W notatce tej, której temat został mi zasugerowany przez Kierownictwo Zakładu, będę opierał s ię na oficjalnym sprawozdaniu ZA PAN za okres 1966—1970 oraz na kilku informacjach prywatnych.
Wydaje mi się, iż całokształt współpracy można by podzielić na trzy grapy: długo terminowe staże zagraniczne, współpraca w ramach ,,Interkosm os” oraz krótkie wy jazdy na konferencje, sympozja, a także przyjazdy naukowców zagranicznych.
W omawianym okresie na stażach półrocznych lub dłuższych było 8 osób: W. D z i e m - b o w s k i , R. G ł ę b o c k i , A. K r u s z e w s k i , W. K r z e m i ń s k i , B. P a c z y ń s k i , J. S m o l i ń s k i , Z. T u r ł o , J. Z i ó ł k o w s k i . Wyjazdy te m iały na celu zebranie materiału obserwacyjnego lub wykonanie rachunków niezbędnych do prac prowadzo nych w Zakładzie. Wyjazdy długoterminowe wywierają bardzo silny wpływ na rozwój ośrodka krajowego. Przykładowo w latach 1960—1969 na bazie materiałów obserwacyj nych i numerycznych, niedostępnych w kraju, wykonano 5 prac doktorskich i 3 prace habilitacyjne (liczby dotyczą Pracowni Astrofizyki II oraz Obserwatorium Astronomicz nego UW).
Współpraca w ramach ,,Interkosm os” m iała na celu konsultacje dwustronne i wielo stronne o tematyce naukowej i technicznej, coroczne spotkania ekspertów m ające na celu uzgodnienie programów badawczych, wymianę pu b lik acji, wreszcie — najw ażniej sze — ud ział w eksperymencie i obserwacjach dokonywanych za pomocą aparatury umieszczonej przez uczestników programu ,,Interkosm os” na radzieckich sputnikach i rakietach. W ramach tego programu w stadium konstrukcji znajduje się w Zakładzie radiospektrograf do badania widm dynamicznych Słońca z pokładu sputnika. Również w ramach tego programu skonstruowano n a terenie Obserwatorium Astronomicznego
UMK radiospektrograf naziemny, a we Wrocławiu baterię komór ciemniowych oraz spektroheliograf, które były wysłane 28 listopada 1970 r. na rakiecie Wertical I.
W okresie 1966—1970 na pobyty krótkoteiminowe wyjechało 12 pracowników oraz odbyło s ię 8 wyjazdów grupowych dla przeprowadzenia konsultacji aparaturowych (w tym — w zw iązku z COA oraz w ramach ,,Interkosm os” ). W tym też okresie Zakład Astronomii gościł 31 naukowców zagranicznych. Pracownicy Zakładu brali udział w wyjazdach na dwa kolejne Kongresy Międzynarodowej Unii Astronomicznej: w Pradze
(1967 r. — łącznie 68 osób z Zakładu i Obserwatoriów) i w Brighton (1970 — łącznie 22 osoby). Dość liczne uczestnictwo w obu Kongresach m ożliwe było tylko dzięk i prywatnym inicjatywom zorganizowania wyjazdów przy w spółudziale PTA i ZA PAN. Na sympozjach i konferencjach Zakład, je ś li był reprezentowany, to na ogół przez je d n ą osobę. Zarówno ograniczenia dewizowe jak i powolne i niesprawne załatw ianie formalności administracyjnych i paszportowo-dewizowych powodowały dezaktualizację wyjazdów.
Reasum ując należałoby stw ierdzić, iż duża c z ę ś ć dorobku powstała czy to bezpo średnio, czy też pośrednio dzięki kontaktom zagranicznym. Dalszy rozwój tychże wy daje się być konieczny, aby utrzymać się na co najm niej dotychczasowym poziomie. Należałoby także dążyć do usprawnienia procedury administracyjnej związanej z wy jazdam i, aby nie zaprzepaszczać często bardzo interesujących okazji do wyjazdów.
Jó ze f Juchniewicz
Obserwatorium Astronomiczne UW
[
257]
POSTĘPY ASTRONOMII Tom XIX (1971)» Zeszyt 3
NAUKOWE OŚRODKI ASTRONOMICZNE W KRAJU
A ktualizacja n a 10 II 1971 r. (dotyczy ośrodków, o których artykuły informacyjne zostały ju ż opublikowane w „P ostępach Astronom ii’).
Instytut Astronomii UMK (Torań): Doc. Dr Stanisław G o r g o l e w s k i został m ia nowany profesorem nadzwyczajnym; na stanowiskach asystenckich zatrudnieni zostali: Mgr Leopold D y b k o w s k i , Mgr Stanisław K r a w c z y k , Mgr Aleksander W o l s z c z a n . W czerwcu 1970 r. magisteria otrzymali: Andrzej K a c z o r , Jerzy S i k o r s k i , Romuald Ty l e n da , Bogdan W i k i e r s k i .
Obserwatorium Astronomiczne UBB (Wrocław): zakupiono 30 cm Jensch Coelostat firmy Zeiss w Jenie NRD; otrzymano zegar kwarcowy ZOPAN Warszawa, Synchronized D igital Crystal Clock, type P Z —12; wypożyczono z Pułkowskiego Obserwatorium (ZSRR) chronograf drukujący z generatorem kwarcowym, typ 21.
Z LIT E R A T U RY NAUKOWEJ
P O S T Ę P Y ASTRONOMII Tom X IX (1971). Zeszyt 3
LASEROWE POMIARY ODLEGLOŚCI ZIEMIA-KSIĘŻYC B. K O Ł A C Z E K
Laserowe pomiary odległości sztucznych satelitów Ziemi zapoczątkowane zostały w 1965 r. przez Smithsonian Astrophysical Observatory ( K o ł a c z e k 1967X W ciągu tych kilku lat szereg stacji rozmieszczonych na całej ku li ziem skiej wykonało ju ż tysiące obserwacji, które pozwoliły na dokładniejsze wyznaczenie parametrów określają- jacych figurę i potencjał Ziem i, jak i udokładnienie teorii orbit SSZ ( K o ł a c z e k 1971).
Laserowe pomiary odległości Ziemia-Księżyc um ożliwione zostały przez zainstalo wanie na Księżycu specjalnego zwierciadła laserowego przez załogę statku „A p o llo 11” w dniu 21 lipca 1969 r. Odbicie w iązki laserowej od samej powierzchni K siężyca zbyt mocno rozszczepiałoby w iązkę oraz w ydłużało nanosekundowy impuls do mikro sekundy (odbicie od sferycznej powierzchni K się ży c a ). Zwierciadło laserowe za in stalowane na Księżycu składa się ze stu sześciennych, krzemowych zwierciadeł 0 średnicy 3,8 cm każde. Zwierciadło zostało ustawione w płaszczyźnie prostopadłej do średniego kierunku Ziemia-Księżyc, dając w rezultacie w iązkę, która na Ziemi ma średnicę 16 km. Wydłużenie impulsu odbitego od zwierciadła wynosi m niej niż nanosekundę.
Przewidywana dokładność pomiaru 2,5-sekundowego okresu czasu przejścia pro mienia laserowego do K siężyca i z powrotem wynosi 1 nanosekundę, co odpowiada
dokładności pomiaru odległości Ziemia-Księżyc ± 15 cm. Dokładność tego pomiaru zależy głównie od sprawności fotopowielacza, działającego na poziomie pojedynczych foto elektron ów, takie bowiem natężenie posiada im puls powracający z K siężyca po odbiciu od zwierciadła laserowego.
Pierwszych udanych obserwacji laserowych odległości Ziemia-Księżyc dokonano za pomocą trzymetrowych teleskopów w L ick Observatory, 1 i 3 sierpnia 1969 r. 1 w McDonald Observatory, 20 sierpnia 1969 r., w którym te obserwacje s ą kontynuowa ne. Do pomiarów tych użyte w McDonald Observatory lasera rubinowego o parametrach w tab. 1.
T a b e l a 1
Parametry lasera rubinowego używanego w McDonald Observatory N azw a w ielkości O kres początkowy Po udoskonaleniu
Długość f a li 6943 A 6943 X
Energia im pulsu 20 nsek 2.8-4,0 nsek Kątow a rozp ięto ść w iązki 2,4 m ilirad iana 1,4 m ilirad iana C zę sto tliw o ść im pulsu 6 sek 3 sek
260
Z literatu ry n a u k o w e jO dchyłki p ie rw sz y c h o b se rw a c ji lasero w y ch w ykonanych w M cDonald O bservatoiy p rz e d s ta w ia ta b . 2. T a k d u że o d dchyłki spow odow ane s ą zarów no wpływem błędu p o zy cji o b serw ato ra i z w ie rc ia d ła la se ro w e g o , ja k i sam ego K się ż y c a . W ek sp ery m en tach tych z a p o d sta w ę p rz y ję to efem erydy K się ż y c a L E 16, opracow ane przez J.D . M u l h o l - l a n d a z J e t P ro p u lsio n L ab o rato ry , których b łąd o d le g ło ś c i Z iem ia-K sięży c n ie pow inien przek ro czy ć k ilk u s e t m etrów . Im proved L unar E p h em eris, naw et po uw zględ n ie n iu now ego sy stem u s ta ły c h a stro n o m iczn y ch , d a ją błędy o d le g ło śc i Z ie m ia -K się ż y c rz ę d u 2 km.
Z p ie rw s z e j a n a liz y danych o b serw acy jn y ch a u to rz y w n io sk u ją, ż e p o z y c je s ta c ji o b serw acy jn y ch o b arczo n e s ą błędam i rzędu k ilk u d z ie s ię c iu m etrów . L ick O b se rv a tory wymaga p rz e s u n ię c ia n a z a c h ó d , a McDonald O bservatory b liż e j o s i obrotu Z iem i. T a b e l a 2 O d ch y łk i la s e ro w y c h o b s e rw a c ji o d le g ło ś c i Z ie m ia -K się ż y c D zień o b s e rw a c ji Moment o b s e rw a c ji O d ch y łk a pom ierzo n eg o c z a s u p r z e j ś c i a im p u lsu w n s e k 20 s ie rp n ia aboo™ 96115 3 w rz e ś n ia 11 10 490115 4 w r z e ś n ia 10 10 795124 22 w r z e ś n ia 4 00 -1 4 3 0 1 1 5 17 p a ź d z ie rn ik a 1 44 -7 9 8 1 1 5
L a s e ro w e pom iary o d le g ło ś c i Z ie m ia -K się ż y c p o zw o lą n a znaczny p o s tę p w bada n ia c h dynam iki układu Z ie m ia -K się ż y c , a to w s z c z e g ó ln o ś c i w b ad an iach :
1) F ig u ry i budowy w n ętrza Ziem i i K się ż y c a
2) Ruchu w irow ego Ziem i (w tym ruchów b ieg u n a) i K się ż y c a (w tym lib ra c ji fiz y c z n e j).
3) Ruchu o rb ita ln e g o K s ię ż y c a . 4) Zmian s t a łe j g ra w ita c ji.
T a b e le 3, 4, 5 p o d a ją przew id y w an e z w ię k s z e n ie d o k ła d n o śc i param etrów , c h a ra k te ry z u ją c y c h w yżej w spom niane z ja w is k a i w ie lk o ś c i, po kilk u la ta c h o b se rw a c ji la s e ro w y c h K się ż y c a o d o k ła d n o śc i 15 cm przy z a ło ż e n iu , że o b se rw a c je tak ie
pro-T a b e l a 3
D o k ła d n o śc i d an y ch o rb ita ln y c h K s ię ż y c a
W ielkość O b e c n a d okł adno ść
D o k ład n o ść p rz e w id y w a n a po roku
o b se rw a c ji
Ś re d n ia o d le g ło ś ć Z iem ia- -K s ię ż y c
E k sc e n try c z n o ś ć o rb ity 1 • 10"’ 4 • i<r* K ą to w a p o z y c ja K s ię ż y c a
w zględem p erig eu m 2 • 10"6 ra d 4 • 10"* ra d K ąto w a p o z y c ja K s ię ż y c a
Z literatury naukowej
261
T a b e l a 4
D okładności parametrów, charakteryzujących lib ra c ję K s ię ży ca i i współrzędnych zw ierciadła laserowego
Wielkość O becna dokładność
D okładność przewidy wana po o kre sie obser
w acji P = (C — A )/B 1- 10'5 3 * 10"8 po 4 latach y = (B - A )/C 5 • i< rs 2 • 10"7 po 1,5 roku Współrzędne zw ierciadła
laserow ego0: X x 500 m 25 m po roku
X , 200 m 7 m po roku
X , 200 m 5 m po 3 latach
a Współrzędne X lf X 9 Y, mierzone s ą w zd łu ż głównych o si b e zw ład n o śc i, d la których główne momenty b e zw ładności w y noszą odpowiednio A, B, C.
T a b e l a 5
D okładności parametrów, charakteryzujących figurę i ruch wirowy Ziem i Wielkość dokładnośćO becna Przewidywana do kł a dno ść Okres obrotu Ziem i (s) 5 • 10'5 i • io-J O d leg ło ńć s ta cji o d o si
obrotu Z iem i (m) 10 0,3
O d leg ło ść s ta cji od p ła s z
czyzny rów nika (m) 20 0,6—Ł 0
Ruch bieguna (m) 1-2 0,15
Szybkość ruchu kontynentów w kierunku wschód-zachód
zaobserwowana w ciąg u
5 la t (cra/iok) 30-60 3
wadzone będą zarówno z kilku stacji na Ziem i, jak i przy użyciu kilku zwierciadeł laserowych umieszczonych na Księżycu.
Obecnie pracują ju ż trzy stacje laserowe pomiarów K siężyca: McDonald Observa tory w Texasie, USA; Krymskie Obserwatorium w ZSRR i Obserwatorium na P ic du Midi we Francji. W ciągu n ajb liższy ch dwóch lat zostaną uruchomione jeszcze cztery urządzenia laserowe do pomiarów odległości Ziem ia-K siężyc: trzy amerykańskie — na Hawajach, w Tucson (Arizona) oraz przenośne urządzenia laserowe Smithsonian Astrophysical Observatory, które zostanie zainstalow ane w Południowej Ameryce — i czwarte w Japo nii.
Wraz z automatyczną stacją radziecką „Ł unochod 1” zostało zainstalowane na K siężycu w rejonie Morza Deszczów drugie zwierciadło laserowe.
262 • Z lite r a tu r y n a u k o w e j
L I T E R A T U R A
K o ł a c z e k , B. , 1967, P o s tę p y A stro n o m ii, 15, 107—110.
A l l e y , C . O , B e n d e r , P . I . , 1968, IAU Sym posium No 32 C o n tin e n ta l D rift, S e c u la r m otion o f th e P o le and R o ta tio n o f th e E a rth , 86—91.
A l l e y , C . O , i in ., 1970, S c ie n c e , 167, 3 6 8 —370. A l l e y , C .O , i in ., 1970, S c ie n c e , 167, 4 5 8 -4 6 0 .
M u l h o l l a n d , J . D ., i in ., 1970, C O SPA R X III P le n a ry M e etin g , 1 - 1 7 . K o ł a c z e k , B , P ra c e N aukow e PW (w d ru k u ).
P O S T Ę P Y ASTRONOMII Tom XIX (1971). Zeszyt 3
O B ŁOK I WODOROWE W HALO A POWSTAWANIE GALAKTYKI A. Ż Y T K O W
W tematyce o bserw acji radiow ych neutralnego wodoru w l in ii 21 cm o d k ilk u la t is to tn e m iejsce z a jm u ją badania struktury h a lo g a la k ty c zn e g o . Warto m o że przypom n ie ć , że jedne z p ie rw szy c h , bardzo je s z c z e fragm entaryczne obserw acje obłoków wodorowych w d u ży c h s ze ro k o śc ia ch g alekty cznych w ykonano w L e ide n w 1954 r. Interpretując dane obserw acyjne (profile l in i i o bardzo szero kich skrzy dłach z tenden c ją do asym e trii w kierunku ujemnych prę dk o śc i) sugerow ano w ów czas is tn ie n ie s tru m ie nia neutralnego wodoru p o ru s zając e g o s ię w kierunku p ła s z c z y z n y G alaktyki ( W e s t e r h o u t 1957). Od tego c za su n a s z s ta n w iedzy o strukturze halo i w ła s n o śc ia c h po s zc ze g ó ln y c h obłoków z n a c z n ie s ię po szerzył; w ię k s z o ś c i danych dostarczyły sy ste m a ty c zne o bserw acje prow adzone od ok. 10 la t w D w ing e lo o . P o n iż e j omówimy obse rw acje struktury ram ion spiralnych G a la k ty k i poza p ła s z c z y z n ą dysku ( K e p n e r 1970), o bserw acje s zy b k ic h obłoków wodorowych w d użych sze ro k o śc ia ch g ala k ty c z n y c h ( H u l s b o s c h i R a i m o n d 1966, H u l s b o s c h 1968, O o r t 1966) oraz h ip o te zę O o r t a , b ę d ą c ą p ie rw s zą p ró b ą po w ią za n ia obserw ow anych z ja w is k z modelem po w sta w a n ia galaktyk ( O o r t 1970b). P rze z szy b k ie o b ło k i wodorowe rozum ieć b ę d z ie my o b ło k i o prędkościach r a d ia ln y c h |t> | > 70 k m /s , o bło ki średnio prędkie to o b ło k i o prędk ościach 70 k m /s > |t»r | > 30 k m /s .
O bserw acje K e p n e r wykonane za pom ocą 25-metrowego radiote le sk op u w D win geloo pokryły obszar 228° > 1 > 4 8 ° i 20 ° > b > 6 ° s i a t k ą co 4 ° w d łu g o śc i i co 2 ° w s z e ro k o ś c i. N a jw a żn ie js z y m w nioskiem z tych o bse rw a c ji je s t stw ierd zenie, że ram iona spiraln e średnio r o z c ią g a ją s ię od 1 do 2 kpc ponad p ła s z c z y z n ą G alaktyki, o s ią g p ją c czasem naw et o d le g ło śc i pow yżej 3 kpc. R ysun e k 1 prze dstaw ia rozkład prędkości rad ialn e j w fu n k c ji d łu g o ś c i g a la kty c zn ej dla sze ro k o śc i galaktycznych 6 ° i 10°. O b sza r kropkowany prze dstaw ia ram iona s p ira ln e w p ła s z c z y z n ie G a la k tyki; litera I o z n a c za ram ię pośrednie, P — ram ię P e rse u sza (P„ — c z ę ś ć zew nętrz n ą , Pj — c z ę ś ć w e w nętrzną), O — ram ię zew nętrzne (0o — c z ę ś ć ze w n ętrzn ą ram ienia ze w n ętrzn e g o. O j — c z ę ś ć w ew nętrzną). K ażda z obserw ow anych sk łado w ych lin ii reprezentow ana je s t przez kółko o średnicy pro po rcjon aln e j do in te s y w n o śc i; lin ia p io n o w a o z n a c z a sz e ro k o ś ć po łó w ko w ą składow ej wyra; 'n ą w prędkości. N a rysunku w id a ć w y raźnie, ż e obserw ow ane prędk ości r a d ia ln e obłoków neutralnego wodoru w w ię k szy c h sze ro k o śc ia ch g alektycznych s k u p ia ją s ię w o k ół w a rto ści, o d p o w ia d a ją cych prędkościom ram ion s p ira ln y c h w p ła s z c z y z n ie G a la k ty k i.
E fe k t koncentrow ania s ię wodoru w różny ch s ze ro kościach g a la k ty c zn y c h w sposób o dp o w ia d ając y strukturze ram ion sp ira ln y c h w id a ć te ż w y raźn ie na rys. 2. J e ś li przy j ą ć , że obserwowane o bło ki z w iąz a n e s ą ze strukturą s p ira ln ą , u trz y m u jąc ą się naw et
w d użych o d le g ło ś c ia c h od p ła s z c z y z n y d ysku, to z a k ła d a ją c kołow e ruchy ram ion i przyjm u jąc m odel ro ta c ji G a la k ty k i zaproponow any p iz e z S c h m i d t a (1965) można wyznaczyć\ o d le g ło ść obserw ow anych ram ion od centrum G a la k ty k i. To z k o le i w po łą c z e n iu ze z n a jo m o ś c ią g ę sto śc i po w ierzchnio w e j wodoru pozw ala na o szaco w an ie spadku g ę s to ś c i w m iarę o d c h o d ze nia od p ła s z c z y z n y d ysku. Dla ram ienia P erseusza, n a jle p ie j w idocznego spośród ram ion obserw ow anych, śre d n ia g ęstość sp a d a do 1%
264 2 litera tu ry n a u k o w ej
1. Prędkość ra dia ln a v r w fu nk cji długości galaktycznej d la szerokości galaktycznych 6 = 6 ° i b - 10° (o b jaśn ie n ia w tekście)
gęstości w centrum ramienia n a wysokości 700 pc < z < 2400 pc, dla ramienia pośred niego i zewnętrznego średnio na wysokości z = 1800 pc. Maksymalna wysokość nad p łaszczy zną G alaktyki, do której ramię może być obserwowane wynosi dla ramienia pośredniego 2700 pc, dla ramienia Perseusza nieco ponad 3000 pc. Warto wspomnieć, że pobieżna an aliza znacznie mniej kompletnych obserwacji półkuli południowej wyko nana przez H u l s b o s c h a ( O o r t 197Qa) wskazuje, że ramiona spiralne rozciągają się też na południe od płaszczyzny Galaktyki.
Oprócz obłoków, które można było powiązać ze strukturą spiralną w dużych od ległościach od płaszczyzny dysku, K e p n e r zaobserwowała też kilka obłoków o znacz nie większych ujemnych prędkościach radialnych i rozkładzie uderzająco różnym od rozkładu gazu związanego z ramionami spiralnym i. Obłoki te po raz pierwszy obserwo wane były kilka lat wcześniej przez H a b i n g a (1966). Nie w ykazują one praktycznie tendencji do koncentracji w kierunku niższych szerokości galaktycznych, ich rozkład na sferze niebieskiej je s t asymetryczny względem płaszczyzny Galaktyki; prawdo podobnie le ż ą one w bardzo dużych odległościach od Słońca, a pochodzenie ich jest takie same jak pochodzenie szybkich obłoków w dużych szerokościach galaktycznych.
Z lite r a tu r y n a u k o w e j 2 6 5
R y s . 2. P rę d k o ść r a d ia ln a w fu n k c ji s z e ro k o ś c i g ala k ty c z n e j d la d łu g o ś c i g a la k ty c z n y c h 120°, 116°, 1 1 2 ° , 1 0 8 ° ( o b ja ś n ie n ia w te k ś c ie )
R y s- 3« R o z k ła d s z y b k ic h ob ło k ó w w odorow ych p o w y ż e j s z e ro k o ś c i g a la k ty c z n e j ± 5°- D uży z a k re sk o w a n y o b s z a r o +5 ^ 6 +20 tw o rz ą p raw d o p o d o b n ie c z ę ś c io w o ra m io n a s p ir a ln e o b se rw o w a n e p rz e z K e p n e r i c z ę ś c io w o b a rd z o d a le k ie s z y b k ie o b ło k i w odorow e- D la p o d o b n e g o o b sz a ru o s z e ro k o ś c i “ 1 5 ° ^ 6 ^ “ 5 ° o b s e rw a c je n ie s ą j e s z c z e w p e łn i w y k o n an e- L ic z b y u m ie s z c z o n e p rzy z akre sk o w an y ch o b s z a ra c h o z n a c z a ją p ręd k o ści; d u że lic z b y o zn acz ają
w s p ó łrz ę d n e , l i n i ą c i ą g ł ą z a z n a c z o n y j e s t h o ry zo n t w D w ingeloo
W s p o m n ia n e ju ż w y ż e j s z y b k i e o b ło k i w o d o ro w e o b s e r w o w a n e w d u ż y c h s z e r o k o ś c i a c h g a l a k t y c z n y c h z o s t a ł y o d k r y t e w 1963 r. R o z k ł a d . s z y b k i c h o b ł o k ó w n a s f e r z e n i e b i e s k i e j p r z e d s t a w i a r y s . 3. N a j b a r d z i e j u d e r z a j ą c e j e s t , ż e z r e g u ł y d u ż e p r ę d k o ś c i r a d i a l n e s ą u j e m n e . T a k d u ż e j p r z e w a g i p r ę d k o ś c i u j e m n y c h iii e m o ż n a p r z y p i s a ć