UNIWERSYTECKIM OŚRODKU ASTRONOMII W TORUNIU

Toruński Ośrodek Astronomii stanowią: Z espół Katedr Astronomii i Astrofizyki Uniwersytetu M. Kopernika (Toruń, u l. Sienkiewicza 30) z Zakładam i w Piw nicach (Piwnice, poczta Lulkowo, pow. Toruń):

Obserwatorium Astronomiczne UMK, Zakład Radioastronomii UMK.

110 Z pracow ni i o b serw atoriów

N a te re n ie tych p laców ek i w ś c i s łe j z nim i w sp ó łp racy d z ia ła P ra c o w n ia A stro ­ fizy k i I Z ak ład u A stronom ii PA N , o k tó rej inform ow aliśm y w , .P o s tę p a c h A stro n o m ii” XVII, z. 3, 1969.

Od roku 1945 do c h w ili o b e c n e j i s t n i e j ą w U n iw e rs y te c ie M. K opernika dw ie k a te d ry astro n o m ic z n e : K ated ra A stronom ii i K ated ra A stro fizy k i, k tó re od 1951 r. tworzą_ Z e s p ó ł K ated r. O bserw atorium A stronom iczne w P iw n ic a c h j e s t w spólnym Zakładem Z esp o łu K ated r, Z ak ład R ad io astro n o m ii z o s t a ł utw orzony w 1965 r . przy K ated rze A stro fiz y k i.

W zw iązku z rozw ojem O śro d k a i przeprow adzanym i a k tu a ln ie zm ianam i stru k ­ tu ry o rg a n iz a c y jn e j w y ższy ch u c z e ln i o czek u jem y w n ie d a le k ie j p rz y s z ło ś c i zmian stru k tu ry o rg a n iz a c y jn e j toru ń sk ieg o O śro d k a A stronom ii*.

Skład p e rso n a ln y j e s t n a s tę p u ją c y : P raco w n icy naukow i:

P ro f, dr W ilhelm ina I w a n o w s k a , kierow nik K ated ry A stro fiz y k i i Z esp o łu K ated r, D oc. d r S ta n isła w G o r g o l e w s k i , kierow nik Z ak ład u R ad io astro n o m ii,

D oc. dr S ta n isła w G ą s k a , d o cen t etato w y , Dr A lojzy B u r n i c k i , a d iu n k t,

Dr S te fa n ia G r u d z i ń s k a , ad iu n k t,

Dr C e c y lia I w a n i s z e w s k a, s t . w ykładow ca, D r A n d rzej W o s z c z y k , a d iu n k t, Mgr B ernard K r y g i e r , s t . a s y s te n t n a u k .-te c h n ., Mgr N apoleon M a r o n , s t . a s y s te n t, Mgr A ndrzej S t r o b e l , s t . a s y s te n t, Mgr S ta n isła w K a s p e r c z u k , a s y s te n t, Mgr J a c e k K r e ł o w s k i , a s y s te n t, Mgr A ndrzej K u s , a s y s te n t, Mgr L eo p o ld D y b k o w s k i , a s y s te n t s ta ż y s ta , Mgr S ta n isła w K r a w c z y k , a s y s te n t s t a ż y s ta , Mgr A le k sa n d e r W o l s z c z a n , a s y s te n t s t a ż y s ta . P ra c o w n ic y te c h n ic z n i:

1 s t . k o n stru k to r, 2 s t . m ajstró w , 1 tech n ik . P ra c o w n ic y a d m in is tra c ji i o b słu g i:

2 p ra c . ad m in .-b iu ro w e, 1 p e d e l, 1 p a la c z , 1 rz e m ie ś ln ik g o sp ., 1 kierow ca, 2 s p r z ą ta c z k i.

N a W ydziale M at.-F iz.-C h em . UMK is tn ie je od 1945 r. k ieru n ek stu d ió w a s tro ­ nom ii. U kończyło go do ch w ili obecnej ze sto p n iem m a g istra 55 o só b . W roku a k a d . 1969,^1970 lic z b a stu d en tó w n a k o le jn y c h la ta c h w ynosi: 13, 8 , 7, 2, 5 . S topień d o k to ra u z y sk a ło d o ty c h c z a s 15 o s ó b . O b e c n ie nad pracam i d o k to rsk im i p racu je 10 o só b . Przew odów h a b ilita c y jn y c h odbyło s ię 5. O becnie prace h a b ilita c y jn e przy­ go to w u ją 3 o so b y .

O bserw atorium A stro n o m iczn e UMK w P iw n ic a c h (A = l h 14m13?06 E , (p = = 5 3 °0 5 '4 7 ” 7 N h — 9 0 mnpm) j e s t położone na te re n ie D o św ia d c z a ln e g o G ospodar­ s tw a R olnego UMK P iw n ic e w o d le g ło ś c i 12 km od centrum m ia s ta i 6 km od krań ­ ców o s ie d li p o d m ie js k ic h w kierunku północno-zachodnim od T o ru n ia . P o m ięd zy k rań cam i o s ie d li i terenem g o sp o d a rstw a P iw n ic e z n a jd u je się p a s la s u , c z ę śc io w o re z e rw a tu , o s z e r o k o ś c i ok. 5 km.

D ane d o ty c z ą c e warunków o b se rw a c y jn y c h — w a rto ś c i ś re d n ie z la t 1963—1968: * J e s ie n ią 1969 r. z o s ta ł utw orzony In s ty tu t A stronom ii UMK, s z c z e g ó ły o rg a n iz a ­ c y jn e b ę d ą p o d an e w jednym z n a stę p n y c h z eszy tó w „ P o s tę p ó w A stronom ii” .

L ic zb a nocy obserwacyjnych w roku (w licza jąc noce księżycowe i noce częściowo pogodne) — 145

L ic zb a godzin obserwacji w roku — 600

Z tego przypada na różne rodzaje pogody P 0 P y P 2 P 3 charakteryzujące się ekstynk­ cją w zenicie A mpv = 0 ” 17 0?28 0” 33 0“ 41

lic zb a nocy w % — 9% 24% 28% 39% Stan instrumentalny.

T e l e s k o p y o p t y c z n e

a) T e l e s k o p S c h m i d t a C a s s e g r a i n a f-y C . Z eiss, Jena:średnica lustra 90 cm, płyty korekcyjnej 60 cm, ognisko Schmidta //3 , Cassgraina proste i łamane //15.

Wyposażenie: 2 p r y z m a t y o b i e k t y w o w e o średnicach 60 cm i kątach łam ią­ cych 5° ze szkła BK7 — dyspersja 550 _A/mm i ze szkła F j — dyspersja 250 _A/mm koło Hy. Fotometr fotoelektryczny.

Jako teleskop Schmidta wraz z pryz­ matami obiektywowymi należy do n a j­ wyższej klasy instrumentów tego typu pod względem optyki. Obrazy w ognisku Cassegraina są miernej jakości. Precyzja mechaniczna instrumentu wysoka, napęd (Uhrgau) należałoby zastąpić bardziej

nowoczesnym urządzeniem. Najbardziej K f lH F ekonomiczny i przydatny do masowych

zdjęć widm gwiazdowych (rys. 1). Teleskop został ufundowany wspól­ nie przez Ministerstwo Szkolnictwa Wyższego i P o lsk ą Akademię Nauk

i jest przeznaczony do użytku wszystkich ■ astronomów polskich z zastrzeżeniem 50% czasu dla astronomów toruńskich. Przydział czasu korzystania z teleskopu ustala specjalna komisja, wnioski na­ le ży składać na ręce kierownika Obser­ watorium Astronomicznego UMK. B liż ­ sze szczegóły o teleskopie i jego efek­ tywności znajdzie Czytelnik w artykule zamieszczouym w „Postępach Astro- H nom ii” XI, z. 3, 1963 oraz w pracach L . Z a l e s k i e g o w „B iu le ty nie Obs.

Astr. Toruń” Nr 41, 1967 i Nr 44, 1968, Rys* L Teleskop Schmidta-Cassegraina o śred-

• i , . . . „ , . , , ■ mcy lustra 90 cm

jak również J . S m o l i ń s k i e g o , tam­ że, w druku.

b) K a m e r a S c h m i d t a 30/35 cm, // 2 ,5 z pryzmatem obiektywowym 10°. c) A s t r o g r a f D r a p e r a 0 — 20 cm, f / 7 z 2 pryzmatami obiektywowymi po 6°. d) R e f l e k t o r p a r a b o l i c z n y 0 25 cm, / / 6 z pryzmatem obiektywowym 7°. e) L u n e t a w i z u a l n a Z e i s s a 0 20 cm, / / 6 , ognisko coude, używana głów­ nie z fotometrem fotoelektrycznym do fotometrii jasnych gwiazd w systemie V.

Lunety wymienione w punktach b) — e) słu żą głównie do prac magisterskich. Mogą być udostępnione astronomom z innych ośrodków.

112 Z pracowni i obserwatoriów Aparatura laboratoryjna:

a) m i k r o f o t o m e t r H i l g e r a , używany do pomiaru zaczernień zdję ć gwiazd, b) m i k r o f o t o m e t r Z e i s s a (Schnellphotometer) zaadaptowany do rejestracji zaczernień zdjęć widm za pomocą mikrografu K ippa BD2,

c) k o m p a r a t o r A b b e ’ g o do pomiaru położeń lin ii widmowych, d ) s p e k t r o p r o j e k t o r Z e i s s a , sto lik i do inspekcji k lis z itp. R a d i o t e l e s k o p y

a) R a d i o t e l e s k o p p a r a b o l i c z n y o średnicy 12 m na częstość 150 Mhz (A = 2 m) słu żący do badania promieniowania Drogi M lecznej.

b) I n t e r f e r o m e t r s ł o n e c z n y o ba­ zie 24 m na częstość 127 Mhz (A = 2,37 m) służący do ciągłej zautomatyzowanej obser­ w acji Słońca (rys. 2).

c) I n t e r f er om e t r o bazie 9 m na częstość 327 Mhz (A = 92 cm) z antenami wzorcowymi używany również do ciągłej służby Słońca.

Ponadto na zasadzie wspólnego użyt­ kowania aparatury UMK i Pracowni PAN przez pracowników obu instytucji, radio­ astronomowie korzystają z dużego inter­ ferometru trójbazowego na częstość 32 Mhz (A = 9,24 m), stanowiącego własność PAN i u czestniczą w budowie radiospektro- grafu słonecznego na zakres częstości 10—70 Mhz oraz radiometru słonecznego na częstość 3000 Mhz (A = 10 cm).

Wszystkie radioteleskopy i radio- interferometry ośrodka toruńskiego, anteny i odbiorniki zostały zaprojektowane i skon­ struowane przez tutejszych radioastrono­ mów z pomocą personelu technicznego. Zakład Radioastronomii jest wyposa­ żony w n ajniezbędniejszą aparaturę po­ miarowo-kontrolną, jak: generatory, oscylo­ grafy, woltomierze lampowe, wobulatory itp. zakupioną, częściowo ze środków Uniwersytetu, częściow o ze środków PA N. Na osobną wzmiankę zasługuje służb a czasu, znajdująca się w gestii radioastrono­ mów. Podstawą jej jest jegar kwarcowy produkcji cze skiej. Dokładność bieżących pomiarów czasu wynosi 10'7 sek, przy interferometrycznym odbiorze sygnałów — 10'* sek.

Dostępny sprzęt obliczeniowy:

a) Maszyna lic ząc a typu O D R A 1003 produkcji ELWRO stanowiąca w łasność Uniwersytetu Toruńskiego.

b) Wojewódzki O d dział ZET O w Bydgoszczy dysponujący obecnie maszyną typu O D R A 1013 i będący w stanie dalszego rozwoju.

Tematyka badań, w znacznej części wspólna z Pracow nią PAN, koncentruje się wokół problemów: populacje gwiazd, fizyka komet, widma ciągłe gwiazd osobli­ wych, promieniowanie radiowe Słońca, struktura korony słonecznej, zagadnienia

aparaturowe radioastronomii, orbity sztucznych satelitów Ziemi, statystyka elementów orbit małych c ia ł układu słonecznego.

Opublikowano ok. 200 prac naukowych. Perspektywy na przyszłość:

W ramach rozbudowy Uniwersytetu M. Kopernika przed 500 rocznicą Jego urodzin przewidziana jest znaczna rozbudowa ośrodka radioastronomii w oparciu o interfero­ metr złożony z kilku radioteleskopów o średnicy 25 m każdy, przesuwanych po toro­ wiskach. Interferometr ten będzie pracować na zasadzie syntezy apertury i otworzy polskim radioastronomom szerokie m ożliw ości badawcze.

Toruń, 17 sierpnia 1969 r.

Wilhelmina Iwanowska

►

8 — Post. Astronomii XV III, z. I

O STABILNOŚCI UKŁADÓW GWIAZDOWYCH J . S T O D Ó Ł K I E WI C Z

Jednym z centralnych problemów związanych z budową galaktyk jest zagadnie­ nie stabilności układów gwiazdowych. Posiadanie prostego kryterium pozwalającego rozstrzygać, które ze znajdujących się w równowadze konfiguracji złożonych z gwiazd są trwałe, stanowiłoby silny oręż pomocny w wyborze tych konfiguracji, które posia­ d a ją znaczenie fizyczne, które mogą być używane do badania podstawowych włas­ ności obserwowanych w rzeczyw istości układów gwiazdowych. Temu właśnie zagad­ nieniu poświęcona jest praca L y n d e n - B e l l a i S a n i t t a (1969). J e j autorzy

zauważyli mianowicie interesujący związek pomiędzy stabilnością układów gwiazdo­ wych oraz sfer gazowych. Zw iązek Jten może być wypowiedziany następująco: „u kład gwiazdowy, którego funkcja rozkładu zale ży tylko od energii, jest stabilny wtedy, gdy stabilny jest ze względu na perturbacje barotropowe układ gazowy o tym samym rozkładzie masy” . Nie oznacza to jednak, że jest prawdziwe twierdzenie odwrotne.

W cytowanej pracy zawarty jest dowód tego twierdzenia. Polega on na wykaza­ niu, że w przypadku nałożenia na układ gwiazdowy i na układ gazowy o tym samym rozkładzie masy perturbacji, które w obu tych układach doprowadzają do takich sa­ mych zmian w rozkładzie gęstości, wówczas (przy założeniu, że relacja między ciśnieniem i gęstością p = p (p) w zaperturbowanej sferze gazowej jest taka sama jak w znajdującej się w równowadze) zmiana energii całkowitej w układzie gwiazdowym jest nie mniejsza n iż zmiana energii całkowitej układu gazowego. A zatem, jeżeli stabilny jest ze względu na perturbacje barotropowe (tzn. spełniające relację p = p (p)) układ gazowy, c zy li gdy dla wszystkich takich perturbacji zmiana energii całkowi­ tej Alf'g sfery gazowej jest nieujemna, to zachodzi podwójna nierówność:

A W > A i r g > 0 (1)

(gdzie AH' jest zmianą energii całkowitej układu gwiazdowego), co oznacza stabil­ ność układu gwiazdowego.

Twierdzenie to pozwala rozstrzygać o stabilności wielu sferycznych konfigura­ cji gwiazdowych. W szczególności, jako konsekwencja stabilności politropowych sfer gazowych wynika stabilność układów gwiazdowych o funkcji rozkładu:

„ f

( £o - £ >n , gdy £ < £ o < 0 ,

F ( (2)

[ 0, gdy l o

(gdzie e jest energią, e0 i n stałymi), dla 0 < n < 3/2. Nie możemy jednak na pod­ stawie powyższego twierdzenia nic powiedzieć o stabilności układów gwiazdowych dla n > 3 /2 . Widzimy więc, że kryterium to nie je st zbyt ostre. Pozostaje lic zn a rodzina konfiguracji, o których stab ilno ści przy użyciu tego kryterium nie możemy rozstrzygać.

[

115

]

116 Z literatury naukowej

Problem stabilności układów gwiazdowych podejmuje L y n d e n - B e l l w kolej­ nej pracy (1969), formułując w niej kryterium znacznie bardziej ostre: „warunkiem koniecznym i dostatecznym na to, by A £ było dodatnie jest, by operator X (tzw . operator Hartree’ go-Focka używany w fizyce atomowej), zdefiniowany następująco:

Xt'vJ =_!^4^rG

- J

^

d*vJ + J v

(?,'*■') fi (r') d3 (3) gdzie

/

d F T _L

— v(e) [2 (e + v/)] [2 (e + y)] ( (4)

(v(e))'1 = / [ 2 ( £ +

^ d * r

(5) ( F jest funkcją rozkładu, — potencjałem grawitacyjnym, E — energią na jednostkę masy w danym punkcie przestrzeni fazowej,

f d*r

oznacza całkowanie po przestrzeni położeń, a f

d \

— po przestrzeń prędkości, jest dowolną perturbacją potencjału), był dodatnio określony”.

J e ż e li operator X jest określony dodatnio, to dowolna perturbacja układu, a tym samym dowolna perturbacja potencjału, doprowadza do wzrostu energii całkowitej układu, co oznacza, że układ jest stabilny. J e ż e li jednak operator X nie jest określo­ ny dodatnio, to nie oznacza to jeszcze , że układ nasz nie jest stabilny, gdyż ujemne wartości AE mogą być wtedy osiągane dla takich perturbacji potencjału, które nie s ą dynamicznie m ożliwe. Tym samym warunek dodatniej określoności operatora X jest tylko warunkiem dostatecznym stabilności układu gwiazdowego.

Na zakończenie warto dodać, że problem stabilności układów gwiazdowych daleki jest jeszcze od ostatecznego rozw iązania, a nawet zastosowanie posiadanych ju ż kryteriów do realnych układów gwiazdowych napotyka na poważne trudności.

L I T E R A T U R A D. L y n de n - B e 11, N. S a n i 11, 1969, M .N. 143, No 2, 167.

COSPAR 1969*

(Wrażenia i sprawozdanie ze spraw w iążących się z astronomią) W. Z O N N

Tegoroczne zebranie plenarne i sympozjum COSPAR odbyły się w Pradze w maju 1969. Ani struktura tej organizacji naukowej, ani jej działalność nie uległy zasad­ niczym zmianom; ma ona w dalszym ciąga rangę i uprawnienia unii naukowej (d la ­ tego też należy do ICSU — czyli do Międzynarodowego Zrzeszenia Unii Naukowych), jednak jej struktura organizacyjna i działalność naukowa różnią się nieco od innych u n ii. Wynika to z dwóch przyczyn. Pierw szą jest to, że nauka o przestrzeni (space science) jest konglomeratem wielu różnych dyscyplin naukowych (geofizyka, fizyka, astronomia, nauki biologiczne, nauki geologiczne, technika), o bardzo odmiennych metodach i „ filo z o fii” . Mimo to m uszą one ulegać swego rodzaju unifikacji, ażeby tworzyć jed ną dziedzinę badań prowadzonych przez pojedyncze, wcale nie tak liczne zespoły ludzi: przez tych, którzy realizują loty kosmiczne. COSPAR musi zatem być organizacją integrującą w ten czy inny sposób różne nauki wokół sprawy lotów ko­ smicznych. To właśnie zadanie — ciągle ponawiane próby integracji nauk — czynią z COSPAR organizację odmienną od innych unii naukowych, w których to zadanie bynajmnnej nie jest pierwszoplanowe.

Druga osobliw ość COSPAR jest następstwem tego, że w krajach prowadzących intensywne badania w dziedzinie nauki o przestrzeni wiele spraw w iążących się zw łaszcza z techniką ich prowadzenia pozostaje nieujawnionych. Nie chcąc na­ rażać się na zarzut zbytniej niedyskrecji w tej dziedzinie, COSPAR musi prowadzić odmienną nieco politykę od innych unii naukowych, w których sprawy techniki obser­ w acji czy eksperymentu s ą dyskutowane równie otwarcie, jak i uzyskane przy tym wyniki, czy też teorie konstruowane dla właściwej interpretacji tych wyników. Aby mimo to udostępnić uczonym w dziedzinie badań przestrzeni maksimum tego, co można (bez przekraczania lin ii „demarkacyjnej” oddzielającej naukę od tajemnicy

państwowej), COSPAR musi prowadzić osobliwą, odmienną od innych un ii politykę. Wyrazem tego jest m. in. pewien punkt statutu wykluczjący tematykę technologiczną z zakresu zainteresowań COSPAR, jak też dość osobliwa struktura władz COSPAR, wybieralnych wprawdzie przez zebranie plenarne, nie pozostaw iająca jednak zupeł­ nej swobody wyborcom, je ś li id zie o przynależność państwową osób wybieranych do tych w ładz. Taką właśnie osobliw ą strukturę władz COSPAR zasugerował przed 12 laty pierwszy prezydent tej organizacji Dr H .C . v a n de H u l s t , jak sądzę z nie­ zmiernym dla niej pożytkiem**.

* C O SP A B je s t skrótem od „C om m ittee on Space Research”. Spraw ozdania i wrażenia 2 poprzednich zebrań plenarnych tej o rg an izac ji wielokrotnie publikow ały ,, P o stę py Astro­ no m ii” : 1961, I X , 249; 1962, X,369; 1963, X II, 51; 1964, X II, 273; 1965, X III, 253; 1966, XIV , 293; 1968, X V I, 77.

** S zczegóły te j struktury omówiłem dość obszernie w „ P o s tę p a c h A stronom ii” 1964, X II, 51,

[

117

]

118

Kronika

Z tego można wywnioskować, że głównym zadaniem COSPAR je s t wymiana infor­ m acji w możliwie szerokim zak resie ; n atom iast spraw a organ izacji w spółpracy w pro­ wadzeniu badań kosm icznych je s t z k on ieczn ości sw ego rodzaju tabula rasa (z przy­ czyn natury czy sto p o lity czn ej). Ow szem , i w tym kierunku próbuje COSPAR po­ czyn ić pewne kroki — choćby przez u d z iał sw ych reprezentantów w obradach jedynej o rgan izacji p olityczn ej, która m ogłaby w tym kierunku c o ś o sią g n ą ć , w ONZ — ale nie wydaje s ię , aby g ło s uczonych z n alazł w n iej n ależyte uznanie (ch ociaż ONZ ma odpow iednią podkom isję do spraw pokojowego w ykorzystania przestrzeni kosm icz­ n e j). O statnie lata nie w sk azu ją na to, aby między głównymi partnerami we w spół­ zawodnictwie „kosm iczn ym ” — ZSRR i USA — n astąp iło porozumienie lub w spół­ praca i n ic nie w skazuje n a to, że to ma n astą p ić . P o z o sta je zatem COSPAR jako jedyne forum, na którym uczeni obu tych krajów mogą wymieniać się wynikami badań, debatow ać nad zagadnieniam i naukowymi związanymi z tym, co nam przynosi osław io­ n a ,,era kosm iczna” , forum, n a którym uczeni innych krajów m ogą s ię tym debatom przysłuchiw ać, a czasam i dorzucić to i owo, co tamtym nie zaw sze przyjdzie do głowy, lub co tamci m ogą przeoczyć.

Aby zobrazow ać zak res tematyki COSPAR przedstaw iam n iżej najnow szy schem at tej o rgan izacji (uchwalony w maju 1969 r. na wniosek H . F r i e d m a n a ) . Charaktery­ styczn e je s t to, że COSPAR sk ład a s ię tylko z 7 oddzielnych komórek wtedy, gdy np. Międzynarodowa Unia Astronomiczna ma ich przeszło 40 (z tym, że niektóre kom isje w Unii A stronom icznej d z ie lą s ię również na podkom isje). Tym czasem wielu członków COSPAR b iad a nad zbytnim rozczłonkowaniem tej o rg a n iz ac ji.

Z asad n icze prace COSPAR sk u p iają s ię w 7 tzw. grupach roboczych, z których każda d zie li się na 3 lub 4 podgrupy. Ponadto istn ie ją 2 oddzielne komórki: Grupa K onsultatyw na do Spraw Szkodliwych P o ten cjaln ie Efektów Badań K osm icznych oraz Komitet D oradczy do Spraw Wymiany Danych i P u b lik acji.

A oto schem at podziału COSPAR n a 7 grup roboczych:

G r u p a I. O bserw acje pozycji (tracking), telem etria i dynamika sztucznych obiektów . Z espoły: 1. A O bserw acje optyczne. 1. B O bserw acje radiowe i tele­ m etria z r e je s tr a c ją c z a su . 1. C Dynamika sztucznych obiektów w przestrzeni. G r u p a II. B ad an ia eksperym entalne p rzestrzeni m iędzyplanetarnej i magneto- sfe ry . Z espoły: 2. A O środek m iędzyplanetarny. 2 . B W spółdziałanie wiatru sło n e c z ­ nego z Z iem ią. 2. C Struktura m agnetosfery. 2. D Zaburzenia magnetyczne i burze biegunow e.

G r u p a III. Technika badań p rzestrzeni, w zastosow an iu do zagadnień astro ­ fizycznych . Z espoły: 3. A O bserw acje galaktyczn e i p ozagalaktyczn e. 3. B R ozbłyski słon eczn e i przepowiednie zjaw isk na Słońcu. 3. C A steroidy, meteoryty i pył k o s­ m iczny.

G r u p a IV. Eksperym enty w górnej atm osferze. Z esp oły : 4. A Struktura górnej atm osfery (w tę grupę wchodzi również p o d ze sp ó ł CIRA („M iędzynarodow a Atmo­ sfe ra O dn iesien ia” )). 4. B Wzajemne oddziaływ anie atm osfery neutralnej i zjonizo- w anej. 4 . C Jo n o sfera polarna (w to wchodzi grupa „ P o la r Cap” i grupa zórz po­ larnych).

G r u p a V. B io lo g ia kosm iczna.

G r u p a VI. Z astosow an ie lotów do badań m eteorologicznych i prac poszukiw aw ­ czych geologiczn ych . Z espoły: 6 . A L o kaln e obserw acje satelitó w . 6 . B O bserw acje przy pomocy odległych czujników . 6 . C O bserw acje rakiet m eteorologicznych i prace s ie c i m eteorologicznych. 6 . D P rac e p oszu kiw aw cze.

G r u p a VII. Program badań przestrzennych K się ż y c a i p lan et. Z espoły: 7. A K się ­ życ. 7. B . P lan ety.

Wśród tematów dyskutowanych na praskich sympozjach COSPAR prawie że nie było takich, które wiązałyby się bezpośrednio z astronomią; jedynie pośrednio. Jed­ nym z n ich było omówienie pewnych osobliw ości pola grawitacyjnego, odkrytych dzięk i drobiazgowej analizie ruchu wokół K siężyca wszystkich dotychczas wypuszczo­ nych „orbiterów” . Ruch ten obserwowano bardzo dokładnymi metodami radarowymi i odkryto w nim wyraźne lokalne nierówności, świadczące o występowaniu na K się­ życu m iejsc o nagłym wzroście natężenia siły graw itacji. Miejsca te nazwano kon­ centracjami mas (mass concentrations) — stąd skrót „m askony” . Charakterystyczne jest to, że m iejsca te s ą z reguły morzami, a więc obszarami położonymi n ajniże j, o powierzchni wybitnie gładkiej. Nie wykryto natom iast żadnych lokalnych odchyleń natężenia pola grawitacyjnego nad obszarami górzystymi, lub nad pojedynczymi większymi w zniesieniami.

J a k wiemy, tego typu odchyleń nie ma na Ziem i mimo występowania na jej po­ wierzchni wysokich gór, dolin i obszarów wodnych. Brak takich właśnie lokalnych odchyleń grawitacji nazywamy izo stazją, a jej pochodzenie tłumaczymy występowa­ niem w skorupie ziem skiej dużego stopnia elastyczności mas, z których się ona składa.

Wyobraźmy sobie, że na jednolitej powierzchni P umieszczamy dodatkową masę A (rys. 1). W pierwszej chw ili je j obecność wywoła, rzecz jasna zwiększenie siły grawitacji nad tym ciałem . Z biegiem jednak

czasu masa A zacznie się stopniowo zanurzać w pod­ ło że , aż w pewnej chw ili nastąpi równość s ił d zia ła ją­ cej na dół i do góry (zgodnie z prawem Archimedesa). Równowaga może nastąpić zarówno wtedy, gdy część ciała A wystaje ponad powierzchnią P (a tak się dzieje na Ziem i dlatego, że skały, z których są zbudowane góry, m ają gęstość m niejszą n iż podłoże), jak też i wtedy, gdy całe ciało A pogrąży się w pod­ łożu n a taką głębokość, że jego gęstość zrówna się z gęstością podłoża (rosnącą w miarę zbliża nia się ku środkowi Ziem i). Tak czy inaczej n astąpi w kqńcu sytuacja, w której łączn a masa w walcu II zawierającym ciało A nie będzie się różniła od masy sąsiedniego walca I (o tym samym przekroju), w któ­ rym n ic się nie zm ieniło. Nie będzie zatem nad tymi dwoma obszarami żadnej różnicy natężenia siły graw itacji.

Jak wytłumaczyć ów wyraźny brak izo stazji na K siężycu oraz tę okoliczność, że m iejsca o dodat­ nich odchyleniach są jak n ajśc iśle j skorelowane z morzami mającymi regularny, okrągły k ształt (jedy­ nym wyjątkiem w tym względzie je st Sinus Iridium, będące maskonem „ujem nym ” )?

Pierw szą m yślą było przypisanie występowania maskonów olbrzymim meteorytom, które w różnych epokach spadały na powierzchnię K siężyca; również w epoce, kiedy jego powierzchnia zesztywniała w tak dużym stopniu, że meteoryty nie mogły po­ grążyć się w podłożu ju ż skompensowanym izostatycznym (z taką hipotezą spotyka- my się też często w prasie codziennej). W takim razie należy znaleźć jak iś mechanizm, który by kruszył owe meteoryty i tak powstały „p ia s e k ” rozkładał równomiernie na dużych obszarach, bo tak właśnie w yglądają d ziś wszystkie morza na Księżycu —

Rys, 1. W yjaśnienie zjaw iska iz o s ta z ji

120 K ro n ika

s ą o b szar am i o w yjątkow o gła dkiej pow ie rzchni. Występowanie tak ich procesów w późnie jszym stadium , , ż y c ia ” K s i ę ż y c a wydaje s i ę w y s o c e niepraw dopodobne. Tym b a rd z i e j, źe te dom niemane p r o c e s y m u s ia ły b y ro zk ru szy ć in ne n ie r ó w n o ś c i n a je g o pow ierzch ni; tym czasem d z i ś o bserw ujem y n a nim w ysokie s z c z y t y i ła ń c u c h y g ó r s k ie . D lateg o te ż h ip o t e z ę o m eteorycznym pochodzeniu maskonów m usim y s t a ­

now czo o d r z u c i ć , ^

P ra w d o p o d o b n ie j s z a wydaje s i ę h ip o t e z a zap ro ponow ana p rzez H . C . U r e y a i W .N . K a u l ę , t ł u m a c z ą c a p oja w ie nie s i ę mas konów w późnie jszym stadiu m roz­ woju K s i ę ż y c a ja ko r e z u l ta t obfitych wylewów la w y z kraterów k s i ę ż y c o w y c h . L a w a t a ś c i e k a ł a w o bszary n iz i n n e skom penso w ane i z o s t a t y c z n i e , st a n o w i ła za te m dodat­ k o w ą m as ę o g ła dkiej pow ie rz chni, w y p e łn ia j ą c ą głównie ob sz a r y n i z i n n e . Wątpliwa w ydaje s i ę tutaj jedna o k o li c z n o ś ć : to m ianow icie , że ży w a d z i a ł a l n o ś ć w u lk a n ic z ­ n a p r z e j a w i a ć s i ę mogła w e p o c e , gdy pow ie rzchnia K s i ę ż y c a ju ż całk o w ic ie z a ­ k rz e p ł a . Jed n o w ydaje s i ę z a p r z e c z a ć drugiemu. P o n a d to i l o ś ć lawy wyrzuconej

W dokumencie Postępy Astronomii nr 1/1970 (Stron 111-139)