P R Z E M Y S Ł A W R Y B K A
Instytut H istorii N auki, O światy i Techniki (Wrocław) (O trzym ano 11 października 1979 r.)
S t r e s z c z e n i e — Przedyskutow ane są źródła błędów pozycyjnych obserwacji gwiazd wykonywa nych przez Heweliusza. Błąd współrzędnych ekliptycznych oceniono na ok. ± 3 '.
TOMHOCTb HAEJlKmEHHfl TEBEJIHfl. II. P u 6 k a . C o f l e p w a H H e - O S cyacneH O npHW Hbi o u m - 60K II03HUH0HHMX HaSjUOflCHHfl 3Be3A BbmOJIHeHblX T eB ejIH eM . O uiH Ó K y S K JIW IT H M eC K H X K O O pflH H aT o u e
-He H o Ha o k . + 3.
ACCURACY O F H EV E LIU S' O BSERVA TION S. S u m m a r y — The sources of the errors of Hevelius' positional star observations are discussed. The error of ecliptical coordinates is estim ated to be
±3'.
H e w e l i u s z znany jest ja k o wybitny obserw ator, a jednocześnie ja k o ostatni stosujący do pom iarów astronom icznych instrum enty nie zaopatrzone jeszcze w optykę. Jego doskonałe jak na owe czasy instrum enty i ogrom na staranność przy wykonywaniu i opracow yw aniu obserwacji pozwoliły mu uzyskać znaczną dokładność, k tó rą m ożna uznać za szczyt możliwości tego typu instrum entów .
Rozważając problem dokładności obserwacji pozycyjnych należy wyraźnie odróżnić dokładność samego wizowania na gwiazdę od dokładności ostatecznej pozycji gwiazdy. Trzeba bowiem pam iętać, że ostateczna pozycja jest tu jeszcze dodatkow o obciążona błędam i instrum entu, dodatkow ym i błędam i związanymi z użyciem przy redukcjach niewłaściwych wartości takich wielkości ja k refrakcja, paralaksa czy szerokość geograficzna, czy nieuwzględnieniem nie znanej wówczas nutacji i aberracji rocznej.
W ypada zauważyć, że już sam H e w e l i u s z interesował się dokładnością swych obserwacji w ybierając parę jej sprawdzianów; z nich zasadniczym było zsum owanie dla w ybranych ośmiu gwiazd ich różnic rektascensji, w czym wzorował się na B r a h e m. O trzym ał tu kąt pełny bez 4", wynik zresztą zupełnie identyczny z analogicznym wynikiem B r a h e g o odnośnie do tych samych gwiazd i to pom im o dość dużych rozbieżności pom iędzy danym i dotyczącymi poszczególnych par gwiazd, a dochodzących do 1' czy naw et do 2'. N atom iast różnice długości ekliptycznych tych samych gwiazd dały H e w e l i u s z o w i w sumie kąt pełny bez 12" (H e v e 1 i u s 1690).
Gdybyśm y powyższe odchylenia od k ąta pełnego potraktow ali ja k o błędy średnie sumy, to dla poszczególnych różnic rektascensji lub długości ekliptycznej otrzym alibyśm y odpow iednio błędy średnie
± 1,"4 i ± 4 ,”2, a więc wielkości zupełnie niepraw dopodobnie małe.
‘ W szystkie prace zamieszczone w tym dziale przedstaw ione były na 19 Zjeździe PTA (Warszawa, wrzesień 1979).
132 Z pracowni i obserwatoriów
D rugim przedstaw ionym przez H e w e l i u s z a sprawdzianem było zestawienie obserwacji, mają cych na celu wyznaczenie szerokości geograficznej swego obserwatorium .
Wyniki dwóch serii obserwacji Gwiazdy Polarnej w górnej i dolnej kulm inacji dały identyczne wartości szerokości geograficznej przy różnicy zaledwie 0,''5. N atom iast rozrzut poszczególnych pom iarów wysokości Gwiazdy Polarnej wskazuje na błąd średni jednego pom iaru ± 5". Większe rozbieżności występują natom iast dla szerokości geograficznej wyznaczanej z pojedynczych wysokości gwiazd o wyznaczonych już uprzednio deklinacjach. N a podstawie 19 tego rodzaju wyznaczeń uzyskano błąd średni jednego wyznaczenia szerokości geograficznej równy ± 8 " (H e v e 1 i u s 1690).
T ak wysoka dokładność wydaje się jed n ak m ocno podejrzana, jest bowiem rzeczą niepraw dopodobną, aby stosow ane przez H e w e l i u s z a instrum enty mogły umożliwić aż tak ą precyzję. O dnosi się wrażenie, że we wszystkich w spom nianych powyżej przykładach H e w e l i u s z dobierał takie obserwacje, które dawały mu najlepsze wyniki. To sam o chyba czynił i B r a h e, o czym zresztą może świadczyć cytow ana uprzednio zgodność jego i H e w e l i u s z a sum różnic rektascensji przy znacznych rozbieżnościach poszczególnych różnic.
Realną dokładność uzyskiwaną przez H e w e l i u s z a może więc ujawnić jedynie analiza jego m ateriału obserwacyjnego.
Przede wszystkim z w ykazu jego obserwacji (H e v e 1 i u s 1679) wyselekcjonowano grupy zawierające co najmniej trzy pom iary kątow ych odległości między gwiazdami, wykonane tej samej nocy i tymi samymi instrum entam i, a więc zapewne jeden po drugim. Odległość między gwiazdami pozostaje tu oczywiście niezm ienna, wpływ refrakcji na odległość m ierzoną w każdej serii m ożna też uznać za stały. N ie wchodzą tu również błędy podziałek kątowych, gdyż każdy pom iar był wykonany na tej samej części skali. M ateriał ten pozw ala zatem na określenie dokładności sam ego wizowania. Obserwacje powyższe były wykonane sekstansem i oktantem przy udziale dwóch osób, z których każda wizowała na jed n ą gwiazdę.
Łącznie znaleziono 1770 takich grup zawierających razem 5682 obserwacje. M ateriał ten dał jak o błąd średni jednego pom iaru odległości ±24". Uwzględniając udział dwóch obserw atorów , uzyskujemy dla każdego z nich błąd średni wizowania rów ny ± 17". Jest więc on znacznie większy od błędu sugerowanego przez spraw dziany Heweliusza. A przecież błędy instrum entów i późniejszych redukcji m ogą błąd średni tylko zwiększyć.
Zgrupow anie odległości między param i tych samych gwiazd, obserwowanych wprawdzie tym samym instrum entem , lecz w różnym czasie, wnosi możliwość ewentualnego wpływu drobnych różnic w refrakcji. 40 takich par obejm ujących 299 obserwacji dało błąd średni jednego pom iaru rów ny ± 2 5 ", a więc praktycznie nie różniący się od poprzedniego wyniku.
N atom iast analiza odległości między param i tych samych gwiazd obserwow anych różnym i instrum enta mi, a mianowicie wielkim oktantem drew nianym i wielkim sekstansem mosiężnym (21 par, 138 obserwacji) dała już błąd średni rów ny +28". Tu dodatkow o doszły jeszcze różnice w podziałach kątow ych obu instrum entów . U porządkow anie wg wielkości w ykorzystanych odległości między gwiazdami ujawniło po w yrów naniu system atyczną różnicę między wspomnianym i instrum entam i, zależną od wielkości mierzone go kąta, a dochodzącą do 1'.
D la porów nania obliczono błąd średni analogicznej obserwacji B r a h e g o . Tu m aterial był już znacznie szczuplejszy, udało się bowiem wydzielić tylko 163 grupy zawierające łącznie 536 obserwacji, przy czym nie zawsze był odnotow any użyty instrum ent (B r a h e 1666). Błąd średni pojedynczej obserwacji okazał się tu rów ny +27".
W celu zorientow ania się w rzędzie wielkości błędów średnich ostatecznych pozycji gwiazd przeprow a dzono analizę pozycji katalogowych gwiazd wspólnych dla katalogów Heweliusza, Brahego i W ilhelma IV, landgrafa heskiego (H e v e 1 i u s 1690). Założono przy tym jednakow ą ich dokładność, a tym samym i wagę. O trzym ano dla długości ekliptycznych (353 gwiazdy) błąd średni jednej pozycji równy + 3,'5, zaś dla szerokości ekliptycznych (363 gwiazdy) ±3',2.
Z powyższego m ożna wywnioskować, że w epoce H e w e l i u s z a zasadniczy wpływ na dokładność ostatecznych wyników obserwacji miały błędy instrum entalne, m ankam enty redukcji, a nieraz i znaczne
Z pracowni i obserwatoriów 133
błędy w obliczeniach, nie zaś dokładność wizowania. Tak więc nie wydaje się słuszne podkreślanie, że H e w e l i u s z osiągał wysoką dokładność, pom im o iż nie stosował lunety ja k o celownicy.
L I T E R A T U R A
B r a h e, T., 1666, Historia Coelestis... Auyustae Vmdelicowrum. H e v e 1 i u s, J., 1679, Machina Coelestis, pars posterior...Gedani. H e v e 1 i u s, J., 1690, Prodromus Astronomiae.
■ ' . f, - > . . ' -■ ■
.
. .PO STĘ PY A ST R O N O M II Tom XXVIII (1980). Zeszyt 2