(Streszczenie referatu wygłoszonego na wspólnej konferencji astronomów czechosłowackich i polskich; Wrocław, czerwiec 1956)
J . W ITK O W SK I
A strom etria polska ma za sobą stopięćdziesięcioletnią tradycję. W arunki jej rozwoju nie należały jednak do łatwych. Składały się na to głównie przyczyny n atu ry instrum en talnej i brak środków pieniężnych. Tym niemniej osiągnięcia uzyskane naw et w okresach najtrudniejszych dla narodu, świadczą o poświęceniu i wytrwałości naszych astronomów. Wspomnę tu tylko o dwu katalogach: Ja n a K o w a lc z y k a z końca 19 stulecia i B oh dana Z a le s k ie g o sprzed 30 laty. Warszawski katalog Kowalczyka zawierający 6041 słabych gwiazd pomiędzy 2° a 7° deklinacji południowej został wykonany na starym kole południkowym zaopatrzonym w noniusze. Przeszło 22 000 obserwacji i obszerne rachunki wykonał Kowalczyk sam jeden. K atalog może być zaliczony do dobrych ówczesnych katalogów i świadczy o tym , że naw et stare narzędzie może dać dobre w y niki w rękach starannego obserwatora. A należy dodać, że w arunki pracy w impera- torskim Obserwatorium Warszawskim były wówczas niełatwe. K atalog Zaleskiego z r. 1926 jest katalogiem deklinacji fundam entalnych 486 gwiazd „Berliner Jahrbuch" i opiera się na rocznej serii obserwacji dokonanych przenośnym kołem południkowym Repsolda, opatrzonym m ikrom etrem bezosobowym. Praca w ykonana została w P ozna niu w bardzo prym ityw nych w arunkach przez chorego już wówczas Zaleskiego. P o myślana była jako część pierwsza pracy, której dalszy ciąg miał być w ykonany w Nowej Zelandii, co łącznie z obserwacjami poznańskim i dałoby system deklinacji fundam ental nych, wolny od liniowego błędu systematycznego, a to zgodnie ze znalezionym przez Zaleskiego wzorem na błąd instrum entalny pomiarów odległości zenitalnych A z = a z + + b t g z [dla północnej półkuli A ó = - a (90° —<5), dla południowej półkuli Ad = a (90°+ <5)]. Zaleskiemu nie sądzone było zakończyć swej pracy, ale jego m etoda wyznaczania dekli nacji fundam entalnych została przyjęta w astrom etrii. Nazwisko Zaleskiego jest jednak często pom ijane i m etoda przypisyw ana innym. Tak np. w katalogu monachijskim (obser wacje Monachium — Mount Stromlo) została ona przypisana Dnieprowskiemu. Obserwa torium Poznańskie od szeregu la t w staw ia do swego program u dokonanie obserwacji na obu półkulach m etodą Zaleskiego; p ro jek t ten dotychczas nie został zrealizowany z powodu braku funduszów.
K atalog Zaleskiego w ykazuje większe błędy system atyczne, niż należałoby się spodzie wać. P raca wymaga więc powtórzenia i przy tym tym samym narzędziem Repsolda ; p rze trwało ono szczęśliwie w stanie nienaruszonym okres wojny. P rzy narzędziu zostały obecnie zrobione pewne adaptacje dla fotograficznego odczytyw ania kół. Po dokładnym zbadaniu narzędzia zamierzone jest powtórzenie obserwacji K atalogu Zaleskiego.
W ostatnich latach prace katalogowe zostały podjęte przez Obserwatorium W ro cławskie, które włączyło się do wielkiego przedsięwzięcia astronom ii radzieckiej — katalogu słabych gwiazd — m ając do swej dyspozycji dwa względnie dobre narzędzia: koło w ertykalne i narzędzie przejściowe Repsolda. J a k wiadomo, znajomość dokładnych
84 7, pracowni i obserwatoriów
w spółrzędnych gw iazd należy do n ajw ażniejszych zagadnień nowoczesnej astronom ii. J e s t ono p o trze b n e zarów no d la b a d a ń n a d układem p la n e ta rn y m ja k i u k ła d a m i gw iazdo w ym i. Rów nież i pro b lem y astronom iczno-geodezyjne w y m ag a ją znajom ości d o kładnych w spółrzędnych gw iazd. Istn ie jąc e k atalo g i fu n d am e n taln e ró żnią się pom iędzy sobą ta k po d w zględem błędów p rzypadkow ych ja k i sy stem a ty cz n y ch . Nie z a sp o k a jają one o b ecnych p o trze b astro n o m ii; odnosi się to w szczególności do ruchów w łasnych gwiazd, k tó re n a sk u te k istn ien ia sy stem a ty cz n y ch błędów k atalo g u są zależne od danego u k ła d u fu n d am e n taln eg o . P o siad a to szczególne znaczenie w ta k ic h zagadnieniach, ja k czasu i sta ły c h astronom icznych, n p . sta łe j precesji, n u ta c ji, w spółrzędnych apeksu Słońca, sta ły c h ru c h u wirowego G alak ty k i.
Z agadnienie w yzn aczan ia ruchów w łasnych gw iazd w ym aga w ięc nowego podejścia i ujęcia. N a ty m tle p ow stała m yśl ułożenia k a talo g u słabych gw iazd w y su n ię ta przeszło dw adzieścia l a t te m u przez astronom ów radzieckich.
Z asadnicza m yśl k ata lo g u słabych gw iazd polega n a w y k o rz y sta n iu pozagalak- ty c zn y c h m gław ic, k tó ry c h ru ch y w łasne w ynoszą nie więcej niż 1 sek. lu k u w p rz e ciągu 8000 la t. Mgławice te d a ją więc dogodne p u n k ty oparcia n a niebie dla w yznacze n ia ruchów w łasnych gw iazd. P ro je k t radziecki przew iduje ułożenie k atalo g u gw iazd odniesienia w ogólnej ilości 17 500 d la całego nieba. G w iazdy te p ow inny być d o s ta tecznie słabe, ab y m ożna je było naw iązać fotograficznie do sąsiednich m gław ic 12—14 wielkości. K ata lo g pow inien zaw ierać też i gw iazdy dostępne obserw acjom n a kołach południkow ych celem n aw iązania ich do sy stem u fu n d am en taln eg o . W procesie uło żenia k a talo g u słabych gw iazd należy rozróżniać pięć sto p n i, m ianow icie:
1) K ata lo g fu n d a m e n ta ln y 930 słabych gw iazd ja k o p o d sta w a d la różnicow ych obserw acji południkow ych.
2) W yznaczenia p u n k tu równonocnego i położenia rów nika z obserw acji m ałych p la n et.
3) N aw iązanie k a talo g u fu n d am en taln eg o słab y ch gw iazd do u k ła d u P K 3 . D a to w d o sta te czn y m przybliżeniu p u n k t rów nonocy k a ta lo g u słabych gwiazd.
4) Ułożenie ogólnego k atalo g u 17 500 słabych gw iazd drogą różnicow ych ob ser w acji kołam i południkow ym i.
5) F otograficzne naw iązanie gw iazd ogólnego k atalo g u słabych gw iazd do m gławic p o za g a la k ty c z n y c h celem w y prow adzenia ruchów w łasnych gw iazd niezależnie od o bserw acji południkow ych.
O bserw atorium W rocław skie zaangażow ane je s t zarów no w p o m ia rach w zględnych ja k i bezw zględnych. W la ta c h 1950—1953 w ykonano obserw acje położeń w zględnych 559 gw iazd w system ie F K 3 zarów no w rek ta sce n zji (narzędzie przejściow e, obserw a torow ie m gr P rzem ysław R y b k a i m gr J a n W alichiewicz) ja k i w d ek lin acji (kolo w er ty k a ln e , obserw atorow ie m gr J a n K ubikow ski i m g r A n to n i G łania). Oba k atalo g i są w d ru k u . D alsze p rac e b ęd ą d o ty c zy ły pom iarów bezw zględnych.
Z agadnienia a s tro m e trii u k ła d u p la n eta rn e g o , w chodzące w zakres b ad a ń polskiej astro n o m ii, d o ty c zą n a s t ę p u j ą c y c h siedm iu p u n k tó w : 1) L ib ra c ja K siężyca. 2) D o k ła d n e położenia K siężyca z obserw acji zak ry ć gw iazd oraz 3) z obserw acji fo to g ra ficznych. 4) F otograficzne obserw acje położeń, m ałych p la n e t. 5) P o p ra w k i efem erydy Jo w isz a m e to d ą T. B anachiew icza. 6) Jo w icen try czn e położenia Księżyców n a podstaw ie obserw acji m om entów zaćm ień. 7) Z aćm ienia Słońca.
N ow a m eto d a w yrów nyw ania obserw acji lib ra cy jn y c h K siężyca została zastosow ana w p rac y prof. K . K o z i e ł a . P ra c a prof. K ozieła The Moon's lAbration and Figure as derived from H artwig's D orpat Heliometric Observations je s t p ra c ą przełom ow ą w teorii lib ra c ji i fig u ry K siężyca; rozpoczyna ona now y rozdział w h isto rii w yznaczania sta ły c h lib rą c ji naszego sa te lity . J u ż p rzed la ty zw rócił prof. T. B a n a c h i e w i c z uw agę n a
Z pracowni i obserwatoriów
85
wadliwe wyrównywanie obserwacji libracyjnych Księżyca w klasycznej metodzie Bes- sela. Stosowane tam dwustopniowe wyrównywanie obserwacji naruszało kardynalne założenie m etody najmniejszych kwadratów, wymagające operowania wielkościami od siebie niezależnymi. Poprawne rozwiązanie zagadnienia pozwalające dokonać w y równania obserwacji jednym ciągiem, stało się możliwe dopiero po podaniu przez Bana- ehiewicza nowego algorytm u krakowianowego metody najmniejszych kw adratów . Praca prof. Kozieła powstawała w Obserwatorium Krakowskim w tragicznych latach okupacji hitlerowskiej. Tam na tajnych zebraniach naukowych organizowanych przez prof. Banachiewicza były dyskutowane ważniejsze szczegóły nowej m etody wyrówny wania obserwacji libracyjnych Księżyca. F ak t, że praca została doprowadzona do p o myślnego końca, zawdzięczamy zarówno wytrwałości prof. Kozieła jak i stym ulującym wpływom wielkiego uczonego i nieugiętego człowieka, jakim był Tadeusz Banachiewicz.
Systematyczne obserwacje zakryć gwiazd przez Księżyc zostały wprowadzone do program u naszych obserwatoriów od r. 1920. Nastąpiło to dzięki inicjatywie Banachie wicza, który już jako student podkreślał znaczenie tego rodzaju obserwacji dla badania ruchów Księżyca. Od tegoż roku 1920 Obserwatorium Krakowskie oblicza i publikuje przepowiednie tych zjawisk dla obserwatoriów polskich. Obliczenia zakryć są dokony w ane uproszczoną m etodą rachunkową podaną przez Banachiewicza.
Z Obserwatorium Krakowskiego wyszły prace nad zakryciam i gwiazd przez wielkie planety. Średnice planet uzyskane z zakryć są wolne od błędów system atycznych obcią żających pomiary mikrometryczne. Świadczą o tym wyniki otrzym ane z zakryć dla średnic Jowisza i Wenus. Na tej drodze dopatryw ał się Banachiewicz rozstrzygnięcia spornej lcwestji średnicy Plutona.
Program Obserwatorium Poznańskiego przewiduje wyznaczenia położeń K siężyca fotograficzną m etodą Markowitza. Budowa kam ery Markowitza jest w toku i zam ie rzone jest rozpoczęcie obserwacji w roku geofizycznym.
System atyczne obserwacje położeń m ałych planet są dokonywane w Obserwa torium Poznańskim od r. 1925. W pierwszym okresie były to obserwacje wizualne, od roku zaś 1946 stosowana jest m etoda fotograficzna. Do tego celu służy mały astro- graf Zeissa (d= 12 cm, / = 54 cm), k tó ry przy wyjątkowo pomyślnych w arunkach atm o sferycznych i przeszło godzinnej ekspozycji pozwala sięgać do 14 wielkości gwiazdowej (uzyskano dobre zdjęcie Plutona). Astrograf ten służy też do fotografowania kom et. P rzy fotografowaniu kom ety Shajna we wrześniu 1949 r. została odkryta nowa pla- netka, której odkrywcy — Dobrzycki i Kwiek — nadali nazwę „Poznania".
Wyznaczenie poprawek efemeryd wielkich planet posiada duże znaczenie z p u n k tu widzenia teorii icli ruchu. Ja k wiadomo, obserwacje m ikrom etryczne ty ch planet są obarczone znacznymi błędami system atycznym i, które nie dadzą się całkowicie wyeli minować. D otyczy to również i zdjęć fotograficznych. Dla planet posiadających satelity pointowanie na brzeg tarczy może być zastąpione nastawieniem na stelarny obiekt, jakim jest satelita. Jeśli znane są z teorii ruchu satelity jego planetocentryczne współ rzędne, to nawiązanie planety do gwiazdy odniesienia poprzez satelitę nie nastręcza trudności. Ze wszystkich wielkich planet najlepiej opracowaną teorię ruchu satelitów posiada Jowisz. Dla 4 jego galileuszowskich księżyców mam y dwie dobrze opracowane teorie ruchu — S a m p s o n a opartą n a m ateriale zaćmieniowym i de S i t t e r a opartą na obserwacjach mikrom etrycznych. Rozbieżność pomiędzy nim i nie przekracza na ogół jednej dziesiątej sekundy łuku. Sampsonowska teoria ruchu jest stabularyzow ana i na skutek tego łatwiejsza w użyciu. Efem erydy księżyców są podawane w Connaissance des Temps. P róby fotograficznego nawiązania tą m etodą Jowisza do gwiazd przepro wadzone w Obserwatorium Poznańskim przez F. K o e b c k e g o dały zachęcające wyniki: nawiązania poprzez poszczególne księżyce różniły się pomiędzy sobą o wielkości rzędu
86
Z pracow n i i obserwatorióiud ziesiątych sekundy łuk u . M etoda ta , zalecana przez B anachiew icza, m oże posłużyć do w yznaczenia p u n k tu równonocnego i położenia rów nika dla tak icli przedsięw zięć, ja k k a ta lo g słabych gw iazd. Prow adzenie sy stem aty czn y ch obserw acji położeń Jow isza pow yższą m e to d ą w ejdzie do p ro g ra m u O bserw atorium Poznańskiego z chw ilą, gdy b ęd ą k u te m u odpow iednie w aru n k i in stru m e n ta ln e . W ty m że O bserw atorium p ro je k to w a n a je s t k o n ty n u a c ja H arw ardzkich obserw acji m om entów zaćm ień księżyców Jow isza now oczesnym i m etodam i fo toelektrycznym i, a to celem n agrom adzenia m a te riału potrzebnego d la popraw ienia Sam psonow skiej te o rii ruchów satelitów Jo w isza. Od trzy d z iestu la t p olska a s tro m e tria w łączyła do up raw ian y ch przez się zagadnień obserw acje m om entów całkow itych zaćm ień Słońca. K lasyczna ju ż dziś m e to d a B a n a
chiew icza w y k o rz y stu je dla celów astro m etry cz n y ch zjaw isko p ere ł B a ily ’ego. S kon stru o w an e w ty m celu przez B anachiew icza w r. 1927 ch ronokinem atografy b ra ły ju ż u dział w k ilk u ekspedycjach n a całkow ite zaćm ienia Słońca: L ap o n ia (29. Y I. 1927), U. S. A. (31. V II I. 1932), G recja, S yberja, J a p o n ia (19. V I. 1936), P o lsk a (30. V I. 1954). N ajlepsze w y niki uzyskano w L aponii. D a ły one p o p raw k i w zajem nych położeń Słońca i K siężyca, a ta k ż e i pro m ien ia pozornej ta rc z y słonecznej z du żą dokładnością (w edług K o r d y l e w s k i e g o prom ień Słońca u zy sk an y p rze z A u w e r s a w ym aga p o praw ki Jr® = + 0 " 0 8 ± 0?04). Zaćm ienie 1936 ro k u m iało być w yk o rzy stan e dla geodezyjnego n aw ią z a n ia odległych p u n k tó w n a pow ierzchni Ziemi (tzw. księżycowo-geodezyjna, m e to d a B anachiew icza), je d n a k w aru n k i pogody b y ły n a ogół n iesprzyjające. M ateriały zaćm ienia 1954 r. obserwowanego w pom yślnych w aru n k ac h ty lk o w je d n y m p unkcie (Ogrodniki) nie zo stały jeszcze opracow ane. P odczas zaćm ienia 1954 r. zo stały p oczy nione pierw sze u nas obserw acje p rz y pom ocy radioteleskopu, ustaw ionego z in ic ja ty w y B anachiew icza n a P orcie S kała p o d K rakow em .
W dziedzinie a stro m e trii gw iazdow ej, astronom ow ie polscy tra d y c y jn ie z a in te re so w ani są p o m ia ram i m ikrom etrycznym i gw iazd podw ójnych. Je d n y m z pionierów w ty c h p ra c a c h b y ł H erkules D e m b o w s k i , k tó ry stosunkow o niew ielkim narzędziem uzy sk ał d obre w y n ik i w w y jątk o w y ch w aru n k ac h włoskiego k lim atu .
O bserw acje gw iazd w izualnie podw ójnycli m a ją u n as obecnie c h a ra k te r s p o ra dyczny. P o trz eb n e są do tego celu w iększe narzędzia, aniżeli te, k tó ry m i d y sp o n u ją nasi obserw atorow ie.
N ie b ra k u n as w te j dziedzinie p ra c teo re ty cz n y ch i rachunkow ych (R akow iecki, W ierzbiński).
P ro b lem y astronom iczno-geodezyjne z a jm u ją osobne m iejsce w naszej a s tro m e trii. N a czoło w y su w ają się zagadnienia w yznaczenia długości i szerokości geograficznych, elem entów ta k nieodzow nych d la każdego O bserw atorium . W ciągu d w u stu la t h isto rii polskich obserw atoriów odegrały one dość w ażn ą rolę w p ra c a c h ty c h placów ek. P o m ija ją c daw niejsze p rac e w tej dziedzinie, nie m ające większego znaczenia naukow ego, w spom nim y o udziale naszych obserw atoriów w m iędzynarodow ych przedsięw zięciach. P rz y stąp ien ie P olski do konw encji p a ń stw b ałty ck ich nałożyło n a k raj nasz obow iązek w y k o n an ia pom iarów graw im etry czn y ch n a P om orzu w przeszło trzy d z iestu p u n k ta c h sieci tria n g u la c y jn e j. O bserw atorium K rakow skie p rz y w spółudziale Głównego U rzędu M iar p rz y stą p iło do pom iarów ju ż w r. 1926. P o m ia ry te b y ły później k o n ty n u o w an e przez G. U. M. oraz I n s ty tu t Geologiczny.
W r. 1929 O bserw atorium P o zn ań sk ie w łączyło się do p ra c k om isji geodezyjnej p a ń stw b ałty ck ich , m ianow icie do w yznaczeń długościow ych o najw yższej p rec y zji, zn a n y ch w lite ra tu rz e p o d nazw ą o peracji długościow ych bałtyckiego pierścienia. P o zn ań zo stał n aw ią za n y bezpośrednio do dw u sąsiednich p u n k tó w P o tsd a m i R iga.
AV m iędzynarodow ych p o m ia rach długościow ych 1933 r. w zięła u dział w iększa ilość naszych placów ek: O bserw atorium M orskie w G dyni oraz obserw atoria astro n o
-7j pracowni i obserwatoriów
87
m iczne uniw ersy tetó w w P o zn an iu i W arszaw ie, a ta k ż e P o lite ch n ik i W arszaw skiej. O peracje długościowe 1933 r. zo stały zorganizow ane przez M iędzynarodow e U nie: A stro nom iczną oraz G eodezyjno-G eofizyczną i to głównie celem spraw dzenia, w o parciu o podobne p o m ia ry długościow e z r. 1926, teo rii W e g e n e r a w zajem nego przem iesz czania się k o n ty n e n tó w . O peracja 1933 r. nie d a la k o n k retn y c h w yników co do spodzie w anych zm ian długości, a to, ja k sąd zą zw olennicy h ip o tezy W egenera, z pow odu z b y t krótkiego okresu czasu, ja k im je s t okres siedm ioletni. D ośw iadczenie zd o b y te w r. 1933, znaczny postęp w technice obserw acyjnej oraz w zględy finansow e sk łaniały M iędzy narodow ą R ad ę U nii N aukow ych do pow tó rzen ia m iędzynarodow ych pom iarów d łu gościow ych i p rzyłączenia ich do wielkiego przedsięw zięcia, ja k im je s t M iędzynarodow y R ok G eofizyczny 1957/58. T ym razem p o m ia ry długościowe rozciągną się n a długi okres 14 m iesięcy (okres C handlera) w przeciw ieństw ie do dw um iesięcznego okresu pom iarów (1926 i 1933 r.). W yznaczenie długości, sprow adzające się do w yznaczenia różnicy czasów lokalnych, je s t ściśle zw iązane z zagadnieniem czasu przebiegu fa l elektrom agnetycznych. W grę w chodzą tu d elik atn e i tru d n e p ro b lem y radiotechniczne, k tó re są p rzedm iotem b adań specjalnej kom isji w yłonionej przez m iędzynarodow e unie: astro n o m iczn ą, geode- zyjno-geofizyczną i radiotelegrafii n aukow ej. P ra c e astronom iczno-geodezyjne w r. 1957/58 m a ją za zadanie bardzo d okładne w yznaczenie w spółrzędnych geograficznych sta c ji biorących udział w p o m ia rach . W szczególności p o m ia ry te m a ją n a celu w ykrycie zm ian długości, ja k ie przew id u je h ip o te za W egenera — przem ieszczeń k o n ty n e n tó w , lu b Y e n i n g - M e i n e s z a — fałdow ania się d n a m orskiego. D okładność pom iarów 1957/58 pow inna w ynosić około 0,"2 a w ięc pozwoli w ykryć istnienie przem ieszczeń rzęd u 10 m .J e s t rzeczą w skazaną, ab y w ty m przedsięw zięciu w zięły udział te sam e O bserw a to ria , k tó re uczestniczyły w k am p an ii długościow ej 1933 r. O bserw atoria biorące u dział w operacji długościow ej 1957/58 r. p ow inny posiadać n ajb ard ziej now oczesne w y p o sa żenie in stru m e n ta ln e, zarów no po d w zględem narzędzi obserw acyjnych ja k i zegarów . W rac h u b ę w chodzą t u przede w szystkim narzęd zia przejściow e, zeg ary z w olnym w ahadłem i zegary kw arcow e. Główne o bserw atoria uczestniczące w k am p a n ii b ęd ą prow adziły, we w łasnym zakresie obserw acje zm ian szerokości. U zupełnieniem do obser w acji będ ą b a d a n ia n ad zm ianą k ie ru n k u linii p ionu, przeprow adzane p rz y pom ocy w ahadeł ty p u Zóllnera.
Ze stro n y P olski w operacjach zam ierza w ziąć udział szereg obserw atoriów i in s ty tu c ji, m ianow icie: A stronom iczna S ta c ja Polskiej A kadem ii N au k w B orow cu pod P oznaniem (obserw acje długości, szerokości i zm iany k ie ru n k u linii pionu), O bserw atorium U n iw ersy te tu w P o zn an iu , oraz S ta c ja astronom iczno-geodezyjna C. U. G. i K . n a Borowej Górze kolo W arszaw y. A kces w aru n k o w y , zależny od u zy sk an ia niezbędnych środków in stru m e n ta ln y c h lu b finansow ych, zgłosiły też G łów ny U rząd M iar w W a r s z a w ę oraz S ta c ja A stronom iczna P o lite ch n ik i W arszaw skiej w Józefosław iu.
Obecnie w to k u są w Polsce p o m ia ry długościow e, m a jąc e n a celu naw iązanie p o m iędzy sobą obserw atoriów k rajó w dem okracji ludow ej. Są one prow adzone u n as przez C. U . G. i K . Z obserw atoriów astronom icznych bierze w nich udział O bserw atorium P oznańskie.
Zarów no p o trz e b y astro n o m ii ja k i geodezji stosow anej, geofizyki, te ch n ik i p o m ia rów w ysokiej częstotliw ości i in n e w y m ag a ją zorganizow ania now oczesnej służby czasu w naszym k ra ju . W ty m celu P A N pow ołała sp ecjaln ą ko m isję czasu, ja k o organ k o o rd y n u jący , m a jąc y n a celu opracow anie p la n u p ra c poszczególnych in s ty tu c ji zainteresow anych w zorganizow aniu polskiej służby czasu.
Służba czasu ob ejm u je szereg czynności, m ianow icie: a) w yznaczenie czasu, zw ią zane z obserw acjam i astronom icznym i; b) konserw acja czasu o p a rta n a zegarach w y sokiej p recy zji, głów nie zegarach kw arcow ych; c) odbiór m iędzynarodow ych sygnałów
88
Z pracowni i obserwatoriówczasu, celem naw iązania się do m iędzynarodow ej służby czasu; d) d y s try b u c ja czasu przez n adaw anie w łasnych sygnałów czasu.
T a o sta tn ia , u ży tk o w a część służby czasu w chodzi w zakres czynności Głównego U rzędu M iar i należy do jego kom petencji. N ato m ia st pierw sze trz y czynności należą, do kom p eten cji astronom ów .
P ra c e n a d zorganizow aniem nowoczesnej służby czasu p rz y O b serw atorium P o z n a ń skim rozpoczęto w r. 1949 od k o n stru k c ji dw óch zegarów kw arcow ych. W zegarach ty c h zastosow ano p ły tk i kw arcow e S ta n d a rd T elephones a n d Cables o częstotliw ości 100 000 c/s. Częstotliw ości zredukow ane do 1000 c/s u ru ch a m iają m o to rk i synchroniczne również własnej k o n stru k c ji zaopatrzone w ta rc z e przeźroczyste ocyfrow ane od 0 do 100 i w ykonujące jed en o b ró t n a sekundę. P o d ta rc z a m i m ieszczą się la m p k i neonow e, k tó re w połączeniu ze specjalnym przekaźnikiem elektronow ym sterow anym przez zegar S h o rtta tw o rzą rodzaj chronoskopu. P o okresie dośw iadczalnym , w ciągu k tó reg o d o k o n ano pew nych zm ian i u le p sze ń , zegary zo stały o statecznie uruchom ione z p o czątkiem 1953 r. i chodzą bez w iększych przerw . C h a ra k te ry sty k a poznańskich zegarów k w arco w ych o p a rta n a m etodzie G reaves i Sym m s w ykazu je, że zegary te w ielokrotnie p rz e w yższają zegary w ahadłow e. T ak n p . w ielkość r w y p a d a dla poznańskich zegarów n a stę p u ją co : dla K 1: r = 1,28, d la X 2: r = 0,97, a dla zegara w ahadłow ego S h o rtt: r = l , 9 6 (im bliższa jedynce je s t w arto ść r ty m lepszy je s t zegar). K o n stru k to rem zegarów je st inż S t. C ierniew ski; części m echaniczne w ykonano w w arsztacie O bserw atorium . P ra ce prow adzone b y ły p o d nadzorem doc. F . Koebcltego, kierow nika służby czasu.