raicznych należy zw iększyć o ok. 20% i ich jasność zw iększyć o ok. 0?4 . W szczegól ności ulegają, zw iększeniu odległości do w szystkich gromad otwartych i kulistych, odległość do centrum Galaktyki (obecnie 12 kps), wreszcie odległości do innych Ga laktyk. Należy zw iększyć jasność absolutną gwiazd typu RR Lyrae i Cefeid itd.
Należy zwrócić uwagę na jeszcze jedną konsekwencję zmiany sk ali odległości. Ponieważ wzrasta jasność wszystkich gwiazd w gromadach, przeto wiek gromad jest m niejszy niż przypuszczano, jak się okazuje również o 20%. Aktualne oceny wieku najstarszej znanej gromady otwartej (NGC 188) wynoszą, 7 x 10’ lat. Wiek gromady ku lis te j M3 należy zm niejszyć do ok. 9 x 109 lat. Tymczasem stała H ubbie’a zm niejsza się do 80 km /sek/106 parseków, co prowadzi do „w ie k u ” wszechświata równego 10 x 10° lat. Je s t to więcej niż wiek najstarszych gromad i w ten sposób jeszcze jeden paradoks zostaje usunięty.
L I T E R ' A T U R A
B o d e n h e i m e r, P. , 1965, Ap. J ., 142, 451. - E g g e n , O .J ., 1963, Ap. J . Suplements 8, 125 (No. 76). H e r k , van G ., 1959, A .J . 64, 348.
H o d g e , P.W ., W a l l e r s t e i n , G ., 1966, P u b l. of A .S .P . 78, 411.
IDENTYFIKACJA OPTYCZNA ŹRÓDŁA SCO X-1
J . S M A K
W ostatnich numerach ,,The Astrophysical Journal” ukazało się kilka prac po święconych identyfikacji optycznej n ajsilniejszeg o ze znanych źródeł promieniowania rentgenowskiego, znanego jako Sco X —1. Źródło to zostało odkryte przez zespół G i a c c o n i , G u r s k y , P a o l i n i i R o s s i (1962) w wyniku eksperymentu rakietowego z 1962 r. Kolejne pomiary z rakiet w latach następnych pozwoliły na coraz dokładniej sze określenie współrzędnych obiektu. Najdokładniejszych danych — a dodajmy od razu, iż okazały się one kluczowe dla późniejszych badań optycznych — dostarczył lot rakie ty Aerobee w dniu 8 marca 1966 r. Wykonane w trakcie tego eksperymentu pomiary po zwoliły na ustalenie, iż rozmiary kątowe Sco X —1 s ą mniejsze od 20" ( G u r s k y i in . 1966a) oraz dały położenie źródła z dokładnością rzędu pół minuty łuku ( G u r s k y i in. 1966b). Nie wdając się w szczegółowy opis techniki pomiarowej (patrz cytowane prace), warto tylko w yjaśnić, iż pomiary te dały dwa równie prawdopodobne położenia obiektu, oddalone o ok. 5 minut łuku. Wyniki zostały jeszcze przed ich opublikowaniem przeka- kazane do obserwatoriów w Tokio i na Mt. Wilson i Palomar. Podjęta w tych obserwato riach próba identyfikacji optycznej opierała się dodatkowo na następujących, roboczych założeniach: a) obiekt optyczny powinien być „gwiazdopodobny” ; b) jego jasnosć wi zualna powinna być powyżej 13-tej wielkości; c) obiekt powinien odznaczać się silnym ultrafioletem. Przebieg poszukiwań i ich wyniki podsumowane s ą w pracy dwunasto osobowej grupy autorów ( S a n d a g e i in. 1966).
W czerwcu 1966 r. wykonano w Obserwatorium T okijskim (Okayama), za pomocą 74-calowego reflektora, zdjęcie dwubarwne (ultrafiolet plus barwa niebieska) przeszu kiwanej okolicy. W pobliżu jednego z dwu miejsc przewidzianych przez pomiary rakie towe odkryto obiekt optyczny o silnej nadwyżce ultrafioletowej. Wykonane następnie pomiary fotoelektryczne dały następujące wartości (dość niepewne z powodu złych wa runków fotometrycznych):
V
- 12.6, 6 —V
“ +0.3,V
—B
- —0.8. Wreszcie, równieżtele-19 6 Z lite ratu ry naukow ej
sk opem 74-calowym, u z y s k a n o p ierw s zy sp ektrogram obie ktu, który u k a z a ł widmo c i ą g ł e ze słab y m i linia m i emisy jnymi H-gamma i A 4686. T e w s tę p n e wyniki p rz e k a z a n o do Obserw ato riów Mt. Wilson i P alo m ar. Tu rozpoczęto o b s e r w a c j e fotomet ry czn e i s p ek tro sk opow e te l e s k o p a m i 200-calowym i 20-calowym, Oto ich w ynik i. Obiekt opty czny wy ka z u je zmiany b la s k u w g ran icach od ok. 12.4 do ok. 13.0 w ie lk o ś c i (K). Drobnym wa haniom p o d le g a j ą t a k ż e barwy. Obiekt z o s t a ł o d s z u k a n y t a k ż e na k l i s z a c h harvardzkic h (od 1896 r.); a n a l i z a tych k li s z potw ie rdza z m ien n o ść b la s k u na p r z e s tr z e n i o s t a t n i c h d z i e s i ę c i o l e c i . O b serw acje s p e k tro sk o p o w e (t e le s k o p 200-c alowy, d y s p e r s ja 85 A/mm) p o k a z a ły , że widmo o b ie k tu przypomina widma w ie lu now ych. Obserwuje s i ę s z e r o k ie linie e m isy jn e s e r ii Balmera, linie helu (m.in. H e ll A 4686), o raz s z e r o k ą blen dę AA 4630—4655, za k tó r ą o dpow iedzia lne s ą praw dopodobnie li n ie CIII, NIII i Oli. N aj c i e k a w s z e , być może, s ą duże zmiany — z nocy na noc — li nii wodorowych. Mimo s p e c ja l n y c h p o sz u k iw a ń nie wykryto je d n a k zmian pręd k o ś ci ra d i a ln y c h , które ś w ia d c z y ł y by o podw ójn ości o b iek tu .
I s t n i e j ą c e w tej chw ili dane z d a j ą s i ę w s k a z y w a ć , że: po p ie r w s z e , obiekt opty czny j e s t post-now ą, a po drugie — że j e s t on optycznym odpow ie dnik iem źródła Sco X—1. Trudno bowiem p r z y p u ś c ić , by id e a l n a niem al k o in cy d en c ja po ło żeń była dziełem przy padku. I d e n t y fik a c ja op ty czn a źródła Sco X—1 n a s u w a , o c z y w iś c i e , c a ły s z e r e g pyta ń i problemów. P o m i ja j ą c s a m ą sp r a w ę mechanizm u e m i s j i prom ieniowan ia rentgenow s k i e g o , n a le ż a ło b y w y ja ś n i ć c z y w s z y s t k i e nowe — a j e ż e l i ta k , to w jak ich f a z a c h s w e j ew olu cji — s ą siln y m i źródłam i X. P rzy o k a z ji dodać można, iż inne s i l n e źródło prom ieniowan ia r e n tg e n o w s k ie g o z o s t a ło już w c z e ś n i e j zid entyfikow ane z m g ław icą Krab.
Wreszcie odnotować w ypada p racę J o h n s o n a i S t e p h e n s o n a (1966), którzy dokonali id e n t y fi k a c ji Sco X—1 z post-n ow ą, n i e z a l e ż n i e od grupy G u r s k y ’ e g o i S a n d a g e ' a , J o h n s o n i S t e p h e n s o n opierali s i ę tylko na w c z e ś n i e j s z y c h , mniej do kład nych w ynikach pomiarów ra kietow ych. Obiekt opty czny z o s t a ł odkryty na k l i s z a c h wykonanych 24-calowym t e l e s k o p e m Schm idta w Obserw atorium Warner and Sw asey , ja ko gw ia zda zm ienna. Na k l i s z a c h z pryzmatem obiektywowym st w i e rd z o n o , że j e s t to obie kt g orący, z widmem cią głym , pozbawionym s i l n i e j s z y c h li n ii . Dopiero widmo s z c z e l i n o w e , u z y sk a n e spektro gra fem C a s s e g r a in o w s k im te l e s k o p u 84-calow egc na Kitt P e a k po zw oliło na p e ł n i e j s z y opis w idma, zgodny z omówionymi w yżej wynikami S a n - d a g e ’ a i in . A c z k o lw ie k o b se r w a c je J o h n s o n a i S t e p h e n s o n a nie d o d a j ą w ie le do ob razu s y t u a c j i opartego na o b s e r w a c j a c h z Tokio i Kaliforn ii, a le przynajmniej j e d e n ic h a s p e k t w art j e s t p o d k r e ś le n ia . To m ianow icie , że sam o odkry cie dokonane z o s t a ło nie wielkim te le sk o p e m — 24-calow ą kam erą Schmidta. J e ż e l i w ię c brać pod uwagę m o żliw ości in s tru m e n ta ln e oraz poło żenie g e o g ra f ic z n e , to można bez prz e s a d y po w ie d z ie ć , iż odkrycie bę d ą c e tematem n i n i e j s z e j notatki mogło być z powodzeniem dokonane i w P o l s c e . L I T E R A T U R A G i a c c o n i , R. , G u r s k y , H. , P a o l i n i , F „ R o s s i , B. , 1962, P h y s . Re v. L e t t e r s , 9, 439. G u r s k y , H. , G i a c c o n i , R. , G o r e n s t e i n , P . , W a t e r s , J . R. , O d a , M., B r a d t , H. , G a r m i r e , G. , S r e e k a n t a n , B .V ., 1966a, A p. J „ 144, 1249. G u r s k y , H. , G i a c c o n i , R. , G o r e n s t e i n , P . , W a t e r s , J .R ., O d a , M., B r a d t , H. , G a r m i r e , G. , S r e e k a n t a n, B .V ., 1966b, A p. J ., 146, 310. J o h n s o n , H.M., S t e p h e n s o n , C .B ., 1966, A p. J . , 146, 602. S a n d a g e , A .R ., O s m e r , P . , G i a c c o n i , R. , G o r e n s t e i n , P . , G u r s k y , H. , W a t e r s , J. , B r a d t , H. , G a r m i r e , G. , S r e e k a n t a n , B .V ., O d a , M., O s a w a , K. , J u g a k u , J. , 1966, A p. J ., 146, 316.
K R O N IK A
SYMPOZJUM HELIOFIZYCZNO-MAGNETODYNAMICZNE W SOPOCIE
J . M E R G E N T A L E R
Spotkanie to, które odbyło się w dniach 20—23 września 1966 r. w Sopocie było już czwartym tego rodzaju roboczym Sympozjum. Pierwsze miało miejsce w 1961 r. w Ta trzańskiej Łom nicy. Idea takich spotkań narodziła się w Katedrze Heliofizyki Uniwer sytetu Wrocławskiego w czasie krótkiej rozmowy, w której z dr S t a n k i e w i c z e m dyskutowaliśmy szanse rozwoju heliofizyki w Polsce. W wyniku tej dyskusji zwróciłem się wtedy do dr M. K o p e c k i e g o z Ondrzejowa z propozycją zwołania takiego robo czego spotkania polsko-czechosłowackiego w najwygodniejszej dla obu stron formie, w jakiejś miejscowości w pasie turystycznym, jeszcze tego samego roku. Rozmowa m iała miejsce na wiosnę — spotkanie nastąpiło na jesieni tegoż roku i zostało zorgani zowane przez stronę czechosłowacką w Tatrzańskiej Łom nicy. Następny zjazd w 1962 r. był organizowany przez Katedrę H eliofizyki przy wydatnej pomocy Polskiego Towarzy stwa Astronomicznego. W 1964 r. znowuż spotkaliśmy się w Tatrzańskiej Łomnicy, ale w tym ostatnim zjeździe uczestniczyli już przedstawiciele 6 krajów, wobec czego po stanowiono następne Sympozjum zorganizować nie w pasie turystycznym. Wybraliśmy więc Sopot — m .in. dlatego, że w niedalekim sąsiedztw ie, w Gdańsku, pracował pierw szy poważny obserwator Słońca w Polsce — Jan H e w e l i u s z . Dorobek jego chcieliśmy przy okazji pokazać heliofizykom z innych krajów — stało się to możliwe dzięki ogrom nie życzliw em u stanowisku dyrekcji B iblioteki G dańskiej, w której specjalnie dla uczestników Sympozjum zorganizowano piękną wystawę dzieł H ew eliusza.
W spotkaniu w Sopocie brało udział ok. 40 przedstawicieli z 6 krajów: A ustralii, Czechosłow acji, NBD, P o lski, Węgier i ZSSR, wygłaszając ponad 30 referatów, z tego parę przeglądowych.
Jako zebranie robocze i specjalistyczne nie mogło ono zawierać zbyt różnorodnego materiału. Ale mimo to zagadnienia poruszane dotyczyły dość różnych dziedzin, od instrumentalnych problemów radioastronomicznych aż do powiązań pól magnetycznych z ruchami turbulentnymi gazów.
O niektórych referatach postaram się pokrótce wspomnieć, całość materiałów zja zdowych będzie drukowana w „A cta Universitatis W ratislaviensis” w serii: Matematyka, Fizyka, Astronomia.
Pierwszy dzień narad poświęcony był referatom mówiącym o promieniowaniu radio wym Słońca. Duże zainteresowanie wywołały referaty dra J. H a n a s z a i R. W i e l e b i n - s k i e g o . Pierwszy autor reprezentował Toruń, drugi Sydney, ale obaj referowali wyniki uzyskane w Sydney, gdzie dr H a n a s z pracował ostatnio jako stypendysta. Zajmował się tam wybuchami radiowymi typu I, występującymi zwykle seriami; autor nazywa to łańcuszkam i. Zbadanie poszczególnych składników takiej serii pozwoliło stw ierdzić, że , czy pojedynczo, czy seriami występujące I typu radiowe wybuchy nie różn ią się od siebie, tak że pojedynczy wybuch można po prostu uważać za graniczny przypadek seryjnego zjaw iska. R . W i e 1 e b i ń s k i mówił przede wszystkim o sprawach
instrumen-198 Kronika
talnych , o p isu jąc w ielki interferometr p ozw alający rejestrow ać radiowe promieniowanie na fali 21 cm i 43 cm.
C iekaw e wyniki otrzymali V. L e t f u s i A. T l a m i c h a w c z a s ie zaćm ienia Słońca w dniu 20 maja 1966 r. R ejestrow ali oni promieniowanie radiowe w c z a s i e zaćm ienia na falach 3,2 cm, 37 cm, 56 cm i 115 cm. J e s t rz e c z ą godną uw agi, że tylko na tej n ajd łu ż sz e j fa li uzyskano asym etryczn ą krzywą, w sk az u ją c ą na obecność centrów aktywnych w koronie. Wyliczeniem minimalnego strum ienia promieniowania radiow ego Słońca na fali 810 M c/sek zajm ow ał się St. Z i ę b a na podstaw ie ob serw acji wykony wanych. w Krakowie. B ard ziej ogólnie zagadn ienie to om aw iał A . K r u g e r z P o czda mu, u s ta la ją c z danych uzyskiw anych przez różne obserw atoria absolutne w arto ści radiow ego promieniowania Słońca na różnych falach od 3 do 56 cm . Nie ma potrzeby podk reślać w ażn ości tego rodzaju opracow ań.
Jednym z ciek aw szy ch zjaw isk w dzied zin ie promieniowania radiowego Słońca s ą wybuchy radiow e IV rodzaju , których pochodzenie przypisyw ane je s t działan iu relatyw i styczn ych elektronów . Temu zagadnieniu synchrotronowego promieniowania, jako źródła wybuchów radiowych IV typu, były pośw ięcone dwie p race, W jednej J . K ł e c z e k i J . Ol mr z Ondrzejowa w yk azali, że tego typu wybuchy radiowe w latach 1960—1965 były s ta le zw iązan e z dwoma lub w ięcej grupami plam na Słońcu, co zgadzałoby się także i z tym faktem, że ani razu w tedy, gdy na Słońcu była tylko jedna plama nie po jaw ił s ię taki wybuch. Autorzy z bardziej szczegó ło w ej an alizy d o szli do w niosku, że za em isję tego typu wybuchów odpowiada w ielki o b szar, obejm ujący nieraz parę grup, ob szar rzędu 4 x 105 km, ch arakteryzujący s ię zw iększonym natężeniem pola m agnetycz nego, p o d c zas gdy źródłem relatyw istyczn ych elektronów je s t zwykle znaczn ie m niejsza pow ierzchnia, ograniczona tylko do wymiarów sam ego rozbłysku. Elektrony te następnie w ypełniają jak gdyby c a łą o bjętość zajm ow aną przez wzmocnione pole m agnetyczne. Druga p raca, pośw ięcona temu zagadnieniu była referowana przez A. B o h m e z P o cz damu. Autor szczegółow o rozpatrzył zachow anie s ię pierw szego w nowym cyklu wybuchu radiow ego IV typu, który był wyjątkowo siln y i dorównywał n ajsiln iejszem u ze znanych wybuchów z 1957 r. Porównanie z innymi tego typu wybuchami pozwoliło wysunąć przy p u szc z e n ie , że mamy do czyn ienia z dwoma mechanizmami p rzy śp ieszający m i elektrony powodujące pow staw anie wybuchów IV typu.
Pow iązaniem wybuchów radiowych z burzami magnetycznymi na Ziemi i próbami w yjaśn ien ia mechanizmu ich pow staw ania zajm ow ała się I. G a r c z y ń s k a z Wrocławia, w ysuw ając p rzy p u szczen ie, że można te zjaw isk a w yjaśn ić na gruncie teorii Siedow a o p isu ją c e j e k sp lo zje w idealnym g a z ie .
T ak w sk ró cie w yglądałaby tre ść p ierw szego dnia zjazd u . N astępny dzień pośw ię cony był zw iedzaniu Gdańska i okolic oraz wystaw y d z ie ł Heweliusza sp e c ja ln ie na ten dzień zorganizow anej przez Bibliotekę G d ań ską. W trzecim dniu d łu ższy , przeglądowy referat o su bteln ej strukturze pól magnetycznych na Słońcu w y gło sił A .B . S i e w i e r n y j , dyrektor Krym skiego Obserwatorium. Jednym z ciekaw szych niew ątpliw ie był referat M. M a r i k z B u dap esztu . Autor w yliczył wpływ pól magnetycznych na fale Alfvena i na konwekcję w plam ach, w ykazując, że nagrzew anie chromosfery nad plamami może być p rzypisan e falom hamowanym, przechodzącym w sła b e fale uderzeniow e. Aż do około 1000 gau ssó w chrom osfera nad plamami nie powinna się różnić od zwykłej chromosfery, ale dla natężeń pola m agnetycznego pow yżej 2000 gau ssó w powinna być mniej ja sn a od chromosfery aktyw nej, a nawet ńie pobudzonej, ja k ą obserwujemy w ok olicach poza obszaram i aktywnymi.
R eferatem , który był echem poważnych badań prowadzonych w Krymskim Obserwa torium, był wspomniany już odczyt A .B . S i e w i e r n e g o . Ja k wiadomo, w do tych czaso wych teoriach pól m agnetycznych plam słon ecznych zak ład ało s ię jednorodność pola
K ronika 1 9 9
m agnetycznego — b a d a n ia S i e w i e r n e g o i w sp ółp racow ników , w y k a z u ją c e d u że nie- r e g u l a r n o ś c i pól m agnetycznych w s k a z u j ą na k o n ie c z n o ś ć zrew id ow ania te g o sp o s o b u in t e r p r e ta c ji , przy tym tr z e b a j e s z c z e uw zg lęd n ić skomplikow any s y s t e m p o w s ta j ą c y c h pól e le k t ry c z n y c h i s i l n y c h grad ientó w pól m a g netycznych, zapew ne n ie r a z 10-krotnie s i l n i e j s z y c h od przyjmowanych d o t y c h c z a s . Autor zw raca t e ż uwagę na w y raźn ą a s y metrię biegunów ogó ln ego pola m agnetycznego i to n i e z a le ż n ie od tego cz y pola te były mierzone na poziomie fotosfe ry, c z y chromosfery.
Polo m magnet ycznym i ele ktrycznym w pla m ach s ł o n e c z n y c h oraz metodom ich o b se r w a c ji były po św ię c o n e re feraty z Irkuckie go O bse rw ato rium, g d zie w górach Sa- ja ń s k i c h od nie daw na pra cuje jedno z n a jm ło d s z y c h h e li o fi z y c z n y c h obserwatoriów zo rganizow ane dz ię k i energ ii V .E . S t i e p a n o w a , Z te go o środka p o c h o d z ił tak że re ferat w spóln y G. K u k l i n a i M. K o p e c k i e g o po św ię c o n y ro z p a trz e n iu m ożliw ości p o w sta w a n ia pól ele k try c z n y c h w a tm o sfe r z e s ł o n e c z n e j w wyniku i s t n i e n i a gradientu c i ś n i e n i a . K o p e c k i j e s t pracownikiem obse rwatorium w O ndrz ejo w ie , a jego pobyt w Irkucku j e s t jednym z etap ów bardzo żyw ej w sp ó łp racy ty c h obu obserw atorió w .
Warto w r e s z c i e w spom nieć o p r a c a c h B. R o m p o l t a na te m at protuberancji s ł o neczn y ch i A. S t a n k i e w i c z a o p o la c h m ag n ety czn y ch w pla m ach. P o n iew aż jednak auto rzy c i m ają zamiar o p i s a ć w „ P o s t ę p a c h ” sw o je b a d a n ia o b s z e r n ie j, nie b ęd ę ich tu re ferow ał. Wspomnę j e s z c z e o c i e k a w e j , te o r e t y c z n e j o b s z e r n e j pra c y F . K r a u s e g o z ,,I n s t i t u t fur Magnetohydrodynamik Akademie der W is s e n s c h a f te n ” w B erlin ie , m i e s z c z ą c e g o s i ę w J e n i e . W pracy tej s z e r o k o omówiono problem g e n e ra c j i pól m agnetycz nych gw ia zdow ych i pla n etarn y ch przez ruchy tu rbule ntne plazm y. Pewnym brakiem tej te orii było pominięci e s i ł ta r c i a , ale u w z g lę d n ie n ie ty ch efektów dopro w adziłoby do ta k z a w iły c h z a l e ż n o ś c i , ż e w y lic z e n ie ic h nie mogło j e s z c z e być d okonane.
Nie o p is a łe m , o c z y w i ś c i e , w s z y s t k i c h p rac. Pominąłe m nie które p race z Wrocławia i z P o czd am u . Nie wspom niałe m o s t a t y s t y c z n y c h problemach ro zw iązy w an y ch p rzez ze s p ó ł , którym kieruje L . D e z s o na Węgrzech, a które mają duże z n a c z e n i e dla po znania p rz e b ie g u ak ty w n o ści Sło ńca w c z a s i e — a l e w ydaje mi s i ę , że zw ró ciłem d o s t a te c z n ą uwagę na główne problem y, c z y może c i e k a w s z e z a g a d n i e n ia , jakie były oma wiane na tym czw artym ju ż z rzędu te g o ro d z a j u sp o t k a n iu heliofizykow z s ą s i e d n i c h krajów. Jak w p r z y s z ło ś c i b ę d ą takie s p o t k a n i a w y g lą d a ć , trudno p rz e w id z i e ć . Z a in t e re s o w a l i s i ę nimi h e li o fi z y c y w ło s c y , być może i z innych krajów ch ę tn ie w z ię to by u d z ia ł w ta k i c h n ie d u ż y c h liczbow o sy m p o z jo n a c h . N astęp n e sp o t k a n ie od b ęd zie s i ę j e s i e n i ą 1968 r. w NRD, dokąd z a p r o s z e n i z o s t a l i w s z y s c y u c z e s t n i c y przez F.W. J a- g e r a w im ieniu N ie m ieckie j Akademii Nauk w B e r li n ie . Na 1970 r. projekto w any j e s t ta k i z ja z d być może na Węgrzech, być może w którymś z innych krajów s ą s i e d n i c h .
W o sta tn im dniu z j a z d u p r z e d s ta w ic i e le w s z y s t k i c h u c z e s t n i c z ą c y c h krajów z e brali s i ę na s p e c j a ln y m z e b ra n i u c e le m ro z p a t rz e n i a m o żliw ości utw orzenia w spólnego he li o fi z y c z n e g o obserwatorium . Jak o p ie r w s z y krok do r e a l i z a c j i te g o , o b liczonego na d a l s z ą p r z y s z ł o ś ć , z a m i e r z e n i a postan o w io n o poprzeć projekt, ja k i b y ł 3 tygodnie przedtem d yskutow any w B eogradzie — projekt u tw o rzen ia ty m c z a so w e j n ieduże j s t a c j i o b se r w a c y jn e j na je d n e j z j u g o s ło w ia ń s k i c h w y sp na Adriatyku. P ro j e k t te n — nazw an y South er n-S olar-S tatio n P r o j e c t (w s k r ó c ie SSSP) — mógłby być sto su n k o w o ła t w o z r e a l i zow any ju ż w n a j b l i ż s z y c h la t a c h , może naw et c z ę ś c i o w o już w 1967 r. Wiąże s i ę on z u c h w a łą , jaka z a p a d ł a w 1966 r. w maju na Regio nalnym K ongresie Współpracy Geofi zy c z n e j w L i p s k u , m ów ią cą o w ie lo s tro n n e j w sp ó łp racy krajów w s c h o d n ie j Europy. W myśl s u g e s t i i , jak ie w ysuw ano w B e o g ra d z i e , prz y s tą p io n o w J u g o s ła w ii do bardziej s z c z e g ó ł o w e g o z b a d a n i a klimatu s ł o n e c z n e g o paru w ysp na A driatyku, a dla porównania podobne b a d a n ia s ą przeprow adzane w P o l s c e i C z e c h o s ł o w a c j i . B adania te na ra z i e nie w y m ag ają w i ę k s z y c h pra c o b s e r w a c y jn y c h , gdyż oparte s ą o i s t n i e j ą c e heliogram y u zy sk iw an e normalnie w m e t eo ro lo g iczn y ch o b s e r w a t o ria c h .
200 K ronika
MIĘDZYNARODOWY UKŁAD JEDNOSTEK MIAR SI W ASTRONOMII A. O P O L S K I
D ziennik Ustaw P R L Nr 25 z dnia 30 czerwca 1966 r. zawiera rozporządzenie Rady Ministrów w sprawie ustalenia legalnych jednostek miar. Według tego rozporządzenia legalnymi jednostkami miar są jednostki międzynarodowego układu jednostek, zwanego w skrócie układem SI (Systeme International). Wprowadzanie tego układu do nauki, techniki i różnych gałęzi gospodarki następować będzie stopniowo, zgodnie z ustale niami Prezesa Centralnego Urzędu Jakości i Miar. Przewiduje się jednak dopuszczanie przejściowo lub w ograniczonym zakresie zastosowań jednostek nie należących do układu SI. Konsekwencją tego rozporządzenia było ukazanie się w Monitorze Polskim Nr 74 z dnia 31 grudnia 1966 r. zarządzenia Prezesa Centralnego Urzędu Jakości i Miar w sprawie de finicji i oznaczeń legalnych jednostek miar oraz wykazu jednostek do puszczonych przejściowo do stosowania, jako legalne.
Powyższe akty prawne są wyrazem tego, że Polska znalazła się wśród państw, które również weszły w okres stopniowego i powolnego porządkowania i ujednolicenia systemu jednostek stosowanych w różnych gałęziach nauki, techniki i praktyki. Akcja ta ma swoje głębokie uzasadnienie. Z jednej strony kontakty między różnymi dziedzi nami techniki i nauki stw arzają konieczność zunifikow ania systemów miar i jednostek celem ułatwienia porozumienia, z drugiej zaś właśnie wszechstronne stosowanie po miarów sprzyjało powstawaniu wielu jednostek, tworzonych pod kątem potrzeb i wymagań poszczególnych kierunków zastosowań. Przykładem tego stanu może być fakt istnienia i stosowania 7 systemów jednostek elektromagnetycznych. W tym stanie instytucje i organizacje o charakterze międzynarodowym — Międzynarodowy Komitet Miar, Między narodowa Organizacja Normalizacyjna, Międzynarodowa Unia Fizyki Czystej i Stosowa nej i inne — podjęły pracę ustalenia jednolitego systemu jednostek miar. Wynikiem tej akcji jest właśnie międzynarodowy układ jednostek miar SI.
Jak podałem poprzednio, układ jednostek SI został już uznany w Polsce za układ jednostek legalnych. Wydaje się więc celowe przedstawienie głównych cech tego ukła du oraz rozważenie, jak jednostki te mogą być używane w astronomii.
Należy zwrócić uwagę na kilka dodatnich cech układu SI:
1) Układ ten opiera się tylko na 6 jednostkach podstawowych i 2 uzupełniających. Jast to chyba jego w ielką zaletą, że cały, bardzo skomplikowany system jednostek udało się zbudować z tak małej ilo ś c i jednostek podstawowych, które zostały precyzyj nie zdefiniowane (por. tabela 1). Tych 6 w ielkości i ich jednostki okazały się wystar czające do określenia wszystkich wielkości mierzalnych, występujących we wszyst kich dziedzinach nauki i techniki.
T a b e l a 1 Jednostki zasad n icze SI
W ielkość Jednostka miary Symbol
A. Jednostki podstawowe
1. Długość metr m
2. Masa kilogram kg
3. Czas sekunda s
4. Prąd elektryczny amper A
5. Temperatura (termod) stopień Kelw ina °K
Kronika 201
T a b e l a 1 (cd)
W ielkość Jednostka miary Symbol
B. Jednostki uzup e łniające
1. Kąt ptaski radian rad
2. Kąt bryłowy ste radian sr
T a b e l a 2
P rzedrostki i symbole do tworzenia jednostek wielokrotnych i podwielokrotnych
Przedrostek Symbol M nożnik
tera T 10u giga G 10’ mega M 10* kilo k 10s hekto h 102 deka da 101 decy d 10‘ 1 centy c lO*3 m ili m 10‘ s mikro [X 10** nano n 10"’ piko P l ( f ia femto £ 10‘ 15 atto a 10‘ 18
2) Układ SI posiada pewien prosty i jednolity sposób tworzenia jednostek pochod nych z jednostek podstawowych, tak aby wspólnie z podstawowymi powstał" układ spój- ny. W języku metrologów oznacza to, że jednostki pochodne pow stają tylko przez mno żenie lub dzielenie jednostek podstawowych, bez wprowadzania dodatkowych czynni ków liczbow ych. Na przykład je że li jednostką długości jest metr a jednostką czasu sekunda, to jednostką prędkości, sp ójn ą z poprzednimi, jest metr na sekundę, a nie np. kilometr na godzinę. Konsekwentne utrzymanie cechy spójności powoduje, że jednost ki pochodne układu SI w najprostszy sposób w ynikają z jednostek podstawowych. Spój ność układu SI oznacza, że jest on zbudowany prosto, logicznie i będzie łatwy do nau czania i zapam iętania — oczywiście dla tych, którzy nie są obarczeni nawykami i tra dycją stosowania innych jednostek. Por. tabelę 3, w której dla każdej wielkości w pierwszej lin ii podana jest jednostka SI oraz je j symbol.
3) Celem ułatwienia stosowania jednostek układu SI w różnych dziedzinach, ope rujących różnymi skalami w ielkości, ustalono przedrostki i symbole do tworzenia jed nostek wielokrotnych i podwielokrotnych (por. tabelę 2). W ten sposób układ SI może być uważany za układ powszechny, uniwersalny, dostosowany do dużej rozpiętości w ielkości mierzonych od 10"l a do 101J jednostki SI.
P o przedstawieniu głównych cech układu SI omówimy krótko jego jednostki pod stawowe z uwzględnieniem m ożliw ości zastosowania ich w astronomii.
1) Metr — jednostka długości. Metr jest równy 1 650 763,73 długości fali emitowa nej przez atomy kryptonu 86 przy przejściu elektronów między poziomami 2p10 i 5ds. Ta definicja zapewnia trwałość i du żą dokładność odtwarzania jednostki, dzięki
wyso-202
KronikaT a b e l a 3
Wybrane jed n o stk i SI oraz inne, p rzeliczo n e na SI
W ielkość Je d n o stk a Symbol
jed n .
P rz e lic z e n ie na jed n o stk g SI
D ługość metr m
Szerok ość mila m orska n. mile - 1852 m
yard yd * 0,9 1 4 4 m
C za s sekun da s
Okres minuta min ” 60 s
Stała c z aso w a godzin a h - 3600 s
doba, dzień d - 86 400 s
rok a = 31 556 925,975 8
K ąt p ła sk i radian rad
obrót, k%t pełny obr = 6,283 185 3 rad
sto p ień k%towy o “ 0 ,0 1 7 453 3 rad
minuta kątow a # = 0 ,290 888 2 .1 0 '5 rad
sekun da kątowa ii - 0 ,4 8 4 813 7 .1 0 '7 rad
K ąt bryłowy ste rad ian sr
C z ę s to ś ć , c z ę sto tliw o ść
ste ra n , k ąt brył. pełny