Postępy Astronomii nr 3/1995

Na rozkładówce:

postępy .

*astr

0

n0mii

POLSKIE TOWARZYSTWO ASTRONOMICZNE

3

/95

- wrzesień

W numerze:

■ Paczyński

o budowie Galaktyki

■ Wolszczan

o pozasłonecznych

układach planetarnych

■ Krasiński

o soczewkach

grawitacyjnych

■ Życki

o mikrokwazarach

■ i inni ...

prędkości

naszej

Galaktyki

Jubileusz

Iwanowskiej

TELESKOP

KOSMICZNY

HUBBLE’A

obserwuje

NGC 1850

.

0

:

• ■ -..v! ■ '*• ■ K

’•

i'v

ar-• • • - • - . . i * . * • • « • * r . * i * • • •• * - A .

' •

*>'. %•»; * V- *.•# ' ,>•

. J

r \ *

*•

.

\ f ■ ją-; ł ’f ‘

i

• *

■

mt • • ■ i V-6L;‘,. / • > < » V <, .*

.

_*

_v.

_{9 *}

_{»*-• N}

_{ł * «v ’ •}

v . ..

_{. . .}

• *. ,

_*

■ • . .■? ■ « . » * ••• !;•■ * ' .• • V „ .... . , . V .

’.n/

* ł

G rom ada gwiazd NGC 1850 sfotografow ana za pom ocą Szerokokątnej Kam ery Planetarnej

W FPC2 Teleskopu Kosm icznego H ubble’a. G rom ada znajduje się w W ielkim Obłoku M agellana

w odległości 166 000 lat świetlnych od Słońca. W idać blisko 10 000 gwiazd powyżej 25 wielkości

gwiazdowej. Zdjęcie stanowi sum ę ekspozycji w trzech zakresach widma: nadfiolecie, świetle

widzialnym i bliskiej podczerwieni. Żółte obrazy przedstaw iają gwiazdy Ciągu G łów nego

o tem peraturze powierzchniowej 6000 K, czerwone - chłodne olbrzym y i nadolbrzym y (-3500K ).

Białe - gorące, młode gwiazdy (tem peratura powyżej 25 000 K), świecące głów nie w nadfiolecie,

należą do innej, dalszej o ok. 200 lat światła, grom ady znajdującej się na tym sam ym kierunku

widzenia (patrz „R ozm aitości ” str. 114).

Drodzy Czytelnicy

Mimo naszych usilnych starań, poprzedni zeszyt „Postępów Astronomii” znowu opóźnił się.

Tym razem winne były głównie panewki maszyny drukującej i przedłużająca się ich naprawa

serwisowa. Ale za to (?) „Postępy” przyniosły Państwu niewątpliwy dowód (!) na to, że w środ­

ku Drogi Mlecznej jest czarna dziura (zdjęcie na str. 51) i poinformowały, że pierwszą plane­

tą Układu Słonecznego jest MARKURYI Bardzo przepraszamy i niezmiennie obiecujemy

poprawę. Na inne jeszcze błędy zwracamy uwagę w specjalnej notatce na str. 98. Ten

zeszyt jest drukowany na lepszym papierze, więc ośmielamy się raz jeszcze zaprezentować

niektóre zdjęcia.

Badania Galaktyki przy pomocy zjawisk mikrosoczewkowania grawitacyjnego (projekt

OGLE) i poszukiwanie pozasłonecznych układów planetarnych to tematy uroczystych wy­

kładów złożonych w hołdzie Profesor Wilhelminie Iwanowskiej z okazji 90-tej rocznicy Jej

urodzin. Napisali je i osobiście przedstawili na specjalnej Sesji Jubileuszowej w Toruniu naj­

sławniejsi współcześni polscy astronomowie: Bohdan Paczyński i Aleksander Wolszczan,

obaj pracujący obecnie w USA. O samym Jubileuszu i Jubilatce oraz o wyrazach uznania

złożonych Jej przez Polskie Towarzystwo Astronom iczne piszem y na pierw szych

stronach tego zeszytu. Dalej bieżące „Postępy Astronomii” przynoszą ciekawy artykuł Piotra

Życkiego o zjawiskach nadświetlnych w obrębie Galaktyki i bardziej techniczne omówienie

soczewkowania grawitacyjnego pióra Andrzeja Krasińskiego.

Teleskop Kosmiczny Hubble’a śledzi pilnie m.in. zjawiska zachodzące w Układzie Sło­

necznym. W obecnym zeszycie przedstawiamy odkrycia dokonane ostatnio przez HST na

Saturnie i jego bezpośrednim sąsiedztwie. HST penetrował również odległe rubieże Wszech­

świata: Andrzej Marecki pisze tu o obserwacjach kwazara 3C273 i zapowiada omówienie

dalszych nowości w badaniach radiogalaktyk w następnym zeszycie „Postępów”. Wyniki

badawcze innych astronomicznych stacji kosmicznych takich ja k ASTRO-2 i ROSAT nie po­

zostają przez nas niezauważane. Piszemy więc o odkryciach gwiazd superciężkiej i super-

lekkiej, nowej grom ady galaktyk i lepszym zrozum ieniu znanej grom ady w Obłokach

Magellana dokonanych przy pomocy tych stacji kosmicznych. W innym miejscu piszemy

o problemach ESO związanych z budową bardzo dużego teleskopu VLT w Chile.

Pani Halina Kazimierczak-Polońska, jedyny doktor astronomii Uniwersytetu Warsza­

wskiego w okresie międzywojennym, była postacią niezwykłą i bardzo mało znaną w polskim

środowisku astronomicznym. Przybliżamy Jej sylwetkę piórem Konrada Rudnickiego. Nie­

stety musimy też mówić w czasie przeszłym o naszym Koledze Janie Smolińskim.

Na koniec przynosimy relację ze Zjazdu Polskiego Towarzystwa Astronomicznego w

Poznaniu i podajemy skład nowego Zarządu Głównego PTA. A nasz felieton zwraca

uwagę na szalbierstwa związane z wykorzystywaniem gwiaździstego nieba, mające swój

wyraz nawet w profesorskim bełkocie.

Mam nadzieję, że uznacie Państwo ten zeszyt za interesujący. Zapewne zauważyliście,

że nasze łamy są coraz obficiej wypełniane merytorycznymi treściami astronomicznymi.

Byłoby nam miło, gdybyście Państwo zechcieli współdziałać przy tworzeniu tego pisma i po­

dzielić się z nami swymi uwagami na ten temat.

Życzę wszystkim przyjemnej lektury

Postępy A stronom ii 3/1995

Toruń, w październiku 1995 r.

Od Redakcji

Chochlik drukarski (?) sprawił, że pom im o naszych starań pojaw iło się w poprzednim zeszycie „Postępów A stronom ii” szereg błędów drukarskich, a nie najlepsza jakość papieru uczyniła nieczytelnym i niektóre zdjęcia. Bardzo przepraszam y, w skazujem y na niektóre błędy i prosim y o ich poprawienie:

str. 51 - zdjęcie D rogi M lecznej w ykonane przez Pana J. Płeszkę nie je s t dow odem na istnienie CZA R N EJ DZIURY. W idać to na ponow nie w ydrukow anym zdjęciu na 3 stronie okładki.

str. 53, Fot. 2 - Profesor Paczyński przedstaw ia sw oje zdanie na tem at rozbłysków gam m a (a nie razbłysków).

str. 53, koniec drugiego akapitu w drugiej kolum nie - Pani D .D obrzycka odsyłała zainteresow anych D ebatą w sprawie pocho­ dzenia rozbłysków gam m a do sieci internetowej na W W W . Oto adres, którego zabrakło: http://antw rp. gsfc. nasa. gov/diam ond- jubilee/debate.htm l.

str. 59, Tab. 1 . w trzeciej kolum nie, na drugiej pozycji od dołu pow inno być silne zam iast słabe, str. 60, w trzeciej kolum nie, w trzecim w ierszu od góry chodzi o rząd wielkości 1040a nie liczbę 1040.

N a kolorowej w kładce środkowej na dole, na str. 4 znajduje się obraz rozkładu chm ur m olekularnych CO w Galaktyce. O czywiście górna (a nie dolna) składow a tej ilustracji pokazuje rozkład prędkości radialnych (a nie radnialnych) tych chmur.

str. 81, podpis pod ry s .l - oczyw iście chodzi o Titiusa (a nie Tytusa) str. 85, Tab.2 - chodzi o je d n ą regułę, a nie dwie

str. 87, rys. 3 - zam iast M ARKU RY , m a być MERK UR Y

str. 90, Fot. 9 „K ocie oko” . Zdjęcie m gławicy NGC 6543 tam prezentow ane miało w yglądać ja k poniżej. O statnio uzyskaliśm y zdjęcie tego obiektu w całej okazałości jeg o barw. Prezentujem y je na 4 stronie okładki. Przy okazji proponujem y porów nać oba zdjęcia i zobaczyć ja k różnie w yglądają szczegóły struktury m gławicy na zdjęciu czarno-białym i w kolorze. O ba zdjęcia zostały uzyskane 18 w rześnia 1994r. przez panów J. H. H arringtona i K. J. Borkow skiego z U niw ersytetu Stanu M aryland w College Park i N ASA przy pom ocy Teleskopu Kosmicznego.

W NUMERZE:

104 Budowa G alaktyki w oparciu o obserw acje OG LE.

Bohdan Paczyński

W ciągu ostatnich kilku lat, dość niespodzianie, budowa naszej G alaktyki stała się je d n y m z najw ażniejszych tem atów p ra c obserw acyjnych p ro w adzonych p rze z ze sp ó l p ra c o w n ikó w O bserw atorium A stro n o m ic zn eg o U niw ersytetu W arszaw skiego. Z e sp ó l ten z n a n y j e s t w całym św ie c ie a stro n o m iczn y m ja k o O G LE, co j e s t sk ró tem od: „ O p tica l G ra v ita tio n a l L ensing Experim ent

108 Poszukiw anie pozasłonecznych układów planetarnych

Aleksander Wolszczan

O d krycie u kła d ó w p la n e ta rn y c h w o k ó ł in n ych g w ia zd , p o d o b n y c h do n a sze g o S ło ń ca pozostaje je d n y m z najważniejszych zadań współczesnej astrofizyki obserwacyjnej. Z naczenie takiego odkrycia, a m am y nadzieję, że prędzej czy później do niego dojdzie, byłoby p raw dziw ie fundam entalne.

f i

/■''_/

ESO-Bardzo Duży Teleskop VLTpozostaje w Chile(112),

i

V

" Ą

H

i t l l

Superciężka gwiazda (114), Historia dwóch gromad gwiazd (114), Nowa gromada galaktyk (115)

117 Rekord prędkości naszej Galaktyki czyli o galaktycznych

m ikrokwazarach.

Piotr Życki

O statnio odkryto w naszej G alaktyce kilka żródel m ających - na podobieństw o kw azarów - dżety. W dwóch z nich stw ierdzono, ż e obserwow ana prędkość dżetów j e s t większa o d p rę d ­ kości św iatła. N ie ma tu sprzeczności z teorią względności, j e s t za to p e w n y wniosek, że rzeczyw iste prędkości tych dżetów są bliskie p ręd ko ści światła.

124 Jeszcze o soczew kach graw itacyjnych

Andrzej Krasiński

O dkrycie soczew ek graw itacyjnych otw orzyło p rz e d astronom ią now e m ożliw ości badania W szechświata, w ywołują one więc duże zainteresowanie w śród astronomów. A stronom ow ie koncentrują się głów nie na m ożliw ościach wykorzystania tych obiektów do badania różnych p a r a m e tr ó w ro z k ła d u m a te r ii w e W sze c h św ie c ie , s a m e so c z e w k i są d la n ic h je d y n ie narzędziem . N iektóre w łasności fizy c zn e so c zew ek g ra w ita cyjn ych są cieka w e i m ożna j e opisać całkiem prosto. Z drugiej strony, teoretyczny opis soczew ek graw itacyjnych opiera się na p ew nych założeniach upraszczających, któ re nie we w szystkich sytuacjach astronom i­ cznych są spełnione. Te właśnie aspekty soczew ek graw itacyjnych są tem atem niniejszego artykułu.

t

TELESKOP KOSMICZNY HUBBLE'A

Pierścienie Saturna niewidoczne (130), Nowe księżyce Saturna (132), Bu­ rza na Saturnie (134), Kwazar 3C273 - (bliskie) spotkanie po latach (135)

98 Errata

100 Jubileusz prof. W ilhelminy Iwanowskiej 102 Sylwetka W ilhelminy Iwanowskiej 138

In memoriam:

J a n S m o liń s k i

139 SYLWETKI: Helena Kazimierczak - Połońska

142 Esej, felieton: Rura Randiego albo sabat profesor w

144 PTA: XXVII Zjazd PTA

ZD JĘC IE NA O K ŁA D C E PRZEDSTAW IA...

na pierw szej stronie - mapę radiową źródła GRS 1915+105, należącego do naszej Galaktyki, w którym nastąpił relatywistyczny wyrzut plazmy. W ciągu 22 dni, tj. od 18 III do 9 IV 1994r. obłok po lewej stronie oddalił się od cen­ trum (oznaczonego plusem) o praw ie 5 000 jednostek astronomicznych, co daje obserwowaną prędkość większą od prędkości światła. M ateriał otrzymany od D r Feliksa Mirabeła z Centre d'Etudes de Sacłay (Francja).

ZD JĘC IE NA TRZECIEJ STRO N IE W K ŁA DK I PRZEDSTAW IA...

sekwencję map wykonanych techniką VLBA pokazujących zachowanie GRO J 1655-40. Z analizy tych map wynika, że w okresie czasu objętym obserwacjami, wyrzuty obłoków plazm y następowały przynajmniej czterokrotnie: ok. 10 i 18 sierpnia, 1 i 8 września. Linie pom iędzy poszczególnym i mapami służą do identyfikacji ruchu wyrzuconych obłoków. M ateriał otrzymany od D r Roberta M. Hjellminga z National Radio Astronomical O bservatory (USA).

(PL ISSN 0032-5414

są k w arta ln ik ie m p o św ięco n y m p o p u la ry ­ zacji astronom ii. Pism o je s t oficjalnym or­ g a n e m P o ls k ie g o T o w a rz y s tw a A stro n o ­ m icz n eg o , z a ło żo n eg o w roku 1923. P O ­ S T Ę P Y A S T R O N O M I I u k a z u ją s ię od 1953 ro k u , a od 1991 ro k u w zm ienionej form ie i now ej szacie graficznej. W arunki n ab y w an ia i w aru n k i p ren u m eraty - w e­ w nątrz num eru.

R ed aktor naczelny:

A ndrzej W oszczyk (IA U M K T oruń)

K olegium R edakcyjne:

R om an S chreiber (C A M K T oruń) A ndrzej Sołtan (C A M K W arszaw a)

R edakcja techniczna i op racow an ie graficzne:

Jacek D rążkow ski

R edakcja w T oruniu:

Instytut A stronom ii U M K , ul. C hopina 12/18, 87-100 Toruń, tel. 260-18 w. 51,

poczta elektroniczna

(E-m all address): aw@ astri.uni.torun.pl

Redakcja w W arszawie:

C e n tr u m A s t r o n o m ic z n e im . M ik o ła ja K opernika PAN, ul. B artycka 18,

00-716 W arszawa

Projekt winiety:

Tadeusz Jodłowski

Korekta:

M ałgorzata Śróbka-K ubiak

Skład k o m p u tero w y , d ru k o ra z d y stry ­ bucja:

Firma M izar, Sław om ir Kruczkow ski, 86-300 G rudziądz, ul. K ulcrskiego 11 tel. (0-51) 335-49 w. 38

O O ddano do składu 30 w rześn ial995r. O M ateriałów nie zam ów ionych R edak­

cja nie zwraca

O Przedruk m ateriałów i zdjęć tylko za zgodą Redakcji

O O pinie i poglądy form ułow ane przez R edakcję i autorów nie reprezentują oficjalnego stanow iska Tow arzystw a

O P ism o D ofinansow ane p rzez K om itet B adań N aukow ych

© P ostępy A stronom ii 1995

Jubileusz 90-lecia

prof. dr hab. Wilhelminy IWANOWSKIEJ

W poniedziałek 25 września 1995 roku uroczyście obchodzono dziewięćdziesiąte urodziny Pani Profesor Iwanowskiej. U niw ersytet M ikołaja Kopernika, Polska A kadem ia N auk oraz Polskie Towarzystwo Astronom iczne zorganizow ały specjalną sesję dla uczczenia dzieła naukowego i osoby Jubilatki. Najlepsze życzenia długich jeszcze lat życia, zdrowia i aktywności naukowej składali przedstawiciele wielu krajowych i zagranicznych instytucji naukowych oraz przybyli z całej Polski astronomowie. Sesję Jubileuszow ą prowadził Rektor U M K profesor Andrzej Jamiołkowski, który w swym przem ówieniu stwierdził m.in. że „życie Pani Profesor je st i będzie wspaniałym przykładem oddania i pracy dla nauki, wzorem dla pracowników Uniwersytetu M ikołaja Kopernika”. Sylwetkę naukow ą Profesor Iwanowskiej przed­ stawił Dziekan W ydziału Fizyki i Astronomii UM K prof. Jó zef Stanisław Kwiatkowski. Prezes Polskiej Akademii N a­ uk, prof. Leszek Kuźnicki w imieniu PAN złożył Jubilatce gratulacje i życzenia, a w imieniu Prezydenta Rzeczpospo­ litej Polskiej udekorow ał Ją K rzyżem W ielkim O rderu O drodzenia Polski. N astępnie gratulacje składali: Prezes Polskiego Towarzystwa Astronomicznego prof. Jerzy Kreiner (wraz z poprzednim Prezesem PTA, prof. Robertem Głę­ bockim wręczył Jubilatce dyplom Członka Honorowego PTA), Prezydent M iasta Torunia dr Jerzy W ieczorek, przybyły specjalnie na tę okazję Prezes M iędzynarodowej Unii Astronomicznej prof. Lodewijk W oltjer i, w imieniu wychowan­ ków Jubilatki, doc. Roman Ampel, Jej pierwszy doktorant. Nie popisało się M inisterstwo Edukacji Narodowej, które wprawdzie przysłało list gratulacyjny i nawet przyznało nagrodę, ale nie zdołało przysłać do Torunia choćby swego de­ legata, aby w imieniu tego Resortu złożyć wyrazy uznania i uścisnąć Jubilatce dłoń (może nie warto dożywać takiego wieku w służbie Edukacji Narodowej ?).

Po tej serii gratulacji i życzeń w yraźnie wzruszona Jubilatka skierow ała słowa podzięki do W ładz U niw ersytetu i Akademii Nauk, do W ładz Państwowych i wszystkich zebranych. Następnie jubileuszow e wykłady wygłosili profesor Bohdan Paczyński z Princeton i profesor Aleksander Wolszczan, Jej uczeń, z Uniwersytetu Stanowego w Pensylwanii. Obaj przybyli z USA specjalnie na tę uroczystość. Oba wykłady w wersji pisanej dla „Postępów” zam ieszczamy w bie­ żącym zeszycie. Po wspólnym obiedzie z Jubilatką, w którym wzięło udział ok. 130 osób, uczestnicy uroczystości mieli okazję spotkać się z N ią osobiście, uścisnąć Jej dłoń i powspominać „dawne, dobre czasy” w m iejscu szczególnie przez N ią ukochanym, w Obserwatorium UMK w Piwnicach. Tam też odczytano niektóre adresy gratulacyjne. Powinszowania dla Jubilatki, Toruńskiego Uniwersytetu i toruńskiej astronomii nadesłali między innymi: profesorowie G. Contopoulos z Aten, R. W ielebiński z Bonn, J-C. Pecker i S. W eniger z Paryża, Yoshihide Kozai z Tokio, O. Gingerich z Cambridge, R. Booth z Onsali, J-P. Swings z Liege, R.D. Davies z M anchesteru i wielu innych, w tym astronomowie ze wszystkich ośrodków astronom icznych i planetariów polskich, którzy zresztą byli licznie reprezentowani na samej uroczystości. O bok Prezydenta M UA prof. L.W oltjera, sw ą obecnością szczególną przyjem ność Jubilatce zrobiła prof. V irginia Trimble, wiceprezydent M iędzynarodowej Unii Astronomicznej i profesor astronomii na Uniwersytecie Kalifornijskim w Irvine i Uniwersytecie stanu M aryland w College Park (USA).

100

Profesor Iwanowska odbiera gratulacje od swych wychowanków. Fot. Alicja Piotrowska.

Dwie rzeczy napełniają serce coraz to nowym i coraz to wzmagającym się podziwem w miarę tego, im częściej, im ustawiczniej zajmuje się nimi rozmyślanie: niebo gwiaździste nade mną i prawo moralne we mnie.

W ielce szanowna Pani Profesor, Szanowny Panie Rektorze, Szanowni Państwo.

Myślę, że przytoczona przeze mnie sentencja, pochodząca z dzieł Immanuela Kanta najlepiej charakteryzuje sylwet­ kę Dostojnej Jubilatki, której nie dające się przecenić za­ sługi dla nauki, a w szczególności dla polskiej astronomii zechcieli przedstawić moi przedmówcy.

W m oim w ystąpieniu chciałbym naw iązać do k ilku­ dziesięcioletniej aktyw nej działalności Jubilatki w P ol­ skim Towarzystwie Astronomicznym. Po przerwie w ojen­ nej, Tow arzystw o nasze zostało reaktyw ow ane na Zjeź- dzie Organizacyjnym , który odbył się we W rocławiu, w p aź d z ie rn ik u 1948 roku. P ro fe so r Iw an o w sk a w eszła w ó w czas w sk ład p ie rw szeg o Z arząd u T o w arzy stw a, przed którym stanęły szczególnie trudne prace organiza­ cyjne i naukowe, związane z tworzeniem zrębów polskiej astronom ii w pierw szych latach pow ojennych. W latach 1963-1965 Pani Profesor była wiceprezesem Towarzystwa, przez następne dwie kadencje była wybierana na członka Zarządu. Dla pełnego wreszcie obrazu warto przypomnieć, że w latach 1971-1977 Dostojna Jubilatka była przewodni­ czącą Sądu Koleżeńskiego.

M yślę jednak, że dla członków Polskiego Towarzystwa A stronom icznego Profesor W ilhelm ina Iw anow ska je s t niedościgłym w zorem znakom itego o rganizatora i n ie­ zw ykle aktywnego uczestnika zdecydowanej w iększości W alnych Zjazdów Towarzystwa (odbywanych regularnie co dwa lata, ju ż niemal od pół wieku), a także organizo­ w anych daw niej astro n o m ic zn y ch k o n fere n cji n

auko-Profesor Iwanowska przemawia na swej uroczystości jubileuszowej.

HONOROWEqO CzłoNkA

P o lsk iE q O TOWARZYSTWA AsTRONOIVlicZNEqO

d l a

P R O F . D R . IIA B . W IL H E L M IN Y IW A N O W S K IE J w uznaniu szczególnych zasług dla rozwoju astronomii w Polsce

oraz za wybitny i trwały wkład do nauki

P rezes Polskiego Towarzystwa Astronomicznego

M,

rzy M. Kremet

wych. W arto przypomieć, że Profesor W ilhelmina Iwano­ wska blisko dziesięciokrotnie była zapraszana do wygło­ szenia wiodących wykładów przeglądowych z astrofizyki. Ich różnorodna tem atyka daje pogląd na niezw ykle sze­ rokie zainteresowania naukowe Dostojnej Jubilatki. Oto pare przykładów:

•T oruń, 1951: Występowanie pierwiastków chemicznych

we Wszechświecie

• W rocław, 1953: Ewolucja gw iazd

•K raków , 1957: Widma gw iazd długookresowych • Toruń, 1963: Atlas widmowy nieba

•O lsztyn, 1965: Wykorzystanie teleskopów Schmidta

(koreferat)

• Olsztyn, 1977: Chemiczna i dynamiczna ewolucja Gala­

ktyki

•W arszaw a, 1979: Gromady kuliste

Do tego niepełnego wykazu należy dodać kilkanaście w y­ głoszonych referatów i kom unikatów z prac w łasnych. Znakomicie przygotowane wykłady Pani Profesor, przed­ stawione jasno, z głęboką znajom ością omawianych zaga­ dnień, cieszyły się zaw sze olbrzym im zainteresow aniem wszystkich uczestników zjazdów.

Jest dla mnie niezwykle miłym obowiązkiem poinformo­ wanie Państwa, że w uznaniu zasług Pani Profesor dla roz­ woju astronom ii w Polsce a także w ybitnego w kładu do nauki, członkow ie Polskiego T ow arzystw a A stronom i­ cznego, na swym W alnym Zebraniu w Poznaniu, w dniu

14 w rześnia bieżącego roku, podjęli uchw ałę o nadaniu Pani Profesor W ilhelminie Iwanowskiej godności Honoro­ wego Członka Polskiego Towarzystwa Astronomicznego. Mając nadzieję, że ta najwyższa godność honorowa, jak ą Towrzystwo może przyznać, zostanie przez Panią Profesor przyjęta, pozwalam sobie w imieniu Polskiego Towarzy­ stw a A stronom icznego przekazać niniejszym stosow ny dokument. Uprzejmie proszę Pana Profesora Głębockiego, dotychczasowego Prezesa Polskiego Towarzystwa Astro­ nomicznego, o wspólne wręczenie dyplomu.

(Przemówienie Prezesa PT A na sesji Jubileuszowej prof. Wilhelminy Iwanowskiej).

Wilhelmina

Iwanowska

— sylwetka naukowa

W ilh e lm in a Iw an o w sk a u ro d z iła się w W iln ie w dn iu 2 września 1905 roku. Do roku 1918 uczęszczała do różnych szkół w Wilnie i carskiej Rosji z rosyjskim językiem naucza­ nia. Po odzyskaniu przez Polskę niepodległości chodziła do p o lsk ieg o ju ż G im nazjum i L iceum SS N a z a re tan e k w W ilnie, gdzie uzyskała solidne klasyczne w ykształcenie i maturę w 1923 roku. Mimo tego humanistycznego raczej przygotowania, zdecydowała się studiować matematykę na Uniwersytecie Stefana Batorego. M agisterium z matematyki zdobyła w roku 1929 pod opieką prof. Juliana Rudnickiego.

W czasie swych studiów m atem atycznych interesowała się również astronom ią i była pilną słuchaczką na prowad- z o -n y c h w W iln ie w y k ła d a c h p ro f. W ła d y s ła w a Dziewulskiego z astronomii. Była też bardzo czynna w stu­ denckich kołach naukowych, którymi opiekował się właśnie profesor Dzie-wulski. To Profesor Dziewulski w roku 1926 zwrócił się nieśmiało do młodej studentki z zapytaniem, czy „ m im o te -g o , że n ig d y n ie b ę d z ie a s tro n o m e m , n ie zechciałaby podjąć czasow ej pracy w odbudow yw anym właśnie przez niego Obserwatorium Astronomicznym” . Ten d z ie ń , o k r e ś la p ó ź -n ie j p r o f e s o r I w a n o w s k a , ja k o „najszczęśliwszy dzień w jej życiu”. I w ten sposób w 1927 roku W ilhelm ina Iw anow ska zaczęła swe astronom iczne życie, życie badacza i organizatora badań naukowych, które trw a do dzisiaj i które U niw er-sytet M ikołaja K opernika dumnie i uroczyście świętował w dniu 25 września 1995 r.

Kariera naukowa profesor Iwanowskiej rozpoczynała się w o k resie n aro d zin i p ierw szy ch sukcesów astro fizy k i. W cześniej astronom ia zajm ow ała się głów nie pom iaram i kierunku przychodzącego do nas promieniowania ciał nie­ bieskich. Stąd zainteresowanie wszystkim tym, co zmienia swoje położenie: ruchem Słońca, Księżyca i planet, zjawi­ skami, które z tym ruchem są związane itp. Wszystko to le­ gło u podstaw fundamentalnych odkryć Kopernika, Galile­ usza i Newtona. Królowała mechanika nieba. Dziewiętnasty w iek przyniósł odkrycie falowej struktury św iatła i nowe m etody badania fizycznej natury prom ieniow ania elektro­ m agnetycznego. N arodziła się fotom etria i spektroskopia, a nowa wówczas fotografia ten proces przyśpieszała i potę­ gowała. I w tym procesie wprowadzania na grunt nauki pol­ skiej now ych dziedzin i technik badaw czych astrofizyki W ilhelmina Iwanowska uczestniczyła od samego początku swej kariery naukowej. Najpierw było to wykorzystanie fo­ tografii do badań zmienności gwiazd. Jej praca doktorska

obroniona w 1933 roku na USB dotyczyła właśnie zmienno­ ści jednej z gwiazd pulsujących (RX Aurigae), a opierała się na w ykonanych w W ilnie obserw acjach fotograficznych. Prawie 15 lat później te metody badań i zainteresowanie tą klasą gwiazd wprowadza profesor Iwanowska w nowo two­ rzonym Obserwatorium Astronomicznym Uniwersytetu M i­ kołaja Kopernika. N a stażu w Obserwatorium Sztokholm­ skim w latach 1934/35 dr W ilhelmina Iwanowska zapoznaje się ze spektroskopią astronom iczną i w swej pracy habilita­ cyjnej, przedstawionej na Uniwersytecie Stefana Batorego w roku 1937 charakteryzuje nadolbrzymy gwiazdowe w opar­ ciu o analizę ich cech w idm owych. Razem z profesorem Dziewulskim wyposaża Obserwatorium W ileńskie w tele­ skop i spektrograf do widmowych obserwacji gwiazd i tuż przed w ojną efektywnie rozpoczyna takie obserwacje. Jest W ilhelmina Iwanowska pionierem spektroskopii astronomi­ cznej w Polsce i taki też kierunek badań wyznacza w Obser­ watorium Astronomicznym UMK. Już w Toruniu dokonuje sw ych n ajw ażn ie jszy ch odkryć w tej d zied zin ie badań: stwierdza różnice składu chemicznego pomiędzy gwiazdami należącymi do różnych populacji (1950) i dwudzielność po­ pulacyjną uważanych za jednorodne, gwiazd zmiennych ty­ pu R R Lyrae (1952). Pierw sze z tych odkryć, dokonane rów nocześnie z B a rb a rą i M artinem Schw arzschildam i, wprowadzało nowy wymiar do koncepcji „populacji gwiaz­ dowych” i miało duże znaczenie dla rozwoju teorii ewolucji gwiazd i teorii ewolucji materii we Wszechświecie. Drugie odkrycie, niezależnie od znanych pow szechnie w yników W altera Baadego, prowadziło do rewizji punktu zerowego tzw. krzywej Shapley’a, a w konsekwencji do rewizji skali odległości we Wszechświecie.

Lata pięćdziesiąte to okres pierwszych sukcesów obserwa­ cji radiowych ciał niebieskich, w szczególności wielki trium f obserwacyjnego stw ierdzenia prawdziwości teoretycznych koncepcji o spiralnej strukturze naszej Galaktyki na podsta­ w ie obserw acji linii w odorow ej o długości fali 21 cm. Istnienie takiego promieniowania neutralnego wodoru prze­ widział z inspiracji Jana Oorta w początku lat 40-tych Van der Hulst. I ta nowa technika nie tylko potwierdziła obecność takiej emisji, ale niejako nam acalnie pokazała to, co było nieosiągalne dla oka i słuszność rozum ow ania prow adzą­ cego do wniosku, że nasza Galaktyka jest galaktyką spiral­ ną. Ponadto, na częstościach radiowych zaczęto też pozna­ wać now y rodzaj prom ieniow ania ciał niebieskich -

m ieniow ania synchrotronow ego. W dziedzinie optycznej, promieniowanie ciał niebieskich ma naturę term iczną i pod­ lega znanym w fizyce prawom termodynamiki. W dziedzi­ nie radiowej mieliśmy do czynienia nie tylko z nowym ok­ nem, przez które mieliśmy nowe „spojrzenie” na otaczający nas świat, ale również z now ą naturą promieniowania i, co też ważne, z promieniowaniem, które nie było czułe na ka­ pryśne warunki pogody. To ostatnie wcale nie jest spraw ą błahą, zwłaszcza w naszym klimacie, bo często wręcz unie­ m ożliw ia przeprow adzenie obserw acji. C zuła na bieżący rozwój nauk astronomicznych profesor Iwanowska dostrze­ gła nowe wyzwanie i potrzebę zorganizowania tego rodzaju badań w Polsce. Była więc inicjatorką i orędowniczką roz­ woju radioastronomii toruńskiej, której ukoronowaniem jest 32-m etrow y radioteleskop w Piw nicach. I ciągle jeszcze czuwa nad dalszym rozwojem tych badań.

N a Zjeździe Astronomów Polskich w Toruniu w 1923 ro­ ku, obok utw orzenia Polskiego Tow arzystw a A stronom i­ cznego, powołano Narodowy Instytut Astronomiczny. Miała to być „ponadośrodkow a” instytucja astronom iczna, która pozwoliłaby na uprawianie i rozwój astronomii polskiej na ówczesnym, światowym poziomie. Do II Wojny Światowej zabrakło czasu na wdrożenie tych koncepcji, a po wojnie sy­ tuacja zm ieniła się znacznie. W raz z powstaniem Polskiej Akademi Nauk w 1953 roku, Wilhelmina Iwanowska, wów­ czas ju ż pierwszy w Polsce profesor astrofizyki, doprowa­ dziła do wskrzeszenia idei ponadośrodkowej placówki astro­ nomicznej i powołania PAN-owskiego Zespołu d/s Central­ nego Obserwatorium Astronomicznego. W kilka lat później (w roku 1956) powstał Zakład Astronomii PAN z Pracownia­ mi Astrofizyki I w Toruniu i Astrofizyki II w W arszawie. M iał to być zalążek przyszłego COA wyposażonego m.in. w 2-m etrow y telesk o p p araboliczny i 60/90 cm kam erę Schmidta. Zdołano zakupić tylko mniejszy z tych instrumen­ tów i oddać go w opiekę prof. Iwanowskiej ustawiając w Obserwatorium Toruńskim („do czasu zbudowania COA” - tak określała Uchwała Komitetu Astronomii PAN). Wobec zerw ania w 1969 roku kontraktu z Zeissem na 2-metrowy teleskop, idea COA ewoluowała do postaci Centrum Astro­ nom icznego im. M ikołaja Kopernika PAN. Jest to dzisiaj ważny ośrodek na astronomicznej mapie Polski i świata. To­ ruńską Pracow nią Astrofizyki CAM K prof. Iwanowska kie­ row ała od chw ili jej pow stania aż do swego przejścia na emeryturę.

Obok badań astrofizycznych przedmiotem szczególnego zainteresowania Profesor Iwanowskiej jest postać Mikołaja K opernika. K opernika obdarza O na specjalnym kultem . Uważa m.in., że to imię Kopernika było największym mag­ nesem, który ściągnął wypędzonych z W ilna pracowników Uniwersytetu Stefana Batorego do Torunia i doprowadził do pow ołania w tym m ieście uniw ersytetu nazw anego Jego imieniem. Spektakularnym osiągnięciem W ilhelminy Iwa­ nowskiej w tym aspekcie było przekonanie władz Między­ narodow ej U nii A stronom icznej do odbycia w Polsce w roku 1973, M iędzynarodow ym R oku K opernikow skim , N adzw yczajnego (K opernikow skiego) Kongresu tej Unii. Odbyło się wtedy w Polsce szereg sympozjów MUA w któ­ rych wzięło udział prawie 2000 astronomów z całego świa­ ta. Oczywiście imię Kopernika nadała też Profesor Iwano­ wska toruńskiemu 32-metrowemu radioteleskopowi.

W ilh elm in a Iw an o w sk a p rzy b y ła do T o ru n ia w raz z głównym przeszło 200-tu osobowym transportem przesied­

lanych pracowników USB w dniu 14 lipca 1945 roku. Pos­ tawa tych przybyszy ze W schodu spowodowała powołanie 6 tygodni później Uniwersytetu w Toruniu. Do Torunia przy­ byli astronomowie wileńscy: profesor W ładysław Dziewul­ ski, docent W ilhelmina Iwanowska i adiunkt Stanisław Sze- ligow ski. Obok pracy nad org an izacją U niw ersytetu, as­ tronomowie zaczęli się krzątać wokół organizacji ich, astro­ nomicznego, warsztatu pracy. I w tych pracach, i w pracy nad własnym rozwojem naukowym, Wilhelmina Iwanowska ofiarnie uczestniczyła. Dla Niej została powołana Katedra A strofizyki i O na została w 1946 roku m ianow ana p ier­ wszym w Polsce profesorem astrofizyki. Sama się kształciła, uzupełniając wojenne braki i kształciła innych: swych stu­ dentów i m łodych w spółpracow ników . Jej w ykłady były zawsze bardzo dobrze przygotow ane i przedstaw ione. Od końca 1952 roku p rzejęła od prof. D ziew ulskiego odpo­ wiedzialność za Toruńską Astronomię. Kierowała Zespołem Katedr Astronomicznych, a później Instytutem Astronomii UM K aż do przejścia na emeryturę w 1976 roku.

Oto kilka dat, charakteryzujących Jej karierę naukową: 1938 - członkostwo Międzynarodowej Unii Astronomicznej 1948 - tytuł profesora zwyczajnego

1956 - powołanie do grona członków Polskiej Akademii N a­ uk (członek korespondent), członkiem rzeczywistym została w roku 1976. W PAN jest czynna w wielu Komitetach Naukowych i przede wszystkim jest or­ ganizatorem Zakładu Astronomii (dzisiejszy CAMK) 1957 - powołanie do grona Królewskiego Towarzystwa As­

tronomicznego w Londynie

1973 - członkostwo honorowe Kanadyjskiego Królewskie­ go Towarzystwa Astronomicznego

1973 - 3 doktoraty honorowe: uniwersytetów w W innipeg (Kanada), Leicester (Anglia) i Toruniu, członkostwo innych zagranicznych Towarzystw Astronomicznych i Naukowych (np. w Belgii, we W łoszech), honoro­ we obywatelstwo miasta W innipeg (Kanada) i hono­ rowe członkostwo w Towarzystwie Naukowym w Toruniu

1973 - 1979 W iceprzewodnicząca (Vice-President) M ię­ dzynarodowej Unii Astronomicznej

1976 - przejście na emeryturę

1989- honorowe członkostwo Polskiego Towarzystwa M iło­ śników Astronomii

od 14.IX.95 honorowe członkostwo Polskiego Towarzystwa Astronomicznego.

Generalnie, zainteresowania naukowe profesor Iwanowskiej koncentrują się w następujących dziedzinach astronom ii: fotom etria i spektroskopia gwiazdowa, budow a Galaktyki i problem populacji gwiazdowych, głównie w aspekcie che­ m icznej struktury i ew olucji naszej Galaktyki. Z apropo­ now ała stosow anie „statystycznych indeksów populacji” . Ostatnio pasjonują Ją kwazary i kosmologia. Jej bibliografia n aukow a liczy około 150 p o zy cji. C iągle je s t ak tyw na naukowo.

Profesor Iwanowska wychowała liczne grono astrofizyków polskich: w czasie Jej pracy w Toruniu 80 osób uzyskało dy­ plom m agistra astronom ii, prom ow ała 19 doktorów i do­ prowadziła 5 osób do stopnia doktora habilitowanego. K il­ kunastu jej uczniów jest profesorami lub docentami na pol­ skich i zagranicznych uczelniach. (asw)

Badanie budowy i historii naszej Galaktyki w oparciu o wiele różnych danych obserwacyjnych było i je st jednym z głównych tematów badawczych Profesor Wilhelminy Iwanowskiej. Pracę tę rozpoczęła Ona jeszcze w Wilnie, pod kie­ runkiem Profesora Władysława Dziewulskiego, a następnie kontynuowała w stworzonym przez Siebie Obserwatorium Astronom icznym Uniwersytetu Mikołaja Kopernika w Toruniu. Badanie struktury Galaktyki w oparciu o wy­ brane pola stało się tematem prac magisterskich i doktorskich wielu uczniów Pani Profesor: m.in. Cecylii i Henryka Iwaniszewskich, Romana Ampeła, Stefanii Grudzińskiej, Andrzeja Lisickiego.

W ośrodku warszawskim pracę nad budową naszej Galaktyki prow adził przed laty Profesor Włodzimierz Zonn, kolega z Wilna Profesor Wilhelminy Iwanowskiej. Niestety, prace te nie były kontynuowane po Jego śmierci. Tylko nieliczne prace młodszego pokolenia warszawskich astronomów związane były z tą tematyką. Między innymi pare takich prac napisał autor niniejszego referatu.

Budowa Galaktyki

w oparciu o obserwacje OGLE

Bohdan Paczyński

P ro fe so r W ilhelm in ie I w a n o w s k ie j w 90. r o czn ic ę urodzin

W ciągu ostatnich kilku lat, dość nie­

spodzianie, budow a naszej G alaktyki stała się jednym z najważniejszych te­ m atów prac obserw acyjnych prow a­ dzonych przez zespół pracow ników Obserwatorium Astronomicznego Uni­ w ersytetu W arszawskiego. Z espół ten znany je s t w całym św iecie astro n o ­ m icznym jako OGLE, co je st skrótem od: „O ptical G ravitational Lensing Experim ent” . N ależą do niego Andrzej U dalski, M ichał Szym ański, M arcin Kubiak i Janusz Kałużny. Już czwarty rok p ro w ad zą oni obserw acje przy pomocy 1-metrowego teleskopu w Ob­ serw atorium Las C am panas w Chile. Obserwatorium należy do Carnegie In­ stitution o f Washington. We wspólnych obserw acjach b io rą też udział: W oj­ ciech K rzem iński, pracow nik C arne­ gie, oraz Mario Mateo, pracownik Uni­ w ersytetu M ichigan. A utor tego refe­ ratu ma przyjemność współpracować z zespołem OGLE oraz używ ać w yniki obserw acji do badań budow y naszej Galaktyki, korzystając z pomocy Krzy­ sztofa Stanka, który je s t doktorantem Uniwersytetu w Princeton.

Przedsięwzięcie OGLE je st jednym z kilku podobnych program ów obser­

w acyjnych na św iecie.O bserw acje po­ dobnego typu prow adzi z A ustralii amerykańsko - australijski zespół M A­ CHO, zaś dw a zespoły francuskie, EROS i DUO, prow adzą podobne ob­ serw acje z Chile. W spólne dla w szy­ stkich czterech program ów je st w yko­ nywanie masowej fotometrii milionów gwiazd w celu znalezienia niezmiernie rzadkich zjawisk mikrosoczewkowania grawitacyjnego. Poszukiwania tego ty­ pu zaproponow ał kilka lat tem u autor tego referatu w celu ew entualnego w ykrycia, czym je s t ciem na m ateria. W szystkie zespoły wykonały zadanie, to znaczy ogłosiły w ykrycie szeregu przypadków m ikrosoczew kow ania (o tym za chw ilę), ale zarazem zebrały ogromny materiał obserwacyjny, który stał się kopalnią danych dla najróżniej­ szych badań. N ajciekaw sze w yniki i niespodzianki związane s ą z budow ą naszej Galaktyki. Zanim zajmę się tymi w ynikam i przedstaw ię zarys p ro b le­ mów mikrosoczewkowania, typ apara­ tury używanej przez zespół OGLE oraz szereg ciekaw ych w yników nie zw ią­ zanych z b u d o w ą G alaktyki. Pod k o ­ niec zajmę się planam i OGLE na naj­ bliższą przyszłość.

Jednym z pierwszych testów obser­ w acyjnych ogólnej teorii względności było stw ierdzenie, że św iatło biegnie po nieco zakrzywionym torze w pobli­ żu dużej m asy ja k ą je st nasze Słońce. Innymi słowy: m asa Słońca zakrzywia nieco przestrzeń w sw oim otoczeniu. Z bardzo dobrym przybliżeniem można pow iedzieć, że k ierunek prom ieni świetlnych zm ienia się o kąt dwukrot­ nie w iększy niż stosunek prom ienia graw itacyjnego Słońca (około 3 k ilo­ metry) do najmniejszej odległości m ię­ dzy torem fotonu i centrum Słońca. W oparciu o ten efekt przew idziano, że dalekie źródła św iatła, na przykład kwazary, m ogą być widoczne w postaci dwu obrazów utworzonych przez gala­ ktykę znajdującą się pomiędzy źródłem i obserw atorem . P ierw szy przypadek takiego zjaw iska został odkryty szes­ naście lat tem u przez W alsha, C ars- w ella i W eym anna. W ciągu n astęp ­ nych lat odkryto kilkadziesiąt przypad­ ków graw itacyjnego soczew kow ania obrazów dalekich kwazarów i galaktyk przez galaktyki lub ich gromady znaj­ dujące się na drodze prom ieni św ietl­ nych. O cenia się, że dzięki tem u

wisku mniej więcej jeden kwazar na tysiąc widoczny jest w postaci podwój­ nego lub poczwórnego obrazu.

Podobne zjawisko powinno wystę­ pować w naszej Galaktyce: obrazy da­ lekich gwiazd powinny być soczew- kowane grawitacyjnie przez gwiazdy znajdujące się po drodze i obrazy te powinny być podwójne. Kłopot polega na tym, że prawdopodobieństwo tak precyzyjnego ustawienia się gwiazdy - soczewki na drodze między obserwa­ torem a daleką gwiazdą - źródłem jest bardzo małe. Średnio, obraz nie więcej niż jednej gwiazdy na milion, może być w istotny sposób zaburzony efektem soczewki grawitacyjnej. Dodatkowym kłopotem jest to, że typowa odległość między dwoma obrazami dalekiej gwiazdy jest rzędu milisekundy łuku, gdy tymczasem obrazy gwiazd są rozmyte przez atmosferę ziem ską do rozmiarów rzędu sekundy łuku. Tak więc nie ma mowy, aby można było stwierdzić, czy obraz niektórych dale­ kich gwiazd jest rozdwojony poprzez soczewkę grawitacyjną. Na szczęście, wszystkie gwiazdy w naszej Galaktyce są w ciągłym ruchu, typowe prędkości są rzędu 200 km/sek. Tymczasem jas­ ność obu obrazów zależy od tego, jak blisko linii prostej ułożone są dwie gwiazdy (źródło światła i soczewka) oraz obserwator. Im te trzy obiekty są bliższe linii prostej - tym większa jas­ ność obu obrazów. Można więc oczeki­ wać, że dzięki ruchowi gwiazd i zmia­ nie geometrii względnego położenia źródła, soczewki i obserwatora, obser­ wowana jasność źródła będzie się zmieniać.Typowa skala czasowa zmian jasności jest rzędu miesiąca. Amplituda zmian jest tym większa im mniejszy jest „parametr zderzenia”, czyli mini­

malna odległość kątowa między źró­ dłem i soczew ką i może sięgać wielu wielkości gwiazdowych. Ponieważ tor promieni niebieskich i czerwonych jest taki sam, więc jaśniejąc gwiazda nie zmienia swej barwy - jest to cecha wy­ różniająca zjawisko soczewkowania grawitacyjnego od innych zjawisk związanych ze zm iennością jasności gwiazd.

Jedną z większych zagadek współ­ czesnej astronomii jest natura tak zwanej ciemnej materii. Analiza dy­

namiki gwiazd w naszej Galaktyce, w innych galaktykach i w gromadach galaktyk wykazała, że około 90% masy, która decyduje o polu grawitacyjnym nie świeci. Ponad sto lat temu podobna w gruncie rzeczy analiza ruchu planet doprowadziła do teoretycznego wnio­ sku, że musi istnieć jeszcze jedna pla­ neta, której masa zaburza bieg znanych wówczas planet. W miejscu przewi­ dzianym przez obliczenia teoretyczne odkryta została nowa planeta, Neptun. Odkrycie to było jednym z najwięk­ szych sukcesów nauki dziewiętnastego wieku. Niestety, wszelkie próby wy­ krycia, czym jest ciemna materia w ga­ laktykach dotąd nie powiodły się. Au­ tor tego referatu zaproponował w roku 1986, że jeżeli ciemna m ateria wys­ tępuje w postaci zwartych obiektów, takich jak gwiazdy, brązowe karły, planety, czy czarne dziury, to jej obec­ ność mogłaby być wykryta dzięki zjawisku mikrosoczewkowania grawi­ tacyjnego. Ponieważ ciemna materia ma występować w tak zwanym halo galaktycznym, optymalnym kierun­ kiem poszukiwań byłyby obserwacje milionów gwiazd w obłokach Magella­ na. Większość astronomów była zda­ nia, że taka analiza obserwacji prze­ kracza współczesne możliwości tech­ niczne i że nie da się wyłapać rzadkich zjawisk mikrosoczewkowania w morzu gwiazd zmiennych różnych typów. Dlatego celowe było wybranie innego kierunku obserwacji: możliwie blisko centrum naszej Galaktyki. Patrząc w tym kierunku mamy po drodze w dysku naszej Galaktyki ogromną ilość zwy­ kłych gwiazd. Gwiazdy te muszą powodować zjawisko mikrosoczewko­ wania i odpowiedniej zmienności gwiazd znajdujących się w pobliżu centrum Galaktyki. Wykrycie tych gwarantowanych zjawisk byłoby dowodem, że poprawna analiza ob­ serwacji jest możliwa. Dlatego też zespół OGLE postanowił w pierwszej kolejności zbadać zmienność gwiazd w kierunku bliskim centrum Galaktyki, w tak zwanym „oknie Baadego”, w którym ekstynkcja wywołana pyłem między gwiazdowym jest stosunkowo niewielka.

Tak więc, aby wykryć zjawisko so­ czewkowania obrazów dalekich gwiazd

należy mierzyć przez wiele miesięcy jasność kilku milionów gwiazd w ka­ żdą pogodną noc. Jeszcze kilka lat te­ mu taki program obserwacyjny wyda­ wał się niemożliwy do realizacji. Obec­ nie, dzięki istnieniu kamer CCD z ogromną ilością elementów światło­ czułych (tak zwanych „pikseli”) można równocześnie mierzyć jasność kilkuset gwiazd podczas ekspozycji trwającej zaledwie kilka minut. Przy pomocy teleskopu o metrowej średnicy można sięgnąć do gwiazd 21 a nawet 22 wielkości gwiazdowej. Wyniki pomia­ rów są bezpośrednio przesyłane z ka­ mery CCD do komputera, gdzie są ana­ lizowane przy pomocy specjalnego programu. Zespół OGLE używał do swych obserwacji kamery CCD zawie­ rającej ponad 4 miliony pikseli i wyko­ nywał od 30 do 50 ekspozycji w każdą pogodną noc. W latach 1992-95, a więc przez 4 sezony obserwacyjne, OGLE uzyskiwało dostęp do 1 - metrowego teleskopu w obserwatorium na Las Campanas w ciągu około 70 nocy, z których mniej więcej 50 było pogod­ nych. Każdej pogodnej nocy mierzona była jasność ponad 2 milionów gwiazd. Ogółem zebrano blisko 100 gigabajtów danych. Dzięki znakomitemu oprogra­ mowaniu wykonanemu przez Andrzeja Udalskiego i M ichała Szymańskiego analiza obserwacji prowadzona jest w pełni automatycznie i najważniejsze wyniki komputer wysyła sam pocztą elektroniczną z Las Campanas w Chile do Obserwatorium Astronomicznego w Alejach Ujazdowskich 4 w Warszawie, gdzie dyżurny astronom dokonuje os­ tatecznej analizy i podejmuje decyzję czy należy zmodyfikować program ob­ serwacyjny na następną noc. Decyzja o ewentualnych zmianach jest przesy­ łana pocztą elektroniczną do obserwa­ tora w Chile.

M ożliwość tak zautomatyzowanej i szybkiej analizy danych jest nie­ zmiernie ważna. Obserwator, dyżuru­ jący przy teleskopie przez wiele nocy

z rzędu, może w dzień spać spokojnie. Komputer i dyżurny astronom w dale­ kiej W arszawie czuw ają nad prze­ biegiem obserwacji. Jeżeli uchwycony zostanie początek nowego zjawiska soczewkowania grawitacyjnego którejś z 2 milionów gwiazd, to już następnej

nocy można zwiększyć częstość obserwacji pola, w którym znajduje się owa gwiazda, oraz można zawiadomić innych obserwatorów o przebiegu zja­ wiska. Tak zaawansowane oprogra­ mowanie działa dla OGLE od początku wiosny 1994, a więc już przez dwa se­ zony obserwacyjne.

Strona techniczna programu OGLE została opisana w licznych pracach. Główny cel programu - wykrycie zja­ wisk mikrosoczewkowania grawitacyj­ nego został uwieńczony pełnym sukce­ sem, dane dla pierwszych 12 zjawisk zostały już opublikowane w roku 1993, stając się jednym z większych wyda­ rzeń astronomicznych ostatnich lat. Wstępna analiza wyników przeprowa­ dzona w 1994 roku wykazała, że obser­ wowane zjawiska są prawie napewno związane z mikrosoczewkowaniem grawitacyjnym. W granicach dokła­ dności pomiarów barwy gwiazd nie zmieniały się, mimo że rekordowa zmia­ na jasności była o czynnik 11. Gwia­ zdy o charakterystycznej dla mikroso­

czewkowania krzywej zmian blasku były rozrzucone po całym diagramie barwa - jasność, czyli zmienność nie mogła być wywołana jakąś szczególną własnością tych gwiazd. Wreszcie, roz­ kład amplitud był zgodny z rozkładem przewidywanym teoretycznie dla zja­ wisk mikrosoczewkowania. To co było dużym zaskoczeniem, to ilość zjawisk - było ich kilkakrotnie więcej niż prze­ widywały pierwotne oceny teoretyczne.

Wyjaśnienie obserwowanego „nad­ miaru” soczewek obserwowanych przez OGLE (i potwierdzonych następnie przez zespół MACHO) w kierunku bli­ skim centrum Galaktyki nastąpiło w dwu etapach. Pierwotne oceny dotyczy­ ły tylko ilości zjawisk wywołanych przez gwiazdy znajdujące się w dysku Galaktyki. Doktorant z Obserwatorium Warszawskiego, Marcin Kiraga, zwró­ cił uwagę, że wkład gwiazd znajdują­ cych się w tak zwanym „galactic bulge” powinien być większy - szcze­ gółowe obliczenia potwierdziły, że miał on rację. Następnie okazało się, że oce­

na Kiragi była też zaniżona, ponieważ opierała się na upraszczającym założe­ niu (dość powszechnym w literaturze) że „galactic bulge” jest osiowo syme­ tryczny. Tymczasem, wśród badaczy naszej Galaktyki panuje obecnie zgoda, że nasza Galaktyka ma poprzeczkę i że „galactic bulge” jest to naprawdę „galactic bar”, którego długa oś tworzy kąt zaledwie 15 stopni z kierunkiem ku nam. Ciekawe, że pierwsze poprawne argumenty, że tak właśnie jest, podał ponad 30 lat temu G. de Vaucoulers, lecz dopiero mniej więcej 5 lat temu pogląd ten stał się powszechny wśród badaczy Galaktyki, ale nie dotarł on jeszcze do podręczników. Dlatego też pierwotne oceny częstości zjawisk mikrosoczewkowania nie uwzględniły tego stosunkowo nowego poglądu. Uwzględnienie istnienia poprzeczki pozwoliło na wstępne wyjaśnienie wy­ ników OGLE. Wkrótce potem szczegółowe rachunki modelowe w pełni potwierdziły te przybliżone oceny.

14

>

16

" O '< / )

o 18

w

20

Rys.1. Diagramy barwa-jasność dla jednego z pól obserwowanych przez OGLE w oknie Baadego. Po lewej stronie jest diagram opar­ ty o same obserwacje. Po prawej: poprawiony na różnicową ekstynkcję przez Przemysława Woźniaka i Krzysztofa Stanka. Zwraca uwagę zmniejszenie rozrzutu gwiazd „red clump” po poprawieniu na ekstynkcję. Są to gwiazdy o barwie V-l=2, oraz jasności V=17. Leżą w pobliżu Centrum Galaktyki i palą hel w jądrze. Są one odpowiednikiem gwiazd tak zwanej gałęzi horyzontalnej, lecz są skupio­ ne w obszarze czerwonym ze względu na znaczną zawartość ciężkich pierwiastków. Gwiazdy te mają na tyle mały rozrzut jasności, że świetnie nadają się do badania rozmieszczenia przestrzennego.

T i I I I I I ! L- T I I T I I I I | I I

BW3

■ y ‘ ir' ••• >.. • *

i i i i | i i i i | i

i i

i | i i i i | i i

i i

BW3

• <’• VMii - ± ‘ - • Yr l' • •'■■', ' « : * ' ^ 's. ' v V . :-<r' fl!-V ■ LI I I I I ___I I I II I I I I I I I I I I I I I I I I I I l l i i I i i i i I i i l l

1

1.5 2 2.5

1

1.5 2 2.5

V -

1

wskaźnik barwy

v -

1

_LL 106 Postępy Astronomii 3/1995

300 MM5 ... BW ;- T 1 ______MM7 ' i 200 ■ ■ Z 100 0 co 1 > > C\ J

Rys.2. Rozkład ilości gwiazd tak zwanego „red clump” jako funkcja wskaźnika: Vv.| = V-2.6 (V-I), będącego niezależną od ekstynkcji kombinacją jasności w pasmach V i I. Pola MM są położone w długości galaktycznej l~ 5 stopni, zaś pole BW (Baade's W indow) w długości galaktycznej 1=0. Różnica w położeniu maksimum diagramów wywołana jest różnicą odległości: gwiazdy w polu MM7 są najbliżej nas, zaś w polu MM5 położone są najdalej, co wskazuje na brak osiowej symetrii w rozkładzie gwiazd w pobliżu Centrum Galaktyki. Jest to jeden z dowodów na istnienie poprzeczki, nachy­ lonej do kierunku, w którym patrzymy.

W przyszłości, gdy ilość wykrytych zjaw isk m ikrosoczew kow ania w zro ­ śnie do kilkuset, a następnie do w ielu tysięcy, analiza statystyczna wyników stanie się now ym narzędziem do szczegółow ego badania rozkładu m a­ terii w naszej G alaktyce. To co uzy­ skano dotąd dowodzi, że w spółczesna technika pozw ala na wykrywanie tych niezmiernie rzadkich zjawisk. Główny cel, który postaw iły sobie zespoły DUO, EROS, M ACHO i OGLE, czyli w ykrycie ciem nej m aterii, nie został je szcze osiągnięty. O bserw acje p ro ­ w adzone przez grupę M ACHO w kie­ runku na obłoki M agellana doprow a­ dziły do wykrycia zaledwie 4 przypad­ ków w ogromnym m ateriale obserw a­ cyjnym . N ależy jed n ak pam iętać, że w szystkie dotychczasow e obserw acje prow adzone są w taki sposób, że poz­ w alają na wykrywanie zjaw isk o skali czasowej zawartej m iędzy mniej w ię­ cej 10 dni i 100 dni. Tym czasem m e­ to d ą optycznych poszukiw ań m ikro- soczew ek m ożna w zasadzie wykryć zjaw iska o skali czasow ej pom iędzy 1 godziną a 300 lat. Tak w ięc, zakres skal czasow ych w ykryw alnych dotąd stanow i zaledw ie m ałą część tego, co m ożna będzie w ykryć ju ż w ciągu najbliższych lat, m odyfikując sposób prow adzenia obserw acji. D opiero po zw iększeniu zakresu w ykryw alnych zjawisk mikrosoczewkowania i objęciu nim całego przedziału od 1 godziny do 300 lat, będzie m ożna pow iedzieć coś definitywnego o tym, czym jest lub nie je st ciem na m ateria. N a razie najw ażniejszym w ynikiem naukowym w ynikającym z w ykrycia dotychcza­ sowych zjawisk jest nowe potw ierdze­ nie tego, że nasza G alaktyka ma poprzeczkę.

O grom ny m ateriał obserw acyjny zebrany przez OGLE pozw ala na prow adzenie bardzo w ielu różnych prac astronomicznych. W szczególnoś­ ci, dotychczasow e katalogi gw iazd zm iennych zaw ierają ponad tysiąc zm iennych periodycznych, głów nie gw iazd zaćm ieniow ych, pulsujących, oraz gwiazd z plamami. Ocenia się, że ogólna ilość gw iazd zm iennych w całym dotąd zebranym m ateriale przekracza 4 tysiące. Diagram y barwa - jasność otrzym ane przez OGLE dla kilkuset tysięcy gw iazd pozw oliły na niezależne potwierdzenie istnienia ga­

laktycznej poprzeczki i na w ykrycie ogromnej dziury w w ew nętrznym dy­ sku Galaktyki. W reszcie niedawno od­ k ryta galaktyka w gw iazdozbiorze Strzelca, tak zw ana „S aggitarius d w a rf’, znacznie bliższa nam niż O b­ łoki M agellana, zo stała zaobserw o­ w ana niejako na m arginesie prac OGLE. Dzięki tym obserwacjom udało się dokładniej ocenić odległość, w iek i skład chem iczny tej najbliższej nam galaktyki.

Jednym z najw ażniejszych odkryć OGLE je st odkrycie dwu gw iazd zać­ m ieniow ych rozdzielonych w grom a­ dzie kulistej O m ega C entauri. S ą to pierw sze obiekty tego typu odkryte w gromadzie kulistej. Dzięki tem u będzie możliwe wyznaczenie, po raz pierwszy w historii astronomii, mas normalnych gwiazd w grom adzie. Znajom ość mas je s t niezbędna dla popraw nej oceny w ieku grom ad kulistych, najstarszych znanych nam obiektów w Galaktyce.

W najbliższych latach m ożna spo­ dziewać się dalszych sukcesów obser­ wacyjnych zespołu OGLE. W tej chwi­

li budowany je st w obserwatorium Las C am panas w C hile polski teleskop o średnicy 1.3 m etra i polu w idzenia o średnicy 1.5 stopnia. T eleskop ten, finansowany przez Komitet Badań N a­ ukowych, będzie w pełni zautomatyzo­ wany. Andrzej Udalski buduje obecnie p ierw szą kam erę CCD dla tego te le ­ skopu. Spodziew am y się, że teleskop w raz z kam erą um ożliwi prow adzenie obserwacji ju ż w roku 1996. W dalszej perspektywie Andrzej Udalski zbuduje znacznie w ię k sz ą kam erę CCD , co sprawi, że będzie to najlepszy w tej ka­ tegorii instrument na świecie, pozwala­ jący na prow adzenie bardzo różnych programów obserwacyjnych w oparciu 0 m asow ą fotom etrię gw iazd. M ożna się spodziew ać w ielu ciekaw ych w y­ ników z bardzo w ielu dziedzin astro­ nom ii, a w szczególności w zakresie badania budow y naszej G alaktyki 1 różnych populacji gwiazdowych.

Sylwetką Bohdana Paczyńskiego, profesora Wydziału Nauk Astrofizycznych Uniwersytetu w Princeton (USA) przybliżyliśmy w PA 1/92.

Poszukiwania

pozasłonecznych

układów planetarnych

Aleksander Wolszczan

Profesor Wilhelminie Iwanowskiej w 90. rocznicę urodzin

W stęp

Odkrycie układów planetarnych wokół innych gwiazd, podobnych do naszego S ło ń c a p o z o s ta je je d n y m z n a jw a ­ żniejszych zadań w spółczesnej astro­ fizyki obserwacyjnej. Znaczenie takie­ go odkrycia, a mamy nadzieję, że prę­ dzej czy później do niego dojdzie, było­ by prawdziwie fundamentalne. Przede w szystkim o zn aczałoby ono k o lejn ą d etro n iz a c ję ro d z a ju lu d zk ieg o : nie tylko, jak to już doskonale wiemy, byli­ byśm y m ieszkańcam i jednej z niezli­ czo n y ch g alak ty k naszeg o W szec h ­ świata, ale też nasz U kład Słoneczny przestałby być jedynym znanym nam system em tego ro d zaju . N astępnym lo g ic z n y m k ro k ie m w e k s p lo ra c ji W sz e c h św ia ta b ę d z ie , rz e c z ja s n a , poszukiwanie życia na nowo odkrytych planetach! Łatwo jest zrozumieć, jak ą re w o lu cję św iato p o g lą d o w ą, w n a j­ szerszym tego słowa znaczeniu, spowo­ dow ałyby takie odkrycia. M ożna też przewidywać, że znalezienie niezbite­ go dowodu na to, iż układy planetarne są rzadkością, a być m oże naw et, że U k ład S ło n eczn y je s t u n ik aln y , d o ­ prowadziłoby do równie drastycznych przeobrażeń w naszym sposobie m y­ ślenia o m iejscu rodzaju ludzkiego we W szechświecie.

P ie rw sz e p la n e ty k rą ż ą c e w o k ó ł obiektu innego niż Słońce odkryte zo­ stały w 1992 roku (W olszczan 1994a), 62 lata po znalezieniu Plutona - ostat­ niej, dziew iątej planety naszej rodzi­ mej gwiazdy. Centralnym ciałem tego

systemu trzech, a być może większej liczby planet nie jest jednak zwyczajna gwiazda. Jest nim stara, szybko ratu­ jąca gwiazda neutronowa zwana mili­ sekundow ym pulsarem - pozostałość po w ybuchu supernow ej, m ająca za sobą około miliarda lat skom plikowa­ nej ew olucji, najpraw dopodobniej w podwójnym układzie gwiazd.

Interpretacja tego odkrycia nie jest oczywista. Może ono oznaczać, że sko­ ro możliwe są planety wokół pulsa - rów, to nie ma żadnych przeszkód, aby tworzyły się one z łatwością jako natu­ ralny p rodukt procesu po w staw an ia zwykłych gwiazd. Powszechność dys­ ków akrecyjnych otaczających młode, tworzące się gw iazdy i dysków pyło­ wych wokół gwiazd starszych (Sargent i Beckwith 1993) zdaje się potwierdzać tę optym istyczną hipotezę. Z drugiej strony, wobec niedostatecznego zrozu­ m ien ia p ro cesó w p ro w a d z ą c y ch do powstawania planet, nie można jeszcze w ykluczyć m ożliw ości, że tw orzą się one łatwiej w trakcie ewolucji gwiazd neutronowych, aniżeli w wyniku naro­ dzin zwykłych gwiazd i że Układ Sło­ n eczn y je s t fak ty czn ie k osm icznym wyjątkiem.

Tego rodzaju fundamentalne wątpli­ wości m ogą zostać rozstrzygnięte tyl­ ko na drodze obserwacji. Odkrycia dys­ ków m aterii w o kółgw iazdow ej, a w szczególności, odkrycie planet krążą­ cych wokół pulsara, dostarczają m o­ tywacji dla dalszych badań w tym kie­ runku. Celem tej pracy je st omówienie podstawowych metod poszukiwań pla­ net wokół innych gwiazd i ich dotych­

czasowych wyników.Ponieważ wydaje się, że w najbliższej przyszłości powo­ dzenie p oszukiw ań innych układów planetarnych będzie zależało od roz­ woju metod pośrednich, praca ta ogra­ nicza się do przedstawienia tych w ła­ śnie metod. Ponieważ jasność gwiazd centralnych przew yższa jasność planet 0 conajmniej kilka rzędów wielkości, zależnie od typu gwiazdy, rozm iarów planet i długości fali obserwacji, m eto­ da detekcji bezpośredniej, aczkolwiek bardzo atrakcyjna, nie jest uważana za n a jp e w n ie js z y sp o só b n a o d k ry c ie planet poza Układem Słonecznym.

Astrometria,

spektroskopia dopplerowska 1 fotometria

Najbardziej oczywiste, tradycyjne m e­ tody poszukiw ań planet poza naszym U kładem Słonecznym to astrom etria i spektroskopia. Polegają one na w y­ k ry w an iu ru ch u g w iazd y cen traln ej wokół środka masy systemu, w ynika­ jącego z obecności jednej lub większej ilości planet. W w ypadku astrom etrii m ierzy się przesunięcie obrazu gw ia­ zdy pow stałe w wyniku jej ruchu or­ bitalnego. W pomiarach spektroskopo­ wych, wykrywa się przesunięcie Dop­ plera linii w idm a gw iazdy spow odo­ wane zmianami składowej radialnej jej prędkości orbitalnej. W obu w ypad­ kach dokonuje się pośredniej obser­ wacji planet, poprzez detekcję ich od­ działyw ań graw itacyjnych z gw iazdą centralną.

Jeżeli wokół gwiazdy o masie M*, po orbicie o wielkiej pólosi a, krąży planeta o m asie M_, w płaszczyźnie n ie b a g w ia z d a ta z a k re ś la e lip sę o wielkiej półosi x:

x = a M p M .'r ', ( 1)

g d z ie r je s t o d le g ło śc ią g w iazd y w parsekach, a je st wyrażone w jednos­ tkach astronom icznych, a x w sekun­ dach łuku. Z tego samego powodu, dłu­ gości fal linii w widmie gwiazdy ule­ gają okresowym przesunięciom Dop­ plera o amplitudzie AA/A = (V/c)sin /', gdzie X jest długością fali, c jest pręd­ kością światła, / jest nachyleniem pła­ szczyzny orbity do płaszczyzny nieba, a prędkość radialna V dana je s t w y­ rażeniem:

V = G’r3Mp(M* - a)'m, (2) gdzie G jest stałą grawitacji. Z pomia­ ru o k re s u P p r z e s u n ię ć k ą to w y c h gwiazdy, czy też przesunięć linii w jej widmie, określając masę gwiazdy z jej typu widmowego i dzielności prom ie­ n iow ania, otrzym ujem y natychm iast w ielką półoś orbity planety:

a = (M * + M p )l3P y3, (3)

gdzie P w yrażone je st w latach, a w jednostkach astronom icznych, a masy w jednostkach masy Słońca, A/®.

A by zorientow ać się w rzeczyw i­ stych możliwościach tych metod, zau­ w ażm y, że p laneta o m asie Jow isza k rążąca w okół gw iazdy o m asie 0.3

Mq, po orbicie o wielkiej półosi 5 AU

w odległości 10 ps, powoduje maksy­ malne przesunięcie tej gwiazdy na nie­ bie o 1.7 milisekund łuku i amplitudę zmian prędkości radialnej 24 m/s. W wypadku planety o masie Urana poru­ szającej się po orbicie o wielkiej półosi 1 AU, wartości te w ynoszą odpowied­ n io 15 m ik r o s e k u n d łu k u i 2 m /s! W sp ó łczesn e in stru m en ty (np. te le ­ skop Kecka) pozw alają osiągać kąto­ w ą zdolność rozdzielczą rzędu 0 .1 mi­ lisekundy i precyzję pomiaru prędko­ ści radialnej około 10 m/s, co umożli­ wia w ykrycie planet „Jow iszow ych” w okół gw iazd o małych m asach, ale jest m arginalnie wystarczające w wy­ padku gw iazd o m asach rzędu masy Słońca. Oczywiście, detekcja planet ta­ kich jak Uran czy Neptun, nie mówiąc ju ż o planetach o masach charaktery­

sty czn y ch dla w ew n ętrzn y ch planet Układu Słonecznego wymaga nieporó­ wnanie większej precyzji pomiaru.

Fotometria

W zasadzie, powinno być również m o­ żliwe wykrywanie planet poprzez sys­ tematyczne obserwacje fotometryczne gw iazd i rejestrację ich częściow ych za ć m ie ń p rz e z p la n e ty . A m p litu d a zmniejszenia się jasności gwiazdy by­ łaby rzędu Rp2M * '6 a czas zaćmienia proporcjonalny do M*‘u a '/2, gdzie Rp jest promieniem planety. W wypadku Jo w isz a i p o z o sta ły c h p a ra m e tró w ta k ic h sa m y c h , ja k w p o w y ż sz y c h przykładach, możliwe byłoby zaobser­ wowanie 7 - procentowego spadku ja s­ ności gwiazdy o maksymalnym okre­ sie trwania około 20 godzin. Ze wzglę­ du na rzadkość takich zaćm ień i ich krótkotrw ałość, efektyw ność m etody fotometrycznej je st bardzo problem a­ tyczna.

Innym zjaw iskiem , którego obser­ w acje um ożliw ia fotom etria je st mi- krosoczewkowanie grawitacyjne (por. Mao i Paczyński 1991). Z jaw isko to zachodzi, gdy św iatło odległej gw ia­ zdy w drodze do o b serw ato ra p rz e ­ chodzi dostatecznie blisko innej, mniej odległej masy punktowej (gwiazdy, a także obiektu o masie planetarnej), aby ulec grawitacyjnemu ogniskowaniu. W p ra k ty c e re je s tru je się p o ja śn ie n ie s o c z e w k o w a n e j g w ia z d y , k tó re g o skala czasow a zależy od masy gw ia­ zdy odpow iedzialnej za to zjaw isko (o k o ło m ie s ią c a w w y p a d k u m asy rzędu masy Słońca). Obecność planet w okół so czew k u jącej g w iazdy o b ­ ja w iła b y się w p o sta c i d e fo rm a c ji

krzyw ej blasku gw iazdy so czew k o ­ w anej, lub ja k o dodatkow e, k ró tk o ­ trwałe maksima. Aczkolwiek ta meto­ da wykrywania planet ma podstawową wadę polegającą na tym, że daje ona tylko jednorazow ą możliwość detekcji, jej atrakcyjność je st zupełnie oczyw i­ sta. Mianowicie, pozwoli ona dokonać wiarygodnej, statystycznej oceny czę­ stości występowania planet i układów planetarnych, co na obecnym etapie p o szu k iw ań tak ich układów będzie sta n o w ić in fo rm a c ję o k ry ty czn y m znaczeniu.

Chronometraż pulsarów

Odkrycie planet krążących wokół pul- sara, obok jego zaskakujących aspek­

tów astrofizycznych, stanowi również dramatyczny przykład precyzji w ykry­ w ania o biektów o m asach p la n e ta r­ nych, a nawet asteroidalnych, przy po­ m ocy chronom etrażu tych zad ziw ia­ jąco dokładnych „kosm icznych zega­ rów ” . C hociaż zagadka m echanizm u prom ieniowania pulsarów ciągle jesz­ cze oczekuje rozw iązania, w iadom o, że globalna energetyka tych obiektów je s t określona przez ich rotację i że proces zamiany energii rotacji na ener­ gię zaw artą w em itowanych cząstkach i prom ieniow aniu elektrom agnetycz­ nym daje się opisać w sposób deter­ ministyczny. W ynikający stąd chrono- metrażowy model pulsara, po uwzglę­ d n ie n iu k la sy c z n y c h i r e la ty w is ty ­ cznych efektów wynikających z dyna­ miki Układu Słonecznego stanowi nie­ słychanie czuły instrum ent diagnozu­ jący zarówno własności samego pulsa­ ra, jak i jego otoczenia. W szczególno­ ści, precyzyjny chronom etraż pulsa­ rów u m o żliw ia w y k ry cie o b ecności ich gw iazdow ych i p lanetarnych to ­ w arzyszy, a także d okładne badania subtelnych w łasności dynam icznych, ta k ic h j a k p e r tu r b a c je p la n e ta r n e (Peale 1993; W olszczan 1994a), czy relatywistyczne efekty grawitacyjne w podwójnych gw iazdach neutronowych (Taylor i W eisberg 1989; W olszczan

1994b).

Pom iar dopplerow skich zm ian ob­ serw ow anego okresu p o jaw ian ia się im pulsów pulsara w yw ołanych przez ruch orbitalny stanowi niemal dokład­ ny o d p o w ied n ik sp e k tro sk o p ii dop- plerow skiej gw iazd. Z nacznie w ięk­ szej precyzji dostarcza jednak pomiar m om entów pojaw ienia się impulsów, czyli chronom etraż. A m plituda zmian tych mom entów w wyniku ruchu orbi­ ta ln e g o p la n e ta r n e g o to w a r z y s z a wynosi:

A t = c'aM pM *', (4)

gdzie c je st prędkością światła. Choć m eto d a ta je s t w sp o só b o c zy w isty związana z astrom etrią (por. równanie (1)), jest ona znacznie bardziej dokła­ dna, ponieważ w chronom etrażu doko­ nuje się kumulacyjnego pomiaru fazy im pulsów po p rzez ich dokładne z li­ czan ie. W p ro c e sie a n a liz y d anych chronom etrażow ych, liczba impulsów

Nj zarejestrowanych w przedziale cza­

su ti=tB-t0 pom iędzy m om entem