IX Kongres Międzynarodowej Unii Astronomicznej
J. WIT KOWSKI
Polska delegacja na IX Kongres M. U. A. ze względu na m ałą liczebność nie inogla brać udziału we wszystkich posiedzeniach 42 komisji Unii. Trzeba było ograniczać się tylko do posiedzeń najważniejszych pod względem naukowym czy też pod względem doniosłości dla spraw polskiej astronomii. < 'o do mnie, brałem udział, przynajmniej częściowo, w posiedzeniach komisji, których jestem członkiem, a więc komisji: 5. (biblio grafia), 18. (współrzędne geograficzne), 38. (wymiana astronomów), 39. (obserwatoria międzynarodowe). Sprawy polskiej astronom ii wymagały udziału w komisjach: 4. (efe m erydy), 15. (badania fizyczne komet), 17. (ruch i figura Księżyca), 19. (zmiana szero kości), 20. (położenia i ruchy małych planet, komet, satelitów), 31. (czas), 42. (gwiazdy zaćmieniowe). Poza tym przypadło mi w udziale występowanie w komitecie nom inacyj nym oraz kilkakrotnie na różnych posiedzeniach, w charakterze tłum acza wielojęzycznego. Uczestniczenie w pracach tylu komisji, których posiedzenia odbywały się przeważnie w tym samym czasie, miało tę ujem ną stronę, że uniemożliwiało całkowite wysłuchanie przebiegu dyskusji lub referatu. W wyniku, sprawozdanie to nie może mieć charakteru wyczerpującego i z konieczności jest fragm entaryczne. Przedstaw ia kolejno zagadnienia rozpatrywane w komisjach i na sympozjonie astronom ii południkowej.
Problem y dominujące w astronomii południkowej (przewodniczącym kom isji 8 jest w icedyrektor Obserwatorium w Pułkowie prof. dr M. S. Z w ie rie w ) — to KSG (Katalog Słabych Gwiazd) wraz z nawiązaniem do mgławic pozagalaktycznych, oraz zagadnienia udoskonalenia narzędzi obserwacyjnych i metod obserwacji.
Wielkie przedsięwzięcie astronomii radzieckiej, jakim jest katalog słabych gwiazd, znalazło szerokie uznanie w świecie atronom icznym ; udział swój w obserwacjach, zgło siło kilka obserwatoriów europejskich, a także 5 obserwatoriów półkuli południowej (Cape, Cordoba, Santiago, P erth, Sidney). Większość obserwatoriów m. in. obserwa torium wrocławskie, zakończyła już obserwacje różnicowe i przystępuje do obserwacji absolutnych.
Obserwatorium w Pułkowie przystęjm je do opracowania wstępnego K atalogu Sła bych gwiazd, w systemie F K 3. dla deklinacji od +90° do —20°, i to na podstaw ie obserwacji dokonanych w wielu obserwatoriach. Fotografowane są w ybrane mgławice pozagalaktyczne do 13—14 wielkości fotograficznej. W Pułkowie sporządzono roboczą listę obejm ującą 600 mgławic. Fotografowanie mgławic prowadzone w Obserwatorium Liclc pozwoli włączyć do program u mgławice do 16 wielkości.
Siedem wielkich obserwatoriów (Leyda, Nankin, Sidney, Cordoba, Pułkowo, Moskwa i Taszkient) rozpoczęły obserwacje 10 małych planet zgodnie z programem In sty tu tu Astronomii Teoretycznej w Leningradzie; obserwacje te będą służyły do wyznaczenia położenia równika i p u n k tu równonocnego. Fotografowanie ma być wykonywane za pomocą astrografów szerokokątnych (25 stopni kw.), celem zapewnienia dostatecznej ilości gwiazd odniesienia.
156
K r o n i k aW Pułkowie uzyskano fundam entalny system P u I oparty na 9 pułkow skich k a talogach od roku 1845 do 1930. System ten został nawiązany do F K 3 i N 30.
Heidelberg przeprowadza rewizję F K 3 na podstawie 57 katalogów z okresu 1918— 1950 r. Poprawiony katalog F K 3 będzie ukończony w 1958 r.
Kontynuowane są prace n ad „Gescliiclite des Fixsternhim m els" oraz AGK 2. P o stanowiono przystąpić do fotograficznego powtórzenia katalogu AG w Bergedorf i Bonn tym i samymi narzędziami co dawniej.
W związku z tym w Obserwatorium Greenwich-Hearstmonceux będzie przepro wadzony program obserwacji gwiazd odniesienia na kole w ertykalnym Cooke’a. Za stąpi ono kolo A iry’ego, które czynne było w tym obserwatorium od 130 lat. O ttawa również bierze udział w obserwacjach gwiazd odniesienia dla rewizji AG.
Obserwatoria francuskie i belgijskie kontynuują obserwacje gwiazd odniesienia dla „Carte pliotograpliique du Ciel". Monachium zajęte było obserwacjami dla K a talogu absolutnych deklinacji gwiazd fundam entalnych. Stosowano m etodę obserwo w ania na obu półkulach tym samym narzędziem. Użyto kola wertykalnego Ascania W ercke dla obserwacji w Monachium i na Mount Stromlo, Canberra. W yniki nie w y kazują większych błędów postaci
Ada
dla południowych gwiazd F K 3. Referent F. S c h m e id le r przypisał autorstw o m etody D n ie p r o w s k ie m u . A utor niniejszej relacji zwrócił uwagę, że zasady metody zostały podane w r. 1924 przez prof, dra B. Z a le s k ie g o , który przystąpił do realizacji swego projektu obserwując w Poznaniu katalog deklinacji 486 gwiazd, z zamiarem wykonania dalszych obserwacji w Nowej Zelandii. Przedwczesna śmierć przekreśliła realizację tego pomysłu polskiego astronom a. Obser w atorium poznańskie miało w swym programie przedwojennym dokonanie obserwacji metodą Zaleskiego na obu półkulach, ale- projekt ten do skutku nie doszedł z powodu braku funduszów.Również i Bonn będzie prowadziło obserwacje deklinacji n a południowej półkuli kołem południkowym Repsolda. Prof. Zwieriew zwrócił uwagę na okoliczność, że duże koła południkowe w Babelsbergu, Kremsmunster, Belgradzie, Santiago, Sydney i P erth stoją bezczynnie ze szkodą dla nauki. Znalazło to oddźwięk w uchwale komisji, zale cającej wznowienie obserwacji południkowych na południowej półkuli.
Van H e r k podał wstępne wyniki absolutnych wyznaczeń deklinacji z obserwacji azym utalnycli na równiku. W Kenii obserwowano na wysokości 9° 250 gwiazd o de klinacjach pomiędzy —50° a +60°. Należy wnioskować, że system atyczne poprawki deklinacji dla 10° stref mogą być uzyskane z błędem średnim ± 0'',03. Nie wykluczone są jednak system atyczne błędy spowodowane boczną refrakcją.
Stwierdzono wpływ w iatru na obserwacje w postaci + 0",22 sin (A—5°), gdzie A = azym ut kierunku w iatru.
,
P o ło z je n c je w opracował m etodą Szaposznikowa fundam entalny katalog (na za sadzie zenitałnej sym etrii błędów obserwacyjny cli). Je st on w dobrej zgodzie z F K 3 i N 30 dla nieba północnego, lecz wykazuje znaczne odchylenia dla gwiazd południowych.
Obserwatorzy w Leydzie stwierdzili wpływ promieniowania ciała obserwatora. W ystępowały wyraźne różnice przy zmianie położenia obserwatora (nogi S, nogi N), a także przy dłuższym przebywaniu obserwatora przy narzędziu.
W Pułkowie i Ottawie prowadzone są badania nad nowym typem narzędzia przej ściowego (projekt S u c h a r ie w a lub A tk in s o n a ) .
Stosowanie PZT do wyznaczania czasu umożliwia obniżenie błędu poprawki zegara z obserwacji 1 gwiazdy do ±0",014 (błąd prawdopodobny).
Lund stosuje nowy bezosobowy m ikrom etr fotoelektryczny. W m ikrometrze rolę nitki odgrywa ostrze pryzm atu, prowadzone za gwiazdą kom pensacyjnym urządzeniem fotoelektrycznym , utrzym ującym gwiazdę na wspomnianym ostrzu.
K r o n ik a .
157
W W aszyngtonie (Naval Observatory) ustawiono nowe koło w ertykalne z 7-calową lunetą. Narzędzie jest ze stali; limbus koła stanowi taśm a ze stopu złota i srebra. Koła m ają podziałki do 0,“05. M ikrometr i maszyna do mierzenia m ają też podziałki do dziesiętnych stopnia. U łatw ia to znacznie stosowanie maszyn kartkow ych do opraco w ania obserwacji.Z tego pobieżnego zestawienia wynika, że podstawowe zagadnienia astrom etrii, leżą dziś, jak i za czasów B e s s e la , u podstaw astronomii. Więzy łączące astrom etrię południkową z innym i gałęziami astronom ii uległy w ostatnich czasach wzmocnieniu. Zagadnienie ruchów własnych gwiazd potrzebne jest zarówno astrofizyce, jak i astro nomii gwiazdowej.
Fundam entalnym zagadnieniem astronom ii jest sprawa definicji jednostki czasu fizycznego wyznaczenia tej jednostki. Na Kongresie M. U. A. w Rzymie w 1952 r. uchwalono przyjąć za jednostkę czasu rok gwiazdowy. Uchwała ta została zmodyfi kow ana i rok gwiazdowy zastąpiono rokiem zwrotnikowym, który oparty jest na t a blicach Słońca, podanych przez N e w c o m b a wówczas, gdy rok gwiazdowy zależny je s t jeszcze od przyjętych wartości precesji. K om itet Międzynarodowy Miar i Wag, zdefiniował niezmienną jednostkę czasu (sekundę) jako 1/31556925,975 roku zw rotni kowego dla 1900.0. Od 1980 r. w użyciu będą dwa czasy: czas Efemeryd i czas Uni wersalny, tj. średni słoneczny. Ten ostatni oparty jest na ruchu wirowym Ziemi i w y znacza się go z obserwacji gwiazd. Czas ten nie jest czasem w sensie mechaniki Newtona i nie może być stosowany bezpośrednio do badań nad ruchem ciał naszego układu sło necznego. Do tego celu służy jednostajnie biegnący czas Efemeryd. Jednostką tego czasu jest podana poprzednio wartość sekundy. Porównanie położeń ciał niebieskich wynikających z teorii ruchu tych ciał z położeniam i zaobserwowanymi w czasie U ni wersalnym, daje różnicę Tef—T u. W praktyce do tego celu nadaje się najlepiej Księżyc. <'zas Efemeryd jest czasem, d la którego zaobserwowane położenie Księżyca jest iden tyczne z położeniem jego, w ziętym z efemeryd. Dla la t 1952—59 efemerydy Księżyca (liczone w tym samym czasie co efem eryda Słońca) są podane w „Im proved L unar Epliemeris 1952—1959“. Od r. 1960 efemeryda ta będzie publikowana w rocznikach astronomicznych. Różnica Tef —Tu jest obecnie wyprowadzana z opóźnieniem kilku letnim na podstawie obserwacji zakryć gwiazd przez Księżyc i obserwacji południko wych Księżyca. Przypuszcza się, że ten stan rzeczy ulegnie polepszeniu po wprowa dzeniu w użycie Kamer Księżycowych Markowitza.
Przedmiotem rozważań Komisji 31. była sprawa zmienności ruchu wirowego Ziemi. Postanowiono uwzględniać w służbie czasu poprawki zależne od przemieszczenia bie gunów oraz fluktuacji ruchu wirowego Ziemi. Badanie zmian ruchu wirowego Ziemi jjosunie się naprzód z wprowadzeniem nowych wzorców czasu, mianowicie wzorca atomowego, cezowego, którego częstotliwość wynosi 9192631830 c/s, a względna do kładność 2 wzorców jest rzędu 10 10. Po ustaleniu zależności pomiędzy częstotliwością wzorca atomowego a sekundą czasu Efemeryd można będzie zawsze odtworzyć je d nostkę czasu.
W sprawie sygnałów czasu uchwalono ujednostajnić ich ty p i przyjąć w użyciu system angielski. Prowizorycznie dopuszczono użycie systemów: rytmicznego, ONOGO i amerykańskiego.
Centralnym zagadnieniem Komisji 17 były badania nad libracją Księżyca. Tere nem ich były obserwatoria: Kazańskie (im. Engelhardta), Kijowskie i Centralne Ob serwatorium Ukraińskiej Akademii N auk. Opracowano na nowo dawniejsze obserwacje heliometryczne i otrzym ano wartości na funkcje / około 0,60 oraz od 0,71 do 0,85 (Nie- fiediew, Jakowkin, Bielkowicz, Michajłowski). Schrutka-Rechtenstam m (Wiedeń) podał
158
K r o n i h aC
nową metodę wyznaczenia / w pobliżu p u n k tu krytycznego 0,662. W Krakowie opra cowuje się sztrasburskie obserwacje heliometryczne H artw iga.
W a t t s opracow'al metodę wyznaczenia nachylenia równika Księżyca nieczułą, na nierówności brzegu. W chodzą tu w grę pom iary kątów pozycyjnych na fotografiach Księżyca.
Tokio obserwuje zakrycia gwiazd m etodą fotoelektryczną. Z takich obserwacji wyznaczono promień równikowy Ziemi (6377879±357 m) oraz promień Księżyca (932",80±0",07).
W aszyngton prowadzi od r. 1952 obserwacje Księżyca „K am erą M arkow itza", dla wyznaczenia położenia Księżyca na niebie. Metoda ta pozwala nawiązać większe ilości punktów brzegu Księżyca do gwiazd. Obie współrzędne wyznaczają się ze zdjęć z błędem ±0",15.
Paryż (W eim er) wydał nowy atlas profilu księżycowego — „Atlas de profits lu- naires".
Waszyngton (W a tts ) prowadzi badania nad profilem Księżyca i wydaniem n o wych map brzegu księżycowego (przypuszczalnie w 1956 r.).
Komisja 19 uznała potrzeby zmodernizowania służby szerokości, lecz dopiero po zakończeniu roku geofizycznego. Wskazywano na konieczność zwiększenia ogniskowej teleskopów zenitalnycli do 180 cm oraz zwiększenia kroku śruby m ikrom etru z 30" na 40” , a także na wprowadzenie fotografowania odczytów narzędzia. Uznano po trzebę uzupełnienia obserwacji przez wyznaczenie azym utów mir. M iz u s a w a propo nuje wprowadzenie obserwacji elementów meteorologicznych według ujednostajnionego program u.
R a n d ic wskazuje na metodę P ie w z o w a jako równoważną metodzie T a l c o t t a , a nawet przewyższającą ją dzięki możności dłuższego obserwowania tu p ar gwiazd, niż w metodzie T alcotta (wyjątek: 61.1 i 18h).
W Herstmonceux ustawiono nowy fotograficzny zautom atyzow any teleskop zeni- talny. W szystkie czynności, jak: rozsuwanie dachu, fotografowanie, obracanie narzę dzia i odczyty są kontrolowane przez obserwatora, znajdującego się w osobnym p o mieszczeniu z dala od pawilonu obserwacyjnego, na tablicy, za pomocą sygnałów świetlnych. Tom IX , zawierający ostateczne wyniki międzynarodowej służby szero kości, z la t 1935—41, jest już przygotowany do druku.
Na posiedzeniu komisji 20 przy omawianiu wyników prac nad kom etam i okreso wymi przytoczono wyniki badań profesorów: M. K a m ie ń s k ie g o i F. K ę p iń s k ie g o . Obliczenie orbit i efemeryd małych planet odbywa się w Cinncinnati za pomocą nowych transystorow ych maszyn elektronowych. Obliczenie orb ity wraz z efemerydą trw a minutę. Rachunki perturbacyjne są filmowane i można je nabyć po cenie 5 do larów za 30 m.
Prof. W liip p le w krótkim referacie omówił powstawanie pod wpływem Jowisza krótkookresowych kom et pochodzących z obłoku Oorta. W związku z tym referatem autor uwag niniejszych omówił niektóre wyniki badań Obserwatorium Poznańskiego nad kometami.
Uchwały K o m i s j i i z m ia n y statutowe
Komisja 5 (bibliografia) postanowiła zwrócić się do instytucji i poszczególnych osób, które opublikowały prace astronomiczne, o nadsyłanie co najmniej jednego egzem plarza swych prac bezpośrednio, tj. z ominięciem wolno funkcjonujących biur w y miany, pod jednym z następujących adresów:
1) Astronomischer Jahresbericht, Astronomisclies Reclieninstitut, 14 Grabengasse, Heidelberg.
K ronika
159
2) (po rosyjsku) R eferatiw nyj Ż urnał A stro m ie trii i Geodezji, M oskwa, D 219 B a łtijsk ij Pos. D . 42 B.3) l ’E d ite u r du B ulletin A n aly tiq u e du 0 . N . R . S., 45 ru e d ’UIni P aris 5, F ran ce. 4) l’E d ite u r des „A stronom ical News L e tte rs " , L ab S rato ire d ’A stronom ie, P o rte d e D ouai, L ille (N ord), F ran ce.
K om isja kończy pracę n a d bibliografią astronom iczną za okres 1881 — 1898. Z obo w iązania zaciągnięte w ty m k ie ru n k u przed 15 la ty przez P olskę zo stały niedaw no pom yślnie zakończone, dzięki ofiarnej p rac y m g ra J . D o b r z y c k i e g o . N a ukończeniu je s t w ydanie „O bservatoires e t astronom es" zapoczątkow ane przez niedaw no zm arłego prof. d r Eug&ne D e l p o r t e ’a, a prow adzone obecnie przez p . R i g a u x .
R ozw iązaniu uległa K om isja 18, k tó ra zo stała p o w ołana do przeprow adzenia św ia to w y ch pom iarów długości 1926 r. i 1933 r.; członkow ie kom isji te j, o ile nie należą d o in n y c h kom isji, zostali bądź skreśleni z lis ty członków U nii, bąd ź też przydzieleni d o kom isji pokrew nych.
N a pod staw ie w łasnej u chw ały została zaw ieszona k om isja 39 (O bserw atoria M iędzy narodow e), z pow odu niesprzyjającej ta k ie m u przedsięw zięciu m iędzynarodow ej s y tu a c ji p o litycznej. K om isja przek azała swe agendy K om itetow i W ykonaw czem u U nii. K om isja 38 (W ym iany astronom ów ) uzy sk ała podw yższenie k r e d y tu z 2500 n a 4000 dolarów n a okres trz y le tn i 1956—58. W okresie 1952—54 kom isja p rz y z n a ła z a siłki 6 astronom om (2 B ry ty jc zy c y , 1 Grek, 2 Belgów, 1 H indus). Istn ie je możliwość uzyskania w okresie 1956—58 zasiłku dla a stro n o m a polskiego n a w yjazd do któregoś
v. obserw atoriów zachodnich. W nioski należy składać n a ręce J . W itkow skiego.
W ażne zm iany zaszły w spraw ie p rzyjm ow ania now ych członków do I. A . U . Człon kostw o będzie dw ojakie: członkow ie U nii w ogóle i członkow ie K om isji. K om isje k o o p tu ją członków U nii w u zn a n iu zasług naukow ych. O rganizacje narodow e będą przed staw iały listę osób w ysuw anych n a członków U nii n a p odstaw ie p rac naukow ych. O stateczna decyzja zależy od K o m ite tu W ykonaw czego 1. A. U. L ista członków będzie ogłaszana przez se k re tarza generalnego, po k aż d y m K ongresie U nii. J e s t rzeczą n ie
p ożądaną, ab y je d n a osoba zasiadała więcej niż w dwóch lub trze ch kom isjach. P rzed każdym kongresem U nii n a s tą p i rew izja składu kom isji. Z m iany, m . in. skreślenie członków kom isji, k tó rzy p rze stali być ak ty w n i, m ogą w ychodzić od organizacji n a rodow ych lu b też od prezesów kom isji. K o m ite t nom in acy jn y , zw ołany podczas k o n gresu U nii będzie ro zp a try w a ł ty lk o spraw y, co do k tó ry ch istn ie ją rozbieżności w p o glądach pom iędzy prezesam i kom isji a organizacjam i narodow ym i, tud zież spraw y nadzw yczajne p rzekazane m u przez k o m ite t w ykonaw czy 1. A . U .
A lfabetyczny wykaz polskich członków 1. .1. 17. z przynależnością do kom isji według stanu po I X Kongresie I . A . V . D ublin 1955
1) A. B irk en m ajer 41 (H isto ria A stronom ii) 2) W . D ziew ulski 33 (S ta ty sty k a gw iazdow a) 3) J . G adom ski 27 (Gw iazdy zm ienne) 4) W . Iw anow ska 36 (S pektrofotom etria)
5) M. K am ieński 20 (Położenia i ru c h y m ałych p la n e t, k o m e t i satelitów ) 6) F . K ępiński 20, 20a (K om ety okresowe)
7) F . K oebcke 31 (Czas)
8) K . K ordylew ski 27 (G w iazdy zm ienne) 9) K . Kozieł 17 (R uch i fig u ra K siężyca)
10) J . M ergentaler 10 (Zjaw iska fotosferyczne) 33 (sta ty sty k a gw iazdow a) 11) S. N inger-K osibow a 25 (F o to m etria gwiazdowa)
Kronika
12) W. Opalski 31 (Czas)
13) A. Opolski 27 (Gwiazdy zmienne)
14) S. L. Piotrowski 27 (Gwiazdy zmienne) 42 (Gwiazdy fotometrycznie podwójne) 15) K. Rudnicki
16) E. Rybka 25 (Fotom etria gwiazdowa)
17) R. Szafraniec 27 (Gwiazdy zmienne) 42 (Gwiazdy fotometrycznie podwójne) 18) K. Berkowski
19) St. Szeligowski 20) W . Tęcza
21) St. Wierzbin.ski 26 (Gwiazdy podwójne)
22) J . W itkowski 5 (Bibliografia) 38 (W ymiana astronomów) 23) W. Zonn 25 (Fotom etria gwiazdowa)
Dwa odczyty Dr Thomasa Golda z Obserwatorium Greenwich wygłoszone
25 i 26. I. 1956 r. w Sztokholmie
J . W ITK O W SK I
Prelegent wysunął pewne własne koncepcje odnoszące się do mechanizmu zderzenia dwóch mas gazu kosmicznego w założeniu istnienia pól magnetycznych w każdym z tych ośrodków. Za pomocą tego mechanizmu próbuje wyjaśnić zjawiska tak na po zór różnorodne, jak stru k tu ra Crab Nebula, polarne włókna korony słonecznej, prze bieg burzy magnetycznej na Ziemi.
Teoretyczne badania nad wzajemną penetracją dwóch zderzających się mas gazo wych przem awiają przeciw możliwości istnienia ciągłej powierzchni frontalnej. Gold przyjm uje, że obustronne przenikanie mas gazowych zachodzi w postaci strum ieni gazu wdzierającycli się pomiędzy linie sił magnetycznych. Elektrony gazu opisują przy tym spiralne linie dokoła linii pól magnetycznych z emisją elektrom agnetyczną w kie runku ruchu (wektor po^a elektrycznego jest skierowany wzdłuż w ektora przyspie szenia). Dzięki tem u przebieg linii pola magnetycznego zostaje uwidoczniony.
W w ypadku wybuchu nowej gwiazdy gazy atm osfery przenikają w otaczający ją ośrodek kosmiczny. Pow stają przy tym z biegiem czasu ruchy turbulentne, co nie p o zostaje bez wpływu na stru k tu rę samych pól magnetycznych. Zawiła budowa Crab Nebula znajduje w takim ujęciu naturalne swe wytłumaczenie. Przyroda udostępniła tu oku ludzkiemu chaotyczne sploty linii dalekich pól magnetycznych.
W podobny sposób można sobie wyobrazić widzialność linii pola magnetycznego Słońca w pobliżu biegunów.
Na większe trudności natrafia podporządkowanie podanem u przez prelegenta me chanizmowi zjawiska burz magnetycznych, będących następstwem wtargnięcia w atm o sferę ziemską elektronowych gazów wyrzucanych z powierzchni Słońca. Zapisy niagneto- grafów m ają potwierdzać przenikanie w atmosferę Ziemi „palców" elektronowych.
Odczyt wywołał ożywioną dyskusję, w której spośród obecnych głos zabierali m. in.: A lfv e n , L i n d b l a d , O h m a n . A utor tego artykułu zwrócił uwagę na jeszcze jedno zjawisko, które mogłoby znaleźć tłumaczenie w podanym tu mechanizmie. Zjawiskiem ty m jest zderzenie się dwóch galaktyk. Zdjęcia uzyskane na Mt. Palom ar są tego do wodem. W zajemnemu przenikaniu tych dwóch systemów gwiazdowych towarzyszy b a r dzo intensywne promieniowanie radiowe. Toteż fotografia została tu wyprzedzona przez radioteleskop. Gdyby zwiększyć odległość tych galaktyk, stałyby się one niedostępne
Kr oni ka
najw iększym teleskopom , p o zo stały b y je d n a k n ad al intensyw nym radioźródłem . To p o tę żn e radioprom ieniow anie je s t następstw em w zajem nego p rzen ik an ia dwóeli u k ła dów w iru jący ch gazów i pyłów (a b stra h u ją c od gw iazd) o silnych polach m ag n ety cz n y c h i d ałoby się m oże podciągnąć p o d sch em at T . G olda.
D ru g i o d czy t T . G olda o dbył się d n ia n astępnego n a połączonym posiedzeniu S venska A stronom iska S allskapet i S venska G eofisiska F oreningen. T em ate m były now oczesne b a d a n ia n a d ruchem w irow ym Ziem i. Zagadnienie to m a dw ojakie oblicze. D otyczy zarów no przem ieszczenia osi chwilowej o b ro tu w ew nątrz Ziemi, ja k i zm iany okresu ru ch u wirowego, t j . długości d oby. P re leg e n t u ją ł p rzed m io t w n astę p u ją c y s c h e m a t:
O kresy: rok 10 la t 1000 la t 10“ la t
R uch osi: rzędu 3m rzędu 3m rzędu 300m f Z m iany
okresu doby: 0',001 0*,001 O’SOl
(
zw iększanie się \ zm niejszanie się ) d oba n ie zm ien n a / R uch chwilowej osi o b ro tu Ziemi je s t pilnie śledzony przez sta cje M iędzynarodow ej Służby Czasu (obserw atoria tę położone n a rów noleżniku -f 39°8', o b ejm u ją pierścieniem c a łą Ziemię) i obecnie dość dobrze zn a n y . N a przem ieszczenie chwilowego bieguna sk ła d a ją się 2 zjaw iska:a) R uch o okresie 14 m ies. (okres C handlera) po kole opisanym dokoła średniego
bieg u n a p rom ieniem około 9 m ; ru ch te n — n u ta c ja sw obodna — je s t następstw em te g o fa k tu , że oś chw ilowa nie koincy d u je z głów ną osią bezw ładności, lecz tw orzy z n ią m ały k ą t 0",3 i n a sk u te k tego opisuje dokoła tej głównej osi bezw ładności m ały stożek. E u le r w ykazał, że okres tego ru c h u w ynosi 304 dni w założeniu, że Ziem ia je st ciałem sztyw nym . O bserw acje w y k azały istnienie okresu 14 m ies., co się tłu m ac zy ty m , że Z iem ia zachow uje się ja k o ciało sprężyste (sprężystość stali).
b) R uch o okresie praw ie rocznym (rok geofizyczny) po krzyw ej zbliżonej do elipsy
o w ielkiej osi około 10 m . R uch te n p o w sta je n a sk u te k przem ieszczania m as n a p o w ierzchni i w ew nątrz Ziemi. W chodzą tu głów nie w grę m asy pow ietrza. Zimowe w yże az ja ty ck ie pow odują obciążenie te j części kuli ziem skiej m asą pow ietrza rzędu 3.1014 to n ; la te m te m asy o d pływ ają n a d A tla n ty k . In n e zjaw iska, n p . w egetacja w ciepłej porze ro k u d aje dodatkow o obciążenie północnej półkuli w y rażające się liczbą 2.104 ton n a km*.
R uch w ypad k o w y je s t dość zaw iły i odbyw a się po krzyw ej, k tó rej k s z ta łt nie m oże b y ć te o re ty cz n ie przew idziany. Przem ieszczenia bieguna w niew ielkich okresach czasu p o zo stają w gran icach k ilk u m etrów . Są dow ody n a to — zaćm ienia Słońca — że w okresie czasu rzęd u 1000 la t biegun przebiega drogę m niej więcej 100 ra z y większą.
D ługość do b y do n ied aw n a jeszcze b y ła u w ażan a za sta łą . W ykrycie p rzy sp ie szania ruchów K siężyca, Słońca i bliższych p la n e t zm usiło astronom ów do założenia istn ie n ia ogólnej p rzy c zy n y zaobserw ow anych przyspieszeń, ja k ą m oże być ty lk o zm iana długości doby. Z rozw ażań te o re ty cz n y ch w iadom o, że m echanizm em zm niejszającym prędkość o b rotow ą Ziemi je s t zjaw isko pr. ypływ ów . P ow o d u ją one stałe zm iany w iekow e.
B adanie ruchów K siężyca ( B r o w n ) w y k az u je istn ien ie również tzw . flu k tu a c ji okresow ych. K rótkookresow e zm ian y długości doby, zm iany sezonowe, zostały w y