K0SM0G0NH NASZEGO UKŁADU PLANETARNEGO

K. S T f P I E N

O statnio u k azały s i ę dwie in te re su jące prace: A l f v e n a i W i l c o x a [ l ] oraz A l f v e n a [2], d o ty c zą c e kosm ogonii n aszeg o układu planetarnego. Z a w ie ra ją one uwagi u z u p ełn ia ją c e do ro zw in iętej ju ż poprzednio p rzez A l f v e n a [3] teorii pocho­ d zen ia planet i sa te litó w .

Autorzy n a w stę p ie p ierw szej z prac p o d k reślają , że każd a teoria kostnogoniczna musi w yja śn ić n ie tylko p ow stan ie układu p lanetarnego, ale rów nież i układów s a te li­ tarnych, a naw et tym ostatnim powinna b yć p o św ięco n a s z c z e g ó ln a uw aga. Powodem je s t to, że każda teoria m oże być p rzetesto w an a na trzech is tn ie ją c y c h układach s a te li­ tarnych i tylko jednym planetarnym . P o z a tym w przypadku układu planetarnego je s t z n a czn ie w ię k s z a d ow oln ość w skutek teg o , że mało wiemy o w ła s n o ś c ia c h , ja k ie miało S ło ń ce p o d cza s pow staw ania plan et, a ja k ie mog^y m ieć istotn e z n a c ze n ie dla tego procesu . N atom iast z dużo w ię k s z ą p ew n o ścią możemy p o w ied zieć, ż e planety w ch w ili p ow staw ania ich układów satelitarn ych b yły ta k ie sam e jak ob ecn ie. T eo ria kosm ogo- n iczn a musi zd ać spraw ę z rozkładu momentu obrotowego układu planetarnego, rozkładu m asy, składu c h e m ic a ieg o itp.

T eo ria A lfv en a w ygląd a w sk ró c ie n astęp u jąco : z ch w ilą p ow stania c ia ła central­ nego (Słoń ca w przypadku układu planetarnego, lub planety w przypadku układu s a t e li­ tarnego), z a c z y n a ono „ ś c i ą g a ć ” ku so b ie g a z neutralny. P o n ie w a ż plazm a wmrożona je s t w lin ie s i ł p ola m agn etyczn ego, w ięc p o w staje w zględn y ruch plazmy i gazu neutral­ nego. I gdy g a z o s ią g n ie d o sta te c zn ie d u żą en ergię k in ety czn a , z a c z n ie s ię jon izo w ać

224

gdzie m jest m asą atomu, v£ prędkością krytyczną, e ładunkiem elektronu, ^ ;on po ten- cj.ałem jonizacyjnym .

Gdy gaz zjonizuje się , zostanie zatrzymany przez lin ie siŁ Ponieważ dla spadku swobodnego energia kinetyczna równa jest energii potencjalnej, więc:

G m M mv*

~ T i

(2)

_ G Ł, m

^

Odległość R ■ będzie, oczyw iście, różna dla różnych pierwiastków.

Po ogłoszeniu tej teorii wysunięto pewne wątpliwości. O tóż jon, posiadający pręd­ kość krytyczną względem atomów neutralnych, ma znikomy przekrój czynny na m ożli­ wość zjonizow ania atomu neutralnego. Pozostają więc tylko elektrony i musi istnieć dodatkowy mechanizm, który by szybko transformował energię kinetyczną od jonów ciężkich do elektronów. Lecz ostatnio został przeprowadzony eksperyment, w którym badano ruch względny plazmy i gazu i okazało s ię , że rozpędzana plazma osiąga pewną prędkość i nie zw iększa je j, aż cało ść gazu n ie zostanie zjonizowana. A zatem zało­ żenie o prędkości krytycznej jest uzasadnione.

Załóżmy teraz, że nowo powstałe ciało centralne otoczone jest plazmą. Podczas obniżania s ię jej temperatury, kolejne pierwiastki poczynając od tych, które m ają naj­ większe potencjały jo n iza c ji, zaczną rekombinować z elektronami, a następnie spadać w kierunku c iała centralnego. Po osiągnięciu prędkości krytycznej nastąpi ich powtórna jo n izac ja i teraz będą wmrożone w pole c ia ła centralnego. D zięki temu ciało będzie za pośrednictwem lin ii s ił rozpędzało jony, przekazując im część swego momentu obroto­ wego. Jony będą mogły poruszać się tylko w zdłuż lin ii s ił i je że li pole, w którym zn ajdu ją się, jeBt dipolowe — c zę ść z nich w okolicach bieguna opadnie na ciało a reszta wskutek d ziałan ia siły odśrodkowej zgromadzi s ię w płaszczyźnie równikowej, osiągając prędkości keplerowskie.

Gdyby proces ochładzania się plazmy był dostatecznie powolny, -wówczas nastąpił­ by prawie całkowity rozd ział pierwiastków mających różne R-. Jednak w przypadku szybkiego spadkji temperatury należy spodziewać się, że planety m ają kosm iczną za­ wartość pierwiastków z ewentualnym wzbogaceniem jednego lub kilku mających odpo­ wiednie potencjały jonizacyjne. O czyw iście, w planetach bliższych Słońcu nie w ystąpią pierwiastki, które n ie mogłyby kondensować się z powodu wysokiej temperatury panu­ jącej na nich.

W drugiej omawianej pracy A l f v « * n [2] porównuje teoretyczny rozkład mas wyni­ kający z jego teorii z obserwowanym. D zie li on planety i satelity na następujące grupy: planety olbrzymy, z których Jow isz mający najw iększą masę jest najbardziej wewnątrz a masy planet m aleją na zewnątrz; satelity zewnętrzne Saturna wykazujące podobne w łasności; 4 satelity ga lile jsk ie Jow isza, mające masy zbliżone do siebie; satelity Urana i wewnętrzne Saturna, u których masy m aleją w kierunku c iała centralnego oraz dwie grupy plm et: Merkury, Wenus, Z ia n ia oraz K siężyc i Mars, które mają tę samą własność. Następnie autor oblicza energię, ja k ą ciało centralne straciło wskutek prze­ kazania jej gazowi. Okazuje się, że wynosi ona:

Z literatury naukow ej 225

r . £ ^ > ( n + Ą

r \<o 2f ⁽⁴⁾

g d z ie A — p ręd k o ść kołow a ruchu w irow ego c ia ła c e n tra ln e g o , w — p ręd k o ść kołow a ruchu o rb ita ln e g o gazu, r — o d le g ło ść .

J e ż e li p rz y ją ć , że c z ę ś ć f tej energii zu ż y ta z o s ta je n a jo n iz a c ję , to p oniew aż

r , . r 1 G Mc m

z 11] i 12J e n e rg ia jo n iz a c ji równa je s t --- mamy w arunek n a c a łk o w itą jo n iz a c ję :

H i . i

CO Z L, (5)

P o w prow adzeniu okresów T = i r. = £-2 i z a n ie d b an iu 1 /2 otrzymamy:

fi

< 1

(6 )

Z ałóżm y, ż e w arunek ten j e s t spełniony* Wówczas c a łk o w ic ie zjonizow any gaz utw orzy w arstw ę w o d le g ło śc i R £, k tó rej g ę s to ś ć b ę d z ie s p a d a ła z o d le g ło ś c i « . A utor

z n a la z ł rów nanie o p is u ją c e zm ianę m asy z R, k tó re w ygląda n a s tę p u ją c o : d M Mc Ri d R 1

2 i M*

J e ż e li te ra z c a ła m asa zaw arta m iędzy a k tu a ln ą o rb itą J o w is z a (przy czym przyjm u­ je s ię , że Rj j e s t równe je j prom ieniow i) i o rb itą Saturna z o s ta ła zu ży ta n a u tw o rzen ie J o w is z a , a z m asy zaw artej między orbitam i S aturna i U rana p o w sta ł Saturn itd ., to można o b lic z y ć te o r e ty c z n e w a rto ś c i m as p la n e t. S ta łą Mo ta k s ię d o b ie ra , by te o re ty c z n a m asa Jo w is z a z g a d z a ła s ię z obserw ow aną. T a b e la 1 p o d aje porów nanie tak w yliczonych m as z obserw ow anym i. T a b e l a 1 P l a n e t a ^{M asa (w ma} w y lic z o n a s a c h Z ie m i) o b s e r w o w a n a J o w i s z 317 3 1 7 S a tu rn 87 95 U ra n 26 15 N e p tu n 10 17

Widać tu z g o d n o ść co do c z y n n ik a 2. N a podobnej drodze mogły p o w stać s a te lity z ew n ętrzn e S aturna.

D la p la n e t i s a te litó w , u których masy m a le ją w kierunku c ia ł a c e n tra ln e g o , przy­ p u s z c z a ln ie n ie była sp e łn io n a z a le ż n o ś ć [7]. Więc g a z , zn ajd u jąc s i ę w o d le g ło śc i R ^ t n ie był c a łk o w ic ie zjonizow any i c z ę ś ć jego z b liż y ła s ię je s z c z e b a rd z ie j do c ia ła c e n tra ln e g o . A le im jego b liż e j, tym w ię k sz e s ą o b szary w o to c z e n iu o si ro ta c ji,

226 Z litera tu ry n a ukow ej

z których gaz poruszając s i ę wzdłuż lin ii s ił opada na ciało, a nie gromadzi się w pła­ szczyźnie równikowej. Dlatego im b liże j, tym mniej budulca na powstające planety i tym bardziej ich masy m aleją w miarę zb liża n ia się do c iała centralnego,

ri

Niestety, parametr — nie jest reprezentatywny, je że li prędkość kątowa ciała cen­ tralnego uległa zmianie. Tego należy spodziewać się w przypadku Słońca. Dlatego autor odrzuca z dalszych rozważań planety ostatnich dwu grup, ponieważ i c h — jest małe i wskutek tego czułe na zmiany 71, Natomiast raczej n ie należy spodziewać się dużej zmiany okresu obrotowego planet.

• r *

W końcowej części pracy autor bada szczegółowo istn ie jące wartości — dla różnych grup planet satelitów i wyjaśnienia pewne bardziej szczegółowe w łasności rozkładu mas na gruncie swej teorii.

L I T E R A T U R A

i] A 1 f v e n, H. , W i l c o x , J.M ., 1962, Ap. J . la ć , 1016. '2] A 1 f v e n, H ., 1962, Ap. J . , 136, 1005.

KRONIKA

TELESKOP SCHMIDTA-CASSEGRAINA 600/900/1800/13500

W. I W A N O W S K A

Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytetu M. Kopernika w Toruniu Pracow nia A strofizyki I 'Zakładu Astronomii PAN

Teleskop Schmidta-Cassegraina o średnicy lustra 90 cm, płyty korekcyjnej 60 cm, wykonany przez firmę C. Z eiss, został ufundowany w spólnie przez Polską Akademię Nauk i Ministerstwo Szkolnictwa Wyższego jako mniejsze z dwóch głównych narzędzi zaplanowanych dla przyszłego Centralnego Obserwatorium Astronomicznego PAN. Do czasu powstania tego Obserwatorium, teleskop został zainstalowany na terenie Obser­ watorium Astronomicznego UMK w Piwnicach pod Toruniem.

Dnia 3 października 1962 r. odbyło się uroczyste jego uruchomienie przez repre­ zentantów dwóch instytucji fundujących: Wiceministra Szkolnictwa Wyższego Eugenię K r a s s o w s k ą , oraz zast. Sekretarza Naukowego Polskiej Akademii Nauk prof, dra Witolda N o w a c k i e g o w obecności lic zn ie zebranych gości. Akt odsłonięcia i uru­ chomienia teleskopu poprzedziły przemówienia rektora Uniwersytetn M. Kopernika, kierownika Obserwatorium Astronomicznego UMK, oraz przedstawiciela Ambasady NRD. Teksty tych przemówień podajemy poniżej.

Po odsłonięciu i uruchomieniu teleskopu, adiunkt Obserwatorium Astronomicznego UMK dr A. W o s z c z y k ob jaśn iał i demonstrował zebranym działanie teleskopu.

Teleskop jest zmontowany w układzie widłowym, posiada czterostopniowe ruchy o napędzie elektrycznym w każdej spółrzędnej, sterowane selsynami z pulpitu sterow­ niczego oraz z dwóch stanowisk przy teleskopie. Ruch dzienny odbywa się za pomocą mechanizmu zegarowego typu „Uhrgan” z kontrolą sekundoWą. Teleskop posiada szereg istotnych zabezpieczeń przed awarią, jak np. automatyczne w yłączanie prądu po osiąg­ nięciu pozycji poziomej przez tubus. Ogniskowa lustra głównego wynosi 1800 mm i po­ siada stab ilizac ję term iczną w postaci trzech prętów inwarowych utrzymujących stałą odległość! uchwytu kasety od lustra. Próbne zdjęcia wykonane po zmontowaniu teleskopu a przed założeniem pryzmatu wykazują dobre obrazy w całym polu o średnicy 4°. Dobra jakośd obrazów wyraża się rozmiarami obrazów słabych gwiazd na kliszy: wynoszą one przy najlepszych pod względem scyntylacji warunkach około 0,02 mm, a więc wiel­ kość porównywalną z ziarnem em ulsji fotograficznej. Obecnie przed płytą korekcyjną jest założony pryzmat ze szkła UBK7 o kącie łamiącym 5°, co daje dyspersję widm na kliszy pomiędzy Hya Hgokoło 550 A/mm. W r. 1963 został dostarczony drugi pryzmat, zamówiony przez MSW ze szkła F2 (flint) o kącie łamiącym również 5° — da on dyspersję przeszło dwukrotnie wyższą,

W układzie Cassegraina efektywna długość ogniskowej teleskopu wynosi 13500 mm, przy czym wiązka św iatła odbita od lustra wtórnego może być wyprowadzona przez otwór w głównym lustrze do właściwego ogniska Cassegraina, albo może być odbita przez

do-228

datkowe lustro płaskie przez oś deklinacyjną do ogniska quasi-coudć na górnym końcu wideł. Um ieszczając na jednym końcu wideł spektrograf szczelinowy, na drugim zaś np. fotometr fotoelektryczny, można bardzo szybko przez obrót lustra płaskiego przechodzić od jednego przyrządu do drugiego, zależnie od rodzaju pogody i aktualnego programu obserwacji. Spektrograf, niestety, nie został dotychczas zamówiony przez P o ls k ą Aka­ demię Nauk, chociaż firma Zeiss dostarczyła ju ż ofertę na żądany siatkowy spektrograf o dużym wachlarzu dyspersji i dużym zakresie długości fali.

Aktualnie 5-osobowa ekipa pracowników naukowych Obserwatorium Astronomiczne­ go UMK i Pracowni Astrofizyki 1 Zakładu Astronomii PAN prowadzi intensywne prace regulacji teleskopu i badania jego sprawności w różnych warunkach klimatycznych. Okazało się, że ubiegła surowa zima stwarzała duże trudności w pracy teleskopu: poni­ żej —5°C wystąpiły zakłócenia w pracy niektórych motorów oraz pompy tłoczącej olej do ślimaków. Przez ogrzewanie elektryczne komory ślimakowej oraz inne zabiegi udało się utrzymać teleskop „ n a chodzie” do temperatury —15°C. Okres poznawania szczegó­ łów i „docierania” teleskopu potrwa przypuszczalnie do września br., tj. okrągło przez rok od zmontowania, po czym teleskop będzie oddany dó ogólnego użytku. Została zawar­ ta specjalna umowa pomiędzy P o lsk ą Akademią Nauk i Ministerstwem Szkolnictwa Wyż­ szego w sprawie użytkowania teleskopu. Przewiduje ona układanie półrocznych planów jego wykorzystania na podstawie zgłoszeń zainteresowanych astrofizyków. Plany te będą zatwierdzane przez 6-osobową komisję, na czele której stoi przewodniczący Komi­ tetu Astronomii PAN.

PRZEMÓWIENIE JM REKTORA PROF. DR A. SWINARSKIEGO

P o raz drugi w dniu dzisiejszym spotykamy się na terenie naszej Uczelni. Niech mi będzie wolno powitać serdecznie naszych Gości: P an ią Minister Eugenię K ras- s o w s k ą , Profesora Witolda N o w a c k i e g o — Sekretarza Naukowego P o lskiej Akademii Nauk, 1 sekretarza Komitetu Wojewódzkiego P Z P R Mariana M i ś k i e w i c z a , Przewod­ niczącego Prezydium Wojewódzkiej Rady Narodowej Aleksandra S c h m i d t a , Radcę

Ambasady Niemieckiej Republiki Demokratycznej Pana Giinthera T ó n n i e s a , przed­ staw iciela firmy Z eiss P ana W o l f e r m a n n a , którego serdecznie witamy na naszym terenie. Witam przedstaw icieli Władz M iejskich w osobach 1 sekretarza Komitetu M iej­ skiego P Z P R Bolesława R ó ż y c k i e g o , Przewodniczącego Prezydium M iejskiej Rady Narodowej Tadeusza K o n a r s k i e g o , witam Panów Profesorów i Docentów astronomii, przybyłych z tak wielu ośrodków naukowych w kraju, witam przedstawicieli Zjednocze­ nia Budownictwa Ogólnego, przedstawicieli Senatu i Adm inistracji Uniwersyteckiej oraz wszystkich naszych Drogich Gości.

Wspólnym nakładem Ministerstwa Szkolnictwa Wyższego i P o lsk iej Akademii Nauk ufundowany został teleskop, stojący na poziomie wymagań współczesnej nauki i tech­ n ik i, tak pod względem jego wymiarów, jak i precyzji na nim osiąganej. Jest to wyda­ rzenie wielkiej miary dla nauki, a w szczególności dla rozwoju astronomii w Polsce. W latach ostatnich jesteśmy świadkami realizacji najśm ielszych marzeń umysłu ludz­ kiego. Dzięki postępom nauki i techniki, głównie zrealizowanym w Związku Radzieckim , człowiek odrywa się od Ziemi, rozpoczynając erę bezpośredniego doświadczalnego ba> dania Kosmosu. Walka o opanowanie przestrzeni kosmicznej przyniesie nauce wiele rew elacji, jej wynik zadecyduje również o losach ludzkości na Ziemi. W badaniach przestrzeni kosmicznej astronomia staje się przewodniczką i ta okoliczność jeszcze bardziej podnosi i aktualizuje jej znaczenie wśród nauk, czyniąc z niej niezbędny element wprowadzający do poznania dróg, którymi może pójdzie niedługo ludzkość*.

Kronika 2 2 9

W obliczu tych perspektyw uzyskanie przez polską astronomię pierwszego poważnego narzędzia badań nabiera szczególnej wagi. Uznaliśmy też za rzecz w łaściw ą nadać uruchomieniu tego teleskopu charakter szczególnej uroczystości, uświetnionej obec­ n o ścią tak dostojnych dzisiejszych gości. Uniwersytet M ikołaja Kopernika, który stał się włodarzem tego teleskopu, otrzymuje dar godny im ienia swego Patrona. Zdajemy sobie sprawę z zaszczytu, który spotyka n a szą Uczelnię, ale i z odpowiedzialności, jaka ciąży ć na nas będzie za należytą opiekę i w łaściw ą organizację wykorzystania tego cennego narzędzia badań. Fakt, że na tym teleskopie pracować będą rdwnież astronomowie innych uczelni polskich, a prawdopodobnie także w niedługim czasie i zagraniczni, daje astronomom toruńskim m ożliw ość niezmiernie cennych kontaktow z innymi naukowcami, pracującymi w pokrewnych dziedzinach.

TC im ieniu Senatu Uniwersytetu i swoim składam wyrazy prawdziwej wdzięczności P o lsk iej Akademii Nauk i Ministerstwu Szkolnictwa TCyższego za ufundowanie teleskopu, a Komitetowi Astronomii P o lskiej Akademii Nauk za powierzenie naszej Uczelni tego cennego depozytu.

Wszystkim astronomom, którzy będą korzystać z tego cennego narzędzia, życzę jak największych sukcesów w ich pracy naukowo-badawczej.

PR Z E M Ó W IE N IE P R O F . DR W. IWANOWSKIEJ

Zacznę od historii pow staiia teleskopu. Po wojnie, przystępując do odbudowy swoich warsztatów pracy, astronomowie polscy zdawali sobie sprawę, że kraj zniszczo­ ny wojną i okupacją nie zdobędzie się tak szybko na wyposażenie wszystkich pięciu obserwatoriów uniwersyteckich w duże, nowoczesne teleskopy. Dlatego też astrono­ mowie polscy porozumieli się między sobą, że będą dążyć do zbudowania jednego, dużego Centralnego Obserwatorium, wyposażonego w nowoczesne narzędzia, p r z e b a ­ czonego głównie do badań naukowych, oraz do podciągnięcia obserwatoriów uniwersy­ teckich na taki poziom, żeby mogły one spełniać swe zadania dydaktyczne, a w opar­ ciu o materiały uzyskane z Centralnego Obserwatorium, prowadzid także badania n au ko we.

Toteż wkrótce po utworzeniu Polskiej Akademii Nauk powstał Komitet Budowy Centralnego Obserwatorium, który opracował szczegółowe jego plany i wytypował kilka m iejscowości, położonych zdała od miast, konkretnie od Warszawy, jako ewentualnych miejsc na ulokowanie tego Obserwatorium.

Główne wyposażenie astrofizyczne Centralnego Obserwatorium miało się składać z dwóch teleskopów: reflektora parabolicznego o średnicy 2 m oraz teleskopu Schmidta o średnicy lustra 90 cm, soczewki korekcyjnej 60 cm, który to teleskop tutaj widzimy. Niestety, trudności finansowe a głównie dewizowe, nie pozwoliły dotychczas na zreali­ zowanie planu Centralnego Obserwatorium. Reflektor dwumetrowy kosztuje obecnie 75 milionów złotych, teleskop Schmidta 12 m ilionów złotych, przy czym s ą to na szczę­ ście dewizy krajów socjalistycznych, ponieważ firma Zeiss znajduje się w NRD. Nie chcąc pozostawiać astronomów polskich na czas nieokreślony bez m ożliw ości prowadzenia prac obserwacyjnych w kraju, P olska Akademia Nauk i Ministerstwo Szkolnictwa Wyższego zdecydowały ufundować wspólnie mniejszy z 2 zaprojektowanych teleskopów, mianowicie teleskop Schmidta. Chciałabym przypomnieć nazw iska osób, które tę koncepcję wysunęły i j ą przeprowadziły. Pan Profesor Doktor Stefan M i n c , chemik, ówczesny zastępca sekretarza naukowego Wydziału 111 Polskiej Akademii Nauk, mający w swej gestii sprawy astronomii polskiej i gorliwie o nie zabiegający, wysunął taką propozycję i poszedł z delegacją astronomów, złożon ą z profesorów Wi t k ó

w-230 _{K ronika}

s k i e g o , P i o t r o w s k i e g o , Z on n a i mówiącej te słow a, do M inisterstw a Szkolnictw a W yższego na te rozmowy. P rz y ją ł n as w ów czas Pan W iceminister P rofesor Doktor Osman A c l i m a t o w i c z , również chemik, i w ów czas ta idea przybrała konkretne k ształty . W grudniu 1957 roku telesk o p Schmidta z o s ta ł zamówiony w firmie Z e is s w Je n ie . Ze strony Akademii zamówienie p o d p isa ł obecny tutaj Pan P rofesor Witold N o w a c k i .

Finna Z e is s budowała rów nocześnie 4 takie teleskopy. Oprócz P o lsk i otrzymały je : C hińska R epublika Ludowa dla Pekinu, W egierska Republika Ludowa dla Budapesztu, i N iem iecka Republika Dem okratyczna dla Jen y. Te 4 teleskopy były budowane przez 4 lata i ostatn iego dnia grudnia 1961 roku n asz telesk op przybył do Torunia w 27 skrzy­ niach , w ażących razem ponad 20 ton. M usiał on jednak je s z c z e czekać pół roku zanim u jrzał św iatło dzienne, a my go zobaczyliśm y, w ysupłanego z bardzo dobrego opako­ w ania. P rzez te cztery la ta budowy trzykrotnie w yjeżdżały d e le g a c je astronomów i p rzed staw icieli adm in istracji do Jen y na konferencje i uzgodnienia szczegółów tech­ nicznych, jak też sam ej dostawy. R ów nocześnie M inisterstw o Szkolnictw a Wyższego przezn aczyło fundusze na budowę sp e c ja ln e g o budynku w celu u m ieszczen ia teleskopu Schmidta. Bo rów nocześnie z podjęciem decyzji je go zamówienia Komitet Astronomii P o lsk ie j Akademii Nauk po dłu ższej dyskusji uchw alił jednom yślnie ulokować telesk o p Schm idta, do c z a su pow stania Centralnego Obserwatorium, na terenie Obserwatorium Astronom icznego Uniwersytetu M ikołaja K opernika w Toruniu. Motywem tej decyzji było to, że Obserwatorium tu te jsz e , aczkolw iek n ajm łod sze, było w ów czas n ajbar­ d ziej o rgan izacyjn ie zaaw ansow ane i p o siad ało personel o odpow iedniej s p e c ja liz a c ji.

Przed przybyciem teleskopu w październiku roku ubiegłego, p rzyjech ała pierw sza ek ipa pracowników Z e is s a , którzy p rzystąpili da montowania kopuły p rzysłan ej w cześ­ n iej. Montaż trwał 6 m iesięcy. W lipcu 1962 r. inna ekipa monterów firmy Z e is s przybyła w celu zmontowania teleskopu Schmidta i 30 sierp n ia br., a więc przed m iesiącem , n astąp ił odbiór techniczny c a ło ś c i. W ciągu w rześnia były wykonywane próbne obser­ w acje oraz re g u lacja telesk op u , która je s z c z e niezupełnie je s t ukończona. Tym nie­ mniej możemy stw ie rd zić, że telesk op pod w zględem optycznym odpowiada swemu przeznaczeniu i ma p recyzję, odpow iadającą temu, co firma Z e is s , znana ze sw ej precy­ z ji na całym św ie cie i od dawna — zwykła była d o starczać. Również je ś li chodzi o montaż techniczny, telesk op — jak później Państw o zobaczą — ma cały sz e re g daleko posuniętych udogodnień i zab ezp ieczeń , ja k ie nie każdy z n ajw iększych teleskopów p o siad a.

Przy o k azji chcę wspomnieć, że obecnie firma Z e iss buduje 3 reflektory parabo­ liczn e o średnicy dwumetrowej, to znaczy w łaśn ie takie, ja k ie astronom owie p o lscy w planie Centralnego Obserwatorium u m ieścili. Firma Z e is s spodziew a s i ę czwartego zamówienia z P o lsk i. My, astronom owie polscy, również spodziewam y s ię , że na pięć­ se tn ą roczn icę urodzin M ikołaja Kopernika w roku 1973 astronom ia polska otrzyma taki telesk o p . Poniew aż budowa reflektora o średnicy 2 m potrwa 8 lat, a montaż przypu­ sz c z a ln ie około 2 lat, już niew iele c z a su zo stało do złożenia zamówienia.

Je ż e li chodzi o telesk o p Schmidta, to brak w nim je s z c z e pewnych dodatkowych c z ę ś c i, m ianowicie drugiego pryzmatu, który n ad ejdzie je sz c z e w tym roku — z o s ta ł z a ­ mówiony przez M inisterstw o Szkolnictw a W yższego — i spektrografu, który mógłby być wykonany w ciąg u kilku lat przez firmę Z e iss ; mamy n ad zieję, że P o lsk a Akademia Nauk go zamówi. To s ą , o c zy w iście, ju ż niew ielkie sumy w porównaniu z kosztem teleskopu.

J e ż e li z o sta n ie ufundowany dwumetrowy reflektor, zajd z ie w ów czas koniecznosc zbudow ania Centralnego Obserwatorium, ponieważ taki instrument musi być ulokowany