Przed-wzmacniaoz - i . N: Dyskrymina-tory zetworni- ca wys.nap Intensymetr logarytm. Stabiliza tory Impulsy synchr. Intensymetr logarytm. Wzmacniacz wyjściowy Wzmacniacz wyjściowy Zasilanie Przetwórni' sa nis.nap Licznik
impulsów plekserMulti wyjściowyWzmacniacz Zasilanie poładowe Sumator Przed-wzmacniacz— Wzmacniacz — Dyskrymina-tor Licznik impulsów H F O T O M E T R M R F Przed-wzmacniacz Zasilanie pokładowe
H----Wzmacniacz Dyskrymina-tor
Intensymetr logarytm. Wzmacniacz wyjściowy Przetworni Przetworni ca nis.nap. -Przetworni ca nis.nap. ca wys.nap.
*ł— Stabilizator - Silnik I---Q Zasilanie
E=
Przed-wzmacniacz— Wzmacniacz Dyskrymina- Intensymetr tor logarytm. Wzmacniacz wyjściowyZ pracowni i obserwatoriów 83
T a b e l a 1
Diafragraa z filtrami
Apertury wejściowe detektora argonowego (fotometr SzRF)
Nr
apertury Materiał filtru
Grubo ść [>] średnica [mm] 1 - - 1.1 2 aluminium 6 1.2 3 beiyl 20 1.3 4 magnez 3 1.4 5 beryl 70 1.6 6 aluminium 6 1.7 7 - - 1.8 8 mylar 3 1.9 9 beryl 50 2.0 10 mylar 6 2.1 11 mylar 10 2.2 12 beryl 20 2.5 13 - - 2.9 14 tytan 2 3.0 15 tytan 3 3.1 16 tytan 2 3.2
W torze detektora argonowego strumień promieniowania słonecznego, padając na okienko wejściowe licznika proporcjonalnego przechodził przez dodatkowe filtry (tab. 1), umieszczone na obwodzie ruchomej diafragmy fotometru, które miały kory gować czułość energetyczną przyrządu. Diafragma ta była napędzana silniczkiem prądu stałego i przesuwała się w czasie pracy urządzenia skokowo (co 20 s). Aper tury wejściowych filtrów dobrane zostały na podstawie wstępnych obliczeń spodzie wanego strumienia promieniowania (wzór 1), z uwzględnieniem wydajności kwantowej detektora dla typowej kondensacji koronalnej.
Jeżeli dokonujemy pomiaru promieniowania o rozkładzie energetycznym N(E) za Pomocą detektora o powierzchni okienka A i wydajności kwantowej £(E), to strumień promieniowania rejestrowanego, reprezentowany przez strumień impulsów detektora, można określić (nie uwzględniając efektów dodatkowych) wzorem:
E2
n 12 “ / A«(E) N(E)dE , ( 1 )
E 1
gdzie: E jest energią fotonów, E., i E2 oznaczają progi czułości energetycznej fo tometru, n 12 - strumień impulsów detektora.
Warunki pomiaru starano się dobrać w ten sposób, aby przewidując możliwość wystąpienia dużego przedziału wartości mierzonego strumienia promieniowania, nie dopuścić do nasycenia się detektora lub integratora rejestrującego impulsy w da- nym kanale energetycznym. Tabelę 2 podającą wartości apertur wejściowych (A « itd /4) sporządzono więc przyjmując jako założenie, że w każdym podzakresie energetycznym intensywność rejestrowanych impulsów wynosi n = 1000 imp/s. Tabela ta stała się
84 Z pracowni i obserwatoriów
T a b e l a 2
Wymagane apertury dla wybranych filtrów, przy zało żonym strumieniu rejestrowanym równym 1000 imp/s (z uwzględnieniem kwantowej wydajności detektora). Obliczenia przeprowadzono dla warunków typowej
kondensacji koronalnej Materiał filtru Podzakres energetyczny 2.2 - 4.5 m 4.5 - 8 u u 8 - 1 2 [ X ] Średnica apertury mm My 3 (x 2.9 0.7 0.6 My 6 (i 2.9 1.1 0.9 My 10 (i (Be 50 fi) 2.9 1.0 1.6 Ti 3<i 3.3 2.1 3.0 Ti 2 (i 4.3- 1.6 2.2 Al 6 (i 2.9 0.9 0.6 Be 20 (A 2.9 0.8 0.7 Be 7 0 (Ti 2(x) 4.2 1.6 2.2
z kolei podstawą do ostatecznego wyboru wielkości apertur wejściowych (podanych w tab. 1), w jakie wyposażona została diafragma z filtrami.
Informacje pomiarowe z przyrządu przekazywane były na Ziemię drogą radiową za pomocą trzech kanałów telemetrii analogowej. Funkcjonowanie przyrządu (moment włączenia i wyłączenia napięcia zasilającego, przesuw diafragmy) sygnalizowane były przez dwa dodatkowe kanały telemetrii funkcjonalnej.
Tor detektora neonowego przeznaczono do pomiaru krótkookresowych fluktuacji strumienia rentgenowskiego promieniowania Słońca.Ta część fotometru SzRF pomyśla n a została jako prototyp przyszłego przyrządu satelitarnego, gdyż tego typu bada nia, ze względu na wymagany dłuższy czas pomiaru, są bardziej przydatne właśnie w eksperymentach satelitarnych. Jako detektora użyto licznik proporcjonalny napeł niony neonem. Rejestracji promieniowania dokonywano przez zliczanie impulsów de tektora w zadanym czasie i przetwarzanie tej wartości na wielkość analogową prze kazywaną telemetrycznie na Ziemię. Czas rozdzielczy pomiarów wynosił w przyjętym rozwiązaniu 0.4 s.
T a b e l a 3
Parametry detektorów promieniowania rentgenowskiego zastosowanych w fotometrach SzRF i MRF
Typ
detektora Przyrząd Gaz
Ciśnienie [mmHg ]
Okienko mikowe Zdolność rozdziel cza dla 6 keV [%] Napięcie grubość [mg/cm2] wymiary [mml PXArM SzRF Ar 400 1 3.5 x 7 18 1240 PXNeM SzRF Ne 350 1 3.5 x 8 18 1160 2PXNeM MRF Ne 350 1 3.5 x 8 18 1200
Z pracowni i obserwatoriów 85
Przyrządem, którego konstrukcję opracowano po raz pierwszy w historii Pracow ni, był fotometr rentgenowski monochromatyczny (MRF). Projektując przyrząd spo dziewano się, że uzyskane z niego dane pomiarowe pozwolą na ogólną ocenę stanu aktywności słonecznej a także na ewentualną ocenę parametrów plazmy emitującej (temperatury, miary emisji) obszarów aktywnych. Zakładano, że wyniki te będą mogły również stanowić materiał porównawczy dla pomiarów fotometrycznych i fotograficz nych przeprowadzonych za pomocą innych przyrządów podczas tego samego eksperymentu.
Fotometr monochromatyczny przeznaczony był, oczywiście, do pomiaru natężenia słonecznego promieniowania rentgenowskiego w oddzielnych liniach emisyjnych, a mianowicie w linii Mg XII (8.42 1) i Si XIV (6.182 i). Detektorem promieniowania był licznik proporcjonalny typu podwójnego (H ł o n d 1978b) napełniony neonem, posiadający dwa identyczne okienka mikowe (1 mg/cm2) pokryte cienką ochronną war stwą aluminium.Licznik proporcjonalny rejestrował promieniowanie odbite pod kątem Bragga od powierzchni dwóch kryształów dyspersyjnych (rys. 3) o parametrach poda nych w tab. 4. Kryształy umieszczono na ruchomym stoliku napędzanym silniczkiem prądu stałego. Celem zapewnienia dogodnych warunków pomiaru, wybrano prędkość skanowania Słońca równą 1’/s, a zakres kątowy skanowania ustalono na 120*. Stolik poruszał się ruchem wahadłowym, przy czym czas jednego skanu wynosił ok. 150 s. Przyrząd wymagał również wyjustowania jego osi optycznej z osią platformy układu śledzącego z dokładnością tym razem lepszą od ±10*. Dokonano tego za pomocą spe cjalnie w tym celu skonstruowanej przystawki do justowania,zdejmowanej z przyrzą du przed eksperymentem. Informacje pomiarowe przekazywane były, podobnie jak po przednio, bezpośrednio na Ziemię drogą radiową za pomocą dwóch kanałów telemetrii analogowej, natomiast funkcjonowanie przyrządu sygnalizowane było przez dwa kana ły telemetrii funkcjonalnej.
Rys. 3. Rysunek schematyczny pokazujący zasadę pracy fotometru monochromatyczneg MRF
86 Z pracowni i obserwatoriów
T a b e l a 4
Kryształy dyspersyjne zastosowane w fotometrze rentgenowskim MRF
Kryształ Stała sieci 2d [X] Rejestrowana linia U ] Kąt Bragga Kwarc (1010) Kwarc (10T1) 8.509 6.672 Mg XII 8.421 Si XIV 6.182 81°45’ 67°54’
Podczas eksperymentu opisany w pracy zestaw fotometrów MRF-SzRF pracował za dowalająco, chociaż uzyskane wyniki - z przyczyn obiektywnych - nie spełniły w pełni naszych oczekiwań. Termin przeprowadzenia pomiarów planowano wprawdzie w okresie przypadającego maksimum w 11-letnim cyklu aktywności słonecznej, ale dzień startu zbiegł się nieoczekiwanie z okresem krótkotrwałego znacznego obniże nia tej aktywności (nie było rozbłysków). Stało się tak dlatego, ponieważ harmo nogram prac przedstartoWych nie pozwolił na właściwy wybór momentu rozpoczęcia eksperymentu w zależności od aktualnej aktywności heliofizycznej (dzień startu ustala się z ok. miesięcznym wyprzedzeniem).
Fakt znacznego, jak się okazało, obniżenia aktywności słonecznej w dniu startu miał niekorzystny wpływ na wyniki pomiarowe wszystkich uczestniczących w ekspery mencie przyrządów, w wielu przypadkach poziom sygnałów tylko nieznacznie przewyż szał poziom szumów wspomnianych urządzeń. Ta sama uwaga dotyczy przyrządów pol skich.
Fotometr SzRF pracował zadowalająco tylko w dwóch bardziej długofalowych za kresach energetycznych. Uzyskane wyniki pozwoliły jednak na określenie zmian cza sowych temperatury elektronowej plazmy w aktywnych obszarach na Słońcu ( S i a r - k o w s k i 1980). Fotometr MRF również pracował poprawnie, ale uzyskane zapisy telemetryczne - niewiele wyższe od poziomu szumów - nie pozwoliły na dokonanie fizycznej interpretacji wyników. Zarejestrowany strumień promieniowania, przy za stosowanych okienkach detektora (i wymiarach kryształów dyspersyjnych), okazał się żnacznie mniejszy od strumienia, którego pojawienia spodziewano się w warunkach aktualnego maksimum aktywności słonecznej.
Obecnie w Pracowni Związków Słońce-Ziemia, w oparciu o uzyskane doświadczenia, przygotowuje się zmodyfikowaną wersję opisanych przyrządów o rozszerzonych możli wościach pomiarowych, przeznaczonych do zainstalowania na rakiecie Wertikal-9.
LITERATURA
H ł o n d M., 1978a, Post. Astr., 26, 201.
H ł o n d M., 1978b, Pomiary, Automatyka, Kontrola,
2
_, 47.S i a r k o w s k i M., 1980, mat. konferencji III Sekcji Grupy Roboczej Fizyki Kosmicznej.
„Postępy Astronomii" Tom XXX (1982). Zeszyt 1
GOŚCIE CENTRUM ASTRONOMICZNEGO IM. M. KOFERNIKA W WARSZAWIE I ICH PRACE NAUKOWE
B O Ż E N A M U C H O T R Z E B B O H D A N P A C Z Y Ń S K I
Centrum Astronomiczne im. M. Kopernika (Warszawa)
W artykule sprzed 10 laty (B. P a c z y ń s k i , J. S m a k , Post. Astr., XVIII, 1970, 389) po raz pierwszy sformułowana została w druku koncepcja taniego ośrodka astronomicznego z trzema głównymi „narzędziami" pracy: biblioteką, kompu terem i hotelem.
Realizacją tej koncepcji jest Centrum Astronomiczne im. M. Kopernika (CAMK) w Warszawie.Wykaz prac naukowych wykonanych przy wykorzystaniu posiadanego kompu tera PDP 11A5 przedstawiliśmy kilka miesięcy temu (Post. Astr., XXIX 1981,129).
Celem tej publikacji jest podanie wykazu stażystów krajowych i gości z zagranicy, którzy w ciągu trzech lat funkcjonowania nowego budynku odwiedzili CAMK korzysta jąc z hotelu nieodpłatnie.
Zestawienie stażystów krajowych zawiera tab. 1. Wymienieni są w niej pracow nicy i magistranci uniwersytetów oraz pracownicy PAN spoza Warszawy. Podczas po bytu w Warszawie pracownicy otrzymywali pensje od swych instytucji macierzystych, magistranci nie dostawali żadnego wynagrodzenia.
listę zagranicznych gości CAMK przedstawia tab. 2. Ich pobyt w Polsce był fi nansowany przez CAMK z funduszy PAN (oznaczenie CAMK), z funduszu M. Curie-Skło- dowskiej (PCS), z funduszu Smithsonian Institution (SI), przez PAN w ramach wie lostronnej umowy o współpracy akademii 'nauk krajów socjalistycznych (WWA) lub w ramach umów dwustronnych o wymianie bezdewizowej (WB). Pieniądze z Funduszu M. Curie-Skłodowskiej można było czerpać dzięki kilkuletniej umowie o współpracy zawartej przez prof. J. S m a k a ze strony polskiej oraz prof.„J. P. 0 1 i- v e r a i prof. D. S. H a 1 1 a ze strony USA. Fundusze Smithsonian Institu tion uzyskano dzięki kilkuletniej umowie o współpracy zawartej pomiędzy prof. B. P a c z y ń s k i m ze strony polskiej oraz prof. D. N. S c h r a m m e m i prof. D. W. A r n e t t e m ze strony USA.
Liczni goście i Btażyści w znacznym stopniu aktywizowali CAMK poprzez refera
ty, dyskusje i wspólne prace naukowe. Przyjazdy te zaowocowały kilkudziesięcioma pracami opublikowanymi w znanych czasopismach astronomicznych. W wykazie prac po dane są publikacje, które powstały w ścisłym związku z pobytem astronomów spoza Warszawy i spoza Polski na terenie CAMK. Istnienie hotelu ułatwiło współpracę, a niekiedy wręcz ją umożliwiło.
Dziękujemy p. B. R o c k i e j za pomoc w uzyskiwaniu potrzebnych nam da nych.
[
87]
88 Z pracowni i obserwatoriów
T a b e l a 1
Lista krajowych stażystów CAMKa
Imię i nazwisko Ośrodek kierujący
B, Rudak Toruń K. Górski Toruń W. Wilczewski Toruń A. Górecki Łódź M. Jerzykiewicz Wrocław P. Amsterdamski Łódź T. Bem-Sojka Kraków M, Bałucińska Kraków M. Sztajno Kraków E. Basińska-Grzesik Toruń R. Tylenda Toruń M. Baryłko Gdańsk
aLista nie obejmuje licznych przyjazdów kilkudniowych.
T a b e l a 2
Zagraniczni goście CAMK
Imię i nazwisko Kraj Instytut
Data przy bycia Okres pobytu Finan sowanie 1 2 3 4 5 6 1978 A.A. P a m i a t n y c h ZSRR Astronomical Council 15.01 3 mles. C :.MK A.V. T u t u k 0V ZSRR Astronomical Council 27.02 3 mies. CAMK
H.A. H i 1 1 USA University of Ari
zona 18.03 4 dni
CAMK J.P. 0 1 i V e r USA University of Flo
rida 21.03
2 mies. FCS S. M i t t 0 n W. Bryt. University of Cam
bridge 15.04
1 tydz. CAMK S. T r e m a i n e USA School Nat. Sci.
Princeton 23.04 3 ■tyg. CAMK
F. G i 0 V a n e l i i Włochy Lab. Astr. Spac.
CNR Frascati 15.05 3 tyg.
CAMK D. D e a r b 0 r n USA Fermi Institute,
Chicago
12.06 7 ■tyg. SI
W.G. L e w i n USA MIT 7.06 4 dni CAMK
P.E. B 0 y n t 0 n USA University of Washington, Seattle
lato 1 tydz. CAMK R. G a r r i B 0 n Kanada D. Dunlap Observa
Z pracowni i obserwatoriów 89
Tabela 2 (od.)
1 2 3 4 5 6
D.S. H a 1 1 USA Vanderbuilt Univer
sity, Nashville
25.07 5 mies. FCS
A. I 1 1 a r 1 0 n 0 V ZSRR Inst. Kosm. Isled. jesień 2 tyg. WWA P.J. W i 1 t a W. Bryt. University of Cam
bridge
31.08 3 mies. CAMK
A.G. M a s eV i c z ZSRR Astr. Soviet AN ZSRR 16.09 1 tydz. CAMK J.W. W a n d a k u r 0 w ZSRR Fiz.-Tech. Inst. Leningrad 20.09 3 mies. WB R. M eV e Holandia L. Ruinteonderzoek Utrecht 2.10 4 dni CAMK R. W i e 1 e b i n s k i RFN Max-Planck Insti tute 7.10 12 dni CAMK
Ch. S t e r t e n Belgia Univ. of Brussels 10.10 10 dni CAMK R. T a k e n s Holandia Univ. van Amsterdam 24.10 2 tyg. CAMK M. C a 1 V a n i Włochy Osservatorio di Padova 31.10 2 tyg. CAMK L. N 0 b i 1 i Włochy Osservatorio di Padova 31.10 2 tyg. CAMK L. Y u n g e 1 s 0 n ZSRR Astr. Soviet AN ZSRR 27.11 3 mies. CAMK A .W. T u t u k 0 V ZSRR Astr. Soviet AN ZSRR 1979 27.11 3 mies. CAMK
E.W. £ r g m a ZSRR Astr. Soviet AN
ZSRR
15.01 1 mies. CAMK
D.S. H a 1 1 USA Vanderbuilt Univer
sity Nashville
9.03 5 mies. FCS
J. P a t t e r s 0 n USA Univ. of Texas, Austin
23.03 1 mies. SI
J.W. W a n d a k u r 0 w ZSRR Fiz.-Tech. Inst. Leningrad
. 27.04 3 tyg. CAMK
G.A. B a y m USA Univ. of Illinois,
Urbana
22.05 4 dni SI
D. C a t 0 n USA Vanderbuilt Univer
sity Nashville
27.05 1 mies. FCS
J.L. P r a n t s m a n ZSRR Radio Astr. Obs. Riga
29.05 3 tyg. CAMK
B.W. K 0 m b e r g ZSRR Inst. Kosm. Isled. 20.05 2 tyg. WB S. T r e m a i n e USA School Nat. Soi.
Princeton
5.06 1 mies. SI
J .A. £ a t 0 n USA Vanderbuilt Univer sity Nashville
6.06 7 tyg. FCS
T.J. M a z u r e k Dania Nordita 10.06 8 dni CAMK
W. H i 1 1 e b r a n d t RFN Max-Planck Institut 10.06 1 tydz. CAMK U.S. B i s n 0 V a t y i ZSRR Inst. Kosm. Isled. 10.06 11 dni CAMK
-K o g i n
M.Yu. K h L o 3 3 w ZSRR Inst. Prikl. Mate- matiki 10.06 11 dni CAMK W.M. T k c i h n
e t C h 0 t- ZSRR Inst. Prikl. Mate- matiki
90 Z pracowni i obserwatoriów Tabela 2 (cd.) 1 2 3 4 5 6 w. B y t c h 0 w a ZSRR Sp. Ast. Obs. Zelentchutsk 10.06 11 dni CAMK A. K u d r i a 8 h 0 V ZSRR Astr. Soviet AN ZSRR 10.06 11 dni CAMK H.J • H a u b 0 1 d NRD Zentralinst. Astr. Potsdam 10.06 11 dni WWA R. T 8 c h a e P e NRD Zentralinst. Astr. Potsdam 10.06 11 dni CAMK H.G • R e i m a n NRD Zentralinst. Astr.
Potsdam 10.06 11 dni CAMK
L. H r i c CSRS Astr. Inst. SAV,
Skalnate Pleso
10.06 11 dni CAMK
Z. M i k u 1 a 8 e k CSRS Copernicus 0. P.
Brno 10.06 11 dni CAMK
S. B a r c z a Węgry Konkoly Observatory 10.06 11 dni CAMK
G. K 0 V a c 8 Węgry Helioph. Obs.
Debrecen
10.06 11 dni CAMK D. R a i k 0 V a Bułgaria Dept.. Astr. BAS,
Sofia
10.06 11 dni CAMK
T. T 0 m 0 y Bułgaria Dept. Astr. BAS,
Sofia 10.06 11 dni
CAMK
F. G i 0 V a n e 1 1 i Włochy Lab. Astr. Spac.
CNR Frascati 11.06
1 tydz. CAMK D.N • S c h r a m m USA Fermi Institute,
Chicago
12.06 9 dni SI
I. A n t i P 0 V a ZSRR Astr. Soviet AN
ZSRR 12.06 1 mies. WWA
S. S t e f 1 CSRS Charles Univ. Praha 13.06 8 dni CAMK
D. R a V e n h a 1 1 USA Univ. of Illinois, Urbana
14.06 1 tydz. SI
A. T 8 y g a n ZSRR Fiz.-Tech. Inst. Leningrad
21.06 1 mies. CAMK A.R • K i n g W. Bryt. University of Lei
cester 2.07
1 mies. CAMK M. C a 1 V a n i Włochy Osservatorio di
Padova
4.08 1 mies. CAMK
R. M e V e Holandia L. Ruimteonderzoek 14.08 8 dni CAMK
Ya.B. e 1 d c w . c z ZSRR Inst. Prikl. Mate- matiki
31.08 2 tyg. CAMK
S. L u b 0 w USA UCLA 3.09 2 mies. SI
J. J e f i m 0 V ZSRR Krimskaja Astr. Obs. 12.09 3 tyg. WB H. G e n z RFN Inst. Theor. K e m - physik 8.11 9 dni CAMK
H. 0 r 1 a n d Francja Nucl. Res. Cent., Saclay
12.11 2 tyg. CAMK
R. W a r d RFN Max-Planck Institut
1980
26.11 5 dni CAMK
M. B e g e 1 m a n USA Univ. California, Berkeley
18.02 1 mies. SI
Z pracowni i obserwatoriów 91 Tabela" 2 (od.) R. S u n y a e v M. G o 1 1 e r K. W e s t p f a h l K o e s t e r A a r s e t h J. K i r k H. Y o r k e 0. V i 1 h u M. F r i e d j u n g P. G o r e n s t e i n E. van G r o v i n g e A. R o s e n b l u m D. W i l s o n F. G i o v a n e l l i G.S. B i s n o v a t y - K o g a n Yu.V. V a n d a k u r o A.S. D o l g i n o v P. de S a b a t t a E. E r g m a P . van L e e u w e n I.N. N o v i k o v R. S c h a e f f e r P. G i o v a n e l l i ZSRR RFN RFN RFN W. Bryt. RFN RFN Finlandia Francja USA Holandia RFN W. Bryt. Włochy ZSRR ZSRR ZSRR Włochy ZSRR
Inst. Kosm. Isled. Fakul. Physik, Freiburg Fakul. Physik, Freiburg Kilonia University University of Cam bridge Max-Planck Institut Univ. Stemw. Got tingen University of Hel sinki Inst. d ’Astrophys., Paris Cent. Astrophys., Cambridge Huygenslab., Leiden Max-Planck Institut University of Cam bridge
Lab. Astr. Spac. CNR
Inst. Kosm. Isled.
Fiz.-Tech. Inst. Leningrad Fiz.-Tech. Inst. Leningrad University of Bo lonia Astr. Soviet AN ZSRR 1981 3.03 11.03 11.03 30.03 6.04 8.04 22.05 25.05 4.06 8.06 2.07 27.07 5.1 13.1 17.1 24.1 24.1 1 2 . 1 2 1 7 . 1 2 2 tyg. 6 dni 6 dni 1 tydz. 2 tyg. 9 dni 19 dni 4 tyg. 3 tyg. 1 tydz. 1 tydz. 1 tydz. 5 tyg. 5 dni 1 mies. 2 mies. 3 typ. 2 dni 2 mies. WB CAMK CAMK CAMK CAMK CAMK CAMK WB CAMK CAMK CAMK CAJ?K CAMK CAMK CAMK CAMK CAMK CAMK CAMK
Holandia Huygenslab., Leiden 16.02 2 tyg. Huygen slab. ZSRR Inst. Kosm. Isled. 2.03 2 tyg. CAMK Francja Centre d'Etudes
Nuclźaires de Saclay
4.05 1 mies. CAMK
Włochy Lab. Astr. Spac. CNR Frascati
6.05 5 dni WB
CAMK - przez CAMK PAN
WWA - w ramach Wielostronnej Współpracy Akademii Krajów Socjalistycznych WB - 11 " dwustronnych umów między Polską a krajem gościa o wymianie
bezdewizowej
FCS - z Funduszu Marii Curie-Skłodowskiej (PAN/NSF) SI - z Funduszu Smithsonian Institution
WYKAZ
PRAC OPUBLIKOWANYCH PRZEZ GOŚCI CAMK,WYKONANYCH W CAŁOŚCI LUB CZĘŚCIOWO W CAMK
1978
D. R. S k i 1 I m a n, D. S. H a l l , IAU Inf. Bull. Var. Stars: No. 1529, CrB: "A New Variable Star, Showing Possible RS CVn-type and <T Scuti-type Variability".
D. S. H a l l , Astt. J., 83., 1469, "A Series of Papers on RS CVn Binaries: Intro duction" .
D. S. H a l l , Astr. J., 83, 1510, 1977-1978, "Photometry of V711 Tau: HR 1099 During the Radio Outburst".
D. S. H a l l , Aota Astron., 28, 327, "UBV Photometry of ft Aquilae".
W. D z i e m b o w s k i , A. A. P a m i a t n y c h , Symposium "Highlights of Solar Physics", Toulouse 1978, "On Solar Gravity Modes of High Order Spherical Harmonics".
J. P. O l i v e r , S. M. R u c i ń s k i, Inf. Bull. Var. Stars: No. 1444, "A Discussion of Period Changes in the White Dwarf Eclipsing Binary System V471 Tauri".
M. J e r z y k i e w i c z , Acta Astron., 28, 465, "Nonradial Oscillations of the Cephei Star 12 Lacertae".
1979
D. S. D e a r b o r n , Acta Astron., 29, 17, "The Effect of Convection and Semi- -convection on the C/0 Yield of Massive Stars".
M. K o z ł o w s k i , P. W i i t a, B. P a c z y ń s k i , Acta Astron., 29, 157, "Self-gravitating Accretion Disk Models with Realistic Equation of State and Opacities".
J. P a t t e r s o n, Ap. J., 233. L13, "Rapid Oscillation Jn Cataclysmic Varia
bles". II. "The 63 Second Oscillation of V533 Herculis".
J. P a t t e r s o n , preprint, "Rapid Oscillation in Cataclysmic Variables". IV. "The 48 Second Oscillations of V Sagittae".
D. S. H a l l , S. G. N e f f , Acta Astron., 29, 93, "The Distorsion Wave in SS Bootis in 1975".
C. N. A r n o l d , D. S. H a l l , R. E. M o n t 1 e, T. W. S t u h 1 i n-g e r, Acta Astron., 29, 243, "UBV Photometry of the Eclipsinn-g RS CVn Binary SS Cam".
D. S. H a l l , S. G. N e f f , Acta Astron., 29, 641, "Absolute Dimensions for 32 Previously Suspected sd-d and R Cma-type Eclipsing Binaries".
M. A m m a n , D. S. H a l l , R. C. T a t e , Acta Astron., 29, 259, "Russell- Model and Wood-Model Solution of UBV Light Curves of UZ Cygni and AQ Pegasi". D. S. H a l l , T. Q u a r l e s , J. R o b e r t s , J. A. J. W h e l a n ,
Acta Astron., j?9, 653, "A Period Study and Simultaneous Photometry and Spec troscopy of SW Cygni",
Z pracowni i obserwatoriów 9?
J. A. E a t o n , D. S. H a l l , Ap. J., 227. 907, "Star Spot or the Cause of the Intrinsic Light Variations in RS C'anum Venaticorum Type Stars".
Yu. V. V a n d a k u r o v , Nature, 278, 625, "Occurence of a Nonspherical
Thermal Instability in Young Stars".
J. A. E a t o n , C. C. W u, S, M. R u c i ń s k i , IA0 Symp. No. 88, "Ultra violet Colors of W Ursae Majoris: Gravity Darkening, Temperature Differences and the Cause of W-Type Light Curves".
D. S. H a l l , J. M. K r e i n e r, IAU Symp. No. 88, "Changes of the Orbital Period of the RS CVn-type Binaries".
A. V. T u t u k o v, L. R. Y u n g e 1 s o n, Acta Astron., 2 9, 665, "On the
Influence of Radiation of Gravitational Waves on the Evolution of Low-mass Close Binary Stars".
A. R. K i n g , J. P. L a s o t a , M.N.R.A.S., 188. 653,"Accretion Onto Highly Magnetized White Dwarfs".
J. S m a k , R. F. W i n g, Acta Astron., 29, 199, "Infrared Photometry of Late Type Stars".
M. A. A b r a m o w i c z , M. C a l v a n i , M.N.R.A.S., 189, 621, "Spinning Particles Orbiting the Kerr Black Hole".
M. A. A b r a m o w i c z , M. C a l v a n i , L. N o b i l i , preprint CAMK
No. 99, A Comment on "Cosmic Censorship, Black Holes and Particle Orbits" by W. A. Hiecock.
R. T y 1 e n d a, Acta Astron., 29, 355, "Helium Shell Flashes and Ionization of Planetary Nebulae".
M. J e r z y k i e w i c z , C. S t e r k e n , Prob.’ IAU Coll. No. 46.
1981
B, P a c z y ń s k i , P. W i i t a , Astron. Astrophys., 88, 23, "Thick Accre tion Disks and Supercritical Luminosities".
J. P a t t e r s o n , Ap. J., 241. 235, WZ Sagittae.
B. P a c z y ń s k i , D. D e a r b o r n , M.N.R.A.S., 190, 395, "Evolutionary Model of the Subdwarf Binary System LB 3459".
M. A. A b r a m o w i c z , M. C a l v a n i , L. N o b i l i , Ap. J., 242,
772, "On the Eddington Limit for Accretion Disks".
E. V. E r g m a, A. V. T u t u k o v, Astron. Astrophys., 84, 123, "Hydrogen and Helium Flashes in the Envelopes of Accreting Neutron Stars".
A. R. K i n g , J. P. L a s o t a , M.N.R.A.S., 191_, 721, "Accretion on to Highly Magnetized White Dwarf: the Role of Electron Conduction".
A. V. T u t u k o v, L. R. Y u n g e 1 s o n, Astron. Zh., 57, 1266, "Some Properties of the Thermal Equilibrium Models of Stars".
D. S. H a l l , J. M. K r e i n e r, Acta Astron., 30, 387, "Period Changes ■Mass Loss Rates in 34 RS CVn Binaries".
B. P a c z y ń s k i , B. R u d a k , Astron. Astrophys., 82, 349, "Symbiotic Stars - Evolutionary Considerations".
B. P a c z y ń s k i , B. R u d a k , Acta Astron., 30, 237, "Inner Accretion Disk in Close Binary".
94
Z pracowni i obserwatoriów1981
B. R u d a k, B. P a c z y ń s k i , Acta A s t r o n ., 3 1 , 13, "O uter Excretion Disk around Close B in a r y ".
S . H . L u b o w, Ap. J . ( 2 4 5 , 2 7 4 ) , "V e r t ic a l ly Driven Resonances in Accretion D i s k s " .
M. S i k o r a , D. S. W i l s o n , M .N .R .A .S . ( 1 9 7 . 5 2 9 ) , "The collim ation o f P a r t ic le Beams from Thick Accretion D i s c s " ,
B. P a c z y ń s k i , G. S. B i s n o v a t y i-K o g a n , Acta Astron. (3 1 , 2 8 3 ), "A Model of a Thin Accretion Disk around a Black H o l e ".
M. C z e r n y , E . V . , E r g m a , A cta. Astron. ( 3 2 , 4 3 ) , "N uclear Fussion on Accreting Neutron S t a r " .
KRONIKA
„Postępy Astronomii" Tom XXX (1982). Zeszyt 1
WSPOMNIENIE 0 DOC. KAZIMIERZU KORDYLEWSKIM
Docenta Kazimierza K o r d y l e w s k i e g o poznałem dokładnie 20 lat temu - w 1961 r. Już wtedy był On chodzącą legendą Obserwatorium Krakowskiego. Ujmujący i serdeczny, wesoły i pogodny, całą swą urzeka
jącą osobowością ośmielał nowo przyjętych studentów astronomii, którzy po raz pierwszy przekroczyli próg Collegium Śniadeckiego w zabytkowym, pojezuickim budynku na terenie Ogrodu Botanicznego Uniwersytetu Jagielloń skiego przy ul. M. Kopernika 27. To pierwsze spotkanie w tzw. Dużej Sali Obserwatorium - wśród szacownych, rzadko już używanych instrumentów astronomicznych, por tretów poprzednich dyrektorów, starodruków, globusów z ubiegłego stulecia - wywierało duże wrażenie, pozwala jąc z ufnością patrzeć w przyszłość! umocnić się w prze konaniu o słuszności wyboru tego wyjątkowego cawodu astronoma.
Lata studiów, a potem pracy w Obserwatorium Astrono
micznym UJ potwierdziły pierwsze wrażenie i zarazem przekonały o niezłomności cha rakteru Doc. K o r d y l e w s k i e g o , który pozostając ludzkim, nie okazu jącym zniecierpliwienia i niechęci (nawet wobec przeciwników), był jednocześnie wymagający i bezkompromisowy. Zawsze zwykł też mówić prawdę w oczy, wypowiadać niezależne są.dy, co w naszym zakłamanym XX w. z reguły bywa źle przyjmowane.
Wcześnie również zetknąłem się z Jego działalnością naukową - w połowie dru giego roku studiów, u schyłku zimy, kiedy zorganizował dla nas, czterech studen tów astronomii, miniekspedycję na Kasprowy Wierch w celu przeprowadzenia wizual nych obserwacji "Gegenscheinu". Polecił też nam nanosić na mapę nieba zauważone pojaśnienia tła nie wyjawiając wszakże celu tych obserwacji. Dopiero później wy
jaśnił, iż chodziło o test, o swego rodzaju przygotowanie do intersubiektywnych obserwacji obłoków pyłowych na orbicie Księżyca. Obłoki te K. K o r d y l e w - s k i odkrył w_ 1961 r., była to więc sprawa całkiem nowa, nie potwierdzona, de zawuowana bądź kwestionowana. Z jednej strony stwierdzano, iż nie jest to żadne odkrycie, bowiem od czasów Lagrange'a wiadomo,że w okolicach punktów libracyjnych powinno występować zagęszczenie materii rozproszonej w przestrzeni. To prawda, ale też od czasów Arystotelesa wiedziano, że Ziemia jest kulą, a dopiero wyprawa M a g e l l a n a , którą po śmierci admirała przyprowadził Bask, Juan Sebastian D e l C a n o (n.t). na statku o nazwie Victoria), udowodniła niezbicie i
96 Kronika
tycznie kulistość naszej planety. Z drugiej strony postawiono K. K o r d y l e w - s k i e m u bardziej poważny zarzut: subiektywność metody i brak potwierdzenia odkrycia przez innych obserwatorów. Ten zarzut należało oddalić, lecz nie było to łatwe, ponieważ obiektywne metody obserwacji podejmowanych na powierzchni Ziemi długi czas zawodziły ze względu na specyficzne własności obłoków pyłowych. W tej sytuacji trzeba było sięgnąć do intersubiektywnych metod obserwacji i ich niejako sprawdzeniu służyły przeprowadzane przez nas próbne obserwacje z Kasprowego Wier chu. Zastanawiając się nad sposobem ulepszenia (większego uwiarygodnienia) tej metody K. K o r d y l e w s k i doszedł do wniosku, że obserwacje powinny pro wadzić osoby w żaden sposób nie związane z astronomią, tak aby rejestrując na mapkach rozjaśnienia tła nieba nie mogły się niczym sugerować. W praktyce zapro ponowana przez Niego metoda została dwukrotnie zastosowana podczas ekspedycji w 1,966 r. (na polskim statku handlowym, w rejonie Afryki Wsch.) i w 1973 r. Nie powiodło się, niestety, zorganizowanie obiektywnych obserwacji, które miały być przeprowadzone z terytorium Chile, a to ze względu na przewrót wojskowy w tym państwie. Niezależne, obiektywne potwierdzenie istnienia Księżyców Pyłowych przy nosiły dopiero pozaatmosferyczne obserwacje, przeprowadzone przez 0A0 w latach 1973 i 1974.
Z tego pierwszego okresu, z czasów studiów, wyniosłem głęboki podziw dla spo sobów rozwiązywania problemów obserwacyjnych prz^z Doc. K o r d y l e w s k i e- g o - sposobów prostych acz skutecznych, którymi dał się On poznać wkrótce po rozpoczęciu w 1924 r. pracy w Obserwatorium Krakowskim, kiedy to zaproponował no