Postępy Astronomii nr 3/1967

POSTĘPY

A ST R O N O M I I

C Z A S O P I S M O

P O Ś W I Ę C O N E U P O W S Z E C H N I A N I U

W I E D Z Y A S T R O N O M I C Z N E J

PTA

TOM XV — ZESZYT 3

196?

WARSZAWA • L I P I E C - W R Z E S I E Ń 196?

P O L S K I E T O W A R Z Y S T W O A S T R O N O M I C Z N E

POSTĘPY

ASTRONOMII

K W A R T A L N I K

TOM XV — ZESZYT 3

196?

WARSZAWA • L I P I E C — W R Z E S I E Ń 196?

KOLEGIUM REDAKCYJNE Redaktor naczelny: Stefan Piotrowski, Warszawa

Członkowie: Józef Witkowski, Poznań Włodzimierz Zonn, Warszawa

Sekretarz Redakcji: Ludosław Cichowicz, Warszawa Adres Redakcji: Warszawa, PKiN, pok. 2313

W Y D A W A N E Z ZASIŁKU POLSKIEJ AK A D E M II NAUK

!

Printed in Poland

Państwowe Wydawnictwo Naukowe Oddział w Lodzi 1967

W y d a n ie 1. N akład 463 + 173 eg/.. A rk . w yd. 5,SO, A rk . d ru k 5,25 P apier offsetow y kl. III, 80 g. 70 x tOO. O d d a n o do d r u k u 12. V III. 1%7 r. D ru k

u k o ń c zo n o w s ie rp n iu 1967 r. Zam . n r 185. 0-11. C e n a z\ 10,— Zakład Graficzny PWN

O D R E D A K C J I

PROGNOZY ROZWOJOWE ASTRONOMII POLSKIEJ

Na początku lutego 1967 r. odbyło się kilka specjalnych posiedzeń Komite­ tu Astronomicznego Polskiej Akademii Nauk, poświęconych sprawom rozwoju polskiej astronomii w ciągu najbliższego dwudziestolecia. Uczestnicy posie­ dzeń wysłuchali i przedyskutowali kilka referatów kierunkowych opracowanych przez astronomów różnych ośrodków w Polsce. Zgodnie z uchwałą Komitetu Astronomicznego pełne teksty referatów publikujemy w niniejszym zeszycie „Postępów ' Astronomii” . Referat ogólny, poświęcony prognozie rozwojowej astronomii polskiej, zamieścimy w jednym z najbliższych numerów ,,P .A .”

WYPOSAŻENIE ASTRONOMII P OLSKIEJ

W ŚRODKI AUTOMATYZACJI P R ZE TW A RZA N IA INFORMACJI W O K RE SIE 1966-1980

W Ł A D Y S Ł A W T U R S K I

Analizę naszego zagadnienia rozpoczniemy od pewnej obserwacji statysty­ cznej. Z 84 prac ogłoszonych w roku 1962 w ,,Astronomical Journal” w 21, czyli w 25%, wykorzystane były w ten czy inny sposób elektroniczne maszyny cyfrowe. W roku 1965 wskaźnik ten wzrósł do 42%. Biorąc pod uwagę dosyć re­ prezentatywny przekrój tematyczny prac publikowanych w ,,A J ” , można sformu­ łować stwierdzenie, że najpowszechniej używanym sprzętem pomocniczym w pracy astronomów jest maszyna cyfrowa.

Swoiste potwierdzenie tego stwierdzenia znalazło się także w przeprowa­ dzonej przez nasz Koiritet ankiecie wstępnej, w której osoby ankietowane, różniąc się w swych opiniach względem każdego innego zagadnienia, jedno­ głośnie uznały konieczność wyposażenia astronomii polskiej we własny sprzęt liczący. Fakt powszechnego zrozumienia konieczności uzyskania odpowiedniej bazy obliczeniowej jest tym bardziej krzepiący, że spośród 64 prac ogłoszo­ nych przez polskich astronomów w ,,Acta Astronomica*’ w latach 1964—1965 zaledwie 5, tj. mniej niż 8%, zawierało wyniki otrzymane drogą rachunku ma­ szynowego.

Wobec tak oczywistej wymowy faktów statystycznych pozwolimy sobie po­ dać, bez szczegółowego uzasadnienia, następujące przesłanki dalszego rozu­ mowania:

1) Astronomia światowa w coraz większym stopniu wykorzystuje możliwości rachunku automatycznego.

2) Astronomia polska w chwili obecnej wykorzystuje te możliwości w zna­ cznie mniejszym stopniu niż astronomia światowa.

3) Niedostępność nowoczesnej techniki obliczeniowej dla astronomów pol­ skich prowadzi do powstania kolejnej krytycznej luki wyposażeniowej, unie­ możliwiającej właściwy rozwój astronomii w naszym kraju.

udostęp-134

nienia sp rzętu obliczeniow ego j e s t nie mniej w ażna dla astronomii p o ls k ie j niż spraw a w y p o sa ż e n ia w s p r z ę t obserw acyjny. R ozpatrując to z ag ad n ien ie per­ sp ek ty w iczn ie n a le ż y s tw ie rd z ić , że w astronom ii, podobnie jak w innych nau­ kach ś c i s ł y c h , k w e stia techniki obliczeniow ej b ędzie s ta w a ła s i ę coraz bar­ d ziej is to tn a , oraz że w miarę upływu c z a s u astronom ia polska wymagać będzie coraz w ię k sz y c h zasobów mocy o b liczen io w ej.

Z agadnienie to ma j e s z c z e je d e n a s p e k t, który dla wielu g a łę z i astronomii j e s t sp ra w ą podstaw ow ą — j e s t nim autom atyzacja o b se rw a c ji. Wykorzystanie s p rz ę tu l ic z ą c e g o — ogólniej p o w ied ziaw szy : sp rz ę tu autom atyzującego p rz e ­ tw arzanie informacji — wymaga bowiem p rz e d sta w ie n ia ogromu m ateriału obser­ w acyjnego w p o s ta c i „ c z y t e l n e j ” dla maszyny cyfrowej, a to można o siągnąć w wielu przypadkach w yłącznie poprzez automatyzację, sam ego p ro c e su obser­ w acji, a przynajm niej z a p is u o b se rw a c ji.

O c e n ia ją c poziom św iatow y w tym z a k re s ie n a le ż y pow iedzieć, że a c z k o l­ wiek okres pio n iersk i z o s ta ł już zakończony, nie d o s trz e g a s i ę j e s z c z e po­ w sz e c h n e g o s to s o w a n ia metod w pełni autom atycznych. N asuw a s ię s t ą d wnio­ s e k o koniecznym w ysiłku p olskich astronomów in strum entalistów w kierunku p o d ję c ia odpowiednich badań, gdyż obecna s y t u a c j a zdaje s ię w skazyw ać na duże s z a n s e o s ią g n ię c ia wyników kosztem (głównie) pracy k o n cep cy jn ej. Za k ilk a l a t s y tu a c ja zmieni s ię o ty le , że odpowiednie urządzenia b ę d ą dostępne k om ercjalnie, a więc obwarowane p atentam i, co — ja k wykazuje smutne dośw iad­ c z en ie z innych d z ied zin nauki i tech n ik i — prowadzi do permanentnego z a c o fa ­ nia nauki krajowej w sto su n k u do stan d ard u św iatow ego.

B iorąc pod uwagę ogólnoświatowy trend ku autom atyzacji przetw arzan ia informacji n ależy ta k że pod tym w łaśn ie kątem ocenić i, zapew ne, skorygować w iele planów prac prowadzonych w P o l s c e . W s z c z e g ó ln o ś c i n a le ż y uwzględnić wymogi E P I przy s p o rz ą d z a n iu w s z e lk ie g o rodzaju katalogów, z e s ta w ie ń i przy gromadzeniu materiałów s ta ty s ty c z n y c h . D o św iad czen ie wykazuje bowiem, że w ykorzystanie przez s y s te m E P I zbiorów informacji, sporządzonych pod kątem w idzenia użytkownika lu dzkiego j e s t bardzo kłopotliw e i czaso c h ło n n e (a więc i kosztow ne), ta k że c z ę s to opłaca s ię powtórzyć cały proces gromadzenia tych zbiorów, tym razem jednak uw zględniając o s o b liw o śc i E P I . Wynika s t ą d ko­ n ie c z n o ść św iadomego u w zględniania tych o so b liw o ści już w pracach b i e ż ą ­ c ych, j e ś l i mają one p rz e d sta w ia ć w artość u żytkow ą w la ta c h p rz y sz ły c h . Z agad n ien ia autom atyzacji o b serw acji i gromadzenia informacji w p o staci p rzy sto so w an ej do wymogów E P I d o ty c z ą przede w szystkim k la sy c z n y c h d z ia ­ łów astronomii pozycyjnej (służba c z a s u , s z e r o k o ś c i, katalogi fundamentalne itp .). W ś c is ły m zw iązku z tymi problemami p o zo staje k w e stia tran sm isji infor­ m acji, gdyż trzeba wziąć pod uwagę, że razem z au to m a ty z a cją obserw acji po­ stępow ać będzie w zrost z n a c z e n ia komunikacji pomiędzy automatami, zm ienia­ ją c nieraz dogłębnie wiekowe nawyki astronomów. (Dla przykładu można podać

W yposażenie astronomii p o ls k ie j w środki a utom atyzacji

.

zautom atyzow aną cen traln ą s łu ż b ę c z a s u , od której każdy automat obserw ujący może otrzymać n aty ch m iast i w każdej chwili dokładny c z a s , np. gwiazdowy).

Wydaje s i ę , że z a sy g n alizo w an ie zagadnień autom atyzacji pomiarów, do­ sto so w y w an ia zbiorów informacji do wymogów E P I oraz telekom unikacji powin­ no w y starczyć na w y su n ięcie w niosku o k o n ieczn o ści pełnego uw zględnienia tych problemów w plan ach naukowych astronomów p olskich. Dodajmy raz j e s z ­ c z e , że w pierw szej przynajmniej połowie okresu objętego naszymi ro z w a ż a ­ niami w y starczy prowadzić pracę k o n c e p c y jn ą i e k sp ery m en taln ą nad tymi pro­ blemami; n iepodjęcie ta k ic h b adań w rzeczonym okresie doprowadzi jed n ak że do k o n ie c z n o ś c i importu cudzych pomysłów zrealizow anych kom ercjalnie, albo do to taln eg o za c o fa n ia p o lsk ie j astronomii n ie teo rety czn ej.

P rz e c h o d z ą c do najbardziej o czy w isteg o asp ek tu E P I , tj. do rachunku ma­ szynow ego, a więc d z ie d z in y , w której astronomia n a s z a j e s t już poważnie z a ­ cofana, postaramy s i ę ocenić zapotrzebow anie astronomii p o lsk iej na s p r z ę t obliczeniow y w okresie 1966—1980.

O b liczen ia astronom iczne podzielim y na trzy duże grupy: a) redukcja obserw acji

b) porównanie obserw acji z te o rią c) o b lic z e n ia teo rety czn e.

Grupa a) n ależy do zag a d n ie ń , dla których nie wymagane s ą maszyny w iel­ k ie , o z n aczn y ch s z y b k o ś c ia c h urząd zeń arytm etycznych; można p rzy jąć, że potrzeby obserwatoriów w tym z a k r e s ie b ę d ą mogły być zasp o k a ja n e przez ma­ szyny l ic z ą c e produkcji krajow ej.

Grupa c) zaw iera z a d a n ia wymagające dużych maszyn cyfrowych, o w iel­ kich p a m ięciach operacyjnych i s z y b k o ś c ia c h urządzeń arytm etycznych; ma­ s z y n takich kraj n asz nie b ędzie produkował wedle oficjalnych planów przed rokiem 1973, a moim prywatnym zdaniem nie b ędzie produkował nigdy.

Z a d a n ia grupy b) mogą być wykonywane na m aszynach małych, co j e s t je d ­ nak sk ra jn ie n ieekonom iczne, lub na m aszy n ach dużych. P oniew aż maszyny d u że, a ta k ż e b ardziej now oczesne m aszyny śred n ie i małe, wykorzystywane s ą w tzw. trybie wieloprogramowym, wykonywanie zadań grupy a) na maszynach zupełnie dużych nie będzie prowadziło do nieo p łacaln ie małych ob ciążeń s p r z ę ­ tu lic z ą c eg o , pod warunkiem i s t n ie n ia d o s ta te c z n ie dużego z a p a s u zadań grup b) i c).

Wynikające s tą d n a jp ro s ts z e ro z w ią z a n ie , że każde obserwatorium zostanie w yposażone we w ła s n ą d u ż ą m aszynę cyfrową, j e s t , n ie s te ty , niemożliwe do zre alizo w an ia ze w zględu na w ysokie k o s z ta . Wedle cen z roku 1966 d uża ma­ s z y n a cyfrowa z pełnym w y posażeniem k o sz tu je od ok. 800 000 S wzwyż. Dla porównania dodajmy, że c e n a małej maszyny cyfrowej produkcji krajowej wyno­ s i ok. 4 min z ł. Z tego sam ego powodu wydaje s i ę ta k ż e trudne do p rz y ję c ia z a ło ż e n ie o natychmiastowym w yposażeniu w s z y s tk ic h obserwatoriów w

ma-136 V . T u rsk i

szyny male z jednoczesnym wyposażeniem jednego ośrodka astronomicznego we własną dużą maszynę importowaną. Zresztą, bez znacznego postępu w dzie­ dzinie automatyzacji pomiarów i pewnych zmian w technice pracy astronomów i szkoleniu studentów astronomii, wykorzystanie tych maszyn byłoby niepełne.

W związku z tym proponuję następujący program wyposażenia astronomii polskiej w maszyny matematyczne:

L a t a 1966-1970

1) Wyposażenie obserwatoriów radioastronomicznych, jako najbardziej po­ datnych na automatyzację obserwacji, w małe maszyny matematyczne (o szyb­ kości ok. 10 000 op/sek i pojemności pamięci operacyjnej 8 K), służące głów­ nie do bieżącej wstępnej redukcji obserwacji i sterowania procesem obserwacji. 2) Udostępnienie astronomom polskim mocy obliczeniowej z puli centralnej w następujących ilościach:

Rok Ilość op. arytmetycznych (w jednostkach 10ło)

1967 2

1968 3.5

1969 6.0

1970 10.0

3) Wyposażenie wszystkich obserwatoriów w kraju w urządzenia przygoto­ wania danych do celów E P I.

L a t a 1970-1975

4) Wyposażenie jednego lub dwu obserwatoriów optycznych w male maszyny matematyczne (o szybkości ok. 30 000 op/sek i pamięci operacyjnej 16 K).

5) Zamiana zainstalowanych uprzednio maszyn małych przez maszyny śred­ nie (o szybkości ok. 100 000 op/sek i pamięci operacyjnej 32 K).

6) Wprowadzenie stałych połączeń telekomunikacyjnych pomiędzy obserwa­ toriami polskimi (i, być może, zagranicznymi) i centralnymi ośrodkami obli­ czeniowymi.

7) Udostępnienie mocy obliczeniowej z puli centralnej w ilości rosnącej od 15 (w roku 1971) do 50—100 (w roku 1975) umownych jednostek rocznie.

L a t a 1975-1980

8) Zastąpienie wszystkich zainstalowanych uprzednio maszyn przez maszy­ ny średnie (o parametrach podanych w p. 5).

9) Wyposażenie wszystkich obserwatoriów w wyspecjalizowane maszyny cyfrowe do redukcji obserwacji.

10) Utworzenie centralnego ośrodka przetwarzania informacji astronomicz­ nych, wyposażonego w dużą maszynę cyfrową (o szybkości ok. 500 000 op/sek i pamięci operacyjnej 64 K), wraz z centralnym, zautomatyzowanym archiwum informacji astronomicznej.

Prognoza rozwojowa mechaniki nieba w P olsce.

11) Połączenie stałymi liniam i transmisji informacji wszystkich maszyn zainstalowanych w obserwatoriach i w centralnym ośrodku przetwarzania infor­ macji astronomicznej w jeden system przetwarzania informacji.

U w a g a : 1. N ależy rozpatrzeć połączenie planów wyposażenia w sprzęt liczący placówek astronomicznych i służby satelitarnej.

2. Należy wziąć pod uwagę konieczność stopniowego wyposaża­ nia obserwatoriów w urządzenia do akumulacji i transformacji danych nienume- rycznych, głównie w automatyczne analizatory zdjęć i spektrogramów.

Jednocześnie z realizacją powyższego planu wyposażenia astronomii w sprzęt liczący należy prowadzić systematyczne szkolenie studentów i pra­ cowników naukowych w zakresie metod wykorzystania sprzętu liczącego. L i­ czyć się bowiem należy, że zgodnie z istn ie jącą powszechnie za granicą ten­ dencją, zasadniczą część pracy nad programowaniem i innymi zadaniami obsłu­ gi użytkowej systemów E P I wykonywać będą sami użytkownicy. Praca ta będzie ułatwiona przez powszechne stosowanie języków automatycznego programowa­ nia, ale nie należy oczekiwać, by system programowania i wykonywania obli­ czeń per procura zdołał się utrzymać dłużej niż przez najbliższe parę lat.

P R O G N O ZA ROZWOJOWA MECHANIKI NIERA W POLSCE DO ROKU 1980

W Ł A D Y S Ł A W T U R S K I

Stawianie prognozy rozwojowej jakiegokolwiek działu nauki jest aktem mocno ryzykownym, gdyż dotyczy obiektu, którego rozwój czasowy zależy od tylu trudnych do uchwycenia czynników, że śmiało może być rozpatrywany jako zjawisko przypadkowe, lub jak tego wymaga obecnie przyjęta terminologia: losowe.

Jak zwykle przy przewidywaniu rozwoju procesów losowych jedynie racjo­ nalną metodą jest znajdowanie pewnych średnich, oczekiwanych, czy najbar­ dziej prawdopodobnych znaczeń wybranych wskaźników, przy czym sam dobór wskaźników jest często problematyczny a otrzymane znaczenia średnie nieko­

niecznie zostają zrealizowane w rzeczywistości.

Naturalnie, wartość prognozy jest tym większa im liczniejszej populacji ona dotyczy; wynikają stąd dodatkowe trudności ustalenia prognozy rozwoju stosunkowo wąskiej specjalności w relatywnie niewielkim kraju. Nietrudno bowiem przewidzieć, że ewentualne osiągnięcia mechaniki nieba w Polsce w nadchodzącym 14-leciu stanowić będą niewielki fragment osiągnięć mechani­ ki nieba w skali światowej, a ponieważ prognozie podlegać może przede

wszy-138

W. Turski

stkim globalny rozwój mechaniki nieba, konkretne osiągnięcia tej dziedziny w Polsce dają się przewidzieć z najwyższym tylko trudem i z małą wiarygod­ nością.

Przechodząc od tych pesymistycznych rozważań ogólnych do prób konkret­ nej analizy, musimy najpierw stwierdzić, że zasadniczą trudność sporządzenia prognozy rozwoju mechaniki nieba w Polsce stanowi niezwykła wręcz szczu­ płość kadry uprawiającej tę dziedzinę. Aby uniknąć wątpliwości i ewentual­ nych zadrażnień musimy także sprecyzować, co mamy na myśli mówiąc: mecha­ nika nieba. Wydzielimy przeto kilka działów, które kojarzą się z tym terminem: 1) Teoria i praktyka obliczeń orbitalnych dla naturalnych c ia ł układu sło­ necznego, traktowanych jako punkty, materialne.

2) Teoria i praktyka obliczeń orbitalnych dla sztucznych obiektów kosmicz­ nych.

3) Teoria figur równowagi, przypływów i zjawisk pokrewnych oraz ich prak­ tyczne zastosowania.

4) Analityczne i jakościowe zagadnienia dynamiki układów planetarnych i planetarno-satelitarnych.

Wspomniąna powyżej szczupłość kadry znajduje swoje odbicie w tym, że działy 3) i 4) są w Polsce niemal że zupełnie nieuprawiane (z wyjątkiem teorii libracji), a działy 1) i 2) uprawiane są jedynie od strony praktycznej.

Wychodząc z tego stanu kadrowego oraz z braku w naszym kraju ośrodków aktywności naukowej dotyczących większości ze wspomnianych zagadnień, wydaje się , że nie można liczyć na harmonijny i całościowy rozwój mechaniki nieba w naszym kraju w okresie objętym nin ie jszą prognozą. Ze względu na d u żą trudność teoretycznych badań mechaniczno-niebieskich oraz na wymagane dla uprawiania tych kierunków przygotowanie matematyczne rozbieżne z matematy­ czną podbudową dawaną studentom astronomii, należy także przypuścić, że w rzeczonym okresie nie wytworzą się ośrodki i nie pojawią się kadry, które by tę tematykę podjęły.

Należy wobec tego postawić pytanie, czy uprawianie teoretycznej mechaniki nieba jest niezbędne z punktu widzenia potrzeb ekonomicznych, naukowych lub obronności kraju. Odpowiedź na to pytanie jest ogólnie negatywna. Wydaje się bowiem, że ani dla gospodarki, ani dla innych działów astronomii czy innych nauk nie jest niezbędne podjęcie badań mechaniczno-niebieskich na całym „froncie naukowym” tej dyscypliny. Ocena ta zmieni się jednak radykalnie, je śli zamiast traktować mechanikę nieba jako przedmiot badań sam w sobie przejdziemy do jej roli usługowej oraz do poszczególnych kierunków badań me­ chaniczno-niebieskich.

Zaczniemy od rzeczy podstawowej. W latach nadchodzących coraz częstsze będzie praktyczne wykorzystywanie sztucznych satelitów ziemi, głównie — choć nie wyłącznie — do celów geodezyjno-kartograficznych i

telekomunikacyj-Prognoza ro z w o jo w a m echaniki nie ba w P o l s c e .

139

nych. Wymagać to będzie znacznie s z e r s z e g o niż d o ty c h c z a s zaznajam iania s p e c ja lis tó w i studentów różnych dzied zin techniki i nauki z nowoczesnymi metodami mechaniki o rbitalnej, przy czym zaznajam ianie to będzie odbywać s i ę zarówno na poziomie c z y s to praktycznym, jak i teoretycznym, pozw alającym na d y sk u sję problemów optym alizacji pewnych d e c y z ji. Wynika s t ą d niezbędność stw orzenia odpowiedniej bazy dydaktycznej i b a d aw czej, gdyż zgodnie z całym dośw iadczeniem nauk ś c i s ł y c h dydaktyka oderwana od poważnych badań nau­ kowych p r z e s ta je być dydaktyką n o w o czesn ą i r z e te ln ą .

W zw iązku z tym wydaje s ię r z e c z ą p ierw szorzędnej wagi, by w możliwie najkrótszym c z a s ie podjąć prace nad utworzeniem mocnego ośrodka z a jm u jące­ go s i ę te o r ią i praktyką obliczeń orbitalnych dla sz tu c z n y c h c ia ł kosmicznych. Ze względu na wymienione uprzednio przyczyny nie wydaje s ię możliwe, by ośrodek taki mógł być stw orzony drogą naturalnego rozwoju, potrzebne będą zapewne środki nadzw yczajne w p o s ta c i zw ięk sz o n e j ilo śc i stypendiów z ag ra­ n icznych, przede w szystkim na s tu d ia p o d o k to ran ck ie,in w esty cji na nowoczesny s p rz ę t obserw acyjny, telekom unikacyjny (transm isja danych obserwacyjnych) i obliczeniow y. Biorąc pod uwagę p ierw szorzędną wagę tego ośrodka dla obron­ n ości kraju, wydaje s i ę celow e ś c i s ł e uzgodnienie planów organizacyjnych i badaw czych tego ośrodka z resortem M inisterstwa Obrony Narodowej. Do za­ gadnień szcze g ó ło w y c h , które ośrodek te n powinien podjąć z a lic z y ć należy na­ stę p u ją c e tematy, c z ę śc io w o uprawiane już w P o ls c e :

1) T ec h n ik a słu ż b y orbitalno-efemerydalnej ze szczególnym uw zględnie­ niem problematyki szy b k iej tra n sm isji informacji i precyzji obliczeń oraz o b ser­ w acji, a także z e s p o le n ia obserw acji optycznych i radiowych.

2) Wyrównywanie w ielkich s i e c i geo d ezy jn o -satelitarn y ch .

3) A n a liz a geofizyczna masowych obserw acji sz tu c z n y c h sa te litó w ziemi ze szczeg ó ln y m uwzględnieniem badań strukturalnych atmosfery i potencjału (figury) Ziemi.

4) A naliza obserw acji pozycyjnych wykonywanych z pozaziem skich obser­ watoriów:

a) Almanach Księżycowy

b) pozaziem ska astronom ia fundamentalna

c) problematyka redukcji o bserw acji wykonywanych z pokładu pojazdów kosm icznych, z uwzględnieniem problemów tra n sm isji informacji i osobliwych błędów s y stem aty czn y ch i przypadkowych.

5) Z a g ad n ien ia optym alizacji trajektorii sz tu c z n y c h c i a ł kosm icznych:

a ) d la celów g ospodarczych (np. dla p r z e d s ta w ie n ia p olskich propozycji w z a k re sie ewentualnych p rz e d s ię w z ię ć międzynarodowych)

b) d la a n a liz y z a g ad n ień b a lis ty k i pozaatm osferycznej.

D odać n ależy, że prowadzone w P o ls c e bad an ia s tw a rz a ją dodatkowe możli­ w ości ro z s z e r z e n ia tematyki na z a g a d n ie n ia s e le n o d e z ji.

140

Drugim tematem mechaniczno-niebieskim, który można podjąć w nadchodzą* cym okresie w Polsce z poważnymi szansami na powodzenie w skali między­ narodowej są badania dotyczące teorii i praktyki obliczeń orbitalnych dla ma­ łych naturalnych obiektów układu słonecznego: komet i asteroidów. Bazując na znanych tradycjach polskiej szkoły obliczeń orbit kometarnych oraz na bar­ dzo pomyślnym postępie prac nad automatyzacją tych obliczeń osiągniętym w Warszawie w ramach personalnej współpracy pomiędzy Zakładem Astronomii i Centrum Obliczeniowym PAN, wydaje się możliwe osiągnięcie w stosunkowo krótkim czasie znacznych rezultatów w następujących dziedzinach:

1) Opracowanie katalogu komet zawierającego heliocentryczne orbity komet wiążące wszystkie istniejące obserwacje oraz orbity barycentryczne dla epok poprzedzających (umownie określone) wejście komety do układu słonecznego i następujących po (umownie określonym) opuszczeniu tego układu przez ko­ metę.

2) Opracowanie analityczno-numerycznej teorii ruchu asteroidów, tj. algo­ rytmu generującego tzw. teorie ruchu indywidualnych asteroidów.

3) Analiza tzw. niezgodności obserwacji z newtonowską teorią ruchu komet. Wszystkie trzy kierunki badań mają duże znaczenie dla zagadnień kosmogo-nii układu słonecznego.

Dodajmy, że ponieważ badania w tym kierunku już zostały rozpoczęte, kontynuowanie ich nie wymagałoby poważnych inwestycji kadrowych, gdyż istniejący obecnie zespół powiększający się o naturalny przypływ magistran­ tów zaspokoi wymagania liczbowe kadry; również poziom naukowy istniejącej kadry zdaje się gwarantować właściwe kierowanie tymi pracami w przyszłości. 'Warunkiem uzyskania pomyślnych rezultatów jest tutaj uzyskanie dostępu do nowoczesnego sprzętu liczącego oraz przeprowadzenie szerokiej akcji groma­ dzenia rozproszonych obserwacji i innych danych archiwalnych i tablicowych. Poza tymi dwoma kierunkami, w których istotne osiągnięcia naukowe i prak­ tyczne są możliwe i potrzebne, nie można przewidzieć innych tendencji rozwo­ jowych mechaniki nieba w Polsce w okresie 1966—1980. Zgodnie z tym co po­ wiedzieliśm y na wstępie nie oznacza to bynajmniej, że wyrażamy przekonanie, iż rozwój mechaniki nieba w czasie objętym prognozą ograniczy się do tych dwu kierunków, jednakże można wyrazió przypuszczenie, że wszelkie inne ba­ dania mechaniczno-niebieskie będą nosiły charakter sporadyczny, lub też będą inspirowane ze środowisk reprezentujących inne gałęzie astronomii (np. astro­ fizyka), czy nawet inne nauki (np. matematyka).

Rozwój astrofizyki w n a jbliższych dw udziestu latach ₁₄₁

ROZWÓJ A S T R O F I Z Y K I W N A J B L I Ż S Z Y C H DWUDZIESTU LATACH

S T A N I S Ł A W G R Z Ę D Z I E L S K I , J A N K U B I K O W S K I , A N T O N I S T A W I K O W S K I

Stawianie prognozy na lat dwadzieścia może być rzeczą interesującą, ale nie j e s t czynnością całkowicie serio. Skala lat dwudziestu je s t na tyle długa, iż korelacja ze stanem obecnym j e s t niewielka, a naturą rzeczy przesądza, iż nie sposób odgadnąć odkryć najbardziej rewelacyjnych. J e ż e l i weźmiemy teraz pod uwagę, że w ciągu najbliższych d z ie się c io le c i dokona się rewolucja w me­ todach badawczych, spowodowana napływem danych obserwacyjnych uzyska­ nych spoza atmosfery Ziemi i że może to doprowadzić nie tylko do wyłonienia s i ę zupełnie nowych kierunków badawczych, a le , co w ię c e j, do wykrycia zu­ pełnie nowych, fundamentalnych zjaw isk przyrodniczych — to wiarygodność poniższych ocen ukaże s i ę we w łaściw ej perspektywie.

Plan niniejszego opracowania j e s t następujący:

1) Główne problemy obserwacyjne pod kątem widzenia przedziałów spektral­ nych obserwacji,

2) Problemy interpretacji i teorii; oba te punkty omawiane s ą w aspekcie obecnego stanu światowego i przewidywanych kierunków rozwoju.

3) Ocena aktualnego stanu w P o l s c e . 4) Dyskusja krajowych możliwości rozwoju.

Ja k o wstęp przytoczymy kilka symptomów trendu inwestycyjnego na naj­ b liższe d zie się cio le c ie w sk a li światowej:

1) W USA planuje się zbudowanie co najmniej trzech teleskopów o średni­ cach 3,5—5 m oraz 3 teleskopów o średnicach 1,5—2 m. Kilka z tych teleskopów stanie najprawdopodobniej na południowej półkuli.

2) W ZSRR konstrukcja teleskopu o średnicy ok. 6 m j e s t daleko zaawanso­ wana. Na posiedzeniu Prezydium Akademii Nauk ZSRR z dnia 4 i 5 grudnia 1964 r. położono szczególny nacisk na rozwój astrofizyki w ZSRR .

3) Państwa Europy Zachodniej budują wspólnie obserwatorium astronomicz­ ne w Chile z największym teleskopem o średnicy 3,5 m.

4) Jak wynika ze sprawozdania Komisji Instrumentów Astronomicznych H U (Hamburg 1964), planuje się budowę na św iecie 8 teleskopów o średnicy ponad 3 m. A także państwa jak C zech o słow acja, Egipt, NRD, (Bułgaria?), Anglia, F rancja zbudowały lub budują teleskopy o średnicy ok. 2 m.

Obok tego intensywnie rozwijać się będzie technika receptorów i urządzeń pomocniczych, głównie dla zaniedbanej dotychczas podczerwieni.

5) Doświadczenie jakie dała nam radioastronomia uczy, że każde rozsze­ rzenie ,,okna” odbioru w widmie fal elektromagnetycznych wnosi zupełnie nie­ spodziewane, rewelacyjne wiadomości o w szec h św iec ie . Już teraz jesteśm y

142 S. Grzędzie Is ki, J. Kubikowski, A. Stawikowski

świadkami olbrzymich inwestycji w obserwacje pozaatmosferyczne z dalszą perspektywą ich skokowego rozwoju w całym zakresie widma elektromagnetycz­ nego i szybkich cząstek. Rewelacyjność dotychczasowych odkryć w zakresie UV, w zakresie X i y z jednej strony i fal mikronowych z drugiej strony wskazu­ je, że najbliższe dwudziestolecie obfitować będzie w trudne do wyobrażenia sobie teraz odkrycia. Ilościow ą miarę tego rozwoju może dać następujące po­ równanie: podczas gdy w okresie lipiec 1960-czerwiec 1961 ukazało się w „Astrophysical Journal” 5 prac o tematyce ściśle w iążącej się z obserwa­ cjami pozaatmosferycznymi, to w okresie lipiec 1965-1966 było ich 25.

6) Równocześnie rozwija się szybko astrofizyka laboratoryjna. Istnieje wielkie zapotrzebowanie na wartości prawdopodobieństw przejść głównie dla jonów. Nie znamy zupełnie struktury molekuł trójatomowych i często nawet dwuatomowycb, których widma rotacyjno-wibracyjne będą identyfikowane za­ równo w dalekim UV, jak i w dalekiej podczerwieni.

7) Masowe stosowanie maszyn cyfrowych zwiastuje przełom w metodach magazynowania, redukcji, przekazywania i procesowania danych obserwacyj­ nych, a technologia kosmiczna będzie stymulowała automatyzację procesu obserwacji. Duże maszyny cyfrowe, już obecnie na wyposażeniu wszystkich liczących się ośrodków teoretycznych, sta ją się nieodłącznym instrumentem badań teoretyka.

1. PROBLEM Y ASTROFIZYKI OBSERW ACYJNEJ

1.1. A ST RO FIZYK A X< 3000 A (UV PROM IENIE X I y, CZYSTKI SZYB KIE)

W ostatnim pięcioleciu ilość prac dotyczących promieniowania c ia ł nie­ bieskich w dalekim ultrafiolecie, w promieniach X i y, lawinowo wzrosła, a jesteśmy dopiero u progu obserwacji pozaatmoaferycznych. Większość prac wcześniejszych dotyczyła tylko Słońca.

W jakim kierunku id ą obecne badania w dalekim ultrafiolecie? Bada się przede wszystkim obiekty gorące, których maksimum promieniowania przypada w ultrafiolecie. Fotometria szerokowstęgowa i wąskowstęgowa jako najprostsza technika obserwacyjna jest obecnie najczęściej stosowana. Dotychczasowe jej wyniki, to przede wszystkim badania dotyczące poziomu widma w UV, w szczególności wykrycie deficytu strumienia ultrafioletowego gwiazd typu B w stosunku do dotychczasowych interpretacji. Dalsze badania c iał niebieskich w ultrafiolecie dostarczą zarówno bardziej wiarygodnych parametrów (T, L , skład chemiczny) gorących gwiazd ciągu głównego i mniej znanych gorących gwiazd leżących pod ciągiem głównym, jak i zjawisk fizycznych^ tu zachodzą­ cych. Warto tu również podkreślić, że w ultrafiolecie A < 3200 A le żą n ajsil­ niejsze linie (rezonansowe) najobficiej występujących pierwiastków (H, Hę^ O, Ne, C, N, Si, Mg, S) i że można się zatem spodziewać, iż obszar A < 3000 A będzie głównym poligonem badania składu chemicznego.

R o z w ó j a s t r o f i z y k i w n a j b l i ż s z y c h d w u d z i e s t u la tach

143

S zczególnie dużo nowego w niosą o bserw acje ultrafioletowe dla interpreta­ c ji gw iazd p u lsu ją c y c h , wybuchowych, gwiazd syrabiotycznych, gwiazd typu UV C eti, dla badania mgławic plan etarn y ch i koron gwiezdnych oraz c ia sn y c h par podwójnych. Olbrzymie j e s t również z n a c z en ie obserw acji ultrafioletowych dla fizyki materii .międzygwiazdowej, w s z c z e g ó ln o ś c i dla problemu jo n iz a c ji i sk ła d u chem icznego.

B ad an ia w z a k re sie UV dokonywać s i ę będzie w oparciu o fotometrię w ąsko i szero k o w stęg o w ą. Z ch w ilą jed n ak z a in s ta lo w a n ia teleskopów orbitalnych lub teleskopów na K się ż y c u , otworzy s ię możliwość sto s o w a n ia spektroskopii ultrafioletow ej, uprawianej d o ty c h c z a s tylko dla S łońca. Istn ieje olbrzymie bogactwo problemów astro fiz y c z n y ch , które rozw iąże sp ek tro sk o p ia ultrafio le­ towa i miękkich promieni X, głównie j e ś l i chodzi o nukleosyntezę i je j wpływ na z ag ad n ien ie populacji i ew olucji gw iazd. Dostępne s ta n ą s i ę dla o bserw acji p ierw ia stk i lekkie i pierw iastki gazów s z l a c h e tn y c h oraz ich izotopy. Możliwe b ę d ą obserw acje linii koronalnych wysokozjonizowanych pierw iastków oraz m olekuł zarówno w g w iazdach (z w szystkim i ich konsekwencjami dla struktury atm osfer gw iazd), ja k i w p rzestrzen i międzygwiazdowej. Wpływ tych obserwa­ cji na problem utraty materii w pewnych fazach ew olucyjnych gwiazd może mieć z n aczen ie fundamentalne.

W o s ta tn ic h la ta c h odkryto kilka źródeł promieniowania X oraz em isję y. W trakcie opracowania s ą receptory na neutrina, a rozwój astrofizyki neutrino- wej n a s tą p i prawdopodobnie w n ajbliższym d w u d z ie sto le c iu , Już d o ty c h c z a s o ­ we, bardzo powierzchowne, interpretacje źródeł promieniowania X i y sugerują, że n a s z e doty ch czaso w e p o ję c ia mogą ulec istotnym zmianom. Źródłami tego promieniowania mogą bowiem być: p o z o s ta ło ś c i po supernowych, gwiazdy o s iln y c h polach m agnetycznych, gwiazdy, w których z a c h o d z ą powierzchniowe re a k c je termojądrowe, gwiazdy neutronowe, a n ih ila c ja materii oraz inne, n ie ­ znane nam j e s z c z e przyczyny. T ran sp o rt energii przez neutrino może znacznie zmienić obraz pewnych s ta d ió w ew olucji gwiazd.

Rozwój sp ek tro sk o p ii UV i miękkich promieni X b ęd zie możliwy dzięki dalszym pracom laboratoryjnym dotyczącym promieniowania pierwiastków i mo­ lekuł. Istn ie je olbrzymie zapotrzebowanie na w artości prawdopodobieństw p r z e jś ć głównie dla jonów, co j e s t niezbędne do w y zn aczen ia sk ła d u chem icz­ nego i c iś n ie n ia elektronowego c ia ł n ie b ie s k ic h . Nie znamy widm wibracyjno- -rotacyjnych wielu molekuł dwuatomowych i d la prawie żadnej z molekuł trój- atomowych. Identyfikacja molekuł w u ltrafio lecie w gw iazdach i w materii m iędzygwiazdowej będzie jednym z podstawowych celów sp ektroskopii ultra­ fioletow ej.

1 . 2 . A S T R O F I Z Y K A B A R D Z O D A L E K I E J P O D C Z E R W I E N I

J e ż e l i w ziąć pod uwagę fakt, że maksimum promieniowania termicznego c ia ła o tem peraturze ok. 2800° przypada na długość fali A = l n , to ja s n e s ta je

144 S. Grzędzielski, }. Kubikowski, A. Słowikowski

się , ile nowego wniosą badania ciał niebieskich w podczerwieni, dotychczas bardzo zaniedbane. To zaniedbanie wzięło się głównie z trudności technicznych obserwacji (absorpcja atmosferyczna, brak receptorów na podczerwień, koniecz­ ność silnego chłodzenia fotoelementu). Istnieje możliwość obserwacji ciał nie­ bieskich przez podczerwone okna w atmosferze ziem skiej, ale aby'uwolnić się w dostatecznym stopniu od absorpcji molekuł atmosferycznych H20 , O s i C 0 5 trzeba wznieść się na wysokość większą, niż 30 km (technika rakietowa, ew. balonowa). Obserwacje w podczerwieni dostarczą nam danych o mało znanej naturze gwiazd bardzo chłodnych, czerwonych typów M, S, R, N, gwiazd węglo­ wych, gwiazd półregularnych i nieregularnych, gwiazd typu RW Aurigae i R Coronae Borealis. Obserwacje w podczerwieni um ożliwią nam także poznanie • ■gwiazd stygnących, protogwiazd, chmur materii międzygwiazdowej, ew. dużych planet i innych źródeł silnej emisji podczerwonej. Spektroskopia w tym prze­ dziale długości fal zajmować się będzie głównie molekułami dwu-, trzy- i polia- tomowymi, których istnienie w sposób istotny może zdeterminować strukturę atmosfer chłodnych gwiazd. Odkryto już HjO i C O s w chłodnych czerwonych olbrzymach. Istnieje również możliwość obserwowania lin ii atomowych w emisji w dalekiej podczerwieni, głównie w mgławicach planetarnych i w koronach gwiazd.

1.3. A ST RO FIZYK A OPTYCZN A 3000 < n < 10000 A W OPARCIU O OBSERW ACJE NAZIEMNE

Pomimo gwałtownego rozwoju obserwacji pozaatmosferycznych, astrofizyka oparta na technikach naziemnych, tzn. w zakresie fal 3000 A < X < ln będzie zapewne jeszcze przez wiele lat dostarczać gros informacji obserwacyjnych, zwłaszcza dla obiektów słabych. Prawdopodobnie szybko będą się rozwijały obiekty dotąd zaniedbane. Oto kilka z takich zaniedbanych problemów we współczesnej astrofizyce optycznej: trudności techniczne (brak receptorów, kłopotliwe sposoby chłodzenia) sprawiły., że zaniedbano zupełnie obserwacje w bliskiej podczerwieni oraz w oknach atmosfery ziemskiej w dalekiej pod­ czerwieni. Zaniedbany jest więc cały żółtoczerwony obszar wykresu H—R — a więc gwiazdy RV Tauri, półregularne, zmienne długookresowe, gwiazdy wę­ glowe, gwiazdy rozbłyskowe, gwiazdy typu T Tauri, gwiazdy symbiotyczne, gwiazdy typów RW \urigae i R Coronae Borealis. Większość prac, która rzuciła pewne światło na fizykę tych gwiazd, została dokonana dopiero w ostatnim dziesięcioleciu. Nie znamy zupełnie modelów atmosfer oraz struktury wewnę­ trznej tych gwiazd. Nie wiemy prawie nic o ich drogach ewolucyjnych. Brak interpretacji teoretycznej spowodowany jest głównie szczupłością danych obserwacyjnych, często najbardziej podstawowych parametrów fizycznych. Rozwiązanie tych i innych problemów może dać zarówno tradycyjna spektro­ fotometria, jak i spektroskopia oraz inne, nieznane nam jeszcze teraz techniki.

R o z w ó j as t r o f i z y k i w n a j b l i ż s z y c h d w u d z i e s t u l at ach ₁₄₅

Wiele z wyżej wymienionych grup gwiazd s ą m ało liczn e. Odkrycie nowych obiektow j e s t tu zagadnieniem niezmiernie ważnym. J ed n ak bad an ia w s p ó łc z e s ­ ne wymagają użycia dużych teleskopów i dobrej aparatury pom ocniczej. P o ­ dobnych, mało poznanych zagadnień w a s tro fiz y c e j e s t w ię c e j, że wymienimy tylko gwiazdy m agnetyczne, brak d o ty c h c z a s adekw atnej interpretacji teorety­ cznej tych gwiazd; n ieb iesk ie obiekty le ż ą c e pod ciągiem głównym: Nowe, gwiazdy typu U Geminorum, mgławice planetarne — ciągle brak j e s z c z e zado­ w a lający ch in te rp re ta cji te o rety czn y ch w skutek s z c z u p ł o ś c i danych obserw a­ cyjnych.

Szeroka grupa gwiazd p u lsu ją c y c h obu populacji wymaga d a ls z e j interpre­

ta c ji w św ie tle zmian ewolucyjnych tych g w iazd. Próby tak ie j in terpretacji

pojawiły s ię dopiero na przełomie la t p i ę ć d z i e s i ą t y c h - s z e ś ć d z i e s i ą t y c h . Mało znany j e s t wpływ ro ta c ji zarówno na budowę atmosfer, jak i przede w szystkim na strukturę w ew nętrzną i ewolucję g w iazd. Nie znamy zupełnie j e s z c z e pew ­ nych faz ewolucji gwiazd — po stadium czerwonego olbrzyma.

Problem nuk leo sy n tezy pierw iastków s to i z a w s z e j e s z c z e na bardzo lu ź ­ nych, c z ę s t o nieuzasad n io n y ch s p e k u la c ja c h , głównie gdy chodzi o wytłuma­ c z en ie o so b liw o ści widmowych. D a lsz e prace ze sp ek tro sk o p ii nad obiektami w różnych m iejscach Galaktyki i w różnym c z a s i e oraz b ędących w różnych s ta d ia c h ew olucyjnych s ą w ysoce po ż ą d a n e . N ajw iększe jednak z n aczen ie astrofizyki naziem nej, to obserw acje bardzo s ła b y c h obiektów będących na sk raju z a s ię g u dużych te le sk o p ó w . Naziemne ob serw acje sła b y c h obiektów oraz obiektów zmiennych wym agających długich czasów e k sp o zy cji j e s z c z e długo b ę d ą zw ycięsko konkurować z obserwacjam i pozaatm osferycznym i.

2. PROBLEMY IN T E R P R E T A C JI I TEORII

2. 1. F I Z Y K A I E W O L U C J A GWIAZD

Wprowadzenie do użytku dużych m aszyn lic z ą c y ch spowodowało burzliwy w ręcz rozwój teorii wnętrza i ewolucji gwiazd. Nie tylko nakreślono już ogólny obraz struktury gwiazd ciągu głównego, ale też konstruując sek w en cje ewolu­ cyjne modeli dotarto do d o ść zaaw ansow anych stadiów ew olucji. D alsze po­ s tępow anie wymaga coraz to nowych danych ty c z ą c y ch s ię tempa re ak cji ją ­ drowych, w łą c z a n ia do rozw ażań coraz to s u b te ln ie js z y c h efektów, ja k też i rafinacji metod całkow ania numerycznego. Te o s tatn ie ten d en cje ogarniają również i bad an ia w c z e ś n ie js z y c h etapów ewolucji gw iazd. Pojaw ia s ię jakby drugie przybliżenie otrzymanego już w c z e ś n ie j obrazu. Z s u k c e s e m atakuje s i ę tak ie osobliwe s ta d ia ew olucji, w jak ich znajdują s i ę gwiazdy p u ls u ją c e . R ów nocześnie coraz bardziej s t a j e s ię zrozumiała potrzeba interpretacji fizy cz­ nej otrzymanych wyników. Praw ie w k ażd ej pracy z teorii struktury wewnętrznej zaw arta już j e s t d y s k u s ja czynników fizycznych powodujących otrzymywane

146 S. Grzędzie Is ki, /. Kubikowski, A. Stawikowski

w rezultacie całkowania numerycznego zjawiska. Wiąże się to ściśle z potrzebą dokładniejszego opracowania matematycznej strony zagadnienia. Wydaje się^ że tendencje te będą narastać. Jest rzeczą charakterystyczną, że podczas gdy stadia ewolucji gwiazd — począwszy od momentu, w którym znajdzie się ona na ciągu głównym — są dość dobrze znane, zarówno sam mechanizm powsta^ wania gwiazd i tzw. prestellarne fazy ewolucji, jak też i końcowe jej stadie wciąż jeszcze pozostają zagadnieniami nie rozwiązanymi. Jakieś pewniejsze ustalenia o fizycznych procesach określających powstawanie gwiazd z materii rozproszonej będą mogły mieć miejsce niewątpliwie dopiero wtedy, gdy zrozu­ miane będą w dostatecznym stopniu czynniki określające średnioskalowe zja­ wiska dziejące się w materii międzygwiazdowej. Prestellarne fazy ewolucji, w których takie problemy jak transport energii (współczynnik nieprzeźroczysto- ści), czy też równanie stanu, nastręczają tu znacznie większe trudności niż w zwykłych gwiazdach. Debrze chyba tu wspomnieć, że istnieje jeszcze kon­ cepcja Ambarcumiana powstawania gwiazd, diametralnie różna od poprzedniej, która, gdyby okazała się prawdziwa, bardzo poważnie zaważyłaby nad całą do­ tychczasową teorią struktury wewnętrznej, a zatem i ewolucji gwiazd. Końcowe stadia gwiazdy to w zależności od jej masy albo stadium białego karła, albo stadium gwiazdy neutronowej, albo gwiazdy w stanie zapaści relatywistycznej. Jak dotychczas jednak obserwacyjnie stwierdzono tylko istnienie białych kar­ łów. Nasuwa się więc problem, czy wymienione wyżej trzy możliwości rzeczy­ wiście są nieuchronne. Odkrycie quasistellarnych obiektów ożywiło bardzo te właśnie zagadnienia, gdyż wierzy się, nie wiadomo czy słusznie, że tam znaj­ dzie się ich rozwiązanie. \le niezależnie od przyczyn, które doprowadziły do powstania astrofizyki relatywistycznej, trzeba zanotować, że ogólna teoria względności znalazła nowy poligon w astronomii poza tradycyjną już kosmolo­ gią. Zarówno to jak i fakt, że w astrofizykę relatywistyczną zaangażowana jest w istotny sposób fizyka cząstek elementarnych powoduje przyciąganie do tych zagadnień coraz większych ilości fizyków, a to znów odbije się na meto­ dyce badań astrofizycznych na pewno nie bez korzyści dla tej ostatniej. Warto również wskazać na fakt powiązania teorii ewolucji gwiazd z interpretacją

obserwacji jasności widmowych dalekich galaktyk (zmiany

L

sie), co ma duże znaczenie w wyborze modelu kosmologicznego.

Fizyka atmosfer gwiazd także przeżywa okres drugiego przybliżenia. Jednak jest ono nie tylko wynikiem gotowego już ogólnego zarysu teorii, co konsekwen­ cją trudności w uzgodnieniu charakterystyk otrzymanych teoretycznie z obser­ wowanymi. Prowadzi to do takich zagadnień, jak odstępstwa od równowagi termodynamicznej w najzewnętrzniejszych warstwach atmosfery, tzw. blankett- ing-effect, rotacja, konwekcja, niejednorodność modelu itp. Wydaje się prawie niewątpliwe, że wpływ tych efektów drugiego rzędu na wyniki teoretyczne po­ zostanie jeszcze długo tematem prac astrofizyków. Tym bardziej, że efekty te w sposób dość znaczny wpływają na wyznaczenia składu chemicznego gwiazd,

Ro z w ó j a s t r o f i z y k i w n a j b l i ż s z y c h d w u d z i e s t u l atach 147 b ę d ą c e g o je d n y m z punktów w y j ś c i a te o ri i w n ę tr z a i e w o l u c j i g w ia z d . J e ś l i b y u z n a ć , ż e t e o r i a a t m o s f e r g w ia z d ma na c e l u u s t a l e n i e t a k i e g o z e s p o ł u d a j ą ­ c y c h s i ę z a o b s e r w o w a ć p a r a m e tr ó w , który j e d n o z n a c z n i e o k r e ś l a ł b y s tr u k tu r ę a t m o s f e r y , a l b o i z r e s z t ą c a ł e j g w ia z d y , to t r z e b a by p o w i e d z i e ć , ż e od c e lu t e g o j e s t e ś m y j e s z c z e d o ś ć d a l e k o . 2. 2. BUDOWA G A L A K T Y K 1 MATERI A R O Z P R O S Z O N A Z p e r s p e k t y w y p rz e ło m u 1 9 6 6 / 1 9 6 7 n a j b a r d z i e j s p e k t a k u l a r n i e r o z w i j a j ą s i ę w s k a l i ś w i a t o w e j p r a c e nad q u a s i- g w ie z d n y m i o b ie k ta m i (QSO vel OSRS, OSG), n a d punktowymi ź r ó d ła m i e n e r g i i ( w l i c z a j ą c w t o ró w n i e ż o b ie k ty pro­ m i e n i u j ą c e w d z i e d z i n i e X) o r a z n a d s t a n e m p r z e s t r z e n i m i ę d z y g a l a k t y c z n e j (np. d e t e k c j a tz w . „ b a c k g r o u n d r a d i a t i o n ” ) i t p . N ie w ą tp liw ie ta te m a ty k a b ę ­ d z i e s z l a g i e r e m j e s z c z e p r z e z d łu g ie l a t a . N i e z a l e ż n i e od i n t e r p r e t a c j i j a k a s i ę u trzy m a, w y d a je s i ę , ż e z a p e w n io n e s ą n a s t ę p u j ą c e r e z u l t a t y : 1) R e n e s a n s p r o b le m a ty k i k o s m o l o g i c z n e j — c o z r e s z t ą p o ru s z o n e j e s t już w innym m i e j s c u . 2) P i e r w s z o p l a n o w e z n a c z e n i e p roblem u z l o k a l i z o w a n y c h ź r ó d e ł e n e r g ii i z w ią z a n y c h z tym z j a w i s k . 3) W z r o st z a i n t e r e s o w a n i a p r o b le m a ty k ą b u dow y i e w o l u c j i g a l a k t y k , p rz e d e w s z y s t k i m p e k u l i a r n y c h , a l e nie t y lk o . I s t n i e j ą p o d e j r z e n i a , ż e r o z w ó j d z i e d z i n y 2) m o ż e d o p ro w a d z i ć d o o d k r y c ia z u p e ł n i e now ych, p o d s ta w o w y c h z j a w i s k f i z y c z n y c h . Z t e g o w z g l ę d u j e s t to t e r e n m a s o w e g o w ł ą c z a n i a s i ę f iz y k ó w . B a d a n i a o b s e rw a c y jn e z z a k r e s u 1), 2) i 3) b ę d ą s i ę o p ie r a ć w n a j b l i ż s z y c h l a t a c h na n a j w i ę k s z y c h t e l e s k o p a c h o p ty c z n y c h i n a j w i ę k s z y c h a p a r a t u r a c h ra ­ d io w y c h . N ie w ą tp liw ie r ó w n i e ż c o r a z w i ę k s z ą rolę b ę d ą odgryw ać o b s e r w a c je p o z a a t m o s f e r y c z n e . W s z y stk o to p r z e s ą d z a , że o b s e r w a c y j n y u d z i a ł P o l s k i w tym z a k r e s i e b ę d z ie n ie z m i e r n ie sk ro m n y . W yraźnie o d rę b n ą te m a ty k ę s t a n o w i problem s tr u k tu r y i e w o l u c j i n a s z e j G a l a k t y k i . J e ś l i c h o d z i o b a d a n i a P o p u l a c j i , to tu p o s t ę p b ę d z ie r a c z e j mniej b u r z li w y i b ę d z ie s i ę o d b y w a ł r a c z e j po lin i i ro z w o ju te c h n i k d o t y c h c z a s o w y c h . Wyjątek m oże s t a n o w i ć d z i e d z i n a w y k ry w a n ia i i n t e r p r e t a c j i o b ie k tó w p rz e d - g w ia z d o w y c h w p o d c z e r w ie n i — tu m oże d o j ś ć n ie d łu g o do z a s a d n i c z e g o p r z e ­ ło m u w n a s z y m r o z u m ie n iu n a j w c z e ś n i e j s z y c h f a z p o w s t a w a n i a g w ia z d i do p o w s t a n i a i l o ś c i o w e j te o r i i p o w s t a w a n i a g w ia z d . T e o r i a e w o l u c j i i s t r u k t u r y G a l a k t y k i ( d ynam ika g w ia z d o w a + g a z o d y n a m ik a k o s m i c z n a ) b ę d z i e za p e w n e d o s y ć żyw o s i ę r o z w i j a ć w s k a l i ś w i a t o w e j w z w ią z k u z ogóln ym w z r o s te m z a ­ i n t e r e s o w a n i a g a l a k ty k a m i. W c i ą g u d w u d z i e s t u l a t p o w s t a n i e praw d o p o d o b n ie s p ó j n a t e o r i a e w o lu c ji i budow y g a l a k t y k s p i r a l n y c h i e l i p t y c z n y c h , p rz y czym d y n a m ik a g w ia z d o w a b ę d z i e c o r a z b a r d z i e j g r a w ito w a ła ku meto dom k in e t y c z n e j teorii

-148 S. G rzędzielski, J. Kubikowski, A. Słowikowski

je się od dawna w ielką różnorodnością stosowanych metod badawczych i silną, w spółzależnością od innych działów astrofizyki, a w skali najbliższych dwu­ dziestu lat będzie przeżywała gwałtowny rozwój wywołany napływem obserwa­ cji pozaatmosferycznych. Fizyka materii międzygwiazdowej od zarania cierpia­ ła na niedorozwój danych obserwacyjnych w stosunku do potencjału spekula­ cji astrofizyków i to skrzywienie będzie prawdopodobnie przez te nowe techniki obserwacyjne naprawione. Tak np. zbadana wreszcie będzie krytyczna sprawa gęstości promieniowania poniżej A = 2000

A,

Inną dziedziną, która według wszelkich przewidywań zaważy bardzo silnie na rozwoju fizyki gazu międzygwiazdowego będzie radiospektroskopia, do tej pory w Polsce nie uprawiana.

Problemem, który również oprze się w zasadniczej mierze na obserwacjach pozaatmosferycznych i który ma szanse stania się jednym z węzłowych proble- mow astrofizycznych jest problem utraty masy w późnych etapach ewolucji gwiazd w aspekcie koron gwiazdowych, wiatrów gwiezdnych i wymiany materii między gwiazdą a ośrodkiem międzygwiazdowym. Prawdopodobnie przełom zo­ stanie tu dokonany dzięki obserwacjom gwiazd w XUV z jednej strony, a teorią rozciągłych niestacjonarnych atmosfer z drugiej. Szczególnym przypadkiem jest tu wiatr słoneczny, który już obecnie możemy badać bezpośrednio przy pomocy sond, i który być może tak przysłużyć się tej problematyce jak teoria atmosfery Słońca przysłużyła się ogólnej teorii atmosfer gwiazd. Należy rów­ nież mieć na uwadze, że w perspektywie 20 lat staną się możliwe bezpośrednie sondaże ośrodka międzygwiazdowego w bezpośrednim otoczeniu Słońca.

Pewnym marginesowym tematem, w którym jednak udział Polski waży, jest polaryzacja św iatła gwiazd. Prawdopodobnie w skali światowej nie dojdzie do radykalnego przełomu w tej tematyce w nadchodzących latach i rozwój pójdzie przede wszystkim w kierunku rozszerzenia zakresu spektralnego na XUV i IR. W dziedzinie interpretacji główny wysiłek będzie chyba skierowany na wyjaś­ nienie fizycznej natury pyłu międzygwiazdowego.

Podsumowując można by powiedzieć, że jesteśmy w okresie, w którym z jednej strony nowe techniki dostarczają wielu zupełnie nowych informacji, z drugiej zaś teoria jest już na tyle rozwinięta, że dostrzega się wyraźnie po­ wiązania pomiędzy różnymi jej działam i. Stąd też wpływ nowych danych może być istotny w wielu pozornie dalekich od siebie dziedzinach. Wydaje się przy tym, że ilość maszyn cyfrowych w skali światowej oraz ich pojemność i szyb­ kość operacji będą wzrastać szybciej niż ilość i s iła rozdzielcza teleskopów naziemnych, dlatego też w przyszłości należy się spodziewać gwałtownego rozwoju prac teoretycznych, których ilość już teraz jest porównywalna z ilo­ ścią prac obserwacyjnych i stale się zwiększa.

Rozwój astrofizyki w najbliższych dwudziestu latach

149

3. OCENA AKTUALNEGO STANU W POLSCE

Nie będziemy tu wchodzili w szczegółow ą ocenę dorobku polskiej astrofi­

zyki w okresie powojennym. Zainteresowanych odsyłamy do niedawno opubliko­

wanego („P ostępy Astronomii” , 12, 165, 1964) opracowania Prof. J . Me r g e n -

t a l e r a . Obecnie chcemy przede wszystkim uwypuklić pewne cechy ogólne.

Środowisko polskich astrofizyków je st szczupłe, w szczególn ości bardzo

nieliczne je st grono osób starszego i średniego pokolenia. Do dyspozycji

obserwatorów sto ją przyrządy małe, przestarzałe, czasem muzealne. Również

zaplecze techniczne je st całkowicie niew ystarczające; na rynku krajowym nie

sposób dostać w iększości potrzebnych przyrządów pomocniczych a tryb spro­

wadzania ich z zagranicy przesądza od razu o znikomej szan sie powodzenia

jakichś ambitniejszych planów aparaturowych. Brak je st laborantów, pracow­

ników inżynieryjno-technicznych i to .nadmiernie obciąża astronomów czynno­

ściam i zupełnie „nieprodukcyjnymi” z punktu widzenia rozwoju astrofizyki.

Dodatkowym — i to niezmiernie istotnym handicapem — je st bardzo mała ilość

dobrych nocy obserwacyjnych, co z góry określa niewielką wydajność przyrzą­

dów optycznych. Ten zespół czynników — w połączeniu z konserwatyzmem my­

ślenia — spowodował, że znaczna część krajowych programów obserwacyjnych

sprowadza się do wykonywania dużym nakładem wysiłku niewielkich prac prze­

starzałymi metodami. Stan taki zapewne utrzyma się przez czas -dłuższy.

Osobny rozdział stanowią wyjazdy obserwacyjne do obserwatoriów dyspo­

nujących dużymi narzędziami i dobrym klimatem. Pozwoliły one na prowadze­

nie cennych prac spektroskopowych i fotometrycznych na właśq#wym poziomie.

Zasadniczą jednak niedoskonałością tego systemu je st znaczna przypadkowość

podejmowanej tematyki i zaw isłość od szeregu czynników nie kontrolowanych

przez polskich astronomów. Niemniej pewne je st jedno, że jeżeli astrofizyka

polska nie zamknęła się w małym zaścianku to przede wszystkim dzięki ożywio­

nym kontaktom z silnymi ośrodkami zagranicznymi.

Szczupłość kadry określa również stan w dziedzinie teorii.

W

najważniej­

szych działach w P olsce pracuje bardzo niewiele osób. Teorią wnętrza efek­

tywnie zajmowało się lub zajmuje 2—3 osoby, teorią atmosfer — 3—4 osoby,

materią międzygwiazdową — 2—3 osoby, kosmologią — 1, z a ś astrofizyką rela­

tywistyczną — 0. Poza tym cechą charakterystyczną je st dość duże rozdrobnie­

nie tematyczne nawet w ramach jednego ośrodka. A tymczasem dla rozwoju

prac astrofizycznych konieczny je st odpowiedni klimat, który powstać może

tylko w oparciu o pewne środowisko ludzi pracujących w tej samej lub bliskich

sobie dziedzinach.

Znaczna część prac teoretycznych lub rachunkowo-teoretycznych ma cha­

rakter niewielkich przyczynków; wykorzystanie możliwości maszyn cyfrowych

je st również poniżej standardu światowego, co zresztą je st odbiciem ogólnego

polskiego zacofania w tej dziedzinie.

150 S. Grzędiiclski, J. Kubików ski, A. Słowikowski

W niektórych działach, jak np. w zagadnienia gwiazd podwójnych, polskie osiągnięcia liczą się, jednakże jako całość astrofizyka polska jest jeszcze poniżej progu krytycznego, tzn. nie funkcjonuje należycie wewnętrzne sprzęże­ nie wzrotne, a jej rozwój jest ciągle pochodną kontaktów z silnymi ośrodkami zewnętrznymi. Trzeba też nadmienić, że do tej pory astrofizyka polska stoi na uboczu w stosunku do takich przedsięwzięć jak budowa międzynarodowych obserwatoriów w dobrym klimacie, budowa obserwatoriów na półkuli południo­ wej czy udział w badaniach pozaatmosferycznych — tej najbardziej perspekty­ wicznej dziedzinie astrofizyki.

Zakładając, że naszkicowane wyżej tendencje będą się utrzymywać, wydaje się, że w nadchodzącym dwudziestoleciu będziemy w stanie śledzić rozwój niektórych ważniejszych działów i czasem coś wartościowego wyprodukować. Kadra naukowa, wobec nasycenia placówek uniwersyteckich (w których przecież dydaktyka określa poziom zatrudnienia), będzie przyrastać wolno. To samo odnosi się do PAN , je że li oprzeć się na planowym wzroście kadry na najbliższe pięciolecie. Prawdopodobnie zatem przyrost potencjału ludz­ kiego polskiej astrofiz'yki będzie znacznie wolniejszy od światowego. Nie ma podstaw do przypuszczenia, żeby lepsza sytuacja panowała w dziedzinie apa­ ratury. Starania o duży teleskop wypełnią zapewne następne dwudziestolecie i być może cel ten zostanie nawet osiągnięty, co pozwoliłoby zaledwie na utrzymanie obecnej sytuacji, gdyż teleskopów takich będzie w tym czasie już bardzo wiele. Dostęp do maszyn cyfrowych będzie na pewno zawsze istniał, ale trzeba sobie zdawać sprawę, że będzie to dostęp do maszyn małych i prze­ starzałych w p&ównaniu ze standardem światowym.

Dynamiczny rozwój astrofizyki na święcie, jaki wyraźnie obserwujemy w ostatnich latach, każe przypuszczać, że dystans pomiędzy Polską a resztą świata nie będzie się zm niejszał a raczej wprost przeciwnie.

4. DYSKUSJA KRAJOWYCH MOŻLIWOŚCI ROZWOJU

Propozycje dyskutowane poniżej mają na celu znalezienie dróg przyśpie­ szenia rozwoju polskiej astrofizyki. Dobrą astrofizykę można mieć mając do­ brych ludzi i dobrą aparaturę. W naszych warunkach ekonomicznych (i klima­ tycznych) drugi warunek jest praktycznie niemożliwy do spełnienia. Możemy mieć jednak dobrych ludzi, jeżeliby się udało stworzyć to, co nazywa się d o b r ą s z k o ł ą a s t r o f i z y c z n ą . Taka sytuacja jest np. w Holandii, której waga astrofizyczna znacznie przerasta rzeczywisty potencjał obserwacyjny. Stworzenie dobrej szkoły astrofizycznej w Polsce uważamy za najważniejsze zadanie lat przyszłych.

Taka polska szkoła s iłą rzeczy musiałaby wyraźnie ciążyć ku teorii. Stwo­ rzenie dobrego klimatu w dziedzinie teorii wymaga zgrupowania znacznej liczby zdolnych osób wokół wybranych tematów. Takiego zgrupowania nie można,

Rozwój astrofizyki w najbliższych dwudziestu latach

151

o czy w iście, wytworzyć na drodze zarządzeń odgórnych, powinno ono wypływać z logiki rozwoju astrofizy ki w P o lsce i na św ie c ie . Czynnik porządkujący mógłby się jedynie przejaw iać w pewnym faworyzowaniu etatowym i we w ła śc i­ wej polityce wyjazdów zagranicznych. T rzeba tu od razu podk reślić, że ten ostatni punkt je s t krytyczny: bez stały ch i częstych kontaktów z silnymi ośrod­ kami zagranicznymi nie może być mowy o stworzeniu dobrej szk oły astro fizy cz­ nej w P o lsc e .

Ja k o przykład tematów mogących sp rzy jać koncentracji wysiłków wymie­ nimy:

1) Atmosfery gwiazd wraz z problemem wymiany m asy z materią między- gw iazdow ą. Temat ten mógłby obejmować następujące zagadnienia:

— fizykę atm osfer gwiazd „zw ykłych ” oraz niestacjonarnych i późnych ty­ pów widmowych,

— fizykę koron gwiezdnych i e k sp an sji koronalnej, — modelowe i spektroskopow e badania atm osfer, — fizykę protogwiazd,

— fizykę materii międzygwiazdowej.

2) Problemy ew olucji gw iazd. Tem at ten mógłby obejmować zagadnienia: — modelowe badania krytycznych faz ew olucji gw iazd,

— badania matematycznych aspektów teorii struktury wewnętrznej, — fizykę i ewolucję układów podwójnych,

— końcowe fazy ew olucji wraz z im plikacjam i relatyw istycznym i.

Wyżej wymieniona tematyka należy w w ię k szo ści do działów , które są uprawiane w kilku polskich ośrodkach astronom icznych. Istnieje więc sz a n sa skupienia w ięk szej ilo ś c i ludzi wokół tych zagadnień na drodze naturalnej, w myśl zasad y m inim alizacji posunięć adm inistracyjnych. Mógłby to być z a ­ lążek w ięk szej grupy badaw czej, w ychodzącej poza ramy jednego obserwatorium a zatem przyczyn iającej się do przełam ania iz o la c ji geograficznej i naukowej poszczególnych ośrodków. W tym celu należałoby możliwie w cześnie starać s ię skoordynować w y siłk i, a zw łaszc za wypracować rozsąd n ą politykę k ształ­ cen ia młodej kadry (staże zagran iczn e, wykłady monograficzne, ewentualnie szk oły letnie). N ależałoby również pom yśleć o stworzeniu studiów pom agister- sk ich . Na razie w łaściw ie ich brak. Młodzi ludzie s ą w praktyce „ s k a z a n i” na obracanie s ię w kręgu problematyki jednego ośrodka m ając nikłe możliwo­ ś c i kontaktu z innymi. Tę sprawę można by w c z ę śc i łatwo rozw iązać poprzez sta łe i czę ste wymiany wykładów monograficznych.

Dodatkowymi dyscyplinam i, w które warto inwestować ze względu na ich gwałtowny rozwój s ą astrofizy k a relatyw istyczna i ewentualnie kosm ologia. N asz udział obserw acyjny w tej dziedzinie będzie niewątpliwie bardzo skromny. L e p sz a je s t jednak sy tu ac ja w teorii zw ażyw szy, że tematyka ta je s t na tyle in teresu jąca dla fizyków , iż istn ieje sz a n s a naw iązania realnej w spółpracy z nimi pod warunkiem oczy w iście , że znajdą s ię w P o lsc e astrofizy cy uprawia­ ją c y tę dziedzinę na se rio . Dodatkową ko rzyścią tak iej w spółpracy mogłoby

152 S. Grzędzie Is ki, J. Kubikowski, A. Słowikowski

być rozszerzenie bazy rekrutacyjnej astrofizyki poprzez zainteresowanie stu­ dentów fizyki, np. na Uniwersytetach Warszawskim i Wrocławskim.

Jest rzeczą oczywistą, że rozwój ośrodka teoretycznego jest nie do po­ myślenia bez łatwego dostępu do dużych i szybkich maszyn cyfrowych. Nie wy­ powiadając się co do sposobu rozwiązania tego zagadnienia w skali ogólno­ krajowej, chcielibyśmy zauważyć, że w chwili obecnej astronomowie polscy mają dostęp do maszyn wolniejszych o czynnik rzędu 100 od czołówki świato­ wej. Jesteśmy zdania, że na większe zacofanie nas po prostu nie stać, jeśli mamy uprawiać astrofizykę teoretyczną na serio. Ponieważ astrofizyka polska jest zbyt słaba by móc tę sprawę rozwiązać we własnym zakresie, najrozsąd­ niejsze wyjście polegałoby na uzgodnieniu naszych wysiłków z pokrewnymi dyscyplinami, wspólne korzystanie z dużych ośrodków liczących. Innym rozwią­ zaniem, które powinno być stosowane niezależnie od poprzedniego, są wyjazdy do ośrodków zagranicznych zapewniających łatwy dostęp do szybkich maszyn. Nierzadko może to być rozwiązanie najefektywniejsze z punktu widzenia łatwo­ ści przeprowadzenia rachunków.

Truizmem jest stwierdzenie, że astrofizyka nie może się właściwie roz­ wijać bez harmonii między teorią i obserwacją. Z tego względu należałoby do­ łożyć jak najwięcej starań w kierunku wypracowania nowoczesnej a zarazem realnej koncepcji badań obserwacyjnych w Polsce. Jesteśmy zdania, że z per­ spektywy dnia dzisiejszego trzy problemy są najważniejsze i że należy je traktować jako r ó w n o r z ę d n e :

a) W świetle prognoz rozwoju astrofizyki światowej konieczne jest zain­ stalowanie w Polsce 2-metrowego teleskopu wraz z oprzyrządowaniem (spektro­ grafy, fotometry) dla kontynuowania prac w spektroskopii i fotometrii głównie w zakresie czerwonym i podczerwonym, oraz dla kształcenia kadry. Należy zaznaczyć, że zainstalowanie w Polsce 2-metrowego teleskopu jest konieczne dla zahamowania powiększającej się dysproporcji w porównaniu ze średnim stanem światowym. Niezbudowanie 2-metrowego teleskopu w Polsce oznacza z r e z y g n o w a n i e z u p r a w i a n i a n a z i e m n e j a s t r o f i z y k i o b s e r w a ­ c y j n e j w k r a j u .

b) Utrzymanie i rozwój kontaktów obserwacyjnych z silnymi ośrodkami wy­ posażonymi w duże narzędzia i znajdującymi się w dobrych warunkach klima­ tycznych.

c) Włączenie Polski do coraz żywiej rozw ijającej się współpracy międzyna­ rodowej w najbardziej dynamicznie rozwijającej się dziedzinie obserwacji pozaatmosferycz nych.

Odnośnie do punktów b) i c) należy podkreślić, że należałoby przede wszy­ stkim dbać o wykształcenie specjalistów, którzy potrafiliby aktywnie współ­ pracować z ośrodkami prowadzącymi bezpośrednie obserwacje pozaatmosfe- ryczne i naziemne na dużych przyrządach oraz należałoby prowadzić długo­ terminową kampanię o uzyskanie dla Polski miejsca w różnych

międzynarodo-Rozw ój astro fizy k i w n ajb liższy ch dw udziestu latach

153

wych przedsięw zięciach pozaatm osferycznych. To sam o odnosi s ię do utrzyma­ nia i rozszerzen ia kontaktów z wielkimi obserwatoriami położonymi w dobrym klim acie. Chodziłoby tu raczej o przezw yciężenie trudności organizacyjnych i politycznych, bowiem system atyczne obserw acje pozaatm osferyczne (na ra­ zie głównie natury geofizyczn ej) i w spółpraca w dziedzinie obserw acji naziem­ nych s ą prowadzone już przez wiele państw i już obecnie istn iałaby możność w łączenia s ię w te badania astronomów P o lskich , gdyby prowadzić zdecydowa­ ną politykę. Powinniśmy się przede w szystkim nastaw iać na eksport m yśli, a nie liczyć na ja k iś krajowy w ysiłek inw estycyjny w tym w zględzie, choćby d latego , że nie można się spodziew ać by nasz przem ysł mógł spro stać wymogom technologii kosm icznej.

W chwili obecnej formy w spółpracy w dziedzinie badań pozaatm osferycznych s ą na tyle niewykształcone, że w łączenie s ię P o lsk i w n ajbliższych latach mogłoby się przyczynić do ew olucji tych form w kierunku korzystnym dla krajów o potencjale gospodarczym i naukowym porównywalnym z P o lsk ą . W tym se n sie nie jeste śm y je s z c z e partnerem „niedorozw iniętym ” w stosunku do w ięk szo ści państw średnich. Sytu acja może być d la nas znacznie tru dn iejsza, gdy badania z dziedziny astrofizyki kosm icznej zaczniem y rozw ijać dopiero za lat d z ie się ć czy d w ad zieścia. N ależy również pam iętać, że badania pozaatm osferyczne nie s ą obarczone handicapem złego klimatu, co decyduje — i będzie decydowało — o niew ielkiej stosunkowo w ydajności nawet dużych narzędzi naziemnych w Pol­ s c e . Pierw szym krokiem w tym kierunku powinno być nawiązanie kontaktów z innymi partnerami (np. F ran cja i ZSRR ), um ożliw iających w ysyłanie studen­ tów lub młodych pracowników na długie sta ż e szkoleniow e w zak resie : sp ek ­ troskopii XUV i IR oraz sondaży plazmy m iędzyplanetarnej.

Wysunięte su g e stie nie s ą uważane przez autorów za panaceum na niedomo­ gi p o lsk iej astrofizy k i. Formułując pow yższe propozycje staraliśm y się przede w szystkim kierować z a sa d ą ekonomii środków i uwzględniać re alia n aszego ż y c ia. C hcieliśm y też zwrócić uwagę na potrzebę przedyskutowania przede w szystkim tych węzłowych spraw , które w naszym rozumieniu mogą decydować o przyszłym rozwoju astrofizyki w naszym kraju.

* *

*

C h cieliśm y tu podziękować naszym Kolegom: Doc. K r u s z e w s k i e m u ,

Dr J . S t o d ó ł k i e w i c z o wi i D oc. A. Z i ę b i e za d y sk u sję i cenne uwagi. Specjaln y dług zaciągnęliśm y wobec D oc. J . S m a k a, którego żywy udział w różnych fazach opracowywania tego referatu przyczynił się w istotny sp osób do sformułowania zasadn iczych m yśli.