Postępy Astronomii nr 1/1976

f-0119 7 y

/%

P O S T Ę P Y *

A S T R O N O M I I ’

C Z A S O P I S M O

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

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

PTA

TOM XXIV — ZESZYT 1

1976

SPIS TREŚCI

to m u XXIV (1 9 7 6 )

0NwiMtitotA

ZESZYT 1

A R T Y K U Ł Y

K. S e r k o w s k i , N o w e m e to d y m ie rz e n ia p r ę d k o ś c i r a d ia ln y c h : p o c z e rw ie n ie n ie g ro m a d ga­

la k ty k i p o sz u k iw a n ie p la n e t w o k ó ł g w iazd ... 3 K. M. B o r k o w s k i, S łu ż b a S ło ń c a n a c z ę s to śc i 127 M H z w O b s e rw a to riu m T o ru ń s k im . . 15 J. H e l d t , H. S a ł a j c z y k , N o w a m e to d a p o m ia ru czasu ż y c ia a to m ó w i d ro b in w sta n ie

w z b u d z o n y m ... 33 M. A . A b r a m o w i c z, W ariacy jn y o p is sta b iln o śc i i ró w n o w a g i c h ło d n y c h k o n fig u ra c ji . . . 41

Z P R A C O W N I 1 O B S E R W A T O R I Ó W A. W o s z c z y k , S. K r a w c z y k , A. S t r o b e l , N o w a Ł a b ę d z ia 1 9 7 5 ... ... 51 M. B i e 1 i c k i, P ro b le m y p rz e tw a rz a n ia d a n y c h d la p o ró w n a n ia te o r ii z o b se rw a c ja m i w r u ­ c h u k o m e t ... ■ ... ... 59 J. B e m , I d e n ty fik a c ja g w iazd o d n ie s ie n ia s ta ry c h o b se rw a c ji p o z y c y j n y c h ... ... 65 N a u k o w e o śro d k i a s tro n o m ic z n e w k r a j u ... ... 6 9 K R O N I K A

E. B a s i r i s k a - G r z e s i k , S p ra w o z d a n ie z W alnego Z e b ra n ia P o lsk ieg o T o w a rz y stw a A s tro ­

n o m ic z n e g o , G d a ń sk , 17 w rz e śn ia 19 7 5 r ... 71 R . G ł ę b o c k i , T. J a r z ę b o w s k i , S p ra w o z d a n ie z d z ia ła ln o ś c i Z a rz ą d u G łó w n e g o P o l­

skiego T o w a rz y stw a A s tro n o m ic z n e g o za o k re s o d 14 lu te g o 1 9 7 3 r. d o 17 w rz e śn ia 19 7 5 r. 73 M. P a ń k ó w , V M ię d z y n a ro d o w a K o n fe re n c ja D y re k to ró w P la n e ta rió w , P r a g a -C h o rz ó w . . 74 T. Z . D w o r a k, G . S ę k , V K u rs Z aa w a n so w a n e j S z k o ły A s tro n o m ic z n e j - A s tro n o m ia

w u ltra fio le c ie , E r ic e - T r a p a n i- S y c y lia ... 76

ZESZYT 2

A R T Y K U Ł Y T . J a r z ę b o w s k i , A s tro fiz y k a o b se rw a c y jn a w u l t r a f i o l e c i e ... 85 P. F 1 i n , D e fin ic je i k la sy fik a c je g ro m a d g a la k ty k ... 109 Z P R A C O W N I I O B S E R W A T O R I Ó W K. M. B o r k o w s k i, W sk aźn ik zm ie n n o śc i ra d io w e g o p ro m ie n io w a n ia S ł o ń c a ... ...115 K. Z i o ł k o w s k i , A lg o ry tm p rz e tw a rz a n ia d a n y c h d la p o ró w n a n ia te o rii z o b se rw a c ja m i w ru c h u k o m e t ... ...125 N a u k o w e o śro d k i a s tro n o m ic z n e w k r a j u ...131

4 Spis treści tomu XXIV U 9 76)

K R O N I K A

O. W u l i / c k. Postęp w badaniach Układu Słonecznego w świetle wyników przedstawio­

na d i i i j W ill Konferencji Plenarnej COSPARu, Warna, 29 V - 7 VI 1975 ... 133

A. W. W o r n i k. Sympozjum „Rezultaty programów koordynowanych pomiarów w górnej

atmosferze", Warna, maj 1975 ... ... 141 Z. K t o s, XVIII Kongres COSPAR, Warna, 2 - 7 VI 1975 ... 143 K. R u d n i c k i, Konferencja „Problemy badań pozagalaktycznych” , Poczdam, 28 X - 1 XI

1975 ... 145

ZESZYT 3

A R T Y K U Ł Y

M. H e 11 e r, Kosmologia Lemaltre’a . ...

. . . . .

... 151 M. K u b i a k, Chwilowe źródła rentgenowskie (nowe rentgenowskie)... 163 J. P. L a s o t a, Magnetosfery pulsarów . ... 173 M. S. B o r c z u c h , B. K u c h o w i c z , Ekstremalne stany materii w astrofizyce. Część III.

Stan krystaliczny materii: Kryształy ją d ro w e ... 185 Z P R A C O W N I I O B S E R W A T O R I Ó W

T. Z. D w o r a k, Przeciętne jasności absolutne gwiazd - składników układów zaćmieniowych 201 Naukowe ośrodki astronomiczne w k r a ju ... 206

K R O N I K A

B. P a c z y ń s k i , Zjazd Sekcji Astrofizyki Wysokich Energii Amerykańskiego Towarzystwa

Astronomicznego poświęcony astronomii rentgenowskiej... 207

ZESZYT 4

A R T Y K U Ł Y

O. W. K i j a j e w a , D . D . P o ł o ż e n c e w , Redukcja wrocławskich katalogów FKSZ na sy- .

stem F K 4 ... ... 215 Z. K 1 i m e k, Koincydencje dużych liczb kosmologii i m ik ro fizy k i... 223 M. S. B o r c z u c h , B. K u c h o w i c z , Ekstremalne stany materii w astrofizyce. Część IV.

Stan krystaliczny materii: Kryształy neutronowe ... 235 Z P R A C O W N I I O B S E R W A T O R I Ó W

Naukowe ośrodki astronomiczne w k r a ju ... K R O N I K A

Józef Witkowski 267

D Y S K U S J E

Spis treści tomu XXIV (1276) 5

C O ilE P )K A H H E THTPAJJ.H 1 C T A T b H

K . C c p K O B C K H , H o B b ie M e r o f lw H 3 M e p e H H » p aflH an tH b ix CKopocTefl: K p a c H o e c M e m e H H e

C K o n n e H H fl r a n a K T H K h f io h c k h nnaH C T B O K p y r 3 B e 3 A... 3 K . M . B o p k o b c k m, C jiy w C a C oJiH ua Ha nacTOTe 12 7 M m b T o p yiibC K o ft 0 6 c c p B a r o p H H 15 10. r c / l b « T , r . C a n a f t M H K , H oBblfi MeTOA H3MCpeHHH BpeMeHM >KH3HH 3TOMOB H B036y)K-

ACHHbix M o n e K y n ... 33

M. A 6 p a m o b h >i, BapwauHOHHoe oiiHcanM c craCHJibiiocTH h paBH OBecna xonofliibix koh

cJjh--r y p a u H i i ... ... 4 1

M 3 / l A S O P A T O P H t t M O B C E P B A l

A . B o m h K, K p a b M m k, A . C tp o 6 e n b, H o B a a /le 6 e flH 19 75 ... ...51 M . E e / i M U K H , n p o S jie M b j npeo6pa3oBaH M H u a n n b ix c u e n b io cpaBHeHwa T eopnn c

HaGjiio-HeHMHMM ABHJKeHHfi K O M e T ... ... ... ...59 E . B e M , MnCHTH(j)HKaU.HH o n o p H b IX 3BC 3R B C T apbIX n 03H LU i0H H bIX H aG jH O H C H H H X ... ...65 H ayM H bie aerpoHOM HM ecKHe,.vHpe>K A eHHH b C T p a n e ... 6 9

X P O H H K A

t

(i. B a c H H b C K a - r * c c 11 k , O tm c t o O C iu c m C o6panH H I lo J ib C K o r o AcT poiiO M H H ecK oro

O B m e c r o a , TflaHbCK, 17 ceH T aSpa 19 75 ... • • • 71 P. T n e m 6 o u k h , T . » * e M 6 o B C K « , O t w t I\naBHoro ynpaBJieHHH Ilo n b C K o r o A c .p o

-HOMMHecKoro O Sm ecT B a o HCHTenbHOCTH b 1 9 7 3 - 1 9 7 5 r o n a x ... 73 M. n a h b k y b , IlH T aa M o K flynapofliia> i KoH(J>epeHUH5i J lH p e K T o p o B IIJiaH C T apH CB , H p a r a ;

- X o w y B ... ... 74 T . 3 . b o p a k, T . C e h k, I [HTbitt K y p c A B a n c iip y io m e ń A c T p o H o n u m e c K o t t U lK O Jibi A c r p o

-h o m -h -h b yjibTpa<}>H0JieTe, 3p H K o- T panaH H - O m H nH H ... 76

C O f lE P ^ A H M E T ETPAXIM 2 C T A T B H

T. M j k c mSo b c k h, AcTpo(J)H3HMecKne H a6jnofleH H « b y jib ip a(})H o n e T e ... 85 11. <D n h h , JletJ)HHHUHH h K n a c c H ^ H K a u H M CKonneHHtt r a n a K T H K ... ... 109

H 3 J I A E O P A T O P H H M O E C E P B A T O P H f l

K. M. E o p k o b c k h, Ilo K a3 a T ejib H3MeH>MBOCTH paAHOH3JiyqeHHH Cojimia . . ... 115 K . 3 h o ji k o b c k h , A n r o p H T M n p e o 6 p a 3 0 B 3 H H H a a H H b ix A n a cpaBiieH Ha T eopH H c

naG/uofle-HHflMH B RBH3KCHHH K O M e T ...•... • 125 H ay m ibie acrpoH O M H M eC K H e yqpe>KAeHHH b C T p a H e ...131

X P O H H K A

O . B o J! i e k, Y cn ex H b H c c n c flo u a iiH a x C o JiH e w o fi Cm c t c m m, npeACTaBneHbie Ha X V I I I

nne-H apnne-Hofl KoH (J)epeH U H H C O S P A R , B a p H a , 2 9 V - 7 V I 19 7 5 ... 133

A. B. B e p h h k, C H M no3H il „PesynbTaTbi K oopRH H H poBaH Hbix nporpaMM H3MepeHHił b

Bepx-Heft aTMOC(J)epe” , B a p H a , M a ft 19 7 5 ... 141 3 - K n o c , X V 1 1 I K o H ip e c C O S P A R , B apH a, 2 - 7 V I 1975 ... 1.43 K . P y n H H U K H , KoHtjjepeHUHH „ Ilp o S n c M b i BHeranaKTHMecKKX H C cneA O B am ft” , HoTCRaM

6

Spis treści to m u X X I V (7 9 76)

COflEPWAHME TETPAflH 3

C T A T b M

M. r e n i i e p , KocMonorHH J l e M e r p a ... ...151 M. K y 6 h k , BpeMeHHbie p eH T reH O B C K H e h c t o k h h k h (h o b w c p e H T r e H O B C K H e )... ... 163 fl. II. J1 * c o i a, MarHHT0C<})epbi nynbcapoB ... ...173 M. C. B o p i y x , B . K y x o b H i , 3KCTpeivianbHbie c o c to h h h h MaTepHM b acrpo(j)M3HKC.

UacTb I I I .KpHCTajiJiHMeCKoe c o c to h h h c MaTcpHH: Hflepubie K p H C ran n u ... ...185 M 3 J l A B O P A T O P H f i H O B C E P l i A T O P M (i

T . 3 . f l b o p a k , CpeoHHe a6cojiK>THbie h p k o c t h 3BC3ii k o m iio h c h to b 3aTMeHiir,ix c h c tc m 201 HayMHbie acTpoHOMHHecKHe yqpejKflenHH. b crpaHC... ' 206

X P O II M K A

E . II a i H H b C K H , Cbe3fl C’eKUMfi AcTpo4>H3HKH BbicoK H \ S u c p m ił AMcpnKancKoro A c rp o

-HOMHwecKoro 06iuecTBa, nocB H m em ibift BonpocaM p„n rrcHOBCKOfl acrpoHo m h h ... 207

COflEPWAHME TETPAflM 4

C T A T b M

O. B. K h * c b a . fl. XI. n o ji o * e h u e b , riep ep a6 o T K a BpoLUiaBCKMx K aTajioroB O K C 3 Ha CHCTeMy F K 4 ... 215 3 . K n h m e k , CoBtianeHHH 6o/ibWHX w cen k o c m o/i o t i u' w mhkp<><})M3hkh... 223 M. C. B o p m y x , B . K y x o b h h, D K crp eM an w iu c c o c t o5iHh h MaTcpHH b acTpotJ)M3MKC.

•łacTb I V. KpHCTannHMecKoe c o c to h h h c MaTepHM: rieftrpoHHbie K p H c ra n n b i... 235 M 3 f l A E O P A T O P M M M O B C i : P B A T O P M d

H ay M H b ie acT p o H O M H M ecK H e yM p«K A eH H « b c T p a H e ... 265 X P O H M K A

. . ... . 267

f l M C K y C C M M

A . O n o n b C K H , TIpo6neM bi nonbCKOtł acTpoHOMHMecKoił T e p in H iio jio ra H ... 2 6 9

CONTENTS

NUMBER 1 K)3e<}> Bh tk o b c k h .

A R T I C L E S

K. S e r k o w s k i , New Methods of Measuring Radial Velocities: Redshifts o f Clusters of Galaxies and Search for Planets around S t a r s ... 3 K. M. B o r k o w s k i, The 127 MHz Routine Solar Observations at the Toruń Observatory . . 15 J. H e l d t , H. S a ł a j c z y k , A New Method o f Measuring the Life-Time o f Excited Atomic

Spis treści tomu XXIV (1976) 7

M. A. A b r a m o w i c z , A Variational Description o f the Stability and Equilibrium o f Cold

C o n fig u ra tio n s... ... 41 F R O M L A B O R A T O R I E S A N D O B S E R V A T O R I E S

A. W o s z c z y k, S. K r a w c z y k, A. S t r o b e 1, Nova Cygni 1975 ... ...51 M. B i e 1 i c k i, The Problems o f Data Processing for.'he Comparison o f Theory with Observa­

tions in the Case o f Cometary M o t io n s ... ...59 J. B e m, Identification o f Reference Stars in the Old Positional O b se rv atio n s... ...65 Scientific Astronomical Centres in P o la n d ...69

C H R O N I C L E

E. B a s i n s k a - G r z e s i k , Report from the Plenary Meeting o f the Polish Astronomical

Society, Gdansk, September 17, 1975 ... 71 R. G ł ę b o c k i , T. J a r z ę b o v y s k i , Report o f the Executive Council o f the Polish Astro­

nomical Society for the Period 1 9 7 3 -1 9 7 5 ... 73 M. P a ń k ó w, 5 ^ ' International Conference o f Planetarium D ir e c to r s... 74 T. Z. D w o r a k, G. S ę k, 5**1 Advanced Astronomy School in Erice-Trapani, Sicily: Astrono­

my in the U ltrav io le t... 76

NUMBER 2

A R T I C L 1 S

T. J a r z ę b o w s k i , Ultraviolet A stro p h y sic s... 85 P. F 1 i n, The Definitions and Classifications o f Clusters o f G a la x ie s ... 109

F R O M L A B O R A T O R I E S A N D O B S E R V A T O R I E S

K. M. B o r k o w s k i, The Variability Index for Solar Radio l .n issio n ... ... 115 K. Z i o ł k o w s k i , A Data Processing Algorithm for Comparing Theory with Observations in

the Case o f Cometary M o tio n s... ... 125 Scientific Astronomical Centres in P o la n d ... ... 131

C H R O N I C L E

O. W o ł c z e k, Progress in Solar System Studies as Reported at the 1 8 ^ COSPAR Plena"'

Conference in Varna, May 29 - June 6, 1975 ... 133 A. W. W e r n i k, The Sym posium ’’Results o f Coordinated Programmes at Upper Atmosphere

Measurements” in Varna, May, 1975 ... 141 Z. K ł o s, 181*1 COSPAR Meeting, Varna, June 2 - / , 1975 . ... 143 K. R u d n i c k i, Conference on ’’Problems o f Extragalactic Research” , Potsdam October

28 - November 1, 1975 ... ... 145

NUMBER 3

A R T I C L E S

M. H e 11 e r, Lemaltre’s C o sm o lo g y ... 151

M. K u b i a k, Transient X-ray Sources (X-ray n o v a e )... ... . ... 163 J. P. L a s o t a, The Magnetospheres o f P u l s a r s ... 173

M. S. B o r c z u c h , B. K u c h o w i c z , Extrem al States o f Matter in Astrophysics. Part III.

8

Spis treści tomu XXIV (1976)

F R O M L A B O R A T O R I E S A N D O B S E R V A T O R I E S T. Z. D w o r a k, The Average Absolute Brightness o f Stars-Components o f Eclipsing System s Scientific Astronom ical Centres in P o la n d ...

C H R O N I C L E

B. P a c z y ń s k i , Meeting o f the High Energy Astrophysics Section o f the American Astrono­ mical Society Devoted to the X-ray A s t r o n o m y ...

NUMBER 4

A R T I C L E S

O. W. K i j a j e w a , D. D. P o ł o ż e n c e w , Reduction o f the Wrocław FK SZ Catalogues to the F K 4 System ... Z. K 1 i m e k, Coincidences o f Large Numbers in Cosmology and M icroph ysics... M. S. B o r c z u c h , B. K u c h o w i c z , Extrem al States o f Matter in Astrophysics. Part IV. The Crystalline State o f Matter: Neutron C r y s t a ls ...

F R O M L A B O R A T O R I E S A N D O B S E R V A T O R I E S Scientific Astronomical Centres in P o la n d ... ...

C H R O N I C L E Obituary: Jó ze f Witkowski

D I S C U S S I O N S A. O p o 1 s k i, Problems o f Polish Astronomical Nomenclature. .

INDEKS

Zeszyt A b r a m o w i c z M. A., Wariacyjny opis stabilności i równowagi chłodnych konfiguracji B a s i ń s k a - G r z e - i k E., Sprawozdanie z Walnego Zebrania Polskiego Towarzystwa Astro

nomicznego, Gdansk, 17 września 1975 r... ... B e m J., Identyfikacja gwiazd odniesienia starych obserwacji p o z y c y jn y c h ... B i e l i c k i M., Problemy przetwarzania danych ^ 'a porównania teorii z obserwacjami w ruchu

k o m e t ... ... B o r c z u c h M. S., K u c h o w i c z B., Ekstremalne stany materii w astrofizyce. C zęść III

Stan krystaliczny materii: K ry ształy j ą d r o w e ... B o r c z u c h M. S., K u c h o w i c z B., Ekstremalne stany materii w astrofizyce. C zęść IV

Stan krystaliczny materii: K ryształy n e u tr o n o w e ... ... B o r k o w s k i K. M., Słu żb a Sło ń ca na częstości 127 MHz w Obserwatorium Toruńskim . B o r k o w s k i K. M., Wskaźnik zmienności radiowego promieniowania S ło ń c a ... D w o r a k T. Z., S ę k G ., V Kurs Zaawansowanej Szkoły Astronomicznej - Astronomia

w ultrafiolecie, Erice-Trapani S y cy lia... D w o r a k T. Z., Przeciętne jasności absolutne gwiazd - składników układów zaćmieniowycl F 1 i n P., Definicje i klasyfikacje gromad ga lak ty k . : ... G ł ę b o c k i R. , J a r z ę b o w s k i T., Sprawozdanie z działalności Zarządu Głów nego Pol

skiego Towarzystwa Astronomicznego za okres od 14 lutego 1973 r. do 17 września 1975 r H e 1 d t J., S a ł a j c z y k H., Nowa m etoda pomiaru czasu życia atomów i drobin w stanie

w zb u d zo n y m ... ... J ... • 201 206 207 215 223 235 265 267 269 Strona 41 71 65 59 185 235 15 115 201 109 73 33

Spis treści tomu X X I V (1976) 9

H e l l e r M., Kosmologia L em aitre’a

H u r n i k H. , Jó z e f WITKOWSKI

J a r z ę b o w s k i T. , G ł ę b o c k i G ., Spraw ozdanie z działalności Z arządu G łów nego Pol­ skiego T ow arzystw a A stronom icznego za okres o d 14 lutego 1973 r. do 17 w rześnia 1975 r. J a r z ę b o w s k i T., A strofizyka obserw acyjna w u ltr a f io le c ie ... K i j a j e w a O. W., P o ł o ż e n c e w D. D., R edukcja w rocław skich katalogów FKSZ na sy­

stem F K 4 ... ... K l i m e k Z., K oincydencje d u ży ch liczb kosm ologii i m ik ro fiz y k i... K ł o s Z., XV1I1 Kongres COSPAR, W arna, 2 - 7 VI 1975 ... K r a w c z y k S . , W o s z c z y k A. , S t r o b e l A., Now a Ł abędzia 1975 ... K u b i a k M., Chwilowe ź ró d ła rentgenow skie (now e re n tg e n o w s k ie )... K u c h o w i c z B., B o r c z u c h M. S., E kstrem alne stany m aterii w astrofizyce. C zęść Ul. Stan krystaliczny m aterii: K ry ształy j ą d r o w e ... K u c h o w i c z B., B o r c z u c h M. S., Ekstrem alne stany m aterii w astrofizyce. C zęść IV. Stan krystaliczny m aterii: K ry ształy n e u tr o n o w e ... L a s o t a J. P., M agnetosfery p u ls a r ó w ... N aukow e ośrodki astronom iczne w k r a j u ... ... N aukow e ośrodki astronom iczne w k r a j u ... N aukow e ośrodki astronom iczne w k r a j u ... N aukow e ośrodki astronom iczne w k r a j u ... O p o l s k i A., Problem y polskiego nazew nictw a a stro n o m ic zn e g o ... P a c z y ń s k i B., Zjazd Sekcji A strofizyki W ysokich Energii Am erykańskiego Tow arzystw a A stronom icznego pośw ięcony astronom ii re n tg e n o w s k ie j... P a ń k ó w M., V M iędzynarodow a K onferencja D yrektorów Planetariów , P raga-C horzów . . P o ł o ż e n c e w D. D. , K i j a j e w a O. W., R edukcja w rocław skich katalogów FKSZ na sy­ stem F K 4 ... R u d n i c k i K., K onferencja „Problem y badań pozagalaktycznych” , Poczdam , 28 X - 1 XI 1975 ... S a ł a j c z y k H. , H e l d t J-, Nowa m etoda pom iaru czasu życia atom ów i drobin w stanie w zbudzonym ... S e r k o w s k i K., N ow e m eto d y m ierzenia p ręd k o ści radialnych: poczerw ienienie grom ad S ę k G ., D w o r a k T. Z., V K urs Zaawansowanej S z k o ły A stronom icznej - A stronom ia w ultrafiolecie, E rice-T rapani-Sycylia... S t r o b e l A. , W o s z c z y k A. , K r a w c z y k S., Nowa Ł abędzia 1975 ... W e r n i k A. W., Sym pozjum „ R ezu ltaty program ów koordynow anych pom iarów w górnej

Jó z e f WITKOWSKI

W o ł ,c z e k O., P o stęp w badaniach U k ład u S łonecznego w świetle w yników przedstaw io­ nych na XVIII K onferencji Plenarnej COSPARu, Warna, 29 V — 7 VI 1975 ... Z i o ł k o w s k i K ., A lgorytm przetw arzania danych dla porów nania teorii z obserwacjami

3 151 4 267 1 73 2 85 4 215 4 223 2 143 1 51 3 163 3 185 4 235 3 173 1 69 2 131 3 206 4 265 4 269 3 207 1 74 4 215 2 145 1 33 "1 3 1 76 1 51 2 141 4 267 2 133 1 51 2 125

1 ' \ . . * . • 1 * ' ■ . i

POSTĘPY

ASTRONOMII

K W A R T A L N I K

TOM XXIV - ZESZYT 1

1976

KOLEGIUM RED AK CYJNE Redaktor naczelny: Stefan Piotrowski, Warszawa

Członkowie: Józef Witkowski, Poznań Stanisław Grzędzielski, Warszawa

Sekretarz Redakcji: Jerzy Stodółkiewicz, Warszawa

Adres Redakcji: Warszawa, Al. Ujazdowskie 4 Obserwatorium Astronomiczne UW

Państuiotue Wydawnictwo Naukowe Oddział w Łodzi 1976

W y d a n ie I. N akład 625+105 egz. Ark. uiyd. 6,75. Ark. druk. 5 2/16. Papier offsetowy k l. I I I , 70 g, 70 x 100. P odpisano do druku U) m aju 1976 r.

Druk ukończono w m aju 1976 r. Zam . 107/76. 11-12. C ena zl 10,— Zakład Graficzny Wydawnictw Naukowych

Łódź, ul. Żwirki 2 W Y D A N O Z Z A S IŁ K U P O L S K IE ] A K A D E M II N A U K

AR TY K U Ł Y

POSTĘPY ASTRONOMII Tom XXIV (1976). Zeszyt 1

NOWE METODY MIERZENIA PRĘDKOŚCI RADIALNYCH: POCZERWIENIENIE GROMAD GALAKTYK I POSZUKIWANIE PLANET

WOKÓŁ GWIAZD K R Z Y S Z T O F S E R K O W S K I

HOBbIE METOflbI H3MEPEHMH PAUHAJIbHbIX CKOPOCTEH: KPACHOE CMEUJEHHE CKOnJlEHHM T A JIA K T M K M IlOMCKM

nJlA H ET B O K Pyr 3BE3.Il

K . C e p K O B C K H

C o n e p * a H H e

B CTaThe onHcaHbi a b a h o b m x , cnpoeK rapoB aH H bix aBTopóM H H e rp y M e H T a fljia ii3 M e p e -

HHii paA H ajibH bix C K opocT eft. B nepB O M HHCTpyMCHTe Hcrio;ib3ywTCH n o rn o m a io m H e e j i h h h h

b c n e K T p a x ranaK T H K , rjiaB H biM 0 6 p a 3 0 M K a n b u n e B b ie j i h h h h H h K , c u e jib io o flH O B p e M e n -

H o ro o n p e ae n eH H H paA H ajibH bix C K o p o cT eń a j i h K a m o r o

yrnoBoro

a n e M e H T a p a 3 p e u ie H H H AHaMeipoM 2 b o6nacTH H e 6 a 4 x 1 1 , HaSjiioAaeMOH c noM om bto 228 cm TeJiecKona h c o A ep - jK am eń r p y n n y jih 6 o cK oiuieH H e ranaK T H K . O jk h a s ' t c h , w to B T opofi HHCTpyMeHT i i o 3 b o j i h t

H3MCpHTb paA H ajIbH bie CKOpOCTH 3Be3A nOA

06

HbIX C o ;iH Iiy C TOMHOCTbK) OKOJIO +5 MeTpOB

b ceK yH A y. T aK H e H3M epeHH« no3BojiH JiH 6 b i 0A napy>K H T b im a H e T b i B O K p y r 3 t h x 3Be3A -

M o n iH 6bi T3K>Ke 6bm> BbiHBJieHbi Kop0TK0nepH0AHwecKHe nyjibcauHH

3Be3A-NEW METHODS OF MEASURING RADIAL VELOCITIES:

REDSHIFTS OF CLUSTERS OF GALAXIES AND SEARCH FOR PLANETS AROUND STARS

A b s t r a c t

Two new instrum ents for measuring radial velocities, designed by the author, are described. The first instrum ent is using the absorption lines in spectra o f galaxies, mainly calcium H and K lines, for simultaneous measurement o f redshift for all angular resolution elements, each about 2 arcsec in diam eter, in a 4 x 11 arcmin area o f the sky imaged by a 228 cm telescope and

4

K. Serkowski

containing a group or cluster of galaxies. Another instrument is expected to measure radial

velocities of solar-type stars with accuracy about ± 5 meters/sec. Such measurements would

enable detecting planets around these stars. Short period pulsations of stars couid also be

detected.

1. SPEKTROGRAF TWORZĄCY MONOCHROMATYCZNE OBRAZY NIEBA

Rozciągłe obiekty astronomiczne, w szczególności galaktyki i ich gromady, mają zazwyczaj

kształt okrągły lub nieznacznie wydłużony. Natomiast dwuwymiarowe odbiorniki pro­

mieniowania najlepiej nadające się do ich badania, takie jak np. przetworniki elektronowo-

-optyczne, kamery telewizyjne liczące fotony, lub „charge-coupled devices” ( A m e l i o

1974), zwykle mają światłoczułą powierzchnię o kształcie kwadratu lub nieznacznie w ydłu­

żonego prostokąta. Z tego powodu idealny spektrograf dla rozciągłych obiektów powinien

odwzorowywać widma wszystkich elementów kąta bryłowego w okrągłym (w przybliżeniu)

obszarze nieba na kwadratowej (w przybliżeniu) powierzchni dwuwymiarowego odbiornika.

Widma powinny być otrzymywane równocześnie dla wszystkich elementów obszaru nieba

nie mniejszego niż ok. 20 min. kwadratowych, co jest powierzchnią typowej zwartej gromady

galaktyk. Przy przeciętnej turbulencji atmosferycznej obraz gwiazdy ma 1,5 sek. średnicy, czyli

nasz obszar zawiera co najmniej 40 tysięcy elementów kąta bryłowego. Liczba potrzebnych

elementów widmowej zdolności rozdzielczej jest zwykle znacznie mniejsza. Celem większości

badań widmowych rozciągłych obiektów jest pomiar albo ich prędkości radialnej, albo roz­

mieszczenia obszarów z liniami emisyjnymi; dlatego zazwyczaj wystarcza otrzymanie 30 do

50 elementów zdolności rozdzielczej w widmie, wokół szczególnie interesujących linii.

Wobec tych wymagań, dobrym przybliżeniem idealnego dwuwymiarowego spektrografu

byłby przyrząd tworzący na dwuwymiarowym odbiorniku równocześnie wiele monochro­

matycznych obrazów badanego obszaru nieba. Liczba tych obrazów byłaby równa liczbie

potrzebnych elementów zdolności rozdzielczej w widmie. Ponieważ badany obszar nieba jest

zwykle w przybliżeniu okrągły, trzeba podzielić go na mniejsze obszary, których mono­

chromatyczne obrazy wypełniałyby kwadratową w przybliżeniu powierzchnię odbiornika.

Poniżej opisany jest przyrząd wypełniający to zadanie. Idea jego oparta jest na filtrze wąsko­

pasmowym, który zaproponował C o u r t i s (1962). Zbudowany na tej samej zasadzie

spektrograf tworzący monochromatyczne obrazy nieba ( C o u r t ć s i V i t o n 1965) wy­

magał oddzielnego odbiornika dla każdego elementu widmowej zdolności rozdzielczej. Instru­

ment proponowany w tym artykule rozmieszcza monochromatyczne obrazy nieba w taki

sposób, że wypełniają one światłoczułą powierzchnię jednego dwuwymiarowego odbiornika.

Obszar nieba, dla którego potrzebne są widma, jest odwzorowany przez teleskop na zespole

przylegających do siebie prostokątnych soczewek / j (rys. 1). Soczewki /j tworzą źrenice

wyjściowe (obrazy głównego zwierciadła teleskopu) na drugim zespole soczewek /2, takich

samych jak soczewki / j . Te źrenice wyjściowe pełnią rolę szczelin w spektrografie.

Paraboloidalne zwierciadło tworzy nakładające się i przylegające, silnie powiększone obrazy

soczewek / ( (a tym samym wycinków nieba) na dużej, płaskiej siatce dyfrakcyjnej. Obraz

każdej soczewki wypełnia całą siatkę. To samo paraboloidalne zwierciadło odbija światło

ugięte przez siatkę, ponownie odwzorowując źrenice wyjściowe. Każda z odwzorowanych

Metody mierzenia prędkości radialnych 5

Rys. 1. Schem atyczny diagram spektrografu tw orzącego m ono ch ro m aty czn e obrazy nieba

obrazy nieba na fotokatodzie przetwornika * źrenice m na soczewt obraz nieba na soczewkach

/,

źrenice wyjściowe na soczewkach l

2

paraboloidalne zwierciadło o ogniskowej fu d w ie połow y z w i e r c i a d ł a paratoo- l o i d a l n e g o o o s i p r z e c h o d z ą c e j p r z e z p u n k t 0 so cz ew k i so cz ew k i / 250 mm

Rys. 2. Spektrograf zaprojektow any dla 228 cm teleskopu. K ażda ekspozycja pokryw a pole o pow ierzchni 4 x 1 1 min. łu k u i p rzedział długości fali od 4 5 3 0 do 50 7 0 A przy zdolności rozdzielczej 12 A

6

K. Serkowski

źrenic jest rozszczepiona w widmo, w zdłuż którego umieszczony jest szereg prostokątnych soczewek /3- Soczewki / 3 tworzą dwuwymiarową macierz, w której liczba rzędów równa jest liczbie soczewek / j , zaś liczba kolum n - liczbie elementów zdolności rozdzielczej w widmie.

Każda z soczewek /3 tworzy na fotokatodzie przetwornika elektronowo-optycznego m ono­ chrom atyczny obraz tej części nieba, która jest odwzorowana na odpowiedniej soczewce / (.Te przylegające do siebie ostre, m onochrom atyczne obrazy nieba w ypełniają prostokątną po­ wierzchnię fotokatody przetwornika. Ostrość utw orzonych w ten sposób obrazów gwiazd zależy od w łasności soczewek / 3 (które powinny być zrobione ze szkła o bardzo wysokim współczynniku załam ania) i jest prawie niezależna od aberacji i niestabilności spektrografu. .

Spektrograf zaprojektowany przez autora dla ogniska Ritchey-Chretiena 228 cm teleskopu Uniwersytetu Arizońskiego na K itt Peak przedstawiony je st na rys. 2.

Zrealizowanie p ełn y ch możliwości dwuwymiarowego spektrografu stało się możliwe dzięki zastosowaniu magnetycznie ogniskowanego przetwornika ITT F —4094, o fotokatodzie 146 mm średnicy. Posiada on szeroki zakres czułości widmowej, sięgający poza 8700 A, zaś dla 4000 A i 6000 A wydajność kwantową ok. 10%. Ze względu na szczególną konfigurację zwierciadeł, wprowadzane przez nie aberacje są zaniedbywalnie m ałe ( S e r k o w s k i 1976a).

Spektrograf przedstawiony na rys. 2 maksymalizuje obszar nieba pokryty przy widmowej zdolności rozdzielczej wystarczającej dla łatw ego rozdzielenia przesuniętych ku czerwieni linii' wapnia H i K, które są zazwyczaj najsilniejszymi liniami w widmach eliptycznych galaktyk-olbrzymów. Ostre, m onochrom atyczne obrazy obszaru nieba o powierzchni 4 x 1 1 min. łu k u , podzielonego na 20 m ałych wycinków, tworzone są na fotokatodzie przetw ornika w 45 przedziałach widmowych jednocześnie. W widmie piątego rzędu dla każdego przedziału widmowego szerokość efektyw na (full w idth^at half m aximum) wynosi 12 A dla długości fali 4800 A, zaś w widmie szóstego rzędu 10 A dla 4000 A. Poszczególne rzędy widma odseparowywane są przez filtry. Siatka dyfrakcyjna m a rozmiary 20 x 35 cm, 632 rowki na milimetr i kąt odbłysku (por. S e r k o w s k i 1965) równy 53°.

Spektrograf zmienia św iatłosiłę teleskopu z f/9 na f/3, dzięki czemu zaświetlenie tłem nieba otrzymuje się na kliszy ju ż przy dwu- lub trzygodzinnej ekspozycji w przedziale widma o szerokości 12 A przy długości fali ok. 4800 A. Czterdzieści pięć takich przedziałów widmowych, w których spektograf daje jednocześnie obrazy nieba, pokryw a linie H i K o prze­ sunięciach ku czerwieni z = 0,16 do 0,27. Jedna ekspozycja da przesunięcia ku czerwieni dla

kilkunastu lub kilkudziesięciu galaktyk w badanej gromadzie, każde z dokładnością ok. ± 100 km/sek.

Spektrograf ten używany będzie do badania dyspersji przesunięcia widma ku czerwieni w gromadach galaktyk w celu wykrycia niedopplerowskiej składowej tego przesunięcia, której istnienie sugerowane jest przez wiele nie dających się inaczej wyjaśnić obserwacji (por. F i e l d , A r p i B a h c a l l 1973). Oczywiście, potwierdzenie istnienia takiej nie­ dopplerowskiej składowej spow odow ałoby konieczność rewizji podstaw fizyki. Z tego względu w arto przedsięwziąć badania w tym kierunku, nawet jeśli praw dopodobieństw o wykrycia niedopplerowskiej składowej wydaje się niewielkie.

Innym planowanym przez autora zastosowaniem spektrografu będzie badanie roz­ mieszczenia prędkości radialnych w osobliwych galaktykach. Kilka m onochrom atycznych

Metody mierzenia prędkości radialnych 7

obrazów galaktyki w efektywnych długościach fali leżących wzdłuż profilu wybranej absorp­

cyjnej lub emisyjnej linii widmowej utworzy jeden kolorowy obraz galaktyki, w którym barwa

wskazywać będzie prędkość radialną w danym punkcie. Taka barwna fotografia galaktyki

będzie otrzymana przez kolejne odbijanie monochromatycznych obrazów, przez filtry

0 wybitnie różniących się barwach, na jednym arkuszu barwnego papieru światłoczułego.

Głównym celem tego „barwnego atlasu osobliwych galaktyk” będzie również poszukiwanie

niedopplerowskich przesunięć widma, zwłaszcza w parach połączonych ze sobą osobliwych

galaktyk.

2. POLARYMETRYCZNE POMIARY PRĘDKOŚCI RADIALNYCH

Odczytanie sygnałów otrzymanych od cywilizacji na pozasłonecznej planecie będzie, być

może, największą przygodą ludzkości w XXI wieku. Wiedza uzyskana od cywilizacji bardziej

zaawansowanej niż nasza może pomóc nam w rozwiązaniu najbardziej palących problemów

ludzkości, lub też - inaczej patrząc na tę sprawę — szukanie takich sygnałów może być

pierwszym aktem altruizmu ludzkości, zainteresowania istotami nie należącymi do biosfery na

naszej planecie, będącej organizmem, którego część my stanowimy. Nawiązując komunikację

z innymi cywilizacjami biosfera nasza zakończy embrionalny okres izolacji i włączy się w nurt

życia całego Wszechświata, tysięcy dopełniających się nawzajem i współpracujących cy­

wilizacji.

Wykrycie planet wokół licznych gwiazd i ustalenie, jakie typy gwiazd posiadają planety

uczyniłoby poszukiwania sygnałów od innych cywilizacji (Programma CETI 1974, S a g a n

1 D r a k e 1975) mniej przypadkowymi i dodałoby entuzjazmu dla zintensyfikowania takich

poszukiwań. Dane obserwacyjne o pozasłonecznych planetach pomogłyby również w wy­

jaśnieniu pochodzenia układów planetarnych.

Obecnie jedynym obserwacyjnym argumentem za istnieniem pozasłonecznych planet są

dwie podobne do Jowicza planety, na których obecność wydają się wskazywać astro-

metryczne obserwacje gwiazdy Barnarda

( v a n d e K a m p 1969, 1975), czerwonego

karła o masie 0,15 masy Słońca. Odkrycie to wymaga potwierdzenia przez dalsze obser­

wacje. Przy obecnym stanie techniki wykrycie metodą astrometryczną planet podobnych do

Jowisza jest możliwe tylko dla najbliższych gwiazd o masie znacznie mniejszej od słonecznej

(por. H u a n g 1973). Ze względu na niekorzystne warunki dla życia na ewentualnych pla­

netach otaczających gwiazdy o małej masie ( G a d o m s k i 1958), wykrycie tych planet nie

miałoby tak doniosłego znaczenia jak wykrycie planet wokół gwiazd o większej masie.

Podczas gdy metoda astrometryczna zawodzi dla gwiazd podobnych do Słońca, wykrycie

planet wokół takich gwiazd metodą spektroskopową wydaje się całkiem realne. Słońce po­

rusza się wokół środka masy układu Słońce + Jowisz z prędkością ok. 12,7 m na sekundę.

Prędkość Słońca, mierzona przez odległych obserwatorów, zmieniałaby się w przedziale

o szerokości 25 m/sek. A zatem dokładność ±5 m/sek w pomiarach prędkości radialnej byłaby

wystarczająca dla wykrycia planety podobnej do Jowisza.

Osiągnięcie takiej dokładności stosowanymi obecnie fotograficznymi i fotoelektrycznymi

metodami pomiarów prędkości radialnej wydaje się przedsięwzięciem beznadziejnym. Podsta­

wowym warunkiem dokładności dotychczasowych metod jest równomierne

oświetlenie

szczeliny spektrografu światłem gwiazdy. Najwyższą dokładność, około ± 70 m/sek. dla

8 K. Serkowski

Arktura, osiągnęli P e t r i e i F l e t c h e r (1967) oscylując obraz gwiazdy w poprzek

szczeliny, aby uśrednić nierównomierność oświetlenia. Ale oświetlenie szczeliny może być

równomierne, tylko gdy szczelina jest wąska, co pociąga za sobą straty światła, zwiększoną

scyntylację atmosferyczną i nierównomierne oświetlenie optyki spektrografu. Stosowanie linii

tellurycznych zamiast widma porównawczego ( G r i f f i n i G r i f f i n 1973) niewiele tu

pomoże wobec zmieniającego się w czasie natężenia i długości fali tych linii. Oprócz po­

wyższych problemów tradycyjna metoda pomiarów prędkości radialnej wymaga wysokiej

termicznej i mechanicznej stabilności całego dużego instrumentu, użytkowuje tylko linie

widmowe o symetrycznych profilach nie skażonych przez blendy, a także wymaga stosowania

jako odbiornika światła klisz fotograficznych, mających niską wydajność kwantową; prze­

tworniki elektronowo-optyczne obniżają dokładność wskutek niestabilności optyki elektro­

nowej.

Alternatywami zwykłej metody pomiarów prędkości radialnej są spektroskopia fourie­

rowska i polaryzacyjna kalibracja długości fali. Zwykła metoda, w której mierzony sygnał jest

proporcjonalny do natężenia światła w danej długości fali, jest analogiczna do modulacji

amplitudy (AM) w elektronice, spektroskopia fourierowska jest analogiczna do modulacji

częstości (FM), zaś polarymetryczna kalibracja jest analogiczna do modulacji fazy. W spektro­

skopii fourierowskiej częstość oscylacji wyjściowego sygnału jest odwrotnie proporcjonalna do

długości fali; przy polarymetrycznej kalibracji faza sinusoidalnej modulacji natężenia prądu

fotoelektrycznego jest odwrotnie proporcjonalna do długości fali sztucznie spolaryzowanego

światła gwiazdy. Obie te metody modulacji kalibrują długość fali w każdym punkcie w widmie

gwiazdy, podczas gdy zwykła metoda daje kalibrację tylko dla linii emisyjnych w widmie

porównawczym. Z tego powodu zarówno spektroskopia fourierowska jak i polarymetryczna

kalibracja długości fali mogą, w zasadzie, dawać bardzo dokładne prędkości radialne.

Szczegółowe porównanie tych dwóch metod ( S e r k o w s k i 1976b) wykazuje, że zmo­

dyfikowanie któregokolwiek z istniejących spektrometrów fourierowskich umożliwiające ultra-

precyzyjne pomiary prędkości radialnej gwiazd byłoby bardzo trudne i kosztowne. Metoda

polarymetryczna, zaproponowana trzy lata temu ( S e r k o w s k i 1972, 1974), wydaje się

być bardziej praktyczna.

Zasada działania przyrządu do polarymetrycznych pomiarów prędkości radialnej może być

podsumowana w następujących punktach (por. S e r k o w s k i 197ób):

1) Instrument ma m ały, utrzymywany w stałej temperaturze element, mianowicie kali­

brującą płytkę fazową, który definiuje dokładne długości fali.

2) Dla sztucznie spolaryzowanego liniowo światła gwiazdy, które przeszło przez tę płytkę

fazową i przez ćwierćfalówkę (rys. 3) płaszczyzna polaryzacji silnie zależy od długości fali,

zmieniając się o 180° co 3,5 A. Poszczególne długości fali są znakowane różnymi pła­

szczyznami polaryzacji. Dokładnie zmierzone kąty pozycyjne polaryzacji zapewniają kalibrację

długości fali dla każdego elementu zdolności rozdzielczej w widmie.

3) Prędkość radialna każdej obserwowanej gwiazdy mierzona jest względem średniej

prędkości radialnej wszystkich gwiazd mierzonych tej samej nocy. Tą metodą wyeliminowane

są zmieniające się z nocy na noc błęd y kalibracji długości fali.

4) Wchodzące w skład instrumentu spektrograf echelle oraz wzorzec Fabry-Perota pełnią

jedynie rolę wąskopasmowych filtrów umieszczonych przed odbiornikami światła; nie

zapewniają one kalibracji długości fali.

spektro-Metody mierzenia prędkości radialnych

9

grafem o zdolności rozdzielczej X/AX = 40 000, dającym widmo o stosunku sygnału do szumu

500:1 i o długości fali każdego elementu zdolności rozdzielczej znanej z dokładnością

±0,002 A,

co odpowiada 1 mikronowi przy odwrotnej dyspersji 2 A/mm.

W polarymetrycznym przyrządzie do pomiarów prędkości radialnej, który autor konstruuje

na Uniwersytecie Arizońskim w Tucson, wycinek widma gwiazdy o długości 25 A wokół

długości fali 4250 A jest odwzorowany przez spektrograf echelle na fotokatodzie liczącego

fotony przetwornika

elektronowo-optycznego Digicon. Fotoelektrony emitowane przez

półprzezroczystą fotokatodę są przyśpieszane i tworzą obraz fotokatody na szeregu 100 diod

krzemowych. Każda dioda połączona jest oddzielnym przewodem z jej własnym licznikiem

fotoelektronów. Wyniki zliczeń przechowywane są w pamięci minikomputera Nova i są co

minutę zapisywane na taśmie magnetycznej. Szerokość pojedynczej diody odpowiada 0,225 A

i jest równoważna szerokości szczeliny wynoszącej 2,6 sek. łuku.

k ą t natężenie polary- polary- kąt pozycyjni/ każdej zacja zacja pozycyjny

osi wiązki kotowa liniowa (w raatanach)

optycznej I q p 9 kwarcowy pryzmat Wol/astona ptytka fazowa Cwierifalów-ka obraca/na pótfa/ówka pryzmat Wollastona ze szpatu 0° 90* 45°

00

0

° 90° 0 n/2

casfzrr^]

S/2 lub *0*

0

1

nlt*{n/2

0 1 2 l> -rrQ Ą n j2

f r tu dla obu centralnych wiązek razem ■

1*cos 0 0

Rys. 3. Schematyczny diagram polarymetrycznego kalibratora długości fali. Podane jest natężenie i pola­ ryzacja wiązek św iatła w ychodzących z każdego kolejnego elementu optycznego

Zasada polarymetrycznej kalibracji długości fali objaśniona jest na rys. 3. Sercem przyrządu

jest płytka fazowa wykonana z trzech syntetycznych kryształów jednoosiowych: KH2P 0 4,

(NH4)H2P 04 oraz MgF2- Stosunki ich grubości dobrane są tak, aby wprowadzona przez

płytkę fazową i wynosząca ok. 0,5 mm różnica w fazie (5s) pomiędzy prostopadle spolary­

zowanymi liniowo wiązkami światła była w pierwszym przybliżeniu niezależna od kąta padania

światła na płytkę fazową i niezależna od temperatury. Aby jeszcze bardziej zmniejszyć wpływ

zależności dwójłomności od temperatury, płytka fazowa umieszczona jest w próżni w dewarze

o podwójnych okienkach i chłodzona mieszaniną lodu z wodą (rys. 4).

10

K. Serkowski

obraca/na

pótfatówka

fH75

soczewka I3

próżnia

kwarcowy

pryzmat

Wottastona

płytka

fazowa

ćwierćfatówka

próżnia

soczewka LĄ

pryzmat

— Wottastona

ze szpatu

soczewka Ls

wzorzec

Fabry-Perota

soczewka Lt

Rys. 4. O ptyka polaryzacyjna przyrządu d o pom iarów p rędkości radialnej. Kąty m iędzy zw yczajnym i i nadzw yczajnym i prom ieniam i, w ychodzącym i z pryzm atów W ollastona są znacznie większe n a tym rysunku

niż w rzeczyw istym przyrządzie

Wollastona światła gwiazdy, które przeszło przez p łytkę fazową i przez ćwierćfalówkę,

wyznaczany jest na podstawie pomiarów wykonanych w różnych położeniach półfalówki, za

którą umieszczony jest pryzmat Wollastona ze szpatu islandzkiego (rys. 3). Dla uzyskania

dostatecznej dokładności kątów pozycyjnych półfalówka obracana jest co sekundę o 11?25 do

następnej spośród 32 pozycji, w których utrzymywana jest przez precyzyjne tryby.

Dla zapewnienia, że światło gwiazdy przechodzi zawsze przez ten sam obszar płytki fazowej

tworzony jest wewnątrz tej płytki obraz głównego zwierciadła teleskopu, czyli źrenica

wyjściowa o średnicy 13 mm. Gięcie teleskopu o średnicy 155 cm, którym wykonywane będą

pomiary prędkości radialnych, może spowodować przesunięcia źrenicy wyjściowej wewnątrz

płytki fazowej, gdy teleskop kierowany jest od jednej gwiazdy ku następnej. Dla wyelimino­

wania wpływu tych przesunięć pomiary powtarzane są dla każdej gwiazdy w czterech

poło-Metody mierzenia prędkości radialnych 11

żeniach pryzmatu odwracającego. Pryzmat ten*5 umieszczony jest w wiązce światła przed

'p ły tk ą fazową (rys. 5) i ma utworzoną wewnątrz inną źrenicę wyjściową. Obrót pryzmatu

o 90° powoduje obrócenie źrenicy wyjściowej w płytce fazowej o 180°.

f/4t75> 250mm f/5.7 f/7,5 źrenica wyjściowa echelle soczewka Z, diafragma £>, romb Fresnela soczewka L2 górny okular dewar z ptytką fazową

_i— obraca/na pótfalówka

wzorzec Fabry-Perota diafragma Dt dolny okular filtr interferencyjny

oś obrotu

ecbelle zwierciadło_sferyczne

cewka ogniskująca

przetwornik Dig icon diody krzemowe

Rys. 5. Polarymetryczny przyrząd do pomiarów prędkości radialnej. C zęść otoczona przerywaną linią przedstawiona jest w pow iększeniu na rys. 4

Po przejściu przez pryzmat odwracający i przez optykę polaryzacyjną światło gwiazdy

wpada do spektrografu echelle. Spektrograf ten (rys. 5) pracuje zazwyczaj w 53 rzędzie widma,

który odseparowany jest przez filtr interferencyjny. Echelle skupia 65% światła o długości fali

4250 A w widmie tego jednego rzędu. Spektrograf nie posiada szczeliny, dla uniknięcia dy­

skutowanych wyżej błędów systematycznych. Aby zmniejszyć wpływ turbulencji atmo­

sferycznej na wyniki pomiarów prędkości radialnej, obserwacje wykonywane są w ośmiu

położeniach lekko klinowatego wzorca Fabry-Perota, będącego płytką kwarcu topionego

o grubości 1,4 mm (rys. 4). Każda z dwóch powierzchni wzorca pokryta jest cienkimi

warstwami dielektrycznymi, odbijającymi 50% światła. Wzorzec ten ma maksima prze­

puszczalności o szerokości efektywnej 0,11 A przypadające co 0,45 A. Wzorzec zawęża profil

*) Pryzmat odwracający jest rombem Fresnela, działającym jako achromatyczna ćwierćfalówka. Po wpro­ wadzeniu polaroidu w wiązkę św iatła bezpośrednio za rombem ca ły przyrząd m oże słu ż y ć do dokładnych pomiarów gwiazdowych pól magnetycznych. Pomiary takie wykonywane będą, gdy jakość obrazów gwiazd nie będzie dostatecznie dobra dla pomiarów prędkości radialnych. Innym programem, który będzie w yko­ nywany tym samym przyrządem będzie poszukiwanie krótkookresowych pulsacji gwiazd, podobnych do tych, które w yk rył dla Słoń ca H i l l (1975).

12

K. Serkowski

instrumentalny poszczególnej diody Digiconu, czyniąc ten profil znacznie mniej zależnym od

turbulencji atmosferycznej.

Widmo gwiazdy jest zatem nie tylko znakowane przez polarymetryczną fazę, odwrotnie

proporcjonalną do długości fali, ale również jest poprzecinane prążkami Edsera-Butlera, za­

pewniającymi rozdzielczość widmową dla polarymetrycznych pomiarów. Wzorzec Fabry-Perota

działa jako filtr wąskopasmowy, podczas gdy spektrograf echelle służy jedynie do rozdzielenia

poszczególnych maksimów przepuszczalności tego wzorca.

Polarymetryczna kalibracja daje dla każdej diody efektywną długość fali uśrednioną po

krzywej przepuszczalności filtru (wzorca Fabry-Perota) z wagami proporcjonalnymi do

natężenia światła w danej długości fali. Te efektywne długości fali są niezależne od jakich­

kolwiek przesunięć widma na fotokatodzie przetwornika, spowodowanych np. niestabilnością

mechaniczną spektrografu. Również zmiany kształtu krzywej przepuszczalności filtru, spo­

wodowane np. przez zmiany turbulencji atmosferycznej, nie wpływają bezpośrednio na wyniki

pomiarów prędkości radialnej. Jedyną przyczyną, dla której zmiany turbulencji mogą nie­

znacznie wpłynąć na prędkości radialne jest nieco inne wygładzanie widma gwiazdy przez

turbulencję przy różnych warunkach atmosferycznych.

Dla gwiazdy o niebieskiej wielkości gwiazdowej B = 5,0 półgodzinna obserwacja powinna

dać błąd średni prędkości radialnej ± 10 m/sek. Jest to dokładność wynikająca ze statystyki

fotonów. Optyczne i mechaniczne tolerancje dla instrumentu zostały obliczone tak, aby błędy

systematyczne były znacznie mniejsze od błędu przypadkowego. Ale niewątpliwie w praktyce

uczynienie błędów systematycznych zaniedbywalnymi będzie wymagało wielu miesięcy, jeśli

nie lat, pracy.

Program obserwacyjny zawierać będzie ok. 30 wolno obiacających się pojedynczych gwiazd

podobnych do Słońca, dla których wielkość gwiazdowa B zawarta jest pomiędzy 4 f 2 i 5™ 7.

Każda z tych gvv'iazd powinna być obserwowana każdego roku w ciągu 5 do 10 nocy o dobrej

jakości obrazów. W danej porze roku kolejność, w jakiej gwiazdy są obserwowane w ciągu nocy

będzie zawsze taka sama, ponieważ prędkość radialna mierzona jest względem średniej ważonej

z prędkości gwiazd obserwowanych danej nocy. Wyniki nie powinny być zależne od zmian

w instrumencie, który może być ulepszany lub wymieniany w czasie trwania programu po­

szukiwania planet. Program ten będzie musiał być kontynuowany przez kilkanaście lat.

LITERATURA

A m e l i o , G. F., 1974, Charge-Coupled Devices, Scientific American, February, s. 22.

C o u r t e s, G., 1962, Comptes rendus Acad. ScL, 254, 1738 = Publ. Observ. Haute, Provence, 5, No. 59. C o u r t e s, G., V i t o n, M., 1965, Ann. d’Astrophys., 28, 691.

F i e l d , G. B., A r p , H., B a h c a i 1, J. N., 1973, Redshift Controversy, Benjamin, Reading, Mass. G a d o m s k i , J., 1958, Proc. 8 th Internat. Astronautical Congress, Springer, Wien, s. 127

G r i f f i n , R., G r i f f i n , R., 1973, M .N.R.A.S., 1 6 2 ,2 4 3 . H i l l , H. A., 1975, Solar Song, Scientific American, September, s. 54. H u a n g, S .- S ., 1973, Icarus, 18, 339.

K a m p, P. van de, 1969, A.J., 74, 757. K a m p, P. van de, 1975, A.J., 8 0 , 658.

P e t r i e , R. M., F l e t c h e r , J. M., 1967, Proc. I.A.U. Symposium No. 30, Academic Press, New York-London, s. 43.

Metody mierzenia prędkości radialnych 13 S a g a n , C., D r a k e , F., 1975, The Search for Extraterrestrial Intelligence, Scientific American, May,

s. 80.

S e r k o w s k i, K., 1965, Post. Astr., 13, 85. S e r k o w s k i , K., 1972, Publ. A.S.P., 84, 649.

S e r k o w s k i , K., 1974, Methods of Experimental Physics, vol. 12: Astrophysics, Part A: Optical and Infrared, Academic Press, New York-London, s. 361.

S e r k o w s k i , K.., 1976a, Astron. and Ap. (w druku). S e r k o w s k i , K., 1976b, Icarus (w druku).

POSTĘPY ASTRONOM II Tom XXIV (1976). Z eszyt 1

SŁUŻBA SŁOŃCA NA CZĘSTOŚCI 127 MHz

W OBSERWATORIUM TORUŃSKIM

K A Z I M I E R Z M. B O R K O W S K I In s ty tu t A stronom ii UMK (T oruń)

C Jiy)K EA

COJ1HUA HA MACTOTE

127 MIII.

B TOPYHbCKOti OBCEPBATOPMM

K. M.

E o p K O B C K H

C o f l e p a c a m t e

B

CTaTbe n o a p o S H O on H caH b i HaOfliojieHHH C o jiH u a n p n n o M O u w npocTO B O H H T e p ^ e p o M e - T pa. n p e/y iO H ceH a h n p oflH C K yT H p oB an a HOBan noK33aTeiiH h 3 m c h h m b o c t h a

TaK-7KC npHHHTa KjiaccH<J)HKaiwH n e o 6 b H H b ix HBJieHHH.

B

CTaTbe a a H o M H o ro c B e fle H u ń w l a Bcex

k t o b K a K o ń n H 6 o cTeneH H M 3n ojib3yeT j i h 6 o 6 y a e r n0Jib 30B aib C H TopyH ScK H M H p e3 y n b T a -T3MH.

THE 127 MHz ROUTINE SOLAR OBSERVATIONS

AT THE TORUŃ OBSERVATORY

S u m m a r y

In this article methods of solar observations with a simple interferometer are described in

detail. A new proposed definition of the variability index as well as an adopted classification o f

the radio events are presented and discussed. The paper contains valuable information for all

those, who use in any form, or wish to use the Toruń 127 MHz results.

1. WSTĘP

Główne prace badawcze toruńskiego ośrodka radioastronomii koncentrują się na obser­

wacjach Słońca. Oprócz wieloletniej regularnej służby Słońca na częstości 127 MHz (fala

16

K. Borkowski

0 długości 2,36 m) prowadzono podobne obserwacje na częstości 327 MHz (od listopada

1961 r.). W maju 1963 r. uruchomiono interferometr o bazie ok. 200 m przeznaczony do ba­

dania centrów aktywnych na Słońcu w okresie minimum aktywności. Do badania korony

słonecznej służy (od maja 1961 r.) interferometr trójantenowy o najdłuższej bazie 1400 m

pracujący w pobliżu pasma 32,5 MHz. Do obserwacji Słońca przeznaczony był również

spektrograf satelitarny na częstości od 0,6 do 6 MHz wysłany na orbitę w kwietniu 1973 r.

( H a n a s z i in. 1975).

Systemy aktualnie używane do obserwacji Słońca to wspomniane interferometry na pasma

32,5 i 127 MHz oraz niedawno uruchomiony radioteleskop na częstość 2,8 GHz.

Regularne obserwacje promieniowania Słońca na częstości 127 MHz rozpoczęto we

wrześniu 1958 r. przy użyciu sterowanej anteny paraboloidalnej o średnicy 12 m oraz prostego

odbiornika mocy całkowitej ( I w a ń i s z e w s k i 1964). Badania te prowadzono w ramach

Międzynarodowego Roku Geofizycznego, aefektem analiz uzyskanych materiałów z lat

1958—

(1960 są korelacje stwierdzone między burzami szumowymi na falach radiowych

1 burzami magnetycznymi w otoczeniu Ziemi oraz wykazanie możliwości prognozowania tych

ostatnich z dwudobowym wyprzedzeniem.

W październiku 1960 r. do służby wprowadzono prosty interferometr składający się

z dwóch cylindryczno-parabolicznych anten oraz odbiornik przełączany. Taki system pracuje

do dziś, z tym że anteny cylindryczne wymieniono (w październiku 1972 r.) na anteny płaskie

( B ł a c h 1972), a nowy odbiornik zainstalowano w czerwcu 1973 r. Szczegółowy opis

konstrukcji tego systemu przedstawia praca B o r k o w s k i e g o i in. (1975).

Wyniki codziennych obserwacji zestawiane są w postaci raportów miesięcznych wysyłanych

następnie do zainteresowanych osób i instytucji. Materiały te są później publikowane

w „Quarterly Bulletin on Solar Activity” (QBSA) wydawanym w Ziirichu. Część materiału

obserwacyjnego została poddana dodatkowym analizom zmierzającym w kierunku poznania

natury promieniowania Słońca na falach metrowych oraz poszukiwań korelacji z innymi prze­

jawami jego aktywności ( G o r g o l e w s k i i in. 1962; H a n a s z 1964; K u s 1968a, b,

1969a,b; T y l e n d a 1970; B o r k o w s k i 1975c,d; K ę p a 1975).

2. OBSERWACJE

Głównymi czynnikami ograniczającymi czas efektywnych obserwacji dziennych jest kie-

runkowość systemu antenowego oraz wysokość Słońca nad horyzontem. Pierwszy z wy­

mienionych czynników decyduje o tym, że przez cały rok obserwacje mogą być skuteczne

przez ok. 7 godzin dziennie (od 8h30m do 15h30m czasu słonecznego prawdziwego miejsco­

wego). Na czas obserwacji włącza się samopisy (ze względu na stabilność systemu odbiornik

pracuje w sposób ciągły przez całą dobę) za pomocą automatycznych zegarów. Od marca

1974r. do zapisywania obserwacji wykorzystuje się rejestratory analogowe typu LRK-1.

Zwykle na jednym z rejestratorów zapisywany jest sygnał w pełnej dynamice systemu z krótką

stałą czasową integracji w stopniach m.cz. (rzędu 2 s), gdy na drugim - ten sam sygnał, lecz

dodatkowo wygładzony ze stałą czasową rzędu 10 s i z niepełną dynamiką. W okresach małej

aktywności Słońca opracowuje się zapis jedynie drugiego rejestratora, gdzie sygnał zapisywany

jest z większą czułością (czułość jest proporcjonalna do pierwiastka kwadratowego ze stałej

czasowej integracji). Zjawiska niezwykłe i duże poziomy continuum są opracowywane z zapisu

z mniejszą stałą czasową.

Służba Słońca na częstości 127 MHz

17

Ponieważ deklinacja Słońca zmienia się znacznie w ciągu roku, dla zapewnienia możliwie

zbliżonych warunków obserwacji konieczne jest okresowe poprawianie ustawienia anten

w płaszczyźnie południka. Przewidziano 9 dyskretnych nachyleń anten w odstępach 6° (od

—24° do 24°) dla Słońca i 2 (40° i 58°) odpowiadające deklinacji radioźródeł kalibracyjnych.

Daty przestawień wyznaczono tak, by obszar o szerokości 3° z obu stron płaszczyzny prze­

chodzącej przez anteny i kierunek największego wzmocnienia ich charakterystyki obejmował

wszystkie położenia Słońca w momentach tranzytu (przejścia przez południk miejscowy).

Oto ustalony w ten sposób terminarz przestawień nachylenia anten w ciągu roku: 16 I (z —24°

na -1 8 ° ) , 9 i 25 II, 13 i 28 III, 13 IV, 1 i 25 V, 16 VII (z 24° na 18°), 12 i 30 VIII, 15 IX, 1

i 17 X, 3 i 26 XI.

Na początku dnia obserwacyjnego wykonuje się zwykle kalibrację odbiornika za pomocą

standardowego generatora szumowego. Czynność ta nie jest zautomatyzowana i polega na

wprowadzeniu umownych sygnałów na wejście odbiornika (w miejsce sygnału z anten). Za­

rejestrowanie dwóch lub trzech poziomów sygnału kalibracyjnego ograniczających z dołu

1 a góry strumień pochodzący od Słońca na ogół wystarcza do określenia rzeczywistego

wzmocnienia odbiornika w danym dniu. Tylko w wyjątkowych sytuacjach, jak np. kalibracja

systemu, zamierzone zmiany wzmocnienia i wymiana podzespołów odbiornika, zmiana gene­

ratora szumowego, samopisów, zasilacza itp., konieczna jest dokładniejsza kalibracja w celu

wyznaczenia aktualnej

charakterystyki wzmocnienia, czułości, stabilności lub innych para­

metrów systemu, albo samego odbiornika, samopisów czy generatora szumowego.

Dla kalibracji systemu jako całości średnio raz na miesiąc dokonuje się obserwacji radio­

źródła Cassiopeia A lub Cygnus A. Wybór tych źródeł uzasadnia to, że są one najsilniejsze

z radioźródeł dyskretnych (punktowych) i co się z tym wiąże, wartość ich strumienia jest

najdokładniej zmierzona metodami absolutnymi. Kalibracja taka jest jednak obarczona dwoma

istotnymi wadami. Po pierwsze, deklinacja obu źródeł zbyt wiele różni się od dekli/facji

Słońca, co nie gwarantuje tych samych parametrów systemu antenowego w czasie kalibracji, co

w czasie obserwacji Słońca (na czas kalibracji przedstawia się nachylenie anten). Po drugie,

wskutek szerokich wiązek anten (uzasadnionych innymi czynnikami) obydwa źródła, mimo

znacznej odległości (ok. 3 godz. w rektascensji), częściowo nakładają się wywołując dudnienia

interferencyjne zakłócające pomiar. Przed i po obserwacji jednego z tych źródeł wykonuje się

dokładną kalibrację odbiornika, tak by wyeliminować błąd wynikający z nieliniowości jego

wzmocnienia. Do opracowania kalibracji systemu brany jest pod uwagę tylko główny listek

interferencyjny obserwowanego radioźródła. Kalibracja na radioźródłach pozwala określić

równowartość jednostki szumów generatora używanego do kalibracji odbiornika w jednostkach

gęstości strumienia promieniowania odbieranego przez anteny systemu (w radioastronomii

słonecznej przyjęło się używanie tzw. jednostki słonecznej: 1 su = 10~22 W m- 2 - Hz- 1 ).

Zakłada się przy tym, że gęstość strumienia Cas A na częstości 127 MHz na początku 1975 r.

wynosiła 1,44 su i spada o 1,22% w stosunku rocznym, a strumień CygA jest stały na tej

częstości i ma gęstość 1,19 su ( B o r k o w s k i 1975b,a).

Bardzo istotnym elementem obserwacji, zwłaszcza w czasie wzmożonej aktywności Słońca,

jest nawiązanie czasowe. W Obserwatorium Toruńskim służbę czasu prowadzi się na bazie

precyzyjnego

zegara

kwarcowego

( G o r g o l e w s k i

1974) generującego impulsy

w odstępach 4- i 6-minutowych (na przemian). Impulsy te dodawane są do sygnału wyjścio­

wego odbiornika i wraz z nim rejestrowane na samopisach. Dokładność określania czasu de­

terminowana jest głównie szybkością przesuwu taśmy samopisu (obecnie ok. 0,2 min, przy

przesuwie 20 cm/godz.).

18

K. Borkowski

3. OPRACOWYWANIE OBSERWACJI

I. WSTĘP

System stosowany w Obserwatorium Toruńskim pozwala na pomiar promieniowania radio­

źródeł

w jednej składowej polaryzacji liniowej. W przypadku promieniowania niespola-

ryzowanego, lub spolaryzowanego przypadkowo, jest to równoważne pomiarowi całkowitej

mocy padającej fali elektromagnetycznej. Kierunek polaryzacji anten jest zgodny z ustawieniem

dipoli, a w danym przypadku — równoległy do kierunku wschód-zachód, na którym leży baza

systemu antenowego.

Rys. 1. Ilustracja zasady prostego interferometru (a) oraz zależności kąta i^od czasu

t

(b). Osie rysunku (b) są zorientowane w układzie współrzędnych równikowych

Ponieważ anteny tworzą prosty interferometr, koherentne sygnały pochodzące z obu anten

interferują ze sobą w liniach przesyłowych dając w punkcie poboru mocy sygnał o amplitudzie

zależnej od różnicy faz i przebytych dróg. W przypadku punktowego źródła kosmicznego

amplituda ta będzie się zmieniała okresowo wskutek zmiany różnicy dróg wynikającej z ruchu

obrotowego Ziemi. Sytuację taką ilustruje rys. 1. Zakładając promieniowanie mono­

chromatyczne i równe anteny łatwo można pokazać, że amplituda sygnału (napięcie) na

wyjściu systemu z rys. la jest proporcjonalna do wyrażenia

cos[7r(d* sinip +

£>)], gdzie: d

i D - odległość między antenami i przesunięcie fazy odpowiadające różnicy dróg w liniach

przesyłowych wyrażone w długościach fali, y - kąt między płaszczyzną południka i kie­

runkiem na źródło promieniowania. Przyjmując dalej, że charakterystyka odbiornika jest

kwadratowa (tzn. jego napięcie wyjściowe jest proporcjonalne do mocy sygnału wejściowego)

na jego wyjściu dostaje się sygnał zmodulowany czynnikiem:

cos[27r(d- sirn^+£))].

(1)

Na rys. Ib pokazano jak kąt tp wiąże się z czasem t, czego wynikiem jest równość

sin y = sin / - cos 5, gdzie S jest deklinacją źródła. Uwzględniając ten związek we wzorze (1)

Służba Słońca na częstości 1 27 MHz 19

można wyznaczyć moment (w czasie słonecznym prawdziwym lub gwiazdowym w zależności od rodzaju źródła) pojawienia się n-tego ekstremum (minimum lub maksimum) interferen­ cyjnego korzystając np. z przekształcenia postaci:

# = a r c s i n ^ j — | « - 2D i < 2d- cos 5. (2) « 2 a c o s i ' 1

Toruński interferometr (d = 10 X, D - 0,5 X) pozwala obserwować dziennie 1 5 -1 8 listków interferencyjnych pochodzących od Słońca w jednej składowej (tzw. sinus) w odstępach od 23 (południe) do 38 min. (wschód i zachód) przy deklinacji 0 ° lub odpowiednio od 25 do 52 min. przy deklinacji Słońca ± 2 3 °2 7 \

Jedna składowa interferencyjna zupełnie wystarcza do określania średnich strumieni dziennych, ale nie spełnia wszystkich wymagań stawianych przy opracowywaniu zjawisk niezwykłych, a nawet parametru zwanego zmiennością strumienia (w minimach interferen­ cyjnych sygnał ze Słońca praktycznie znika całkowicie). Z tego powodu dane o zjawiskach uzyskane za pomocą tego instrumentu należy traktować jako niekompletne. Drugą składową (cosinus lub minus-sinus), niwelującą całkowicie ten niedostatek, można odbierać po pewnych zmianach, wymagających stosunkowo niewielkiego nakładu pracy (np. przez wprowadzenie dodatkowego odcinka ćwierć- lub półfalowego przełączanego w obwodach linii przesyłowych, a następnie synchroniczne rozdzielenie obu składowych w stopniach m.cz.).

Promieniowanie Słońca odbierane jest przez anteny wraz ze składnikami pochodzącymi od Galaktyki i otoczenia systemu. Te ostatnie nie podlegają interferencji, ponieważ ich źródła są obiektami rozciągłymi i w związku z tym na zapisie ujawniają się jako charakterystyczne tło , na którym leżą listki interferencyjne. Poziom tła galaktycznego (promieniowanie otoczenia jest w znacznym stopniu eliminowane z zapisu dzięki zastosowaniu źródła szumów porów­ nawczych w układzie odbiornika Dicke’go) silnie zależy od kierunku na sferze niebieskiej. Na rys. 2 pokazano przebieg tego tła zarejestrowany przy nachyleniu anten odpowiadającym deklinacji 0 °. Wyróżnia się tam maksimum strumienia w kierunku odpowiadającym w przy­ bliżeniu rektascensji środka Galaktyki. Można także zauważyć mniejsze wtórne maksimum w przeciwnym kierunku, w pobliżu miejsca, w którym płaszczyzna Drogi Mlecznej przecina równik niebieski. W okresie zimy główne maksimum tła galaktycznego widoczne jest w czasie obserwacji Słońca i wówczas listki interferencyjne występują na znacznie zróżnicowanych poziomach. Różnice poziomu tła sięgają wartości 20 su, co kilkakrotnie przewyższa strumień spokojnego Słońca (ok. 3 su na tej częstości). Problem odróżnienia promieniowania tła galaktycznego od sygnału pochodzącego ze Słońca jest podstawowym na falach metrowych (np. Y a m a s h i t a 1974, 75), a metody interferometryczne wydają się być najprostszym i stosunkowo pewnym rozwiązaniem.

Opraoowywanie obserwacji, ma na cehi odzyskanie z zapisów dziennych następujących wielkości opisujących promieniowanie Słońca:

— średnie gęstości strumienia w godz. 9—12, 1 2 -1 5 i 9 - 1 5 UT, — informacje o przebiegu zjawisk niezwykłych, oraz