Postępy Astronomii nr 3/1955

POSTĘPY

ASTRONOMII

C Z A S O P I S M O

POŚWI ĘCONE U P O WS Z E C H N I A N I U

WI E D Z Y A S T R O N O MI C Z N E J

TOM I I I — Z E S Z Y T 3

1

9

5

5

\

SPIS TREŚCI ZESZYTU 3

ARTYKUŁY

W. Z o n n, W związku z 10-leciem rozwoju astronomii w Polsce L u d o w e j...95

Z PRACOWNI I OBSERWATORIÓW K. R u d n i c k i , O celowości ekspedycji lotniczych dla

badania zaćmienia S ło ń c a ...98

Z LITERATURY NAUKOWEJ

J. M e r g e n t a l e r , Ruchy gazów w fotosferze . . . 105

J. D o b r z y c k i, Stałe astronomiczne . . . 106

M. K a r p o w i c z , Wieniec gwiazd naokoło Galaktyki 107

KRONIKA

E. R y b k a , Polskie ekspedycje dla obserwacji całko­

witego zaćmienia Słońca 30 czerwca 1954 r. . . 109

W. I w a n o w s k a i S. P i o t r o w s k i , Sprawozdanie z Konferencji Kosmogonicznej w Moskwie w paź­ dzierniku 1954 ... ... 115

P O L S K A A K A D E M I A N A U K

POSTĘPY

A S T R O N O M I I

K W A R T A L N I K

T O M I I I — Z E S Z Y T 3

K R A K Ó W •

L I P I E C — W R Z E S I E Ń 1 9 5 5

P A Ń S T W O W E

W Y D A W N I C T W O

N A U K O W E

K OLEGIUM REDAKCYJNE

Stefan Piotrowski, Warszawa Członkow ie:

Józef. W itkow ski, Poznań W ładysław Tęcza, Kraków W łodzim ierz Z onn, Warszawa

Sekretarz Redakcji: Kazimierz K ordylew ski, Kraków

Adres Redakcji: K raków 2, plac N a G roblach 8 m. 4 Adres Sekretariatu: K raków 2, ul. K opernika 27 m. 4

P A Ń S T W O W E W Y D A W N I C T W O N A U K O W E — D Z I A Ł C Z A S O P I S M W a rsza w a / , ul. K ra ko w skie Przedm ieście 79

N a k ła d 8 36 - f 104 egz. Podpisano do d r u k u 14. V II. 1955 A r k u s z y w yd. 2 ,9 7 , a r k . d ru k. V14/i« D ru k u ko ń c zo n o w s ie r p n iu 1955 Papier d ru k. sa l. 70 g , k l. V, 7 0 / 1 0 0 N r zam ów ienia 212155

D o składania 25. V. 1955 C ena z l 5 .— M -6-10076 K R A K O W S K A D R U K A R N I A N A U K O W A K R A K Ó W U L C Z A P S K I C H 4

W związku z 10-Iecieni rozwoju astronomii w Polsce Ludowej

( A r t y k u ł d y s k u s y j n y ) WŁODZIMIERZ ZONN

Rozwój każdej nauki jest dość skomplikowanym zespołem procesów,

odbywających się zarówno w środowisku naukowców, jak i wśród całego

społeczeństwa, w którym dana nauka się rozwija. Upraszczając w dużej

mierze całą spraw ę można by w nim wyróżnić dwa główne n u rty (współ­

działające ze sobą): pogłębianie nauki i jej poszerzanie *. W pierwszym

z tych procesów bezpośrednio uczestniczą tylko naukowcy i główną dźwi­

gnią tego procesu jest zapewne należycie zrozum iana w spółpraca uczonych.

Bezpośredni udział w tym procesie całego społeczeństwa jest nieznaczny,

przynajm niej na tak krótkim odcinku czasu, jakim jest jedno dziesięcio­

lecie. Owszem, przem iany społeczne i polityczne odgryw ają niew ątpliw ie

decydującą rolę również i w pogłębianiu nauki, proces ten jednak jest

długoterm inowy naw et w przypadkach bardzo radykalnych zmian zacho­

dzących w społeczeństwie, jakie np. nastąpiły w Polsce. Powolność tych

procesów jest jedną z przyczyn, dla których trudno byłoby w tej chwili

mówić o jakim ś poważniejszym pogłębieniu astronom ii w ciągu 10 lat

istnienia Polski Ludowej. W przypadku astronom ii proces ten jest powol­

niejszy niż w innych naukach, ze względów specyficznych dla polskiej

astronomii. Przede wszystkim dlatego, że stosunki, panujące wśród polskich

astronomów od czasów przedwojennych, niewielkiej uległy zmianie, zwła­

szcza na tak ważnym odcinku, jak naw iązywanie właściwej współpracy

pomiędzy poszczególnymi uczonymi i ośrodkami polskiej astronomii.

1 Wydaje się, że słowa te w dostatecznej m ierze odzw ierciedlają sens procesów,

0 których mowa. Aby uniknąć jednak zarzutu zbytniej nieścisłości spróbuję je lapi­ darnie zdefiniować. Pi-zez pogłębianie nauki rozumiem tu proces rozwijania tem atyki danej gałęzi w iedzy, doskonalenie metod poznawczych, odkryw anie coraz to istotniej­ szych z punktu widzenia filozoficznego i poznawczego procesów w dziedzinie badanej 1 rozw ijanie um iejętności syntetycznego ujęcia całości zjaw isk w danej gałęzi wiedzy i w gałęziach pokrewnych. Przez poszerzanie zaś nauki rozumiem proces przekony­ w ania ogółu ludzi o znaczeniu danej nauki, o jej zw iązku z całością życia, proces naukowego w ychow yw ania ludzi na przykładzie danej gałęzi w iedzy, proces zbioro­ w ego kształcenia m yślenia ogółu społeczeństw a, zgodnego z ideologią danej nauki. 8'

96

W okresie 1920— 1939 całe pokolenia polskich astronomów wychowały

sią w przekonaniu o niemożliwości nawiązania współpracy pomiędzy róż­

nymi ośrodkami astronomicznymi w Polsce. Nie chcę wchodzić tu w szcze­

gółową analizę przyczyn, które wywołały ten stan rzeczy, stwierdzam

jedynie ten fakt, jak również to, że w tych warunkach poszczególne polskie

ośrodki astronomiczne starały się nawiązać współpracę z zagranicznymi

obserwatoriami i ośrodkami astronomicznymi, i że tego rodzaju współpraca

„zewnętrzna" w pewnej mierze zastępowała im współpracę „wewnętrzną".

Przezwyciężyć tego zakorzenionego przekonania nie zdołały ani hasła

ogólne, ani silna nawet zachęta z zewnątrz, której nie brakło w Polsce

Ludowej. Rozumiejąc słuszność tych haseł, wielu spośród postępowych

astronomów polskich zdawało sobie jednocześnie sprawę z niesłychanych

trudności piętrzących się na drodze do ich realizacji. Dlatego też niektórzy

zajęli pozycję wyczekującą, inni przystąpili wprawdzie do organizowania

koniecznej współpracy, ale w tempie powolnym, na jakie pozwalała istnie­

jąca sytuacja.

Trzeba sobie bowiem uświadomić, że powojenne ośrodki astronomiczne

w Polsce ani pod względem składu osobowego, ani pod względem wypo­

sażenia instrumentalnego i form organizacyjnych nie różnią się bardzo

od ośrodków przedwojennych. Nieznaczne zmiany w składzie osobowym

nastąpiły wyłącznie na najniższych stopniach w hierarchii naukowej,

zmiany te dotychczas nie mogły odbić się poważniej na całokształcie spraw

polskiej astronomii. Wyposażenie instrumentalne polskich obserwatoriów

nie polepszyło się tak dalece również, aby to mogło stać się bodźcem do

zmiany stylu pracy. Zmiany organizacji wyższych uczelni niewiele zmie­

niły formy organizacyjne poszczególnych ośrodków i w żadnym razie nie

mogły wywołać przemian w ich pracy. Przed rokiem 1950 nie mieliśmy

żadnych organizacyj międzyuczelnianych w dziedzinie astronomii, poza

Polskim Towarzystwem Astronomicznym, istniejącym już w latach przed­

wojennych i spełniającym funkcję „katalizatora11 w dość nieznacznej mie­

rze. Dopiero prace w związku z I Kongresem Nauki Polskiej stworzyły

konieczność kontaktowania się astronomów z różnych ośrodków. Powstała

podsekcja astronomii, w której poczyniono pierwsze, nie zawsze udane

próby nawiązywania współpracy pomiędzy poszczególnymi placówkami

astronomicznymi w Polsce. Trudności w nawiązywaniu współpracy wy­

nikały głównie stąd, że w podsekcji i we wszystkich później powstających

organizacjach międzyuczelnianych kontaktowali się ze sobą ci sami ludzie,

którzy bezskutecznie próbowali nawiązać kontakty przed wojną; niepo­

wodzenia wielu lat poprzednich nie mogły pozostać bez wpływu na ich

poczynania obecne. Tym bardziej, że nader ubogie wyposażenie instru­

mentalne polskich obserwatoriów nie sprzyjało temu.

10-lecie rozwoju astronomii

w

97

współpraca naukowa musi mieć charakter pracy zespołowej, w której za­

gadnienie badane ujm uje się z r ó ż n y c h punktów widzenia i różnymi

metodami. Praca teoretyka nie zależy zbytnio od stopnia wyposażenia

i doskonałości organizacji tego ośrodka, w którym pracuje. Astronomowie-

-teoretycy mogli więc w Polsce dowolnie wybierać tematy i zagadnienia.

Natomiast astronomowie-obserwatorzy (lub ogólniej: eksperymentatorzy)

byli i są ogromnie ograniczeni w swoich możliwościach badawczych przez

ubóstwo naszego instrumentarium. Ten rażący dysonans w dużym stopniu

uniemożliwiał i uniemożliwia nawiązanie rozsądnej współpracy pomiędzy

teoretykami a eksperymentatorami; tymczasem współpraca ta jest warun­

kiem koniecznym do zapoczątkowania wszelkich procesów p o g ł ę b i a ­

n i a nauki.

Inaczej stoi sprawa w dziedzinie szerzenia astronomii w Polsce Ludo­

wej. Tutaj przede wszystkim natrafiamy na bardzo sprzyjający grunt

w całym społeczeństwie. Należy sądzić, że przemiany, które dokonały się

w Polsce, dość szybko obudziły wśród szerokich mas zainteresowanie wszel­

kimi dziedzinami wiedzy, a wśród nich i astronomią. Z pomocą w tej dzie­

dzinie przyszły wszelkie instytucje i władze w Polsce Ludowej, sami zaś

astronomowie bardzo czynny w tej akcji wzięli udział, kierowani prawdo­

podobnie przekonaniem, że szerzenie astronomii musi się przyczynić do

rozbudowy i do stworzenia możliwości jej pogłębienia w przyszłości. Na­

leży stwierdzić, że jeśli chodzi o akcję popularyzacji astronomii w Polsce,

to zarówno pod względem ilościowym, jak i jakościowym obecnie konku­

rować śmiało możemy z wszystkimi innymi krajami. Ogromny postęp

konstatujemy w dziedzinie dydaktyki astronomii w szkole średniej

i w szkołach wyższych. Do użytku szkół średnich i wyższych wydano

wiele broszur i podręczników z dziedziny astronomii, stojących na dość

wysokim poziomie. Astronomia wykładana jest i nauczana nie tylko

w szkołach wyższych i średnich, lecz również na najrozmaitszych kursach

ideologicznych, kursach dokształcających i wszelkich przygodnych impre­

zach o charakterze kulturalno-oświatowym. Rozpoczęto już budowę pla­

netarium w Stalinogrodzie; wyprodukowano wiele filmów szerzących

wiedzę astronomiczną i nagrano kilkadziesiąt słuchowisk i pogadanek

radiowych. Można by śmiało twierdzić, że ogół społeczeństwa należycie

zrozumiał rolę astronomii w rozwoju naszej kultury i konieczność jej

uprawiania w Polsce.

Wydaje się zatem, że okres pierwszego dziesięciolecia Polski Ludowej

stworzył niewątpliwie doskonały grunt do przyszłego rozwoju astronomii

przez wpojenie w ogół społeczeństwa przekonania ó doniosłych zadaniach

społecznych i filozoficznych tej najstarszej bodajże pośród wszystkich

nauk. Ułatwi to niewątpliwie w przyszłości pogłębienie tej nauki w Polsce

i jej związanie z innymi naukami i całością życia kulturalnego narodu.

Z PRACOWNI I OBSERWATORIÓW

O celowości ekspedycji lotniczych dla badania zaćmienia Słońca

K. RUDNICKI

Dla badania całkowitego zaćmienia Słońca w dn. 30. 6. 1954 zorganizowaliśmy wspólnie z m gr M. B i e l i c k i m ekspedycję lotniczą nad terenam i Suwalszczyzny. P ro jek t ekspedycji powstał na trzy miesiące przed zaćmieniem, toteż w skutek braku czasu na gruntow ne przygotowania ekspedycji i adaptację samolotu, której dokonano w ostatnim tygodniu przed zaćmieniem, lot i obserw acje odbyły się w w arunkach prym ityw nych dając wyniki wyłącznie o drobnym, przyczynkowym Charakterze. Eks­ pedycja m iała charakter raczej am atorski, jednakże w ydaje się pożyteczne omówie­ nie zdobytego w czasie ekspedycji doświadczenia, gdyż rzuca to św iatło w ogóle na celowość organizowania w przyszłości tego rodzaju przedsięwzięć. Ja k wiadomo, chwiejący się w powietrzu samolot, którego w spółrzędne (jp, X, h) z konieczności znane są bardzo niedokładnie, nie w ydaje się odpowiednim fundam entem do umieszczania przyrządów astronomicznych i prowadzenia obserwacji.

W skład ekspedycji wchodziły dwie ekipy. Do pierwszej, umieszczonej na samo­ locie, należeli: m gr M. B i e l i c k i — st. asystent Obs. A str. U. W., m gr J. W ą s ó w - s k i — asystent Obs. Astr. U. W., ppłk. T. G r a b o w s k i , S. M ą c z y ń s k i — m e­ chanik Obs. Ast. U. W. i zarazem student tejże uczelni, K. B i e l i c k a , A. K r u ­ s z e w s k i , Z. S a w i c k i — studenci astronom ii U. W., R. W i ą c z e k i S. L o ­ k a j — operatorzy filmowi, załoga samolotu w składzie 6 oficerów (w tym jeden lekarz) i jednego podoficera, wreszcie autor tego artykułu.

W skład drugiej ekipy, naziem nej, kierow anej przez studenta astronom ii W. K r z e m i ń s k i e g o , k tóra ulokowała się nieco na północ od Suwałk, wchodzili: B. J u n ó w n a , M. K a r ł o w i c z ó w n a , H. Ł u c z y w k ó w n a , J. S m a k , J. S t o - d ó ł k i e w i c z , B. W i e c z o r k ó w n a , S. Z i o ł k o w s k a — studenci astronomii U. W. oraz K. Z i o ł k o w s k i — uczeń 10. klasy lic. ogólnokształc. w Białej P o d ­ laskiej.

Odbyliśmy dwa próbne loty, z których pierwszy na wysokości 4 km m iał za cel sprawdzenie zwrotności samolotu, stabilności umocowania przyrządów, łatw ości wza­ jemnego porozum iewania się oraz zbadanie samopoczucia i wytrzymałości uczestni­ ków. Lot odbył się bez aparatów tlenowych. Obserwatorzy oraz ich zastępcy (którzy weszli potem w skład ekipy naziemnej) zostali poddani testom na funkcjonowanie władz umysłowych w w arunkach lotu.

Drugi lot próbny odbył się z aparatam i tlenowymi na wysokości 7 km. Z lotu tego wyciągnęliśmy wniosek, że jest to w naszych w arunkach wysokość zbyt duża, na skutek bowiem umieszczenia obserwatorów w m iejscach odpowiednich do badań, nie przew idzianych konstrukcją samolotu i b raku w pobliżu nich przewodów tleno­ wych, musieliśmy korzystać z przenośnych aparatów tlenowych. Były one dość nie­ poręczne i czasem powodowały pewne komplikacje, np. zaplątanie się ru re k idących od zbiorników do masek. Poza tym działały niezbyt pewnie. Zdecydowaliśmy obser­ wować zaćmienie z wysokości około 5 km, zwiększenie jej przewidywaliśm y jedynie w wypadku, gdyby chm ury sięgały wyżej. Na tej wysokości, w przypadku zaplątania

O celowości e k spe dycji lotniczych 99

się ru re k tlenow ych, m ożna było zdjąć m a sk ę i przez k ilk a m in u t potrzeb n y ch do w y k o n an ia o b serw acji oddychać w p ro st pow ietrzem atm osfery. N a w ysokości 7 km spow odow ałoby to n ie ch y b n ą u tr a tę przytom ności p rzed ukończeniem obserw acji. R ów nież w yższa te m p e ra tu ra n a w ysokości 5 k m zw iększała sw obodę ru ch ó w o b se r­ w atorów .

Z asadniczy lo t odbył się n a w ysokości 5200 m. T e m p e ra tu ra w yn o siła około — 15°. Z pow odu o tw a rc ia k ilk u otw orów d la um ożliw ienia w y k o n y w an ia zdjęć k a b in a o b se rw ac y jn a n ie m ogła być ogrzew ana. P rzez otw ory w d zie rał się do w e w n ą trz silny w ia tr, k tó ry w p ew nych m iejscach k ab in y zdolny był p rze w rac ać ludzi. W pew nych za k ą tk a c h sam olotu było je d n a k stosunkow o zacisznie.

P ro g ra m o b serw acy jn y obejm ow ał k ilk a n iezależnych tem ató w , k tó re om ów ię oddzielnie:

ł

C i e n i e l a t a j ą c e

Był to p ie rw o tn ie je d y n y p ro g ra m całej ekspedycji. Szło o w yjaśn ien ie, czy cienie la ta ją c e w y stę p u ją rów nież n a w iększych w ysokościach. M a to pew ne znaczenie geo­ fizyczne, gdyż cienie la ta ją c e są zjaw iskiem zw iązanym w p ra w d zie z zaćm ieniem Słońca, lecz m a ją źródło w atm osferze. P ie rw o tn ie p ro jek to w a liśm y użycie do tego celu b alo n u z rozw ieszonym pod n im ek ran em . N astępnie je d n a k zrezygnow aliśm y z tego, gdyż b alo n n a uw ięzi n ie je s t w sta n ie w znieść się n a o dpow iednią w ysokość, zaś w oln5r b alo n n ie g w a ra n tu je u trz y m a n ia się n a d żąd an y m p u n k te m pow ierzchni Ziem i. W y braliśm y ty p sam olotu p o siad ający b ia łe skrzydła, stosunkow o dobrze w i­ doczne z k ab in y , k tó re m iały służyć ja k o ek ra n y . S am olot leciał z m in im aln ą szyb­ kością, k tó ra p rzy ty m ty p ie sam olotu i w ysokości 5000 m w yn o siła około 80m/sek. P o ­ cząwszy od 6 m in u t p rze d całkow itością zaćm ienia do 6 m in u t po całkow itości T. G r a ­ b o w s k i i A. K r u s z e w s k i fo to g rafo w ali sk rzy d ła — co pół m in u ty k aż d e — dw iem a k am e ra m i m ałoobrazkow ym i C ontax Zeissa przy ekspozycjach 1/1000 sek. oraz 1/500 sek. n a b ło n a ch 23/10 din S u p e rp a n A gfa oraz G ev ap an G evaert. K ró tk ie ek s­ pozycje były konieczne p rz y dużej w ysokości sam olotu, aby u zyskać m ało zam azane obrazy. P rz y tej długości ekspozycji cienie p ow inny uw idocznić się n a zdjęciach, jeśli ty lk o b y ły b y w y sta rc za jąc o in ten sy w n e, gdyż w ciągu tr w a n ia ekspozycji skrzydło sam olotu przesu w ało się w zględem p o w ietrz a zaledw ie o 8 albo 16 cm. O p iera jąc się n a hipotezie, że pasm a oieńi la ta ją c y c h u k ła d a ją się rów nolegle do b rzegu cienia K siężyca, k ie ru n k i o dcinków tra s y sam olotu p rze d całkow itością i po całkow itości u staliliśm y stycznie do nadchodzącego czy odchodzącego b rze g u całkow itego cienia K siężyca. W te n sposób n a w e t p rzy zam a za n iu pojedyńczych cieni m ożliw e było z a ­ o b serw ow anie pasm ja k o ciem niejszych sm ug n a sk rzy d łach sam olotu. Z djęć doko­ n y w an o z rę k i przez o kna pozbaw ione szyb ju ż p rze d sta rtem . F ilm y zostały w y ­ w ołane m eto d ą p ó łślep ą przez A. K u c i ń s k i e g o . U zupełnieniem m ia ły być zdjęcia film ow e (tylko jed n eg o skrzydła) dok o n an e k a m e rą ty p u A rtifle x (48 zdjęć n a sekundę

z czasem ekspozycji około 1/150 sek. każde). Z pow odu niedyspozycji o p era to ró w

film ow ych, te zdjęcia nie zostały w ogóle w yko n an e. P rz y u sta lo n y m k ie ru n k u lotu n ie w y kluczaliśm y też m ożliw ości w izualnego zao b serw o w an ia w y jątk o w o długich p asm cieni ja k o n ag ły ch p ociem nień części skrzydeł.

P ołożenie o b se rw ato ró w n a ziem i b yło ta k d o b ra n e w sto su n k u do tra s y sam o­ lotu, aby te n tu ż p rze d całkow itością z n a jd o w ał się z g ru b sza n a p ro stej łączącej z a ­ ćm ione Słońce ze stan o w isk iem ekipy naziem n ej. M iało to um ożliw ić o b se rw ac je przy w szy stk ich w a ru n k a c h id en ty czn y ch a je d y n ie różnej w ysokości. C ienie la ta ją c e m iały być o b serw o w an e w izu aln ie przez trz e c h o b se rw ato ró w i fo to g ra fo w a n e przez je d

-100

nego na rozłożonych, białych prześcieradłach, na których wykreślono różę wiatrów. Wyniki obserwacji są następujące: w izualnie w samolocie pasm cieni nie do­ strzeżono. Pobieżny przegląd zdjęć skrzydeł w ykonanych dwoma contaxam i również w skazuje na nieobecność cieni. W celu stw ierdzenia tego faktu z większą pewnością (lub też wyciągnięcia przeciwnego wniosku) projektujem y: 1) przejrzenie klatek filmów w rzucie na ekran przy różnych powiększeniach i intensywnościach oświetlenia (me­ toda używana przez astronomów radzieckich przy badaniu struktury mgławic cirruso- wych), 2) przefotom etrow anie zdjęć. Poza tym możliwe jest potraktow anie filmów osłabiaczem, co w pewnych okolicznościach może zwiększyć kontrasty i umożliwić dostrzeżenie słabych cieni. Ten ostatni sposób, który powoduje zmiany w oryginal­ nych negatywach, można by zastosować po gruntow nym w ykorzystaniu wszystkich in­ nych dostępnych metod. Przeprow adzenie badań potrw a prawdopodobnie wiele miesięcy.

Niestety, z powodu zachmurzenia, ekipa naziem na nie była w stanie wykonać żadnych obserwacji. W skutek tego brak porównawczych danych o występowaniu cieni na powierzchni ziemi pod samolotem. Ciekawe, że według inform acji użyczo­ nych łaskaw ie przez d r J. G a d o m s k i e g o , ekspedycja PTMA w Sejnach (jedyna w Polsce, która m iała dobrą pogodę) cieni latających również nie dostrzegła. W ydaje się więc, że w czasie tego zaćmienia nad Polską cienie latające w ogóle nie w ystę­ powały. Wobec tego fa k t ich nieobecności na wysokości 5200 m jest mało in tere­ sujący.

Aczkolwiek uzyskany m ateriał fotograficzny posiada pewną wartość naukową, trzeba stwierdzić, że prowadzenie obserwacji m etodą opierającą się na fotografii, nie jest godne polecenia na przyszłość. Wiadomo, że uzyskanie zdjęć cieni latających na^- w et n a ziemi jest trudne. Poza tym okazało się, że na skrzydłach, które na ziemi w y­ dawały się dobrym i ekranam i, w powietrzu w ystępują rozm aite odblaski (zwłaszcza po stronie podsłonecznej), które u tru d n iają opracowanie negatywów. Pozycja obser­ watorów, którzy muszą fotografować i obserwować skrzydła z okien samolotu pod dość dużym kątem nie jest wygodna, a szybkość lotu, właściwie uniemożliwiająca obserwacje wizualne, odbiera możliwość stosowania najpew niejszej metody badania cieni latających. W ydaje się, że jeśli tem at cieni latających uważać za godny dokład­ nego zbadania, to raczej w skazane byłoby w przyszłości użycie do tego celu balonu lub lepiej wielu balonów na różnych wysokościach z rozpiętymi pod gondolą ekranam i. Ryzyko wylecenia balonu ze strefy żądanej jest mniej groźne niż niewygoda obserwo­ w ania z samolotu. Przy rozmieszczeniu balonów na różnych wysokościach najniższe z nich mogłyby zresztą być na uwięzi*.

R y s o w a n i e k o r o n y s ł o n e c z n e j

Szło o zbiorowe wykonanie barw nego rysunku stru k tu ry korony słonecznej, •zwłaszcza jej części wewnętrznych. Z powodu kilku równoległych tem atów i ograniczonej liczby miejsc w samolocie, przeznaczono do tego celu tylko trzech obserwatorów. Jeden z nich (Z. S a w i c k i ) wyznaczał ostatnią dającą się zauważyć izofotę, a więc ogólny kształt korony, natom iast K. B i e l i c k a i piszący te słowa rysowali kredkam i stru k tu rę szczegółów, każde z innej strony tarczy słonecznej. W celu ochrony wzroku od zmęczenia, do chwili rozpoczęcia całkowitego zaćmienia rysownicy mieli założone ciemne okulary oraz nie wolno im było patrzeć n a częściowe

* Idealnym w yjściem byłob y u życie sterow ców , które przed obserwacjam i m ogłyby do­ trzeć ściśle nad wyznaczone m iejsce, a w czasie obserw acji utrzym yw ałyby się nieruchom o w zględem pow ietrza. H elikoptery posiadają do tych celów n iestety zbyt nisk i pułap.

O celowości ekspedycji lotniczych 101

fazy zaćmienia. Przy tak nielicznej obsadzie należało się liczyć z możliwością wyko­ nania w czasie niespełna 2 minut całkowitości zaćmienia zaledwie ogólnego szkicu korony. Toteż postanowiono zwrócić uwagę przede wszystkim na najbardziej nikłe, zewnętrzne części korony, które przez grubą warstwę atmosfery mogły być niewi­ doczne z ziemi. Uzupełnienie miały stanowić rysunki wykonane przez cztery obser- watorki z ekipy naziemnej, dotyczące bardziej wewnętrznych części korony. Niestety na ziemi korona była widoczna tylko przez kilka sekund poprzez rozrzedzenie w chmu­ rach i żadnych rysunków nie zdołano wykonać.

Na podstawie barwnych szkiców trojga obserwatorów w samolocie oraz szcze­ gółów zapamiętanych przez mgr M. Bieleckiego opracowano po powrocie na ziemię barwny rysunek całej korony w trzech wersjach nieznacznie różniących się szcze­ gółami. Z powodu niewykonania zadania przez ekipę naziemną — części wewnętrzne korony przedstawiono dość schematycznie.

Mimo, że do tej części programu nie przykładaliśmy pierwotnie większej wagi uważając, że podobne rysunki można wykonywać z powodzeniem na ziemi, to jednak porównanie naszych rysunków z opisami korony słonecznej widzianej z ziemi przez uczestników ekspedycji w Sejnach wskazuje, że zarówno co do czystości barw, jak ostrości szczegółów oraz zasięgu widoczności nasze warunki obserwacyjne były lepsze i że umieszczanie rysowników w samolocie na dużych wysokościach jest celowe, jeśli idzie o uzyskanie zarysów delikatnej struktury zewnętrznej korony, nie dających się uzyskać metodą fotograficzną.

Umieszczenie kilku dodatkowych obserwatorów w samolocie mającym do wy­ konania jakiś inny zasadniczy program obserwacyjny — nie jest specjalnie kłopotliwe, zwłaszcza że oprócz umożliwienia rysownikom dostępu do okien, z których widać Słońce, żadne inne szczególne warunki lotu nie są wymagane i mogą być dostosowane do programu zasadniczego. Szyby w oknach, jak to stwierdziliśmy, absolutnie nie przeszkadzają.

Wskazane wydaje się rysowanie korony przez większą liczbę obserwatorów, aby każdy mógł się skupić na mniejszym fragmencie całości, co uniezależniłoby plan obserwacji od pomocy z powierzchni ziemi, która może zawieść, jak to było w na­ szym przypadku. Najlepiej, żeby obserwatorami byli artyści malarze będący jedno­ cześnie zaawansowanymi miłośnikami astronomii umiejącymi dokonywać obserwacji astronomicznych. W naszym przypadku posłużyliśmy się astronomami mającymi miłośnicze zainteresowania i uzdolnienia malarskie, co okazało się mniej korzystne.

F o t o g r a f o w a n i e k o r o n y s ł o n e c z n e j w ś w i e t l e s p o l a r y z o w a n y m

Tę część programu dołączono w ostatniej chwili z inicjatywy p. S. M ą c z y ń - s k i e g o; skonstruował on przystosowaną do tego celu kamerę o sześciu obiekty­ wach 0 = 52 mm, F = 151 mm, z których 5 było zaopatrzone w polaroidy wypoży­ czone przez Instytut Fizyki Doświadczalnej U. W. Polaroidy były ustawione w róż­ nych kątach. Wszystkie obrazy tworzyły się na jednej kliszy 20 X 20 cm. W celu umożliwienia dokonania dwu serii zdjęć bez potrzeby wymiany kliszy — co jest kłopotliwe w krótkim czasie całkowitości zaćmienia nawet w warunkach ziemskich — kaseta z kliszą dawała się przekręcać o niewielki kąt.

Kamerę umieszczono na ciężkim statywie umocowanym do podłogi samolotu przy użyciu grubych, gumowych podkładek. Okazało się to konieczne ze względu na wi­ bracje, jakim podlegał lekki statyw ustawiony wprost na podłodze w czasie pierw­ szego lotu próbnego. Kam era znajdowała się pod otworem w suficie, przez który dokonywano zdjęć. Samolot w czasie zdjęć ustawiony był w ten sposób, aby Słońce

102

zn a jd o w a ło się n ieco w ty le. W sk u tek teg o siln y prąd p ow ietrza w p a d a ją cy przez górny o tw ór jak ró w n ież przez n iek tó re okna p ozb aw ion e szyb i k ieru ją cy się ku ty ło w i k ab in y, o p ły w a ł dość ła g o d n ie k a m erę n ie p o w o d u ją c jej ch w ia n ia się, a zara­ zem n ie p rzeszk ad zał p row ad zącem u k a m erę m gr J. W ą s o w s k i e m u . M igaw k ę u ru ch am iał p. S. M ączyń sk i, k tó ry n ie s te ty b y ł w y sta w io n y n a siln e d zia ła n ie w iatru. Obaj ob serw atorzy stali. W ykonano serię 6 zd jęć z ek sp o zy cją V2 sek. i drugą serię z ek sp o zy cją 3 sek.

N ie ste ty k a m era z o sta ła w y k o ń czo n a dopiero w n o cy przed d n iem zaćm ien ia, to ­ też n ie m ożn a b y ło w y k o n a ć zd jęć p rób n ych w czasie p rób n ych lotów . W rezu ltacie zd jęcia n ie u d a ły się w sk u te k p oru szen ia (przeszło o śred n icę Słońca), a do tego zo­ sta ły p rzyp ad k ow o u szk od zon e ch em iczn ie w czasie w y w o ły w a n ia . W ed łu g w szelk ieg o p ra w d o p o b ień stw a ża d n ych , n a w e t p rzy czy n k o w y ch w y n ik ó w n ie da się z n ich w y ­ d ostać. Jed n ak i z ty ch zd jęć p rób n ych m ożna w y c ią g n ą ć p ew n e w n io sk i na p rzy­ szłość.

P o ru szen ie zd jęć n a stą p iło n ie w ą tp liw ie w sk u te k p row izoryczn ych w a ru n k ó w w y k o n y w a n ia zd jęć i zo sta ło w y w o ła n e częścio w o w strzą sem przy o tw iera n iu zb yt ciężk o d ziałającej m ig a w k i, częścio w o zły m i w a ru n k a m i pracy ob serw atorów , k tórzy m ieli siln ie sk o stn ia łe ręce, co u tru d n iało n a le ż y te p row ad zen ie kam ery. O b serw acje S ło ń ca p rzez celo w n ik k a m ery w sk a zu ją , ż e w ib ra cje p och od zące od siln ik ó w sam olotu d a ją się c a łk o w ic ie u su n ą ć przez o d p o w ied n i m ontaż, za ś ch w ia n ie się sa ­ m olotu , a czk o lw iek d och od zące d o k ilk u stopni, posiad a ok res rzędu k ilk u n a stu — k ilk u d ziesięciu sek u n d i d aje się w zn acznej m ierze w y e lim in o w a ć przez ręczn e p r o ­ w a d zen ie k am ery, p o zo sta w ia ją c ty lk o n ie w ie lk ie poru szen ia rzędu 1/10 śred n icy Słońca. J e śli id zie o b ad an ie p o la ry za cji zew n ętrzn y ch części k oron y, teg o rodzaju zam azan ie zdjęcia, a n a w e t n ie c o w ię k sz e , n ie je s t groźne, je ś li w zią ć pod u w agę, że całej serii zd jęć d ok on u je się n a jednej k lisz y jed n ocześn ie, a w ię c w sz y stk ie zd jęcia poru szon e są jed n ak ow o; p o m ia ró w d o k o n u je się m eto d ą różn icow ą. P oru ­ szen ie zd jęć m ożna u su n ąć jeszcze b ardziej, je ś li u ż y ć sp ecja ln ie czu łych k lisz, które przy św ia tło siln y c h k a m era ch d o zw o liły b y skrócić ek sp o zy cje do m a ły ch u łam k ów sek u n d y. P ro w a d zen ia k a m ery m ożn a by w te d y w ogóle zan iechać.

U m ieszcza n ie n a sa m o lo cie k o ro n o g ra fó w k ró tk o o g n isk o w y ch do badań p o la ry ­ m etry czn y ch (m oże n a w e t k oron ografów L yota poza zaćm ien iem ?) w y d a je się ca łk o ­ w ic ie celo w e, je ś li w zią ć pod u w a g ę, że ilo ść św ia tła rozproszonego, k tóre g łó w n ie m oże fa łszo w a ć o b serw o w a n ą p o la ry za cję — zw ła szcza zew n ętrzn y ch części k oron y — zm n iejsza się zn a czn ie w raz z w y so k o ścią , u d o stęp n ia ją c jed n o cześn ie d la ob serw acji bardziej n ik łe części korony. N a zd jęcia ch o trzym an ych przez n a s śla d y k oron y w id ać ok iem n a k liszy w o d leg ło ści d o 2 śred n ic S ło ń ca (m in im u m a k ty w n o ści słon eczn ej), a g d y b y n ie ch em iczn e u szk o d zen ie em u lsji, fo to m etry czn ie b y ły b y b y ć m oże d o str z e ­ g a ln e d alej.

P rzy o rg a n izo w a n iu n a p rzy szło ść ta k ich ek sp ed y cji k on ieczn e je s t jed n a k w y ­ go d n e u m ieszczen ie o b serw a to ró w w p ozycji sied zącej oraz z a p e w n ie n ie im takich w a ru n k ó w , by p rzy stęp o w a li do o b serw a cji w y p o częci i za b ezp ieczen i przed zim nem . T ego n ie da się u zy sk a ć z a pom ocą ciep łej od zieży, gd yż ta k r ęp o w a ła b y ruchy. M o żliw e są n a to m ia st d w a n a w e t d ość p ro ste rozw iązan ia: alb o sk o n stru o w a n ie ła tw o d ziałającego u rząd zen ia za m y k a ją ceg o otw ór w su ficie, czy ścia n a ch sa m o ­ lo tu i o tw iera ją ceg o go ty lk o na k ró tk i czas ca łk o w ito ści zaćm ien ia, co u m o żliw iło b y o g rzew a n ie całej k a b in y , alb o u m ieszczen ie o b serw a to ró w w in n ej o grzew an ej k a b i­ n ie tak, ąby m o g li p od ejść do przyrządu o w ie w a n e g o w ia trem ty lk o n a czas d ok o­ n y w a n ia zdjęć. To d ru gie r o zw ią za n ie w y m a g a u ży cia p rzen ośn ych ap aratów tle ­ now ych.

O celow ości e k sp e d y cji lotniczych 103

Dla należytego w ykorzystania możliwości pozbycia się św iatła rozproszonego w y­ sokość 5 km w ydaje się zbyt mała. Przedsięwzięcia tego typu staną się opłacalne dopiero w stratosferze.

O b s e r w a c j e c i e n i a K s i ę ż y c a n a p o w i e r z c h n i Z i e m i a l b o c h m u r

Te obserwacje nie wchodziły właściwie w skład program u naszej ekspedycji, jednak w związku z m etodą wyznaczenia granicy całkowitości zaćmienia z topogra­ ficznych zdjęć lotniczych brzegu pasa całkowitości, zaproponowaną przez dr J. Ga­ domskiego*, interesow ało nas, czy cień Księżyca rzutuje się w ystarczająco ostro n a powierzchnię ziemi, co dawałoby się wykorzystać do celów astrom etrycznych. Po­ nieważ było pochmurno, widzieliśmy nadbiegający, granatowosiny cień na płasz­ czyźnie chm ur pod nam i z wysokości 1,5 km. Mgliste i częściowo przeźroczyste kon­ tu ry chm ur niew ątpliw ie zwiększały rozmycie granicy cienia, jednak w ydaw ała się ona niem al geometrycznie ostra, poprzedzana mniej więcej kilom etrow ą otoczką pół­ mroku. K artograficzne określenie na zdjęciach lotniczych położenia ostrej granicy cienia dla danego m om entu z dokładnością do kilkudziesięciu m etrów — co już posiada wartość astrom etryczną — w ydaje się całkowicie wykonalne. Może podlegać jedynie wątpliwości, czy owa ostra, widoma granica odpowiada w łaśnie początkowi całkowi­ tości, czy też nieco innej, zbliżonej fazie. W ydaje się, że można by to rozstrzygnąć dokonując lotniczych zdjęć cienia n a terenie, w którym ustaw iony jest chronokine- m atograf, i porów nując zdjęcia lotnicze z chronokinem atograficznym i wykonanym i w tym samym czasie. Chronokinem atograf posłużyłby tu do wycechowania metody. Podobnego cechowania dałoby się uniknąć w czasie zaćmień o krótkiej całkowitości, gdy niewielki obszar całkowitości cienia Księżyca mógłby być objęty z samolotu w całości jednym zdjęciem. Zam iast granicy całkowitości można by w tedy wyznaczać każdorazowo położenie środka cienia. Oczywiście dla uniknięcia wypaczeń izofot cienia powinno się go fotografować w m iarę możności na terenie o jednolitym ukształtow aniu i barwie.

Zaznaczam, że powyższe wnioski przedstaw iają moje osobiste poglądy na te sprawy. W szczególności nie usiłuję tu referow ać metody dra J. Gadomskiego, nie będąc do tego upoważniony.

U w a g i o g ó l n e

W czasie w ykonyw ania obserwacji samolot dw ukrotnie zmieniał kierunek lotu (azymut), który m usiał być inny do obserwacji cieni latających przed i po całkowitości i inny do wykonyw ania zdjęć korony. Mimo dokładnego ustalenia i omówienia z lot­ nikam i przebiegu trasy co do czasu i przestrzeni zdecydowaliśmy się najdośw iad- czeńszego uczestnika ekspedycji i zarazem najlepszego obserw atora m gr M. B i e ­ l i c k i e g o zwolnić od wszelkich obserwacji i przydzielić wyłącznie do pilnowania prawidłowości przebiegu lotu. Okazało się to pożyteczne ze względów rzeczowych, gdyż trzeba było doraźnie decydować o pewnych szczegółach dotyczących szybkości wznoszenia się samolotu, sposobu, w jak i samolot m iał przeczekać zapasowy czas oczekując n a zaćmienie itp. Tymi spraw am i nie był w stanie zajmować się ktoś zajęty obserwacjami, czy bezpośrednimi przygotowaniam i do nich. Może ważniejsza jednak była strona m oralna tej decyzji. Zarówno lotnicy, którzy każdej chwili mogli

* Miała ona zostać użyta w przypadku braku chmur przez ekipę na specjalnym samolocie dostosowanym do tego celu.

104 K . R udnicki

się upewnić, że prawidłowo w ykonują zadanie, jak i obserwatorzy pewni, że jeden z nich pilnuje prawidłowości lotu, mogli nie denerw ując się, spokojnie wyko­ nywać swój fragm ent pracy. Jednocześnie m gr Bielicki za pomocą um ownych sy­ gnałów syreną zaw iadam iał wszystkich obserwatorów o zbliżaniu się odpowiednich momentów zaćmienia, co również przeciwdziałało zdenerw ow aniu i niepewności, czy zegarki dobrze chodzą.

Na podstaw ie zdobytego doświadczenia uważamy, że uwolnienie jednego z astro­ nomów od obowiązków obserw acyjnych i osadzenie go w kabinie pilotów jako „ka­ pitana" w ypraw y jest przy ekspedycjach lotniczych tego typu konieczne. Wiadomo, że zdenerwowanie w oczekiwaniu na zaćmienie naw et w w arunkach naziemnych jest duże. Na znacznej wysokości, gdzie organizmy pomimo m asek tlenowych nie funkcjonują norm alnie (maski nie podnoszą ciśnienia powietrza), a zmęczenie w y­ w ołane w iatrem , mrozem i rykiem m otorów jest silne, każdy dodatkowy niepokój może być przyczyną złego wykonania zadania.

Szczególnie ważne są sygnały akustyczne przypom inające o term inach rozpoczęcia poszczególnych czynności obserwacyjnych. W samolocie świadomość obserwatorów, którzy nie są przyzwyczajeni do lotów na dużej wysokości, jest w znacznym stopniu osłabiona. Świadczą o tym liczne fakty pomyłek w czynnościach podczas lotów prób­ nych, a częściowo i w czasie zaćmienia (jeden z obserw atorów zrobił kilka niepo­ trzebnych zdjęć będąc przekonany, że wykonuje program obserwacji). Oczywiście „kapitan" musi być człowiekiem zrównoważonym, możliwie doświadczonym w lotach wysokościowych i stanowczo nie obarczony żadnymi innym i obowiązkami.

Mimo obecności „kapitana" wszystkie szczegóły dotyczące lotu muszą być z góry wyliczone i ustalone z uwzględnieniem w ariantów zależnych od pogody etc. - „Ka­ pitan" może tylko decydować o zastosowaniu takiego, czy innego w ariantu. Szczególnie ważne jest skrupulatne wyliczenie azym utu, w jakim ma być ustaw iony samolot w czasie dokonywania obserwacji, oraz dopuszczalnych odchyłek. Niewłaściwe u sta­ wienie samolotu może uniemożliwić w ykonanie prac w skutek tego, że przez przy­ gotowane otwory nie będzie w ogóle widać Słońca. Wtedy, jeśli naw et uda się wyjść z sytuacji doraźnym przestaw ieniem przyrządów w samolocie, to jednak może to wprowadzić przyrządy w sferę działania prądów powietrznych w ew nątrz kabiny i spowodować nieprzew idziane drgania i ruchy. Spraw a ta wymaga szczególnej uwagi, jeśli na samolocie znajduje się więcej przyrządów o różnych wymaganiach. W przypadku naszej ekspedycji dyskusje i obliczenia dotyczące trasy samolotu i jego ustaw ienia w czasie obserwacji zajęły około 20 godzin czasu. Przy w praw ie i do­ świadczeniu mogą być oczywiście znacznie skrócone.

Ważne jest w ykonanie kilku lotów próbnych, aby w czasie pracy obserwatorzy mogli zająć się wyłącznie obserwacjam i, a sam lot w takich właśnie, a nie innych w arunkach, nie przykuw ał ich uwagi. W ogóle stwierdziliśmy, że zagadnienia psy­ chiczne są tu ważniejszym czynnikiem, niż przypuszczaliśmy organizując ekspedy­ cję — nieporów nanie ważniejszym niż przy obserw acjach w w arunkach naziemnych.

Z LITERATURY NAUKOWEJ

Ruchy gazów w fotosferze

JA N M ERG EN TALER

P rz ed p a ru la ty w o b se rw ato riu m w O xfordzie, z in ic ja ty w y i pod k ie ru n k iem H. H. P 1 a s k e 11 a, rozpoczęto system aty czn e po m iary ru ch ó w w fotosferze Słońca,

° °

p o siłk u jąc się do tego celu sp e k tro h e lio g rafe m o d y p ersji 1,5 A /m m w okolicy A 5900 A O braz Słońca w ognisku m iał śred n icę 180 m m , dokonyw ano pom iarów dopplerow skich przesu n ięć linii, u ży w a jąc ja k o w id m a porów naw czego linii te lu ry czn y c h głów nie p ary w odnej, co przy dużej w ilgotności atm o sfery w O xfordzie g w aran to w a ło sta łą m ożli­ wość posługiw ania się tym w idm em i pozw alało u n ik n ą ć różnic w drodze optycznej w id m a słonecznego i w idm a porów naw czego. W po m iarach uzyskano dokładność ta k ą , że b łą d śred n i p rędkości ra d ia ln e j, u zyskanej z p om iarów je d n ej linii, w ynosił 0,28—0,36 km /sek.

P ierw sze w y niki pom iarów , opracow ane przez T. D. K i n m a n n a , dotyczyły ruchów gazów w półcieniu plam , w zw iązku z tzw. efek tem E versheda. W rez u ltac ie ur.yskano p o tw ie rd z en ie zjaw isk a E v ersh e d a w ypływ u gazów n a ze w n ątrz z plam n a poziom ie górnych w a rstw fotosfery. R uchem o d w rotnym a u to r nie zajm ow ał się; ja k w iadom o, O dwrotny k ie ru n e k ru c h u p a n u je ju ż raczej w chrom osferze.

R uch gazów w półcieniu plam odbyw a się n a ze w n ątrz sy m etrycznie ra d ia ln ie w sto su n k u do w ew nętrznego brzegu półcienia, a w ięc stycznie do foto sfery ; przy tym , ja k w y n ik a z p o m ia ru w pływ u tu rb u le n c ji n a k sz ta łt linii w idm ow ych, m am y do czynienia z ru ch em lam in arn y m . R uchu k u górze, pro sto p ad le do fotosfery, nie udało się stw ierdzić, gdyż odpow iednie p rędkości są m niejsze od błędów obserw acji; podobnie składow a styczna do obw odu plam w y p ad ła ró w n a zeru, co dowodzi, że ruch >virowy, o ile istn ieje, je s t b ardzo pow olny. Z w ykłe z re sztą o b serw acje w sk a z u ją na to, że w półcieniu w poziom ie fo tosfery nie w idać żadnych śladów ru c h u w irow ego, k tó ry ta k w y ra źn ie zdaje się w ystępow ać w chrom osferze. P rędkości w ypły w u gazów z plam y n a ze w n ą trz są nieduże przy w ew n ętrz n y m brzegu półcienia, ro sn ą w m ia rę o d d alan ia się i po osiągnięciu m a k sy m a ln ej w artości, sp a d a ją do zera. M aksym alne p rędkości w a h a ją się od 0,39 k m /sek do 2,93 km /sek zależnie od w y m ia ró w plam y, o kazuje się bow iem , że są one zw iązane z ty m i o sta tn im i p ro stą zależnością:

U,,, = 1,7 a + 0,56 ± 0,2 ± 0,17

gdzie Um je s t m a k sy m a ln ą p rędkością, a oznacza prom ień plam y liczony w je d n o st­ k ach 10 000 km.

R ozkład prędkości w półcieniu je st ta k i, że np. dla je d n ej z n ajw ięk sz y ch plam p rzy b rzegu w ew n ętrz n y m półcienia p ręd k o ść w ypły w u w ynosiła 1,05 k m /sek, w od­ ległości 7000 km od tego brzegu w y stę p o w a ła pręd k o ść m a k sy m a ln a 2,13 km /sek, k tó ra w odległości 25 000 km od tegoż brzegu sp a d ała do zera. S zerokość półcienia w ynosiła około 12 000 km i ru ch gazów d ał się p rze b ad ać daleko poza gran icam i półcienia.

106 Z literatury naukow ej

Znając wym iary półcienia i prędkość m aksym alną oraz odległość punktu, w któ­ rym ta prędkość zostaia osiągnięta, od wewnętrznego brzegu półcienia, można obliczyć czas, po jakim gazy płynące ruchem przyśpieszonym osiągną prędkość maksym alną. Okazało się, że czas ten jest dla wszystkich plam, niezależnie od ich wieku i wielkości, jednakow y i wynosi przeciętnie 1,3 X 101 sek.

Pom iary rozkładu prędkości w półcieniu, w połączeniu z założeniem, niekoniecznie słusznym, że rozkład tem peratur w półcieniu dla mierzonych plam jest taki sam, jak mierzony przed kilkunastu laty przez R i c h a r d s o n a w stosunku do innych plam, pozwalają wyciągnąć ciekawe wnioski na tem at bilansu energetycznego w półcieniu.

K i n m a n pisze mianowicie rów nanie ruchu Eulera w ujęciu L a g r a n g e’a, w którym pochodne względem czasu są rów ne zeru; jest to usprawiedliwione, gdyż ruch można uważać za niezmienny w dużych przedziałach czasu, pozostają więc tylko pochodne względem odległości od środka plamy. Z pierwszego praw a term odynam iki wylicza następnie ilość pochłoniętego prom ieniowania na jednostkę masy przez pły­ nące nad gorętszymi w arstw am i fotosfery chłodne w arstw y gazów wypływających z obszaru cienia, uw zględniając zależność od szybkości ruchu tych gazów. Okazuje się, że energia, pochłaniana z wartości dodatnich w półcieniu przy jego brzegu lub tuż za nim, przechodzi przez zero do w artości ujem nych, by w dalszych odległościach osiągnąć znowuż w artość zerową. Można stąd wysnuć wniosek, że cienkie w arstw y gazów o grubości około 50 km, które tw orzą półcień, pochłaniają energię płynącą z fotosfery w nadm iarze i następnie oddają ją fotosferze na dalszych odległościach, co powinno dać się wykryć obserwacyjnie. Istotnie, zjawisko to jest znane od dawna, gdyż przed laty W a l d m e i e r stwierdził występow anie koło plam poza półcieniem jasnego pierścienia. W ydaje się więc, że rozum owania K inm ana nie są pozbawione podstaw.

Niemniej ciekawe w yniki uzyskał A. B. H a r t , badając ruch obrotowy Słońca na podstawie pom iarów prędkości radialnych. Prędkość radialna na równiku, w y­ nikająca z ruchu obrotowego Słońca, w ypadła rów na l,91km /sek; okazało się przy tym, że prędkość ta nie jest jednakow a wzdłuż całego rów nika, ale że są obszary, odległe od siebie o jakieś 75 000 km, w ykazujące różnice prędkości dochodzące do 0,3 km/sek. Prócz znanych więc różnic systematycznych ruchu obrotowego w różnych szerokościach, w ystępują także i nieregularne różnice w długościach, które mogły być m. in. przyczyną tego, że z pomiarów spektroskopowych różni autorowie otrzy­ m ywali różne w artości na czas obrotu Słońca dokoła osi.

L I T E R A T U R A

Monthly Notices of the R. A. S. Vol. 112 pg. 414. 1953. „ 112 pg. 425. 1953. „ 113 pg. 613. 1953. „ 114 pg. 17. 1954.

Stałe astronomiczne

P rzyjęte przez międzynarodową konferencję paryską w r. 1896 w artości stałych astronomicznych nie odpow iadają wymaganiom współczesnym. K onferencja z r. 1950 zaleciła jednakże zachowanie tych wartości. Je st to zrozumiałe wobec ogromu prac i niebezpieczeństw związanych z przyjęciem nowego systemu podstawowych wielkości

H. H. P 1 a s k e 11 T. D. K i n m a n T. D. K i n m a n A. B. H a r t

Z lite r a tu r y n a u k o w e j 107

a s tro n o m ic z n y c h . W sz e lk ie z m ia n y m u s z ą b y ć d o b rz e ro z w a ż o n e d p rz e d y s k u to w a n e , . p rz y czy m n o w e w a r to ś c i m u s z ą z a d o ść cz y n ić z n a n y m z a le ż n o śc io m , j a k n p . m ięd zy p a r a l a k s ą S ło ń c a p@ i s ta łą a b e r r a c ji k

k . p @ = co n st. = c

W a rto ś ć c o b lic z y ć m o ż n a z e le m e n tó w o rb ity Z iem i i sz y b k o ś c i ś w ia tła . „ P a ry s k ie " w a rto ś c i Ic i p 8 , p o d a n e p rz e z N e w c o m b a, d a ją c = 180,20. K . K u l i k o w o b licza te s ta łą w o p a rc iu o n a jn o w s z e p o m ia ry sz y b k o ś c i ś w ia tła (299 790 k m /se k ).

c = 180,245 ± 0,020.

P a r a la k s a S ło ń c a w y z n a c z a n a je s t z d u żo w ię k s z ą d o k ła d n o ś c ią n iż s ta ła a b e r r a c ji. T a k w ię c 14 o b lic z e ń p ® , d o k o n a n y c h ju ż w X X w ie k u n a p o d s ta w ie ró ż n o r o d n y c h o b s e r w a c ji (E ro sa, m . p la n e t, z a k ry ć g w ia z d p rz e z K sięży c, itd.), d a je

p @ = 8",7978 ± 0,0003 (ś re d n ia w a ż o n a ) lu b P g = 8",8005 p rz y ró w n y c h w a g a c h .

Z d a n ie m K u lik o w a m ię d z y n a ro d o w a w a rto ś ć p e = 8",80 n ie w y m a g a p o p r a w ie ­ n ia . S ta łą a b e r r a c ji o tr z y m a m y z z a le ż n o śc i

k . 8",800 = 180,245, s k ą d k = 20",482.

K . K u lik o w p r o p o n u je z m ia n ę d o ty c h c z a s p r z y ję te j w ie lk o ś c i (20",47) n a k = — 20",49, w zg o d z ie z s z e re g ie m w y z n a c z e ń n p . K i i s t n e r a i N y r e n a .

(A stronom iczeskij Ż u rn ał, t. 31, s. 550—555, 1954).

W ie n ie c g w ia z d n a o k o ło G a la k ty k i

M. K A R P O W IC Z

Z a g a d n ie n ie p rz e s trz e n n e g o r o z k ła d u r o z m a ity c h ty p ó w o b ie k tó w je s t p o d s ta w o ­ w y m z a g a d n ie n ie m a s tro n o m ii g w ia z d o w e j. Z a g a d n ie n ie m ty m z a jm o w a ł s ię m ię d z y in n y m i O o rt, k tó r y w y z n a c z y ł d la r o z m a ity c h ty p ó w g w ia z d n a s tę p u ją c e ś r e d n ie o d le g ło śc i o d p ła s z c z y z n y G a la k ty k i:

typ gwiazd średnia odległość

A 130 ps F 220 G , K olbrzymy 330 M6e — M8e 650 M4e — M5e 1200 MOe — M3e 3700 Cefeidy krótkookres. 2500

108 Z literatury naukowej

Gwiazdy typu widmowego O i B, klasyczne cefeidy i nadolbrzymy koncentrują się ja k wiadomo w pobliżu płaszczyzny galaktycznej.

Wielkie odległości cefeid krótkookresowych od płaszczyzny galaktycznej suge­ rują, że badania tych zmiennych w dużych szerokościach galaktycznych dostarczy­ łyby inform acji na tem at grubości G alaktyki. Ten typ gwiazd zasługuje szczególnie na uwagę ze względu na fakt, iż posiadając wielkość absolutną znaną około 0 (nie­ zależnie od okresu), pozwalają na dość dokładne określenie odległości.

Rozkładem cefeid krótkookresowych w szerokościach galaktycznych przekracza­ jących + 30" zajm ował się S h a p 1 e y. Z ogólnej liczby 2300 icefeid znanych w roku 1939 około 1100 leży w szerokościach większych niż + 30°, w tym około 600 słabszych niż widoma fotograficzna wielkość 15. Badając pola leżące w dużej szerokości galak­ tycznej na półkuli południowej Shapley wykazał, że liczba N cefeid na sześcienny kiloparsek zmniejsza się eksponencjalnie wraz z odległością z od płaszczyzny galak­ tycznej. Z przebadanych cefeid około 60 znajduje się w odległościach od płaszczyzny galaktycznej przekraczających 6000 ps; odległości 6 cefeid przekraczają 10 000 ps.

Analogiczne badania prowadził B a a d e na półkuli galaktycznej północnej. Znalazł on pewną liczbę słabych cefeid krótkookresowych w odległościach przekra­ czających 12 000 ps. Najdalszą' z nich jest BE Virgins, k tóra według B aade’a zn aj­ duje się w odległości 39 000 ps od Słońca, 34 000 ps od środka G alaktyki i około 30 000 ps od płaszczyzny galaktycznej.

S h a p l e y i H e a r n opublikowali niedawno pracę dotyczącą cefeid krótko­ okresowych w rejonach antycentrum Galaktyki. Znaleźli kilka gwiazd tego typu w odległości od płaszczyzny galaktycznej przekraczającej 6 000 ps. Trzynaście z ba­ danych cefeid leży w odległościach od Słońca większych niż 8000 ps co odpowiada 15 000 ps od środka Galaktyki. Największą odległość wykazała FV Orionis — 21 800 ps. W ten sposób nasza G alaktyka rozciąga się w kierunku antycentrum na odległość większą, niż przypuszczano do tej pory.

Ciekawe są również badania, jakie przeprowadzili H u m a s o n i Z w i c k y nad gwiazdami niebieskimi. Dokonali oni na Mt. Palom ar szeregu zdjęć 18-calową kam erą Schm idta w czterech barw ach, włączając do badań również rejon północ­ nego bieguna Galaktyki. Trzy z przebadanych gwiazd w ydają się być typu widmo­ wego B i są słabsze niż 15 wielkość widoma. Przyjm ując średnią absolutną wielkość dla tych gwiazd na —2, otrzym uje się jako ocenę ich odległości około 27 000 pju Ponieważ badania Humasona i Zwicky’ego nie są kom pletne dla gwiazd słabszych od 15m, należy spodziewać się, że istnieje więcej gwiazd w tym rejonie znajdujących się na bardzo dużych odległościach. Gwiazdy te byłyby położone poza granicam i Galaktyki. Jeśli przypuścić, że badane przez Humasona i Zwicky’ego gwiazdy są członkami populacji II z absolutną wielkością 0, odległość ich zredukow ałaby się do 10 000 ps.

Odkrycie rozmaitych typów gwiazd znajdujących się na tak znacznych odległo­ ściach prowadzi do wniosku, że nasza G alaktyka otoczona jest przez olbrzymi w ie­ niec gwiazd, należących prawdopodobnie do II populacji.

* (W g R. H. G a r s t a n g, T h e S te lla r C o ro n a of th e G a la x y , J . B. A. A . v ol. 64

K R O N T K A

Polskie ekspedycje dla obserwacji całkowitego zaćmienia Słońca

30 czerwca 1954 r.

E. RYBKA

Całkowite zaćmienie Słońca 30 czerwca 1954 r. interesow ało bardzo astronomów polskich z uwagi n a to, że brzeg pasa całkowitości przeszedł przez północno-wschodni skraw ek Polski (Suwalszczyzna). Już na posiedzeniu K om itetu Astronomicznego PAN w dniu 11. X. 1952 r. prof. J. M e r g e n t a l e r uzasadnił potrzebę zorganizowania ekspedycji polskich do pasa całkowitości. Na posiedzeniu tym została powołana Ko­ m isja Polskiej Akademii Nauk do ułożenia planu prac związanych z obserw acjam i całkowitego zaćmienia; zorganizowanie tej Komisji powierzono prof. J. M ergentale- rowi. W skład jej weszli przedstawiciele obserwatoriów astronomicznych z Krakowa, Poznania, Torunia i Warszawy oraz prof. E. S t e n z jako przedstaw iciel Kom itetu Geofizyki PAN. Prace Komisji w ciągu 1953 roku doprowadziły do ustalenia tem a­ tyki obserw acyjnej i w yboru miejsc obserwacji. Finansow ania kosztów ekspedycji podjęła się Polska Akadem ia Nauk.

Posiedzeniom Komisji przewodniczył autor niniejszego sprawozdania, jego za­ stępcą był prof, d r Edw ard Stenz. Spraw y adm inistracyjne ekspedycji prowadził m gr K. Z i e 1 i ń s'k i z Zakładu Geofizyki Polskiej Akademii Nauk. W pracach przy­ gotowawczych do obserwacji zaćmienia Słońca brał udział również Zarząd Polskiego Towarzystwa Astronomicznego.

Komisja Zaćmieniowa PAN opracow ała szczegółowy plan badań i rozdziału k re ­ dytów przydzielonych przez PAN poszczególnym grupom obserwacyjnym. Na skutek zaproszenia astrofizyków polskich przez Akadem ię Nauk ZSRR do przeprowadzenia obserw acji na terenie Związku Radzieckiego część program u postanowiono realizować w Związku Radzieckim na północnym Kaukazie, pozostała część program u m iała być przeprow adzona na Suwalszczyźnie.

Program prac obserw acyjnych obejmował obserwacje zarówno astrom etryczne ja k i astrofizyczne. Ekspedycje Obserw atoriów Krakowskiego i Poznańskiego miały w program ie głównie obserwacje astrom etryczne, ekspedycje zaś Obserw atoriów To­ ruńskiego i Wrocławskiego — astrofizyczne. Poza tym O bserw atorium K rakow skie zorganizowało n a forcie Skała pod K rakow em obserw acje radiowe.

Główne obserwacje astrofizyczne postanowiono przeprowadzić n a Kaukazie, gdzie spodziewano się najlepszych w arunków atmosferycznych. Jako p u n k t obser­ w acyjny w ybrano m iasto Nalczyk, stolicę Autonomicznej R epubliki K abardyńskiej, położone praw ie na centralnej linii pasa całkowitego zaćmienia, k tó re trw ało tam 117 sek. Ekspedycja polska do Nalczyka kierow ana przez prof. dr. W. I w a n o w ­ s k ą , składała się z trzech grup. G rupa toruńska, w skład której poza prof. Iw anow ­ ską wchodzili: m gr H. I w a n i s z e w s k i , mgr A. L i s i c k i i stud. R. A m p e l , m iała w program ie fotograficzną fotom etrię absolutną korony za pomocą 20 cm astrografu obserw atorium toruńskiego. Do astrografu dodano ap a ra t do pomiarów

110 Kronika

św iecenia nieba. Grupa wrocław ska kierowana przez prof, dra A. O p o l s k i e g o , w skład której wchodzili poza nim mgr T. J a r z ę b o w s k i , mgr J. K u b i k ó w - s k i i mgr P. R y b k a , planowała w ykonanie obserwacyj polaryzacji koróny w e ­ wnętrznej w trzech dziedzinach widma za pomocą 15 cm kamery fotograficznej, skonstruowanej w warsztacie Obserwatorium W rocławskiego i zaopatrzonej w P o ­

laroid. Obserwacje przew idyw ano w trzech długościach efektyw nych fal około 6300, 5800 i 4400 A przy stosowaniu filtrów barwnych o przepuszczalności 6000—6800 A, 5000—6800 A i 3800—5000 A. M igawka była otwierana i zamykana elektrycznie. Do osłabienia połow y zdjęcia oraz do uzyskania skali fotom etrycznej służył filtr neu­ tralny. Wreszcie dwuosobowa grupa geofizyków (prof. dr E. S t e n z i mgr L. S k r z y p k ó w a) przygotowała pomiary całkow itego prom ieniowania Słońca za pomocą solarymetru i aktynometru oraz obserwacje meteorologiczne i zjaw isk optycz­ nych. Ekspedycja polska opuściła W arszawę w dniu 12 czerwca udając się samolotem do Moskwy.

Na lotnisku m oskiewskim przybywających astronomów i geofizyków polskich przyw itali przedstawiciele A kadem ii Nauk ZSRR i Am basady Polskiej. Wśród w ita­ jących byli astronom owie radzieccy W. S. S a f r o n o w i E. L. R u s k o ł oraz przedstaw iciel Akadem ii Nauk W. P. S o k o ł o w , w którego rękach spoczywała orga­ nizacja pobytu ekspedycji polskiej w Związku Radzieckim. Osoby te towarzyszyły naszej ekspedycji przez cały czas jej pobytu w Związku Radzieckim. W. P. Sokołow okazał w iele serdecznej gościnności, dbając nie tylko o zabezpieczenie spraw trans­ portowych i organizacyjnych, ale i starając się o uprzyjem nienie pobytu naszych pra­ cow ników naukowych w ZSRR przez organizowanie dla nich wycieczek oraz roz­ rywek kulturalnych.

Ekspedycja polska zw iedziła w szczególności Instytut Astronom iczny im. Sztern- berga U niw ersytetu M oskiewskiego, gdzie była przyjęta serdecznie przez astrono­ m ów m oskiew skich i m iała możność dokładnego zaznajom ienia się z obserwatorium i pracami tam dokonywanym i.

20 czerwca nastąpił przyjazd ekspedycji do Nalczyka. S tację obserwacyjną zało­ żono na skraju m iasta, w odległości 3 km od jego środka, w m iejscu o współrzędnych geograficznych: długość geogr. 43°34'52" na wschód od Gr., szerokość geogr. + 43°27'3". Stacja m ieściła się na terenie Bazy Ekspedycji Elbruskiej, prowadzącej badania procesów tworzenia się chm ur i opadów. Ekspedycja polska doznała bardzo gościn­ nego przyjęcia ze strony kierow nika w spom nianej Bazy akademika F i o d o r o w a , który udzielił daleko idącej pomocy przez oddanie do rozporządzenia polskiej ekspe­ dycji pom ieszczeń budynku Bazy oraz przez udostępnienie ciem ni fotograficznej i w y ­ konanie szeregu prac. W szczególności robotnicy Bazy w ym urow ali dwa słupy n ie­ zbędne do ustaw ienia instrum entów naszej ekspedycji. Staraniem Bazy Elbruskiej wykonano zabezpieczenie instrum entów przed deszczem (brezenty rozpięte na ruszto­ w aniach); oddano rów nież do użytku polskiej ekspedycji potrzebne stoły i krzesła. Instrum enty były strzeżone przez straż Bazy.

W spółcześnie z ekspedycją na Kaukaz zorganizowano również obserwacje na Suw alszczyźnie, w Ogrodnikach, Trakiszkach i W iżajnach w pobliżu pogranicza polsko-radzieckiego. W Ogrodnikach zainstalow ała się ekspedycja Obserwatorium Krakowskiego, kierowana przez dra K. K o r d y l e w s k i e g o . Prof. dr T. B a n a - c h i e w i c z z powodu choroby n ie m ógł w ziąć udziału w tych pracach.

Program ekspedycji krakowskiej był dość rozległy, obejm ow ał bowiem zarówno obserwacje astrom etryczne jak i astrofizyczne. W programie o b serw a cji1 astrom e- trycznych były przew idziane obserw acje m om entów kontaktów za pomocą chrono- kinem atografu stosow anego już przez ekspedycje Obserwatorium K rakowskiego do obserwacji całkowitego zaćm ienia Słońca w czerwcu 1927 roku w Laponii i w czerwcu

Kronika 111

1936 r. w Japonii. Chronokinematograf miał aparaturę elektryczną wykonaną w Obserwatorium Krakowskim, która umożliwiała rejestracją sygnałów czasu na filmie. Do programu astrofizycznych obserwacji należało fotografowanie korony słonecznej za pomocą czterech astrokamer osadzonych na wspólnej monturze para- laktycznej, z dwoma obiektywami Zeissa typu Tessar o średnicy 12 cm i dwoma obiektywami typu Ernostar o średnicy 14 cm. Spodziewano się odnaleźć na zdjęciach kometę Enckego. Poza tym ekspedycja miała 20 cm lunetę z tubusem aluminiowym 0 montażu azymutalnym. Do wyposażenia instrumentalnego należały jeszcze trzy małe lunetki, instrumenty uniwersalne, 3 radioodbiorniki, trzy chronometry, maszyny do liczenia, podręczny warsztat mechaniczny i elektryczny, akumulatory, baterie i przy­ rządy meteorologiczne. Ekspedycja składała się z 17 osób. Uczestniczyli w niej obok ara K. K o r d y l e w s k i e g o , doc. dr K. K o z i e ł , dr R. S z a f r a n i e c , mgr W. W i ś n i e w s k i , mgr A. S z c z e p a n o w s k a , mgr H. J a ś k o w a , J. K o r d y -1 e w s k a, inż. mgr L. K o w a l s k i , inż. M. K u b i ń s k i , J. K o r d y l e w s k i , mgr J. M i e t e l s k i , Z. K o r d y l e w s k i , A. P u k a ł a oraz cztery studentki z Uniwer­ sytetu Krakowskiego. Instrumenty ustawiono na dziedzińcu szkoły w Ogrodnikach, w której zamieszkali uczestnicy ekspedycji. Przewieziono je samochodem z Krakowa do Ogrodnik w dniach 14—16 czerwca 1954 r. Praca nad ustawieniem aparatury trwała od 18 do 25 czerwca.

W Ogrodnikach umieściła się również trójosobowa grupa astronomów czecho­ słowackich, którą kierował dr V. V a n y s e k. Przybyła ona z własną aparaturą do­ stosowaną do własnego programu prac.

W pobliżu Ogrodnik została również umieszczona ekspedycja magnetyczna Za­ kładu Geofizyki Polskiej Akademii Nauk, obsługiwana przez pracowników Obserwa­ torium Magnetycznego w Świdrze.

W następnej z kolei stacji, licząc od południa, w Trakiszkach, ulokowała się ekspe­ dycja Obserwatorium Poznańskiego i Zakładu Geofizyki Polskiej Akademii Nauk. W Poznaniu przygotowania do ekspedycji rozpoczęto już w grudniu 1953 r.; obejmo­ wały one prace teoretyczne i doświadczenia nad aparaturą do rejestracji czasowej. Kierownictwo prac przygotowawczych oraz obserwacji było w rękach prof, dra J. W i t- k o w s k i e g o . Program obserwacji przewidywał zdjęcia chronokinematograficzne według programu klasycznego (metoda T. B a n a c h i e w i c z a, polegająca na reje­ stracji znikania i ukazywania się pereł Baily’ego) i według metody B. L i n d b l a d a . Instrumentami obserwacyjnymi były dwa chronokinematografy wypożyczone z Obser­ watorium Krakowskiego. Zostały one uzupełnione i częściowo przerobione w warszta­ tach Obserwatorium Poznańskiego, przy tym obiektyw do jednego z chronokinema- tografów wypożyczono z Poznańskiego Koła Polskiego Towarzystwa Miłośników Astronomii, a kamery filmowe z Wyższej Szkoły Filmowej w Łodzi. Konstrukcję spe­ cjalnego odbiornika do sygnałów radiowych czasu wykonał inż. S. C i e r n i e w s k i . Na miejsce obserwacji wybrano dość rozległy placyk na terenie stacji kolejowej Trakiszki na północo-wschód od budynku stacyjnego. Zespół obserwatorów wraz z personelem pomocniczym składał się z 6 osób. Już w m aju 1954 r. mgr J. D o- b r z y c k i przeprowadził próbne wyznaczenie współrzędnych geograficznych miejsca obserwacji, 13 zaś czerwca przybył do Trakiszek mgr I. D o m i ń s k i wraz z obser­ watorami i mechanikiem A. B a r a n o w s k i m . Po ustawieniu między 13 i 27 czerwca chronokinematografów, ta pierwsza grupa przeprowadzała w nocy obserwacje celem wyznaczenia współrzędnych geograficznych i przyjmowała sygnały czasu. 27 czerwca przybyli do Trakiszek pozostali członkowie ekspedycji: prof. J. W i t k o w ­ s k i , inż. S. C i e r n i e w s k i i mgr M. W i t k o w s k i .