U R A N I AM IES IĘCZN IK

PO LSK IE G O T OW ARZYST W A M IŁO ŚN IK Ó W AST RO N O M II

R O K L VI K W I E C I E Ń 1 9 8 5 N r 4Z 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 L S K I E J A K A D E M I I N A U K

hmmsmtnbj

Gemini

fli]iPQ!EP7l!l!i' POLSKIEGO TOWARZYSTW A MIŁOŚNIKÓW ASTRONOMII

m LVI KWiEGIEŃ 1665 Kr 4

WYDANO Z POMOCĄ FINANSOWĄ POLSKIEJ AKADEMII NAUK. CZASO­PISMO ZATWIERDZONE PRZEZ M I­NISTERSTWO OŚWIATY DO UŻYTKU SZKÓŁ OGÓLNOKSZTAŁCĄCYCH, ZA­KŁADÓW KSZTAŁCENIA NAUCZYCIE­LI I TECHNIKÓW (DZ. URZ. MIN. OSW. NR 14 Z 1966 R. W-WA 5. 11. 66).

URANIA

SPIS TREŚCI

Andrzej Niedzielski ■— Gwiazdy Wolfa-Rayeta (98).

Jan Mietelski — Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytetu Ja ­giellońskiego (II) (102).

Kronika: Cygnus X-3 (112) — Abell 41 (113) — Geminga — najbliższa czarna dziura? (114) — Okres obrotu Neptuna (115).

Poradnik Obserwatora: Wzajemne zakrycia i zaćmienia księżyców Jowisza w 1985 roku (116) — Algorytmy •— Część IX : Równanie Keplera i widzialność planet (117).

Kronika historyczna: Astronomiczne datowanie śmierci Chrystusa (119).

Kronika PTMA: W y p r a w a do ź r ó ­

de ł n a sze j c y w il iz a c j i e u ro p e js k ie j

(120).Nowości Wydawnicze (122).

Kalendarzyk Astronomiczny (125).

PL ISSN-0042-07-94

Artykuł wstępny jest opisem współczesnych poglądów na budowę i ewolucję gwiazd Wolfa-Rayeta od dawna in ­trygujących swymi osobliwo­ściami. Do jego przeczytania zachęcamy także dlatego, że wyjaśnienie mechanizmu po­wstawania tych gwiazd jest dziełem polskiego astronoma. Publikujemy ponadto dokoń­czenie rozpoczętego w poprze­dnim numerze szkicu histo- ryczno-informacyjnego o Ob­serwatorium Astronomicznym Uniwersytetu Jagiellońskiego w Krakowie, ilustrując go re­produkowanymi na okładce zdjęciami niektórych instru­mentów tej najstarszej insty­tucji astronomicznej w Polsce. W Poradniku Obserwatora, oprócz kolejnej części „Algo­rytmów”, podajemy efemerydy ciekawych zjawisk w układzie księżyców Jowisza, które bę­dzie można w tym roku ob­serwować. A w Nowościach Wydawniczych donosimy o u- kazaniu się niedawno książek o amatrskiej fotometrii foto- elektrycznej. Wprawdzie zda­jemy sobie sprawę z trudno­ści w ich zdobyciu ale. uwa­żamy, że warto o nich poinfor­mować choćby dla pokazania nowej dziedziny aktywności miłośników astronomii.

Pierwsza strona okładki: Mgławica planetarna Abell 41 sfotografowana przez W. Herbsta za pomocą 4 m teleskopu w Cerro Tololo (Chile) — patrz Kronika.

Druga strona okładki; Radioteleskopy Obserwatorium Astronomicznego Uniwer­sytetu Jagiellońskiego na Forcie Skała koło Krakowa; średnica górnego wynosi 7 m, a dolnego 15 m.

Trzecia strona okładki: Astrograf z kamerami Tessar w Obserwatorium Astro­nomicznym Uniwersytetu Jagiellońskiego.

Czwarta strona okładki: Teleskop Maksutowa o średnicy zwierciadła 35 cm w Obserwatorium Astronomicznym Uniwersytetu Jagiellońskiego.

Foto J. Kreiner

98 U R A N I A 4/1985

A N D R Z E J N I E D Z I E L S K I — G d a ń s k

GWIAZDY WOLFA-RAYETA

1. Gwiazdy Wolfa-Rayeta — gwiazdy osobliweGwiazdy odkryte w 1867 roku przez dwóch astronomów fran­cuskich: C. J. E. W o l f a i G. R a y e t a należą do grupy gwizad osobliwych chemicznie. Już ich odkrywcy byli zdziwie­ni nienormalnym wyglądem ich widm. Aby lepiej zrozumieć na czym polega osobowość gwiazd Wolfa Rayeta (w skrócie nazywanych gwiazdami WR) prżypomnijmy jak wyglądają gwiazdy nieosobliwe.

Za normalne uważamy gwiazdy, których skład chemiczny wyznaczony z obserwacji spektroskopowych jest zbliżony do pewnego średniego rozkładu nazywanego uniwersalnym. Ten uniwersalny rozkład obfitości pierwiestków chemicznych w za­leżności od liczby atomowej został wyznaczony na podstawie badań dostępnej obserwacjom części Wszechświata: od Ziemi i meteorów poprzez Słońce i pobliskie gwiazdy aż do Galaktyki. Obserwując spektroskopowo gwiazdy normalne dostajemy wid­ma, na które składa się ciąg ciemnych kresek na tle świecącego widma ciągłego. Te ciemne kreski to linie absorpcyjne, które powstają w wyniku pochłaniania (absorpcji) przez materię znajdującą się w zewnętrznych częściach gwiazdy, fotonów0 pewnych energiach (czyli światła o odpowiadających tym energiom długościach fali) ze strumienia energii powstającego we wnętrzu gwiazdy. Linie absorpcyjne tworzą charakterys­tyczne serie, które pozwalają zidentyfikować pierwiastki che­miczne, obserwacje pojedynczych linii pozwalają określić ilość danego pierwiastka w zewnętrzynch częściach gwiazdy. Więk­szość gwiazd posiada takie właśnie widma i na takim kształcie widma oparta została spektralna klasyfikacja gwiazd. W tym miejscu trzeba wyraźnie zanaczyć, że zawsze obserwujemy skład chemiczny jedynie zewnętrznych części gwiazd; nie mamy niestety sposobu, by zajrzeć do wnętrz gwiazd, ale taką nieco­dzienną możliwość dają nam obserwacje gwiazd Wolfa-Rayeta.

Jak w takim razie wyglądają widma gwiazd WR? Różnią się one od opisanego obrazu i to bardzo. Widma gwiazd WR poza częścią ciągłą i liniami absorpcyjnymi zawierają bardzo silne linie emisyjne takich pierwiastków jak hel, azot, węgiel,1 tlen. (Linie emisyjne pierwiastków powstają w wyniku wy- promieniowania, emisji, światła przez te pierwiastki). Głębsza

4/198.5 U R A N I A 99

analiza widm tych gwiazd pokazała, że posiadają one na swych powierzchniach dużo większe niż normalne ilości helu, węgla, tlenu i azotu oraz znaczny niedobór wodoru. Nie zawsze jest tych pierwiastków tyle samo; gwiazdy WR udało się podzielić na podgrupy: do pierwszej, nazywanej WN, zaliczamy gwiazdy, w których widmach dominują linie helu i azotu, drugą — WC tworzą gwiazdy z nadmiarem węgla, tlenu i helu, Podział ten, . wyprowadzony z obserwacji, ma bardzo głębokie, jak się później okazało, przyczyny. Amerykański astrofizyk George G a m o w zauważył, że pierwiastki, których tak wielki nadmiar występuje na powierzchniach gwiazd WN to te same pierwiastki, które biorą udział w reakcjach jądrowego spalania wodoru, reakcjach które zaopatrują w energię około 90% gwiazd, w tym i nasze Słońce. Również gwiazdy WC mają podobną własność, z tym, że na ich powierzchniach występuje zadziwiająco dużo pier­wiastków charakterystycznych dla reakcji jądrowego spalania helu.

Reakcje jądrowe, które są źródłem energii gwiazd, mogą za- / chodzić jedynie w odpowiednich warunkach fizycznych. W gwiaz­dach warunki takie, czyli bardzo wysoka tem peratura i ogromne ciśnienie, występują w ich jądrach. Na ogół obszar, w którym gwiazda wytwarza energię, jest kulą o promieniu nie przekra­czającym 20% promienia gwiazdy. Energia na zewnątrz jest wyprowadzona przez procesy promieniste i ruchy materii wew­nątrz gwiazdy. Nigdy jednak reakcje jądrowe nie zachodzą w całej gwieździe; pierwiastki, które powstają w tych reakcjach w normalnych gwiazdach na zawsze pozostają ukryte w ich wnętrzach. Z obserwacji gwiazd WR (których obecnie w n a­szej Galaktyce znamy 160) wnika, że na ich powierzchniach znajdują się pierwiastki chemiczne, które normalne gwiazdy kryją w swych wnętrzach. Mamy rzadką możliwość porówna­nia przewidywań teorii wewnętrznej budowy gwiazd z obser­wacjami — obesrwujemy bezpośrednio jądra gwiazd, obszary w których zachodzą reakcje jądrowe.

2. Gwiazdy, które parują

Intensywne badania znanych gwiazd WR pozwoliły astrono­mom na zebranie dodatkowych danych. Udało się znaleźć gwiazdy WR wchodzące w skład układów podwójnych. Jak wiadomo z obserwacji zachowania się takich układów można, za pomocą III prawa Keplera, wyznaczyć masy krążących wokół siebie gwiazd. Okazało się, że masy znanych gwiazd WR

100 U R A N I A 4/1985

zawierają się w przedziale 5—50 Ms , średnio zaś wynoszą około 20 Mq. Są to zatem gwiazdy stosunkowo masywne. Ich jasności absalutne czyli całkowite ilości ęnergii wypromieniowanej są 105 razy większe niż jasność absolutna Słońca — są to gwiazdy bardzo jasne. Dzięki obserwacjom w ultrafioletowym zakresie widma prowadzonym z satelity IUE udało się wyznaczyć do­kładny skład chemiczny powierzchni gwiazd WR. Ultrafioleto­we obserwacje tych gwiazd pozwoliły też dokładniej zbadać linie w ich widmach. Badania te potwierdziły, że linie widmo­we gwiazd WR mają szczególny profil nazywany P-Cygni. Jest to fakt bardzo istotny, gdyż istnienie profilu P-Ćygni w widmie świadczy o tym, że gwiazda posiada ekspandującą otoczkę. Otoczka taka tworzona jest przez materię wyrzucaną z po­wierzchni gwiazdy w wyniku procesów, których dotąd dobrze nie znamy, a które powodują, że siła grawitacji z jaką gwiazda przyciąga materię w swych zewnętrznych obszarach jest mniej­sza od ciśnienia promieniowania emitowanego przez gwiazdę. Tak więc z powierzchni gwiazd WR odrywają się wciąż cząstecz­ki, które następnie są przyspieszane i ulatują w przestrzeń — gwiazda paruje. Ekspandujące otoczki gwiazd WR tworzą wiatr gwiezdny, podobny do słonecznego (odpowiedzialnego za pow­stanie zórz polarnych) lecz 1010 razy silniejszy. W iatr gwiazd WR jest tak silny, że gwiazda będąca jego źródłem traci rocz­nie około 10~5 Mo. (Trzeba tu wyjaśnić, że wszystkie gwiazdy są źródłami wiatru, jednak gwiazdy WR posiadają wiatr nie- porównalnie większy od innych; gwiazdy o tej samej jasności absolutnej co gwiazdy WR tracą 100 razy mniej materii poprzez wiatr gwiezdny.) Analiza profilu P-Cygni pozwala określić nie tylko ilość wyrzucanej z gwiazdy materii, ale i jej prędkość. Przeciętna gwiazda WR przyśpiesza materię tworzącą jej otocz­kę do prędkości 2100 km/s. Jest to prędkość ogromna, prze­wyższa ją tylko prędkość ekspansji materii po wybuchu super­nowej (około 10 000 km/s). Ogromna masa poruszająca się z wielką prędkością posiada olbrzymią energię — gwiazda WR potrafi wysyłać w przestrzeń energię mechaniczną dochodzącą do 20% jej całkowitej mocy promieniowania! Gwiazdy WR kształtują zatem dynamikę ośrodka międzygwiezdnego.

3. Jak powstają gwiazdy WR?Jako pierwszy, na długo przed obserwacjami ultrafioletowymiwyjaśnił proces powstawania gwiazd WR polski astronom Boh­dan P a c z y ń s k i . Wykazał on, że gwiazda WR może pow-

4/1985 U R A N I A 101

R ys. 1. Schem atyczny diagram H ertzsprunga-R ussela z zaznaczonym obszarem w ystępow ania gw iazd W olfa-R ayeta.

stać jako jeden ze składników ciasnego układu podwójnego, w którym zachodzi wymiana masy pomiędzy gwiazdami. Układ tworzą dwie gwiazdy o różnych masach i skoro gwiazdy o więk­szych masach ewoluują szybciej, bardziej masywna prędzej osiąga stadium olbrzyma, rozdyma się i tworząca jej zewnętrzne warstwy materia zaczyna opadać na drugą, mniej zaawanso­waną ewolucyjnie gwiazdę. Mniej masywna gwiazda zyskuje po pewnym czasie tyle masy, że staje się cięższym składnikiem układu, natomiast początkowo bardziej masywna gwiazda m a­leje odsłaniając swe wnętrze. Tak powstaje układ, w skład którego wchodzi gwiazda WR. Dokładne obliczenia modelowe podjęte dla zbadania takiego ciekawego układu podwójnego przez B. Paczyńskiego pokazały, że omawiany ciasny układ podwójny może w wyniku ewolucji z wymianą masy stać się

102 U R A N I A 4/1985

układem, w którym jedna z gwiazd jest gwiazdą WR, druga zaś może na przykład wybuchnąć jako supernowa i stać się gwiazdą neutronową. Porównanie tego modelu z wynikami obserwacji wypadło pomyślnie, pozwala on dobrze wyjaśnić zachowanie się i własności gwiązd WR obserwowanych w układach pod­wójnych. Jednak jedynie około 50% gwiazd WR, które obser­wujemy, należy do takich układów. Oznacza to, że muszą istnieć także inne mechanizmy prowadzące do powstania gwiazd WR.

Gdy okazało się, że w iatr gwiezdny jest zjawiskiem zupełnie normalnym wśród gwiazd WR zaproponowano inny proces ich powstania. Jest on silnie związany z wyrzutem masy, jaki ma miejsce w fazie spalania węgla przez gwiazdy. Wydaje się całkiem prawdopodobne, że gwiazdy o masach początkowych przekraczających 100 Mo tracą dostatecznie dużo materii z ob­szarów zewnętrznych, by stać się gwiazdami WR. W przypadku - gwiazd mniej masywnych proces ten musiałby być dodatkowo wspierany przez utratę masy w fazie olbrzyma. Wiadomo też, że gwiazdy o masie początkowej mniejszej niż około 30 Mo nie są w stanie odsłonić swego wnętrza na drodze utraty masy i nigdy same nie staną się gwiazdami WR.

Być może za powstawanie gwiazd WR mogą być także od­powiedzialne procesy mieszania materii we wnętrzach gwiazd. Silne ruchy konwekcyjne byłyby może w stanie wynieść na powierzchnię produkty reakcji jądrowej. Ten proces jest jednak jeszcze bardzo słabo znany.

J A N M 1 E T E L S K 1 — K r a k ó w

OBSERWATORIUM ASTRONOMICZNE UNIWERSYTETU JAGIELLOŃSKIEGO (II)

W roku 1919 rozpoczyna się 35-letni okres kierowania Ob­serwatorium Krakowskim i Katedrą Astronomii UJ przez prof. Tadeusza B a n a c h i e w i c z a (1882—1954), który studia astro­nomii ukończył na Uniwersytecie Warszawskim, gdzie uzyskał też stopień kandydata nauk (1904). Przebywał następnie u K. S c h w a r z s c h i l d a w Getyndze, a następnie w Pułkowie. W latach 1908—1909 był młodszym asystentem w Obserwatorium Warszawskim. W 1910 r. złożył egzamin magisterski (habilita- cyjny) z astronomii na Uniwersytecie Moskiewskim, a następnie do 1915 r. był asystentem w Obserwatorium im. Engelhardta w Kazaniu. W latach 1915—1918 pełnił w Dorpacie (dziś Tartu) początkowo funkcję asystenta, a po uzyskaniu w 1917 r. stopnia

4/1985 U R A N I A 103

magistra astronomii — docenta i profesora nadzwyczajnego. Po powrocie do Polski w 1918 r. był krótko docentem geodezji na Politechnice Warszawskiej, skąd przybył do Krakowa na zaproszenie Władz UJ.

Twórczemu umysłowi tego uczonego i jego wytrwałej wie­lostronnej działalności wiele zawdzięczają polskie instytucje i organizacje naukowe. Z miejsca postarał się o większe na­rzędzia obserwacyjne i w ciągu kilku lat podniósł Obserwa­torium Krakowskie do rangi międzynarodowego ośrodka badań gwiazd zaćmieniowych, wydającego własne efemerydy. Bana- chiewicz w 1925 r. założył i do śmierci wydawał w Krakowie Acta Aslronomica; był jednym z założycieli i wieloletnim pre­zesem Polskiego Towarzystwa Astronomicznego. W piewszych latach niepodległości wystąpił z inicjatywą utworzenia Narodo­wego Instytutu Astronomicznego im. Mikołaja Kopernika. W okresie międzywojennym udało mu się uruchomić jednak tylko Zakład Aparatów Naukowych tego Instytutu, przejęty zresztą w latach powojennych przez Uniwersytet Jagielloński. Działalność naukowa Tadeusza Banachiewicza to około 240 prac naukowych; charakteryzuje ją zresztą . również 15 000 listów o tematyce naukowej. Są to prace z zakresu astronomii, matematyki, mechaniki, geodezji i geofizyki. Większość z nich, to rozprawy oryginalne, ale sporą część stanowią także prace krytyczne. W licznych pozycjach poddaje rewizji podstawowe nieraz kanony i twierdzenia mechaniki nieba i wyznaczania orbit. Cennym owocem tej działalności jest metoda Banachie- wicza-Olbersa wyznaczania orbit parabolicznych. W 1925 r. Banachiewicz stworzył, a następnie rozwijał konsekwentnie, odmianę rachunku macierzowego zwaną rachunkiem krakowia­nowym. Działania krakowianowe znacznie ułatwiły arytmo- metryczne rachunki astronomiczne i rozważania teoretyczne. Dzięki krakowianom odkrył Banachiewicz ogólne wzory poli- gonometrii sferycznej, uprościł znakomicie algorytm metody najmniejszych kwadratów i praktykę rozwiązywania układów równań liniowych; rozstrzygnął również szereg szczegółowych zagadnień astronomii i geodezji. Rachunek krakowianowy zna­lazł liczne zastosowania w astronomii sferycznej, w mechanice nieba i w wyznaczaniu orbit, w geodezji, a nawet w statyce konstrukcji budowlanych. Obok tych osiągnięć teoretycznych w podstawowych dziedzinach astronomii klasycznej i geodezji Banachiewicz ma w swoim dorobku ciekawe pomysły i reali­zacje metod obserwacyjnych. Jego talent obserwatora błysnął już w okresie kazańskim (1910—1915), gdzie wykonał swój

104 U R A N I A 4/1985

słynny szereg doskonałych obserwacji Księżyca za pomocą bardzo skomplikowanego w obsłudze heliometru. W okresie krakowskim zastosował w 1927 r. chronokinematograf do obser­wacji przebiegu zaćmień Słońca, a w następnym roku zapropo­nował nawiązanie kontynentalnych sieci geodezyjnych poprzez oceany przy wykorzystaniu pozycyjnych obserwacji Księżyca. W warunkach skromnego krakowskiego instrum entarium ob­serwacyjnego powodował rozwój dostępnych technik i metod obserwacyjnych (gwiazdy zmienne, zakrycia gwiazd przez Księ­życ, astrometria fotograficzna). Był pionierem radioastronomii w Polsce. Dzięki jego staraniom uruchomiono w Krakowie w 1854 r. pierwszy polski radioteleskop o średnicy 5 m. Intere­sował się żywo postępami techniki rakietowej i związanymi z nią perspektywami badawczymi.

Należy wspomnieć, że zaraz po odkryciu Plutona (i wyzna­czeniu jego pierwszej orbity właśnie w Krakowie) Obsera- torium Astronomiczne UJ było ośrodkiem naukowo atrakcyj­nym dla zagranicznych badaczy, którzy przybywali, aby tu, u Banachiewicza, pogłębiać swoją wiedzę w zakresie mechaniki nieba, wyznaczania orbit i innych, wysoko tu stojących, dys­cyplin astronomicznych. Banachiewicz miał doktoraty honorowe Uniwersytetów: Warszawskiego, Poznańskiego i Sofijskiego. był stałym reprezentantem Polski i wiceprezesem (1924—25) Bałtyckiej Komisji Geodezyjnej, wiceprezsem IAU (Między­narodowej Unii Astronomicznej) w latach 1932—38 oraz pre­zesem jej Komisji n r 17 (Ruchy i Figura Księżyca) w latach 1938-—1954. Posiadał godności członkowskie Polskiej Akademii Umiejętności, Polskiej Akademii Nauk, Akademii Padewskiej, Royal Astronomical Society i wielu elitarnych towarzystw naukowych. Astrofizyka, a raczej dokładność jej wyników, nie cieszyła się większym uznaniem Banachiewicza, niemniej jego właśnie adiunktem w Krakowie był przyszły wybitny astro­fizyk, profesor Stefan P i o t r o w s k i . Prawą ręką Banachie­wicza we wszystkich poczynaniach organizacyjno-naukowych i administracyjnych, a także głównym realizatorem prac w dziedzinie badania gwiazd zaćmieniowych, był drugi adiunkt, nieco od Piotrowskiego starszy, późniejszy docent, Kazimierz K o r d y l e w s k i (1903—1981), odkrywca materii pyłowej na orbicie księżycowej, współtwórca chronokinematografu i autor metody redukcji obserwacji wykonywanych tym przyrządem. Wśród kadry młodszych pracowników wyróżniały się: dr- Ro­zalia S z a f r a n i e c jako w ytrawna obserwatorka gwiazd zmiennych i dr Lidia S t a n k i e w i c z - P i e g z o w a jako

4/1985 U R A N I A

nadzwyczaj sprawny i utalentowany rachmistrz. Z warsztatem naukowym Banachiewicza zetknęło się osobiście na dłużej lub kióccj wielu astronomów i geodetów polskich. Niestety nie dałoby si^ w iHi wszystkich wymienić.

Banachiewicz stale dążył Uu zapewnienia lepszych warunków obserwacyjnych; dlatego już w latach dwudziestych uruchomił na Lubomirze w paśmie Łysiny zamiejską stację obserwa­cyjną Obserwatorium. Tam została odkryta w 1925 r. przez Lucjana O r k i s z a pierwsza polska kometa. Stacja ta została spalona przez hitlerowców w czasie działań przeciw partyzan­tom. Pad koniec życia, w m aju 1953, uzyskał Banachiewicz od władz wojskowch Fort Skała na zachodnich obrzeżach Krakowa wraz z otaczającym terenem i już w roku następnym urucho­miono wspomniany radioteleskop i postanowiono umieścić tam pawilon większych instrumentów obserwacyjnych.

Po śmierci Banachiewicza objął Katedrę Astronomii i Ob­serwatorium doc. Karol K o z i e ł , mianowany niebawem pro­fesorem (1955), rówieśnik Piotrowskiego, kotynuujący prace Banachiewicza w zakresie badania ruchu obrotowego i figury Księżyca, mający ponadto na swoim koncie także poważne osiągnięcia w zakresie wyznaczania orbit i astronomii sferycz­nej. Tematyką wyznaczania stałych libracji fizycznej Księżyca pod kierunkiem K. Kozieła zajęli się także: Helena Wilma J a ś k o w a , Józef M a s ł o w s k i i autor tego artykułu. Prace te doprowadziły w latach sześćdziesiątych do ciekawych wnios­ków na tem at m.in. rozkładu mas wewnątrz Księżyca. Wyniki krakowskich' prac w tej dziedzinie potwierdzają m.in. zupełnie współczesne, fantastycznie dokładne obserwacje laserowe Księ­życa. Od roku 1958 utworzono w Uniwersytecie Jagiellońskim w miejsce K atedry Astronomii dwie K atedry z zakładami: Ka­tedrę Astronomii Obserwacyjnej, której zakładem było Obser­watorium Astronomiczne oraz Katedrę Astronomii Teoretycz­nej i Geofizyki Astronomicznej z zakładem o takiej samej nazwie. Kierownikiem pierwszej został mianowany przybyły do Krakowa z Wrocławia profesor Eugeniusz R y b k a, zajmu­jący się w tym okresie głównie zagadnieniami fotometrii funda­mentalnej i historią astronomii. Kierownikiem drugiej katedry został prof. K. Kozieł; pracownicy dawnej K aterdy Astonomii i Obserwatorium zostali podzieleni między obie nowe katedry i ich zakłady Zgodnie z tematyką, metodyką, bądź zakresem swych prac. W katedrze prof. Rybki znalazły się wszystkie obserwacyjne prace astronomiczne z badaniem gwiazd zaćmienio­wych i opracowaniem rocznika ich efemeryd na czele. Katedra

106 U R A N I A 4/1935

prof. Kozieła oprócz w spom nianych prac teoretyczno-rachun- k o w y c li nad ru c h e m obrotowym Księżyca objęła wszystkie kontynuow ane program y geofizyczne (już bez sejsmologu), w tym także meteorologię oraz rozw ijają c ą się coraz żywiej w K ra k o w ie ra d io a s tro n o m ię , K tóre j program zogniskowano na codziennych obserw acjach poziomu radioprom ieniowania Słoń­ca. Służba ta trw a zresztą nieprzerw anie do dziś. W okresie tym , obok ogólnie korzystnych w arunków działalności nauko­wej, jysow ały się też pew ne szkodliwe tendencje izolocjoni- styczne, wywołane co praw da urazam i natu ry osobistej, lecz u trudniające współpracę m iędzy katedram i. Młodsi pracownicy starali się nie ulegać tego rodzaju wpływom, ale i tak z pew ­nym zażenowaniem wspom inają seperatystyczne zebrania nau­kowe jednej z katedr, dające możliwość unikania „niewygod­nych dyskusji”. Na ten okres przypadła też realizacja astrono­micznych inw estycji w ram pch Jubileuszu 600-lecia U niw ersy­tetu Jagiellońskiego. W m a]u 1964 r. zostało oddane do użytku O bserw atorium Astronomiczne im. M ikołaja K opernika na Forcie Skała. S tary poaustriacki fo rt został adaptow any na pomieszczenia pracowni, w arsztatów i magazynów. Zbudowano 5 kopuł; w dwóch znalazły się nowe zeissowskie narzędzia obserwacyjne: 35 cm teleskop M aksutowa i dwa lata później 50 cm teleskop Cassegraina. Do pozostałych kopuł stopniowo przenoszono stare lunety . Jedna z nich pozostała do dziś pusta i m iała być udostępniona dla 60 cm teleskopu zeissowskiego zakupionego przez Wyższą Szkołę Pedagogiczną w Krakowie, dla zespołu badawczego kierowanego przez doc. J . K r e i n e r a . (Ostatecznie jednak zdecydowano się na budowę pawilonu dla nowego teleskopu w G orcach ). Zbudowano na terenie Fortu Skała również nowy pawilon z m ieszkaniami służbowymi, pracowniam i i pomieszczeniami dydaktycznym i. Inw estycje te były nadzorow ane przez K atedrę prof. Rybki, k tó ry był senio­rem budowy. Opiekunem budowy nowego Obserw atorium był dr W iesław W i ś n i e w s k i (dziś w Tucson, Arizona). Inw e­stycją drugiej K atedry był 15-m etrowy radioteleskop, przy którego budowie zasłużył się ze strony pracowników zakładu przede w szystkim d r Józef Masłowski, k tóry również rozw ijał bazę aparaturow ą i program badawczy krakow skiej radio­astronom ii ze ś.p. doc. Olegiem C z y ż o w s k i m i młodszymi kolegami.

Po przejściu prof. E. Rybki na em eryturę w 1968 r. K a­ted rę Astronom ii Obserwacyjnej objął przybyły z Obserwa­torium W arszawskiego doc. K onrad R u d n i c k i . Niebawem

4/1985 U R A N I A 107

f

Paw ilon ,.R otunda” na Forcie Skała.

dyrektorem Obserwatorium (już jako Instytutu) został prof. Kozieł. Z inicjatywy dcc. Rudnickiego podjęto starania q spro­wadzenie do Krakowa matematyka, doc. Andrzeja Z i ę b y , pracującego w WSP w Opolu i w Uniwersytecie Wrocławskim; starania te zostały uwieńczone wkrótce powodzeniem. W tym także okresie zaznaczyło się wyraźnie ożywienie atmosfery naukowej w Obserwatorium Krakowskim; wpłynęło na to .przede wszystkim poszerzenie tematyki prac i zmiana stylu ich referowania. Utworzono KonwersPłoi'lum Pozagalaktyczne, po­jawiła się lawina nieupr^^^nych dotychczas w Krakowie te­matów i ciekawi, i“azie z innych poważnych ośrodków jako uczestnicy s n '^ 011̂ ’ wśród nich wielu młodych. Kraków zaczął po jak '’—’ czasie organizować letnie szkoły kosmologiczne.

w 1974 r. dyrektorem Obserwatorium został mianowany prof. A. Zięba; rok później prof. Kozieł przeszedł na swój wniosek na emeryturę, a Zakład Astronomii Teoretycznej i Geo­fizyki Astronomicznej przeszedł pod kierownictwo prof. Zięby,

t -;i'óry miał pewne, mocno zresztą dyskusyjne, koncepcje zmian organizacyjnych, programowych i personalnych w Obserwa- oiium. Starania poajęte przez niego (również jako prorektora

UJ) w tych kierunkach doprowadziły rzeczywiście do pewnych zmian personalnych, krzywdzących w kilku wypadkach osoby zainteresowane i, według obiektywnych ocen, szkodliwych dla kontynuacji niektórych, utrwalonych już tradycyjnie, kierun-

&

108 U R A N I A 4/1985

ków działalności naukowej Obserwatorium. Inne zmiany pole­gały na wybudowaniu drugiego pawilonu na Forcie Skała. Tam przeniesiono bibliotekę Obserwatorium z Collegium Śnia­deckiego; pozostałe pomieszczenia przeznaczono na pracownie i dydaktykę. Przeniesiono do nowej siedziby na Forcie Skala również administrację Obserwatorium. W starym budynku przy ul. Kopernika została tylko duża sala na II piętrze z zabytko­wymi narzędziami i starodrukami. Resztę pomieszczeń zajął świeżo powstały Instytut Informatyki UJ (którego dyrektorem mianowano prof. A. Ziębę). Zakład Klimatologii Instytutu Geografii UJ (który przejął również dawną Stację Meteorolo­giczną Obserwatorium) i Ogród Botaniczny. Starania dr. Ma­cieja W i n i a r s k i e g o doprowadziły do uruchomienia Stacji Obserwacyjnej Obserwatorium w Bieszczadach, gdzie są znacz­nie lepsze w arunki obserwacyjne niż w Krakowie.

W tym czasie Obserwatorium poniosło ciężkie straty w postaci tragicznych zgonów trzech młodych i cennych p ra­cowników (mgr Roman G u ł a , dr Zbigniew K l i m e k i la­borant, Jan W ą t o r s k i).

Zaskoczeniem dla współpracowników, zwoleników i pod­opiecznych prof. A. Zięby, a także dla Władz UJ stał się jego nagły wyjazd za granicę w 1979 r. noszący cechy ucieczki. Kolejnym dyrektorem Obserwatorium Astronomicznego UJ i kierownikiem Zakładu Astronomii Teoretycznej i Geofizyki Astronomicznej został doc. dr hab. Józef Masłowski, wybitny radioastronom, mający również liczące się osiągnięcia w bada­niach libracji fizycznej Księżyca. '

Dzisiejsze prace badawczy Obserwatorium, polegające na dokonywaniu i opracowywaniu obsei «vqcji przeprowadzanych w widzialnej części widma, stanowią zasaą^iczo kontynuację tradycyjnej działalności placówki w dziedzinie zmien­nych zaćmieniowych i astrom etrii fotograficznej oraz nOw.»s j __związanej z astonomią pozagalaktyczną. Należy tu wymienić przede wszystkim systematyczne wydawanie Rocznika Astro­nomicznego Obserwatorium Krakowskiego, będącego podstawo­wą efemerydą minimów gwiazd zaćmionych. Redaktorem Rocz­nika jest prof, dr hab. Konrad Rudnicki; sekretarzem Redakcji dr Piotr F i 1 i n; opiekę nad stale aktualizowaną kartoteką gwiazd zmiennych roztacza mgr E. D a n i e l e w i c z — natomiast autorami są dr M aria K r u p i ń s k a - W i n i a r - s k a i mgr Iwona L e 1 ą t k o. Z wymienionymi pracownikami Obserwatorium współpracują nad Rocznikiem jego autorzy: doc. dr hab. Jerzy M. Kreiner (WSP Kraków i U. SI. Katowice),

I

4/1985 U R A N I A 109

dr Rozalia Sżafraniec (em. pracownik Obs. Astr. U J) oraz dr Jerzy K o r d y l e w s k i (AGH — Kraków), a także prof. W. P. C e s e w i c z (ZSRR, zmarł w 1982 r.).

W celu aktualizacji Rocznika oraz dla uzyskiwania O — C (różnice obserwowanych i obliczonych momentów minimów) prowadzi się vr Obserwatorium Astronomicznym U J system a­tyczne obserwacje fotoelektryczne minimów gwiazd zmiennych zaćmieniowych. W obserwacji i ich opracowaniu uczestniczą: mgr M. K w i t o w s k i (ostatnio odszedł z OAUJ), dr Maciej Winarski, dr Maria Krupińska-W iniarska, mgr Ii. W. Jaśkowa. Państwo M. i M. Winiarscy prowadzą także, angażując do po­mocy magistrantów, obserw acje fotoelektryczne wybranych gwiazd zmiennych zaćmieniowych dla wyznaczenia ich krzywych jasności. Uzyskane dane fotometryczne są podstawą badania w ła­ściwości obserwowanych układów. Dr M. Winiarski kontynuuje również fotograficzne pomiary pozycji i jasności obiektów w po­bliżu punktów libracyjnych L 4 i Ls układu Ziemia — Księżyc (tzw. obłoki Kor dylewskiego).

Obserwatorium Astronomiczne U J bierze udział w międzyna­rodowych programach wymagających współpracy wielu obserwa­torów; ostatnio np. tego rodzaju akcją objęto obserwacje zać­mienia osobliwego układu e Aur; włączono się również do programu badania zbliżającej się komety Halleya. Oczywiście niezależnie od takich bardziej „uroczystych” okazji wyznacza się pozycje jasnych komet. Podjęto również opracowanie m a­teriału kliszowego uzyskanego 48 teleskopem Schmidta na Mt. Palomar dla opracowania katalogów galaktyk w badanych obszarach nieba. Na podstawie tego rodzaju katalogów galaktyk można przeprowadzić badania ich rozmieszczeń i dyskutować celowość wprowadzonych parametrów. Obok prof. Rudnickiego, dr M. Krupińskiej-W iniarskiej, mgr Barbary O b r y k. i dr. P. Filna biorą w tych pracach udział okazjonalnie również inne osoby. Nie zaniedbuje się również ciągłej modernizacji apara­tury pomiarowej, w czym uczestniczy cały zasadniczy zespół obserwacyjny i praktycznie wszyscy wymienieni pracownicy O AU J i magistranci.

Jak wspomniano, 30 lat temu, z okazji zaćmienia Słońca w 1954 r. został uruchomiony w O AU J pierwszy polski radio­teleskop (średnica początkowo 5 m została później powiększona do 7 m), który po niespełna 4 latach podjął regularną służbę obserwacyjną Słońca. Później wybudowano drugi, o średnicy 15 m. Dziś prowadzi się w O AU J systematyczne, codzienne obserwacje Słońca w pasmach 430 i 840 MHz; wyniki obser-

110 U R A N I A 4/1983

wacji są publikowane w comiesięcznych biuletynach pt. Mon­th ly Report on Solar Radio Emission. Przeprowadza się również analizę i badania statystyczne wieloletnich danych o aktyw­ności Słońca i o zjawiskach niezwykłych (wybuchach). W pra­cach tych uczestniczą dr Stanisław Z i ę b a , dr Adam M i- c h a 1 e c, mgr M. H a n k u s , mgr M. J a s z c z e w s k a . Obserwacje wykonuje również dr Marek U r b a n i k .

Temat „Struktura i ewolucja obiektów radiowych i optycz­nych” dotyczy badania obiektów pozagalaktycznych. Obserwacje wykonywane są za pomocą radioteleskopów zagranicznych (doc. dr hab. Józef Maslov/ski; doc. dr hab. Jerzy M a c h a l s k i ) . Na podstawie obserwacji zwanych przeglądami sporządza się katalogi radoźródeł wybranych obszarów nieba; w pracach tych (katalogi GB) uczestniczy obok wymienionych autorów prze­glądów mgr S. R y ś. Ten sam zespół przeprowadza analizy statystyczne właściwości źródeł z katalogów GB oraz analizy krzywych zliczeń radioźródeł o różnych wskaźnikach widmo­wych, w aspekcie ich ewolucji kosmologicznej. Tenże zespół wspomagany przez udział mgr K. O t m i a n o w s k i e j - M a - z u r, dr. M. Urbanika i dr. S. Zięby przeprowadza badania wybranych próbek radioźródeł; otrzymuje mapy radiowe nieba z dużą zdolnością rozdzielczą za pomocą dużych instrumentów (VLA, WSRT, Bonn) i przeprowadza analizy struktury obser­wowanych radioźródeł. Dr M. Urbanik opracowuje również analizę struktury radiowej wybranej próbki bliskich galaktyk spiralnych, a dr S. Zięba przeprowadza badania słabej emisji radiowej wokół silnych i aktywnych źródeł centralnych.

Jak widać z tej krótkiej charakterystyki, współpraca radio­astronomów krakowskich z głównymi ośrodkami światowymi rozwija się pomyślnie, przy czym szczególnie interesująco za­pisały się ostatnie 3 lata. W tym konkretnie okresie doc. J. Masłowski i dr M. Urbanik mieli możliwość obserwacji radio­źródeł o szczególnych własnościach widmowych oraz wybra­nych galaktyk spiralnych. Pomiary te przeprowadzali za po­mocą 100 metrowego radioteleskopu w Effelsbergu koło Bonn (instrument ten należy do Max Planck-Institut fur Radioastro­nomie, Bonn RFN i jest największym w świecie w pełni stero­walnym radioteleskopem). Doc. Jerzy Machalski uzyskał szcze­gółowe struktury radiowe około 300 radiogalaktyk i kwazarów pracując aparaturą systemu VLA (Very Larg^ Array), składa­jącą się z 27 dużych anten, rozmieszczonych w kształcie' lite­ry Y na obszarze 32 km w Socorno (USA). System ten „widzi” obiekty odległe o miliardy lat świetlnych. Dr S. Zięba wykrył

4/1985 U R A N I A 111

słabe rozciągłe promieniowanie radiowe otaczające aktywne jądra wybranych 5 radiogalaktyk pracując systemem 14 radio­teleskopów ustawionych wzdłuż odcinka 3 km długości. Sto­sując nową metodę redukcji uzyskał mapy radiowe o nadzwy­czaj wysokiej jakości obrazu. Wyniki wymienionych badań są publikowane w ważniejszych międzynarodowych czasopismach naukowych; prezentowane są także na kolejnych sympozjach IAU (Międzynarodowej Unii Astronomicznej). Kontakty z ośrod­kami naukowymi tak wysokiej rangi owocują nawet, jak się okazuje, w dziedzinie zaopatrzenia; niedawno np. Obserwa­torium Astronomiczne UJ otrzymało z Instytutu Radioastrono­micznego im. Maxa Plancka w Bonn przesyłkę zawierającą elementy elektroniczne pozwalające na modernizację aparatury wysłużonych krakowskich radioteleskopów.

Równolegle z sondażem obserwacyjnym głębin przestrzeni rozwijają się w Krakowskim Obserwatorium badania teoretycz­ne w zakresie kosmologii. Wchodzą tu w grę rozważahia z za­kresu fizyki bardzo wczesnego Wszechświata — tzw. modele „inflacyjne” z zastosowaniem do teorii niestabilności grawita- cyjnej (tzn. innymi słowy — do teorii powstawania galaktyk). Tematyką tą zajmuje się dr Lech S o k o ł o w s k i , który również sonduje matematyczne podstawy ogólnej teorii względ­ności — w szczególności tzw. problem początkowy dla równań Einsteina i geometrię trójwymiarowych hiperpowierzchni ze­rowych (takich jak np. tzw. stożek świetlny). Dr A. W o s z- c z y n a bada dynamikę jednorodnego izotropowego Wszech­świata, w którym zachodzą procesy dyssypacji energii i kreacji cząstek; analizuje także ewolucję modeli Robertsona-W alkera z uwzględnieniem procesów kwantowych zachodzących w prze­strzeniach zakrzywionych; rozpatruje również problematykę związaną z powstawaniem horyzontu cząstek. Dr Michał O s t r o w s k i bada procesy dyssypacyjne we wczesnym Wszechświecie; modele kosmologiczne Bianchi i wpływ dyssy­pacji na ewolucję. Przeprowadza też pewne obliczenia oparte na relatywistycznej teorii kinetycznej — numeryczne rozwią­zywanie równań Boltzmanna w gęstym, jednorodnym i nie- izotropowym Wszechświecie.

Dr Grażyna S i e m i e n i e c - O z i ę b ł o opracowuje teorię kwantowania w przestrzeniach zakrzywionych i bada procesy kwantowe w modelach niejednorodnych. Bardziej z astronomią pozagalaktyczną, niż z, kosmologią, wiążą się natomiast teore­tyczne badania z zakresu problematyki pól magnetycznych i promieniowania kosmicznego w galaktykach spiralnych, pro-

112 U R A N I A 4/19J5

wadzone przez zespół w składzie: dr M. Urbanik, dr M. Ostrow­ski, dr G. Siemieniec-Oziębło i mgr K. Otmiamowska-Mazur.

Ostatnio, z dniem 1 września 1984 r. nastąpiła w Obserwa­torium Krakowskim ponowna zmiana dyrektora. Wobec rezyg­nacji doc. dr. hab. Józefa Masłowskiego podjął się obecnie tego trudu prof, dr hab. Konrad Rudnicki. Funkcją zastępcy dyrek­tora objął w obecnej kadencji, doc. dr hab. Jerzy Machalski. Kierownictwo obydwu zakładów pozostaje bez zmian, choć po­stanowiono zmienić ich nazwy, b y , oddawały obęcną problema­tykę prowadzonych badań. Rada Wydziału Matematyki i Fizyki UJ na posiedzeniu w dniu 25 października 1984 r. zaaprobowała proponowane przez Dyrekcję Obserwatorium zmiany nazw za­kładów. Dawny Zakład Astronomii Teoretycznej i Geofizyki Astronomicznej nazywa się obecnie Zakładem Radioastronomii i Fizyki Kosmicznej, a Zakład Astronomii Obserwacyjnej przyjął nazwę Zakładu Astronomii Gwiazdowej i Pozagalaktycznej; pracownia Kosmologii znajduje się w pierwszym z wymienio­nych zakładów. Obserwatorium Astronomiczne UJ ma już przeszło 40 pracowników, w tym prawie połowa to pracownicy nauki. Jednak z powodu zbyt małej liczby doktorów habilito­wanych (3), uchwalony niedawno statut Uniwersytetu Jagiel­lońskiego nie dopuszcza dla Obserwatorium rangi instytutu kierunkowego. Rada Wydziału Matematyki i Fizyki UJ na swym posiedzeniu w dniu 29 listopada 1984 r. przyjęła wniosek Dyrekcji Obserwatorium o przyznanie mu statusu katedry kierunkowej.

KRONIKA

Cygnus X-3Pierwsze informacje o promieniowaniu gamma emitowanym przez dys­kretne źródło rentgenowskie Cyg X-3 pojawiły się w 1972 roku w re­zultatach radzieckich obserwacji z balonu. Obecnie udało się potwier­dzić występowanie wysokoenergetycznej emisji gamma, w zakresie ener­gii 1015—1010 eV. Emisja ta, podobnie zresztą jak w zakresie rentgenow­skim widma, ma charakter bliźniaczych impulsów (każdy impuls trw a od 40 sekund do 15 minut) w odstępie 1,9 godz. występujących regularnie co 4,8 godz. Naturalną, wysuwaną już wcześniej, interpretacją tego faktu jest, że Cyg X-3 jest układem podwójnym, w którym jednym ze składników jest pulsar. Wysyła on cząstki o bardzo wysokich ener­giach oddziaływujące z koroną drugiego składnika, a w obszarze oddzia­ływania produkowane jest obserwowane promieniowanie. Region ten jest krótko widoczny w ciągu okresu orbitalnego trwającego 4,8 go­dziny. To, iż Cyg X-3 wysyła ogromne ilości energii (być może nawet w zakresie rentgenowskim i gamma jest jaśniejszy niż cała Galaktyka) pociąga za sobą poważne konsekwencje co do samego pulsara. Otóż

4/1985 U R A N I A 113

aby promieniowanie obserwowane mogło osiągać energią rzędTT 10lr> eV cząstki emitowane przez pulsara muszą posiadać jeszcze wyższą energię. Zakładając, że pole magnetyczne jest tego samego typu co u innych pulsarów i że mechanizm przyspieszający cząstki również jest iden­tyczny, otrzymujemy w rezultacie, iż pulsar ten musi wirować raz na kilka tysięcznyćh sekundy. Oczywiście .implikuje to wiek obiektu wy­noszący zaledwie kilkadziesiąt lat! Byłby to zatem niezwykle interesu­jący obiekt, jak zaznaczają autorzy hipotezy Bavid E i c h l e r i Thomas V e n t r a n d . Sugerują oni również prawdopodobny mechanizm bloku­jący wydostawanie się pulsów w niższych energiach, za co ma być opowieazialny w iatr wysyłany przez gwiazdę, napędzany dzięki energii dostarczanej z pulsara. Obserwacje radiowe i rentgenowskie potwier­dzają, iż system spowity jest w dość gęstą otoczkę. Cyg X-3 powinien być również źródłem silnych fal grawitacyjnych, wysyłając ich około 500 000 razy więcej niż na przykład pulsar w Krabie.Wg Sky and Telescope 1984, 68, 14

A N D R Z E J S I T A R ZAbell 41

Mgławica planetarna odkryta w 1966 r. przez Georga A b e 11 a była ostatnio przedmiotem intensywnych badań, głównie z uwagi na cen­tralną gwiazdę, którą sam odkrywca podejrzewał o zmienność. Obser­wacje fotometryczne prowadzone przez Alberta G r a u e r a i Howarda B o n d a potwierdziły te przypuszczenia, gwiazda 15 wielkości co 2,7 godziny obniża swą jasność o 0^15. Jest to ciasny układ podwójny o okresie obiegu równym okresowi zmienności (lub dwukrotnie więk­szym), godne uwagi jest to, że przy okazji odkryty został rozdzielony układ podwójny o najkrótszym . okresie orbitalnym!), przy czym odle­głość między składnikami wynosi 600 000 km (mniej niż promień Słońca). Ta niezwykle mała orbita jest zapewne wynikiem utraty momentu pędu po wyrzuceniu przez masywniejszy składnik otoczki, która uformowała mgławicę. Dość ciekawy jest sam charakter zmienności: składnikami tego układu są: gorący podkarzeł typu widmowego O, którego tem pera­tura powierzchniowa wynosi 70 000 — 145 000 K, a masa 0,6 masy Słońca oraz gwiazda ciągu głównego typu M o tem peraturze mniejszej niż 3000 K i masie kilku dziesiątych masy Słońca. Z uwagi na bliską odle­głość pomiędzy nimi półkula składnika chłodniejszego zwrócona do go­rętszego nagrzewa się do około 40 000 K, a kontrast pomiędzy częścią powierzchni nagrzaną i nienagrzaną powoduje zmienność jasności układu.

W ten sposób powstają prawdopodobnie ciasne układy podwójne tworzące zmienne kataklizmiczne. Wprawdzie obecnie nie wykryto żad­nych śladów przepływu materii między składnikami, ale być może na skutek przybliżania się składników do siebie (utrata energii przez pro­mieniowanie fal grawitacyjnych) dojdzie do akrecji materii na bardziej zwarty składnik — pozostałość po podkarle typu O. Układ zacząłby się zachowywać wtedy, jak gwiazda nowa. Informacje uzyskane o tym układzie są jednak dość niepewne, ostatnie niezależne badania spektrosko­powe pozwoliły oszacować tem peratury pierwszego składnika na 50 000 K, a ogrzanej półkuli drugiego na 16 000 K, a więc znacznie mniej r iż poprzednie dane. Konieczne staje się dokładne wyznaczenie param etrów orbity składników, co nie jest łatwe zważywszy iż układ odległy jest o około kilka tysięcy lat świetlnych.Wg Sky and Telescope, 1984, 67, 230.

A N D R Z E J S I T A R Z

114 U R A N I A 4/1985

G em iaga — najbliższa czarna dziura?

Jedyne w swoim rodzaju źródło promieniowania gamma 2CG195 +04 znane jako Geminga (patrz Urania n r 5/1984) nadal intryguje astrono­mów. Ostatnio badania tego dziwnego obiektu skupiają się na określe-

\ niu jego odległości i stwierdzeniu, czy wywołane przez niego fale gra­witacyjne wzbudzają oscylacje Słońca, co zostało zasugerowane przez angielskiego fizyka George’a I s a a k a. Ogólna teoria względności prze­widuje, że fale w strukturze czasoprzestrzeni powstają tam, gdziekol­wiek jest przyspieszany masywny obiekt. Promieniowanie grawitacyjne jest analogiczne do fal elektromagnetycznych takich jak światło czy fale radiowe, powstających przy przyspieszaniu cząstek naładowanych. Czynione są bezskutecznie wysiłki zarejestrowania fal grawitacyjnych poprzez użycie masywnych „anten” cylindrycznych. Isaak zaproponował, użycie całego Słońca jako detektora fał grawitacyjnych. Przechodząca fala powinna wzbudzić wibracje ,w masywnym jądrze Słońca, które na­stępnie wywołają fale gęstości wędrujące ku powierzchni w mniej gęste warstwy ulegając przy tym wzmocnieniu. Jednakże jak dotąd nie udało się jeszcze sprawdzić tej idei.

W lecie 1983 roku Isaak wraz z Philippem D e 1 a c h e (Francja) przy­pomnieli tę ideę sugerując, że pewne 160-cio minutowe oscylacje sło­neczne mogłyby być wywoływane przez promieniowanie grawitacyjne. Astronomowie ci zaproponowali Gemingę jako źródło tego promienio­wania, gdyż wstępne badania wykonane w promieniowaniu gamma suge­rowały, że jest to bliski pulsar lub system podwójny (jedno nie wy­klucza drugiego). Przeprowadzone poszukiwania okresu 160-cio minuto­wego w promieniowaniu gamma tego obiektu początkowo zdawały się potwierdzać powyższą hipotezę. Jednakże astronomowie teoretycy z Fran­cji, Wielkiej Brytanii i Stanów Zjednoczonych stwierdzili, że nie można wyobrazić sobie systemu gwiazdowego wytwarzającego fale graw ita­cyjne wystarczająco silne dla wyjaśnienia 160-cio, minutowych oscylacji Słońca. Jednocześnie John A n d e r s o n z Jet Propulsion Laboratory ogłosił wyniki radiowych pomiarów trajektorii sond kosmicznych Pio­neer 10 i 11. Odpowiednio silna fala grawitacyjna powodowałaby mie­rzalną zmianę-, w odległości pomiędzy sondą i Ziemią. Zmian takich me stwierdzono. Pomiary wykazały, że nawet przy najdogodniejszych w a­runkach oscylacje 160-cio minutowe nie mogą w żadnym razie być wy­wołane przez fale grawitacyjne emitowane przez bliski system poawójny. Hipoteza ta ostatecznie upadła, gdy astronomowie badający Gerningę w promieniach gamma nie potwierdzili wyników swoich badań wstęp­nych.

Z drugiej strony Hans B l o e m e n z Holenderskiego Obserwatorium w Leiden badając klisze fotograficzne Atlasu PalomarskiegO wykonane w 19H5 roku przedstawiające obszar gwiazdozbioru Bliźniąt, w którym lokalizuje się Gemingę, stwierdził obecność obiektu o jasności 21m leżącego w odległości około 7" na północny-zachód od pozycji obiektu rentgenowskiego identyfikowanego z Gemingą. Na zdjęciach wykona­nych w 1983 roku przez Patrizię C a r a v e o i Giovanniego B i g n a m i z Institute di Fisica Cosmica w Mediolanie (Włochy) za pomocą teles­kopu Kanadyjsko-Francusko-Hawajskiego oraz detektora CCD obiekt ten nie został zarejestrowany. Jednakże zauważono gwiazdę 21m w odle­głości 4" na południowy wschód od pozycji obiektu rentgenowskiego. Bloemen twierdzi, że obydwa zdjęcia przedstawiają Gemingę, k^óra przesunęła się na sferze niebieskiej w ciągu 27 lat. Według niego Ge-

4/1985 U R A N I A 115 '

minga ma ruch własny 0,37 ± 0,03 sekundy kątowej na rok w kierunku południowo-wschodnim. Ten tor lokalizowałby obiekt w granicy błędu (równego 3"5) pomiaru współrzędnych rentgenowskiego obrazu Gemingi określonych przez satelitę Einstein w 1981 roku. Zgodnie z Bloemenem, kierunek ruchu jest równoległy do płaszczyzny Galaktyki. Wielkość ru ­chu własnego wskazuje na odległość Gemingi równą 300 lat świetlnych od Ziemi. Odległość ta wyjaśnia także stwierdzony wcześniej przez Ca- raveo brak absorpcji międzygwiazdowej w widmie obiektu rentgenow­skiego.

Te nowe dane potwierdzają sugestię, że Geminga może być naj­bliższym systemu słonecznego obiektem zwartym (gwiazdą neutronową lub czarną dziurą).Wg Sky and. Telescope, 1984, 6|8, 13.

T O M A S Z SC1ĘZOR

Okres obrotu Neptuna

Próby określenia okresu wirowania Neptuna, czynione od momentu od­krycia tej planety, zawsze napotykały na liczne trudności. Większość z nich bierze się z faktu, iż średnica kątowa tarczy Neptuna nigdy nie jest większa od 2,3 sekundy łuku. Oceny długości doby na planecie uza­leżnione więc były od precyzji pomiarów niezwykle drobnych zmian jej jasności, czasem zmian w widmie. Wyniki pochodzące ze stosowania obu metod nie były szczególnie wiarygodne: niewielka skala obserwo­wanych zmian powodowała silne obciążenie błędami. Dopiero w m aju 1983, za pomocą 2,5 metrowego teleskoju obserwatorium Las Campanas w Chile, wyposażonego w kamerę CCD, wykonane zostały trzy „zdjęcia” Neptuna, na których bez wątpienia zarejestrowano jego wirowanie. Na zdjęciach wykonanych przez R. T e r r i l e ’a z Jet Propulsion Laboratory i B. S m i t h a z Uniwersytetu stanu Arizona, udało się uchwycić ruch jasnych szczegółów (chmur?) w górnych warstwach atmosfery. Potw ier­dzają one, że planeta, a przynajmniej jej atmosfera, w iruje ruchem pro­stym, podobnie jak Ziemia. Wynikający z analizy zdjęć okres wirowa­nia — 17 godzin i 50 (±5) m inut — zgodny jest w dobrym przybliżeniu z okresem otrzymanym w roku 1981 przez R. H. B r o w n a , D. C r u i k - s h a n k a i A. T o k u n a g ę . Ich wynik, o 7 m inut krótszy od obecne­go, pochodzi z obserwacji fotometrycznych. W ostatnich latach liczni badacze otrzymywali okresy dłuższe aż o pół godziny od wyznaczonego ostatnio. Mogą one, jak się uważa, odzwierciedlać w arunki panujące na różnych szerokościach planetograficznych Neptuna i/lub na różnych poziomach jego atmosfery. Wracając jeszcze do zdjęć wykonanych przez Terrile’a i Smitha dodać należy, że ich niezwykle wysoka jakość jest nie tylko zasługą wyjątkowej przejrzystości atmosfery w miejscu obser­wacji i jakości stosowanego instrum entarium , lecz również wynikiem obróbki komputerowej. Rozdzielczość obrazów wzrosła na przykład dzię­ki niej dwukrotnie. Obróbka polegała w zasadzie na elektronicznym usunięciu z obrazów Neptuna niektórych znikształceń, głównie powo­dowanych przez atmosferę ziemską. W czasie rejestracji zdjęć śledzono z tego powodu punktowe źródła światła w pobliżu planety (gwiazdy i księżyce Neptuna), co później wykorzystane zostało jako wskaźnik stanu atmosfery na obserwowanym kierunku. Podobnie jak wcześniej­sze, pochodzące z lat 1979 i 1982 obrazy otrzymane za pomocą kam er CCD współpracujących z dużymi teleskopami, również te najnowsze

116 U R A N I A 4/1985

w ykazują istnienie szerokiego i ciemnego pasm a równikowego na ta r ­czy N eptuna, oddzielającego jasne szczegóły na półkuli północnej od podobnych na półkuli południowej.Wg S k y and Telescope 1884, 68, 115.

Z B I G N I E W P A P R O T N Y

PORADNIK OBSERWATORA

Wzajemne zakrycia i zaćmienia księżyców Jowisza w 1985 roku

W drugiej połowie 1985 r. Ziem ia znajdzie się w płaszczyźnie orbit czterech najjaśniejszych księżyców Jowisza. W tak ich w arunkach może dochodzić do bardzo ciekawych zjaw isk w układzie satelitów Jowisza, z pozycji obserw atora ziemskiego. W prawdzie księżyce nie poruszają się dokładnie po orbitach, leżących w jednej płaszczyźnie, lecz nriimo to m ożemy obserwować przesłanianie jednych przez inne jak też w zajem ne

D a n e o w z a j e m n y c h z a ć m i e n i a c h i z a k r y c i a c h k s i ę ż y c ó w J o w i s z a w 1985 r o k u .

D a ta c .s .e . Z j a w i s k o T y p C z a st r w a n i a D a ta c .s .e . Z j a w i s k o T y p C z a s

t r w a n i a

m mV I 17 02 44 I I I Z K IV P 9,6 IX 15 00 38 I Z K I I I P 8,0

18 03 00 I I I Z K I P 19,2* 18 23 09 I I I Z K I I P 43,9

V I I 8 23 17 I I I Z K I I P 9,3 24 20 20 I Z C I I P 7,9

10 00 55 I I I Z K I P 0,4 24 19 58 I I I Z K I I P 55,6

12 01 39 IV Z K I I I P 12,2 X 1 00 29 IV Z C I I I R 6,1 (4,6) ;13 01 32 I Z K I I I P 4,4 1 18 03 IV Z C 1 P 2,516 02 14 I I I Z K I I P 9,3 1 19 06 IV Z C I I R 2,7 (2,2)17 03 26 I I I Z K I P 0,7 2 20 36 I Z K I I P 2,120 03 55 I Z K I I I P 4,6 1 22 52 I Z C I I R 7,0 (0,7)

V I I I 4 20 17 I Z K IV P 3,9 2 20 35 IV Z C I R 6,8 (3,3)6 00 26 I I I Z K IV P 11.1 13 22 05 I I Z C I P 0,5

20 23 35 I Z K IV P 2,8 24 17 17 I I I Z C I P 4,327 20 37 I I I Z K I I P 13,3 26 19 20 I Z C I I P 4,027 23 02 I I I Z C I I P 8,6 28 19 17 I Z C I I I R 3,7 (2,4) |29 01 16 IV Z K I P 2,4 31 20 17 I I I Z C I P 4,029 02 17 I I I Z C I I P 43,630 22 04 I Z C I I P 21,1 X I 2 2141 I Z C I I P 2,8

30 22 16 IV Z K I I I P 3,9 7 17 52 I I Z C I R 2,7 (1,3)

31 20 43 I Z C I I I P 4,7 14 20 06 I I Z C I R 2,8 (1,4)**) 29 17 18 I I I Z K I P 13,2

IX 4 00 04 I I I Z K I I P 14,74 22 46 I I I Z C I I T *) 42,7 X I I 4 18 18 I Z K I I P 3,66 22 49 I Z K I I P 19,5 ***) 7 17 39 IV Z K I P 4,67 21 34 I Z K I I I P 6,2 14 18 35 I I I Z C I I R 4,9 (0,4)

11 19 54 I I I Z C I I P 35,1 16 18 12 I I Z C I P 1,612 01 08 I I I Z K I I T 49.5 (12.5) 28 17 32 I I I Z K I P 5,7

i

4/1985 U R A N I A 117

OznaczeniaZK — zakrycie (np. III ZK II — księżyc I l i przesiania księżyc II)ZC — zaćm ienie (np. III ZC I — księżyc I u k ry ty w cieniu, rzucanym przez

księżyc III) p — zjawisko o fazie częściowej R — zjawisko „obrączkow e”T — zjawisko o fazie całkow itej

Dla zjaw isk R i T podano w naw iasach czas trw an ia tej fazy.

Uwagi:*) Czas trw an ia fazy całkow itej 7m3;

»») księżyce III i I na tle Jowisza;***) księżyc I w cieniu Jowisza.

efekty zaćmieniowe. Te ostatn ie polegają na w chodzeniu księżyca w cień, rzucany przez inny. W ynika to stąd, że rów nież i Słońce znajdzie się aku ra t w płaszczyźnie orbit galileuszowych księżyców.

W przedstaw ionej tabeli zaw arto inform acje o om awianych zjaw is­kach. O bserw acje zjaw isk będą zapew ne niezw ykle in teresu jące dla am atorów . W dużych teleskopach będą one widoczne w yraźnie, nato ­m iast używ ając przyrządów am atorskich można będzie spostrzec np. k ró tko trw ałe „zlanie się” obęazów zbliżających się dwóch księżyców a następnie przygaśnięcie tak pow stałej „gw iazdki”. O bserw acja w y­m aga uwagi, gdyż czas trw an ia w zajem nych zakryć i zaćm ień wynosi od kilku do k ilkunastu m inu t a naw et i więcej.Wg K alender fiir S tern freunde 1985 pod red. P. Ahnerta.'

M A R E K Z A W I L S K l

Algorytmy — Część IX: Równanie Keplera i widzialność planet

W kilku następnych odcinkach „A lgorytm ów ” nauczym y się obliczać efem erydy planet, czyli ich w spółrzędne na zadany m om ent. W obli­czeniach tych w ystępować będzie fragm ent wspólny dla wszystkich p la ­net — rozw iązyw anie tzw. rów nania K eplera. Rów nanie to pozwala obliczyć dla konkretnego m om entu czasu pew ien ką t opisujący położe­nie p lanety na orbicie. P rzedstaw iam y już teraz sposób rozw iązyw ania tego rów nania aby w przyszłości m ożna było po prostu doń się odwołać.

Niech oś x układu w spółrzędnych prostokątnych przechodzi przez ognisko F eklip tycznej o rbity i jej peryhelium ,11, początek Jukład nato ­m iast pokryw a się ze środkiem orbity (rys. 1). Położenie p lanety P na E'^jgie można określić podając kąt v (anomalię praw dziwą) bądź kąt

■'1ie mim ośrodową). Między nim i zachodzi związek

l- = i / - I + J L - t a n ~ ,1 — e

gdzie e oznacza mim ośród orbity. ,SIn.których można by te kąty zapisać w po^ ^nnkcji czasu™ Ulateg'o ano- malię m im ośrodow ą E wyznacza się m etody „ ejnych pr2ybliżeń ^ w spom nianego rów nania K eplera.

118 U R A N I A 4/198-5

E — e sin E — M (%),

gdzie M (t ) jest tzw. anomalią średnią, która (niemal) jednostajnie narasta w czasie, a w każdym razie obliczana jest według prostego gotowego wzoru. M — 0 odpowiada chwili przejścia planety przez pery- helium, czyli wtedy również v — 0 i E = 0

Mając dane M (t ) oraz e obliczamy E według następującego sche­matu:

1. Niech początkowa wartość E = M.180

2. A E — (M — E -f- e ---sin E)/( 1 — e cos E).K

3. (Nowe E) — (dawne E) -f A E .

4. Jeżeli |A E\ ^ 0,000 001, to wróć do punktu 2 i wykonaj cyk’ nownie

W len sposób dostaniemy ciąg kolejnych wartaśfei) d o ^ lk le i f w ^ dość szybko dla niewielkich mimośrodów.,oWo'dowa odpowiadająca

i A m a lii m°< -’ao S n ° idP°WfiadająCa, zadanej chwiIi csu t. Przy^u, tu dok ład-^ °’000 001 w praktyce amatorskiej za wysoka i możniąliachWedle zyczenia “bmzyć. Obie anomalie E i M są tu liczone w "

za-cza-

aż

4/1985 U R A N I A

1

119

Jeszcze jedna sprawa, którą warto mieć załatwioną z góry, to umiejętność określania warunków widoczności planety o znanych (oso­biście obliczonych!) współrzędnych a i 8. Umiejętność ta sprowadza się do obliczenia wysokości h i azymutu a danej planety w określonym momencie. Aby to wykonać, należy najpierw obliczyć lokalny czas gwiazdowy 0 (tzn. w danej chwili dla określonej długości geograficznej obserwatora) sposobem przedstawionym w V części „Algorytmów” (Ura­nia n r 12/1984). Kąt godzinny planety wynosi wtedy t = © — a , zaś współrzędne horyzontalne obliczamy ze wzorów:

sin h — sin <p sin 8 + cos <p cos 8 cos t , tan a = sin t / (cos t sin <p — tan 8 cos cp),

gdzie <p oznacza szerokość geograficzną obserwatora. Przypominamy, że azymut a = 0 oznacza kierunek „na południe” i liczony jest dodatnio ku zachodowi.

Wreszcie może niekiedy przydać się umiejętność obliczania odległości kątowej d między dwoma ciałami o znanych współrzędnych a i , 8j i a2, 82 :

cos d = sin fij sin 82 + cos 8j cos S2 cos (oti — a2) .

T O M A S Z K W A S T

KRONIKA HISTORYCZNA

Astronomiczne datowanie śmierci Chrystusa

Dotąd jedynym pewnym faktem było to, że Jezusa z Nazaretu ukrzyżo­wano w czasie, gdy prokuratorem Judei z ramienia Rzymu był Pon- cjusz P iłat (26—36 r.n.e.). Prawie każdy rok spośród tych dzisięciu miał swoich zwolenników. Ponadto były wątpliwości co do dnia roku z po­wodu jednodniowej różnicy w przekazach czterech ewangelistów. Auto­rzy omawianej pracy posługując się obliczeniami astronomicznymi zre­konstruowali (księżycowy) kalendarz żydowski w pierwszym wieku na­szej ery i do analizy znanych przekazów historycznych dołączyli ścisłe obliczenia zaćmień Księżyca. Pozwoliło im to wskazać jednoznacznie dzień egzekucji jako piątek 14 nisan (dzień wskazany w ewangelii św. Jana), kalendarza żydowskiego odpowiadający dacie 3 kwietnia 33 r.n.e. według kalendarza juliańskiego (tzn. 1 kwietnia tegoż roku w uży­wanym u nas obecnie kalendarzu gregoriańskim). Ze wspomnianych obliczeń wynika, że tego dnia o godzinie 3.40 (±5 min.) po południu <według czasu słonecznego prawdziwego w Jerozolimie) rozpoczęło się zaćmienie Księżyca i trwało do godziny 6.50, zaś wschód Księżyca na­stąpił o godzinie 6.20. W dniy. egzekucji Jezusa, zgodnie z tradycją ży­dowską, o wschodzie Księżyca w pełni rozpoczynał się szabat oraz Pascha, dlatego oczekiwano tego zjawiska niecierpliwie, żeby rozpocząć ceremonię. Księżyc, jak zwykle ■ w takich razach pilnie wypatrywany, ku zdumieniu obserwatorów ukazał się znacząco wyszczerbiony wskutek statniej fazy zaćmienia. To nieoczekiwane zjawisko mogło być in ter­pretowane jako nadprzyrodzony znak i być może z tego powodu Żydzi i Piłat w ciągu nadchodzącej nocy zmienili stanowisko i następnego dnia zaciągnęli straże przy grobie Jezusa. Oto dalsze argumenty auto­rów za tym, że zaćmienie Księżyca rzeczywiście się zdarzyło. W ewan-

120 U R A N I A 4/1985

gelii św. Łukasza jest napisane (23, 44—45): „A była już mniej więcej godzina szósta i ciemność zaległa całą ziemię aż do godziny dziewiątej, gdy zaćmiłp się słońce”. Wprawdzie mowa tu o zaćmieniu Słońca, lecz wiadomo, że pełnia Księżyca wyklucza taką możliwość i sądzi się. że oryginalny tekst Łukasza dotyczył zaćmienia Księżyca, a zniekształ­cono go świadomie w dobrej wierze lub nieświadomie podczas później­szych przepisywąń. Za podobną interpretacją przemawia też wypo­wiedź Piotrowa w około 7 tygodni po egzekucji oraz raport Piłata do Tyberiusza o całym wydarzeniu. >Wg Nature, 1983, 306, <743.

K A Z I M I E R Z M. B O R K O W S K I

KRONIKA PTMA

Wyprawa do źródeł naszej cywilizacji europejskiej

W Krakowskim Oddziale Polskiego Towarzystwa As tronau tycznego splatają się czynniki, które doprowadziły do zorganizowania w sierpniu i wrześniu 1984 wyprawy popularno-naukowej do źródeł naszej cywili­zacji europejskiej. Tutaj bowiem znalazły prawo obywatelstwa w okre­sie, gdy w latach 1957—1980 inspiratorem, a przez większą część tego okresu również kierownikiem poczynań Oddziału był prof. Kazimierz K o r d y l e w s k i . Częste były wtedy działania związane z podróżowa­niem: wycieczki do pobliskich placówek naukowych — Obserwatorium Astronomicznego UJ, Planetarium Śląskiego, Muzeum Lotnictwa i Astro­nautyki i innych, wyprawy popularno-naukowe np. do Obserwatoriów .astronomicznych Czechosłowacji i Węgier, czy też ekspedycje naukowo- -badawcze na statkach polskich do strefy równikowej Ziemi dla badania rozmieszczenia materii pyłowej na wokółziemskiej orbicie Księżyca i określania niektórych parametrów lotów sztucznych satelitów Ziemi.

W ostatnich latach Oddział zorganizował wspólnie ze Śląskim Od­działem PTA i Krakowskim Oddziałem PTMA kilka wypraw popularno­naukowych: w r. 1981 Wyprawę z okazji Kongresu Astronautycznego w Rzymie, w r. 1982 Wyprawę Szlakiem Kopernika i Heweliusza po Ziemiach Zachodnich i Północnych a w r. 1983 Wyprawę Szlakiem Kopernika i Myśli Kopernikowskiej po Ziemiach Zachodnich od Ko­pernik do Szczecinka i w reszcie w r. 1984 wyprawę „Toruń ’84”. Trzy ostatnie wyprawy były inspirowane przez rocznice kopernikowskie i heweliuszowskie; łącznie z cyklem comiesięcznych imprez „Roku Ko­pernika w Krakowie” obchodzonego od 19 lutego 1983 r. do 19 lutego 1984 r. stają się zaczynem obchodów pięćsetnej rocznicy studiów Ko­pernika w Krakowie, które przypadną na lata 1991—1995. Z tym cią­giem imprez związana jest zorganizowana w okresie od 25 sierpnia do 23 września 1984 r. przez Krakowskie Oddziały PTMA i PTA Wyprawa do Źródeł Naszej Cywilizacji Europejskiej, której program był inspiro­wany także przez działania Komisji Historii Wiedzy o Wszechświecie Zarządu Głównego PTA. Jej celem było sięgnięcie głębiej w epokę przedkopernikowską do najwcześniejszych europejskich prób stworzenia spójnego obrazu przestrzeni pozaziemskiej i zapoznanie się z reliktami tej epoki na terenach Krety, Peloponezu, Bałkanów i częściowo Azji Mniejszej. Próby te stanowią bowiem początek. ciągu poznawczego od starożytnych poglądów na Wszechświat poprzez uporządkowanie obrazu

4/1985 U R A N I A 121

W szechświata średniowiecznego przez Kopernika aż do współczesności. Celem bardziej dalekosiężnym było zdobycie przez grupę członków PTMA i PTA doświadczeń, które pozwolą na podniesienie poziomu działań popularyzatorskich inspirowanych przez obydwa Towarzystwa na rzecz upowszechnienia wiedzy w naszym społeczeństwie. Wyprawy, jako form a wspólnego spędzania wolnego czasu przez członków są czynnikiem wpływającym na powstawanie i pogłębianie więzi między członkami różnych Oddziałów, a także między członkami PTA i PTMA, Towarzystw będących członkami-założycielami Federacji M iast Koper­nikowskich.

Bazę działalności Wyprawy stanowiły środki m aterialne i finansowe zgromadzone przez uczestników Wyprawy. Dla transportu uczestników i sprzętu służył wypożyczony z. Przedsiębiorstwa Sports-Tourist autokar wraz z kierowcą. W yprawa prowadzona metodą tram pingu w ym agała zabrania ze sobą odpowiedniej ilości sprzętu turystycznego oraz żyw­ności, a od uczestników w ym agała odporności na trudy takiego sposobu podróżowania oraz umiejętności z zakresu tram pingu, a przede w szyst­kim umiejętności współżycia w tak licznej grupie. W wyprawie, której kierownictwo zostało powołane przez Zarząd Krakowskiego Oddziału PTA uczestniczyło 40 osób, członków PTA i PTMA, w tym 31 osób z Oddziałów Krakow skich, 4 ze Śląska, 4 z W arszawy i 1 z Torunia. Kierownictwo Wyprawy stanowili: kierownik — mgr Bogusław a R a- b i a s z, z-ca kierownika — mgr Maria W a r m u s , sekretarz — m gr inż. Anna F i l o , skarbnik — m gr W iesława P o r ę b s k a - K u l i k , instruktor trasy mgr inż. Roman T o m a s z e w s k i . Opiekunem ze strony władz obu Towarzystw i przewodniczącym Rady Program u Wy­prawy był dr inż. Stanisław C z a r e ń s k i . Do prac Rady Program u zaproszono red. Krzysztofa B o r u n i a oraz mgr Krystynę K u r p a s, która pełniła funkcję sekretarza Rady.

Wyprawa wyruszyła z Krakow a autkarem kierowanym przez p. Tadeusza M ałka 25 sierpnia, a powróciła 23 września 1984 r. Przebyto w tym czasie około 6500 km autokarem i około 330 mil morskich pro­mami „A riadna” i „K nossos” z Pireusu do Heraklionu i z powrotem. W trakcie Wyprawy realizowano program zatwierdzony przez Zarząd Krakowskiego Oddziału PTA i przyjęty przez Zarządy Główne PTMA i PTA. Uzyskane poparcia Zarządów Głównych obu Towarzystw a tak­że pomoc ze strony W ojska Polskiego umożliwiły właściwe przygoto­wanie i przeprowadzenie wyprawy. Na uwagę zasługuje duże zaanga­żowanie znacznej części uczestników w realizację program u wyprawy. Cykle prelekcji związanych tematycznie z program em wygłaszali w au­tokarze: red. Krzysztof Boruń: „Wszechświat zamieszkały w mitach, filozofii i literaturze greckiej i rzym skiej” , dr Stanisław Czareński: „Gwiazdozbiory naszego nieba” , m gr Jerzy Florczyk: „Inform ator geo­graficzny”, dr inż. Andrzej Kubicz: „Inform ator geologiczny”, mgr K ry ­styna K urpas: „M itologia nieba” , mgr Marek Szerszeń: „Wybitni przed­stawiciele filozofii i nauki greckiej” . Zostały wygłoszone ponadto pre­lekcje o następujących tem atach: dr inż. Stanisław Czareński: „Pyłowe satelity Ziemi” , mgr Anna Filo: „K ultura M inojska” , m gr M arta Koby­lińska: „N auka arabska” , mgr Anna Szaleniec: „Style architektoniczne obiektów zwiedzanych w G recji” . Powyższy zestaw prelekcji został uzupełniony o kilka nie planowanych wcześniej wystąpień mgr. Andrzeja Donimirskiego związanych tematycznie z obiektami okolic przez które- przebiegała trasa Wyprawy, kulturą i historią tych terenów.

122 U R A N I A 4/1985

Uczestnicy zetknęli się z reliktam i źródeł naszej cywilizacji euro­pejsk iej na terenie zwłaszcza Aten, Koryntu, Delf na Półwyspie B ał­kańskim , w Heraklionie, Knossos i Faistos na Krecie oraz w Istam ­bule (Konstantynopol) w Azji M niejszej. Momentem o dużym ładunku emocjonalnym były odwiedziny m iejscowości Polonezkoy (d. Adampol) w Turcji, spotkania z kilkoma je j mieszańcami, odwiedziny cmentarza polskiego i kościoła na terenie tej miejscowości.

Wyprawa była przygotowana od strony turystycznej przez uczestni­ków: przejazdy, campingowanie, przewodnictwo po obiektach kultury stanowiły domenę działania uczestników Wyprawy. Opiekę lekarską sprawowała w stosunku do uczestników jak i napotkanych ofiar w y­padków uczestnicząca w Wyprawie dr Barbara W o ł c z e k, która peł­niła równocześnie funkcję kierownika jednego z sześciu zespołów na jakie został podzielony ogół uczestników Wyprawy. Kierownikam i pozo­stałych zespołów byli: mgr M aria M a r e k , m gr Anna S z a l e n i e c , m gr M aria S c h i e r, m gr Ewa D o n i m i r s k a i m gr M arta K o- b y 1 i ń s k a. Zarówno osiągnięcia, jak i niedostatki Wyprawy, których odbiciem jest prowadzona przez uczestników przy zaangażowaniu orga­nizacyjnym m gr Barbary K a r a m a ń s k i e j kronika Wyprawy, sta­nowią m ateriał który może być nadzwyczaj przydatny przy podejmo­waniu działań dla zorganizowania podobnych imprez w przyszłości. Wyprawa wykazała zasadność i owocność podejmowania tego typu w y­siłków dla dalszego rozwoju działań naszych Towarzystw.

S T A N I S Ł A W Z . C Z A R E t i l S K I

NOWOŚCI WYDAWNICZE

D. S. Hall, R. M. Genet, Photoelectric Photometry of Variable S tars wyd. Intenational Am ateur - Professional Photoelectric Photometry (IAPPP) Fairborn O bservatory*, USA, 1982.Advances in Photoelectric Photometry vol. I (1983), vol. II (1984) wyd. R. C. Wolpert i R. M. Genet, Fairborn Observatory, USA.

Astronomia należy do dziedzin wiedzy, w której jak w żadnej innej nauce szczególnie jest pożądany udział nieprofesjonalistów. Miłośnicy astronomii wnieśli duży wkład w rozwój tej nauki poprzez obserwacje plam słonecznych, obserwacje meteorów, byli odkrywcami komet, uzy­skiw ali interesujące rezultaty w trakcie obserw acji zaćmień Słońca i Księżyca. Jednak dziedziną, w której udział amatorów jest szczególnie duży, były i są systematyczne obserwacje gwiazd zmiennych, zapoczątko­wane w Anglii przez J . G o o d r i c k e ’ a i E. P i g o t t a z końcem X V III wieku. Udział miłośników astronom ii w obserwacjach gwiazd zmien­nych znacznie wzrósł po opracowaniu przez A r g e l a n d e r a metody ocen jasności gwiazdy zmiennej. Metoda ta, zmodyfikowana później przez N i j l a n d a i B ł a ż k ę do dziś jest w powszechnym użyciu.

Ostatnie dziesięciolecia przyniosły znaczny wzrost zainteresowań niebem, przy czym dla wielu miłośników astronomii nie wystarczało już tylko podziwianie licznych interesujących obiektów, nawet przez własnoręcznie zbudowane instrumenty, ale ęhcieli wnieść swój własny.

* A d r e s : F a ir b o r n O b se rv a to ry , 1247 F o lk R o a d , F a ir b o r n , O hio 45324, U S A .

4/1985 U R A N I A 123

choćby bardzo skromny, wkład do rozwoju tej nauki. Coraz liczniej zaczęły się pojawiać w literaturze naukowej wyniki obserwacji gwiazd zmiennych i to zarówno oceny jasności gwiazd długookresowych, jak też obserwacje maksimów cefeid i gwiazd typu RR Lyrae oraz obser­wacje minimów gwiazd zaćmieniowych. Opublikowane momenty m ak­simów i minimów okazały się niezwykle cennym materiałem naukowym dla badań zmian okresów tych gwiazd, a tym samym obserwacje mi- łośnicze przyczyniły się do lepszego poznania procesów zachodzących w gwiazdach pulsujących i Układach podwójnych.

Miarą zainteresowania obserwacjami gwiazd zmiennych było po­wstanie na świecie wielu specjalistycznych towarzystw, zrzeszających nieprofesjonalnych obserwatorów nieba. Szczególnie aktywne okazały się: Amerykańskie Towarzystwo Obserwatorów Gwiazd Zmiennych (AAVSO) oraz Szwajcarskie Towarzystwo Obserwatorów Gwiazd Zmien­nych Zaćmieniowych (BBSAG). Aktywnie działają również grupy obser­watorów gwiazd zmiennych zrzeszone w odpowiednich towarzystwach miłośników astronomii w Związku Radzieckim, Czechosłowacji, Francji, RFN i innych krajch. Również Polskie Towarzystwo Miłośników Astro­nomii ma Sekcję Gwiazd Zmiennych, niestety jej aktywność w ostatnim okresie jest niewielka.

Aż do II wojny światowej obserwacje gwiazd zmiennych były pro­wadzone niemal wyłącznie metodami wizualnymi i fotograficznymi, przy czym obserwacje amatorskie były prawie wyłącznie wizualne. Z chwilą wynalezienia i udoskonalenia fotopowielaczy, coraz mniej zawodowych astronomów obserwowało gwiazdy zmienne wizualnie i,obecnie nie ma już chyba na świecie obserwatorium astronomicznego, gdzie byłyby prowadzone obserwacje tego typu, gdyż fotometria foto- elektryczna poprzez swą dokładność zupełnie je wyparła. Nadal jednak metody wizualne są w powszechnym użyciu przy obserwacjach miłoś- niczych. Mimo iż metody te są mniej dokładne od metod fotoelektrycz- nych, poprzez swą masowość pozostają nadal bardzo użyteczne w sy­stematycznym śledzeniu wahań jasności licznych gwiazd zmiennych.

Bardzo szybki rozwój elektroniki i powszechny dostęp do urządzeń, elektronicznych, których ceny z roku na rok maleją, sprawiły, że wielu miłośników astronomii postanowiło skompletować sobie własny zestaw do obserwacji fotoelektrycznych. W krajach zachodnich i Japonii coraz częściej spotyka się miłośników astronomii, posiadających niewielki teleskop, najczęściej własnej roboty, o średnicy zwierciadła 15—25 cm, wyposażony w fotopowielacz wraz z odpowiednim zasilaczem i urzą­dzeniem rejestrującym . Miłośnicy ci poświęcają swój wolny czas na obserwacje fotometryczne gwiazd zmiennych, uzyskując rezultaty nieraz konkurencyjne dla profesjonalnych astronomów.

W dalszym rozwoju amatorskiej fotometrii fotoelektrycznej koniecz­ne było sprecyzowanie zadań stojących przed tego rodzaju fotometrią a także opracowanie niezbędnych informacji i porad w zakresie do­stępnej aparatury, prowadzenia i opracowywania obserwacji, wreszcie dostarczenie propozycji odnośnie wyboru interesujących gwiazd. Pierw ­szą książką ujmującą całościowo te sprawy była pozycja wydana w 1963 roku przez F. B. W o o d a pt. Photoelectric Photometry for Amateurs. Obecnie ukazało się kolejne opracowanie, mające na celu przybliżenie zagadnień fotometrii fotoelektrycznej nieprofesjonalistom. Tym razem autoram i książki są doświadczeni obserwatorzy gwiazd zmiennych: Dr Douglas S. Hall z Obserwatorium ^Deyera Uniwersytetu Vanderbilt

124 U R A N I A 4/1981

w Nashville (Tennessee, USA) i Russell M. Genet z Obserwatorium Fairborn (Ohio, USA). Mimo iż książka jest opracowana jako „prak­tyczny przewodnik dla małych obserwatoriów”, przeznaczona jest ona głównie dla zaawansowanych miłośników astronomii, którzy pragnęliby podjąć trud skonstruowania własnej aparatury do obserwacji fotoelek­trycznych i następnie prowadzić te obserwacje. Wydawcą książki jest towarzystwo o nazwie „Międzynarodowa Amatorsko-Profesjonalna Foto­metria Fotoelektryczna” (IAPPP).

Omawiana książka obejmuje całość zagadnień związanych przygoto­waniem i prowadzeniem obserwacji fotoelektrycznych. Omówiono w niej kolejno: historię obserwacji fotoelektrycznych, urządzenie obserwatorium astronomicznego i budowę oraz konstrukcję teleskopu, budowę foto­metru, wyposażenie elektroniczne — zasilacze i rejestratory, autom aty­zację obserwacji, układy dwukanałowe, technikę obserwacji fotoelek­trycznych, rolę atmosfery ziemskiej, standartowe systemy fotometryczne, fotometrię różnicową, redukcję obserwacji, dokładność obserwacji, czyn­niki warunkujące wybór programu obserwacji wreszcie wskazówki od­nośnie ostatecznego ustalenia programu obserwacji. Książka jest bogato ilustrowana fotografiami różnych skonstruowanych fotometrów, sche­matami aparatury elektronicznej, rysunkami konstrukcyjnymi itp. Uzu­pełniają ją wykaz literatury przedmiotu i inne niezbędne informacje.

Niejako uzupełnieniem omówionej powyżej pozycji jest wydawnic­two cykliczne Advances in Photoelectric Photometry (Postępy fotometrii fotoelektrycznej) wydawane przez Roberta C. Wolperta oraz Russella M. Geneta.

Na ogół wszystkie prace dotyczące wyników i metod obserwacji fotoelektrycznych są przedstawiane w odpowiednich czasopismach nau-, kowych w bardzo zwięzłej formie, która dla wielu niezbyt doświadczo­nych obserwatorów może nie być całkiem jasna. Stąd, ideą wydawania Advances było takie opracowanie poszczególnych zagadnień fotometrii fotoelektrycznej, aby mogły one w sposób jasny i przystępny, a zarazem nieco szerszy zapoznawać czytelników z najnowszymi wynikami w dzie­dzinie obserwacji fotoelektrycznych i najnowszymi propozycjami ulep­szeń aparatury.

W tomie pierwszym wydawnictwa, który ukazał się w 1983 roku znajdziemy artykuły dotyczące gwiazd zmiennych o krótkich okresach, fotometrii gwiazd typu Be, a także szereg referatów dotyczących różnych problemów związanych z aparaturą do obserwacji fotoelektrycznych. W końcowej części pierwszego tomu podano krótkie opisy kilku nie­wielkich obserwatoriów specjalizujących się w obserwacjach fotoelek­trycznych oraz omówiono tematykę prowadzonych tam prac.

Tom II, wydany w 1984 roku, zawiera artykuły opracowane przez autorów z kilku krajów, m. in. z Chin, Stanów Zjednoczonych i Związku Radzieckiego. Pierwsza część tomu dotyczy nowych aspektów fotometrii fotoelektrycznej a także zagadnień związanych z automatyzacją obser­wacji. Zwraca uwagę interesujący artykuł na temat wpływu zanie­czyszczeń atmosferycznych na świecenie tła nieba wraz z omówieniem odpowiednich metod pomiarowych. Kilka artykułów, podobnie jak w tomie I poświęcono opisowi poszczególnych obserwatoriów i analizie wykonywanych tam prac obserwacyjnych. Redaktorzy wydawnictwa R. Wołpert i R. M. Genet zapowiadają ukazanie się następnego tomu.

JE RZY M K R E 1 N E R

4/1985 U R A N I A 125

KALENDARZ ASTRONOMICZNY

O pracow ał G. Sitarski L ipiec 1985 r .

Słońce

W ęd ru je po ek lip ty ce w k ie ru n k u ró w n ik a n ieb iesk iego i jego d ek lin ac ja s ta le m ale je , a w zw iązku z ty m d n i s ta ją się co raz k ró tsze : w W a r­szaw ie 1 lipca S łońce w schodzi o 4h l8m. a zachodzi o 21h l lr>; 31 ljpca w schodzi o 4h54m, zachodzi o 20h29m. W lip cu S łońce w stę p u je w znak L w a.

D ane d la o b se rw a to ró w S łońca (na 13^ czasu środk .-eu rop .)

D ata1985 P B 0 L. D ata

1985 P L ,

V II ~ 1 — 2942 + 2 986 75977 V II 17 + 4 ę76 + 4 948 224?023 — 1.51 + 3 .0 8 49.30 19 + 5.63 + 4.66 197.565 — 0.60 + 3.30 22.82 21 + 6 .5 0 + 4 .8 4 171.107 + 0.30 + 3 .5 0 356.36 23 + 7.34 + 5.02 144.649 + 1.20 + 3.71 329.88 25 + 8 .1 9 + 5 .1 8 118.18

11 + 2 .10 + 3 .9 1 303.42 27 + 9.02 + 5.35 91.7213 + 2.99 + 4 .1 0 276.95 29 + 9.83 + 5 .5 0 65.2615 + 3 .8 8 + 4 .3 0 250.48 31 + 1 0 .6 4 + 5.65 38.82

P — lcąt odchylenia osi obrotu Słońca mierzony od północnego wierzchołka tarczy; B„, L, — heliograficzna szerokość i długość środka tarczy.7d7h23m — heliograficzna długość środka tarczy wynosi 0°.

K siężyc

B ezksiężycow e noce będziem y m ie li w d ru g ie j dekadzie m iesiąca , b o ­w iem ko le jność faz K s ię ż y c a ' je s t w lip cu n a s tę p u ją c a : p e łn ia 2d 14h, o s ta tn ia k w a d ra 10d3h, nów 18d2h, p ie rw sza k w a d ra 25d2h i znow u p e łn ia 31d24h. W apogeum K siężyc zna jdz ie się 11 lipca, a w p e ry g eu m 25 lipca.

P lanety i planetoidy

Do połow y m iesiąca w ieczorem nad zachodn im ho ry zo n tem m ożem y obserw ow ać M e r k u r e g o ; jego b la sk w ty m czasie sp ad a od zerow ej do + 1 w ie lkości gw iazdow ej. P rzez ca ły m iesiąc n ad w schodn im h o ry ­zontem b łyszczy W e n u s jak o g w iazda P o ra n n a —3.1 w ielkości. M a r s je s t n iew idoczny . J o w i s z p ra w ie ca łą noc św ieci n isko n a d p o łu d n io ­w ym ho ry zo n tem jako ja sn a gw iazda —2.8 w ie lkości w gw iazdozbiorze K oziorożca. S a t u r n w idoczny jes t w p ie rw sze j połow ie nocy jako g w iazda + 0 .4 w ie lkości w gw iazdozbiorze W agi. U r a n i N e p t u n w idoczne są p ra w ie ca łą noc, a le m ożem y je obserw ow ać p rzez lu n e ty ;

126 U R A N I A 4/19S5

U ra n 6 w ielk . gw iazd, w idoczny je s t w gw iazdozbiorze W ężow nika, a N ep tu n w gw iazdozbiorze S trze lca . P l u t o n w idoczny je s t w ieczo­rem w gw iazdozb io rze P anny , a le ty lk o przez duże in s tru m e n ty (około 14 w ie lk . gw iazd.). W ieczorem , także w gw iazdozb io rze P a n n y m ożem y przez lu n e ty poszuk iw ać p lan e to id y W e s t y około 7 w ielk . gw iazd. P on iżej p o d a jem y w sp ó łrzęd n e ró w n ikow e słabych p la n e t d la k ilk u dat.

D ata1985

U ran N ep tu n W estare k t. deki. rek t. deki. re k t. deki.

V II 2 16h54T'8 —22°38' 18h08tP7 — 22°16' 13h44rT19 —3°02'12 16 53 . 4 —22 36 18 0 7 .6 — 22 16 13 5 2 .9 —4 3722 16 52 . 2 —22 34 18 06 . 6 — 22 17 14 02 . 9 —6 17

V III 1 16 51 .3 —22 32 18 05.6 — 22 17 14 14 . 7 —8 01

M eteo ry

O d 15 lipca do 15 s ie rp n ia p ro m ie n iu ją m e teo ry z ro ju d e lta A k w a - r y d ów (m aksim um ak ty w n o śc i p rz y p a d a 27 i 28 lipca). P o d w ó jn y ra d ia n t m eteo ró w leży w gw iazdozbiorze W odnika i m a w spó łrzędne: re k t. 22h36m, dek i. 0° i — 17°. W a ru n k i o b se rw ac ji n ie są w ty m ro k u dobre.

sjt j}j

*

l d O o b se rw u jem y początek zaćm ien ia 2 księżyca Jow isza ,o 24h N ep tu n w z łączen iu z K siężycem w odl. 5°.

2d W lunec ie z jed n e j s tro n y ta rczy Jo w isza z n a jd u je się jeden księżyc, a z d ru g ie j trz y pozostałe . T en po jedynczy księżyc, to księżyc 4, a począ tek jego zaćm ien ia n a s tą p i o 2hl2rn.

2/3d W ieczorem księżyc 2 i jego cień p rzechodzą n a tle ta rczy J o ­w isza. O 22h 12ra p o jaw ia się c ień tego księżyca, a o sam księżyc 2 zbliża się do b rzegu ta rczy i dop iero o 23M3m rozpocznie p rze jśc ie n a je j tle ; kon iec p rze jśc ia c ien ia n a s tą p i o l h3m, a p rze jśc ia sam ego k s ię ­życa o 2h34m.

4d P o pó łnocy księżyc 1 i jego cień p rzechodzą n a tle ta rc z y Jo w i­sza; o b se rw u jem y początek p rze jśc ia : c ien ia o l h 50m, a k siężyca o 2 h3 5 n\

4/5*3 O b se rw u jem y począ tek zaćm ien ia (o 2 3 M 0m) i kon iec zak ry c ia (o 2h l l m) 1 księżyca-Jow isza .

5d O l h Jow isz w z łączen iu z K siężycem w odl. 5°. O 12h Z iem ia w ap h e liu m n a sw ej o rb ic ie , w odległości 152 m in km . W ieczorem n a tle ta rc z y Jo w isza p rzechodz i księżyc 1 i jego cień; o b se rw u jem y koniec p rze jśc ia c ien ia o 22h36m, księżyca o 2 3 higm , O 22i>37m o b se rw u jem y tak że początek zaćm ien ia księżyca 3; zn ikn ie on nag le w c ien iu p lan e ty w odległości w iększe j niż p ro m ień ta rc z y od je j lew ego b rzeg u (w lu ­necie o dw raca jące j).

9/10d K siężyc 2 i jego cień p rzechodzą n a tle ta rc z y Jow isza . O b­se rw u jem y p o czą tek p rze jśc ia : c ien ia o 0h46m, a księżyca o 2h 0m.

4/1985 U R A N I A 127

l l /1 2 d O lh3m n a s tą p i począ tek zaćm ien ia księżyca Jo w isza i te j nocy księżyc 1 n ie będzie już w idczny .

12/13d K siężyc 1 i jego cień p rzechodzą n a tle ta rc z y Jow isza; p o ­czątek p rze jśc ia c ien ia o 22hl3m. a księżyca o 22h46«\ n a to m ia s t koniec p rze jśc ia c ien ia n a s tą p i o 0i>31m, a księżyca o l h4m . K siężyc 3 zbliża s ię w ty m czasie do b rzeg u ta rczy , o 2h37m o b se rw u jem y początek jego zaćm ien ia .

13d W ieczorem 1 księżyc Jo w isza u k ry ty je s t w c ien iu i ta rc z ą p la ­n e ty ; o 2 2 h2 im o b se rw u jem y koniec jego zak rycia .

1 4 <a o 3h M erk u ry w n a jw ięk szy m w schodn im od ch y len iu od S łońca (w odl. 2.7°). O l l h W enus w z łączen iu z K siężycem w odl. 5°.

15d15h Z łączenie W enus z A ld eb a ran em , gw iazdą p ie rw sze j w ie lkości w gw iazdozbiorze B yka (w odl. 3°).

16d K siężyc 3 p rzechodz i n a tle ta rc z y Jo w isza i do 2 2 h llm je s t n iew idoczny .

18d O 5*1 złączenie M arsa ze S łońcem . O 20h P lu to n n ie ru ch o m yw rek tascen sji.

18/19d O lh22m o b se rw u jem y koniec zak ry c ia 2 księżyca Jow isza, a o 2h57m początek zaćm ien ia 1 księżyca.

19d23h M erk u ry w z łączen iu z K siężycem w odl. 7°.19/20d K siężyc 1 w raz ze sw ym c ien iem p rzechodzi n a tle ta rczy

Jo w isza . P o czą tek p rze jśc ia c ien ia o 0h7m, k siężyca o 0h 31m ; koniec p rze jśc ia c ien ia o 2h25m, a księżyca o 2h49ra.

20d W ieczorem w pobliżu Jow isza o b se rw u jem y b ra k jego 1 k s ię ­życa; jes t on n iew idoczny od 21h26m (początek zaćm ien ia) do 24h5m (koniec zakrycia).

23/24d K siężyc 3 i jego c ień p rzechodzą n a tle ta rc z y Jow isza . O b­se rw u je m y koniec p rze jśc ia : c ien ia o 0h 19ra, księżyca 3 o lh30m.

25/26d K siężyc 2 zbliża się do b rzegu ta rc z y Jow isza , a le n ie docie­ra ją c do n ie j zn ik a o 0hl4m w c ien iu p la n e ty (początek zaćm ien ia) i jest n iew idoczny do 3h38m (koniec zak rycia).

26d O 12h S a tu rn w z łączen iu z K siężycem w odl. 3°, a o 14h n ie ­ru ch o m y w re k ta sc e n s ji zm ien ia k ie ru n e k sw ego ru c h u w śród gw iazd n a sk lep ien iu n ieb iesk im .

27d P o pó łnocy księżyc 1 zbliża się do b rzegu ta rc z y Jow isza ; o 2h2m n a ta rc z y p la n e ty p o jaw ia się p lam k a cien ia , a o 2h l5m k s ię ­życ 1 rozpocznie p rze jśc ie n a tle ta rczy . O 4h M erk u ry n ie ru ch o m y w rek ta scen sji.

27/28d K siężyc 2 i jego c ień p rzechodzą n a tle ta rc z y Jow isza i ob ­se rw u je m y koniec w ęd ró w k i: c ien ia o 22h4m, a księżyca o 22h27ra. W ty m czasie k siężyc 1 zb liża się do b rzeg u ta rc z y p la n e ty b y zn ik n ąć w je j c ien iu o 23h20m (początek zaćm ienia); koniec zak ry c ia tego k s ię ­życa przez ta rczę p la n e ty o b se rw u jem y o lh49m.

28d O 2h U ran w z łączen iu z K siężycem w odl. 2°. W ieczorem do 22h49m po ta rc z y Jo w isza w ę d ru je c ień księżyca 1, a kon iec p rze jśc ia sam ego księżyca n a t le ta rc z y o b se rw u jem y o 22^59™.

2 9 d7 h Z łączen ie N ep tu n a z K siężycem w odl. 5°.30/31d K siężyc 3 i jego cień p rzechodzą n a tle ta rc z y Jow isza. O b­

se rw u je m y po czą tek p rze jśc ia : c ien ia o 0h41m, a księżyca o l h 9m.M om enty w szystk ich z jaw isk po d an e są w czasie w sch o d n io -eu ro ­

p e jsk im , czasie le tn im w Polsce.

128 U R A N I A 4/1985

C O N T E N T S

A. N i e d z i e l s k i — The W olfi -Rayet Stars.

J. M i e t e l s k i — The Astrono­mical Observatory of the Jagel- lonian University (II).

C h r o n i c l e : Cygnus X-3 — Abell 41 — Geminga — the Nearest Black Hole? — Period of Neptu­ne’s Rotation.

V a d e - m e c u m f o r O b s e r v ­e r s : Reciprocal Occultations and Eclipses of Jupiter’s Moons in 1985 — Algorithms — Part IX: Kepler’s Equation and Visibility of Planets.

H i s t o r i c a l C h r o n i c l e — Astronomical Dating of the Death of Christ.

PTMA C h r o n i c l e : An Expedi­tion to the Sources of the Euro­pean Civilization.

N e w B o o k s .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 ^ A H H E

H. H e f l 3 e j i b C K H — 3Be3.un Bojib- (jja-Paiie.

51. M e T e J i b C K H — AcTponoMHHec- i<an o ó c epB aT opH H f l r e j y i o n c K o r o YnHBepcHTeTa ( I I ) .

X p o m i K a : JleSe/ib X-3 — A6ejiji 41 — TeMHura — 6jiii>KaHixieft MepHoft flbipoft? — riepnoA Bpame- HH5i H e m y n a .

C n p a B o t i H H K H a 6 j i i o j ; a T e ^ ! i : B3aiiM Hbie nOKpbITHH H 3aTMeHH5Ijiyn lOniiTepa b 1985 r. — A ^ropin- Mbi — MacTb IX: YpaBHeHHe Ken- jiepa h BHflHMocTb mnaiieT.

H c T o p m e c K a a x p o h u k a : AcTpOHOMHHeCKaH flaTlipOBKa CMCpTH XpHCTOca.

X p o H H K a O S i a e c T D a (PTM A ): r iy T e m e c T B u e k h c t o k 3 m n a iu e f t euponeftcKoii miBiiJiHsamni.

H o b w e k h h r H.

A c t p O H O M H i e C K H H K a j i e i i - A a p b.

Informacja ZG. PTMA — sprawy członkowskie:Przy wstępowaniu do PTMA obowiązują następujące opłaty:— osoby pełnoletnie wpisujące się na członka zwyczajnego PTMA

jednorazowe wspisowe zł 50.— + roczną składkę członkowską zł 120.—— młodzież do lat 18 (nieposiadająca prawa wyboru i wybieralności)

wpłaca jednorazowe wpisowe zł 20.— + roczną składkę zł 60.—— przyjęcie na członka PTMA następuje po nadesłaniu deklaracji człon­

kowskiej oraz wniesieniu odpowiedniej opłaty j.w.— legitymacja członkowska zostaje przesłana przez Zarz. Gł. PTMA po

przyjęciu na ewidencję właściwego Oddziału PTMA wg miejsca za­mieszkania.

Wszelkich wpłat należy dokonywać na blankietach PKO z dbkładnymwyszczególnieniem na odwrocie czego dotyczy wpłata — na konto:PKO I OM Kraków nr 35510-16391-132.URANIA — M iesięcznik Polskiego Tow arzystw a M iłośników Astronom ii. Reda­guje kolegium w składzie: K rzysztof Zioikowski — red ak to r naczelny, M agda­lena Sroczyńska-K ożuchow ska — sek reta rz redakcji, T. Zbigniew Dw orak — redaktor techniczny. ADRES REDAKCJI: ul, B artycka 18, 00-716 W arszawa. ADRES ADMINISTRACJI: Zarząd Główny PTMA, ul. Solskiego 30/8, 31-027 K raków , tel. 22 38 82; n r konta PKO I OM K raków 35510-16391-132. WARUNKI PRENUMERATY: roczna dla członków PTMA — 384 zł, cena pojedynczego egzem plarza — 30 zł,

zgłoszenia w adm inistracji, adres j.w .W ydawca: Z akład Narodowy lin. Ossolińskich — W ydawnictw o PAN, W rocław.Oddział w Krakow ie, 1985. Nakł. 3700+100 egjz. Obj. airk. wyd. 2,70, a lk . d ruk . 2,0.

Pap. d ruk . sat. kl. V, S5 g, 61 X 86.Indeks 38001

D rukarn ia Związkowa, K raków ul. M ikołajska 13 1394/85 1. 19 2,/OO-f-lOO |-32