Postępy Astronomii nr 1/1957

B i b l i o t e k a U . M. K. T o r u ń

017

99

?

POSTĘPY

ASTRONOMII

C Z A S O P I S M O

POŚWIĘCO NE U P O W S Z E C H N IA N IU

W IE D ZY A ST R O N O M I C Z N EJ

PTA

TOM V — ZESZ YT 1

1

9

5

7

P A Ń S T W O W E

W Y D A W N I C T W O

N A U K O W E

SPIS TREŚCI ZESZYTU 1

A R TY K U ŁY

V. G u th , Cele i m etody badań w Międzynarodowym Roku Meteo-ry c z n y m ... 3 Z. C e p le c h a , Fotografowanie meteorów w obserwatorium w

Ondrze-j o w i e ... 8 Z. C e p le c h a , Fizyczna teoria meteorów a fotograficzny m ateriał

o b serw acy jn y ... 10 L . K r e s a k , O hipotezie pow stania roju Perseid przez zderzenie. . 12 A. O p o ls k i, Terminologia astronom icznych wielkości

fotometrycz-n y c h ... 15 T. C h o jn ic k i, Fotograficzna tu b a z e n i t a l n a ... 23

Z PRACOW NI I OBSERW ATORIÓW

K. K o z ie ł, W zory różniczkowe n a librację o p ty c z n ą ... ...32 K. K o z ie ł, Problem wyrównywania heliometrycznycli obserwacji

libracyjnych K s ię ż y c a ... ...34 S. P i o t r o w s k i , Z zagadnień świecenia n i e b a ...35 K. S e r k o w s k i, Fotograficzne pom iary polaryzacji św iatła gwiazd...35 K. S e r k o w s k i, In terp retacja pomiarów polaryzacji podwójnej Gro­

m ady w P e r s e u s z u ... 36

Z L IT E R A T U R Y N A U K O W EJ

M. K a r p o w ic z , Masy podwójnych g a la k ty k ... ...37 K . R u d n ic k i, Teoretyczna zależność między masami i prędkościami

swoistymi g w ia z d ... ...41 J . Hanasz, Licznik f o t o n o w y ... ...43

K R O N IK A

E. R y b k a , Konferencja astronom iczna z udziałem astronomów czechosłowackich we W rocławiu 12— 14 czerwca 1956 r. . . . 46 S. G r z ę d z ie ls k i, Kollokwium astrofizyczne w Libge, 1956. . . . 49

Z K O R ESPO N D EN C JI

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

A S T R O N O M I I

\

K W A R T A L N I K

ł < t o m

V — Z E S Z Y T 1

.X

K R A K Ó W

.

S T Y C Z E Ń — M A R Z E C , 1957

P A Ń S T W O W E

W Y D A W N I C T W O

N A U K O W E

K O L E G I U M R E D A K C Y J N E

R edaktor Naczelny:

Stefan Piotrowski, Warszawa Członkow ie:

Józef W itkowski, Poznań Władysław Tęcza, K raków W łodzimierz Zonn, W arszawa

Sekretarz Redakcji: K azim ierz Kordylew ski, K raków

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

\

P A Ń S T W O W E W\ Y DA W N I C T WO N A U K O W E — O D D Z . W K R A K O W I E Kraków, ul. Sm oleńsk 14

N a kła d 472+ 88 egz. Podpisano da druku 6. III. 1957

A rkuszy wyd. 4,5, ark. druk. 3 *U D ruk ukończono w marću 1957

Papier druk. sat. 70 g, k l. V, 7OYJ.00 N r zamówienia 579/56

Do składania 23. X . 1956 Cena z ł 10.— M -13

Cele i metody badań w Międzynarodowym

Roku Meteorycznym

( Streszczenie referatu wygłoszonego na wspólnej konferencji astronomów czechosłowackich i polskich; Wroclaw, czenviec 1956)

VLADIM IR G-TJTH

Przewodniczący 22 Komisji Międzynarodowej Unii Astronomicznej

Głównym celem, który nas skłania do zorganizowania M iędzynarodo­

wego Fioku Meteorycznego jest uzyskanie — przy użyciu metod zespoło­

wych — pewnego m ateriału obserwacyjnego nie tylko dla badania m a­

terii m iędzyplanetarnej, lecz także wysokich warstw atm osfery, w które

m ateria ta przenika. J e s t to więc zadanie zarówno astronomiczne, ja k

też geofizyczne.

Celem wykonania tych zadań zastosujem y znane m etody obserw acyjne

i w ypróbujem y nowe, pozw alające dokładniej badać różne zjaw iska.

Stosow ane dotychczas m etody rozpowszechnimy na całą Ziemię, by tak

poznać lub eliminować wpływ położenia geograficznego, aby został

osiągnięty pełny przebieg obserwowanych zjaw isk

i

ich związek z dłu­

gością geograficzną.

Zastosowane zostaną poniższe m etody obserw acyjne:

A) W izualne — okiem nieuzbrojonym . Dziś, po wprowadzeniu m etod

obiektywnych, ta m etoda pozostaje wprawdzie w tyle, jednak dotychczas

jest jeszcze bardzo cenna, głównie, gdy chodzi o ustalenie ilości m asy

cząstek poszczególnych rozmiarów, przenikających do ziemskiej atm o­

sfery, czyli o tak zwane wyznaczanie godzinowej częstości meteorów:

a) W yznaczanie częstości: Główną wadą dotychczas stosowanych m etod

jest ich różnorodność, która utrudnia porównanie uzyskanych obserwacji.

Dlatego polecam y wprowadzić jednolicie m etodę Ópika, polegającą na

podwójnym liczeniu w obszarze zenitalnym , nie przekraczającym 3 = 6 0 °.

Proponuję zastosow ać 1 koncentryczne strefy o promieniach 5°65

— 12f6 — 20°4 — 28°2 — podzielenie na 25 sekcji (w pierwszym kręgu 1 sekcja,

w' drugim 4, w trzecim 8 i w czw artym 12 sekcji), k ażd a z nich liczy 100

stopni kwadratowych. W yznaczyć te pola m ożna albo mechanicznie

(druciana siatka), lub lepiej optycznie (sieć sekcji w płaszczyźnie ognisko­

wej kolim atora, skierow ana szklaną pły tk ą pod kątem 45° do pola

wi-l*

v . G u li <

dzenia obserw atora, ty m -samym więc w nieskończoność na sferę nieba

według dra Stepanka). Dwie takie niezależne siatki. zenitalne, kontrolowane

przez dwóch obserwatorów wraz z odpow iednimi sekretarzam i, których

może zastąpić magnetofon, są podstaw ow ym elem entem przy wyznaczaniu

częstości meteorów. Położenie bowiem m eteoru w polu sieci, jego wielkość

gwiazdowa i jego dostrzeżenie przez jednego lub przez obu obserwatorów,,

prow adzą do prostego wyznaczenia wszystkich podstaw ow ych elementów

m etody

Opika

(liczba uszłych uwagi meteorów, funkcja wielkości i funkcja

uwagi). Podczas obserwacji należy śledzić konsekwentnie w arunki atm o ­

sferyczne i wrażliwość oka obserw atora przez podanie granicznej wiel­

kości gwiazdowej obserwowanego obszaru nieba.

Grupowe obserwacje (najlepiej 5 obserw atorów odpowiednio dla czterech

stron i zenitu) dają użyteczne wyniki w w ypadku możliwie jednakow ych

i w prawnych obserwatorów. .Spostrzeżenia ich d ają jednak tylko względną

częstość meteorów, dopiero podw ójna grupa, pracująca “niezależnie, d a ­

łaby przy zastosowaniu m etody

Opika

również wartości bezwzględne.

Także i w ty m w ypadku pole widzenia obserw atora powinno być w yzna­

czone siatką (druciana kopuła),

a

odległość zenitalna obserwowanego

obszaru nie przekraczać H0°.

b) Wkreślanie śladów meteorów na m apy gnomoniczne, celem uzyska­

nia wysokości rozbłysku i zgaśnięcia m eteoru, rad ia n tu oraz drogi w prze­

strzeni, zostało w ostatnich latach w yparte przez fotografię, dającą znacz­

nie dokładniejsze wyniki i m etodę radioelektryczną, k tó ra daje pełniejsze

wyniki, a jeśli chodzi o prędkości

także dokładniejsze. N atom iast należy

podkreślić, iż wizualne obserwacje kierunku (radiantu) m eteoru ko n k u ­

ru ją dotychczas pomyślnie z obserwacjami radioelektrycznym i. Pozycja

rad ia n tu u wprawnego obserw atora w aha się w granicach ± 1 ° , zaś

przy m etodach radioelektrycznych ± 3 ° . W yznaczanie przeto pojedy n ­

czych torów słabych meteorów nadal posiada dużą w artość. Zalecamy

placówki obserwacyjne po dwóch obserwatorów w odległości 40 —60 km

celem wyznaczania dróg m eteorów sporadycznych. Do wyznaczania

prędkości można by użyć wirującego lustra.

W izualne m etody n ad ają się głównie dla miłośników astronom ii i zespo­

łów astronom ów-am atorów.

B) Obserwacje teleskopowe. Zastosowanie lu n ety o dużym polu wi­

dzenia zwiększa ilość dostrzeżonych meteorów o słabe m eteory, przy

ty m zarówno zwiększa dokładność obserwacji ja k i dokładność wyzna­

czania kierunku meteorów. J a k w poprzednim przypadku zalecam y

również przy w yznaczaniu częstości meteorów teleskopowych stosować

m etodę O pika podwójnego liczenia. K ierując lunetę w tę okolicę nieba,

k tó ra jest równocześnie obserwowana okiem nieuzbrojonym , można —

i jest to bardzo ważne — powiązać obserwacje teleskopowe z wizualnymi

(wyznaczanie efektu ruchu). Rozszerzenie obserwacji wizualnych o telesko­

powe jest cenne głównie przy obserwacji rojów (odcinek krzywej i efekt

Poyntinga-R obertsa, wiek roju it.p.). W spólne obserwacje z odległości

2 —6 km dają możliwość w yznaczania także wysokości i, radiantów. Do

obserwacji nadają się szerokokątne lornetki (przeciętnie 6 --8 X , pole

widzenia (i —12°) lub dla słabych telem eteorów wielkie lornety, np. Somet-

Binar wyrobu czechosłowackiego (powiększenie 25 x , pole widzenia

3°5, 0 10 cm). W każdym przypadku zalecam y obserwacje obydwom a

okularami.

C) Obserwacje fotograficzne.

a)

Proste fotografowanie: bateria krótkoogniskowych kamer (ognis­

kowe 10—25 cm) o niewielkiej jasności 1:5, z ostrym obrazem (Zeiss-

Tessar). Przynajmniej jedna pom ocnicza stacja w odległości 3 0 —60 km.

.Jedna ze stacji m a kam ery zaopatrzone w szybko wirujący wiatraczek

do wyznaczania prędkości. Śledzony obszar nieba sięga aż do £ = 6 0 ° .

Celem całkowitego wykorzystania uzyskanego materiału wprowadza się

jeszcze trzecią stację uzupełniającą. Moment przelotu wyznacza się wizual­

nie lub rejestracją fotoelektryczną względnie dodatkowym , obracającym

się system em kamer. Opóźnienie na torze i fotom etria śladu um ożliwia

wyznaczenie fizycznych właściwości meteoru i atm osfery (gradient, gę­

stości atm osfery).

b)

Fotografię spektralną prowadzi się jasnym i kamerami z pryzma­

tam i względnie z siatkami dyfrakcyjnym i. Dotychczasow e obserwacje

charakteryzują się małą dyspersją narzędzi, głównie' w czerwonej części

widma. W ażne jest udoskonalenie tej m etody tak, aby można w każdym

przypadku odróżnić linie Atmosferyczne od m eteorycznych. Istotne jest

badanie zmian widma w zależności od wysokości.

Celem osiągnięcia większej dokładności należy koniecznie wypróbować

kamery o długiej ogniskowej, zaś dla uchwycenia słabych meteorów -

kam ery o największej jasności (Baker-Super-Schmidt).

D) Radioelektryczne m etody obserwacji. D otychczas m etody te wprowa­

dzono w niewielu zaledwie miejscach: Jodrell Bank w Anglii, Harvard w USA,

O ttawa w Kdnadzie. W stadium doświadczalnym znajdują się one

w ZSR R , Szwecji i Japonii. Przygotow uje się próby w CSR. Ważne jest,

aby m etodę tę stosow ać równocześnie z fotograficzną, pożądane jest

również porównywanie z m etodam i wizualnym i i teleskopowym i. .Jak

najbardziej pilne jest rozwiązanie w oparciu o wystarczająco pew ny m a­

terial, problemu różnicy m iędzy prędkościami fotograficznym i i radiowym i.

Ze względu na rozmiary cząstek materii m iędzyplanetarnej m ożem y

badania rozłożyć na następujące zakresy:

A) Meteoryty. Chodzi o system atyczne badanie powierzchni Ziemi,

głównie w krajach o m ałym zaludnieniu, a więc o wyszukiwanie nowych

r.

GiUh

kraterów meteorytowych (najdogodniej na drodze lotniczej) i o wyszuki­

wanie meteorytów dawnych oraz bieżąco spadających.

B) Wielkie bolidy. Zbieranie materiału obserwacyjnego o bardzo

jasnych meteorach (jaśniejszych niż Księżyc w pierwszej kwadrze, ewen­

tualnie widocznych w dzień), które zwracają powszechną uwagę, bowiem

towarzyszą im także detonacje

i

nie wykluczony jest ich upadek jako

meteorytu. Są to zjawiska stosunkowo rzadkie dla danego miejsca, 2 — 3

w ciągu roku, lecz obserwowalne w promieniu 200 —600 km, a

Avrięc

by­

wają widoczne z kilku państw i z tego właśnie powodu konieczna jest

międzynarodowa organizacja. Można by je rejestrować szerokokątnymi

kamerami fotograficznymi, które obejmują całą widoczną półkulę nieba

(zwierciadła wypukłe, stosowane do obserwacji zórz polarnych).

C) Jasne meteory, tj. takie, których jasność jest większa niż 1 wiel­

kości gwiazdowej. Łowimy je regularnie fotograficznie i te właśnie najlepiej

znamy.

D) Wizualne meteory, tj. jaśniejsze od 6-tej wielkości gwiazdowej.

Do 4-tej wielkości udaje się rejestrować je bardzo światłosilnymi kamerami,

których jednak dotychczas jest niewiele. Należało by wypróbować nowy

material fotograficzny (rejestracyjny papier Kodaka). Drogi tych mete­

orów rejestruje się bieżąco radioelektrycznie (ilość, kierunek, prędkość),

ale. również obserwacje wizualne nie są tu wcale bezwartościowe.

E) Meteory teleskopowe. Meteory 6 — 15 wielkości obserwowane w sze­

rokokątnych lunetach (lornetach), do 8 wielkości osiągalne także radio­

elektrycznie.

F) Mikrometeoryty i pył meteoryezny. Są to zjawiska meteoryczne,

które nie występują jako obiekty świetlne żte względu na małą masę.

Było by pożądane, aby odpowiednim doborem, kombinacją i rozłożeniem

w całym świecie stacji zbierających materiał (głównie w obszarach mało

przemysłowych), oddzielić składową pochodzenia ziemskiego od składowej

pozaziemskiej (u nas organizuje odnośne obserwacje doc. Link).

G) Ślady meteorów. Po przelocie meteoru zostaje ślad, obserwowalny

wizualnie, fotograficznie i radioelektrycznie. Zmiany jego świadczą o bu­

dowie meteoru, a także o ruchu wysokich warstw atmosfery. Stąd do­

niosłość ich badania w Międzynarodowym Roku Meteorycznym.

Badanie meteorycznej materii pod względem pochodzenia:

Konieczne jest uzyskanie dokładnego materiału dotyczącego zarówno

rozmieszczenia materii międzyplanetarnej w rojach meteorów, jak też

sporadycznych meteorów. Szukamy wciąż związku z kometami, aste-

roidami, także z zodiakalnym światłem i zewnętrzną koroną słoneczną.

O r g a n i z a c j a obserwacji.

Badanie materii meteorycznej prowadzi się z większym lub mniejszym

nasileniem. Przeprowadzono kilka znacznych akcji, które istotnie

uzu-Cele i m etody badań w M iędzynarodow ym R oku M eteorycznym 7

pełniły nasze wiadomości. Oto one: System atyczne obserwacje wizualne

H offm eistera (w N IM) oraz w innych szerokościach geograficznych), wizu­

alne obserwacje harvardzkiego obserw atorium , zorganizowane przez Opika

(Arizona 1930—33, uzupełnione także obserwacjam i teleskopowymi),

stała h arvardzka służba fotograficzna (Whipple), ondrzejowski program

fotograficzny (Link, Ceplecha), radioelektryczne program y obserwacji

(Jodrell Bank, Lowell i in., Mc K inley Millmann, K anada). Dotychczas

jednak niewiele było takich akcji na skalę światową. Po raz pierwszy

zdarzyło się to w roku 1934 przy okazji w ypraw y antarktycznej B yrda,

jednak nie ukazała się żadna publikacja o wynikach — chodziło ogólnie

o wizualne obserwacje z zastosowaniem siatki — wreszcie w roku 1937

przeprowadzono obserwacje teleskopowe, k tó re zorganizowali obserwa­

torzy ZSRR. O rganizacja ty ch obserwacji rozpadła się w następnych

latach n a skutek wypadków prow adzących do I I w ojny światowej. Chcemy

jednak — z okazji Międzynarodowego R oku Geofizycznego — pokusić się

o zorganizowanie obserwacji meteorów na skalę światową, przy tym

kładziem y nacisk na zespołowe m etody pracy. Obserwacje zostaną p o ­

dzielone następująco:

a)

System atyczne obserwacje, które będą prowadzone wszystkimi m e­

todam i (ABCD) i to w tych samych dniach n a całym świecie + 1 dzień

dodatkowo, tzn. przez 4 dni w okresie nowiu oraz w okresie aktyw ności

_•

.

wielkich rojów (przynajm niej trzy dni w okolicy m aksimum).

b)

Obserwacje okolicznościowe, do których należą obserwacje wielkich

bolidów, śladÓAY po ich przelocie, ruchu tych śladów, badanie meteorytów,

tak że pyłu meteorycznego.

Z przyjem nością stw ierdzam , iż ostatnio do w spółpracy przystąpiło

także" Polskie Towarzystwo Miłośników Astronomii w W arszawie (dr

G a d o m s k i i P a c h o l c z y k ) . Obiecali także udział astronomowie r a ­

dzieccy (Stalinabad, A szchabad), obserw atorzy w Japonii, H olandii, P o ­

łudniowej Afryce i Szwecji. Przytoczony plan obserw acyjny zostanie

podany także innym organizacjom , k tó re chciałyby przystąpić do współ­

p racy — celem zorientow ania ich w założeniach, na jakich zostanie o p arty

ostateczny program . W ierzymy, że przyczynim y się ty m nie tylko do

wzbogacenia wiadomości o m eteorach i wysokich w arstw ach atm osfery,

lecz także utw ierdzim y więź międzynarodowej współpracy.

Fotografowanie meteorów w obserwatorium w Ondrzejowie

( Streszczenie referatu wygłoszonego n a w spólnej konferencji astronomów czechosłowackich, i, polskich; W rocław, czerwiec 1950)

Z D E N E K C E P L E (!H A , kiuiil. nauk mat.-fiz. A stronom iczny I n s ty tu t CSAN, O ndrzejów

Fotografia meteorów posiada w ondrzejowskim obserw atorium wielo­

letnią tradycję. J e s t więc rzeczą natu raln ą, iż w roku geofizycznym fo to ­

grafowanie meteorów będzie jednym z głównych zadań obserwatorium

W

Ondrzejowie. W niniejszym referacie chciałbym omówić obecny stan

tych obserwacji w naszym instytucie i plany n a R ok Geofizyczny.

Z końcem ubiegłego roku uruchom iliśm y dwie stacje: obserw atorium

w Ondrzejowie jako główną oraz stację w Prczycach jako pomocniczą.

W Ondrzejowie umieszczono 10 nieruchom ych i nie prow adzonych kaijier

pod dwoma wirującymi w iatraczkam i. K am ery ,te pokryw ają więcej niż

połowę niebieskiego sklepienia. W ykonane są z m etalu, zaopatrzone

w autom atyczne, zdalnie kierowane zasłony. Zastosowano obiektyw y

Tessar 1:4,5, / = 18 cm, przeciwodblaskowe. O biektyw dobrze obejm uje

pole 28° X 36°, narzucone form atem kliszy 9 x 1 2 . W irujący w iatraczek

jest dw uram ienny, w irujący z prędkością 2800 obrotów na mfnutę;

ilość przerw w śladzie m eteoru wynosi 96 w ciągu sekundy. Prędkość

wirowania jest odczytyw ana elektrom agnetycznie i rejestrow ana. Obecnie

wprowadza się autom aty czn ą rejestrację błysku na taśm ie filmowej.

N aświetlam y na płytach Agfa 188 32° Sch, form atu 9 x 12, nie zmieniając

klisz przez całą pogodną noc (w grudniu oznacza to 12 godzin ekspozycji).

D ruga, pomocnicza stacja jest umieszczona w Prczycach w odle­

głości 40 km od Ondrzejowa. Znajduje się na niej również 10 nierucho­

m ych nie prow adzonych kam er, takich ja k w Ondrzejowie. K o n ta k t

m iędzy stacjam i jest telefoniczny.

N aśw ietlam y każdej pogodnej nocy bezksiężycowej, aż do osiągnięcia

przynajm niej trzech godzin ekspozycji. P rzy obfitych rojach uzupełniam y

fotografię wizualnymi obserwacjam i celem uzyskania m om entów przelotu

poszczególnych meteorów.

Doświadczenie, jakie nabyliśm y podczas fotografow ania ty m narzę­

dziem Geminid 1955, jest znakom ite. Przez dwie noce ekspozycji

odfoto-grafow ało się w O ndrzejow ie 76 m eteorów , w P rc zy c a c h 78 m eteorów .

r/j

tego dla 36' m eteorów m o żna było znaleźć odpow iad ające sobie zdjęcia.

Po odliczeniu sp o rad y czn y ch m eteorów i G em inid o k ró tk ic h śladach,

e w en tu aln ie niedogodnej p aralak sie oraz ty c h m eteorów , dla k tó ry c h

nie dało się u sta lić m o m en tu p rzelo tu — o trzy m an o z dw óch nocy 20 G e­

m inid z dobrze w yznaczoną pręd k o ścią i ra d ia n te m . W śró d ty c h G em inid

je s t kilka, k tó re w izualnie oceniono ja k o + 2 wielkości gw iazdow ej.

T en obecny s ta n fo to grafii m eteorów w o b serw atorium w O ndrze­

jow ie będzie rozszerzony w K-oku G eofizycznym . Z o stan ą założone trz y

sta c je, w yposażone w dalszych 10 k a m e r jednakow ego ty p u (kam ery

są już p rzygo tow an e do m on tażu ). W O ndrzejow ie b ęd ą w dalszym

ciągu u staw ione 4 szerokokątne k a m e ry prow adzone, k tó re u chw ycą m o­

m e n ty przelotów w szystkich m eteorów , bez u ciek an ia się do obser­

wacji w izualnych. P o z a ty m z o sta n ą oddane do p rac y p rzy n ajm n iej dwie

długoogniskow e k a m e ry (ogniskow a 75 do 100 cm), a to celem d o k ład n iej­

szego u z y sk a n ia przeb iegu p ręd k o ści p rz y n a jm n ie j n ie k tó ry c h m eteorów .

M am y więc zabezpieczone - jeśli idzie o m eto d ę oraz stro n ę te c h n ic z n ą

w yk o n an ia — w stępne opracow anie m a te ria łu obserw acyjnego, t j . zm ie­

rzenie negatyw ów , w yliczenie r a d ia n tu i prędkości. U zyskane w te n spo­

sób w yniki należy je d n a k dalej opracow yw ać i rozw ijać teo rety czn ie.

O dnośnie do teoretycznego b a d a n ia uzyskanego m a te ria łu zw racam y

uw agę przede w szystkim n a zb ad an ie rojów m eteo ry czny ch, fizycznej

teo rii m eteorów oraz gęstości atm o sfery n a wysokości około 100 km .

N a zakończenie k ilk a słów o m ożliw ości w spółpracy polsko-czeskiej

n a ty m odcinku b a d a ń astro no m icznych. M ożna b y łob y zainstalow ać

p odobne u rząd zenie, jak ie opisałem pow yżej, tak ż e w Polsce i to sto su n ­

kow o n iew ielkim k o sztem . Celem tak ie j w spółpracy b y ło b y głównie w y ­

k o rzy sta n ie — n a p o d staw ie k o m u n ik a tó w m eteorologicznych — większej

ilości p o godn y ch nocy dla fo to g raficznych obserw acji rojów m ete o ro ­

w ych. W zw iązku z p racam i fotog raficzn ym i in teresow ały b y nas ta k ż e

in fo rm acje o zaobserw ow aniu w Polsce wielkich m eteorów .

Fizyczna teoria meteorów

a fotograficzny materia! obserwacyjny

(S tr e s z c z e n ie refera tu w ygłoszon ego na w sp ó ln e j k o n feren cji a stron om ów czechosłow ackich i p o lsk ich ; W ro cła w , czerw iec 195U )

Z D E N ftK CĘPLECHA, kand. nauk m at.-fiz. Astronom iczny In stytu t 'CSAN, Ondrzejów

Padam jedynie krótką treść swej pracy, która niedawno ukazała się

drukiem

av

BAC Yol Y II No 2.

H o p p e w roku 1954 opublikował nową fizyczną teorię meteorów,

w której nawiązuje do swej dawniejszej teorii, ogłoszonej w roku 1937.

M atem atycznie obie teorie można wyrazić równaniami:

qm

jest gęstością m eteorycznego materiału,

v

— prędkość,

m

—'m asa

m eteoru w momencie

t, g

— gęstość atm osfery, £ — ciepło potrzebne do

wyparowania 1 g m asy meteoru. W pierwotnej teorii H oppe’a z roku 1937

wyprowadzono / i

y

jako stałe. W nowej teorii H oppe wprowadza dla

X

i

y

zależność na prędkość w postaci

gdzie

h m, Hr,

są to m asy cząsteczkowe meteoru i atm osfery,

(JM

jest pręd­

kością, z jaką cząsteczki po wyparowaniu zostają wyrzucone z powierzchni

gdzie

lL

Fizyczna teoria meteorów a fotograficzny materiał obserwacyjny

i

11

Postaw iłem sobie za zadanie zbadać, która z obu teorii H o ppe ’a — now a czy stara — lepiej odpow iada m ateriałow i obserwacyjnemu. W y ­ prow adziłem trzy niezależne m etody dla otrzym ania wielkości xp z m e­ teorów fotograficznych, z tego dwie m etody m ożna było zastosować przy obszerniejszym m ateriale obserwacyjnym. W ykorzystałem harvardzkie i ondrzejowskie fotograficzne obserwacje meteorów'. D la każdego mete­ oru, przy założeniu £ = 6 x l 0 10 erg/g i £=.17,1 x Id 10 erg/g, obliczyłem wielkości yj, CM , W ielkości te dla wszystkich meteorów naniosłem na wykres w funkcji prędkości. Położenia p u n k tów porów nałem z teore­ tycznym i krzyw ym i starej i nowej teorii H o ppe ’a. A oto w ynik porów nania teorii z m ateriałem obserwacyjnym:

Obie teorie w zestawieniu z m ateriałem obserwacyjnym nie są zado­ walające, bowiem rozrzut p u n k tów wokół najrozm aitszych krzywych teoretycznych jest duży, Avychodząc poza średni b łą d obserwacji. N ow a teoria w porów naniu z poprzednią jest gorsza, gdyż odbiega bardziej od rzeczywistości. P rzy założeniu £ — 6 x 1010 erg/g najbardziej praw do­ podobne w yniki są:

A = 0,54

CM = 0,3.1 x 106 cm/sęk 7 = 0 ,4 7 xl0-«-» + 0,44.

N a leży jednak zwrócić uwagę, że rozrzut w okół przytoczonych wartości nie jest gaussowski.

Dotychczasowe teorie meteorów nie są zadowalające. N ależy więc stworzyć tu now ą teorię. Je d n y m z podstawow ych rozeznań, na których teoria ta będzie budow ana, m usi być lepsza znajom ość przebiegu pręd­ kości zależnie od wysokości. Konieczne jest przeto przejście od o biekty­ wów krótkoogniskow ych, tj. ok. 20 cm, do obiektywów o dłuższych ogniskowych 50 do 100 cm.

\ #

O hipotezie powstania roju Perseid przez zderzenie

( Streszczenie referatu wygłoszonego nu wspólnej konferencji astronomów czechosłowackich i polskich; W roeław , czerwiec 1956)

LU B O R .K R E S A K

Znaczne rozproszenie stałych rojów meteorowych, których szerokość

w pobliżu orbity Ziemi dosięga kilku dziesiątych jednostki astronom icznej,

można w ytłum aczyć dwoma zasadniczo odmiennymi sposobami:

A) Jeśli założymy dostatecznie długi wiek roju, można główne obser­

wowane objawy jego budowy (trw anie czynności roju, ostrość m axim um ,

rozproszenie poszczególnych radiantów ) przypisać postępującem u rozpa­

dowi. W edług tej kohcepcji

k tó ra dobrze odpowiada przypuszczeniu

W l i i p p l e ’a i D u b ia g o o powolnym tw orzeniu się roju przeż uciekanie

meteorów z ją d ra kom ety - rozproszenie roju je st wynikiem długotrw a­

łego działania planetarnych zakłóceń ew entualnie w połączeniu z ciśnie­

niem światła. Uderzające różnice w kształcie poszczególnych znanych

nam rojów, oznaczają w ty m w ypadku przede wszystkim różny wiek,

a nie różny m echanizm ich pow stania.

B) Jeśli założymy, że do rozproszenia meteorów dochodzi w większej

części już przy pow staniu roju, a więc, że nie rozwój lecz mechanizm

pow stania ro ju określa dzisiejszą jego budowę, to przyjąć trzeba dla

poszczególnych rodzajów rojów różny sposób pow staw ania. Taki właśnie

pogląd wiedzie w konsekwencji do konieczności przyjęcia katastrofalnego

pow stania ro ju (zderzenia dwóch ciał lub gw ałtowny wybuch), przy

k tó rym m eteory opuszczają jądro kom ety z wielkimi prędkościam i

względnymi.

Pogląd na zasadniczy problem — czy charakterystyczne cechy budow y

poszczególnych rojów m ają związek z ich pow staniem czy rozwojem

nie

jest dotychczas jednolity. Można powiedzieć, iż większość autorów wy­

chodzi z bardziej logicznego na pozór stanow iska (A) i że na tej podstaw ie

osiągnięto już zupełnie pewne w yniki przy in terpretacji obserwowanych

faktów , np. w pracach W h i p p l e ’a, H a m i d a , A h n e r t o w e j , P la v e c a .

N ajnowszą teorię grupy (B) podał G u ig a y , stosując ją do roju Perseid.

W swej monografii o ty m roju [1] zwrócił Guigay uwagę na to, że

drogi Perseid obserwowanych podczas różnych nocy przecinają się w

przy-O hipotezie powalania roju Perseid przez zderzenie

bliżeniu w szystkie’

av

p u n kcie o w spółrzędnych h elio cen try czn y ch

l

—

29°

b =

+ 6 5 ° , )’ = 1,22. To przecięcie dró g G uigay uw aża — podobnie ja k

l i a l d e l w p rz y p a d k u A n d ro m ed y d •- za m iejsce gw ałtow nego p o w stan ia

ro ju n a sk u tek zderzenia się dw óch cial. Celem zid entyfikow an ia ty ch

ciał w yszukał on w szystkie znane k o m ety , k tó re m ogą się przybliżyć

do owego p u n k tu i o trz y m ał niewielkie odległości ich o rb it od o r­

b ity k o m ety 1862 I I I . Isto tn ie u d a ło m u się znaleźć pięć p rz y p a d ­

ków z u d erzająco d u żym zbliżeniem , a to u ko m et 1825 I I , 1826 Y,

1877 I I I , 1909 1 i 1932 V. W szystk ie te o b iek ty m ogą przybliżyć się

w d a n y m obszarze do o rb ity k o m ety 1862 I I I n a odległość 0,02—0,07

jed n . a str., a więc o jeden rzą d m niejszą, niż obecna szerokość ro ju

w okolicy pery h eliu m . G uigay p rze to w yraził przypuszczenie, iż nie

ty lk o k o m e ta 1862 I I I , ale tak ż e pięć pozo stały ch są wspólnego* poch o ­

dzenia z P erseid am i i że p o w stały one z podziału jed n ej większej k o m ety

p rz y zderzeniu z in n y m w iększym ciałem . W praw dzie p race in n y ch a u to ­

rów o pochodzeniu rojów m eteoro w ych w y kazały, że nien o rm aln a sze­

rokość P erseid d a się dobrze w y tłu m aczy ć ta k ż e d ługim działaniem p la n e t

n a p ierw o tnie sko n cen tro w an y ró j, to je d n a k zjaw isko opisane przez

G u ig ay a nie zostało dotych czas w y starczająco w yjaśnione. Nowe jego

p rzep raco w an ie jest p o trzeb n e nie ty lk o dla w yśw ietlenia p ro b lem u

p o w sta n ia Perseid, ale p rzed e w szystkim ze w zględu n a m ożliwe z a sto ­

sowanie takiego m echan izm u do in n y ch rojów m eteorow ych.

U zupełnienie teo rii G uigaya - k tó ra w ychodzi z czysto geo m etry cz­

n ych przesłan ek — od stro n y dynam icznej w iedzie do całkiem odm ien­

n y ch wniosków. W yliczenie w zględnych prędkości pięciu k o m et względem

k o m e ty 1862 I I I w m iejscach najw iększego m ożliwego ich zbliżenia,

d aję w arto ści od 35 do 85 k m /sek , a więc o trz y , cz te ry rzę d y wyższe,

niż dotychczas obserw ow ane podczas podziału ją d e r (P erseidy m ają

w edług p om iarów fo to g raficzn ych różnice w p rędk ościach około 1 k m /sek,

z czego n a składow ą n o rm a ln ą p rz y p a d a zgrubsza 1% ). T ru d n o więc

w yobrazić sobie w ybuch, k tó ry d o p row ad ziłby do ta k wielkich prędkości,

ty m b ard ziej, gdy m a ją p rz y ty m pow stać drugorzędne ją d ra k om etarn e!

I g d y b y śm y przy p u ścili n a w e t ta k ą m ożliwość, to dojdziem y do dalszych

d y sp ro p o rcji w rozkładzie wielkich półosi. P rzy w y b u ch u izotropicznym

z prędk ością 60 k m /sek ty lk o dla 0,4% odłam ków w ażna b y ła b y nierów ­

ność: 0,00 < l / a < 0 ,0 4 ; w rzeczyw istości w ty c h g ran icach leżą półosie

w szystkich G k o m et, u w ażan y ch przez G uig aya za zw iązane z rojeni

P erseid.

O bserw ow any więc ro zk ład półosi ani w p rzy bliżen iu nie odpow iada

oczekiw aniom , a n a obronę h ip o te z y G uigaya m usielibyśm y w prow a­

dzać now e założenia, że (1) m acierzy sta k o m e ta ro ju b y ła pierw otnie

o wiele rzędów m asyw niejsza, aniżeli inne znane n am k o m ety ; (2) że

zanikły tym czasem już wszystkie odłam ki o krótszych okresach obiegu.

M e da się też przypisać znacznych prędkości względnych działaniu planet

w okresie po rozpadzie.

Rozwiązanie problem u, czy nagrom adzenie dróg sześciu kom et — n a

które zwrócił uwagę Guigay — może być przypadkow e, należy oprzeć n a

rachunku praw dopodobieństw a. Kwestię, ja k wielkie znaczenie m a przy­

padkowe zbliżenie orbit kom et rozwiązałem w ogólnej postaci.

W nioski [2] są następujące: zjawisko opisane przez Guigaya nie

w ykazuje — naw et nie popiera - przypuszczenia o pow staniu Perseid

przez zderzenie, ani przypuszczenia o wspólnym pochodzeniu kom et

1825 I I , 1826 V, 1862 I I I , 1877 I I I , 1909 1 i 1932 V. Względne prędkości

tych kom et w miejscach największego zbliżenia orbit prow adzą do zupełnie

nie nadających się do przyjęcia w arunków zderzenia względnie eksplozji.

Samo położenie orbit odpowiada przypadkow em u rozmieszczeniu i nie

oznacza żadnego fizycznego związku.

LITERATURA

[1] G. G u ig a y , Journal des Observateurs X X X I, N° 5, 1948.

Terminologia astronomicznych wielkości fotometrycznych

ANTONI OPOLSKI

Spraw a ustalenia term inologii astronom icznych wielkości fotom etrycz­

nych staje się coraz bardziej paląca. Z jednej strony istnieje już ustalony

system tych wielkości praktycznych, używ any przez fizyków i inżynierów,

z drugiej strony literatu ra astronom iczna w języku polskim, naukow a

i popularnonaukow a powiększa się bardzo szybko. Konieczne jest więc,

aby wszyscy autorzy i wykładowcy używali jednej ściśle ustalonej te rm i­

nologii, zwłaszcza w zakresie pojęć fotom etrycznych, ta k często sp o ty ­

kanych. Pożądane jest również, aby term inologia astronom iczna uzgod­

niona była z nazwam i już wprowadzonymi i używanymi. Łatwo się prze­

konać, że te słuszne i podstawowe postu laty nie są jeszcze spełnione. Weźmy

pod uwagę znany wzór:

rn = —2,5 log I + const.

W szyscy wiedzą, eo to znaczy. Ale co to jest m i jak się nazywa? Jasność,

widoma, jasność pozorna, jasność obserwowana czy też wielkość gwiaz­

dowa"? Podobnie I może się nazywać natężeniem , jasnością lub oświetle­

niem. N a ogół z powodu tej nie ustalonej term inologii nie w ynikają po­

ważniejsze nieporozumienia, ale stan te n nie je st popraw ny. UspraAviedli-

wienie łatwo się znajdzie — zmienność term inologii fotom etrycznej, znany

tradycjonalizm astronom iczny, podobny stan w innych językach — ale

to nie przeszkadza, aby jako próbę i zachętę do dyskusji przedstaw ić

pewien projekt uzgodnienia term inologii tego małego działu astronom ii.

Terminologię fotom etryczną obecnie obowiązującą przyjm uję według;

książki K. M a jk o w s k ie g o , Podstawy teoretyczne techniki oświetleniowej —

PW N 1953. A utor opiera się w niej na postanow ieniach M iędzynarodo­

wego K om itetu W ag i Miar z r. 194(5 i 3 948, Międzynarodowej K om isji

Oświetleniowej oraz Polskich Norm. Terminologię używ aną w astronom ii

opieram na nazw ach spotykanych w nowszych podręcznikach, w ykładach

i referatach naukowych.

P rzystępując do omawiania tych pojęć i ich nazw należy zwrócić

uwagę n a tendencję ujaw niającą się w fotom etrii praktycznej w prow a­

dzania podwójnej terminologii, jednej dla wielkości energetycznych w ca­

łym zakresie fal, drugiej dla odpowiednich wielkości z zakresu fal, na

które reaguje oko ludzkie. Dlatego spotykam y określenie m o c p r o m i e ­

n i o w a n i a danego źródła — je st to ilość; energii w ypromieniowana przez

to źródło w jednostce czasu. Moc promieniowania w yrażana jest w zwykłych

jednostkach mocy (erg/sek, wat, KM.). Równolegle z ty m określeniem

występuje pojęcie s t r u m i e n i a ś w ie tln e g o , jako „moc promieniowania

oceniana podług wrażenia świetlnego". Jed n o stk ą strum ienia świetlnego

jest w at świetlny lub lumen. Tego rodzaju dwoistość wydaje się w astro ­

nomii zbyteczna. W prawdzie początkowo jedynym odbiornikiem energii

prom ienistej stosowanym w astronom ii było oko obserw atora, a więc

też ocenialiśmy „podług wrażeń świetlnych", ale obecnie istnieje wiele

możliwości zm ieniania zakresów spektralnych badanego promieniowania,

co w terminologii znalazło swój wyraz tylko we wprowadzeniu do

używ anych już nazw odpowiednich przydaw ek „w izualny14, „fotograficzny11,

„bolom etryczny“ itp. Ten system w ydaje się prostszy, łatw iejszy i bardziej

ekonomiczny pod względem zapotrzebow ania na odpowiednie słowa.

Zasadnicze wielkości fotom etryczne, ściśle określone i mierzone w od­

powiednich jednostkach są następujące: moc promieniowania, strum ień

świetlny, światłość czyli natężenie światła (jasność powierzchniowa), pro-

mienność, natężenie oświetlenia (dawniej jasność) i jaskrawość. Listę

podaję w tym celu, aby zwrócić uwagę na te słowa. Najlepiej byłoby,

aby słowa te miały dla astronom ów to samo znaczenie albo żeby ich

w astronom ii unikać. Zaraz zobaczymy, czy to jest możliwe.

Całkowitą ilość energii prom ienistej wysyłanej przez Słońce lub gwiazdy

w jednostce czasu nazyw ają astronom owie jasnością bolometryczną,

jasnością absolutną bolom etryczną, d z i e ln o ś c j ą p r o m i e n i o w a n i a

lub m o c ą p r o m i e n i o w a n i a . Jeżeli przyjm iem y, że określenia moc

i dzielność są równoznaczne, to stw ierdzim y, że te ostatnie nazwy są

zgodne z nazwą używ aną w fotom etrii praktycznej. Jed n o stk ą mocy

prom ieniow ania gwiazd jest zwykle moc promieniowania Słońca wyno­

sząca L@ = 4-1028 wat. Odpowiednie wielkości dla energii promienistej

z określonych zakresów fal nazyw ają się jasnością lub j a s n o ś c i ą a b s o ­

l u t n ą z dodatkiem wizualną, fotograficzną itp. dla w skazania mniej

lub więcej dokładnego zakresu spektralnego. Jedn ostk am i jasności abso­

lutnych gwiazd są zwykle odpowiednie wielkości dla Słońca L @vi. , Z@/0<...

N atom iast nigdy nie używa się w ty m znaczeniu nazw y „strum ień św iatła“ .

Dalsze jednostki związane już bardziej z polem promieniowania, a nie

z jego źródłem mogą być sprowadzone do dwóch pojęć, k tó re z powodze­

niem stosuje się w badaniach teoretycznych oraz w sposób wieloznaczny

w pracach obserwacyjnych astronomów. Są to: natężenie prom ieniow ania

i strum ień promieniowania. Pojęcia te w yjaśnim y tak, by zyskać na

poglądowości, kosztem pewnych nieścisłości.

Term inologia astronomicznych wielkości fotometrycznych

prom ienista. R ozpatrujem y stan, w którym własności te j energii nie

zm ieniają się w czasie. D la tego przypadku określimy n a t ę ż e n i e p r o ­

m i e n i o w a n i a w punkcie

A

i kierunku

l

(rys. 1). W tym celu dookoła

punktu

A

zataczam y male koło o powierzchni

s

w płaszczyźnie prosto­

padłej do kierunku

l.

Następnie tworzymy stożek kołowy, tak aby jego

pobocznica przechodziła przez okręg koła

s,

zaś przy wierzchołku

O

powstał k ą t bryłowy

10

mierzony w steradianach (srd) i rozciągający się

w nie,skończono,V' w kierunku

l,

który je st jego osią. U stalm y teraz, ile

energii prom ienistej przechodzi przez powierzchnię

s

w kierunku i, pozostając

stale wewnątrz określonego stożka. W idać że będą to również i te prom ie­

nie, które przejdą przedtem przez punkt O. Ilość te j energii przepływ ającej

w 1 sek, czyli moc tego promieniowania oznaczymy przez

E.

W tedy

n a t ę ż e n i e m p r o m i e n i o w a n i a w punkcie

A

i kierunku

l

nazwiemy

wielkość:

Jeżeli pole promieniowania pow staje w ten sposób, że w 0 znajduje się

punktowe źródło światła, to łatwo stwierdzić, że tak określone natężenie

nie będzie się zmieniało, jeżeli punkt

A

przesuniemy po prostej

l.

Jeżeli

umieścimy go wraz z k ółkiem

' s

dwa razy dalej, od źródła światła, to

tworząc analogiczną konstrukcję stwierdzimy, że moc promieniowania

E

zmaleje 4 razy, ale równocześnie i k ą t bryłowy

co

będzie 4 razy mniejszy,

natom iast natężenie promieniowania

I ( A , l )

pozostanie bez zmiany. Tak

wprowadzone natężenie promieniowania je st więc niezależne od odległości

od punktowego źródła światła (również i od powierzchniowego), w odróż­

nieniu od spotykanych czasem „natężeń", które m aleją odwrotnie pro­

porcjonalnie do kw adratu odległości.

W fotom etrii praktycznej natężeniu promieniowania odpowiada ja

-P o s tę p y Ą stro n o m ii t. V . z. 1 2

i

R ys. 1.

18

A . O p o l s k i

s k r a w o ś ć stosow ana wyłącznie do pow ierzchni świecącej. N ależy więc

sobie wyobrazić, że p u n k t A i kółko s z n a jd u ją się n a pow ierzchni, k tó ra

je s t źródłem św iatła. In te re su je nas ty lk o energia p ro m ien ista z zakresu

fal w idzialnych, zaś kieru n ek l je s t p ro sto p a d ły do pow ierzchni s i skiero­

w an y n a zew nątrz. W ty m p rz y p a d k u natężenie prom ieniow ania w fo to ­

m etrii p rak ty c zn e j n azy w a się jaskraw o ścią danej pow ierzchni i m ierzy

się ją w stilb ach . M am y więc jaskraw ość płom ienia, d ru cik a świecącej

żarów ki, ja k rów nież Słońca (np. jaskraw ość Słońca w ynosi około 1,5 • 10*

stilbów ).

D rugie pojęcie określające pole prom ieniow ania i stosow ane w a s tro ­

fizyce nazyw a się s t r u m i e n i e m p r o m i e n i o w a n i a . W y o b raźm y sobie

znow u pole prom ieniow ania, p u n k t A ,

dookoła którego istn ieje m ałe kółko

8 o pow ierzchni 1 cm 2 zorientow anej

ta k , że k ieru n e k 1 p ro sto p a d ły do niej

oznaczony strz a łk ą będziem y uw ażali

za d o d a tn i (rys. 2). P o w staje więc

s y tu a c ja p o d o b n a ja k n a ry s. 1. Przez

kółko s p rzep ływ a energia p ro m ien ista

w ro zm aite stro n y . K ie ru n k i prom ie­

niow ania będą tw o rzy ły z d o d atn im

k ieru n k iem pro stej I k ą ty oznaczone

przez d. W szy stkie kieru n ki, dla k tó ­

ry ch k ą ty i) są z a w a rte w granicach

0 ° < # < 9 0 ° nazw iem y ogólnie k ieru n k am i

do góry. P od ob nie dla kątó w 0 sp ełn iają­

cych nierów ność 9 0 °< # < 1 8 0 ° o trz y m a ­

m y k ieru n k i w dół. In te re s u je nas teraz

ile energii przep ły w a w jedn o stce czasu przez koło n do góry, a ile w dół

i po ró w n am y te ilości ze sobą. Jeżeli okaże się, że do góry p łynie więcej

energii niż w dół to różnicę ty c h wielkości nazw iem y s t r u m i e n i e m

p r o m i e n i o w a n i a w p u n k cie A w k ie ru n k u l. J e s t to więc pew na m ia ra

a sy m e trii w rozkładzie prom ieniow ania i up rzyw ilejow am a kierun kó w

do góry. S ta n ta k i istn ieje np. w gw iazdach. W sk u tek wysokiej te m p e ra ­

tu r y istnieje ta m duże prom ieniow anie. P rzepływ a ono we w szystkie

stro n y . J e d n a k w k ieru n k a ch od śro d k a, gdzie je s t n ajw y ższa te m p e ra ­

tu ra , k u pow ierzchni gw iazdy p ły nie więcej energii niż w k ieru n k a ch

przeciw nych. M am y więc do czynienia ze stru m ien iem p rom ieniow ania

skierow anym ku pow ierzchni gw iazdy. N a to m ia s t w polach izotropow ych,

w k tó ry c h nie istn ie ją k ieru n k i uprzyw ilejow ane, stru m ie ń pro m ien io­

w an ia będzie ró w n y zeru bez w zględu n a gęstość energii p ro m ien istej,

ja k a w ty m polu istnieje.

D la obliczenia stru m ien ia pro m ieniow ania p o stą p im y n a stę p u jąc o :

D la śro dk a kola A oraz dowolnego k ieru n k u określonego k ą te m 0 m ożem y

określić n atężen ie pro m ien io w ania I ( A , § ) w edług podanego poprzednio

sposobu. P rzy pom ocy tej wielkości oraz w zoru (1) obliczym y m oc p ro m ie­

niow ania przepływ ającego w k ieru n k u i) w pew nym kącie bryłow ym to

przez kolo s. Moc t a w ynosi

• E = I ( A , 0 ) c a cos tf.

(2)

Czynnik cos & pojaw ił się z a m iast wielkości s we wzorze (1). P rz y obli­

czaniu n a tę ż e n ia prom ieniow ania trz e b a bow iem uw zględnić wielkość

p rzek ro ju p ro stopadłego do danego k ie ru n k u i). W n aszy m p rz y p a d k u

trz e b a więc utw orzyć r z u t kola o pow ierzchni 1 cm 2 n a płaszczyznę p ro sto ­

p a d łą do k ieru n k u 9. W ielkość tego rz u tu wynosi w łaśnie cos #. D la obli­

czenia całkow itej m ocy prom ieniow ania płynącego przez koło s do góry

należy dodać do siebie wielkości E obliczone w edług wzoru (2) dla w szystkich

kieru nk ów f) zaw a rty c h w gran icach 0 ° < # < 9 0 ° ta k , a b y k ą ty bryłow e to

w ypełniły całą gó rn ą półkulę. W y razem m a te m a ty c z n y m tej ilości je s t

S t+ = f I (A , 0) cos ddto,

gdzie obszar całkow ania rozciąga się n a w artości k ą tó w 0 zaw arty ch

w g ranicach 0 ° <

90°.

P o d o b n ą o perację m ożem y przep row ad zić dla kierunków w dół. T eraz

k ą ty & zaw arte są w g ranicach 90° # < 1 8 0 °, a więc c o s tfc O . O trzy m a m y

więc wielkość u jem n ą, k tó rą określim y podobnie

S ł ~ = f l ( A , 0 ) cos Otlto,

9 0 ° < # < 180°.

W reszcie stru m ień p rom ieniow ania w p u nk cie A i w k ieru n k u Z p rze d ­

staw im y jak o

S t = S t + + S t ~ = ) I ( A , & ) cos Otlto,

gdzie obszar całkow ania rozciąga się n a całą kulę. D la pola pro m ien io­

w ania izotropow ego bezw zględne w artości \8t+\ i \St~\ są rów ne, ich znaki

przeciw ne więc $ £ = (). W p rz y p a d k u większej m ocy prom ieniow ania

płynącego do góry |aS7+| > |$f~| i o trz y m a m y St > 0.

Pojęcie stru m ie n ia prom ienio w an ia znalazło zastosow anie w fo to m e trii

w dwóch szczególnych p rzy p a d k a c h :

1) W y o b raźm y sobie, że ro zw ażan y p u n k t A w raz z kółkiem s‘ leżą

n a pow ierzchni ciała świecącego. W ty m p rz y p a d k u m am y ty lk o k ieru n k i

do góry, 0 ° < # < 9 0 ° oraz 8 t= iS t+. D latego stru m ie ń prom ieniow ania

w ty m p rz y p a d k u je s t m ocą prom ien iow an ia w ypływ ającego we w szystkich

k ieru n k a ch z 1 cm 2 pow ierzchni świecącej. W fo to m etrii p ra k ty c z n e j

2* Terminologia astronomicznych wielkości fotometrycznych

19

wielkość ta nazywa się p r o m ie n n o ś c i ą powierzchni świecącej i m ie­

rzona jegt w fotach. W astronomii odpowiednikiem tej wielkości jest

s t r u m i e ń p r o m ie n i o w a n i a w ypływ ający z powierzchni Słońca, gwiazd,

mgławic itp. N a podstawie tej wielkości określa się pewne temperatury

tych cial.

2) Drugim przypadkiem zastosowania pojęcia strumienia świetlnego

będzie określanie oświetlenia powierzchni promieniowaniem innych cial.

W tym celu punkt

A

wraz z kółkiem

s

um ieścim y na powierzchni

oŚAvietla-

nej z góry. Odpowiada to sytuacji, jaka pow stałaby na rys. 2 przy prze­

pływie promieniowania tylko w dół. W tym przypadku strumień prom ie­

niowania

( u j e m n y )

S t = g t ~

określa całkowitą moc promieniowania pada­

jącego ze wszystkich stron na dany elem ent powierzchni. Ten przypadek

odpowiada nazwaniu strumienia promieniowania w fotom etrii praktycznej

n a t ę ż e n i e m o ś w i e t l e n i a (dawniej jasnością) i wyraża się w luksach.

W astronomii często spotyka się nazwę o ś w i e t l e n i e . Są to wielkości

m alejące odwrotnie proporcjonalnie do kwadratu odległości od źródła

światła.

Ti

powyższego wynika, że w przypadku promienności i natężenia

oświetlenia m am y do czynienia ze szczególnym i przypadkam i strumienia

promieniowania. Sytuacja jest więc taka, jakby ze względów praktycznych

określać głębokość i wysokość jako dwa różne pojęcia i m ierzyć je różnymi

jednostkam i, bez zwracania uwagi, że w obu przypadkach mamy do czy­

nienia tylko z długościami. N atom iast podstawowa wielkość fotometrii

praktycznej zwana ś w i a t ł o ś c i ą nie ima odpowiednika astronomicznego.

Z drugiej strony astronomia operuje bardzo często wielkościami oznacza­

nym i zawsze

m

i

M

, a nazwanym i rozmaicie np. j a s n o ś c i ą o b s e r w o ­

w a n ą i a b s o l u t n ą . Również należy zauważyć, że najbardziej wielo­

znacznym słowem jest jasność. SlpAvo to usunięte już z term inologii fo to ­

m etrii praktycznej jest nadużywane w astronomii, co może przyczyniać

się do zaciemnienia sytuacji. Strumień promieniowania w ystępuje rów­

nież w kilku znaczeniach.

Zestawienie term inologii wielkości fotom etrycznych znajduje się w za­

łączonej tabelce. Autor pozwolił sobie przedstawić propozycję ustalenia

tej terminologii stosowanej w astronomii, przy tym ostatnie pozycje na­

leży rozumieć w sposób następujący:

J a s n o ś ć źródła promieniowania jest to logarytm strumienia prom ie­

niowania tego źródła, padający na powierzchnię prostopadłą do kierunku

promieniowania, czyli logarytm natężenia oświetlenia tej powierzchni,

pom nożony przez —2,5 i pow iększony o stalą zależną od system u foto-

m etrycznego i jednostek. Jasność wyrażam y w w i e l k o ś c i a c h g w i a z d o ­

w y c h (m) i oznaczam y przez

m.

Terminologia astronomicznych wielkości fotometrycznych 21

Nazwy podstawowych wielkości fotometrycznych fizyczne i techniczne a s t r o n o m i. c z n e

używane proponowano

moc promieniowania moc, jasność absolutna bo­ moc bolometryczna

[wat] lometryczna Lbol

strumień świetlny jasność absolutna wizualną moc wizualna

[lumen] Lyis

światłość

[kandela] ■ -

-promienność strumień promieniowania strumień promieniowania

[fot] wychodzący wychodzący

( S t + )

natężenie oświetlenia oświetlenie natężenie oświetlenia, (stru­

[luks] mień promieniowania p ad a­

jm y)

\St~\

jaskrawość natężenie promieniowania natężenie promieniowania [stilb] (j asność powierzę] iniowa) (jasność powierzchniowa)

I

jasność jasność widoma, obserwo­

- wana, pozorna, wielkość m

gwiazdowa

jasność absolutna, wielkość jasność absolutna

absolutna M

J a s n o ś ć a b s o l u t n a źródła promieniowania jest to logarytm mocy

tego źródła pomnożony przez —2,5 i powiększony o stałą zależną od

systemu fotometrycznego i jednostek. Jasność absolutną wyrażamy w wiel­

kościach gwiazdowych (m) i oznaczamy

M.

M —

— 2,5 log

L

-f const.

W obu przypadkach stosujemy dodatkowe określenia: bolometryczna,

wizualna, fotograficzna itp. dla ustalenia czułości spektralnej odbiornika

czynnego przy pomiarach wielkości

\St~\

lub

L.

Na zakończenie ustalimy pewien związek między wielkościami foto-

metrycznymi praktycznymi i astronomicznymi. Wykonamy to za pomocą

wielkości charakteryzujących promieniowanie Słońca, które jest źródłem

światła o znaczeniu zarówno praktycznym jak i astronomicznym. Jako

dane wyjściowe przyjmiemy za K. Majkowskim

(loc. cii.)

natężenie

oświetlenia Ziemi przez Słońce (bez poprawiania na straty w atmosferze)

średnio J5J—105 luksów. Odległość Słońca od Ziemi

d —

1,5 • 108 km oraz

promień Słońca r = 7 105km. Z danych tych wynikają następujące wiel­

kości:

.

1

.

Opolski

światłość

/ = E d- = 2,2 K F kandeli

jaskrawość

strumień świetlny

0 = t7

t

/ = 2,7 • 1028 lumenów

promienność

R = — = 4,5 •106 fotów.

Przypuśćmy, że stała słoneczna, również wynosi dla małych wyso­

kości nad poziomem morza 1,4 cal/em2miii., zamiast wartości poprawionej

1,9 cal/cm2min. Z tej wartości wyniknęłaby moc bolometryczna Słońca

3 • 10*6 wat. Traktując Słońce jak elektryczne źródło światła obliczymy

jego sprawność według wzoru:

Dla porównania podamy że zwykłe żarówki m ają sprawność około

10 lm/wat. To samo Słońce, które w ten sposób zostało opisane przy

użyciu pojęć fotometrii praktycznej posiada dla astronoma jasność wizu­

alną około — 26m. Przy pomocy tej wielkości oraz przyjętej poprzednio

wartości natężenia oświetlenia 105 luksów obliczymy wartość stałej we

wzorze

Na wynik otrzymamy: const — —13™5, co pozwala na ustalenie zależności

między jasnością wizualną a natężeniem oświetlenia mierzonym w luksach:

Wynik ten można porównać z danymi z książki W. Zonna

A strofizy ka ogólna

, str. 203.

£ = y— = 90 lumen/wal.

J Jbo1

Fotograficzna tuba zenitalna

T A I) KUSZ C H O JN IC K L

D u ż e z a in te re so w a n ie w z b u d z a o b ec n ie n o w y t y p in s tr u m e n tu p rz e jś c io ­

wego — fo to g ra fic z n a t u b a z e n ita ln a (photographic zenith tube), ze w z g lę d u

n a w y so k ą d o k ła d n o ść , z j a k ą m o ż n a w y z n a c z y ć za je j p o m o c ą szerok ość

g e o g ra fic z n ą i czas. T u b a je s t in s tru m e n te m s ta c y jn y m , w y m a g a ją c y m

w łasn eg o p a w ilo n u i s to s o w a n y m je d y n ie w w ięk sz y ch o b se rw a to ria c h .

P ie rw s z y teg o ro d z a ju in s tr u m e n t, s k o n s tru o w a n y p rz e z F . E . R o s s ’a

w r. 1912, u s ta w io n y z o s ta ł w O b s e rw a to riu m M o rsk im w W a s z y n g to n ie .

F o to g r a fic z n a t u b a z e n ita ln a s k ła d a się z lu n e ty , u s ta w io n e j p io n o w o

n a m a sy w n e j, b e to n o w e j p o d s ta w ie , z u m o c o w a n y m n a g ó rze o b ie k ty w e m .

P u n k t g łó w n y o b ra z o w y o b ie k ty w u z n a jd u je się p o n iżej jeg o d o ln ej p o ­

w ierzch n i. N a dole tu b y z n a jd u je się h o ry z o n t rtę c io w y w ta k ie j o d ­

ległości o d o b ie k ty w u , a b y p ła s z c z y z n a o g n isk o w a teg o o s ta tn ie g o p r z e ­

ch o d z iła p rz ez p u n k t g łó w n y o b ra zo w y o b ie k ty w u . W p ła sz c z y ź n ie te j

u m ie sz c z o n a je s t k lisz a fo to g ra fic z n a , zw ró c o n a e m u ls ją n a dół, ta k ie j

w ielko ści, ż e b y z a k ry w a ła ty lk o n ie w ie lk ą część o b ie k ty w u . P o d c z a s

p rz e jś c ia g w ia z d y p rz e z z e n it lu b w p o b liż u n ieg o , m o ż n a o trz y m a ć je j

o b ra z n a kliszy .

Ł a tw o m o ż n a z a u w a ż y ć , że g d y p u n k t g łó w n y o b ra z o w y o b ie k ty w u

le ż y w p ła s z c z y ź n ie o g n isk o w e j, w k tó re j u m ie sz c z o n a je s t k lisz a , to

p o ło żen ie o b ra z u g w ia z d y nie zależy o d n a c h y le n ia o b ie k ty w u . P r z y j ­

rz y jm y się ry s u n k o w i 1. G d y o b ie k ty w u s ta w io n y j e s t h o ry z o n ta ln ie to

p ro m ie n ie g w ia z d y z e n ita ln e j p o p rz e jśc iu p rz e z o b ie k ty w i o d b ic iu się

o d h o ry z o n tu rtęc io w eg o z e jd ą się w o g n isk u o b ra z o w y m , g d zie u m ie s z ­

czo n a j e s t k lisza. J e ś li p rz e s u n ie się k liszę ró w n o le g le w z g lęd em o b ie k ty w u

o n ie w ie lk ą odległość, to o d b ite p ro m ie n ie p r z e t n ą się ta k ż e w o g n isk u

o b ra z o w y m o b ie k ty w u F. J e d n a k p r z y n a c h y le n iu o b ie k ty w u p ro m ie n ie

p o o d b ic iu nie z e jd ą się ju ż w p u n k c ie F , lecz p rz e s u n ą się do p u n k t u G.

P u n k t C b ę d z ie się p o k ry w a ł z p u n k te m F n ieza leżn ie o d n a c h y le n ia o b ie k ­

ty w u ty lk o w te d y , g d y p ła sz c z y z n a k lis z y p rz e c h o d z i p rz e z p u n k t Hr,

s tą d m a m y w n io sek , że g łó w n y p u n k t o b ra z o w y o b ie k ty w u t u b y z e n i­

ta ln e j m usi b y ć n a z e w n ą trz soczew ek. O b ie k ty w y ta k ie sp o rz ą d z a n e są

z d w óch soczew ek, z k tó r y c h je d n a je s t z c ro w n u a d ru g a z flin tu .

Fotograficzna tuba zenitalna Ross’a zbudowana jest na podstawie

wyżej wymienionych zasad. Schemat jej' pokazany jest na rys. 2. Korpus

tuby zrobiony jest z lanego żelaza. Naczynie dla rtęci jest podwójne:

zewnętrzne — z litego mosiądzu, w którym pływa mniejsze naczynie ze

Stali. Do tego naczynia nalewa się rtęci na głębokość 0,5 mm, której

powierzchnia służy jako zwierciadło. Dzięki takiej konstrukcji horyzontu

rtęciowego zmniejszone jest do minimum przenoszenie się drgań funda­

mentu na rtęć.

Dla kontroli prawidłowego nastawienia na ostrość kliszy fotograficznej

służy tzw. trzpień ogniskowy, sporządzony ze stali. Długość trzpienia

jest nieco mniejsza niż połowa ogniskowej obiektywu. Przy właściwym

ustawieniu obiektywu z kliszą względem horyzontu rtęciowego, zaobser­

wuje się zetknięcie się dolnego, kulistego końca trzpienia ogniskowego

z powierzchnią rtęci.

Dane techniczne fotograficznej tuby zenitalnej Ross’a są następujące:

średnica obiektywu 203 mm; ogniskowa 5167 mm; jasność obiektywu

ok. 1:2 5 co pozwala korzystać z gwiazd do 8” 7; pole widzenia obiektywu

wynosi przeszło 20', a w związku z tym, maksymalna odległość zenitalna

gwiazd dostępnych tubie wynosi 11'; klisza jest kwadratowa o wymia­

rach 45 mm x 45 mm.

Istnieją dwa sposoby fotografowania przejść gwiazd: na kliszy nieru­

chomej lub na kliszy ruchomej. Tuba zenitalna przystosowana jest do

obserwacji drugą metodą, gdyż pierwszy sposób nie przyjął się,

prawdo-Rys. 1. Wpływ na­ chylenia obiektywu na położenie obrazu gwiazdy na kliszy

Rys. 2. Schemat pawilonu tuby zenitalnej w Waszyngtonie

Fotograficzna luba zen,Halna

podobnie z powodu jego trzech zasadniczych braków w porównaniu

z obserwacjami wizualnymi: 1) fotografowanie śladów gwiazd praktycznie

możliwe jest jedynie dla jasnych gwiazd; 2) metoda ta wypróbowana jest

tylko do wyznaczenia względnego rektascensji; zastosowanie jej do wyzna­

czenia czasu nie jest

celoAve,

ponieważ w tym wypadku potrzebna jest

dokładna znajomość opóźnienia mechanizmu odkrywającego migawkę

lub obracającego kliszę; 3) opracowanie obserwacji fotograficznych,

polegające na mierzeniu fotografii, wymaga większego nakładu pracy niż

obserwacje wizualne.

Wskazane braki są znacznie zmniejszone w przypadku zastosowania

metody fotograficznych obserwacji z ruchomą kliszą, co właśnie zrealizo­

wane jest w tubie zenitałnej. Istota tej metody polega na tym, że klisza

umieszczona pod obiektywem porusza się z zachodu na wschód ruchem

jednostajnym z szybkością równą szybkości ruchu gwiazd zenitalnych.

Przesuwanie kliszy odbywa się za pomocą mechanizmu zegarowego lub

motoru synchronicznego. „Zorientowanie41 kliszy przez ustalenie inter­

wałów czasu można uzyskać na niej za pomocą krótkich kresek — fikcyj­

nych obrazów gwiazd. Celem „dowiązania44 tych kresek do wskazań ze­

gara, stosuje się przyrząd, który zaznacza na taśmie chronografu mo­

menty, odpowiadające określonym położeniom kliszy. Metoda ta pozwala

rozszerzyć program obserwacji przez dołączenie do niego bardziej słabych

gwiazda

Według powyższych ogólnych zasad została opracowana specjalna

metoda obserwacyjna dla tuby zenitałnej zwana „metodą czterech na­

świetlań44, która odr. 1929 z powodze­

niem stosowana jest w Morskim Obser­

watorium w Waszyngtonie dla wy­

znaczania czasu. Dla każdej gwiazdy

wykonuje się cztery naświetlenia po

20 sek. z obrotem obiektywu razem

z ładownikiem o 180° wokół osi piono­

wej po każdym naświetleniu. Między

naświetleniami ruch kliszy wstrzy­

muje się na 10 sek., w czasie któ­

rych gwiazda wskutek swego ruchu

dziennego przechodzi na kliszy w no­

we miejsce. .Na rys. 3 pokazany jest

schemat fotografii otrzymanej za

pomocą tuby zenitałnej z czterema obrazami gwiazdy, oznaczonymi

w porządku naświetlania liczbami 1, 2, 3, i 4. Mieszczą się one w wierzchoł­

kach równoległoboku. Punkt O jest środkiem obrotu kliszy; linia

AB,

przechodząca przez

O

i prostopadła do śladów gwiazd, tj. do linii 1—3 i 2—4

A

Rys. 3. Schemat kliszy z obrazami gwiaz­ dy sfotografowanej metodą czterech na­