S. G O R G O L E W S K I , J . H A N A S Z , H. I W A N I S Z E W S K I , Z. T U R Ł O
Od dawna w radioastronomii daje się odczuć brak prostej anteny szerokowstęgowej, nie wymagającej żadnych urządzeń dopasowujący d i. To co zwykle stosuje się w technice elektronicznej, a mianowicie dipole falowe, pół falowe, lub ćwierćfalowe posiadają bardzo w ąską wstęgę i praktycznie n adają się do wykorzystania tylko na jedną określoną długość fali odbieranej. Chcąc odbierać inną długość fali np. różniącą się od poprzedniej o k il kanaście procent, jesteśmy zmuszeni konstruować inny dipol, o innej długości, który mógłby odbierać pożądaną częstość. Drugą ujemną cechą jest to, że każdy nowowykonany dipol musimy zestroić na daną częstość, aby uzyskać maksimum jego sprawności. Brak zwłaszcza takiej anteny, która byłaby zdolna odbierać promieniowanie radiowe w szero kim zakresie, co daje się dotkliwie odczuć przy projektowaniu i wykorzystywaniu spek trografów.
Mając to na uwadze rozpoczęliśmy próby zastosowania tzw. anten logarytmiczno- periodycznych [l,2] do badań interferometrycznych, prowadzonych w Obserwatorium toruńskim.
144 Z pracowni i obserwatoriów
75ohm
Total
p o w e r r e c e iv e r
Rys. 1. Antena log-periodyczna na pasmo od 100—1000 Me/s
4
^
1 5 0 ohm 1 5 0 ohm
Antena logarytmiczno-periodyczna, przez nas skonstruowana, posiada następujące parametry (rys. 1):
a= 60°, i]j = 37°, funkcja periodyczności r = 0,6.
Wykonana jest z prętów mosiężnych o średnicy 8 mm, przyspawanych do miedzianych rur podtrzymujących. Dwie takie anteny umieszczone w odległości 26 m na specjalnych stojakach tworzą interferometr. Połączono je między sobą kablem koncentrycznym o opor ności falowej 150 ohm. Środek kabla jest połączony z odbiornikiem przy pomocy kabla koncentrycznego o oporze falowym 75 ohm (rys. 2). Takie połączenie zapewnia szeroko- wstęgową impedancję na wyjściu.
R y s. 2. Schemat blokowy interferometru dwuantenowego
Ze względu na ograniczone m ożliwości laboratoryjnych pomiarów, wspomniany układ anten został sprawdzony na dwóch częstościach, a mianowicie na 127 i 327 Mhz. Zmie rzony współczynnik fali stojącej przy częstości 127 Mhz wynosił 1,62, a przy 327 Mhz —
Z pracowni i obserwatoriów 145
1,16. Anteny odbierają promieniowanie spolaryzowane liniowo, ćo można było wykryć przez obrót anteny o 90° dookoła osi maksymalnego zyska. Dzięki temu, że anteny posia dają duży zysk, można obserwować Słońce spokojne w tych dwóch częstościach. Przez 7 godzin dziennie obserwowano Słońce bez przestawiania interferometru, anteny te bowiem po siadają szeroki kąt widzenia (około 100^ w kierunku wschód-zachód. Na podstawie zapisów został wyznaczony zysk anten logaiytmiczno-periodycznych, przyjmując, że poziom szumów Słońca spokojnego dla częstości 127 Mhz wynosi 3,1 X 10"JS W/m2/h z / oraz 8,4 X 10"” W/m*/hz/ dla 327 Mhz. Zysk pojedynczej anteny w przypadku 127 Mhz wynosił 5,5db, a dla 327 Mhz około 8 db. Ostatnia wartość jest mniej pewna ze względu na
brak informacji, dotyczących aktywności słonecznej na tej częstości.
Reasumując możemy stwierdzić, że zalety anten logarytmiczne-periodycznych w za stosowaniu do radioastronomii przejaw iają się:
1) szerokim zakresem częstości odbieranej 10 : 1.
2) stałym i dość wysokim zyskiem w obrębie użytkowej szerokości wstęgi,
3) szerokim i niezależnym od częstości kątem odbioru około 100° co daje 7 godzin obserwacji interferometrycznych,
4) łatw ością w użyciu, bez potrzeby zestrajania i dopasowywania anten, 5) m ałą wagą, łatw ością przenoszenia i niskim i kosztami konstrukcji, 6) m ożnością zastosowania w ogniskach reflektorów,
L I T E R A T U R A
[1] Carl T. M i l n e r , QST, V ol. XLII1, Nr 11, [2] R. C a l v i n , Graf, E lectronic World, Vol. 63, Nr 5.
EMISJA SERII PASCHENA W O CETI S. G R U D Z I Ń S K A
Dotychczas w widmach gwiazd zmiennych długookresowych znana była jedynie seria Balmera, co zresztą tiumaczy się faktem, że leży ona w obserwowanym zakresie widma. Rozszerzenie obserwacji zakresu widmowego do bliskiej podczerwieni z granicą około 9000 A um ożliwiło poszukiwanie serii Paschena. Jak dotychczas wymykała się ona jednak obserwacjom. Można to wytłumaczyć tym, że: 1) pierwsze, n a jsiln ie jsze lin ie serii Paschena mają długości fali większe od 9000 X; 2) stosowana była mała dyspersja, w której ginęły dalsze, słabsze lin ie serii; 3) nawet przy większej dyspersji słabsze lin ie serii ginęły na tle pa^m absorpcyjnych tlenków wanadu, tytanu i cyrkonu, w które obfituje zakres 5000—9000 A.
We wrześniu 1959 r. prof. F e h r e n b a c h otrzymał widmo o Ceti spektrografem siatkowym umieszczonym w ognisku Coude 1,93 m teleskopu w obserwatorium de Haute- Provence [l]. Widmo, uzyskane na czterech kliszach, obejmuje zakresy 3800—6950 X z dyspersją 4,1 X/mm i 7200 —8850 X z dyspersją 6,4 ^/m m . Data ekspozycji odpowiadała 16,78 dniom po maksimum. Przy okresie gwiazdy równym 331,62 dniom data zdjęć odpo wiada fazie 0P051 A więc zdjęcia zostały otrzymane w fazie, w której występuje emisja. Jako widmo odniesienia użyte zostało widmo żelaza.
Dokładne pomiary długości fali lin ii emisyjnych zakresu 5000—8850 A, zostały wyko nane w Instytucie Astrofizycznym w Li&ge. Dobrze znane lin ie emisyjne zakresu 3800— 4800 A , pomierzone częściowo w L i£g e a częściowo w Toruniu, posłużyły do wyznaczenia prędkości radialnej gwiazdy. Średnia prędkość radialna wyznaczona z tych pomiarów wynosi 47 km /sek. Według J o y ’ a [2] dla tego okresu prędkość radialna wyznaczona z lin ii emisyjnych wynosi 46 km/sek, a więc zgodność jest doskonała.
Wszystkie lin ie emisyjne pomierzone powyżej 5000 A zostały poprawione na tę prędkość radialną. W trakcie pracy jest ich identyfikacja.
Duża dyspersja i dobry lobraz widma um ożliw iły poszukiwanie serii Paschena. Niestety — pierwsze, n a js iln ie jsze lin ie serii le ż ą poza obszarem obserwacji. W zakresie poniżej 8850 X jako pierwsza obserwowana lin ia występuje lin ia Paschen 12. Wyniki pomiarów serii Paschena podane są w następującym zestawieniu:
SE RIA PASCH EN A
A lab A obs I
8750.475 0.580 2 pr. słaby
8655.021 5.081 1 pr. szeroki, bardzo słaby
8598.394 — pasmo absorpcyjne VO A 8597.2
8545.384 5.149 2 pr. szeroki, rozmyty, słaby
02.487 2.116 2 pr. p o d w ijn y , słaby
8467.254 — pasma absorpcyjne TiO
37.958 7831 4 pr. szeroki
13.321 3.307 10 pr. bardzo silny
8392.400 2.652 9 pr. bard 10 silny
74.478 4537 2 pr. szeroki
148 Z pracowni i obserwatoriow A la b A obs I 83 45.553 — s ze re g pr. abs o rp cy jny ch 33.785 4.143 7 pr. s iln y 8323.428 3. 615 5 14.262 4.325 5 06.11 5 — s ze re g pr. a b s o ip c y jn y c h 8298.837 8.741 4 93.309 2.029 4 8286.434 6.508 4
81.125 _ s iln y i sze ro k i pr. abs.
76.310 — s iln y i sz e ro k i pr. a b s . 71.934 2.035 4 67.941 8.007 3 8264.288 4.016 4 pr. sze ro k i, s ła b y 60.938 0.890 4 57.859 7.841 7 p r. s z e ro k i 55.153 5.283 6 8252.500 2.505 2 n a s k ra ju p r . a bsorp c y jneg o 50.075 9.871 4 pr. słaby 47.826 7.688 5
W pierwszej kolumnie podane są długości fali laboratoryjne wzięte z pracy Ch. M o o re [3], wyjąwszy ostatnich trzech wartości, które zostały obliczone z danych dla atomu wodoru. Draga kolumna podaje długości fali obserwowane. Trzecia kolumna daje natęże nie prążka w umownej skali od 1 — dla najsłabszego prążka, do 10 — dla najsilniejszego;
czwarta kolumna zawiera uwagi. Jak widać z zestawienia, nieobecność 7 prążków serii jest wytłumaczona silną absorpcją czy to liniow ą, czy też pasmową w danym miejscu
widma.
Należy jeszcze dodać, że istn ie je także pewge wzmocnienie widma ciągłego gwiazdy poza granicą serii Paschena przy \ 8203, 572 A, rozciągające się do około A 8110 A. Najpierw wzmocnienie to jest dość silne, następnie stopniowo m aleje w miarę przecho dzenia do krótszych długości fali. Wzmocnienie to nie zaczyny się jednak ściśle przy \ 8203,572 X - granicy serii Paschena, lecz przy około A 8197 A. Efekt tei^wywołany jest obecnością pasma TiO A 8198,5 A i silną lin ią absorpcyjną przy A 8197,5 A.
Reasumując należy przyjąć, że seria Paschena jest widoczna w widmie O Ceti. W porównaniu z serią Balmera jest ona dużo słabsza i nie rzuca się w oczy, lecz należy ją wyławiać przy pomocy dokładnych pomiarów lin ii emisyjnych.
L I T E R A T U R A
[1] Ch . F e h r e n b a c h , P u b l. O b s . de H au te - P ro v e n ce , V o l. .6, N o. 1. [ 2] A.H J o y , A p. J . S u p p l. Ser. V o l. 1, N r 2, 1954.
O WZMOŻENIU ZAINTERESOWAŃ MECHANIKĄ NIEBA
(Z PRZEMÓWIENIA NA Z JE Ż D Z IE PTA W W\RSZAWIE WE WRZEŚNIU 1961R.)
F. K Ę P I Ń S K I
Ponieważ uwaga większości astronomów ogniskuje się obecnie na problematyce niewyczerpanych dziedzin astronomii gwiazdowej i astrofizyki, doszło do tego, że Mechanikę Nieba zaczęto traktować jako pozostałość historyczną astronomii, pozbawioną znaczenia i zastosowania do nowoczesnych badań.
Jest to jednak bardzo błędny punkt widzenia, gdyż Mechanika Nieba pozostaje nadal niewzruszonym fundamentem, na którym spoczywa cała nasza wiedza, dotycząca mchu cia) niebieskich. Ponadto, wraz z przekroczeniem przez astronomię granic układu sło necznego, powstały nowe zagadnienia, które bez udziału Mechaniki Nieba nie mogą być podjęte ani rozwiązane.
Przykładowo wymienić tu należy problem ruchu ciasnych układów gwiazd podwójnych, na którym opiera się znaczny zasób wiedzy astrofizycznej. Wszak światło rzucone tu przez rozważania z punktu widzenia dynamiki, np. problem gęstości we wnętrzach gwiazd, stanowiących gwiazdy podwójne, dobitnie wykazuje korzyści ingerencji Mechaniki Nieba w dziedzinę astrofizyki.
Powstała również konieczność dokonania rewizji niektórych poprzednio otrzymanych osiągnięć, odkąd teoria względności znalazła faktyczne potwierdzenie słuszności swych
założeń.
Myśli powyższe można odnaleźć w znakomitej książce Celestial Mechanics wybitnego Einsteinisty, profesora Uniwersytetu w St. Andrews w Szkocji, Erwina F i n 1 ay-F r eu n-
d l i ch a. .
Ponieważ i w Polsce, w dobie rozkwitu astrofizyki, Mechanika Nieba zajmuje pozycję drugorzędną, należałoby zaapelować o wprowadzenie do wykładów uniwersyteckich 2 lub 3-semestralnego regularnego kursu Mechaniki Nieba, który by nie ograniczał się do krótkiego wstępu, ale obejmował zarówno teorię ruchu punktów materialnych jak i obda rzonych ruchem obrotowym ciał sferoidalnych, znajdujących się od siebie w odległościach porównywalnych z ich wymiarami,podlegających deformacji i o niejednorodnej strukturze.
■