Problemy nieradialne w teorii budowy gwiazd 53

; - 2. m , ■ 4 (/+1) (/+ 2)

gazie ’I “ q • Wzory te dają, nieskończone wartości w przy / r| =

/ (Z +3) • . i • i >■ h ( l - 1) l n , . .

oraz, je ż e li L > y, dla jr\ = ---- --- . l»dy y = h = 0, co odpowiada statycznej, /(/+ 1) - 2

osiowosymetrycznej deform acji gw iazdy, podobnie ja k w efekcie deformacji rotacyjnej w tym przybliżeniu nie ma ju ż ro zw iązań stacjonarnych. Odpowied nie zmiany wiekowe szybkości kątow ej ro tacji dodają się tutaj do efektów zw iązanych z działaniem s iły odśrodkowej. P o zo sta łe przypadki osobliw e w ią ż ą się ze zjaw iskiem rezonansu, który w analogiczny sposdb pojaw ia się w teorii przypływów oceanicznych i w tym kontekście stanowi podstawę in te > pretacji obserwowanych faktów. W zastosow aniu do układów gwiazdowych, konsekwencje rezonansu nie były dotąd badane.

J e ż e li za ło ży się , że wartość r] nie je s t bardzo b lis k a żadnej z wartości rezonansow ych, to u w zg lę d nia jąc w równaniu (19) otrzymane w yrażenia na składow e p ola prędkości można w yznaczyć dodatkow y deformację gwiazdy z w ia z a n ą z ruchem. Strukturę deformacji p o zostającej w kwadraturze z poten cjałem przypływowym o k re śla ją równania:

* P 2s =1

( j r ) g " ^ 2 i + [Z'+ (ar2p) P* +W + 1 (ar2 p ) P l . i + + L _ ( a r 2a) P j _ 1(7J s in y

V 2$ 2

= 4

G p2s ,

( 21) w których oznaczono: L += a + ^d ^{2 /+ 3 d} ^{(1+3) (1+ 1)} d r 2 r dr r 2 L = a ^{~ d}² ^{l ( U} ^{l ) '} d r 2 r 2 £ _ = a_ ^{d 2} ^{2Z-1 d}_{— + ■}^{1 (1 - 2)'} dr

W spółczynniki a+, a, a_ o z n a c z a ją pewne stałe zale żne od l, y, h oraz f|. Deformacja wywołana adiabatycznym ruchem je s t w fazie z deform acją pierw szego rzędu. O dpow iadające jej zmiany p ^ i P ^ s p e łn ia ją n a stęp u jącą relacj ę:

54 W. Dziem bow ski

{ l ? j

P2P =

n ( ; r ] ~ k)

**t L+ (ó*r r2)**

P ‘

+

l’ i

+

**(5*r r2>**

P l 'i

+

+ L_ (6*r r 2) P t _ 1 ; ] c o s y ,

(22)

która będzie nam później potrzebna.

Z dokładnością do małych drugiego rzędu, fazę gęstości określa

wyraże-l^\

nie (jpp = arctgl * K p ^ ’ P* oznaczają amplitudy p 2Q i p^). Formalnie jest to mała pierwszego rzędu. Wyznaczenie wiąże się z koniecznością całko wania równania (21) i dla znalezienia rozwiązali potrzebny jest warunek na brzegu jądra. Jeżeli przyjąć np., że jądro rotuje synchronicznie z obiegiem, to wówczas dyssypacja energii nie występuje w tej części gwiazdy, a po nieważ a maleje bardzo szybko z przesuwaniem się w kierunku wewnętrznych części powłoki, to można oczekiwać, że zasadnicza część masy gwiazdy jest w fazie z potencjałem przypływowym — zatem, ze P2a jest zaniedbywal- ne. W takim przypadku fazę gęstości można znaleźć za pomocą równania (21), algebraicznie, znając tylko wielkości pierwszego rzędu.

Wzór (18) podaje wyrażenie na a jako sumę wyrazu pierwszego i drugiego rzędu. Ten drugi wyraz jest przy powierzchni gwiazdy dominujący ze względu na czynnik— .Pełne wyrażenie drugiego rzędu na a, uwzględniające deforma cję wywołaną ruchem adiabatycznym, zawiera doadatkowe wyrazy proporcjo nalne do — . Dla l = j = 2 dobre przybliżenie a przy powierzchni gwiazdy

(do 20% w promieniu) daje wzór:

a = 4 L (r)- 1) « 2ó * a P to^- 1 *—• ^{' dHT} _{d i} _\ irG M r p g 6 + dr r rfA K p + K v + 24 ^{8 L rfi* r} G M 2 ■

/I

d r \

w którym H j jest temperaturo wą skalą odległości I ^ ^ j J

(23)

d In K

I’ * T - duTT •

(iInK 3 12r| 2— 21r]h +7 k

Problem y n ieradialn e w teorii budowy gw iazd 55

Zastosow anie tego wzoru do konkretnych modeli gwiazd dostarcza war tości a, które w zewnętrznych warstwach powłok są, pórownywalne z szyb k o śc ią ruchu obrotowego. Dotyczy to nawet składników dobrze rozdzielonych układdw (R/A ~ 0.1). Tak wielkie wartości a nie mają, oczyw iście, sensu fizycznego. We wspomnianych warstwach s k a la czaso w a charakteryzująca procesy transportu ciepła przez promieniowanie j e s t znacznie krótsza od dynamicznej skali czasow ej charakteryzującej między innymi tempo nara stania cyrkulacji. W takich warunkach n asze założenie o stacjonarności ruchu w pierwszym przybliżeniu nie j e s t uzasadnione. Tak więc opis przypływów w warstwach zewnętrznych gwiazd, n ajw ażniejszy zresz tą dla porównania z obserwacjami, wymaga odmiennego p o d e jśc ia. Z wyprowadzonych wzorów można jednak skorzystać przy ocenie efektów wiekowych, zachodzących w układach podwójnych, wynikających z nieadiabatyczności przypływdw. Problem ten będzie przedmiotem ostatniego z artykułów w tej serii.

L I T E R A T U R A K i p p e n h a h n R. , 196 3 , A p . J . , 138, 265* R o x b u r g h I. , 1964, M .N ., 128, 157, R o x b u r g h I., 1965, M .N ., 129, 5 2 . R o x b u r g h & S t r i t t m a t t e r , 1966, M .N ., 132, 2 87. S c h w a r z s c h i l d M. , 1947, A p . J . , 106, 4 27.

Z P R A C O W N I I O B S E R W A T O R IÓ W

GWIAZDOWY UKŁAD WSPÓŁRZĘDNYCH SFERYCZNYCH

13. K O Ł A C Z E K

Ruch precesyjny Ziemi powoduje nieustanną zmianę położenia w przestrzeni dwóch podstawowych płaszczyzn równikowego i ekliptycznego układu współrzęd nych tj. płaszczyzny równika ziemskiego i płaszczyzny ekliptyki. Powoduje to nie ustanną zmianę tych współrzędnych sferycznych stałego punktu sfery nieb ie sk iej. Czasem dla uniknięcia zmian precesyjnych używa się współrzędnych tych układów odniesionych do pewnej epoki. Ani wartości współrzędnych, ani położenia płaszczyzn w przestrzeni nie reprezentują w danym momencie rzeczywistych położeń w prze strzeni. Interesująca więc wydaje s ię idea wprowadzenia układu współrzędnych o nie zmiennych w czasie położeniach płaszczyzn podstawowych i osiach. Układ taki mógł by mieć duże zastosowanie w obserwacjach komet, wyznaczaniu parałaks i ruchów w łasiych — wszędzie tam, gdzie zachodzi konieczność porównywania obserwacji robionych w dwóch różnych epokach. Układ ten mógłby też być użyteczny w problema tyce księżycowej astronomii sferycznej, gdyż selenorównikowy układ współrzędnych zmienia swoje położenie w przestrzeni wskutek precesji K siężyca jeszcze szybciej n iż georównikowy. Współrzędne gwiazd tego układu mogłyby być używane bez zmian w czasie, i to bez różnicy czy obserwacje byłyby wykonywane z Ziem i czy z K się życa (paralaksa odległości Ziemia-Księżyc jest dla gwiazd zaniedbywalna).

Oparcie de finicji układu współrzędnych na takich obiektach jak Słońce i gwiazdy może zapewnić dość dużą niezm ienność położenia układu w przestrzeni, jednocześnie um ożliw ić praktyczne korzystanie z takiego układu, albowiem Słońce i gwiazdy są obiektami dostępnymi do obserwacji.

Zdefiniujm y więc układ gwiazdowy jako układ heliocentryczny, w którym oś Z stanowi lin ia łą c z ą c a środek Słońca z wybraną dowolnie gw iazdą St. P łaszczy zn ą XY tego układu będzie płaszczyzna prostopadła do osi Z i przechodząca przez środek Słońca. Przecięcie płaszczyzny X Y z płaszczyzną, przechodzącą przez o ś Z i drugą wybraną gwiazdę S2, le ż ą c ą w pobliżu płaszczyzny /Vy definiuje nam oś X tego układu. Je s t to ta półprosta, która znajduje się w pobliżu gwiazdy Sa. O ś Y je s t położona w płaszczyźnie XY 90° od osi A w kierunku wzrastających równikowych rektascenzji gw iazd. Współrzędnymi sferycznymi tego układu będą gwiazdowa rektascenzja i dekli nacja (R, D), które definiujemy w sposób analogiczny jak rektascenzję i deklinację układu równikowego.

Gwiazdowa rektascenzja jest to kąt zawarty pomiędzy o s ią X tego układu a płasz czyzn ą koła wielkiego heliocentrycznej sfery niebieskiej przechodzącej przez gw iazdę Sj i rozpatrywany obiekt. D eklinacją gwiazdową będziemy nazywać kątow ą odległość obiektu od płaszczyzny XY . Rektascenzję gwiazdową liczymy wzdłuż koła wielkiego otrzymanego z przecięcia płaszczyzny XY ze sferą nieb ie sk ą od 0° do 360° w kierunku wzrastających rektascenzji układu równikowego. Deklinację gwiazdową liczymy w zdłuż k oła wielkiego łączącego gwiazdę St i rozpatrywany obiekt od koła wielkiego płasz

58 _{Z pracowni i obserwatoriów}

Wybór gwiazd Sj i S2 jest, oczyw iście, zupełnie dowolny. I tak np. gwiazda S, może być wybrana w pobliżu północnego bieguna niebieskiego, a gwiazda S2 w pobliżu punktu Barana dla epoki 1950.0# Gw iazdę St możemy też wybrać w pobliżu bieguna ekliptyki. Gwiazdy i S2 powinny być jednak gwiazdami o małym ruchu własnym i dobrze znanych współrzędnych równikowych. Współrzędne układu gwiazdowego otrzymane zostaną bowiem ze współrzędnych układu równikowego drogą, transformacji. Błędy współrzędnych gwiazd bazowych S, i S2 zm ienią definicję układu, nie będą m ie ć jednak wpływu na różnicę współrzędnych gwiazd pozostałych.

Transformacje gwiazdowego układu współrzędnych na układ georównikowy, eklip- tyczny, selenorównikowy itd . i transformacje odwrotne łatwo można uzyskać przez zastosowanie wzorów trygonometrii sferycznej do trójkątów Sl S2Q i SQSt (rys. 1), gdzie Slt S2 są wybranymi gwiazdami podstawowymi, je st biegunem wybranego ukła du współrzędnych (georównikowego, selenoiównikowego lub ekliptycznego itd .), a S je s t rozpatrywaną gw iazdą. Zgodnie z przyjętymi na rysunku oznaczeniam i możemy n a p is a ć ogólne wzory transformacji układu gwiazdowego na ja k iś inny wybrany układ współrzędnych i odwrotnie w postaci:

cos s = cos cos q + sin sin q cos (ft+ y) cos s sin (co, - co) = cos q sin s, - sin q cos cos (R + y) sin s sin (co, - co) = sin q sin (R+ y)

cos q = cos s cos s, + sin s sin cos (co, - co) sin q cos {R + y ) = cos s sin s, + cos sin s cos (cot - co) sin q sin (R + y ) = sin sin (cot - co)

Z pracowni i obserwatoriów 59

gdzie

cos q0 — cos Si cos s2 + sin s, sin s2 cos (a>l - u>2) sin q0 cos y = cos s2 sin Sj — sin s2 cos cos (cOj — cOj) sin q0 sin y = sin (&>! - co2) sin s2.

Przyjm ując za punkt Q północny biegun świata (lub biegun ekliptyki) i k ładąc w ostatnich wzorach w miejsce:

co, co„ co, a, ofi, ot, (lub X, Xlf A2) i w m iejsce:

s, s u s2 9 0 °- 6, 9 0 °- S l 9 0 °- 6j (lub 9 0 °- P .9 0 P - p „ 90° — p ,)

otrzymujemy transformacje georrfwnikowych współrzędnych (lub ekliptycznych) na współrzędne gwiazdowe — i odwrotnie.

K atalog gwiazdowych współrzędnych gwiazd opracowany na podstawie znanych współrzędnych georównikowych gwiazd mógłby być używany bez zmian przez wiele lat. Należałoby uw zględniać tylko ruch własny gwiazd w tym układzie.

I

EWOLUCJA ORBITY KOMETY KOPFFA (1906 IV) W OKRESIE 1799-1970 (wyniki wstępne)

K. Z I O Ł K O W S K I

3BOJHOUMH OPBMTbl KOMETbl K O n $ $ (1906 IV) 3A ITEPMO/J 1799-1970

(npeflBapHTejibHbie pe3yjibTaTbi)

K. 3h o j i k o b c k m

Hcxoflfl M3 HawjiymuMx flo cmx nop sjieMeHTOB op6mtu KOMeTw Kon4>4) (1906 IV) b 1919 r . , HBJUHomHxcH pe3yjibTaT0M 06'eflMHeHMM ee Merapex noHBJie- hmM (1919, 1926, 1932, 1939) npoMHTerpnpoBaJincb ypaBHeHMH ABH)Kennfl ko- MGTbi BcnflTb flo 1799 r . ymiTbiBas B03MymeHHfl KlnHTepoM h CaTypHOM.

J\

aH- Hbie o c6jiM)KeHMHX KOMeTbi k fOnmepy h nepeMeHax sjieMeHTOB ee opSHTbi 3a roAbi 1799—1970 HaxoflflTCH b Ta6jinuax 1 u 2.

EVOLUTIONS O F K O P F F ’ S COMET ORBITT IN THE 1799-1970 PERIOD

(preliminary results)

Starting from the best now existing elements of the orbit of Comet Kopff (1906 IV) in 1919 which were the result of the linkage of its four appearances (1919, 1926, 1932, 1939) the equation of the comet motion was integrated back to 1799, taking into account the perturbations due to Jupiter and Saturn. The approaches of the comet to Jupiter and the changes of elements of its orbit in the period 1799—1970 are presented in tables 1 and 2.

Badanie ew olucji orbit komet krótkookresowych w dużych interwałach czasu jest istotnym przyczynkiem poznania zagadnienia pochodzenia tych c ia ł niebieskich. Cał kowanie równali heliocentrycznego ruchu komet zakłóconego grawitacyjnym oddziały waniem w ielkich planet daje możność prześledzenia zmian elementów orbit w czasie, wpływu na nie ewentualnych zbliże ń do w ielkich planet, roli zbliże ń w odkryciu, a także

62 Z pracowni i obserwatoriów

ewentualnym zagubieniu komet, pow iązań komet z niekto'rymi rojami meteorów, hipotez 0 wspólnym pochodzeniu lub tożsam ości komet itp.

Podstawą badań ruchu komet w dużych interwałach czasu m uszą być szczególnie dobrze wyznaczone elementy orbity, stanow iące wynik pow iązania co najmniej kilku pojawień się komety. Niespełnienie tego warunku dyskw alifikuje wszelkie próby opraco wywania ewolucji orbit komet okresowych (a próby takie zostały ostatnio dla wielu komet, niestety, opublikowane) bowiem, jak wielokrotnie pokazywała praktyka, nie w ielkie nawet zmiany elementów wyjściowych w procesie całkowania powodują nieraz bardzc duże zmiany perturbacji, co szczególnie jaskrawo uwidacznia się , gdy w okresie całkowania występowało zbliżenie c ia ł perturbowanego z perturbującym. Spośród znanych d ziś 94 komet krótkookresowych zaledw ie k ilk a wydaje się posiadać na tyle dobrze wyznaczone orbity, by móc przeprowadzić d la nich wstępne rozeznanie charakteru ich ruchu w okresie obejmującym k ilk a lub co najw yżej kilkanaście okresów obiegu komety wokół Słońca, poza przedziałem obserwacji, z których jest wyznaczona orbita. Do nich m ożna za lic zy ć kometę Kopffa (1906 IV).

N ajlepsze dotychczas elementy orbity komety Kopffa pochodzą z pow iązania czte rech jej pojawień się w latach 1919, 1926, 1932 i 1939, którego wynik wyraził się średnim błędem jednego m iejsca normalnego ±3"02. Ponieważ elementy te stanow ią podstawę przedstawionej w niniejszej pracy ew olucji orbity komety Kopffa, podajemy je poniżej [2]:

Epoka: 1919 V III 23.0 GMT

M = 8°19'551'67 ir = 283°37'597 24]

q> = 30 58 58.90 A = 263 53 40.59 > 1925.0

n = 537’.’ 66561 i = 8 41 41.50

J

Wychodząc z tych elementów przecałkowano równania ruchu komety wstecz do roku 1799, uw zględniając perturbacje jedynie od największych planet: Jow isza i Sa turna (na maszynach cyfrowych Urał-2 i G IE R ). Wyniki całkowania zebrane s ą w tabe lach 1 i 2 obejmujących również rezultaty obliczeń K ę p i ń s k i e g o (okres 1919—1958) 1 S i t a r s k i e g o (okres 1958—1970).

T a b e l a 1

Moment ET O d leg ło ść od Jo w is za 1824 III 1.6 0.29 1835 X 25.6 0.064 1847 IX 18.0 0.045 1883 V I 1.1 0.24 1894 X II 16.6 1.97 1943 0.57 1954 III 30.5 0.17 1966 I 23.1 1.70

Tabela 1 zawiera wykaz zb liże ń komety Kopffa do Jow isza na odległość poniżej dwóch jednostek astronomicznych, które to zb liże n ia m iały m iejsce w okresie od 1799 do 1970 roku. Interesujące jest, że kometa przebywała w sferze oddziaływania Jow isza aż pięciokrotnie w tym okresie. Zmiany elementów orbity spowodowane dużymi perturbacja mi Jow isza podczas tych zb liże ń obrazuje tab. 2. Zebrane s ą w niej wartości elementów orbity komety Kopffa w interwałach czasu między poszczególnymi zbliżeniam i do

Jo-Z pracowni i obserwatoriów 63 T a b e l a 2 Okres Q Q e P TT _«a i 1799-1824 1.84 5.39 0.49 6.88 264?9 108?0 2?5 1824-1835 1.43 5.17 0.57 6.00 270.7 106.5 3.0 1835-1847 1.36 5.15 0.58 5.87 283. 4 96.2 10.4 1847-1883 2.02 5.34 0.45 7.07 292. 1 276. 1 14.2 1883-1894 1.65 5.29 0.52 6.47 283.8 264.6 8.8 1894-1943 1.69 5.32 0.52 6.58 283. 9 264.2 8.7 1943-1954 1.49 5.24 0.56 6.18 284.7 253.1 7.2 1954-1966 1.52 5.31 0.56 6.31 282.7 120.9 4.7 1966-1970 1.57 5.34 0.55 6.42 283. 1 120.4 4.7

wiszą. Elementy w okresie 1943-1954 w iążą dwa pojawienia się komety ze średnim błędem jednego miejsca normalnego ±U'5 ( K ę p i ń s k i ) oraz elementy w okresie 1954- 1966 są wynikiem powiązania również dwóch pojawień się komety, przy czym w tym przypadku średni błąd jednej obserwacji wynosi ± 1V5 ( S i t a r s k i ) .

Charakter zmian poszczególnych elementów orbity komety Kopffa spowodowanych wielkimi perturbacjami Jowisza podczas przejścia komety przez jego sferę oddziaływa nia wskazuje, że zbliżenia w latach 1835 i 1954 mają charakter ortogonalny (wg klasy fikacji B i e l i c k i e g o [l], tzn. wpływy składowych tangencjalnej i normalnej siły perturbacyjnej znoszą się, podczas gdy wpływy składowej ortogonalnej pozostają nie- wyrównane. Zbliżenie w roku 1824 jest natomiast typu tangencjalno-normalnego, w któ rym działanie składowych siły perturbacyjnej jest odwrotne w stosunku do typu ortogo nalnego. Pozostałe wielkie zbliżenia mają charakter pośredni.

Warto ponadto zwrócić uwagę na stosunkowo niewielkie zmiany długości perihelium tr mimo dużych lokalnych zmian długości węzła wstępującego orbity Sl> i jej nachylenia i. Ten sam kierunek zmian odległości perihelium q i apohelium Q wskazuje na-stosun kowo duże wahania długości linii apsyd. Natomiast jej położenie w płaszczyźnie orbity ule^a niewielkim zmianom. Zwiększeniu długości linii apsyd odpowiada zmniejszenie mimośrodu orbity e oraz zwiększenie okresu obiegu komety wokół Słońca P i na odwrót. Małe różnice odległości apohelium przed i po zbliżeniach sugerują, że kometa Kopffa przed rokiem 1799 również często przechodziła przez sferę oddziaływania Jowisza, oraz że w przyszłości także należy oczekiwać wielkich zbliżeń. Wniosek ten wskazuje na celowość bardziej wnikliwego badania ewolucji orbity komety Kopffa, opartego o lepsze elementy wyjściowe i z uwzględnieniem perturbacji od wszystkich planet.

Dyskusję wyników przedstawionych w niniejszej pracy zapoczątkował Prof. Dr F. K ę p i ń s k i ; śmiertelna choroba nie pozwoliła Mu, niestety, na jej dokończenie.

L I T E R A T U R A [1] B i e l i c k i M., Postępy Astronomii, 1956, 1V, 4, 190—191.

[2] K ę p i ń s k i F ., Studia Societatis Scientiarum Torunensis, Sectio F (Astronomia), 1959, II, 4,

i

SPRAWOZDANIE . Z EK SP E D Y C JI NAUKOWEJ

CZŁONKÓW POLSKIEGO TOW. ASTR ONAUTYCZNEGO DO AFRYKI WRZESIEŃ-GRUDZIEŃ 1966 R.

K. K O R D Y L E W S K I

Inicjatyw ę zorganizowania Ekspedycji Naukowej do Afryki podjął Zarząd Oddziału Krakowskiego PTA na podstawie odnośnej uchwały posiedzenia z dnia 13 stycznia 1966 r. Zarząd Główny PTA w dniu 20 stycznia 1966 r. inicjatyw ę tę przyjął i powołał Komisję dla zaopiniow ania programu badań. Kom isja pod przewodnictwem Prof. Z b. P ą c z k ó w - s k i e g o miała za zadanie przedłożenie Zarządowi Głównemu wniosków odnośnie do pro gramu badań naukowy,ch E kspedycji. Wnioski te Zarząd Główny uznał za ostateczną decy zję co do d ziałaln ości Ekspedycji. Kom isja na swym posiedzeniu z 7 lutego 1966 r. po zebraniu szeregu opinii i po przedyskutowaniu projektu Ekspedycji uznała ostatecznie za w łaściw e, aby przeprowadzone zostały w czasie trwania Ekspedycji następujące badania: 1) obserwacje sztucznych satelitów ziemi z wyznaczaniem momentów znikania w cieniu ziem i, 2) obserwacje teleskopowe sztucznych satelitów ziem i, 3) wyznaczanie pozycji stanowiska obserwatorów, 4) obserwacje rozm ieszczenia jasności w pasie zodiakalnym , 5) teleskopowe obserwacje obiektów nieba południowego oraz 6) poszuki wanie nowych komet.

W dniu 10 marca 1966 r. Zarząd Główny w ystąpił z pismem do Wydziału IV PAN o poparcie dla projektowanej Ekspedycji naukowej przewozu członków PTA statkiem , , O le śn ica” do Dar es Salaam i z powrotem. Pismo zawierało informacje, że na kierow n ika Ekspedycji Zarząd Główny w yznaczył Doc. dra Kazimierza K o rd y l e w s k i e go, że przewiduje się termin Ekspedycji od czerwca do września 1966 r., że lis ta kandyda tów na uczestników składa s ię z 20 osób wymienionych im iennie. Spośród tych kandyda tów wytypowana została grupa 13 uczestników , którzy m ieli w ziąć ud ział w Ekspedycji na warunkach zwykłych pasażerów statku P L O , w niczym nie o b ciąża jąc odpowiedzial n o ś c ią ani PT A, ani P A N .D ale j wyliczone były w piśmie przewidywane prace na statku: a) obserwacje sztucznych satelitów ziem i, b) w izualne i fotograficzne obserwacje pasa ekliptycznego, c) wyznaczanie pozycji m iejsca obserwacji w czasie postojów w portach oraz d) obserwowanie momentów minimów gwiazd zaćmieniowych. Na żądanie Dyrektora Biura Współpracy Naukowej z Z agranicą złożyłem jeszcze w PAN obszerny memoriał, w którym szczegółowo opisałem sposób wykonywania planowanych prac i ich naukowe uzasadnienie oraz podałem szcze góły o 16 kandydatach na uczestników E kspedycji. Dodatkowo podkreśliłem, że koszty Ekspedycji pokrywają w cało ści jej uczestnicy.

Biuro dla Spraw Współpracy z Z ag ranicą zatw ierdziło 10 uczestników Ekspedycji, d a jąc im prawo do ulgowego paszportu po 500 zł. Innych św iadczeń materialnych na 5 — Post. Astr. X V I, 1

66 _{Z literatury, na u k o w e j}

r z e c z E k s p e d y c ji n ie było ani ze s tro n y PA N , ani P T A . T erm in w y ru sz e n ia E k s p e d y c ji u le g ł znacznem u o p ó ź n ie n iu z powodu aw arii s ta tk u , , O le ś n ic a ” . Spow odow ało to p o w sta n ie z n a c z n y c h k o sztó w p rz y przygotow yw aniu E k s p e d y c ji. W ydatki te by ły p rzep ro w ad za n e p rz e z k a s ę P T A i fig u ru ją w k s ię g o w o ś c i T o w a rz y stw a ja k o s a ld o w ym agające u re g u lo w a n ia .

E k s p e d y c ja w y ru sz y ła z Gdyni w dn iu 25 w rz e ś n ia 1966 r. w s k ła d z ie : kierow nik D o c. d r K azim ierz K o r d y l e w s k i , z a s t . k iero w n ik a mgr A ndrzej K i s i e l e w s k i , s t a r o s t a grupy mgr in ż . S ta n is ła w C z a r e ń s k i , c zło n k o w ie : Jad w ig a K o r d y l e w s k a , in ż . E w a R a u s z , s tu d . A nna Z a ł u c z k o w s k a , ob. Zygm unt K o ź m i n , mgr in ż . Bo g u sła w S ł o n c z y ń s k i , mgr in ż . A n d rzej S a m b u r a i mgr in ż . A ntoni M a g d z i o r z . R e js s ta tk u odbył s ię planow o*i E k s p e d y c ja w ró c iła d o Gdyni w dn iu 22 grudnia 1966 r. Z program u b ad ań n ie w ykonano punktu 2): o b se rw a c je te le sk o p o w e sz tu c z n y c h s a te litó w ziem i — i punktu 3): w y z n a c z a n ie p o z y c ji s ta n o w is k a o b se rw a to ra , któ re były przew i d z ia n e na c z a s p o sto jó w w p o rta c h . N i e b y ł o bow iem m ożliw e w ykonyw anie o b se rw a c ji n a lą d z ie z powodu o g ra n ic z e n ia sw obody p o ru s z a n ia s i ę w g o d zin ac h n o cn y ch , a ta k ż e z powodu s iln y c h ś w ia t e ł w o b ręb ie p o rtu . N a to m ia st w ykonano w p e łn i p o z o s ta łe p unkty program u z m ałym i ty lk o m o d y fik acjam i.

Ad 1): W c ią g u 45 w ieczorów obserw ow ano 368 p rzelo tó w s z tu c z n y c h s a te litó w Ziem i i z a re je s tro w a n o 90 momentów z n ik n ię c ia s a t e l i t y w c ie n iu Z iem i. O b se rw a c je d okonyw ane by ły w z a s a d z ie p rz e z w s z y s tk ic h o b serw ato ró w gołym okiem lub p rz e z lo r n e tk i. O b se rw a to r k o n tro lo w ał n ie b o w p rz y d z ie lo n e j mu s e k c ji od w c z e sn e g o z m ierz chu p rz e z c z a s praw ie 2 g o d zin , ró w n ie ż w w ieczo ry n ie c o z ach m u rzo n e. Momenty z n ik n ię c ia o b serw o w an e były c z ę s to p rz e z paru o b serw ato ró w zg o d n ie w g ra n icach je d n e j se k u n d y , przy czym n a ta ś m ie m agnetofonow ej re je stro w a n o o p is z ja w is k a i jeg o c z a s w ed łu g chronom etru. P rzy g o to w an y do dru k u w ykaz 90 momentów zaćm ień po d aje nazw ę s a t e l i t y , jeg o ja s n o ś ć , o p is tr a s y p rz e lo tu i n a z w isk o o b se rw a to ra . D la w ięk s z o ś c i z ja w is k n ie zd o łałem j e s z c z e u s t a l i ć n azw y s z tu c z n e g o s a t e l i t y , bo do do kład n ej id e n ty fik a c ji o b iek tu p o tr z e b n e s ą in fo rm ac je o e le m e n ta c h o rb ity , które s ą p u b lik o w an e z e znacznym o p ó źn ien iem .

Ad 4): O b se rw a c je r o z m ie s z c z e n ia ja s n o ś c i w p a s ie ek lip ty c z n y m w ykonyw ane były na pełnym morzu w z u p e łn ie bezchm urne i c a łk o w ic ie ciem ne n o c e . N ocy ta k ic h było ty lk o 15. O b se rw a c je d o ty c z y ły c z ę ś c i p a s a z o d ia k a ln e g o , zw anego m ostem zo d iak aln y m , z n a jd u ją c e g o s i ę pom iędzy czu b k ie m ś w ia tła z o d ia k a ln e g o a brzegiem p rze- c iw ś w ie c e n ia w g w iazd o zb io rach K o z io ro ż e c , Wodnik i R yba z je d n e j s tro n y i w gw iazdo z b io ra c h Rak i Lew z d ru g iej s tro n y p rz e c iw ś w ie c e n ia . W o b ręb ie m ostu zo d ia k a ln e g o w y s tę p u je n ie z m ie rn ie s ła b e ś w ie c e n ie , k tó re d o ty c h c z a s astronom ow ie z trudem ro z- m ie rz a li fo to e le k try c z n ie i zn a li je g o p rz e b ie g ty lk o w grubych z a ry s a c h . D la b a d a n ia m ik ro stru k tu ry teg o ś w ie c e n ia lep szy m n a rz ę d z ie m n iż fotom etr fo to e le k try c z n y j e s t oko lu d z k ie . A lbow iem na progu w id z ia ln o ś c i oko lu d z k ie d o s trz e c m oże p o w ie rz c h n ie ś w ie c ą c e o ja s k ra w o ś c i 1,4 . 10 10 s t i l b a w s to s u n k u do a b s o lu tn ie ciem nego tła , p o d c z a s gdy fotom etr fo to e le k try c z n y w w arunkach a stro n o m ic z n y c h o b se rw a c ji s to s o w a ln y byw a d o p ie ro do ś w ie c e ń o ja s k ra w o ś c i 20 ra z y w ię k s z e j.

O bserw ow ano w ię c w y łą c z n ie gołym okiem po z u p e łn e j je g o a d a p ta c ji d o c ie m n o śc i, s t o s u j ą c zm odyfikow aną m etodę łlo ffm e is te ra i k ła d ą c głów ny n a c is k n a b ard zo d o k ła d n ą lo k a liz a c ję d o s trz e ż o n e j plam ki n a tle g w iazd . S to so w an o w ię c m etodę n ie foto m etry czn ą, a le a s tro m e try c z n ą .

N a k a ż d ą n o c o b lic z a n y był sz c z e g ó ło w y program , który u s t a l a ł godziny o b s e rw a c ji, c z a se m d w u k ro tn ie w n o c y po 2 g o d zin y , o raz o b s z a r n ie b a do p rz e b a d a n ia , le ż ą c y b lis k o z e n itu . O b serw ato rzy s ta w ia li s i ę w s z y s c y do o b se rw a c ji o w y zn aczo n ej p o rze, a le podejm ow ali o b s e rw a c ję ty lk o w ted y , gdy w arunki pogody by ły d o s k o n a łe . K ażdy

Z literatury naukowej 67

obserwator m ia ł za zadanie doszukanie się na wskazanym obszarze nieba m iejsc, które

W dokumencie Postępy Astronomii nr 1/1968 (Stron 57-72)