TELESKOPEM ZENITALNYM W OBSERWATORIUM JÓZEFOSŁAW W OKRESIE MARZEC 1959 - SIERPIEŃ I960
B. K O Ł A C Z E K
W referacie podano wyniki obserwacji wykonanych metodą Horrebow-Talcotta na teleskopie zenitalnym w Obserwatorium Jó^efosław według programu typowego dla Międzynarodowej Służby Szerokości; przeprowadzono charakterystykę ich dokładnościową oraz wysunięto w ynikające stąd wnioski.
.
OCZEKIWANA POSTAĆ WIDMA MAS DLA GWIAZD POWSTAJĄCYCH NA DRODZE KONTRAKCJI GRAWITACYJNEJ
A. K R U S Z E W S K I
Rozpatrywany jes kształt widma mas gwiazd w przypadku, gdy powstają one na drodze grawitacyjnej. Założono, że ośrodek, z którego powstają gwiazdy jest jednorodny i izotropowy. Założono dalej, że gwiazdy powstają na skutek tworzenia się perturbacji w gęstości ośrodka, przy czym dla uproszczenia rachunków założono, że perturbacje w trzech współrzędnych są od siebie niezależne. Założono wreszcie, że widmo perturba c ji jest białe.
Otrzymana postać widma mas nowo powstających gwiazd została porównana z wid mem mas gwiazd zestawionym przez L i mb er a na podstawie danych obserwacyjnych. Zgodność widma teoretycznego z obserwacyjnym jest zupełnie dobra w przedziale mas od 100 M0 do 0,1 M®.
POMIARY POLARYZACJI ŚWIATŁA GWIAZD W OBSZARZE ASOCJACJI III CEPHEI
A. K R U S Z E W S K I
W okresie lipca i sierpnia br. zostały wykonane pomiary polaryzacji w asocjacji III Cefeusza przy pomocy 65 cm refraktora Obserwatorium Belgradzkiego oraz fotometru Obserwatorium Warszawskiego. Jako analizator służył polaroid, obszar widma był wy dzielony przez filtr Schotta GG 14 oraz fotomnożnik 1P21, sygnał po wzmocnieniu go przez konwencjonalny wzmacniacz prądu stałego był rejestrowany na potencjometrze samopiszącym Brown.
Ogółem zmierzono 57 gwiazd z listy B l a a u w a , H i l t n e r a i J o h n s o n a . Prze ciętny błąd średni uzyskanych wartości polaryzacji wynosi O^OOó. Na rysunku 1 prze prowadzone jest porównanie obserwacji belgradzkich z fotoelektrycznymi obserwacjami H i l t n e r a i H a l l a oraz fotograficznymi S e r k o w s k i e g o .
Rysunek 2 przedstawia obszar asocjacji III Cefeusza. Długość kreski reprezentuje stopień polaryzacji światła danej gwiazdy a jej nachylenie płaszczyznę polaryzacji. Cyfry oznaczają wartości absorpcji wyznaczonej przez B l a a u w a , H i l t n e r a i J o h n s o n a przy pomocy metody Q. Gwiazdy o absorpcji mniejszej niż 2^0 są w większości wypadków najprawdopodobniej gwiazdami bliższymi nas niż asocjacja. Z wykresu widać, że o ile absorpcja nieznacznie tylko zmienia się z położeniem, to polaryzacja zmienia się w sposób radykalny. Mogłoby to wskazywać na nieidentyczność cząstek odpowie dzialnych za polaryzację i absorpcję światła gwiazd, lub też na wielkoskalową strukturę pola magnetycznego z kierunkiem pola równoległym do linii łączącej asocjację ze Słońcem na północno-wschodnim brzegu asocjacji i odchylającym się od tego kierunku na południowo-zachodnim brzegu. Mogłoby to też wskazywać na to, że w gęściejszym,
74 Z pracowni i obserwatoriów
-o.-*) -eros oroo *amos *otk
R r s . 1. Porównanie obserwacji belgradzkich z fotoelektrycznymi obserwacjami Hiltnera i H alla oraz fotograficznym i Serkowskiego
s iln ie j absorbującym ośrodku, linie s il pola magnetycznego są ciaśniej upakowane a zatem jego natężenie jest większe i większa jest polaryzowaIność ośrodka, a przecho dząc do ośrodka rzadszego linie s ił pola magnetycznego rozchodzą się na strony i dla tego jest ono słabsze. Za tym ostatnjm wytłumaczeniem przemawiałby fakt, że kąty po laryzacji są wyraźnie zbieżne w kierunku najw iększej absorpcji i polaryzowalności. Dla gwiazd podanych przez B l a a u w a , H i l t n e r a i J o h n s o n a jako członków aso cjacji, średnia absorpcja wynosi 2IJ'5, średni stopień polaryzacji 0™042 a stąd średni stosunek polaryzacji do absorpcji 0,017, to jest ponad trzy razy mniej od maksymalnego. W spółczynnik korrelacji polaryzacji z absorpcją wynosi +0,42 ±0,15, a zatem nieco więcej od wartości 0,3 uzyskanej przez S e r k o w s k i e g o dla tejże asocjacji na pod stawie wcześniejszych obserwacji. Współczynnik ko.relacji pomiędzy absorpcją i sto sunkiem polaryzacji do absorpcji wynosi + 0,18 ± 0,17 jest więc też dodatni chociaż nie w sposób istotny.
STATYSTYCZNA METODA AN ALIZY ZMIAN OKRESÓW GWIAZD ZMIENNYCH
A. K R U S Z E W S K I
Została rozwinięta metoda statystycznej analizy zmian okresów gwiazd zmiennych oparta na zastosowaniu teorii słabo stacjonarnych procesów stochastycznych. Dla
Z pracowni i obserwatoriów
75
oTos
i--- 1
R y s. 2. O bszar a s o c ja c ji III C efeusza
ilu stracji została ona zastosowana do trzech gwiazd zaćmieniowych fi Per, RZ Cas, VW Cep. Spośród periodycznyph zmian okresu, sugerowanych dla tych gwiazd, zostały potwierdzone tylko zmiany okresu związane z trzecim ciałem w przypadku ft Per. W przypadku gwiazdy RZ Cas okres może być uważany za stacjonarny proces stochas tyczny, natomiast dla dwu pozostałych gwiazd raczej dopiero pochodna okresu po czasie jest procesem stacjonarnym.
WYNIKI OBSERWACJI POŁUDNIKOWYCH PRZEJŚĆ GWIAZD W OBSERWATORIUM POLITECHNIKI WARSZAWSKIEJ W JÓZEFOSŁAWIU
W LATACH 1958-1959
W. O P A L S K I
Referat przedstawia w krótkości zagadnienie błędów systematycznych związanych z zastosowaną techniką rejestracji czasu; analizę wyników z punktu widzenia błędów systematycznych; obliczenie prowizorycznej poprawki do konwencjonalnej długości geo graficznej słupa południkowego; a wreszcie rozważania na temat wyznaczenia błędu instrumentalno-katalogowego i efektywne wyznaczenia na podstawie uzyskanego ma teriału obserwacyjnego.
MAGNETOGRAWITACYJNA NIESTABILNOŚĆ UWARSTWIONEGO OŚRODKA
A. G. P A C H O L C Z Y K
Podano kryterium niestabilności magnetograwitacyjnej ■ uwarstwionego, ściśliwego ośrodka ze względu na osiowo-symetryczną perturbację.
O GÓRNEJ GRANICY NATĘŻENIA POLA MAGNETYCZNEGO W GALAKTYCE
A. G. P A C H O L C Z Y K
Rozpatrywany jest z punktu widzenia m ożliw ości wyznaczenia górnej granicy na tężenia pola magnetycznego wpływ tego pola na proces tworzenia się ramion spiralnych galaktyki w wyniku mechanizmu grawitacyjnej niestabilności. Podane jest oszacowanie górnej granicy natężenia pola magnetycznego w galaktyce; wartość ta wynosi 4.10"6 gauss.
FLUKTUACJE GĘSTOŚCI MATERII MIĘDZYGWIAZDOWEJ W O B SZARZE KASJOPEI
B. P AC Z Y Ń S K I
W równiku galaktycznym w obszarze Kasjopei dokonane zostały zlicze nia gwiazd na Atlasie Palomarskim. Z licze nia były wykonywane w pasach równoległych do równika galaktycznego, o szerokości 2/ i o długości sześciu stopni. Drogą obliczenia funkcji autokorelacyjnej dla ilo ści gwiazd zostały wyznaczone fluktuacje ilo śc i gwiazd wzdłuż każdego pasa. Przy założeniu, że gwiazdy rozłożone są równomiernie w przestrzeni i że rozkład materii absorbującej można uważać za słabo stacjonarny proces stocha styczny) można było oszacować fluktuacje tej materii.
80
Z pracowni i obserwatoriówZALEŻNOŚĆ STOSUNKU p / A v OD GĘSTOŚCI MATERII
MIEDZY GWIAZDOWEJ W OBSZARZE KASJOPEI
B. P A C Z Y Ń S K I
Przeprowadzona została dyskusja zależności stosunku polaryzacji do absorpcji od absorpcji i od odległości, w obszarze Kasjopei (i1 od 88?5 do 135°; fc1 6°). Wykazano, że w rozpatrywanym obszarze spadek stosunku p/ Av przy wzroście Av wywołany jest głównie mniejszą zdolnością polaryzowania światła w obszarach o większej gęstości. Wpływ depolaryzacji jest zaniedbywalny.
GNOMONIKA JANA HEWELIUSZA T. P R Z Y P K O W S K I
Podobnie jak Mikołaj K o p e r n i k Jan H e w e l i u s z nie pozostawi! nam żadnego dzieła traktującego teoretycznie o zagadnieniach gnomonicznych. Jednakowoż w szcząt kach spuścizny naukowej, jaka nam po obu tych astronomach pozostała, znajdujemy wyraźne ślady, iż obaj doskonale znali prawidła gnomoniki naukowej i stosowali je w praktyce stwarzając na ich podstawie przyrządy będące wybitnymi nieraz technicznymi pomocami w ich właściwych badaniach astronomicznych.
Najstarszą gnomoniczną pracą H e w e l i u s z a jest wykonany przez niego mie dziorytowy frontispis do gnomonicznego podręcznika Atanazego K i r c h e r a z. r, 1635, wykonany jeszcze w A w iniorie, w czasie studiów. Jest to bardzo bogaty wykres re fleksyjnego zegara słonecznego na zasadzie po raz pierwszy zastosowanej w gnomonice przez Mikołaja K o p e r n i k a .
W r. 1638 H e w e l i u s z opracowuje nowy typ zegara słonecznego opartego na za sadzie almukantaratu, lecz dającego się zastosować, w przeciwieństwie do innych znanych typów almukantaratowych, w różnych szerokościach geograficznych. Oryginał tego zegara słonecznego do r. 1945 znajdował się w Cdańsku. T yp.ten występuje bardzo licznie w muzeach europejskich, a nawet w XIX w. jest masowo produkowany w Wiedniu, lecz najstarszym znanym okazem jest zegar H e w e l i u s z a , co pozwala przypuszczać iż on jest jego w ynalazcą.
W r. 1647 wydana słynna „Selenographia” H e w e l i u s z a parokrotnie w rycinach podaje nam zegar słoneczny jako przyrząd pomocniczy naukowego instrumentarium; zachowany katalog biblioteki Jana H e w e l i u s z a zawiera najwybitniejsze pozycje bibliograficzne zarówno teoretycznej jak praktycznej gnomoniki. Świetna jej znajomość, którą zresztą wykazał H e w e l i u s z ju ż przy współpracy m łodzieńczej z K i r c h e r e m , pozwala mu znakomicie opracować praktyczne systemy wyznaczania południka dla badań deklinacji magnetycznej w r. 1673.
Jedyną, zachowaną dotychczas, niesłychanie okazałą pracą Jana H e w e l i u s z a z zakresu praktycznej gnomoniki jest zegar słoneczny na pałacu Jana Sobieskiego w Wilanowie. Pow stał on około roku 1680 i należy przypuszczać że tylko ogólna kon cepcja oraz wskazówki pochodzą od Jana H e w e l i u s z a , który w tym czasie zdaje się, Gdańska już nie opuszczał. Natomiast realizacja zegara leżała niewątpliwie w rękach jego naukowego współpracownika, jakim był Adam Adamanty K o c h a ń s k i , bibliotekarz królewski w Wilanowie, znany matematyk, fizyk i astronom. Zegar wskazujący godziny liczone od północy, od wschodu słońca i od ostatniego zachodu, poza artystycznym wykonaniem stawiającym go na pierwszym miejscu wśród tego rodzaju zabytków w Pol sce, posiada gnomonicznie doskanale ustawiony wykres, który po zdjęciu przemalowań
i obecnie zdatny jest do praktycznego użytku, a poza tym typowe dla epoki baroku plastyczne symbole: Tarczy Sobieskiego, Księżyca i Merkurego, wskazujące na autorstwo Jana H e w e l i u s z a oraz chronometrii i fizyki, wskazujące na K o c h a ń s k i e g o . Jest on obecnie w konserwacji i rekonstrukcji, które to prace — niestety — ciągną się już
82
Z pracowni i obserwatoriówlatam i, bez w id oczn ego rezu ltatu i odpowiedniego za b e zp ie c ze n ia jednego z n ajw yb itn iej sz y c h zabytków kultury p o ls k ie j.
T a k w ięc na podstaw ie tych dowodów gnom onicznej d z ia ła ln o ś c i H e w e l i u s z a , ze w zględu na w ię k s z ą b lis k o ś ć h isto ryczn ą oraz o b fito ść sp u śc izn y zn a czn ie lic z n ie j szy c h n iż te, ja k ie p o zo stały po gnom onicznej d z ia ła ln o ś c i K o p e r n i k a , widzim y iż był on jednym z w yb itn iejszy ch gnomoników sw ej epoki w Europie.
ZMIANA PARAMETRÓW CIAŁA PRĘDKOŚCI GWIAZD Z ODLEGŁOŚCIĄ OD PŁASZCZYZNY GALAKTYCZNEJ
K. R U D N I C K I
Praca porównuje wyniki v a n R h i j n a i autora referatu dotyczące wzrostu dyspersji prędkości dwu różnych grup gwiazd z odległością od płaszczyzny galaktycznej. Podaje ona ponadto argumenty za realnością tego efektu, jak również pewne wnioski teoretyczne z zakresu dynamiki Galaktyki oraz wnioski praktyczne dotyczące sensu wyznaczania ciała prędkości.
FOTOELEKTRYCZNE POMIARY POLARYZACJI GROMAD OTWARTYCH
K. S E R K O W S K I
W okresie od marca 1960 do czerwca 1961 wykonane zostały przy pomocy 53-cm teleskopu Obserwatorium Low ella pomiary polaryzacji św iatła gwiazd w następujących gromadach otwartych:
M
25 (około 100 gwiazd w 2 barwach), gromada Stock'a w Perse- uszu (około 100 gwiazd), Podwójna Gromada w Perseuszu (35 gwiazd),NGC
1893 (20 gwiazd),NGC
2422 (25 gwiazd),NGC
6823 (25 gwiazd),NGC
6871 (20 gwiazd) i asocjacja VI Cygni (30 gwiazd). Ł ączn ie dla przeszło 350 gwiazd w gromadach zo s tała zmierzona polaryzacja, przy czym pomiar każdej gwiazdy trwał około % godziny. Wykonanych zostało ponadto sto k ilk ad zie siąt pomiarów polaryzacji gwiazd standardo wych oraz fotoelektryczna fotometriaUBV
dla gromady Stocka w Perseuszu. Wszystkie wymienione wyżej pomiary mają na celu zbadanie mikrostruktury pola magnetycznego w Galaktyce oraz wyjaśnienie zależności pomiędzy polaryzacją i międzygwiazdowym poczerwienieniem.OBSERWACJE FOTOMETRYCZNE ORANA, NEPTUNA I GWIAZD STANDARDOWYCH
WYKONYWANE W CELU WYKRYCIA ZMIAN JASNOŚCI SŁOŃCA
K. S E R K O W S K I
Redyskusja obserwacji fotoelektrycznych Urana i Neptuna, wykonywanych w Obserwa torium Low ella od roku 1953 dała przebieg zmian jasności tych planet różny od
uzyska-84 Z pracowni i obserwatoriów
nego poprzednio przez H .L. J o h s o n a i B. I r i a r t e . Obserwacje te w ciągu ostatnich dwóch lat wykonywane były przez autora referatu. Uzyskanych zostało k ilk a wniosków, dotyczących sposobów zwiększenia dokładności fundamentalnych i różnicowych obser wacji fotoelektrycznych. Podane są nowe, poprawione w ielkości gwiazdowe i wskaźniki barwy standardów pierwszego rzędu systemu fotometrycznego UBV.
BADANIA RUCHU KOMETY GRIGG-SKJELLERUP
G. S I T A R S K I
W oparciu o elementy orbity tej komety z r. 1952 (podane przez C . D i n w o o d i e ) zostały obliczone perturbacje w ruchu komety wywołane przez wszystkie planety (oprócz Plutona) w okresie 1952—1957. Perturbacje obliczane były metodą w ariacji elementów, a w trakcie rachunków przeprowadzane były różnego rodzaju kontrole. Elementy z r. 1952 zostały następnie poprawione na podstawie obserwacji komety dokonanych w latach 1952 i 1956/57, przy czym ze względu na małą liczbę obserwacji nie tworzono miejsc normalnych. Wynik powiązania okazał się zadowalający (błąd średni jednego m iejsca obserwowanego wyniósł ± 3',’02). Z nowymi, poprawionymi elementami, po uwzględnieniu zakłócającego wpływu ośmiu planet, obliczona została efemeryda na n ajb liższe poja wienie się komety zimą 1961/62. Efemeryda ta różni się znacznie od podanej przez C. D i n v o o d i e w Handbook of the B.A .A . 1961, str. 59. Przyczynę rozbieżności wyjaś niono korespondencyjnie i okazało się , że obliczenia prowadzone metodą wariacji ele mentów są poprawne (C. D i n w o o d i e stosował metodę C o w e l l a ) .