232 2 literatury naukowej

temperatura anteny °K 1.0 0,5 O -0,6 16 U 12

10

8 6 A

2

O 10

8

6

4

2

O

2.5

2.0

1.5 1.0 05 O - 0.5 - 1.0

R y s. 4. E m isja OH obserwowana z N GC 6334 ( W e a v e r et al. 1968). P o ło że n ie radioźródła

l “ 351°45, b “ 0°,66; zdolność ro zd zie lc za w c zę sto ści 2 kHz* Widmo je s t typowe dla źródeł

typu I* H* o zn ac za prędkość obszaru HU związanego ze źródłem O H , otrzymaną, z rekombina-cyjnej lin ii 158 a.

(III) źródła wykazujące jedynie absorpcję, która często je s t anomalnie silna w liniach satelitarnych.

Z niew ielkim i wyjątkami klasa (A) B a l i a i S t a e l i n a je s t równoważne I klasie T u r n e r a , zaś klasa B — klasie II. W dalszym ciągu używaó będziemy jednak klasy­ fikacji T u r n e r a , gdyż wydaje się ona byd bardziej kompletna (np. ze względu na

~

N6

W\ A

C 6334 1612 MHz

fu A\A A /V, A Aa

H u u_{0 KkHz}

-W

V k y • V ' '

1665MHz

h

t A / y

l

\ / ■

W L _{o m}

V j

Hz ~ 1667Mt^j

\ ^,u

i°n\... 0 10kHz _ — 1720MHz

J

u^{A .}

^ S_{S '}

w l

Imn

0 101Hz ~ . / --20 -15 -10 - 5 'h . 0 5 10 prędkość (.km /sek)

Z literatury naukowej

233

obserwowany brak rzeczywistego fizycznego powiązania niektórych źródeł OH ze źródłami tła).

Reasumując — obiekty wykazujące anomalną emisję lub absorpcję w stanie pod­ stawowym OH m ają bardzo małe pomiary kątowe (wg potniarów R o g e r s a et a l (1966) poniżej 20 ). Podczas obserwacji w kierunku danego radioźródła takich obiektów wykrywano zazwyczaj wiele.

N ajw ażniejsze cechy lin ii związanych z obiektami sklasyfikowanymi jako typ 1 (rys. 4) są następujące: lin ie wykazują anomalnie s iln ą em isję w częstościach głów­ nych, poszczególne składniki lin ii s ą niezwykle wąskie, polaryzacja lin ii głównych je s t bardzo siln a, n ajczęściej składniki lin ii spolaryzowane są kołowo (ani prawo- skrętna, ani lewoskrętna polaryzacja nie jest uprzywilejowana), polaryzacja liniowa je s t spotykana dużo rzadziej, polaryzacja w liniach głównych je s t prawie zawsze znacznie większa n iż w liniach satelitarnych; dla słabych radioźródeł obserwuje się podobne różnice pomiędzy stopniem polaryzacji lin ii głównych i satelitarnych, jak dla radioźródeł silnych. Źródła typu I zawsze właściwie związane s ą z obszarami HII.

Widma obiektów typu II (rys. 5) wykazują normalną absorpcję w liniach głównych, polaryzacja emisyjnych lin ii satelitarnych jest niew ielka, linie absorpcyjne nigdy nie

= 10 kHz

prędkość

Rys. 5. Emisja OH z radioźródła W44 (G oss Położenie radioźródła l “ 34°,65, 6 " ” 0°,44;

jest typowe dla

1968) obserwowana w położeniach 1 i 2 z rys. 3. zdolność rozdzielcza w częstości 10 kHz. Widmo źródeł typu II

234

/■ literatury naukow ej

s ą spolaryzow ane; n a jb a rd z ie j typowe widm a z a w ie r a ją l in i ę 1720 M Hz w e m is ji, lin ie 1612 MHz w a n o m a lnie s iln e j a b so rp c ji; em isyjne l in i ę s a te lita rn e s ą szersze n iż lin ie em isy jne źródeł typu I. R o zk ła d przestrzenny je s t na o gół bardziej skom pli­ kowany n iż w przypadku źró d e ł typu I. O biekty typu II n a o g ó ł zw iązane s ą ze źródłam i e m isji n ie te rm ic zn e j, m ogą je d n a k z e źródłem prom ieniow ania ciąg łe go w ogóle nie być fiz y c z n ie zw iąza n e (poza po ło że n ie m w tym samym kierunku).

P ie rw s z e próby teoretycznej in te rp re ta cji danych obserw acyjnych za k ła d a ją c e , że anom alne widma e m isy jn e m o g ą pow stać ja k o w ynik n p. ro z s zc ze p ie n ia Zeemana lin ii O H , m u s ia ły po k o n fro n ta c ji z nowymi danym i z o sta ć odrzucone. O b ecn ie pow­ s z e c h n ie uw aża s ię , ż e a n o m a lie obserw ow ane w c z ę s to ś c ia c h m ikrofalow ych OH m u s z ą byc w ynikiem m echanizm u zb liżo n e g o do a k c ji m aserow ej. O b sa d ze n ie czterech poziom ów energetyczny cli m olekuły OH w s ta n ic podstawowym je s t odw rócone na skutek d z ia ła n ia m echanizm u pom pującego; w zm ac n ia n ie pad ająceg o pro m ienio w ania z a c h o d z i przez w ym uszoną e m is ję w spo sób zu p e łn ie a n a lo g ic zn y do laboratoryjnego m asera. Zaproponow ane m echanizm y z a k ła d a ją m .in ., że pom pow anie m o le kuł odbywa s ię b ą d ź na k o s zt ultrafio le to w eg o prom ieniow ania pochodzącego od gw iazd z w ią ­ zanych z o bszaram i H II ( L i t v a k et a l. 1966), bądź prom ieniow ania podczerwonego p o chodzącego z d a le k ic h , ro z c ią g ły c h źróde ł lu b z b lis k ic h źró d e ł punktow ych czy”' protogw iazd ( L i t v a k 1969), b ą d ź te ż z a k ła d a ją , że odw rócenie o b s a d ze n ia poziom ów je s t w ynikiem zderzeń z nałado w anym i c z ąs tk a m i ( J o h n s t o n 1967). T eoretyczne r o z w a ża n ia L i t v a k a (1969) z g a d z a ją s ię w o g ó ln o ś c i z tymi obserw acjam i rad io ­ źró d e ł typu II, które w y k a z u ją w ystępow anie em isy jne j lin ii s a te lita rn e j w p o łą c z e n iu z a b s o rp c ją w trzech p o zo sta ły c h lin ia c h ; teoria d aje w ów czas stosunek n a tę że ń lin ii głów ny ch b lis k i sto su n k o w i w s ta n ie rów now agi i an om alnie s iln ą a b so rp c ję w lin ii s a te lita rn e j.

L I T E R A T U R A

D otychczas ukazało s ię j u ż co najm niej k ilk a d z ie s ią t prac prezentujących obserwacyjne dane o lin ia c h O H p ow stających w stanie podstawowym c ząs te czk i. P o n iż s z a lis ta zawiera je d ynie prace cytowane w tekście.

B a l 1, J .A ., M e e k s, M .L ., 1968, A p .J. 153, 577. B a l l , J .A ., S t a e l i n , D .H ., 1968, A p .J. (Letters), 153, L41. C u d a b a c k , D .D ., H e i l c s , C ., 1969, A p .J. (Letters), 155, L21. G o s s , W:M., 1968, A p .J.S u p p l., 15, 131. G o s s, W.M., R o b i n s o n , B .J ., 1968, Ap. Letters, 2, 8 1. H e i l e s , C ., 1968, A p .J ., 151,919. J o h n s t o n , I.D ., 1967, A p .J ., 150, 33. L i t v a k , M.M ., 1969, A p.J., 156, 471.

L i t v a k , M.M., M c W h o r t e r , A .L ., M e e k s , M .L ., Z e i g e r , H .J ., 1966, P hys. Rev. Letters, 17,821.

P a l m e r , P. , Z u c k e r m a n , R ., 1967, A p .J ., 148, 727.

R o g e r s , A .E .E ., M o r a n , J.M ., C r o w t h e r , P .P ., B u r k e , B .P ., M e e k s , M .L ., B a l l , J .A ., H y d e , G.M ., 1966, Phys* Rev* Le tte rs, IT, 450.

T u r n e r , B .E ., 1969, A p .J ., 157, 103.

W e a v e r , H ., D i e t e r , N .H ., W i l l i a m s , D .R .W ., 1968, A p .J .S u p p l., 16, 219. W e a v e r , H. f W i l l i a m s , D .R .W ., D i e t e r , N .H ., L u m , W.T., 1965, Nature, 208, 29. W e i n r e b. S., B a r r e t t , A .H ., M e e k s , M .L ., l l e n r v , J .C ., 1963, Nature, 200, 829.

Z literatury n aukow ej 2 3 5

NIESTABILNOŚĆ TERMICZNA A POWSTAWANIE GWIAZD K. K O S S A C K I

J e s t ju ż n ie m al pewne, że gw iazdy tw orzą s ię w w yniku ko n d e n sa c ji gazu między- gw iazdow ego. O ile je d n a k dane obserw acyjne, n a których to przekonanie je s t oparte, s ą i d o s ta te c z n ie lic z n e , i w y starc za jąco pew ne, to c ią g le brak teorii, która w y ja śn ia ­ ła b y w spo sób z a d o w a la jąc y ja k p o w s ta ją obserwowane ko ndensacje m aterii, z których tw orzą s ię n a s tę p n ie gw iazdy. N ie w ą tp liw ie d e c y d u jąc ą ro lę g ra ją tu o dd zia ły w a n ia graw itacyjne — n ie s ta b iln o ś ć g raw itacyjna za p o c zątk o w u jąc a k o la p s . T rudność je s t je d n ak w tym, że gaz m iędzygw iazdow y je s t zb yt rozrzedzony i zbyt gorący, by mogły s ię w nim tw orzyć z a p a d a ją c e s ię ko n d e n sa c je o m asach porów nywalnych z m asam i g w ia zd * . A lbo w ięc is tn ie je proces n ie g ra w ita c y jn y prow adzący do zg ę sz c ze n ia i o c h ło ­ d z e n ia gazu m iędzy gwiazdow ego i u m o żliw ia ją c y w ten s p o só b graw itacyjną kontrakcję m as d o s ta te c z n ie m ałych, albo te ż n a stę p u je fragm entacja dużych mas j u ż w trakcie k o la p s u . O c z y w iś c ie , je s t m o żliw e w ystępow anie obu tych procesów obok s ie b ie lu b w jednym c ią g u ew olucyjnym .

M ożna s ię było s p o d z ie w a ć, ż e m echanizm n ie s ta b iln o ś c i term icznej stw arza w arunki, w których mogą form ow ać s ię d o s ta te c zn ie m ałe k o n de n sacje n ie s ta b iln e g raw itacyjn e. Na czym je d n a k m echanizm ten po le g a ?

R o zw ażm y — d la u s ta le n ia uw agi — ośrodek gazowy jednorodny i n ie s k o ń c zo n y , w s ta n ie rów now agi te rm iczn e j, a w ięc zy s k u ją c y i tracący tyle samo c ie p ła ; niech ośrodek ten b ędzie rów nie ż nieruchom y. J e ś li teraz w pewnym obszarze g ę sto ść nieco w zrośn ie, powinno w nim w zro sn ąć rów nie ż c iś n ie n ie , je dn ak zo sta n ie także naruszo ny stan rów nowagi term icznej i m oże s ię zd a rzy ć, ż e temperatura o d p o w ia d ająca nowemu s tan ow i rów now agi — przy po dw yższonej g ę sto śc i — b ędzie n iż s z a n iż temperatura ośrodk a n ie za b urzo n e g o , w w yniku czego c iś n ie n ie w o b s za rze zaburzonym mimo w y ższ e j w nim g ę sto śc i m oże być n iż s z e n iż w ośrodku o ta c za ją c y m . A w ta k ie j sy­ tu a c ji będzie n a stęp o w a ć d a ls z y w zrost g ę sto ś c i w o b s z a rz e zaburzonym i ma m ie jsce n ie s ta b iln o ś ć — n ie s ta b iln o ś ć term iczna, bo po w staje n a sk ute k n a ru sze n ia stanu rów now agi te rm ic zn e j.

Warunek w ystępow ania n ie s ta b iln o ś c i term icznej otrzym uje s ię k o rzy stając z me­ tody standardow ej dla tego rodzaju za g ad n ie ń . R o zw a ża s i ę m ia n o w ic ie zachow anie s ię m ałych zaburzeh badanego o śro dka. N ie s ta b iln o ś ć ma m ie js c e wtedy, gdy za b u ­ rze n ie n arasta e kspo ne n c ja ln ie. Kryterium n ie s ta b iln o ś c i term icznej d la n ie s k o ń c z o ­ nego, jednorodnego, nieruchom ego ośrodka o param etrach typowych d la gazu między- o b ło czn eg o ma p o s ta ć ( F i e l d 1962):

d lo g p

T-Lr7 i r <0'

d lo g p

g d zie p — c iś n ie n ie , 7" — temperatura ośrodka nie zab urzo n eg o , L y — pochodna po T funkcji c h ło d ze n ia i L (p, T), p rze d s ta w ia jące j straty (L > 0) lub zysk (L < 0) energii przez gram m aterii w c iąg u sekundy. W idać, że je ś li L, -j. > 0, to pow yższe

kry-*M inim alna m asa n ie s ta b iln a grawitacyjnie:

rf J

T — temperatura, p — gęstość.

M a \

236

2 literatury naukowej

terium je s t zgodne z przytoczonym na wstępie opisem. Zwykle L można napisać w

for-d log L j

mie: L - p L t ( T) — L 2 i wtedy kryterium przybiera postać: --- < 1. A więc L ,

d log T

musi maleć szybciej n iż T, by rozważany ośrodek był termicznie stabilny.

Zastosowanie powyższego kryterium do ośrodka międzyobłocznego pozwala na stwierdzenie, że ośrodek ten je s t termicznie niestabilny. Więc niestabilność ter­ miczna być może je s t przyczyną, tworzenia się obłoków. Może także prowadzi do powstawania gwiazd — na pytanie to stara się znaleźć odpowiedź H u n t e r (1969),

P rzybliżenie liniow e, przy którego użyciu wyprowadzono kryterium niestabilności termicznej, pozwala na uzyskanie informacji jedynie o początkowej fazie zjaw iska. Można jednak spodziewać s ię (i rachunki to potwierdzają), że w przypadku określanym przez kryterium jako niestabilny, będzie mieć miejsce dalsza — termiczna — kontrakcja powstałej kondensacji. W ostatecznym wyniku tego procesu będą powstawać zgęszcze- nia gazu, będące znowu w stanie równowagi termicznej i w stanie równowagi ciśnie ­ niowej z ośrodkiem otaczającym , je ś li w czasie trwania kontrakcji nie zaistnie ją warunki, w których decydujące okażą się oddziaływania grawitacyjne. Być może będą to warunki, przy których kontrakcja grawitacyjna prowadzi do powstawania gwiazd. By móc zbadać ten problem należało przeliczyć przebieg kontrakcji termicznej. Rozwa­ żymy tutaj tylko pewne interesujące z punktu widzenia badanego zagadnienia cechy uzyskanych rozwiązań.

Postawione zostało pytanie, czy w trakcie kontrakcji termicznej mogą zaistnieć warunki, w których wystąpiłaby niestabilność grawitacyjna. Istotne jest więc, jak bardzo zostanie zgęszczony gaz podlegający kontrakcji. Zgęszczanie następuje w wy­ niku tego, że na rozważany obszar działa ciśnien ie zewnętrzne. Brak równowagi ter­ m icznej sprawia bowiem, że nie może wytworzyć się równowaga ciśnieniow a z ośrod­ kiem otaczającym , dzięki czemu ośrodek ten nadaje prędkość dośrodkową gazowi w kondensacji. Proces ten ma m iejsce we w cześniejszej fazie kontrakcji. Gdy zasób energii kinetycznej w kontrahującym gazie staje się duży (w stosunku do pracy, ja k ą może jeszcze wykonać ośrodek zewnętrzny), jego ruch przestaje zależeć od tego, co s ię dzieje na zewnątrz. Energia kinetyczna ruchu dośrodkowego (dzięki któremu na­ stępuje zgęszczanie gazu) nie będzie się ju ż powiększać — interesują nas przecież przypadki, w których oddziaływania grawitacyjne mogą pojaw ić się w sposób istotny dopiero w końcu procesu. A więc zgęszczanie ma m iejsce dopóty, dopóki energia k i­ netyczna nie zostanie w całości wypromieniowana i zużyta na ogrzanie gazu w kon­ densacji. Ostateczny efekt zależeć będzie od tego, jak dużą energię kinetyczną może uzyskać gaz w kondensacji. Ta energia zaś określana jest przez tempo wypromienio- wywania energii termicznej przez zgęszczany ośrodek. Mianowicie ucieczka energii powoduje spadek ciśnienia w tym ośrodku; spadkowi temu przeciw działa wzrost gę­ stości — gaz w kondensacji „chce zrównać ’ panujące w nim ciśnienie z ciśnieniem

zewnętrznym. Szybsza ucieczka energii powoduje szybsze zgęszczanie, a więc i zyski­ wanie większych energii kinetycznych — we w cześniejszej fazie kontrakcji. Również efektywność chłodzenia decyduje o tym jaka będzie temperatura kontrahującego gazu, w szczególności w końcowej fazie procesu, od czego w oczywisty sposób zależy stopień kompresji. Problem więc sprowadza s ię do tego, czy chłodzenie będzie do­ statecznie wydajne, by mogły powstawać dostatecznie małe sam ogiawitujące kon­ densacje. Z rachunków wykonanych w omawianej pracy wynika, że przy przyjęciu obecnie znanych procesów chłodzenia niestabilność termiczna nie prowadzi do powsta­ wania samograwitujących kondensacji o małych m asach;‘ chyba, że dopuści s ię is tn ie ­ n ie początkowych, dostatecznie dużych prędkości kontrakcji (nie związanych z me­ chanizmem n iestab ilności termicznej).

7. literatury naukow ej 237

A w ięc konde n sacje po w sta jąc e w w yniku n ie s ta b iln o ś c i term icznej b ędą d ąży ć do nowego s ta n u rów now agi. C zy je d n a k ju ż b lis k ie stanow i rów now agi, w ychłodzone k o n de n sacje nie z n a jd ą s ię w s ta u ie s a m o g ra w ita cji? M ożna to łatw o s p ra w d zić, s to ­ s u ją c kryterium n ie s ta b iln o ś c i g raw itacyjnej d la o bszarów z przyłożonym na brzegu c iś n ie n ie m zew nętrznym . O k a z u je s ię , że w ramach is tn ie ją c e j n ie p e w n o śc i je ś li chodzi o stan fizy c zn y ga&u m iędzy gw iazd ow e g o, a w s z c z e g ó ln o ś c i je go w ła ś c iw o ś c i ter­ m ic zn e , da s ię dobrać ta k ie parametry, przy których sam ograwitówać b ę d ą konde n sacje n ie w ie le m a s y w n ie js ze n iż gw iazdy w czesnych typów . A le taki re zu lta t u z y s k a ł ju ż

E b e r t (1955).

L I T E R A T U R A E b e r t , R«, 1955, Z. A strophys., 37, 217.

F i e l d, G .B ., 1962, In te rstella r Matter in G alaxies, ed. by L . Woltjer, Benjam in, New York p. 183* H u n t e r , J .H ., 1969, Mon. Not. R . astr* S o o , 142, 473.

.

t.v v i i . 'V , . ' . ,1

'

D Y S K U S J E

NAUCZANIE ASTRONOMII W SZKOLE OGÓLNOKSZTAŁCĄCEJ (skrót referatu wygłoszonego na konferencji

poświęconej nauczaniu astronomii, Chorzów, 22 września 1969)

J. S T O D Ó Ł K I E W I C Z

Dyskusja, którą, będziemy prowadzić, w pełni skonkretyzować się może w postaci wprowadzonego do praktyki programu nauczania nie wcześniej n iż za pięć la t. Przy­ najm niej tyle czasu upłynie nim wyjdzie on ze stadium prób i uzgodnień, zostanie zatwierdzony przez Ministerstwo, przygotowane i wydane zostaną podręczniki. In­ nymi słowy mówimy o programie, który obowiązywać może dopiero w latach 1975—1980. Nauczanie powinno uzbroić ucznia w zasób niezbędnych wiadomości, pojęć, na­ wyków koniecznych mu w ciągu całego życia, przygotować go do działan ia w świecie, który różnić się będzie od obecnego zarówno ze względu na postęp techniczny, sto­ sunki społeczne, jak i rozróżnienia tego co możliwe, a co niem ożliwe. Ale najw ażniej­ sze chyba je st wytworzenie u ucznia mentalności właściwej czasom, na które przy­ padnie maksimum jego aktywności zawodowej i społecznej. Możemy przyjęć, że okres ten następuje w dw adzieścia do trzydziestu lat po ukończeniu szkoły średniej. Dlatego mówiąc dziś o programie nauczania musimy to czynić mając na uwadzie świat z przełomu drugiego i trzeciego tysiąclecia i pierwszych dziesięciu lat XXI wieku.

N ie sposób obecnie przewidzieć szeregu istotnych odkryć naukowych i rozwiązań technicznych, które będą kształtowały w owym czasie życie przeciętnego obywatela oraz które będą nadawały ton rozwojowi nauki. Wystarczy cofnąć s ię o taki sam okres — do la t trzydziestych, by stw ierdzić, ja k istotne przeobrażenia od tego czasu na­ stąpiły w dziedzinie nauki i techniki. Nie wolno także nie podkreślić zmiany charakteru samej ' astronomii. Po pierwszę, coraz częściej tematyka astronomiczna podejmowana je s t przez przedstawicieli innych dziedzin. Powoduje to, i ż astronomia staje się integralną c z ę ś c ią całego zespołu nauk przyrodniczych. Po drogie, przew ażającą część istotnych wyników uzyskanych w tym okresie otrzymano przy użyciu technik w latach trzydziestych nieznanych lub przynajmniej w astronomii wówczas nie sto­ sowanych.

Twórcy programu nauczania sprzed trzydziestu lat nie mogliby, oczyw iście, prze­ w idzieć większości tych zmian. Podobnie bezcelowa byłaby próba przewidywania przez nas konkretnych odkryć w dziedzinie astronomii w następnych trzydziestu, la­ tach, zw łaszcza wobec faktu, że rozwój nauki i techniki odbywa się w tempie coraz to bardziej przyśpieszonym. Przewidywaniem powinny być zatem objęte nie pojedyn­ cze odkrycia, czy nawet kierunki rozwoju, ale wpływ, jaki na świadomość' społe­ czeństwa mieć będzie dana nauka oraz to, jak ie cechy sposobu myślenia właściwego owym czasom mogą być szczególnie dobrze kształcone na treściach danej nauki. Wyniki tych przewidywań powinny determinować dobór materiału nauczania, rozmie­ szczenie jego w programie szkolnym oraz sposób podania uczniom.

W odniesieniu do astronomii sytuacja jest inna n iż w stosunku do pozostałych

[

239

]

240 D y s k u s j e

przedmiotów ścisłych: matematyki, fizyki. Tam istnieje pewien zasadniczy zakres materiału, którego opanowanie konieczne jest dla celów praktycznych. Wiadomości zdobywane| na lekcjach astronomii przez długi jeszcze czas nie będą wykorzystywane w praktycznym życiu przeciętnego obywatela, ale ich wpływ na kształtowanie s ię jego mentalności będzie ogromny i, jestem przekonany, stale będzie rósł. Dlate­ go właśnie w przypadku tworzenia programu astronomii, sprawą pierwszej wagi je st określenie tych cech myślenia właściwego obywatelowi przyszłości, które mogą być kształtowane na treściach tej nauki.

Jednym z podstawowych czynników decydujących o rozległości horyzontów jedno­ stki jest określenie przez n ią tego, co uznaje ona jako swoje środowisko. W zależ­ n ości od stopnia in telig encji, w ykształcenia, zainteresowań, różne osoby jako swoje środowisko rozum ieją różne rzeczy: jedne sw oją wieś lub m iasto, w którym żyją, inne grupę zawodową, lub region geograficzny, inne wreszcie kraj, czy cały świat. Pomimo tak różnych desygnatów tej samej nazwy, kryterium jakim p o słu g u ją s ię określający je st to samo. Kryterium to zw iązane jest z tym, jaki zakres działalności ludzkiej je st dla danej jednostki interesujący, jak ie działania traktuje ona jako ma­ jąc e wpływ na swe życie i otoczenie. A więc istotnym czynnikiem koniecznym dla uznania czegoś jako swe środowisko je st występowanie tam działan ia ludzkiego; przy tym nie jest tu istotne, czy na całym obszarze rozciąga s ię działanie danej osoby, czy też innych ludzi.

Obszar aktywności człowieka ju ż obecnie rozciąga s ię poza Ziem ię. Za trzy­ dzieści lat człowiek będzie ju ż na Marsie, zapewne także w bezpośredniej bliskości Wenus, a dotarcie do znacznych obszarów Układu Planetarnego znajdzie się w zasięgu jego m ożliw ości.

1 program szkolny musi brać pod uwagę te fakty; musi być tak skonstruowany, by kolejne osiągnięcia w podboju kosmosu były przez ucznia w ciągu całego jego życia przyjmowane jako konieczne etapy rozwoju ludzkiego, jako naturalne dążenie do rozszerzenia przez [człowieka obszaru swego działan ia, jako kontynuacja epoki wielkich odkryć geograficznych. Idzie o wychowanie człowieka, który będzie rozu­ m iał, że w przyszłości (niezbyt jednak odległep terenem aktywności ludzkiej stanie s ię cały Układ Słoneczny. Chciałbym być w łaściwie zrozumiany; obecnie Antarktyda je s t kontynentem przez człowieka nie zamieszkałym. N iesprzyjające życiu warunki tam panujące zm uszają do zaopatrywania sezonowych stacji badawczych w sprzęt techniczny zapewniający stworzenie wewnątrz bazy mikroklimatu, w którym egzystencja człow ieka w .ciągu dłuższych okresów czasu byłaby m ożliwa. Jednak pomimo, iż człow iek na tym kontynencie może przebywać jedynie dzięki sztucznie stworzonym sob ie warunkom, dzięki wytworzonej środkami technicznymi osłonie, gotowi jesteśmy zalic zy ć Antarktydę do środowiska bytowania człowieka. Wynika to niew ątpliw ie z ugruntowanego tradycją wielu wieków prześw iadczenia, że cała Ziemia, ale tylko ona, stanowi sferę egzystencji ludzkości.

Id zie o dokonanie nowego kroku, o takie ukształtowanie umysłowości ucznia, by jako w łaściw ą mu sferę działan ia uznawał nie tylko Ziemię, lecz także inne ciała naszego Układu. Idzie o niedopuszczenie do wytworzenia s ię w jego podświadomości bariery psychicznej, która powoduje, że obecnie w iększość ludzi traktuje zjawiska zachodzące poza Ziem ią, jako dziejące się niejako w innym wymiarze, jako posia­ dające in ną jakość n iż te, z którymi spotykamy s ię na Ziemi.

R zecz nie polega jednak na tłumaczeniu uczniom tego faktu. Pow inien on w spo­ sób naturalny wyniknąć z całego procesu nauczania. Dlatego też nie możemy s ię Ojgraniczyć do| nauczania astronomii w ostatniej, czwartej klasie liceum , lecz po­ szczególne problemy astronomiczne m uszą pojawić! się ju ż w cześniej, m uszą być one

Dyskusje ₂₄₁

wtopione w programy klas niższych i to nie tylko w liceum, ale także w szkole pod­ stawowej.

Jako naturalną kontynuację stosowanej w nauce geografii gradacji w poznawaniu otoczenia: ulica, dzielnica, miasto, kraj, kontynent, Ziemia — należy wprowadzić dalsze stopnie: układ Ziemia-Księżyc, system planetarny, Galaktyka.

Na lekcjach innych przedmiotów n ależy m ożliwie najszerzej korzystać z przy- kładówj których dostarcza astronomia. Dotyczy to przede wszystkim fizyki: na przy­ kładzie lotów kosmicjznych (przeciążenie, niew ażkość, ciężar c ia ł na innych ciałach niebieskich) może być znakomicie zilustrowana relacja masa-ciężar ciała, a jest to relacja zasadnicza dla zrozumienia podstawowej w fizyce różnicy między m asą c ię żk ą i bezwładną. W dziedzinie mechaniki punktu materialnego prawa Keplera mogą być wprowadzone jako konsekwencja zasad zachowania. Protuberancje słoneczne to dobra ilustracja wpływu pola magnetycznego na ruch nieobojętnych elektrycznie cząstek. To tylko przykłady.

Włączenie treści astronomicznych do programów innych przedmiotów, i to poczy­ n a jąc od klas możliw ie n ajniższych, pozwoliłoby na oswojenie s ię uczniów ze zja­ wiskami dziejącym i się poza Ziemią.

W nadchodzących dziesięcioleciach ulegać będzie także zmianie stosunek czło­ wieka do otaczających go w życiu codziennym sprzętów i narzędzi w miejscu pracy. Przez wieki mieliśmy do czynienia z urządzeniami prostymi, przede wszystkim me­ chanicznymi, których zasady działania zrozumiałe były dla przeciętnego człowieka

W dokumencie Postępy Astronomii nr 2/1970 (Stron 99-115)