześniej przez różnych autorów oraz 405 momentów minimów wyzna­czonych po raz pierwszy przez autorów powyższych publika­cji — J. M. K reinera i T. Z. Dworaka. Pozostałe dwa tomy Krakowskich Obserwacji Gwiazd Zmiennych (Andromeda- Crater i Cygnus-Libra) są w opracowaniu.

Oddzielnie zostały opublikowane wyniki wizualnych obser­wacji gwiazd zmiennych zaćmieniowych wykonanych w la­tach 1964—1967 przez M. Winiarskiego, a opracowanych przez J. M. K reinera [7] — łącznie 28 momentów minimów dla 20 gwiazd.

N iestety , z pow odu tzw . reorganizacji O bserw atorium A stronom icz­nego U n iw ersytetu Jagiellońskiego (przeprow adzonej w 1976 r.) ów ­czesna dyrekcja O bserw atorium zarzuciła n iem al całkow icie program obserw acji gw iazd zm iennych, przez co została złam ana k ilkud ziesię­cio letn ia tradycja O bserw atorium w dziedzin ie gw iazd zm iennych za­ćm ieniow ych. Grupa zajm ująca się badaniem układów zaćm ieniow ych została rozw iązana. W trudnych dla ośrodka krakow skiego latach 1976— 1978 obserw acje gw iazd zm iennych zaćm ieniow ych prow adził — w ob­serw atorium „Fort S k ała” i w now ej stacji obserw acyjnej w B ieszcza­dach — n iem al w yłączn ie M. W iniarski. Nadal jest w ydaw any D odatek M ięd zyn a ro d o w y do Rocznika Astronom icznego O b serw a to r iu m K r a ­kow sk iego — od 1978 r. pod redakcją Konrada R u d n i c k i e g o . E fe-

248 U R A N I A 8/1980

merydy dla gwiazd zmiennych zaćmieniowych oblicza obecnie grupa młodych pracowników Obserwatorium, początkowo pod kierownictwem Zbigniewa Klimka, a po jego tragicznej śmierci w 1978 r. — pod kie­rownictwem Piotra Flina. Efemerydy dla gwiazd zmiennych zaćmienio­wych wśród wybuchowych są sporządzane przez J. M. Kreinera, a dla gwiazd zmiennych typu RR Lyrae — przez W ładimira P. C e s e w i c z a i B. N. F i r m a n i u k a z Odessy, i J. M. K r e i n e r a .

Oprócz wyznaczania momentów minimów na podstawie wi­zualnych spostrzeżeń w Obserwatorium Krakowskim były również prowadzone prace nad określaniem elementów (głów­nie okresu) oraz nad otrzymywaniem średnich krzywych bla­sku dla niektórych gwiazd zmiennych zaćmieniowych. Naj­obszerniejsze prace w tej dziedzinie prowadziła R. Szafraniec publikując krzywe blasku dla blisko 100 gwiazd zmiennych zaćmieniowych [8]. Ponadto w Obserwatorium były prowa­dzone badania nad zmianą okresów dla układów zaćmienio­wych. Zasadnicze prace na ten tem at ogłosili: R. Szafraniec [9], [10], A Szczepanowska [11], J. M. Kreiner [12], [13] i Z. Kli­mek [13].

W roku 1948 zostały podjęte w ośrodku krakowskim pier­wsze fotoelektryczne obserwacje gwiazd zmiennych. Zostały one wykonane przez S. L. Piotrowskiego i Adama S t r z a ł ­k o w s k i e g o [14] przy użyciu fotometru fotoelektrycznego z fotopowielaczem 1P21 jako odbiornikiem promieniowania, zainstalowanym przy 20 cm refraktorze Grubba, znajdującym się podówczas w kopule Obserwatorium przy ul. Kopernika 27. Z pierwszych serii obserwacji otrzymano 24 fotoelektryczne momenty minimów dla 13 gwiazd zmiennych zaćmieniowych W następnych latach fotoelektryczne obserwacje gwiazd zmiennych były kontynuowane przez K. Kordylewskiego, R. Szafraniec i A. Szczepanowską, a także przez J. M. Kreinera, M. Krupińską i M. Winiarskiego. Jednak stale pogarszające się warunki obserwacji z budynku Coli. Śniadeckiego w Ogrodzie Botanicznym UJ przy ul. Kopernika 27 nie pozwalały na roz­winięcie metod fotoelektrycznych w badaniu zmian jasności gwiazd. Dało się to szczególnie odczuć w 1963 r. podczas ob­serwacji gwiazdy Nova Herculis 1963 = V533 Her. Dopiero otwarcie w 1964 r. stacji obserwacyjnej „Fort Skała” na Bie­lanach, na zachodnim skraju wielkiego Krakowa, umożliwiło podjęcie zakrojonych na szerszą skalę fotoelektrycznych ob­serwacji'gwiazd zmiennych. Początkowo obserwacje były pro­wadzone 20 cm refraktorem Grubba, przeniesionym w 1967 r. z Coli, Śniadeckiego do kopuły na „Forcie Skała”. Refraktor został wyposażony w fotometr fotoelektryczny z fotopowiela-

8/i980 U R A N I A 249

czem FEU-17 jako odbiornikiem promieniowania [15]. W cią­gu minionych kilkunastu lat tym instrum entem wykonano wiele obserwacji (w systemie BV), gwiazd zmiennych, przede wszystkim układów zaćmieniowych. Fotoelektryczne obserwa­cje prowadzili głównie następujący astronomowie: M. W iniar­ski, J. M. Kreiner, T. Z. Dworak, M. Kurpińska, Z. Klimek, P. Flin.

W 1973 r. został uruchomiony w obserwatorium „Fort Ska­ła” — dla celów obserwacji fotoelektrycznych w systemie UBV — 50 cm reflektor Cassegraina, dzięki czemu można było rozszerzyć program obserwacji gwiazd zmiennych.

Chociaż w porównaniu z wizualnymi ocenami blasku gwiazd zmiennych wyniki obserwacji fotoelektrycznych nie są tak imponujące (kilkaset gwiazd zmiennych obserwowa­nych wizualnie wobec kilkudziesięciu obserwowanych foto- elektrycznie), to należy jednak pamiętać, że w przypadku ob­serwacji fotoelektrycznych uzyskiwano nie tylko momenty minimów, ale również pełnowartościowe krzywe blasku w ogólnie przyjętym w praktyce astrofizycznej, standardo­wym systemie BV i UBV. Zostały także podjęte próby in ter­pretacji fizycznej obserwowanych efektów [16, 17, 18]. Po­nadto w 1975 r. H. Brancewicz opracował algorytm i program wyznaczania momentów minimów z fotoelektrycznych obser­wacji gwiazd zmiennych zaćmieniowych [19].

Niestety, rozwój astrofizyki obserwacyjnej w dziedzinie badań nad ciasnymi układami podwójnymi (zaćmieniowymi) został w ośrodku krakowskim gwałtownie zahamowany z po­wodu wspomnianej już tzw. reorganizacji i dopiero po 1978 r. nastąpiło ponowne podjęcie tej tematyki. Obecnie w obser­watorium „Fort Skała” obserwacje fotoelektryczne są prowa­dzone głównie 50 cm reflektorem. Fotometr został wyposażony przez zespół Władysław K u b i c a , Andrzej K u ł a k i M. W i- n i a r s k i w nowy system rejestracji pozwalający na wykony­wanie pomiarów w krótkim czasie, co umożliwia wykrywanie szybkozmiennych procesów zachodzących w układach zaćmie­niowych.

W niniejszym artykule z konieczności arbitralnie przedstawiono najważniejsze prace i publikacje ośrodka krakowskiego w zakresie ba­dań gwiazd zmiennych. W ymienienie wszystkich prac, opublikowanych w minionym sześćdziesięcioleciu przez astronomów Obserwatorium Kra­kowskiego, badających gwiazdy zmienne, zajęłoby objętość całego zp- szytu Uranii!

Wypada mi jeszcze życzyć pracownikom Obserwatorium Krakow­skiego dalszych sukcesów w badaniu gwiazd zmiennych.

250 U R A N I A 8/1980

Przypisy

[1] Szafraniec R.: Acta Astr., ser. c, 4, 81 (1948).[2] Szafraniec R., Acta Astr. Suppl., 3 (1959), 4 (1961), 5 (1962), 6

(1963).[3] Szafraniec R., Post. Astronomii, IV, 201 (1956).[4] Brancewicz H., Dworak T. Z., Kreiner J. M., 1BVS n r 1198

(1976).[5] Kreiner J. M., Acta Astr., 26, 342 (1976).[6] Dworak T. Z., Acta Astr., 27, 151 (1977).[7] Kreiner J. M., W iniarski M., JBVS n r . 1255 (1977).[8] Szafraniec R., Acta Astr., 10, 99 (1960), 20, 25 (1970), 21, 55 (1971),

22, 273 (1972), 24, 89 (1974), 26, 25 (1976).[9] Szafraniec R., Acta Astr., ser. b, 2, 86 (1953).[10] Szafraniec R., Acta Astr., 16, 177 (1966).[11] Szczepanowska A., Acta Astr., ser. b, 2, 134 (19(55).[12] Kreiner J. M., Acta Astr., 21, 365 (1971).[13] Klimek Z., Kreiner J. M., Acta Astr., 23, 331 (1973), 25, 29

(1975).[14] Piotrowski S. L., Strzałkowski A., Acta Astr., ser. c, 4, 129

(1951).[15] W iniarski M., Acta Astr., 21, 517 (1971).[16] Dworak T. Z., Acta Astr., 25, 103 (1975).[17] Dworak T. Z., Kurpińska M., Acta Astr., 25, 417 (1975). ri8] Kreiner J. M., IBVS n r 1122 (1976).[19] Brancewicz H., Kreiner J. M., 1BVS n r 1119 (1976). *

KRONIKA

Pluton — były księżyc Neptuna?

Licząca sobie już sporo lat hipoteza, że Pluton jest byłym satelitą Nep­tuna, oparta jest na dwóch zasadniczych faktach obserwacyjnych: oso­bliwościach cechujących neptunowe księżyce Trytona i Ńereidę, oraz znanym spłaszczeniu orbity Plutona, pozwalającym mu co pewien czas wchodzić w wewnętrzny obszar orbity sąsiedniego Neptuna. Analizę możliwości rozpadu hipotetycznego systemu księżyców Neptuna, spo­wodowanego bliskim przejściem ciała o masie od 0,3 do 3 mas ziem­skich, przeprowadził niedawno R. S. H a r r i n g t o n ze współpracow­nikami. Za układ wyjściowy przyjęto regularny układ księżyców o zni­komo małej masie i okresach obiegu wokół Neptuna równych 2, 4, 8 i 16 dób. Modelowanie prowadzono zmieniając w arunki przejścia per- turbującego ciała oraz jego masę. Okazało się, że jeśli jest ona m niej­sza od masy Ziemi, wtedy prawdopodobieństwo rozpadu systemu księ­życów Neptuna jest bardzo małe. Ciało o masie 3 mas ziemskich mogło wyrzucić jeden z księżyców na orbitę heliocentryczną z prawdopodo­bieństwem około 2%. Szanse wyrzucenia księżyca Neptuna na orbitę podobną do plutonowej oceniono na pół procenta. Osobno rozpatrzono przypadek równoczesnego, wywołanego tym samym przelotem masyw­nego ciała, wyrzucenia Plutona, odwrócenia rotacji Trytona i silnego spłaszczenia orbity Nereidy. Najbardziej problematyczną kwestią w ca­łym scenaruiszu jest pojawienie się i dalszy los masywnego ciała, od-

8/1980 U R A N I A 251

pow iadającego, być może, za obecny k sz ta łt peryfery jnych p lanet U kła­du Słonecznego.

Z akładając pełny synchronizm system u P lu ton—C haron (równość okresu ro tac ji każdego z tych ciał okresow i jego obiegu wokół w spól­nego barycentrum ), przeanalizow ano niedaw no historyczną ew olucję układu. Z pracy w ynika m iędzy innym i, że P lu ton i C haron mogły po­w stać w rezultacie rozpadu ciała, k tóre było w swoim czasie sa telitą N eptuna.

Wg Icarus, 1979, vol. 39, n r 1, Moon and Planets, 1979, vol. 20, n r 4.Z B I G N I E W P A P R O T N Y

Długość doby m arsjańsk ie j

W w yniku opracow ania około 800 obserw acji M arsa w ykonanych w okresie od 1656 do 1971 roku, podczas którego p laneta w ykonała około 112 tysięcy obrotów , astronom am erykańsk i G. d e V a u c o u l e u r s stw ierdził, że okres ro tacji globu m arsjańskiego jest dłuższy o 0,007 se­kundy od dotychczas przyjm ow anej w artości i w ynosi 24h37m22?662 ± ± 0?002. Ten nowy rezu lta t uzyskany z naziem nych obserw acji szczegó­łów pow ierzchni M arsa jest zgodny z danym i otrzym anym i dzięki r a ­diowem u śledzeniu sond kosmicznych Viking, k tóre od 1975 roku zna j­du ją się na M arsie. Znajom ość długości doby m arsjańsk iej z ta k ą dok­ładnością um ożliw ia już podjęcie poszukiw ań ew entualnych n ieregu lar- ności ruchu obrotowego M arsa analogicznych do obserw ow anych w przypadku Ziemi.

Wg S k y and Telescope, 1979, Vol. 58, No. 6,K . Z I O Ł K O W S K l

Albireo — układ podwójny

A lbireo (beta Cygni), znana jest w szystkirń m iłośnikom astronom ii jako bardzo spek taku larny układ dwóch różniących się barw ą gwiazd o ja s­ności 3 i 5 mgt, położonych w odległości 34" od siebie, co czyni z niej obiekt dostępny najm niejszym naw et instrum entom . Jaśniejszy sk ład ­n ik pary, w ykazujący w idm o złożone (K5 + B), od daw na był podej­rzany o podwójność. Dopiero niedaw no jednak obserw ow ano bezpo­średnio trzecią gwiazdę układu, korzystając z 4-m etrowego teleskopu obserw atorium K itt P eak oraz sprzężonego z nim in te rfe rom etru p lam ­kowego. Pom iary w ykonene przez H. A. M cAlistera, tw órcę tej m etody in terferom etrycznej, dały na ką t pozycyjny i odległość nowego sk ład ­n ika odpowiednio 18691 i 0'-'435. We w rześniu 1979 roku Ch. E. W orley obserw ując za pomocą 66-cm re frak to ra O bserw atorium M orskiego USA potw ierdził istn ienie trzciej gwiazdy, oceniając różnicę jasności na 1,5 m gt a odległość kątow ą między składnikam i na 0'-'40. Chociaż podw ój­ność jaśniejszego sk ładnika A lbireo tru d n a byłaby do w ykrycia za po­mocą instrum entów am atorskich , in teresu jące jest dlaczego nie donieśli o niej zawodowi obserw atorzy gwiazd podwójnych, tacy jak na przy­kład S. W. B urnham lub R. G. A itken. Być może nowy system gwiezdny dopiero od niedaw na sta ł się rozdzielony dla obserw atorów ziem skich w skutek ruchu orbitalnego sk ładających się nań gwiazd.

S k y and Telescope, 59, 3, 210 (1980).Z. P A P R O T N Y

252 U R A N I A 8/1980

W sprawie spornego krateru meteorytowego W ipfelsfurt w dolinie Dunaju

J. C lassen z O bserw atorium P ulsn itz (NRD) om awia w yniki badań w okolicy pom eteorytow ej niecki przy brzegu D unaiu w Baw arii. B a­dania rozpoczęte w 1971 r. w ykazały s tru k tu rę typowo kraterow ą, po­b rane zaś próbki z ziemi w ykazały zaw artość żelaza i n ik lu . W edług au to ra k ra te r pow stał przed 14,8 m ilionam i la t i należy do łańcucha k ra te rów rozciągającego się na przestrzeni tw orzącej elipsę o w ielkiej osi powyżej 650 km od Budejow ic w Czechosłowacji po Jezioro Bodeń­skie. Należy on do te j sam ej grupy co k ra te r N ordlingen (por. U ran ia 1976, 9, 273), a w ięc do wielkiego pola k ra te rów m eteorytow ych w sam ym środku Europy.

Wg Verdf f . der S ternw arte P ulsnitz, 1979, 15.L U D W I K Z A J D L E R

OBSERWACJE

Itaport I I I 1980 o radiowym promieniowaniu Słońca

Średnie strum ien ie m iesiąca: 4,1 (127 MHz, 31 dni obserw acji) i 165,7 su (2800 MHz, 30 dni). Ś rednia m iesięczna w skaźników zm ienności: 0,13.

Na częstotliwości 127 MHz zarejestrow ano 20 zjaw isk niezw ykłych (w tym tylko 4 burze szumowe). W arto zwrócić uw agę n a w ybuch typu 7C obserw ow any 29 III o w artości gęstości strum ien ia prom ieniow ania 2300 su w m aksim um (o godz. 0918,4 UT) o raz n a w ybuchy typu 47GB w dniach: 19 III o godz. 1440,2 UT (630 su), 27 III o godz. 1008,6 UT (750 su), 28 III o godz, 0958,9 UT (740 su) i 29 III o godz. 0956,2 UT (570 su). S trum ienie pozostałych zjaw isk na ogół nie przekraczały 200 su.

W paśm ie 2800 MHz żadnych zjaw isk niezw ykłych n ie obserw o­wano.

Toruń, dnia 9 kw ietn ia 1980 r.

G R A Ż Y N A G A W R O Ń S K A , H E N R Y K W E Ł N O W S K l

8/1980 U R A N I A 253

K om unikat C entralnej Sekcji O bserw atorów Słońca nr 3/80

A ktyw ność p lam o tw ó rcza S łońca w y so k a i n a ogół n a poziom ie u b ieg łe ­go m iesiąca . Ś red n ia m iesięczna w zg lęd n a liczba p lam o w a (m o n th m e a n W o l f N u m b er ) za m iesiąc

M arzec 1980 r.......................... U = 135,4

W ciągu m arc a n a w idocznej ta rc z y S łońca zaobserw ow ano u k a z a ­n ie się 49 now ych g ru p p lam słonecznych . B yły to g ru p y w w iększości m ałe , za ledw ie k ilk a ś red n ie j w ie lkości. D użych g ru p n ie odno tow ano .

W po łow ie m arc a w y s tą p ił znaczny sp ad ek ak tyw nośc i. L iczby p la - m ow e obniży ły się do w a rto śc i w d n iu 16 m arc a R = 34, a n a s tę p n ie stopn iow o w zra s ta ły , o s iąg a jąc w końcu m iesiąca w a rto śc i p rz e k ra c z a ­jące R £= 200.

S zacu n k o w a śred n ia m iesięczna pow ie rzch n ia p la m (m o n th m e a n A rea o f Sunspots) za m iesiąc

m arzec 1980 r ..........................S = 731 • 10-° p.p.s.,

b y ła w ięc o około 40% n iższa od ś red n ie j za o s ta tn ie trz y m iesiące. W sk aźn ik zm ienności p lam o w ej (Solar V a r ia b i l i ty In d ex ) do m iesiąca w rześn ia 1979 r.: Z = 9,3. Ś re d n ia m iesięczna k o n sek u ty w n a liczba p la ­m ow a z 13 m iesięcy za w rzes ień 1979 r. w y n io sła R = 150,6.

D ziennie liczby p lam o w e (Daily W o l f N u m b ers ) za II I 1980 r.: 157, 17, 14, 129, 150, 159, 129, — , 10, — , 80, 7, 79, 34, 2, 71, 105, 105, 114, 147, 18, 185, 203, 201, 238, 215, 184;, 214, 210.

W ykorzystano : 19 o b se rw ac ji 20 o b se rw a to ró w w 29 dn iach o b se r­w acy jn y ch . O b se rw a to rzy : S. B itn e r, J. B ry lsk i, U. B endel, A. L aza r, D. L is, P. M ichata , R. M ig lus, A. O w czarek , A. -Pilski, F . RiAmmler, Z. R zepka, M. S iem ien iako , Z. S kórzew sk i, B. Szew czyk, M. Szulc, Ł. S zym ańska , W. S zym ańsk i, P . U rb ań sk i, W. Z błow ski, M. Z ió łkow ski.

D ąb ro w a G órn icza , d n ia 8 k w ie tn ia 1980 r.W A C Ł A W S Z Y M A Ń S K I

COSPAR w ola o zachow anie ciągłości obserw acji plam słonecznych

W ro k u 1978 zaczęto m ów ić, że M. W ald m eie r p rz e s ta n ie za jm ow ać się o b se rw ac jam i p lam słonecznych w Z u ry ch u i że zakończy się szw a j­c a rsk a służba S łońca. W zw iązku z ty m i pog łoskam i p le n a rn e zeb ran ie o rg an izac ji C O SPA R (C om m itee of S pace R esea rch ) w m a ju 1978 r . p rzy ję ło n a s tę p u ją c ą u chw ałę :

„B io rąc pod uw agę, że is tn ie ją p ro je k ty p rz e rw a n ia c iąg łych ob­se rw a c ji z k tó ry ch w yznacza się zu ry ch sk ie liczby p lam ow e, zaleca się ja k n a ju s iln ie j odpow iedn im na ro d o w y m o rg an izac jo m k o n ty n u o w an ie ty c h d ługook resow ych ob se rw ac ji, k tó re są is to tn e i n ie do za s tąp ien ia , d la p o lep szen ia naszego z ro z u m ien ia -p o w iązań S łońce— Z iem ia oraz za ­leca się IA U (M iędzynarodow ej U nii A stronom iczne j), IU G G (M iędzy­n a ro d o w ej U n ii G eodezy jnej i G eofizycznej), U R S I (M iędzynarodow ej U n ii R ad iow ej) o ra z in n y m o rg an izac jo m za in te re so w an y m pom oc w k o n ty n u a c ji ty ch po d staw o w y ch o b se rw a c ji”.

J a k w idać , w ie le m ięd zy n aro d o w y ch o rg an izac ji nau k o w y ch in te ­re su je się p ra c a m i o b se rw a to riu m w Z u ry ch u , a to d la tego , że p ro w a ­d zo n e są ta m one od ro k u 1845, że zliczen ia p lam słonecznych w y k o ­n y w an e są za pom ocą te j sam ej lu n e ty , p rzez k tó rą p o n ad sto la t tem u p ro w ad z ił tego ro d z a ju o b se rw ac je R u d o lf W olf. J e s t to rz a d k i p rzy -

254 U R A N I A 8/1980

padek tak w ieloletnich jednorodnych obserw acji, uznanych dziś za n ie­zm iernie w artościow y m ateria ł zarów no dla fizyki Słońca, jak i dla po­w iązań aktyw ności słonecznej ze zjaw iskam i na Ziemi, Księżycu, p la ­netach i w przestrzeni m iędzyplanetarnej. W odpowiedzi na apel COSPAR znalazły się widocznie i fundusze i człowiek, gdyż zurychska służba Słońca nie została p rzerw ana, tyle tylko że nie prow adzi jej już M. W aldm eier, k tóry zajm ow ał się tym od roku 1945, ale d r A. Ze- lenka.

W ciągu ostatn ich paru la t także i w Polsce u jaw niły się tenden­cje do w yznaczania liczb plam owych niezależnych od Zurychu. S praw a ta w ym agałaby w nikliw ego rozpatrzenia, gdyż nacjonalistyczne pom y­sły (niestety — lęgną się one i w astronom ii) mogą przynieść tylko szkodę. Co byśm y na przykład powiedzieli, gdyby w różnych k rajach w yznaczano niezależnie pozycje kom et, bez naw iązyw ania do m iędzy­narodow ego system u gwiazd odniesienia?

J A N M E R G E N T A L E R

KALENDARZYK ASTRONOMICZNY

O pracow ał G. S ita rsk i W rzesień 1980 r.

Słońce

W swym rocznym ruchu po ekliptyce 22 w rześnia przekracza rów nik niebieski w punkcie równonocy jesiennej, w stępu jąc w znak Wagi, a dni sta ją się ciągle coraz krótsze. W W arszawie 1 w rześnia Słońce wschodzi o 4!H7mj zachodzi o 18'124m, a 30 w rześnia wschodzi o 5h35m, zachodzi o 17h16ra.

D ane dla obserw atorów Słońca (na 13h czasu środk.-europ.)

D ata1980 P B0 L D ata

1980 P B0 L 0

IX 1 + 2 1 ?26 + 7 920 316 ’69 IX 17 + 2 4 952 + 7?15 105 342o + 21 .75 + 7.22 290 28 19 + 24.82 + 7 .1 1 79 025 + 22.22 + 7 .2 4 263 86 21 + 25 .10 + 7 .0 6 52 627 + 22 .66 + 7.25 237 45 23 + 25 .34 + 7.00 26 229 + 23.08 + 7.25 211 04 25 + 25.56 + 6 .9 3 359 82

11 + 23 .48 + 7 .2 4 184 63 27 + 25.75 + 6 .8 5 333 4313 + 23.85 + 7.22 158 22 29 + 25.92 + 6 .7 6 307 0415 + 24.20 + 7 .1 9 131 82 X 1 + 26.06 + 6.68 280 .64

P — kąt odchylen ia osi obrotu Słońca m ierzony od północnego w ierzchołka tarczy; La, Bo — heliograficzna szerokość i d ługość środka tarczy.25dl2h46m — hełiograficzna d ługość środka tarczy w ynosi 0°.

KsiężycICiem ne, bezksiężycowe noce będziem y m ieli w pierw szej połowie m ie­siąca, bowiem kolejność faz Księżyca jest w e w rześniu następująca: osta tn ia kw adra l d19h, nów 9dl l h, p ierw sza kw adra 17d15h i pełnia 24d13h.

\

.8/1980 U R A N I A 255

N a jd a le j od Z iem i K siężyc zna jdz ie s ię 12 w rześn ia , a n a jb liż e j Z iem i 25 w rześn ia . W e w rześn iu ta rc z a K siężyca za k ry je W enus, R egu lusa i d w u k ro tn ie A ldebaran ia; ty lk o jed n o zak ry c ie A ld e b a ra n a (29 w rześ­n ia ) w idoczne będzie w E urop ie .

P la n e ty i p lan e to id y

W e w rześn iu ty lk o W e n u s w idoczna je s t jako G w iazd a W ieczorna — 3.8 w ie lkości. P o zo sta łe p la n e ty p rz e b y w a ją n a n ieb ie zb y t b lisko S łońca i są n iew idoczne. N a to m ia s t p rzez lu n e ty m ożem y odnaleźć p la - n e to id ę P a l l a s w idoczną w d ru g ie j po łow ie nocy w gw iazdozbiorze W ie lo ry b a jak o g w iazdkę około 8.5 w ie lkości p rzem ieszcza jącą się z n o ­cy n a noc n a tle in n y ch gw iazd. D la ła tw ie jszego o d szu k an ia p la n e tk i n a n ieb ie p o d a jem y je j w sp ó łrzęd n e ró w n ik o w e d la k ilk u d a t: w rz e ­sień ld re k t. 2h39rP0, dek i. —6°25'; l l d re k t. 2h41ip2, dek i. — 9°2'; 21d re k t . 2 h4 0 rP9 , d ek i. — 11°56'; p aźd z ie rn ik l d re k t. 2h38Ti2, dek i. — 14°59'.

* **

ld ig h B lisk ie z łączen ie K siężyca z A ld eb aran em , g w iazdą p ie rw sze j w ielkości w gw iazdozb io rze B yka. Z ak ry c ie gw iazdy p rzez ta rczę K się ­życa w idoczne 'będzie w e w sch o d n ie j A zji, n a pó łnocnym P acy fik u i w A m eryce P ó łnocnej.

2 d i 2h W enus w z łączen iu z P o llu k sem (w odl. 9°), je d n ą z dw óch ja sn y ch gw iazd w gw iazdozbiorze B liźn ią t.

5<Jllh B lisk ie z łączen ie W enus z K siężycem . Z ak ry c ie p la n e ty p rzez ta rczę K siężyca w idoczne będzie w A m ery ce Ś ro d k o w ej i w pó łnocnej części A m ery k i P o łu d n io w e j, n a pó łnocnym A tla n ty k u o raz w pó łnoc­n e j i ś rodkow ej A fryce.

7d24h K siężyc w b lisk im z łączen iu z R egu lu sem , gw iazdą p ierw szej- w ie lkości w gw iazdozb io rze L w a. Z ak ry c ie gw iazdy przez ta rczę K się ­życa w idoczne będzie w e w schodn ie j A zji i n a pó łnocnym P acy fiku .

9d 14h M erk u ry w z łączen iu z S a tu rn e m w odległości 1?4.13d O l l h z łączen ie Jo w isza ze S łońcem . O 1 9h M ars w z łączen iu

z K siężycem w odl. 6°.14d O 2 Ih U ra n w z łączen iu z K siężycem w odl. 5°. O 22h p la n e -

to id a P a lla s n ie ru ch o m a w re k ta sc e n s ji, zm ien ia k ie ru n e k sw ego p o ­zornego ru c h u w śró d gw iazd.

17d5łi .N eptun w z łączen iu z K siężycem w odl. 3°.22d22h9m S łońce w stę p u je w z n ak W agi, jego d ługość ek lip ty czn a

w ynosi 180°. M am y począ tek je s ie n i a stro n o m iczn e j.23d3'h Z łączen ie S a tu rn a ze S łońcem .25d3h M erk u ry w z łączen iu ze S p ik ą (K łosem P anny ), gw iazdą

p ie rw sze j w ie lkości w gw iazdozb io rze P an n y .29d2h Po ra z d ru g i w ty m m iesiącu b lisk ie z łączen ie K siężyca z A l­

d e b a ran em . T ym razem zak ry c ie gw iazdy p rzez ta rc z ę K siężyca w i­doczne będzie n a pó łnocnym A tla n ty k u , w pó łnocno -zachodn ie j A fryce, w E u rop ie , o raz w pó łnocnej i śro d k o w ej A zji. __

M om enty w szystk ich z jaw isk p o d an e są w czasie środ k o w o -eu ro - pe jsk im .

256 / U R A N I A 8/1980

C O N T E N T S

M. H e l l e r — Evolution of the Cosmos and cosmology.

T. K w a s t - — Stars of MeditJi (2).K. M. B o r k o w s k i — Astrono­

mical aspects of extinction of dinosaurus.

T. Z. D w o r a k — 60 years of Cracow observations of variable stars.

C h r o n i c l e : Pluto — ex-satellite of Neptun? — Duration of the M artian Day — On the m atter of the questionable meteorite crater W ipfelsfurt in the Danube Valley.

O b s e r v a t i o n s : COSPAR calls to keep observations of Sun­spots.

A s t r o n o m i c a l c a l e n d a r .

C O f l E P X A H H E

M . X e ji ji e p — 3BOjiK3u.ua K o c m o -Ca H KOĆMOJIOriiH.

T. K o a c T — 3Be3Afai M e/uiiH (2).K . M . B o p K O B C K H — AcTpOHO-

M H'iecK ne acneK T bi B biM iipam iH a ii- H03aBp0B.

T. 3 . JX b o p a k — 60 JieT KpaKOB- c k h x naójiiOAeHHH nepeMeiiHbix 3Be3A.

X p o h h k a : FLnyTOH — 6biBiHHii cnyTHHK H eirryna? — HoBbie H3- MepeHHH AiiaM eTpa IIjiyTOHa — IlpOAOJIJKHTeJIbHOCTb MaCH3HCKHX cyTOK —. Flo noBoay cnopTnoro MeTeopHTHoro KpaTepa Biin(|)ejib- ccjjypT b flOJiHHe JXynaa.

H a Ó J i H D f l e H H H : COSPAR n p iw b i- BaeT coxpaniiTb nenpepbiBnocTb na- 6jiiOAeHiiH cojiHeMHbix nflTeH.

A c T p O H O M H ^ e C K H H K a J i e H - A a p b.

OGŁOSZENIE

Z.G. PTMA rozprowadza wśród członków Towarzystwa atlas nieba w jęz. niemieckim S. Marx, U. Pfau „Sternatlas” (1975). Cena 1 egz. wynosi zł 160.— plus zł 15.— koszty przesyłki. W płaty wyłącznie na konto PKO Ńr 35510-16391-132. Zamó­wienia będą realizowane w kolejności wpłat.

Z.G. PTMA

R e d a k c ja i A d m in is tra c ja : P o lsk ie T o w arz y stw o M iłośn ików A stro n o m ii, Z a rzą d GL, 31-027 K rak ó w , So lsk iego 30/8, te l. 238-92; N r k - ta PK O I OM 35510-16391-132. Iled . nacz .: Ii. Z a jd le r , 02-590 W arszaw a, u l. D ru ży n o w a 3, te l. 44 49 35. S e k r. red .: K. Z io łkow sk i. R ed. te c h .: Z. K o rczy ń sk a . P rzew o d n . R ady R e d a k c y jn e j: S. P io tro w sk i. W a ru n k i p re n u m e ra ty : ro czn a zł 96,— d la cz łonków PTM A (25% zniżki) — zł 72,— (bez sk ła d k i cz łonk o w sk ie j), c en a 1 egz. — zł 8,—. Z głoszenia w R e d ak c ji, ad re s j.w .

W ydaw ca: Z a k ła d N aro d o w y im . O sso liń sk ich — W y d aw n ic tw o PA N , W rocław . O ddział w K rak o w ie . 1980. N a k ła d 3300 egz. O b ję to ść a rk . w yd . 3, a rk . d ru k .

2,25. Pajp. d ru k . sa t. k l. V, 65 g, 61 X 86.In d e k s 38001

D rukarnia Związkowa w Krakowie — 2833/80 — H-16 — 3300 — B

Indeks 38001