ZMIENNOŚCI GWIAZD MAGNETYCZNYCH

K. S T Ę P I E Ń

Z chw ilą odkrycia przez B a b c o c k a silnych pól magnetycznych u niektórych gwiazdach typu Ap, wzrosło znacznie zainteresowanie tymi obiektami. Sprawą, nie­ w yjaśnioną dotąd pozostaje, czy gwiazdy magnetyczne m ają zmienne natężenie św iatła i wskaźniki barwy, czy też nie. Wielu obserwatorów sygnalizowało stwiep- dzenie zmian blasku o am plitudzie kilku setnych, a nawet kilku dziesiątych wiel­ kości gwiazdowej, przy czym zmiany te były slcorelowane ze zmianami natężenia pola magnetycznego. Inni stwierdzali jednak stałość blasku w granicach osiągniętej dokładności. Niedawno A b t i G o l s o n [l] na podstawie własnych obserwacji dokonali próby oszacowania statystycznego częstości występowania zmiennych między gwiazdami magnetycznymi, prawdopodobnej amplitudy zmian i pewnych in­ nych charakterystyk.

Podczas dwuletniego interwału czasu dokonali oni w obserwatorium na Kitt Peak pomiarów foto elektrycznych 70 gwiazd zawartych w katalogu gwiazd magnetycz­ nych B a b c o c k a [2], Pomiary dokonywane były przez filtry U, B, V, za pomocą 16- i 36-calowych teleskopów. Średnio dla każdej gwiazdy dokonano 5.4 pomiaru. Autorzy podają tablice zawierające je. Po obliczeniu średnich wskaźników barwy i naniesieniu ich na wykres okazuje się , że gwiazdy Ap le ż ą dość dokładnie na ciągu głównym. Tylko te, które są późnych typów A oraz FOp le żą nieco poniżej, zgodnie ze sklasyfikowaniem icli jako olbrzymy. Rozrzut pochodzi przypuszczalnie z wewnętrznej zmienności gwiazd.

Natomiast, gdy naniesie s ię wskaźnik barwy versus typ widmowy, to okaże się, że gwiazdy m ają wskaźnik barwy karłów o ok. 0.2 klasy widmowej wcześniejszych. Trudno jest w tej chw ili rozsądzić, czy jest to spowodowane błędną k lasyfikacją, czy też głębszymi przyczynami fizycznymi.

Następnie autorzy w yznaczają dla indywidualnych gwiazd dyspersję w V, U-B i B-V zgodnie ze wzorem:

a (X) =

XY n — 1

42 Z literatury naukowej

gdzie X jest w ielkością, której dyspersją wyznacza się , a n — ilo ś ć pomiarów. W celu porównania mierzone były teł. gwiazdy o stałym świetle i dyspersja w ich pomiarach traktowana była jako rozrzut instrumentalny. Je ż e li 0 (Oo), I(o ) oraz R (of ) są odpo­ wiednio rozrzutami: obserwowanym, instrumentalnym i wewnętrznym (danym przez rzeczyw istą zmienność gwiazd), to z (aktu, iż rządzi nimi prawo G aussa wynika:

° (<T ) = [ ( ff ’-or.’ ) * ] / (oj) d er

Za pomocą całkowania numerycznego autorzy otrzymali rozkład dyspersji wew­ nętrznej w interesujących w ielkościach. Na rys. 1 podane są przykładowo wyniki dla V.

R y s . 1* Krzywe odpow iadające dyspersjom w

V:

obserwowana, instrum entalna i wyznaczona numerycznie wewnętrzna.

Rozkłady te wykazują pewne w łaściw ości: Wszystkie przechodzą przez początek układu, z czego wynika, że wszystkie badane gwiazdy są zmienne zarówno w blasku jak i w kolorach. Maksima rozkładów (najczęstsze dyspersje) są: 07018, 07012 i 07120 odpowiednio w V, B-V i U-B. Natomiast dyspersje średnie są: OPJ039, 07017 i 07023. Obserwuje s ię gwiazdy z dyspersjami większymi n iż 0706, 0703 i 0703 odpowiednio, z czego wynika, że są one na pewno zmiennymi, gdyż w tym wypadku można zaniedbać dyspersję instrumentalną.

Je ż e li gwiazdy Ap s ą zmienne, to natychmiast powstaje szereg pytań. N ajw ażniej­ sze związane jest z przyczynami tej zm ienności, ale na to autorzy nie próbują odpo­ w iedzieć z powodu zDyt ubogich danych. Natomiast stw ierdzają brak korelacji między stopniem zmian w świetle i wskaźnikach barwy. Podobnie brak jest korelacji między zm iennością a natężeniem pola magnetycznego.

Pew niejszych odpowiedzi na te i inne zw iązane z gwiazdami Ap pytania można będzie udzielić, gdy będą dostępne szersze w yniki pomiarów fotoelektrycznych.

L I T E R A T U R A

[ l ] A b t , H .A ., G o I s o n , J .G ., 1962, A p .J. 136, 35. [

2

] B a b c o c k , H.W., 1958, A p .J. Suppl. 3 No 30.

Z literatury naukowej 43

OBSERWATORIA W PRZEST RZEN I KOSMICZNEJ H. P I O T R O W S K A

Fakt, że badania astronomiczne muszą być dokonywane z Ziemi jako punktu obser- wacji, poważnie ogranicza możliwą do uzyskania ilość informacji o Wszechświecie. Znaczną część ograniczeń i utrudnień usunąć może umieszczenie aparatury pomiarowej poza Ziemią, w przestrzeni kosmicznej.

Pierwszych informacji astronomicznych spoza Ziemi dostarczyły różnego rodzaju balony i rakiety. Jednakże dopiero konstrukcja sztucznych satelitów, mogących unosić skomplikowaną aparaturę pomiarową i wyposażonych w system przekazywania informa­ cji na Ziemię, otwiera nowy okres obserwatoriów w przestrzeni kosmicznej. Pierwsze kosmiczne obserwatorium, przeznaczone do badań Słońca, wystrzelone zostało w marcu

1962 roku i podczas 77 dni przekazało na Ziemię około 1000 godzin informacji. Za kilka miesięcy planowane jest wysłanie obserwatorium geofizycznego do badania pro­ mieniowania kosmicznego i pól magnetycznych w przestrzeni kosmicznej. W nadcho­ dzącym roku Stany Zjednoczone projektują umieszczenie na orbicie urządzenia za­ wierającego cztery 20-centymetrowe teleskopy oraz 40-centymetrowy teleskop — a więc obserwatorium w dosłownym sensie. W roku 1965 planowane jest umieszczenie na orbicie 90-centymetrowego reflektora. Orbita satelity ma być kołowa, o promieniu 800 km, nachylona pod kątem 32° do Równika. Tak dobrane parametry orbity zabezpieczą obserwatorium przed dostaniem się w obszar pasa Van Allena. Program badań przewi­ duje wykonanie mapy sfery niebieskiej w trzech zakresach nadfioletu, oraz szeroko­ pasmowych fotografii poszczególnych gwiazd i mgławic.

Teleskop ziemski może zarejestrować zaledwie niewielką część promieniowania elektromagnetycznego. Cały daleki nadfiolet, całe widmo promieni X i promieni gamma oraz fale radiowe o długości powyżej 15 m są całkowicie pochłaniane i odbijane przez atmosferę. Drugą przeszkodę dla teleskopu ziemskiego stanowi świecenie atmosfery, źródło tła ograniczającego czasy ekspozycji i uniemożliwiającego rejestrację słabych obiektów.

Prądy termiczne i związana z tym turbulencja w atmosferze stanowią inne poważne źródło zakłóceń obserwacji i powodują niepełne wyzyskanie zdolności rozdzielczej przyrządów. W rezultacie zdolność rozdzielcza największego ziemskiego teleskopu wynosi ok. 0.3 sekundy łuku, co odpowiada teoretycznej zdolności rozdzielczej telesko­ pu 30-centymetrowego.

Budowa teleskopu o rozmiarach kilkakrotnie przewyższających największy, 5- metrowy teleskop na Mount Palomar pozwoliłaby na częściowe przezwyciężenie kłopo­ tów z tłem. Tu jednakże na przeszkodzie staje siła przyciągania ziemskiego. Efekty

grawitacyjne wprowadzają zakłócenia systemu optycznego, tak że dokładne zawieszenie, 5-metrowego zwierciadła stoi niemalże u kresu możliwości technicznych.

Możliwość wykonywania dokładnych obserwacji przez automatyczne obserwatoria kosmiczne zależy w decydujący sposób od do’ 'dności sterowania satelitami. O tym

jak wysoka musi być ta dokładność świadczy przykład: obserwatorium z 90 cm reflekto­ rem posiadać ma układ stabilizujący, który pozwoli na zorientowania osi obserwacji z dokładnością do 0-1 sekundy łuku.

Możliwości zakłóceń są wielorakie. Siły przypływowe, wynikające z istnienia gradientu sił grawitacyjnych mogą powodować obroty satelity wokół jego środka masy. Efekt ten maleje z odległością od Ziemi ja k — . Można go wyeliminować, gdy satelita jest symetryczny względem osi skierowanej ku środkowi Ziemi.

44

Z litera tu ry n a u k o w ej

Wirowanie satelity może też być spowodowane przez ciśnienie promieniowania, odgrywające znaczną rolę, w przypadku satelity z szerokimi płatam i słonecznymi. Aby tego uniknąć należy tak sterować sate litą, aby jego oś symetrii stale kierowała się ku Słońcu. Dla planowanego obserwatorium z 90 cm reflektorem efekt jest zaniedbywalny ze względu na znaczną masę satelity (1400 kg).

Innego rodzaju zakłócenie powstać może na skutek oddziaływ ania pola magnetycz­ nego ziemskiego z polem prądów w systemie elektronicznym satelity.

Aby uniknąć tych zakłóceń istnieje projekt, na razie dość odległy, aby um ieścić obserwatorium w znacznej odległości od Ziem i, poza magnetosferę, na orbicie synchro­ nicznej (czas obiegu satelity równy czasowi obrotu Ziem i). In n ą zaletę takiego umiesz­ czenia obserwatorium byłaby m ożliw ość stałego kontaktu z jednym ośrodkiem kontroli i odbioru informacji na Ziemi.

M ożliw ości badań otwarte przed kosmicznymi obserwatoriami są ogromne. A n aliza pełnego widma promieniowania gwiazd pozwoli ocenić całkow itą energię przez nie emitowaną. Wiele pierwiastków posiada charakterystyczne lin ie rezonansowe w nad­ fiolecie i ich występowanie na Słońcu czy w innych gwiazdach dopiero teraz będzie mogło być stwierdzone. Można będzie oszacow ać ilościow o zawartość tych pierwiastków w gwiazdach. Badanie promieniowania nadfioletowego materii międzygwiazdowej może u d z ie lić informacji o występowaniu wodoru molekularnego. Wyeliminowanie tła i efektów turbulencji atmosfery pozwoli na pełne wykorzystanie zdolności rozdzielczej urządzeń optycznych. Za pomocą 90 cm re (lektora m ożna będzie fotografować obiekty 100 razy słabsze od tych, które udaje się zarejestrować za pomocą 5 m teleskopu ziemskiego. Wiele gwiazd może ujaw nić swoją „podw ójność” a wiele gromad i galaktyk — strukturę.

Detekcja promieniowania X powinna dostarczyć informacji o oddziaływaniach cząstek naładowanych i pól magnetycznych w galaktykach. Jedna z pierwszych prób detekcji promieni X pochodzenia kosmicznego, przeprowadzona w ubiegłym roku za pomocą rakiety, ujaw niła obecność silnego źródła tego promieniowania w pobliżu centrum naszej galaktyki.

Gdyby udało s ię zaobserwować obrazy gwiazd w promieniach X , wzrost zdolności rozdzielczej instrumentów obserwacyjnych byłby im ponujący. Pozostaje jednakże do rozw iązania skomplikowany problem ogniskowania promieni Al. Zwykłe metody optyczne nie wchodzą w grę ze względu na w spółczynnik załam ania promieni X , b lisk i jedności oraz na ich bardzo s ła b ą zdolność penetracji. Jeden z projektów układu ogniskującego promienie X wykorzystuje zjawisko całkowitego odbicia dla promieni padających pod bardzo małym kątem na płaszczyznę od bija jącą. R ozbieżna w iązka promieni X zostaje zebrana na skutek dwóch kolejnych odbić od wklęsłych powierzchni cylindrycznych, ustawionych pod kątem prostym jedna względem drugiej. Rozw ażana też była m ożliwość ogniskowania promieni X za pomocą płytki strefowej Fresnela. Je że li któraś z tych metod pozwoli na konstrukcję teleskopu na promienie X , możliwe stanie się utworzenie kosmicznego obserwatorium w promieniach X . Jednym z ważniejszych zadań takiego obserwatorium byłyby pomiary paralaks gw iazd, m ożliwe do wykonania dzięk i wysokiej zdolności rozdzielczej teleskopu i dlngiej lin ii bazy. Obserwatorium w promieniach X

pozostaje na razie w sferze dalekich projektow. Obserwatorium kosmiczne wyposażone w zwykle teleskopy jest jnz w budowie (rys. 1).

L I T E R A T U R A

[1] U.S. S p a c e Science Program, Report to C ospar, May 1962, p. 67. [2] S c ie ntific Am erican, Aug. 1963.

Z litera tu ry n a u k o w e j

45

O WPŁYWIE BŁĘDÓW SYSTEMATYCZNYCH P R Z Y WYZNACZANIU WSPÓŁRZĘDNYCH ŚRODKA MASY GŁOWY KOMETY

NA ELEMENTY J E J O RBIT Y

K. Z I O L K O WS KI

Teoretyczne rozw ażania U.O. M o c h n a c z a [5], dotyczące rozkładu mas w głowie i ogoni e komety, prowadzą autora do stwierdzenia występowania stosunkowo dużych systematycznych błędów przy wyznaczaniu z obserwacji współrzędnych środka masy komety. Wynikają one z niepokrywania się rzeczywistego środka bezwładności z tzw. środkiem fotometrycznym, jakim jest n a jja śn ie jszy punkt głowy komety. Traktuje się go zwykle jako tzw. jądro komety, w którym skupiona jest prawie cała je j masa, a tym samym w nim też um iejscaw ia s ię środek masy komety.

Tymczasem M o c h n a c z , odrzucając to założenie jako niesłuszne ze skonstruowa­ nym przez siebie modelem rozkładu gęstości mas w głowie komety, dochodzi do wniosku, że przyjęcie środka fotometrycznego komety jako je j prawdziwego środka masy daje w konsekwencji m n ie js zą od rzeczywistej wartość jej odległości od Słońca. Błąd Ar tej odległości ma zawsze wartość ujem ną i je st co do w ielkości rzędu obserwowanego promienia głowy komety, który np. dla komety Enckego dochodził do 500 000 km. Te systematyczne błędy Ar z a le żą od heliocentrycznej odległości komety, od k ąta między kierunkiem obserwator—kometa a je j promieniem wodzącym, od w ielkości w spółczynnika em isji cząstek wyrzucanych z jądra komety itp . Ponadto błędy A r s ą różne przy wykony­ waniu obserwacji różnymi instrumentami w tym samym momencie, czyli z a le ż ą od św iatłosiły instrumentu, czasu ekspozycji itp .

M ożliw ość istn ie n ia tego typu błędów Ar przew idział ju ż H. B i i t t n e r [2], który opracowując obserwacje komety 1853 III wykazał, iż je ś li przyjąć, że obserwowany środek masy jest o 2 150 km b liże j Słońca n iż rzeczywisty, wówczas średni błąd miej­ sca normalnego zm niejsza się z 16”86 do 11” 60.

Aby przeanalizow ać, jak błędy systematyczne Ar wyznaczania środka masy wpływa­ j ą na obliczanie elementów orbity komety, rozpatrzmy przypadek, gdy kometa porusza się wokół Słońca po orbicie eliptycznej ruchem keplerowskim (zaniedbujemy perturba- ' cyjny wpływ planet). Niech orbitę komety określają cztery elementy (zagadnienie roz­ patrujemy w płaszczyźnie orbity): fi — średni ruch dzienny, e — mimośród, T — moment przejścia przez perihelium, co — argument perihelium czyli kątowa odległość perihelium od w ęzła wstępującego. P ołożenie komety na orbicie niech ok re ślają współrzędne bie­ gunowe r i u. R óżniczk ując równość [ l]:

r = a (1 — e cos E ) (1) gdzie a oznacza w ie lk ą półoś orbity, natom iast E — anomalię ekscentryczną,

48

Z literatury naukowej

dr m (1 - e cos E)da + a e sin E d E - a cos E de (2) Zam ieniając różniczkę dE przez da, de,dT przy pomocy wyrażenia:

( 1 - e cos E ) d E ■ sin E d e - ka ^ dT - — ka ^ (t -T) da,

otrzymanego przez różniczkow anie równania Keplera [l], oraz uw zględniając (1) i rów­ n ości [1]:

f t V = k2 p = a (1 - e2)

a sin E ₍₃₎

1 + e cos v

gdzie v je st anom alią prawdziwą i u ■ v + (O, wyrażenie (2) przyjmie postać:

dr 1

3

ke sin v dfi - a cos v d e --- d T

R óżniczk u jąc dalej o sta tn ią z równości (3) otrzymamy:

d v “ - re sin v da +

2 a e

cost) +~

a ( l - e J)

de + dr

i uw zględniając następnie (3) i (4) dostajemy:

1 W p , . sini) k\ p _

du ---( t ~ T ) d l l + ( 2 + e c o s t ) --- d e d T + d(o

fi r2 1 - e 1 r2

(4)

(5) Z formuł (4) i (5) widać, że je ś li błędy systematyczne A r = dr i Au = du uwzględ­ nimy przy opracowywaniu obserwacji, to elementy orbity środka masy komety będzie można poprawić o wielkości d[ i,d e , dT , do), obliczone z tych wyrażeń przy pomocy np. metody najm niejszych kwadratów.

Fakt ten może wytłumaczyć szereg osobliw ości ruchu niektórych komet perio­ dycznych, a w szczególności różnice między wyliczonymi w oparciu o prawo powszech­ nego ciąże nia i obserwowanymi współrzędnymi m iejsc normalnych. M a k o w e r [4] dowiódł, że różnice te m ogą być zmniejszone, je ś li wprowadzić wiekowe zmiany wszystkich elementów orbity (wiekowe przyspieszenie lub opóźnienie średniego ruchu dziennego, czy li tzw. akceleracja i deceleracja s ą rzeczywiście stwierdzone u kilku komet [3]). Nie usuwa to jedynie różnic między elementami obliczonymi z obser­ wacji przed i po perihelium. Natomiast z formuł (4) i (5) wynika, że przy

opracowywa-Z literatury naukowej

49

nia o bserw acji przed i po perihelium zmiany elementów winny być różne przy jednako­ wych w arto ściach r, u , Ar, A u , poniew aż wchodzący w wyrażenia sin t> zmienia znak przy p rzejściu od ujemnych do dodatnich w artości anomalii prawdziwej u. Dla zilu strow ania tego posłużm y s ię przykładem zaczerpniętym z pracy [6]. Rozpatrujem y problem dwóch c ia ł: kometa p oru sza się po orbicie określon ej e le ­ mentami:

H = 0.005271234 T= 20.30578

e = 0.8500079 <u= 359°58 '5 9 ." 10

Mamy s z e ś ć o b serw acji (tab ela 1) po perihelium:

T ab e l a 1 I II III IV V VI t - T 1.42067 59.01262 1203.04492 2404.25810 2425.97681 3625.94585 r 0. 3323200 1.2650593 0.4427827 0.6105000 0.-9980300 1.1274858 A r - 1 0 - 1003 - 49 - 100 - 670 - 958 n> 0.3323190 1.2649590 0.4427778 0.6104900 0.9979630 1.1273900 u 0 9 ^ 9 % 7 " 4 6 1 2 7 ^ 9 '4 6 '6 8 63O3 2 '0 9 "9 9 89°5 9 '5 7 //68 117°1053 " 0 2 1 2 2 °3 8 '4 2 " 5 7 E 2 ° 5 l 'l 4 " l 2 O o ^o to o o 5 1 °4 7 '1 4 "1 5 5 0 ° 5 5°00'03" 09

r o zn a c z a heliocen tryczną o d le g ło ść komety o b lic z o n ą z system u elementów (6), A r — zadane błędy tej o d le g ło śc i, rQ i uQ — obserw owane w arto ści współrzędnych w momencie t-T . Zakładam y, że obserwowana w artość uq je s t równa obliczon ej z sy ­ stemu elementów (6) c z y li, że Au = 0. O bserw acje I i II odpow iadają pierwszemu pojaw ieniu s i ę komety, III — drugiemu, IV i V — trzeciem u i VI — czwartemu. Prócz tego przyjmiemy, że mamy s z e ś ć sym etrycznych o b serw acji przed perihelium z tym samym błędem A r.

T ab e la 2 p rzedstaw ia s z e ś ć system ów elementów obliczonych z danych obser­ w acji przed i po perihelium po pierw szych dwóch, n astęp n ie po trzech i w reszcie po czterech pojaw ieniach się komety.

T a b e l a 2

I + II + III I+ II + I I I + IV+V I + II + III+IV + V + VI 0.0052712383 0.0052712347 0.0052712322 po , e 0.8499920 0.8499973 0.8500017 perihelium T 20.30637 20.30627 20.30618 co + 17." 46 + 14." 47 + 12." 08

V

0.0052712297 0.0052712332 0.0052712365 przed < e 0.8499921 0.8499973 0.8500020 perihelium T 20.30518 20.30528 20.305*1 (O - 19." 36 - 16." 36 - 14." 27

Gdyby przyjąć, że zaobserw ow ane w artości rQ i uQ (tabela 1) nie s ą obarczone system atycznym i błędam i, w ów czas na p odstaw ie wyników obliczeń zebranych w ta ­ beli 2 można by było mówić o rze czy w iście istn ie ją c e j ak c e le ra c ji i d e ce le racji w ruchach komet okresow ych.

Błędy A r przyjęte w tab eli 1 s ą k ilk a razy m n iejsze od tych, które w yn ikają z modelu M o c h n a c z a rozkładu m as w głow ie komety, n atom iast w artości

wieko-50 _Z literatury naukowej

wego przyspieszenia lub opóźnienia ruchu komety otrzymaliśmy rzędu rzeczysiście obserwowanych np. u komet Enckego, Brooksa, Wolfa I itp . [3]. Fakt ten każe przy­ puszczać, że efekt akceleracji i deceleracji w ruchach komet periodycznych jest konsekw encją nieuw zględniania błędów systematycznych powstałych przy wyznacza­ niu współrzędnych ich środka masy.

Obserwowany efekt wiekowego zm niejszania się jasności komety, a tym samym zm niejszanie s ię promienia jej głowy, zn a jd u ją rów nież uzasadnienie w modelu M o c h n a c z a . Poniew aż, jak m ówiliśm y wyżej, błędy wyznaczania środka masy głowy komety związane s ą z w ielk ością je j średnicy, wobec tego wartości bezwzględne tych błędów powinny także wiekowo m aleć i asymptotycznie dążyć do zera, co w kon­ sekwencji powoduje zm niejszanie s ię wartości bezwzględnej akceleracji i decele­ racji. Zmiany te np. dla komety Enckego podaje tabela 3.

T a b e l a 3 Data ^Jasność absolutna ^Akceleracja 1818 -1858 9P3 60" 1852- 1868 9. 5 50 1868 - 1894 9. 6 42 1894 - 1904 9. 7 29 1904 - 1914 10. 2 22.5 1924 - 1934 11. 2 22.7 1934 - 1951 11. 6 12

Podobne zm niejszanie s ię wiekowego przyspieszenia lub opóźnienia ruchu komety zw iązane ze spadkiem je j jasności je st obserwowane rów nież u innych komet, u któ­ rych. wykryto zjawisko akceleracji i deceleracji. To również wydaje się przemawiać za słu s zn o śc ią przypuszczenia M o c h n a c z a .

Ponieważ do chw ili obecnej n ik t nie udowodnił, że obserwacje komet wolne s ą od błędów pochodzących z osobliw ości struktury głowy komety, a istnienie akcele­ racji i deceleracji wykazane zostało niezbicie [3], n ależy sąd zić, żd hipoteza M o c h ­ n a c z a może stanowić w yjaśnienie obserwowanych w ruchach komet odchyleń od prawa grawitacji Newtona.

L I T E R A T U R A

1 B r o u w e r D.. C l e m e n c e G.M. t Methods of Celestial Mechanics, 1961. 2 B i i t t n er H.t A. N. 207, 197, 1918.

3 K a m i c ń s k i M., Postępy Astronomii, 9, 3, 1961. 4 M a k o w e i S .G ., Trudy I.T.A . AN ZSRR, 4, 1955. 5 M o c h m c z D . U . , Biul. I.T .A . ANZSRR, 6, 5 (78), 1956. 6 M o c h n a c z D .O .f Dokł AN ZSRR, 111, 1, 1956.

KRONIKA

IV MIĘDZYNARODOWE SYMPOZJUM COSPAR, WARSZAWA, CZERW IEC 1963R.

O IV MIĘDZYNARODOWYM SYMPOZJUM COSPAR W WARSZAWIE W CZERWCU 1963 r * .

W. Z O N N

W

tym artykule zajmę się głównie sprawami organizacyjnymi COSPAR, pozosta­

wiając relacjonowanie spraw naukowych ostatniego Sympozjum autorom innym. Ostat­ nie warszawskie Sympozjum zbliżyło polskich uczonych do tej organizacji tak dalece, że właściwe wydaje się wprowadzenie Czytelników również i w strukturę organiza­ cyjną tej, dość niezwykłej i niepodobnej do innych, organizacji naukowej zwanej COSPAR.

Otóż ogromna większość międzynarodowych unii naukowych powstawała i powstaje jako legalizacja lub usankcjonowanie od dawna już istniejących kontaktów między uczonymi danej specjalności. Każda unia ma więc swój rodowód i tradycje, z któ­ rych w dużym stopniu czerpie doświadczenie i wskazówki. Ta okolicznośc ułatwia formowanie się każdej organizacji międzynarodowej i utrzymywanie jej na należytym poziomie. COSPAR jest natomiast organizacją bez przeszłości. To, co się działo w kosmonautyce przed wojną i jeszcze wcześniej nie można nazwać przeszłością naukową COSPAR. Bo nawet w dziedzinie techniki rakietowej działo się bardzo niewiele, włączając w to pewne nieraz bardzo udane, jednak odosobnione i pojedyncze sukcesy. Cóż dopiero mówić o zbiorowym wykorzystaniu rakiet do celów naukowych. I nagle podczas ostatniej wojny i w pierwszych latach powojennych następuje nie­ zwykle szybki rozwój techniki rakietowej, umożliwiającej naukom innym dokonywa­ nie eksperymentów daleko poza Ziemią.

Wszyscy chyba zdajemy sobie sprawę z tego, jak dalece eksperyment góruje nad obserwacją pod względem trafności i wnikliwości uzyskiwanych informacji. Nic też dziwnego, że uczeni wielu specjalności zaczęli tłumnie domagać się udziału w tym nowym „laboratorium” udostępnionym nam przez techników. Powstało coś w rodzaju zamieszania na tle sprzeczności wynikających z tego, że każda nauka ma swoje cele, swoje metody badawcze i swoje powiązania z nauką „ziem ską” . W tym właśnie za­ mieszaniu powstał COSPAR jako organizacja regulująca i godząca ze sobą interesy wielu nauk. Ponadto jeszcze COSPAR sam raz po raz występuje z inicjatywą przepro­ wadzenia takich czy innych badań we wszystkich tych dziedzinach, gdzie pojazdy kosmiczne czy rakiety spełniają rolę źródła informacji i danych naukowych.

* O poprzednich sym pozjach p isaliśm y w „ P o s tę p a c h A s t r o n o m i i ” w t .IX , 249, 1961 oraz w t . X , 363, 1962,

52

K ronika

Sy tu ację utrudniało i utrudnia je s z c z e i to, że układ polityczny św iata od dawna jn ż nie sp rzy ja pełnemu wykorzystaniu w szystk ich m ożliw ości, które tworzy technika, z w ła sz c z a w tej dzied zin ie. N a rozw ijan ie kosm onautyki m ogą so b ie d ziś pozw olić jedyn ie kraje o dużych m ożliw ościach ekonom icznych i ludzkich; przede w szystkim ZSRR i USA. N aturaln ą i od dawna istn ie ją c ą , ten d en cją polityków w szy stk ich krajów je s t utrzymywanie w szelk ich „ta je m n ic ” technicznych wewnątrz danego k raju . Tym­ czasem naturalną ten den cją uczonych w szy stk ich krajów było i je s t sp rzeciw ian ie s ię w szelk ie j m onopolizacji środków badań naukowych.

Na skrzyżow aniu tych dwóch przeciwnych so b ie tendencji p ow stał C O SPA R , którego zadaniem niepisanym je s t usuw anie — w m iarę tych m ożliw ości, jak ie d ziś m a ją uczeni — w szelk ich przeszkód do w ykorzystania kosm onautyki do celów badaw czych w szy st­ kich nauk. To w łaśn ie sp raw iło, że struktura COSPAR ma pewne zabarw ienie p olitycz­ ne, n ieco s iln ie js z e , niż w innych międzynarodowych organ izacjach naukowych. Z ab ar­ w ienie to w ystępuje jedyn ie we w ładzach COSPAR; z ch w ilą jedn ak, gdy przechodzim y do o rg an izac ji sam ej pracy naukowej owo zabarw ienie zn ika prawie zupełn ie.

Władze COSPAR s k ła d a ją s ię z dwóch rodzajów uczonych: z delegatów międzyna­ rodowych unii naukowych (zainteresow anych, o c zy w iście, w eksperymentowaniu prze­ strzennym), reprezentujących w danym przypadku in teresy w yłącznie naukowe, oraz z delegatów akadem ii nauk różnych krajów , będących je d n o cze śn ie czym ś w rodzaju czynnika polityczn ego wewnątrz C O SPA R . Z akłada s ię , że d e le g a c i akadem ii s ą w kon- takta-ch z w ładzam i p oszczególn ych krajów i to w łaśn ie n adaje im zabarw ienie po­ lity czn e, Oba rodzaje delegatów s ą wybierane przez walne zgrom adzenie COSPAR na

W dokumencie Postępy Astronomii nr 1/1964 (Stron 43-57)