/Czasopisma_156_09_092_0001.djvu

			1*#*'
—
CZASOPISMO ASTRONOMICZNE POPULARNO-NAUKOWE
U R A N I A
ORGAN POLSKIEGO TOWARZYSTW* MIŁOŚNIKÓW ASTRONOMII
ROK XXVI
MARZEC <955
’f UNIWERSYTECKA 11
		

/Czasopisma_156_09_093_0001.djvu

			TREŚĆ Nr. 3:
Str
ARTYKUŁY
Oleg Czyżewski: Radioastronomia — nowe okno na Wszechświat t>5
Jan Mergentaler: Zaćmieniowe kłopoty astronomów ... 74
Janusz Pagaczewski: Jan Śniadecki — twórca Obserwatorium
Krakowskiego	79
KRONIKA
O powstawaniu świecących obłoków nocnych. — Nowe badania
astrobotaniczne. — Czerwone karły, gwiazdy rozbłyskowe. —
Jeszcze o obserwatorium na Mt. Palomar. — W budowie znaj¬
duje się nowy wielki teleskop . 		83
KRONIKA P. T. M. A		88
NASZA OKŁADKA 		92
ERRATA 	93
KALENDARZYK ASTRONOMICZNY ......	93
Ryciny na okładce:
Pawilon obserwacyjny Obserwatorium Astronomicznego Uniwer¬
sytetu Poznańskiego.
Znak Zodiaku: Baran.
PAŃSTWOWE WYDAWNICTWO NAUKOWE — DZIAŁ CZASOPISM
Warszawa 1, Krakowskie Przedmieście 79.
406 - 21. 1. 1955 - M-6-4040 - 6.000 Objętość 2'U ark. - Pap. sat. Al 60 gr.
Druk. ukończono 23. 2. 1955.
Drukarnia Związkowa w Krakowie, ul. Mikołajska 13
		

/Czasopisma_156_09_094_0001.djvu

			ROK XXVI
MARZEC 1955
Nr 3
URANIA
CZASOPISMO ASTRONOMICZNE
POPULARNO-NAUKOWE *
ORGAN POLSKIEGO TOWARZYSTWA MIŁOŚNIKÓW ASTRONOMII
KRAKÓW 1955
Pismo zalecone reskryptem Ministerstwa Oświaty z dnia 20. X. 1950 roku,
Nr Oc-506/50, jako pożądane w bibliotekach licealnych i nauczycielskich.
OLEG CZYŻEWSKI — Kraków
RADIOASTRONOMIA — NOWE OKNO NA WSZECHŚWIAT*)
Jesteśmy obecnie świadkami narodzin nowej gałęzi astro¬
nomii: radioastronomii1). Upłynęło zaledwie 20 lat od pierwszych
obserwacji promieniowania radiowego z Wszechświata, a około
10 lat od rozpoczęcia systematycznych badań w tej dziedzinie.
Jak w każdej młodej dziedzinie wiedzy gromadzimy tu też
najpierw fakty, zanim przyjdzie kolej na ich uporządkowanie
w postaci teorii. Faktów tych narasta nadzwyczaj duto.
Możnaby bez przesady powiedzieć, że stan wiedzy naszej
w tej dziedzinie zmienia się z godziny na godzinę. Badania te
dla nauki mają niezwykłe wprost znaczenie. Całą naszą wiedzę
0	Wszechświecie, o gwiazdach, mgławicach, o pyle kosmicznym
czerpiemy z badań wysyłanego czy pochłanianego przez nie
promieniowania widzialnego, względnie bliskich z nim części
widma w bliskiej podczerwieni i nadfiolecie. Radioastronomia,
rozszerzając ten zakres naszych badań na nowy obszar pro¬
mieniowania, otwiera przed astrofizyką jak gdyby nowe okno
na Wszechświat, rozszerzając zakres naszego poznania.
Rozpoczęty tym artykułem cykl artykułów o radioastro¬
nomii ma przedstawić czytelnikowi obecny stan tej ciągle roz¬
wijającej się dziedziny wiedzy, zdobyte już fakty obserwacyjne
1	pierwsze próby powiązania ich teorią. Zanim jednak będziemy
mogli przystąpić do omówienia tych zagadnień musimy zasta¬
nowić się z jakim rodzajem promieniowania mamy tu do czy-
*) Artykułem tym rozpoczynamy cykl artykułów poświęconych naj¬
młodszej dziedzinie astronomii — radioastronomii.
!) por. artykuł W. Iwanowskiej „Urania" 22, 232 (1951).
		

/Czasopisma_156_09_095_0001.djvu

			66
URANIA
nienia i jak wygląda historycznie droga, na której doszliśmy
do tych odkryć.
Ruch falowy
Wyobraźmy sobie bardzo długą, naciągniętą strunę. Ude¬
rzamy tę strunę mocno w jakimś punkcie, (rys. 1). Widzimy,
że'z tego punktu rozchodzi się w obie strony, z pewną pręd¬
kością zaburzenie. Takie zaburzenie o dowolnym kształcie,
rozchodzące się w jakimś ośrodku, nazywamy falą. Znamy
wiele rodzajów fal, np. fale na wodzie, rozchodzące się po
wrzuceniu kamienia, fale dźwiękowe, a wreszcie fale elektro¬
magnetyczne, których szczególną własnością jest to, że roz¬
chodzą się nawet bez ośrodka, w próżni.
n/—0—\X
^kierunek rozchodzeni* się fali ^
o kierunek m&o&zenia stę fali r^,
Rys. 1,	Rys. 2.
Ale wróćmy do naszej struny. Wyobraźmy sobie, że bę¬
dziemy ją teraz poruszać w jakimś punkcie do góry i na dół v
razy na sekundę (rys. 2). Wzdłuż struny będzie się teraz roz¬
chodzić fala monochromatyczna o częstości v Hz *).
Odległość między najbliższymi punktami struny tak samo
wychylonymi i tak samo poruszającymi się, czyli między
punktami o tej samej fazie, nazywamy długością fali X. Dłu¬
gość fali i jej częstość związane są ze sobą wzorem
X v = c
gdzie: c — prędkość rozchodzenia się fali.
Otrzymana w powyższy sposób fala ma jeszcze jedną wła¬
ściwość. Zwróćmy uwagę na fakt, że drgania odbywają się
w jednej płaszczyźnie — w tym wypadku w płaszczyźnie ry-
*) Jednostką częstości, jest 1 herc (skrót 1Hz), lub używany także
niekiedy 1 cykl na sek. Mówimy, że częstość drgań wynosi np. 100 Hz lub
100 cykli na sek., jeżeli mamy 100 drgań na sek. W pewnych wypadkach
są nam potrzebne jednostki większe, używamy wtedy kiloherców lub
kilocykli na sek. (1 kHz = 1000 Hz) i megaherców lub megacykli na sek.
(1 MHz = 1 000 000 Hz).
		

/Czasopisma_156_09_096_0001.djvu

			URANIA
67
sunku. Taką falę nazywamy falą liniowo spolaryzowaną, a pła¬
szczyznę, w której zachodzą drgania, nazywamy płaszczyzną
polaryzacji. Są jeszcze możliwe inne rodzaje polaryzacji —
poruszajmy teraz naszą strunę inaczej, nie z góry na dół,
ale obracajmy jakiś jej punkt v razy na sekundę (rys. 3).
Wtedy wzdłuż struny rozejdze się fala spolaryzowana kołowo;
wszystkie punkty struny zataczać będą koła.
W jaki sposób możemy drgania niespolaryzowane spolary¬
zować, względnie wykryć polaryzację? Wróćmy znowu do
naszego przykładu ze struną: w pewnym jej miejscu umie¬
szczamy dwie deseczki blisko siebie tak, żeby struna mogła
się między nimi poruszać tylko w jednej płaszczyźnie (rys. 4).
Jeżeli drgania zachodzą w płaszczyźnie równoległej do de¬
seczek, to deseczki te nie będą stanowiły dla nich żadnej prze¬
szkody. Ale co będzie, jeżeli deseczki obrócimy o 90° (rys. 5)?
Fale już teraz nie przejdą pomiędzy nimi. Można też użyć ta¬
kich deseczek do spolaryzowania drgań niespolaryzowanych:
przypuśćmy, że struna drga teraz zupełnie nieregularnie, to na
boki, to znów do góry i na dół (rys. 6). Po założeniu (naszych
deseczek przedostaną się poza nie tylko drgania spolaryzowane.
kierunek rozchcdiena sic fo/i
Rys. 3.
Rys. 4
Rys. 5.
Rys. 6.
		

/Czasopisma_156_09_097_0001.djvu

			68
URANIA
Najogólniejszym wypadkiem, jaki możemy rozpatrywać, są
fale, które nie będą ani spolaryzowane, ani monochromatycz¬
ne — fale, których zarówno częstość, jak i polaryzacja zmie¬
niają się ciągle bezładnie. Fale takie możemy rozłożyć na całe
widmo fal monochromatycznych przy pomocy specjalnego
urządzenia. Tak np. falę „a“ (jak na rys. 7) można rozłożyć na
Rys. 7.
dwie fale monochromatyczne „b“, ,,c“. Zwykle w praktyce
mamy do czynienia z falami o wiele bardziej skomplikowa¬
nymi, których widmo składa się z bardzo wielkiej, a nawet
nieskończonej liczby fal o różnej częstości.
Fale elektromagnetyczne
Przejdźmy teraz do fal, które nas najbardziej interesują —
do fal elektromagnetycznych. Ładunek elektryczny wytwarza
wokół siebie pole elektryczne. Znaczy to, że jeżeli w pewnej
odległości od naszego ładunku umieścimy inny ładunek, to na
ładunek ten będzie działać pewna siła. Przypuśćmy teraz, że
ładunek nasz będziemy poruszać, albo zmieniać jego wartość —
wraz z nim zmieniać się będzie pole elektryczne, przy czym
zmianom tym będzie towarzyszyć powstanie nowego pola —
pola magnetycznego. Obecność pola magnetycznego możemy
stwierdzić, mierząc siły działające na umieszczony w takim
polu magnes. Takie zmienne pole elektryczne i magnetyczne
będzie się rozchodzić w przestrzeni z prędkością światła, równą
dla próżni ok. 300 000 km/sek; takie właśnie zmienne pole
nazywamy falą elektromagnetyczną. Znamy dziś całe widmo
fal elektromagnetycznych — od najkrótszych promieni y, po
przez promienie Roentgena, ultrafiolet, światło widzialne, pro¬
mienie cieplne, aż do najdłuższych, o długości kilkudziesięciu
kilometrów, fal radiowych.
		

/Czasopisma_156_09_098_0001.djvu

			URANIA
69
Widmo fal elektromagnetycznych
v	X
Fale radiowe
Podczerwień
Światło widzialne
Ultrafiolet
Promienie Roentgena
Promienie f
Hz
cm
3-10* -
-106
3'106 -
■ 10*
3108 -
-102
3-IOW -
■ 1
31012 .
-10-2
V
= s-iou -10-*
,3‘1016 -10-6
Vl0!8 - -10—8
13-1020 -10-
Tabelka II ułatwia przeliczenie długości fali na częstości
w interesujących nas zakresach widma fal radiowych:
TABELKA II
X
V
X
V
X
V
mm
MHz
mm
MHz
mm
MHz
t-o
300 000
4-0
75 000
7-0
42 870
1-2
250 000
4-2
71 430
7-2
41 670
1-4
214 300
4*4
68 170
7-4
40 540
1-6
187 500
46
65 210
7-6
39 740
1-8
166 700
4-8
62 500
7-8
38 460
20
150 000
5-0
60 000
80
37 500
22
136 400
5-2
57 690
8-2
36 580
2-4
125 000
5-4
55 550
8-4
35 710
2-6
115 400
56
53 560
86
34 880
2-8
107 100
5-8
51 720
8'8
34 080
30
100 000
6 0
50 000
90
33 340
3-2
93 760
6-2
48 390
9-2
32 610
3-4
88 220
6-4
46 870
9-4
31 920
36
83 320
66
45 460
9-6
31 250
38
78 940
6-8
44 120
9-8
30 610
Dla = 1 cm — 1° cm należy kolumnę ^ mnożyć a kolumnę v	dzielić przez 10
„	„ = 10 cm — 1 m „ „ „ „ „ „ „	„ „ 100
,,	„ = lm — 10 m „ „ „ „ „ „ „	„ „ 1000
„ „ = 10 m —100 m „ 		„ „ 10000
		

/Czasopisma_156_09_099_0001.djvu

			70
URANIA
Zajmijmy się teraz najprostszym „urządzeniem" do wysy¬
łania fal elektromagnetycznych, jakim jest jakiekolwiek ciało
o temperaturze wyższej niż temperatura bezwzględnego zera.
Ciało takie promieniuje fale elektromagnetyczne o wszystkich
częstościach, poczynając od najniższych,a kończąc na najwyż¬
szych. Zależność między natężeniem promieniowania a często¬
ścią podał Planck w swoim słynnym wzorze, który odnosi
się do ciała doskonale czarnego, tj. takiego, które pochłania
całe padające na niego promieniowanie niezależnie od czę¬
stości, a żadnego promieniowa¬
nia nie odbija. Jak wygląda
wykres wzoru Plancka widzimy
na rys. 8. Widzimy, że dla
pewnej temperatury występuje-
maksimum natężenia promie¬
niowania, przy czym dla niż¬
szych temperatur maksimum to
maleje i przesuwa się w kierun¬
ku większych długości fali. Zna¬
jąc więc natężenie promieniowa¬
nia o dowolnej częstości, wysyła¬
nego przez jakieś ciało, znając je¬
go odległości i rozmiary, można
przy założeniu, że jest to ciało
doskonale czarne, obliczyć jego
temperaturę. Tak znalezioną
temperaturę nazywamy tempe¬
raturą równoważną, lub barwną
danego ciała. Nie oznacza to
wcale, że ciało to musi mieć
rzeczywiście tę temperaturę —
tak np. popularne dzisiaj świa-
afugoić fa/i	tlówki, mimo że mają rozkład
Rys. 8.	widmowy zbliżony do rozkła¬
du widmowego Słońca, bynaj¬
mniej nie mają temperatury 6000° — temperatura ich jest nie¬
wiele wyższa od temperatury pokojowej.
Potrzebne nam też będzie pojęcie temperatury kinetycznej.
Wiemy, że cząsteczki wszystkich ciał pozostają w ciągłym ru¬
chu, przy czym ich prędkości wzrastają z temperaturą. Jak to
wykazał M a x w e 11, średnia energia kinetyczna cząsteczek
jest proporcjonalna do temperatury.
W ten sposób, mając daną średnią energię kinetyczną dla
		

/Czasopisma_156_09_100_0001.djvu

			URANIA
71
jakichś cząsteczek — nie muszą to koniecznie być atomy,
mogą to być jakiekolwiek inne cząstki, np. elektrony — mo¬
żemy obliczyć ich temperaturę kinetyczną.
Źródłem naszej wiedzy o Wszechświecie jest w głównej mie¬
rze promieniowanie elektromagnetyczne, padające na powierz¬
chnię Ziemi. Ale nie wszystkie fale elektromagnetyczne mogą
się do nas dostać poprzez grubą warstwę atmosfery. Mamy
w atmosferze dwa „okna“ — „okno“, przez które przenika
Rys. 9.
promieniowanie widzialne i „okno radiowe1* (rys. 9). To, że
fale radiowe dochodzą do nas spoza Ziemi tylko w takim
zakresie, jest spowodowane dwoma przyczynami: fale krótsze
niż kilka milimetrów — są to fale na pograniczu promienio¬
wania cieplnego — są pochłaniane przez atmosferę, fale
dłuższe niż kilkanaście metrów są odbijane przez jonosferę.
Jonosfera odgrywa w ogó¬
le ważną rolę w rozchodzeniu
się fal radiowych, warto więc
powiedzieć o niej parę słów.
Około roku 1900 udały się,
ku zdumieniu fizyków, pierw¬
sze próby komunikacji radio¬
wej przez Atlantyk. Wydało
się to dość dziwne — prze¬
cież Ziemia jest kulista,
więc rozchodzące się prosto¬
liniowo fale radiowe powinny	Rys. 10.
„uciec“ poza Ziemię (rys. 10).
W związku z tym Heaviside i Kenelly wysunęli
hipotezę, że na dużych wysokościach istnieje w atmosferze
		

/Czasopisma_156_09_101_0001.djvu

			72
URANIA
warstwa silnie zjonizowana, tj. taka, w której znajduje się
wiele jonów oraz swobodnych elektronów. Jony te powstają
głównie pod wpływem ultrafioletowego i cząsteczkowego pro¬
mieniowania Słońca. Gaz zjonizowany jest przewodnikiem
elektryczności; dłuższe niż kilkanaście metrów fale radiowe
odbijają się od tej warstwy, krótsze fale przechodzą przez nią,
choć również są częściowo odbijane, a częściowo pochłaniane.
Historia radioastronomii
Początków radioastronomii trzeba szukać w latach dziewięć¬
dziesiątych ubiegłego stulecia, krótko po odkryciu przez Her¬
tza fal elektromagnetycznych o długościach rzędu decyme¬
trów. Doświadczenia nad tymi falami były wówczas bardzo
modne, choć praktycznego zastosowania dla nich jeszcze nie
znaleziono. Wtedy to, w r. 1893 Ebert wyraził przypuszcze¬
nie, że korona słoneczna — to widzialne wyładowanie elek¬
tryczne. W związku z tym twierdził on, że Słońce musi promie¬
niować fale elektromagnetyczne. Niedługo po tym pojawiły
się prace Plancka, z których wynikało, jak już była o tym
mowa, że Słońce promieniuje całe widmo fal elektromagne¬
tycznych, a więc . i fale radiowe. Próby odebrania tych, jak
je wówczas nazywano, fal Hertza przeprowadzał między inny¬
mi około r. 1900 Oliyer L o d g e, ale bez jakiegokolwiek po¬
zytywnego wyniku. Radiotechnika stała w tym czasie na zbyt
niskim poziomie; minęło przecież dopiero kilkanaście lat od
chwili, gdy P o p o w wynalazł odbiornik radiowy, przepro¬
wadzano dopiero pierwsze próby telegrafowania na większe
odległości. Zresztą wkrótce zaprzestano wszelkich prób w kie¬
runku odbierania fal radiowych spoza Ziemi i dopiero trzeba
było przypadku, aby znowu skierować badania na tory radio¬
astronomii.
Na lata trzydzieste przypada okres bardzo intensywnych
badań nad łącznością krótkofalową na duże odległości — mię¬
dzy innymi bardzo interesowało wówczas uczonych zagadnie¬
nie tzw. „pasożytów", tj. różnego pochodzenia zakłóceń w od¬
biorze. Badając je w r. 1931 zauważył K. G. Jansky, że ja¬
kieś źródło zakłóceń porusza się ze wschodu na zachód w ciągu
dnia (p. fot. na wkładce). Początkowo sądził, że odkrył pro¬
mieniowanie radiowe Słońca, gdy jednak spostrzegł, że źródło
zakłóceń nie porusza się względem gwiazd stałych, musiał
przyjąć hipotezę, że promieniowanie to przychodzi spoza
Układu Słonecznego. Określił on współrzędne źródła zakłó¬
ceń — rektascenzja wynosiła 18 h, deklinacja — 20°. Punkt
		

/Czasopisma_156_09_102_0001.djvu

			URANIA
73
ten leży w gwiazdozbiorze Strzelca, w pobliżu centrum Ga¬
laktyki. Odkrycie to, zdawałoby się tak rewelacyjne, przeszło
jednak niemal bez echa.
W latach 1936—37 obserwowano niejednokrotnie w dzień
silne szumy , odbierane na częstościach 10 do 40 MHz. Zwykle
po tych zjawiskach następowały silne zaburzenia, a nawet zu¬
pełne przerwy w łączności krótkofalowej. Wówczas nie umiano
wytłumaczyć tych zjawisk, dziś wydaje się pewne, że szumy
te pochodziły ze Słońca, które było w tym okresie bardzo
aktywne.
Szereg nowych prób wykrycia promieniowania radiowego
spoza Ziemi rozpoczął R e b e r w 1940 r. na fali 187 cm.
Niestety nie udało mu się odebrać promieniowania radiowego
Słońca, natomiast z całą pewnością stwierdził, że promienio¬
wanie takie wysyła Galaktyka. Po raz pierwszy pewne dane
o promieniowaniu radiowym Słońca otrzymano w lutym 1942 r.,
kiedy to na stacjach radarowych w Anglii, pracujących w za¬
kresie 4—6 m, zaobserwowano silne zakłócenia na ekranach.
Ponieważ obawiano się, że są to przeszkody stosowane przez
nieprzyjaciela, rozpoczęto natychmiast badania nad nimi. Pro¬
wadził je H e y, który stwierdził, że szumy pochodzą ze Słońca.
W następnych latach prace te kontynuowali zarówno — już
z większym powodzeniem — Reber, jak i Southworth,
ale prawdziwy rozwój radioastronomii nastąpił dopiero po
wojnie.
Równolegle do tej linii badań rozwijała się druga gałąź
radioastronomii — gałąź radiolokacyjna. W krótkich słowach
tak możemy określić radiolokację: wysyłamy sygnał — wiązkę
fal radiowych, a następnie badamy odbite od interesującego
nas obiektu „echo radiowe". Tą metodą bada się dziś przede
wszystkim meteory. Pierwsze prace w tej dziedzinie sięgają
lat 1931—1932, kiedy to najpierw Schafer i Goodall,
później Appleton i Naismith, a następnie wielu innych
obserwowało i badało echa odbite od śladów meteorów w jono-
sferze. Badania te nieprzerwanie trwają do dnia dzisiejszego;
metodzie radiowego badania meteorów poświęcony będzie osobny
artykuł.
Warto wreszcie wspomnieć o tym, że w roku 1946 Węgier
Z. B a y odebrał po raz pierwszy sygnał radiowy, wysiany
z Ziemi i odbity od Księżyca. Był to fakt o wielkim znacze¬
niu — radiolokacja sięgnęła daleko poza granice Ziemi, do¬
konano pierwszego bezpośredniego pomiaru odległości między
ciałem kosmicznym a Ziemią.
		

/Czasopisma_156_09_103_0001.djvu

			74
URANIA
JAN MERGENTALER — Wrocław
ZAĆMIENIOWE KŁOPOTY ASTRONOMÓW
Pierwszy projekt zorganizowania ekspedycji zaćmieniowej
naszkicowany przez autora jesienią 1952 r., był bardzo skromny.
Wyobrażałem sobie, że zaćmieniem zainteresuje się niewielu
fachowców, może paru miłośników i to wszystko. Wydawało mi
się, że trzeba będzie namawiać filmowców, radio, prasę, by
chciały zająć się tym zjawiskiem, że astronomowie sami będą
musieli myśleć o propagandzie i popularyzacji..., rzeczywistość
okazała się zupełnie inna.
Już na pierwszym posiedzeniu Komitetu Astronomicznego
PAN okazało się, że prawie wszystkie obserwatoria są zainte¬
resowane tym problemem, a w rezultacie — w tej czy innej
formie — nie zabrakło w ekspedycjach zaćmieniowych ani
jednego z naszych obserwatoriów. A jeżeli chodzi o popula¬
ryzację... niezliczona ilość artykułów, pogadanek, radiowych
przemówień, trzy filmy, jeden reportażowy, drugi dokumen-
tamy kolorowy — mówią same za siebie.
Pierwotnie wydawało się, że trzeba będzie ograniczyć się
tylko do krajowych ekspedycji. Niezmiernie życzliwe stanowisko
Akademii Nauk ZSRR i gościnność radzieckich astronomów,
pozwoliła wysłać także ekspedycję do odległego Nalczyka na
północnych przedgórzach potężnego Kaukazu.
Trudno tu skreślić całą historię przygotowań. Kilka szczegó¬
łów jednak warto podać. Przygotowanie ekspedycji zaćmienio¬
wej — to co najmniej trzy odrębne problemy. Opracowanie pro¬
gramu naukowego i wykonanie odpowiedniej aparatury — to
byłby punkt pierwszy. Wybranie miejsca gwarantującego naj¬
większe możliwe prawdopodobieństwo udania się ekspedycji —
to punkt drugi. Wreszcie trzeci — znalezienie środków finan¬
sowych. Ten ostatni problem wzięła na siebie Polska Akademia
Nauk, astronomowie jedynie wysuwali zapotrzebowania. Zdra¬
dzę tu jedną tajemnicę. Astronomowie (wina w tym głównie
autora) początkowo preliminowali zbyt skromnie. Wynikły stąd
potem pewne trudności, które jednak zostały załatwione pomyśl¬
nie dzięki życzliwemu stanowisku PAN.
Drugi punkt — wybranie miejsca, spoczął głównie na bar¬
kach dwu ludzi: prof. E. S t e n z a jako geofizyka orientującego
się w ogólnych możliwościach klimatycznych i przede wszyst¬
kim dra K. Kordylewskiego, który wiosną 1953 r. wy¬
jechał na Suwalszczyznę w okolice przyszłej siedziby ekspedycji
dla przygotowania terenu i zorganizowania sieci obserwacyjnej
dla ustalenia prawdopodobnych najlepszych warunków klima-
		

/Czasopisma_156_09_104_0001.djvu

			URANIA	75
tycznych. O wyprawie tej i jej wynikach czytelnicy Uranii byli
już poinformowani. Widoki na pogodę nie były duże. Wiadomo
było z góry, że w godzinach południowych, kiedy miało mieć
miejsce zaćmienie, zachmurzenie w czerwcu zwykłe bywa duże.
Chodziło więc o wybranie takiej okolicy, w której to zachmu¬
rzenie mogłoby być najmniejsze.
Praca nad programem dokonywana była w ciszy pracowni
poszczególnych obserwatoriów i w hałasie tokarek warsztatów
mechanicznych. W Krakowie pracowano nad konstrukcją i mon¬
tażem pierwszej w Polsce aparatury radioastronomicznej. We
Wrocławiu konstruowano nowoczesny spektrograf, kamerę do
fotografowania Słońca i szereg drobnych narzędzi, w Toruniu
montowano kamerę lustrzaną i budowano montaż do astrografu.
Wreszcie w Poznaniu i Krakowie pracowano nad ulepszeniem
chronokinematografów. A program ekspedycji był następujący.
Przede wszystkim oczywiście astrofizyczny. W tym głównie
wyrażał się ogromny postęp w stosunku do ekspedycji zaćmie¬
niowych organizowanych przed wojną, które zajmowały się
prawie wyłącznie zagadnieniami astrometrycznymi. Nie zanied¬
bano oczywiście także i problemów astrometrycznych, jakie na¬
stręcza każde zaćmienie, czego dowodem było to, że aż 3 chro-
nokinematografy brały udział w ekspedycji.
Jeżeli chodzi o szczegóły, to celem zamierzonych obserwacji
było : 1) Badanie przyćmienia brzegowego tarczy słonecznej.
2) Pomiar stopnia polaryzacji, widma i jasności korony słonecz¬
nej wewnętrznej i zewnętrznej. 3) Próby obserwowania chro-
mosfery i jej widma..4) Pomiary momentów kontaktów i średnic
Słońca i Księżyca metodą chronokinematograficzną. 5) Obser¬
wacje radiowe promieniowania słonecznego. 6) Różne pomiary
geofizyczne.
W wyniku obserwacji zachmurzenia na Suwalszczytnie,
0	których wyżej wspominałem, wybrano 3 punkty obserwacyjne,
w których ekspedycje pomieściły się w sposób następujący.
Ogrodniki — dokąd pojechała ekspedycja Obserwatorium Kra¬
kowskiego kierowana przez dra K. Kordylewskiego. Tam też
ulokowała się ekspedycja Czechosłowacka z dr. Vanyskiem
na czele. Trakiszki, gdzie osiedlił się Poznań pod kierunkiem
prof. J. Witkowskiego oraz warszawska geofizyka z dr. M.
Mackiewiczówną na czele i wreszcie Wiżajny, które go¬
ściły astronomów wrocławskich (oraz częściowo warszawskich)
1	skromną ekipę młodych astronomów z Torunia pod opieką
autora tego sprawozdania. Czwartym ośrodkiem, w którym pra¬
cowali polscy astronomowie, był daleki Nalczyk w ZSRR, dokąd
wyjechali astronomowie z Torunia z prof. W. Iwanowską
i
		

/Czasopisma_156_09_105_0001.djvu

			76
URANIA
na czele, z Wrocławia kierowani przez prof. A. Opolskiego
oraz geofizycy z Warszawy pod opieką prof. E. S t e n z a. Ogólne
administracyjne kierownictwo nad wszystkimi wyprawami
objął prof. E. Rybka.
A teraz parę szczegółów o programie obserwacyjnym. Nie
mogę zbyt obszernie o tym pisać, bo z felietonu zaćmieniowego
zrobiłaby się książka, ale parę uwag o niektórych zagadnieniach
warto powiedzieć.
W częściowych fazach zaćmienia projektowano dokonać po¬
miaru przyćmienia brzegowego tarczy Słońca różnymi metoda¬
mi. W fazach dalekich od fazy całkowitości miały być dokony¬
wane fotografie z pomocą 10 cm refraktora, w ognisku którego
umieszczono małoobrazkowy aparat fotograficzny bez obiekty¬
wu, a tuż przed ogniskiem filtr interferencyjny.. Użyto przy
tym dwu filtrów po to, by w dwu oddzielnych wąskich przedzia¬
łach widma uzyskać pomiar przyciemnienia, które — jak wia¬
domo — zależy od długości fali. Tuż przed i tuż po fazie całko¬
witości projektowano dokonać obserwacji za pomocą kamery
fotograficznej zaopatrzonej w pryzmat obiektywowy i ruchomą
kasetę, tak skonstruowaną, że miała w sposób ciągły przesuwać
się, umożliwiając uzyskanie widma brzegowych części tarczy
Słońca i chromosfery. Spodziewano się w ten sposób otrzymać
widmo, które można będzie fotometrować w kilku wybranych
przedziałach długości fali.
Efektowi przyciemnienia brzegowego tarczy słonecznej po¬
święcono tyle uwagi z następujących powodów. Światło sło¬
neczne, dochodzące do nas, pochodzi z powierzchniowych
warstw grubości paruset kilometrów, z tzw. fotosfery. To pro¬
mieniowanie, które idzie ze środkowych części tarczy słonecznej,
pochodzi z warstw głębszych, gorętszych, to, które wychodzi
z bfzegowych części, wydostaje się z płytszych, chłodniejszych
warstw gazu. Przyciemnienie występuje więc skutkiem tego, że
w środku tarczy obserwujemy gorętsze źródła promieniowania,
przy brzegach chłodniejsze, a więc bardziej czerwone. Interpre¬
tacja teoretyczna tego zjawiska pozwala wyśledzić, jaki to czyn¬
nik powoduje pochłanianie światła w fotosferze, ujawniające się
w postaci przyciemnienia brzegowego. Obserwacje wskazują
na to, że efekt ten zależy w pewien określony sposób od dłu¬
gości fali świetlnej. Z teorii wynika, że obserwowaną zależność
od długości fali najdokładniej można wytłumaczyć przypu¬
szczając, że głównym czynnikiem pochłaniającym światło w fo¬
tosferze są ujemne jony wodorowe. Jednocześnie dokładniejsza
analiza zjawiska pozwala przypuszczać, że procentowa zawar¬
tość helu w tych powierzchniowych warstwach kuli słonecznej
		

/Czasopisma_156_09_106_0001.djvu

			URANIA
77
nie przewyższa 2—4% ilości wodoru (dawniej przypuszczano, że
wynosi ona do 20%). Pewną rolę odgrywają poza tym w krót¬
szych długościach fali atomy niektórych metali. Tyle dziś wie¬
my. Ale jeszcze nie całkowicie dokładnie i ciągle jeszcze ko¬
nieczne jest uzyskanie bardziej wszechstronnego materiału
obserwacyjnego. Najdokładniejsze dane uzyskuje się w czasie
zaćmień Słońca. Stąd program wrocławski.
Innym, niemniej podstawowym zagadnieniem zaćmienio¬
wym, jest badanie korony słonecznej. Jak wiadomo, obserwo¬
wana korona sięga na duże odległości od Słońca, ale, co świeci
jako korona, to nie tylko najbardziej zewnętrzne warstwy
atmosfery słonecznej, ale także i pył międzyplanetarny w nie¬
dalekim sąsiedztwie od Ziemi, te jego cząstki mianowicie, które
znajdują się pomiędzy Słońcem a Ziemią. By więc poznać bu¬
dowę korony właściwej, trzeba z jej świecenia obserwowanego
wydzielić to światło, które pochodzi od fotosfery, a rozprasza
się na cząstkach pyłu międzyplanetarnego. Eliminacji takiej
można dokonać mierząc polaryzację światła korony oraz spo¬
sób, w jaki świecenie jej słabnie w miarę oddalania się od
brzegu tarczy słonecznej. Pomiary tego rodzaju dokonywane
w wąskich przedziałach widma pozwalają następnie wniosko¬
wać o tym, z czego składa się korona, oraz jak jest zbudowana.
Dlatego to temu zagadnieniu miały być poświęcone obserwacje
polaryzacji korony zewnętrznej w Wiżajnach i korony we¬
wnętrznej i pośredniej w Nalczyku, obserwacje widma korony
w Wiżajnach i dokładna fotometria korony w Nalczyku.
Program obserwatoriów Poznańskiego i Krakowskiego —
poza projektowaną w Ogrodnikach fotograficzną fotometrią
korony i otoczenia — koncentrował się głównie na zagadnie¬
niach astrometrycznych, a więc na wyznaczeniu dokładnych
momentów początku i końca zaćmienia oraz na obserwacjach
z pomocą chronokinematografów długości małych cięciw
i przede wszystkim tzw. pereł, a więc ostatnich czy pierwszych
krótkich błysków poprzez doliny księżycowe zasłoniętej przez
Księżyc tarczy Słońca. Warto wspomnieć, że chronokinemato-
grafy brały już udział 3-krotnie w zagranicznych ekspedycjach
zaćmieniowych, a teraz miały pracować po raz czwarty. Pro¬
blemowi temu wartoby poświęcić osobny artykuł, dlatego nie
omawiam go tu obszerniej.
Tak wyglądały — nie wszystkie zresztą — projekty. Rze¬
czywistość niestety sprawiła zawód. W Nalczyku w czasie za¬
ćmienia padał deszcz. W Ogrodnikach, częściowo poprzez
chmury, udało się zrealizować program chronokinematogra-
ficzny i uzyskać parę zdjęć korony, te ostatnie niestety także
		

/Czasopisma_156_09_107_0001.djvu

			78
URANIA
poprzez lekkie chmury, więc zapewne nie nadające się do
dokładnych pomiarów. W Trakiszkach uzyskano kilka udanych
zdjęć chronokinematograficznych, na projektowanych paręset.
Ten skromny materiał prawdopodobnie jednak da się opraco¬
wać tak, by wnioski były dość dokładne. W Wiżajnach uzy¬
skano kilkadziesiąt zdjęć dla efektu przyćmienia brzegowego
w czasie częściowego zaćmienia, z tego zapewne więcej niż
połowa będzie mogła być dokładnie pomierzona, resztę robioną
częściowo przez chmury, trzeba będzie odrzucić. Program na
zaćmienie całkowite niestety nie udał się zupełnie z powodu
gęstej chmury, która zeszła ze Słońca na 1—2 sekundy przed
końcem zaćmienia.
Jak więc osądzić wyniki ekspedycji? Oczywiście na osta¬
teczną ocenę trzeba będzie poczekać co najmniej rok, zanim
zostaną opracowane zdjęcia. Wydaje się jednak, że plon ze¬
brany, choć stanowi zaledwie jakieś kilka procent projektowa¬
nego, jest mimo to poważny i posunie choć trochę naprzód
naszą wiedzę o Słońcu.
A poza tym są i inne korzyści. Przede wszystkim dzięki
przygotowaniom do ekspedycji skonstruowano szereg przyrzą¬
dów astronomicznych*), których dotkliwie brak było w na¬
szych obserwatoriach. Prócz tego wielu młodych astronomów
zainteresowało się przy tej okazji zagadnieniami nowoczesnymi
z zakresu astrofizyki i przeszło — choć częściowo — odpowied¬
nie przeszkolenie. Była to przecież pierwsza polska ekspedycja
o tak poważnym, nowoczesnym programie astrofizycznym.
A nie należy też zapominać o znaczeniu propagandowym dla
upowszechnienia zagadnień naukowych w społeczeństwie.
Napisałem, że była to pierwsza ekspedycja. Skorygujmy.
Była pierwszą po wojnie. Wyciągnijmy dalszy wniosek. Skoro
była pierwsza, musi być druga i następne. Nie wątpię w to.
Dziś już prowadzone są w niektórych obserwatoriach prace nad
przygotowaniem ekspedycji na zaćmienie Słońca w 1959 r.
w północnej Afryce i w r. 1961 w południowej Europie. Na
Suwalszczyźnie przeszliśmy przeszkolenie, wypróbowaliśmy
metody i aparaturę. Podobnie jak sportowcy, którzy muszą
przejść trening krajowy, zanim wyjadą za granicę. W latach
następnych astronomowie nasi sięgną po laury zagraniczne.
Na zakończenie kilka wrażeń turystycznych. Najwspanialsze
mieli oczywiście uczestnicy wyprawy do Nalczyka. Podróż do
Moskwy, stamtąd do Nalczyka, wycieczka na Elbrus, dały
z pewnością niezapomniane przeżycia. Ponieważ jednak sam
*) Do takich należał m. in. radioteleskop krakowski, o którym tu
nie piszę, gdyż znany on jest już czytelnikom Uranii z notatki w Nr 11
		

/Czasopisma_156_09_108_0001.djvu

			URANIA
79
jezdziłem tylko do Wiżajn, więc o tym tylko kilka słów mogę
powiedzieć.
Jechało nas z Wrocławia 14 osób. Dwie osoby: doc. dr S.
Szeligowski i mgr A. Zięba wyjechali wcześniej na
kilka dni po to, by zorganizować na miejscu pobyt całej ekspe¬
dycji, dopilnować budowy słupków betonowych pod instru¬
menty, wybrać ostatecznie miejsce pod instrumenty itp. Reszta
uczestników wyruszyła w południe 21 czerwca z przed bramy
Obserwatorium autobusem PKS, zabierając ze sobą cały bagaż
instrumentalny wagi około 1 tony oraz dwa kajaki, ponieważ
mieliśmy mieszkać przez kilka dni nad samym jeziorem. Już
sama 2-dniowa jazda przez Leszno, Poznań, Gniezno, Toruń,
Olsztyn, Gołdap i dziesiątki małych wsi i miasteczek była
wspaniałą turystyczną imprezą. Widziane z okien autobusu
dziesiątki jezior, wspaniałe lasy, pagóry na Garbatych Mazu¬
rach zlały się w jeden niezapomniany film coraz piękniejszych
widoków. A w samych Wiżajnach wprawdzie tylko mechani¬
kowi ekspedycji udało się spotkać na jeziorze kilka dzikich
łabędzi, bo wyjechał kajakiem o 4 rano, ale inni członkowie
wykorzystywali każdą wolną chwilę, także i w krótkie noce
czerwcowe, by choć chwilę „pokajakować“, postraszyć perko-
zowe mamy pielęgnujące swoje małe, zaszyć się w gąszcza trzcin
i skrzypów nawodnych, albo pomyszkować po bujnych łąkach,
porozmawiać z miejscowymi mieszkańcami o tragicznych lo¬
sach miasteczka w czasie okupacji, lub z rybakami o współ¬
czesnych zagadnieniach gospodarki rybnej na jeziorze.
A wrażenia w czasie zaćmienia? Wspaniałe i pełne emocji.
Niestety podmalowane tłem, które dominowało nad samym
obrazem. Tłem tym była irytacja i oczekiwanie, czy chmura
odsłoni na czas Słońce, czy nie. Nie odsłoniła.
JANUSZ PAGACZEWSKI — Kraków
JAN ŚNIADECKI — TWÓRCA OBSERWATORIUM
KRAKOWSKIEGO
Małe miasto wielkopolskie — Żnin, leżące na trasie Po¬
znań—Bydgoszcz, jest miejscem rodzinnym Jana Śniadec¬
kiego. Jan Śniadecki urodził się dnia 29 września 1756 roku.
Gdy miał 8 lat posłano go do szkół w Poznaniu, gdzie odzna¬
czał się pilnością i zdolnościami. Wielkiego zamiłowania do
nauk matematycznych nabrał na lekcjach fizyki doświadczal¬
nej wykładanej w kolegium jezuickim przez ks. Rogaliń¬
skiego.
Studia wyższe odbywał Śniadecki w Krakowie, mieszkając
		

/Czasopisma_156_09_109_0001.djvu

			so
URANIA
w bursie Jagiellońskiej i uczęszczając na wykłady matematyki
i fizyki w ciągu dwóch lat. W r. 1775, już jako doktor filozofii,
rozpoczął wykłady algebry, które prowadził do r. 1777. Po¬
wołany przez Kołłątaja na stanowisko profesora VI klasy
gimnazjum Nowodworskich, uczył statyki, hydrauliki, logiki,
oraz nie znanej jeszcze wówczas w Polsce ekonomii politycznej.
W r. 1778 wyjechał w swą pierwszą zagraniczną podróż nau¬
kową; zwiedził Lipsk, rok przebywał w Getyndze, był w Lej-
dzie, Utrechcie i Hadze. W styczniu 1780 udaje się do Paryża,
gdzie poznaje znakomitych ówczesnych uczonych jak : Ła¬
piące i d’Alembert i tam studiuje w dalszym ciągu astro¬
nomię, matematykę, fizykę i chemię. Już wówczas tak się wy¬
różnił. że spotkał się z propozycją objęcia posady astronoma-
obserwatora w Madrycie. Śniadecki nie przyjął jednak tak
korzystnej propozycji; wolał poświęcić swe siły służbie dla
kraju. Powraca do Polski po miesięcznym jeszcze pobycie
w Wiedniu.
Wróciwszy do Krakowa otrzymuje Śniadecki patent na
profesora matematyki i astronomii w Akademii Krakowskiej.
Wykłady swe prowadził Śniadecki w języku polskim, a nie,
jak dotychczas było w zwyczaju, po łacinie. Rozpoczął je od¬
czytaniem pochwały nauki Mikołaja Kopernika — ucznia Aka¬
demii Krakowskiej, którego teoria heliocentryczna dotąd je¬
szcze w Polsce nie była powszechnie przyjęta. Już wówczas
Śniadecki powziął zamiar zbudowania w Krakowie obserwa¬
torium astronomicznego i z zamiarem tym wystąpił publicznie
w mowie wygłoszonej 30 września 1782 r. z okazji otwarcia
Collegium Physicum. Młody, zaledwie 26-letni Śniadecki speł¬
niał wówczas obowiązki sekretarza Uniwersytetu. W następ¬
nym roku jedzie do Poznania po zakupione przez Komisję
Edukacyjną narzędzia astronomiczne. Przywozi m. in. piękny
kwadrans Caniveta, zegar le Paute’a, sferę armillarną oraz
globusy ziemski i niebieski, pochodzące z r. 1751. Równocześnie
otrzymuje w darze od króla Stanisława Augusta refraktor
Dollonda i kilka drobniejszych narzędzi; wreszcie zamawia
w Paryżu lunetę południkową i zegar z wahadłem kompensa¬
cyjnym. Zamówienia tego doglądał przyjaciel Śniadeckiego,
znany astronom M e s s i e r, twórca znanego katalogu mgła¬
wic.
Że Śniadecki interesował się różnymi dziedzinami wiedzy,
świadczy doświadczenie, jakie wspólnie z kilkoma profesorami
wykonał nad niedawno wynalezionym przez Montgol-
f i e r a balonem, a które kosztowało go trzy miesiące wytę¬
żonej pracy. Dnia 1 kwietnia 1784 r. pierwszy w Krakowie
		

/Czasopisma_156_09_111_0001.djvu

			ierownik ekspedycji zaćmieniowych PAN
'ol E. itybka na stacji obserwacyjnej
w Ogrodnikach.
Stacja obserwacyjna Obserwatorium Kra¬
kowskiego w Ogrodnikach. Po stronie pra¬
wej widoczny chronokinematograf, po stro¬
nie lewej —> astrograf.
		

/Czasopisma_156_09_112_0001.djvu

			Kamera fotograficzna z pryzmatem objek- Czeska ekipa obserwacyjna w Ogrodnik?
tywowym na stacji obserwacyjnej ekipy
I	wrocławskiej w Wiżajnach.
)
I
i,
ł
Chronokinematograf na krakowskiej stacji
obserwacyjnej w Ogrodnikach.
Astrograf krakowskiej ekipy obserwa
w Ogrodnikach.
ii
		

/Czasopisma_156_09_113_0001.djvu

			Antena, przy pomocy której K. G. Jansky po raz pierwszy zaobserwował w r. 1932
promieniowanie radiowe Galaktyki.
		

/Czasopisma_156_09_114_0001.djvu

			URANIA
81
balon napełniony ogrzanym powietrzem (tzw. „bania po¬
wietrzna") wzniósł się w powietrze z Ogrodu Botanicznego.
W r. 1784 (28. II.) obserwował Śniadecki ciekawe zjawisko
atmosferyczne słońc pobocznych, a w sierpniu (22. VIII.) przeżył
rzadkie w Krakowie trzęsienie ziemi. Zjawiska te opisał Śnia¬
decki w swych listach do Paryża.
Zamówione w Paryżu narzędzia dla Obserwatorium przy¬
były w jesieni 1787 r., jednakże dopiero w dwa lata później
znalazły się się fundusze na budowę gmachu. Plany sporządził
F. Radwański i zaczęto budowę, która tak raźno postę¬
powała, że jeszcze w tym samym roku ukończono mury.
Wówczas Śniadecki postanowił udać się za granicę, zwła¬
szcza do Anglii, celem zwiedzenia tamtejszych obserwatoriów.
Był w Wiedniu, Paryżu, Londynie. W Anglii udał się do Slough,
gdzie mieszkał wielki Herschel i kilka tygodni tam prze¬
bywał wspólnie z nim obserwując. Niestety, jak to często bywa,
brak jego w kraju odbił się bardzo niekorzystnie na budowie
obserwatorium. Bez jego wiedzy zmieniono plany i wróciwszy,
zastał Śniadecki „salę do tańcowania zamiast do obserwacji...“
jak się skarżył jeszcze w 30 lat później w liście do Łę¬
skiego.
Wykończanie i urządzanie Obserwatorium posuwało się
żółwim krokiem, gdyż opóźniał je profesor fizyki, Trzciński,
który uważał, że gabinet fizyczny jest bardziej potrzebny niż
obserwatorium. Dopiero, gdy Śniadeckiego obrano na miejsce
Trzcińskiego prezesem Collegium Physicum, prace poczęły po¬
stępować tak szybko, że już w dniu 10 października 1791 r.
mamy zanotowane pierwsze obserwacje w nowym gmachu.
Właściwe jednak otwarcie obserwatorium nastąpiło dnia 1 maja
1792 r.
Ciekawe, że program prac naukowych, jaki ustalił Śnia¬
decki dla nowej placówki w znacznej mierze powtarza się
w dzisiejszym programie pracy Obserwatorium. Przytoczymy
go tu (z pewnymi skrótami).
1) Obserwacje czasu i badanie narzędzi. 2) Obserwacje
do wyznaczenia szerokości geograficznej Krakowa, mianowicie
zaćmienia Słońca, Księżyca, księżyców Jowisza, przejść planet
przed tarczą Słońca, zakrycia planet i gwiazd przez Księżyc.
3)	Obserwacje szerokości Krakowa zobserwacyj Słońca i gwiazd.
4)	Obserwacje do wydoskonalenia teorii biegu ciał niebieskich
i tablic astronomicznych. 5) Obserwacje komet i nowych, lub
mało znanych ciał niebieskich. 6) Obserwacje okresowych zmian
światła niektórych gwiazd stałych.
W latach od 1791 do 1803 sprawował Śniadecki obowiązki
astronoma obserwatora, sam jeden wykonując wszystkie obser-
		

/Czasopisma_156_09_115_0001.djvu

			82
URANIA
wacje. Jedynie w latach 1791 do 1794 pomagał mu Józef
Czech.
Jednakże zajęcia sprawami Akademii, jak również wypadki
polityczne, wpływały niekorzystnie na prace astronomiczne.
W roku 1795 zajęły Kraków wojska pruskie a następnie
austriackie. Śniadecki tak przejął się tragicznymi wypadkami,
że w ciągu jednej nocy posiwiał.
Godną uwagi jest obfita naukowa korespondencja Śniadec¬
kiego z astronomem baronem von Zach, dyrektorem Obser¬
watorium w Seeburg koło Gothy. Wyniki swych obserwacyj
zamieszcza Śniadecki w efemerydach wiedeńskich, a prace te
ściągają na niego uwagę uczonych europejskich.
Śniadecki położył wybitne zasługi przy początkowych ba¬
daniach nowoodkrytych ciał niebieskich, tj. planetoid. W dniu
28 lutego 1802 odszukał odkrytą przez Piazzi’ego, a następnie
zagubioną przez astronomów planetkę Ceres oraz wykonał sze¬
reg bardzo dokładnych dostrzeżeń jej pozycji. Obserwacje te
ogłosił za granicą oraz w I tomie roczników warszawskiego
Towarzystwa Przyjaciół Nauk. W kwietniu 1802 r. odkrywa
drugą z kolei planetoidę, nazwaną później Pallas. Obserwuje
ją przez szereg nocy, a gdy wreszcie decyduje się napisać
o swym odkryciu do barona Zacha, w chwili pieczętowania
listu otrzymuje wiadomość o odkryciu nowej planetki przez
0	1 b e r s a. Krótki rachunek przekonał Śniadeckiego, iż jest
to samo ciało niebieskie, które on obserwował. Oprócz tych
obserwacji wykonywał liczne obserwacje Słońca, Księżyca,
planet, zaćmień i zakryć gwiazd przez Księżyc.
Zaborczemu rządowi austriackiemu nie zależało na krakow¬
skiej placówce, toteż Śniadeckiego zniechęciły piętrzące się
trudności. Postanowił ustąpić i na własną prośbę otrzymał
zwolnienie od obowiązków profesora i obserwatora. Następnie
przedsięwziął jeszcze jedną podróż do Francji (w Paryżu spę¬
dził całą zimę), Włoch i Wiednia.
Wtedy to Czacki rozpoczął usilne starania, aby pozyskać
tak zdolnego uczonego i administratora dla Uniwersytetu
w Wilnie, na stanowisko rektora. Początkowo Śniadecki od¬
mawiał przyjęcia tej godności, jednakże po zwiedzeniu Wilna
1	Uniwersytetu zgodził się, tak na rektorat, jak i na pracę
w Obserwatorium, które poczęło podupadać z powodu starości
i choroby Poczobuta. 4 stycznia 1807 r. nastąpił jednogło¬
śny wybór Śniadeckiego na rektora, które to obowiązki tak
go pochłonęły, że dopiero od roku 1808 mógł powrócić do swych
ulubionych obserwacji, którym nadal poświęcał się z wielkim
zamiłowaniem. Obserwuje planetoidę Westę, Słońce, gwiazdy
stałe, kometę z r. 1811, żaląc się przy tym często na niesprzy-
		

/Czasopisma_156_09_116_0001.djvu

			URANIA
83
jający obserwacjom klimat Wilna. Zostaje członkiem korespon¬
dentem Akademii w Petersburgu.
Tu przeżył wypadki historyczne roku 1812, zetknął się bez¬
pośrednio z Napoleonem i carem Aleksandrem I. Dzięki swemu
taktowi potrafił wybrnąć z trudnych sytuacji jakie nasuwały
wypadki polityczne. Za jego rządów Obserwatorium Wileńskie
wzbogaciło się o niektóre narzędzia sprowadzone z zagranicy.
Sam zapisał mu w testamencie 482 tomy ze swej prywatnej
biblioteki. Obowiązki rektora pełnił do roku 1815. W Obser¬
watorium pracował do przejścia na emeryturę w r. 18213. po¬
czym przeniósł się na wieś do swej rodziny i tam w 1830 r.
zmarł w 74 roku życia. Następcą jego w kierownictwie obser¬
watorium był Piotr Sławiński.
Śniadecki zostawił po sobie bogatą spuściznę naukową.
Umysł miał wszechstronny, toteż pisał na różne tematy. Wydał
podręcznik algebry i trygometrii sferycznej, rozprawę o me¬
teorologii, o obserwacjach astronomicznych. Do najciekawszych
należy rozprawa o Koperniku (1802), przetłumaczona potem na
wiele języków światowych. Trzeba pamiętać, że spory o słu¬
szność teorii Kopernika jeszcze wówczas były dość częste,
a jeszcze niedawno, bo w r. 1738, Jan Józef Przypkowski
otrzymał katedrę za rozprawę zwalczającą teorię heliocentryczną.
„De Revolutionibus“ wciąż jeszcze znajdowało się na indeksie
ksiąg zakazanych. Śniadecki znalazł tak wiele argumentów za
słusznością heliocentryzmu, że jego rozprawa stanowi ostatni
cios w walce przeciw teorii geocentrycznej. Do większych prac
trzeba zaliczyć „Geografię, czyli matematyczne i fizyczne opi¬
sanie Ziemi". Oprócz prac na tematy przyrodnicze, Śniadecki
wydał wiele rozpraw na tematy filozoficzne, a nawet z zakresu
językoznawstwa.
Brał duży udział w kołłątajowskiej reformie nauczania
przeciwstawiając się zacofaniu jakie jeszcze panowało wówczas
w Akademii Krakowskiej. Uznawał konieczność powierzenia
nauczania ludziom świeckim zamiast zakonnikom, ostro zwal¬
czając przy tym jezuitów. Cieszył się tak w kraju, jak poza
jego granicami wielkim poważaniem.
KRONIKA
O powstawaniu świecących obłoków nocnych
Zamieszczone w nr. 9 (1954) „Uranii“ [5] wzmianki o teoriach pow¬
stania świecących obłoków nocnych pragnę niniejszym uzupełnić wyni¬
kami nowszych badań w tej dziedzinie.
W wysuniętej w 1952 roku hipotezie J. A. C h w o s t i k o w [4] tłu-
		

/Czasopisma_156_09_117_0001.djvu

			84
URANIA
maczy powstawanie świecących obłoków nocnych tym, że w warstwie
atmosfery leżącej na wysokości 79—84 km prężność pary wodnej nasy¬
conej jest mniejsza od ciśnienia atmosferycznego. Dzięki temu możliwe
jest na takich wysokościach kondensowanie się pary wodnej w krople
i powstawanie kryształków lodowych, z których zbudowane są obłoki-
Różnicę między prężnością pary wodnej nasyconej a ciśnieniem atmo¬
sferycznym na tych wysokościach obliczał W. A Bronszten [1.],
opierając się nie na średnich warunkach, panujących w atmosferze, jak
to czynił Chwostikow, lecz na rozkładach temperatur otrzymanych :
1) z obserwacji meteorów, 2) w czasie przelotu rakiety w dn. 7. III. 1947
oraz 3) metodą dźwiękową (w czasie wybuchu na wyspie Helgoland
18. IV. 1947 r.). Otrzymane przez niego wyniki wskazują na to, że mo¬
żliwość powstawania świecących obłoków nocnych jest ściśle związana
z temperaturą warstw atmosfery na wysokościach 79—84 km, która
podlega sezonowym i rocznym wahaniom. Aby bowiem mogła zajść
kondensacja pary wodnej temperatura musi być niższa od wartości,
w której prężność pary wodnej nasyconej jest równa ciśnieniu atmo¬
sferycznemu.
W świetle ostatnich badań hipoteza o czysto pyłowej budowie świe¬
cących obłoków nocnych wydaje się mało prawdopodobna. Niemniej
jednak obecność pyłu (szczególnie pochodzenia meteorowego) w atmo¬
sferze ziemskiej odgrywa istotną rolę w procesie powstawania tych obło¬
ków, bowiem kondensacja pary wodnej następuje właśnie na cząstkach
pyłu. Myśl ta, wysunięta przez Bronsztena [2] znalazła ostatnio po¬
twierdzenie w pracach E. G. Bo wen a [3], który zauważył związek
pomiędzy maksimami czynności najbardziej intensywnych rojów meteo¬
rów i zjawiskami świecących obłoków nocnych.	A. P.
Literatura:
[1]	W. A. Bronszten, Astr. Circ. USSR nr 150 (1954).
[2]	W. A. Bronszten, Priroda, 39, 50, (1950).
[3]	E. B. Bowen, Austr. Journ. Phys. 6, 490, (1953).
[4]	J. A. Chwostikow, Priroda, 41, 49, (1952).
[5]	A. Pacholczyk, Urania, 25, 231, (1954).
Nowe badania astrobotaniczne
W październiku ubiegłego roku powróciła do Ałma-Ata grupa pra¬
cowników naukowych Kazachskiej S. R. R., która przeprowadzała
w obserwatorium abastumańskim (Gruzińska S. R. R.) badania astro¬
botaniczne dotyczące Marsa. Korzystając z jego opozycji wykonano
około 700 fotografii planety i 70 rysunków ręcznych. Opracowanie uzy¬
skanych materiałów planowane jest na dłuższy czas. Tymczasem kie¬
rownik grupy, członek-korespondent Akademi Nauk Z. S. R. R. prof.
G. A. T i c h o w zakomunikował o wstępnych wynikach obserwacji.
W czasie ostatniej opozycji zachmurzenie atmosfery Marsa było
		

/Czasopisma_156_09_118_0001.djvu

			URANIA
85
znacznie mniejsze niż zazwyczaj. Zaobserwowano duże zmiany w za¬
rysach ukształtowania powierzchni Marsa. W szczególności w znacznym
stopniu zmieniła kształt Wielka Syrta. Świadczy to na korzyść twier¬
dzenia Tichowa, że ciemne plamy na Marsie są miejscami porośniętymi
roślinnością. Zależnie od lepszych, czy gorszych warunków meteorolo¬
gicznych obszary porośnięte roślinami mogą się rozszerzać lub zwężać,
a więc zmieniać zarysy. Tichow oznajmił również, że ekspedycja zdo¬
była pewne obserwacyjne materiały mające jakoby potwierdzać hipo¬
tezę radzieckich astrobotaników, że ongiś klimat Marsa był cieplejszy.
[Wg Sowietskaja Kultura Nr. 121, str. 2 (1954)]	K. R.
Czerwone karły, gwiazdy rozbłyskowe
Pierwszą gwiazdą, u której zanotowano krótkotrwały rozbłysk, była
gwiazda zmienna, odkryta w roku 1939, zwana Lalande 21258 B.
Gwiazda ta jest bardzo słaba, około 14m.8 jasności wizualnej, typu
widmowego M. Na dwóch zdjęciach zrobionych w interwale czasu za¬
ledwie 36 minut wykazuje wzrost jasności o lm-8 i lm.5.
Od roku 1939 odkryto więcej takich gwiazd. Jedną z nich zanoto¬
wano jako jaśniejszą aż o 6 wielkości niż normalnie. Zwykle jednak
rozbłyski dochodzą do dwóch wielkości gwiazdowych.
Niekiedy zdarza się, że gwiazda zanotowana jako rozbłyskowa, od¬
szukana na kliszach dawniejszych wykazuje, iż podobne rozbłyski miały
miejsce i poprzednio. U gwiazdy np. L726-8 B zaobserwowano aż 13
takich raptownych wzrostów jasności. Niektóre z nich obserwowano
na kliszach, inne fotoelektrycznie, jeszcze inne na spektrogramach.
Charakterystyczną cechą gwiazd rozbłyskowych jest duży wzrost
ich jasności w bardzo krótk;m czasie, niekiedy w ciągu paru minut
i powolny spadek w czasie około jednej lub paru godzin.
Zaobserwowano podobne zjawisko i na spektrogramach. Polega ono
wtedy na raptownym wzroście natężenia niektórych linii emisyjnych,
np. linii wodoru, zjonizowanego wapnia i helu a również na wzroście
natężenia całego widma ciągłego.
Najbliższa od nas gwiazda Proxima Centauri (odległa o 4.2 lat
światła) wykazała nieoczekiwane zmiany w natężeniu widma. Przeba¬
dano zatem dawniejsze zdjęcia, na których znajduje się ta gwiazda
i znaleziono kilka jej rozbłysków.
Obserwowane do tej pory gwiazdy rozbłyskowe są wszystkie kar¬
łami, późnego typu widmowego —przeważnie K — M, przy tym bardzo
bliskie Słońca. Rozbłyski tych zagadkowych gwiazd zdarzają się zu¬
pełnie nieoczekiwanie; do tej pory nie zauważono żadnej regularności
w ich występowaniu.
Natura rozbłysków przedstawia się zagadkowo. Przypuszcza się,
że są one tego typu, co rozbłyski obserwowane na Słońcu Na Słońcu
jednak są one bardzo słabe w porównaniu z tymi, jakie zaobserwowano
		

/Czasopisma_156_09_119_0001.djvu

			86
URANIA
u niektórych gwiazd. W przypadku naszego Słońca	są one związane
zwykle z powstawaniem plam: im większe jest pole	plam słonecznych,
tym bardziej prawdopodobny jest rozbłysk.
[Według Jour. RAS of Canada 47, Nr 1 (1953)]	M. K.
Jeszcze o obserwatorium na Mt Palomar
Przy budowie pięciometrowego teleskopu natrafiono na szereg pro¬
blemów technicznych, wynikających z wielkości i ciężaru zwierciadła.
Jak wiadomo, zwierciadło to jest użebrowane i stosunkowo cienkie, a więc
łatwo odkształcające się pod własnym ciężarem. Należało więc oprawę
zwierciadła skonstruować w taki sposób, aby we wszelkich pozycjach
teleskopu zapobiec możliwym odkształceniom. Układ wzmocnień i prze¬
ciwwag, jaki opracowano, równoważy składowe styczne i normalne sił
graw tacyjnych działających na poszczególne części zwierciadła, z do¬
kładnością 0,1—0,2% (!)
Optyczne badania kształtu zwierciadła przeprowadzono w obserwa¬
torium już po zmontowaniu całego teleskopu. Z omówionych wyżej
powodów przy badaniu należało bowiem rozpatrywać zwierciadło łącznie
z oprawą jako całość. Stosowano m. inn. metodę cieniową Foucaulta,
używając jako źródła światła gwiazdy o odpowiedniej jasności. Począt¬
kowo posługiwano sdę jasnymi gwiazdami, fotografując cieniowy obraz
zwierciadła w ciągu 1/20 sekundy. Wynik był dość zaskakujący — za¬
miast charakterystycznych cieni oddających kształt powierzchni, obraz
pokryty był drobną mozaiką świateł i cieni zmieniających się od zdjęcia
do zdjęcia. Przy pomocy obserwacji wizualnych stwierdzono, że cienie te
poruszają się w określonym kierunku z dużą prędkością. Zjawisko to tłu-
•	maczy się istnieniem w górnych warstwach atmosfery turbulencji, które
powoduią chwilowe zmiany w natężeniu światła padającego od tej samej
gwiazdy na różne części zwierciadła. Dopiero przy zastosowaniu ekspo¬
zycji rzędu kilkudziesięciu sekund wpływ turbulencji został na tyle
uśredniony, że wystąpiły właściwe cienie umożliwiające pomiary
kształtu.
Około do 2/s czasu pracy teleskopu przeznaczone jest na obser¬
wacje spektroskopowe, dlatego wyposażeniu do otrzymywania widm
poświęcono szczególną uwagę. Chodzi przede wszytkim o to, aby jaK
najpełniej wykorzystać całą ilość światła zbieranego przez pięciometrowe
zwierciadło i przez to zwiększyć zasięg badań widmowych. Opracowano
szereg spektrografów wyłącznie siatkowych, których dyspersja waha się
w bardzo szerokich granicach — od 2 do 430 angstroemów na mm,
co z jednej strony pozwala na fotografowanie drobnych szczegółów
widm jasnych gwiazd, z drugiej zaś umożliwia fotografowanie widm
obiektów najsłabszych, np. dalekich mgławic pozagalaktycznych. Naj¬
mniejszym z tych spektrografów można mierzyć prędkości radialne
mgławic do siedemnastej wielkości gwiazdowej. Mgławice te są zbyt
		

/Czasopisma_156_09_120_0001.djvu

			URANIA
87
słabe, aby można je było dojrzeć w okularze, dlatego konieczne było
opracowanie urządzenia do prowadzenia teleskopu za ruchem nieba
przy pomocy sąsiednich jaśniejszych gwiazd.
Wszystkie kamery spektrografów oparte są na zasadzie kamery
Schmidta. W przypadku wspomnianego wyżej spektrografu mgławico¬
wego światłosiła kamery wynosi 1:0,47 a ogniskowa zaledwie 3,5 cm.
(J. O. S. A_ 42, 795 (1952) oraz Trans. I. A. U: 8, 750 (1952): Ad.
W budowie znajduje się nowy wielki teleskop
Drugi pod względem wielkości średnicy teleskop świata stanie
wkrótce w Obserwatorium Licka w Kalifornii koło San Francisco.
Jeszcze w r. 1952 ukończono — po dwu latach budowy — budynek dla
tego kolosa, wysoki na 29 m, o średnicy 30 m. Budynek ten nakryty
jest kopułą o takiejże średnicy ważącą 260 ton. Kopuła ta spoczywa
na 30 wózkach i mimo swego olbrzymiego ciężaru obraca się zupełnie
bez wstrząsów i niemal bezszmerowo, w ciągu 5 minut dokonując peł¬
nego obrotu.
Wewnątrz kopuły stanie wkrótce olbrzymi teleskop, którego para¬
boliczne zwierciadło będzie miało 3 m średnicy. Na ten cel Obserwa¬
torium Licka zakupiło jeszcze w r. 1933 blok szkła, który był wykonany
jako odlew próbny dla 5-metrowego zwierciadła.
Sama kopuła ma podwójne ściany, odległe od siebie na 1 m, aby
łatwiej można było regulować temperaturę jej wnętrza. Ciepłe powie¬
trze w ciągu dnia przepływa tą pustą przestrzenią ku górze i uchodzi
otworem na szczycie kopuły, podczas gdy z dołu napływa powietrze
chłodniejsze. Oprócz tego zewnętrzna powierzchnia wewnętrznej kopuły
wyłożona jest staniolem, który odbija prawie całkowicie promieniowa¬
nie. W ten sposób osiągnięto ten skutek, że gorące promienie kalifornij¬
skiego słońca nie rozgrzewają wybitniej wnętrza.
Szeroki otwór obserwacyjny w kopule nie otwiera się, jak to jest
ogólnie praktykowane, na boki, lecz do góry, przy czym osłona otworu
opada na dwóch szynach na drugą część kopuły. Wysuwa się ją tak
daleko jak to tylko jest niezbędne w danym wypadku i w ten sposób
uzyskuje się osłonę górną od wiatru. Osłonę dolną tworzy się przy po¬
mocy grubej kotary, którą można podnieść tak wysoko, aby pozostawić
wolnym jedynie niewielki kwadratowy otwór. Powstałe w ten sposób
„okno“ może być automatycznie utrzymywane — bez udziału obserwa¬
tora — naprzeciw wylotu teleskopu. Obserwator dostaje się do swego
siedzenia, które podobnie jak przy 5-m. teleskopie znajduje się we¬
wnątrz tubusa, przy pomocy windy. Siedzenie to w czasie ruchu lunety
ustawia się zawsze pionowo.. Pochłania ono tylko 11% światła wpada¬
jącego do tubusu.
Aby dać dostatecznie silną podstawę dla olbrzymiego narzędzia, wpra-
		

/Czasopisma_156_09_121_0001.djvu

			88
URANIA
sowano w ziemię 4 000 worków cementu tworząc w ten sposób pod
budynkiem potężną płytę cementową.
Dookoła właściwej przestrzeni obserwacyjnej znajdują się różne
mniejsze pomieszczenia zawierające wszystko, co może być potrzebne
przy pracy i dla podniesienia wygody obserwatora. Goście, którzy licznie
odwiedzają nowe obserwatorium, mogą podziwiać wspaniały instrument
przez grubą szklaną ścianę nawet w czasie jego pracy, nie przeszka¬
dzając obserwatorowi.
Bezpośrednio pod przestrzenią obserwacyjną znajduje się wielka pra¬
cownia optyczna, gdzie szlifowano olbrzymie lustro. Lustro to przez
otwór w podłodze przy pomocy specjalnego dźwigu dostarczać można
do teleskopu i odwrotnie, gdy tego zajdzie potrzeba. Z pracownią tą
łączy się 22 m długi tunel używany do prób optycznych. Maszynownia
i wielka bateria akumultorów zaopatrują w prąd cały budynek i wszyst¬
kie urządzenia.
Trzy bezokienne, bezszmerowe i klimatyzowane (sztucznie chłodzone
i wietrzone) sypialnie umożliwiają dzienny sen astronomów w gorącym
klimacie kalifornijskim.
Z tarasu kopuły biegnącego dokoła budynku roztacza się wspaniały
widok na całe obserwatorium Licka i okolicę od San Francisco aż po
Sierra Nevada...	Pg.
KRONIKA P. T. M. A.
Komunikat Zarządu Głównego F. T. M. A.
Zarząd Główny P. T. M. A. już w listopadowym zeszycie Uranii,
z 1954 r., doniósł ogółowi członków o zamierzonym przejęciu, w 1955 r.,
wydawania naszego pisma przez Państwowe Wydawnictwa Naukowe
(P. W. N.) w Warszawie. Fakt ten w niczym nie zmienia istnieją¬
cych dotychczas wewnętrznych stosunków i Urania nadal pozostaje
organem naszego Towarzystwa; zmienił się jedynie finansowy stosu¬
nek, który objaśniliśmy we wspomnianym Komunikacie.
Nie było jeszcze wówczas zadecydowane, gdzie pozostanie siedziba
redakcji pisma, oraz kto będzie ją prowadzić. Donosimy obecnie naszym
czytelnikom, iż redakcja Uranii przenosi się do Warszawy i mieścić się
będzie przy Alejach Ujazdowskich Nr 4. Obowiązki naczelnego redak¬
tora przejął dr. Konrad Rudnicki, autor licznych artykułów w naszym
piśmie, cechujących się zawsze świetną formą stylistyczną, przy zacho¬
waniu gruntownej treści naukowej. Rolę łącznika pomiędzy pracami
redakcji a ogółem członków T-wa, spełniać będzie prezes Zarządu
Głównego P T. M. A., mgr inż. Władysław Kucharski. We wszyst¬
kich sprawach związanych z redagowaniem pisma należy się zwracać
		

/Czasopisma_156_09_122_0001.djvu

			URANIA
89
do warszawskiej redakcji, natomiast w sprawach prenumeraty i admi¬
nistracji pisma kierować się należy do Zarządu Głównego P. T. M. A.
w Krakowie, przy ul. św. Tomasza 30, jak to dotychczas obowiązywało.
Z chwilą ułożenia się wyżej podanych stosunków, zauważą czytelnicy,
że prof. dr Stefan Piotrowski opuścił stanowisko redaktora Uranii,
które piastował od stycznia 1950 r. Dla Zarządu Głównego przyjęcie
rezygnacji prof. Piotrowskiego było ciężkim przeżyciem i nie tak łatwo
•oswoiliśmy się z tą trudną koniecznością. Zmianę powyższą wywołało
przyjęcie przez prof. Piotrowskiego odpowiedzalnego stanowiska dzie¬
kana wydziału matematyczno-fizycznego w Uniwersytecie Warszawskim,
co zajmuje Mu cały wolny czas, jaki przeznaczał dla Uranii. Ulegając tej
smutnej konieczności, Zarząd Główny T-wa, przyjął wniesioną rezygna¬
cję i wyraził przy tej sposobności szczery żal, wywołany utratą wzo¬
rowego kierownika naszego organu i zasłużonego pracownika, który
zdołał szczęśliwie zrealizować powzięty wspólnie z Zarządem Głównym
plan przemienienia kwartalnika, jakim była Urania do lipca 1950 r-,
w dwumiesięcznik, a następnie od stycznia 1952 r. — w miesięcznik.
Cechowała Go zawsze sumienność i punktualność w spełnianiu
przyjętych obowiązków, obok niezwykłej wytrwałości w pokonywaniu
piętrzących się nieraz trudności. Wspomnienie tej harmonijnej pracy
z Zarządem Głównym nasuwa nam na usta słowa serdecznej podzięki,
albowiem praca ta rodziła trwałe owoce, jakimi się szczyci nasze T-wo.
Zachowujemy też we wdzięcznej pamięci współpracę byłych człon¬
ków Komitetu redakcyjnego, w składzie dr Jan Gadomski, dr Ja¬
nusz Pagaczewski i mgr Władysław Tęcza, którym również na¬
leżą się słowa podziękowania. Osobno dziękujemy mgr. Adamowi
S trzałkowskiemu, autorowi gruntownych artykułów uranijnych
z dziedziny astrofizyki, który pełnił zastępczo przez pół roku obowiązki
redaktora, gdy prof. Piotrowski na stałe opuścił już Kraków.
* * *
Wrocławskie Koło P. T. M. A. otrzymało do użytku od tamtejszego
uniwersyteckiego obserwatorium astronomicznego aparat projekcyjny,
zwany pospolicie „planetarium", mimo iż zakres jego użytkowania nie
ogranicza się tylko do odtwarzania biegu samych planet, ale i gwiazd.
Miejscowe władze administracyjne odstąpiły T-wu na urządzanie sean¬
sów planetarnych drobną część obszernej Hali Ludowej, przeznaczonej
w całości dla masowych imprez wszelkiego rodzaju. Założenie takie
powodowało zmienność i niestałość odstąpionej nam części, co znowu
pociągało nieraz marnowanie włożonych przez nas wkładów inwesty¬
cyjnych, a z reguły zakłócało ustalony bieg pracy popularyzatorskiej.
Taki stan domagał się radykalnego rozstrzygnięcia, przeto Koło nasze
podkreślało we wnoszonych memoriałach konieczność zmiany istnieją¬
cego porządku, aż ostatecznie podjęło inicjatywę wybudowania osobnego
i celowego pomieszczenia dla planetarium, które w przyszłości połą¬
czyłoby się w jedną całość z Ludowym Obserwatorium Astrono-
		

/Czasopisma_156_09_123_0001.djvu

			90
URANIA
micznym. Do solidarnej w tym kierunku akcji przystąpił także woje¬
wódzki oddział T. W. P. i dnia 24 stycznia br. odbyło się we Wrocławiu
zebranie wszystkich zainteresowanych czynników, które winny współ-
(działać przy realizacji zamierzonej akcji. Towarzystwo nasze repre¬
zentował na tym zebraniu prezes Zarządu Głównego mgr inż. Wła¬
dysław Kucharski, oraz główny inicjator rzuconej myśli inż. Ale¬
ksander Szafkowski, prezes miejscowego Koła P. T. M. A. Atmo¬
sfera zebrania była jednolicie zgodna co do wartości i celowości sa¬
mego przedsięwzięcia i wolno wnioskować, że podjęte zamierzenia ma
widoki pełnej realizacji. Zarząd Główny P. T. M. A oświadczył goto¬
wość przyjęcia na siebie pewnej części wydatków połączonych z in¬
strumentalnym wyposażeniem nowej instytucji, zaś prezes inż. Szaf¬
kowski zaofiarował swoją pracę przy ustalaniu lokalizacji i dokumen¬
tacji technicznej projektowanego budynku.
Gwarancją powodzenia omówionego zamierzenia jest szczera życzli¬
wość decydujących czynników dla rzuconej myśli, która winna już
w bieżącym roku przybrać pierwsze realne kształty.
* * *
W dniu 26 stycznia br. odbyło się w Raciborzu (wojew. opolskie) ze¬
branie miejscowych członków P. T. M. A., a to celem zorganizowania
terenowego Koła naszego T-wa. Na zebranie przybył delegat Zarządu
Głównego, prezes T-wa mgr inż. Wł. Kucharski, który przy tej>
sposobności wygłosił referat na temat roli i zasług miłośników astro¬
nomii w rozwoju tej nauki. Zebranie powzięło uchwałę o powołaniu do
życia autonomicznego Koła i dokonało wyboru tymczasowego Zarządu.
Prezesem wybrano prof. Brunona Strzałkę, wiceprezesem kier. Ste¬
fana Maślankę, sekretarzem Tadeusza Wilusza, skarbnikiem Rozalię
Szewczyk, na członków Zarządu Franciszka Zontka i dra Janusza
Pa gaczewskiego.
Delegat Zarządu Głównego, życząc nowej placówce P. T. M. A. jak
najlepszych wyników w podjętej pracy samokształceniowej, przyrzekł
nie tylko normalną pomoc, jaką otrzymują nasze placówki, ale także
wyjątkowe uposażenie w postaci lunety.
Obok Koła zwyczajnych członków T-wa, zapowiedziano zorganizo¬
wanie, wysiłkiem miejscowych sił, dwóch Kółek członków-kandydatów
spośród tamtejszych szkół stopnia licealnego.
* * *
Ruch samokształceniowy na polu astronomii, połączony z usiłowa¬
niami amatorskiej budowy zwierciedlanych teleskopów-lunet, rozwija
się ze wzrastającym tempem. Piękne wyniki osiągają pojedyncze jed¬
nostki, niemniej jednak takie same rezultaty przynoszą prace zespo¬
łowe Szkolnych Kółek Astronomicznych; jest to zasługą opiekunów
tych Kółek, rekrutujących się wyłącznie spośród grona nauczyciel-
		

/Czasopisma_156_09_124_0001.djvu

			URANIA
91
skiego danej szkoły. Szczupłość miejsca w naszej Uranii nie po¬
zwala szczegółowo wymieniać poszczególnych placówek i ich zasłużonych
kierowników. Odkładamy to do rocznego, zwyczajnego Walnego Ze¬
brania Delegatów Kół T-wa, jak to czyniliśmy w ubiegłych latach.
Zarząd Główny powodowany gorącą chęcią świadczenia jak najwyż¬
szej rzeczowej pomocy, zwłaszcza owym Szkolnym Kółkom, powziął
ważną decyzję utworzenia osobnego kompletu lunet teleskopowych, które
będą wypożyczane na czas przejściowy tym szkołom, w obrębie któ¬
rych istnieje i wzorowo pracuje taki właśnie ośrodek samokształce¬
niowy. Powyższa inicjatywa ma na celu wywołanie i wzmocnienie
obserwacyjnej pracy u naszych członków-kandydatów. Dotychczasową
okazję do takich bezpośrednich obserwacji dawał jedynie przyjazd z lu¬
netą naszych objazdowych prelegentów, wysyłanych z ośrodków od¬
czytowych T-wa na zlecenie Zarządu Głównego. Świadomi jesteśmy
niedostateczności podobnej akcji, zwłaszcza, że paraliżują ją także
warunki atmosferyczne, oczywiście nie dające się dokładnie przewi¬
dzieć. W warunkach złej widoczności gwiaździstego nieba, taki przy¬
jazd naszego prelegenta ograniczał się z konieczności do wygłoszenia
prelekcji i wywołania stosownej dyskusji, a mimo tego brak pokazu
nieba wywołał często uczucie zawodu, choćby nie zawinionego. Przy¬
wożone zaświadczenia pobytu prelegenta w danej szkole są z reguły
zaopatrzone dopiskiem szkoły, że przyjazd i referat był okazją, wzbu¬
dzającą żywe zainteresowanie wśród młodzieży i kończą się prośbą
o ponowny przyjazd. Ale obok tych pochlebnych słów notowano nie¬
jednokrotnie żal, że pochmurne niebo nie pozwoliło oglądać pięknych
gwiazd. Stan ten ulegnie gruntownej poprawie przez decyzję Zarządu
Głównego o dostarczaniu wzorowym Kółkom, na czas przejściowy,
wspomnianych lunet, które pozwolą opiekunowi Kółka wykorzystać
pogodę i urządzić pokaz nieba nawet podczas nieobecności objazdowego
prelegenta. Oprócz wspomnianej korzyści można będzie wykorzystać
dostarczoną lunetę, jako wzór do naśladowania dla amatorskiej budowy
własnego narzędzia obserwacyjnego. Potrzebne szkło (względnie szkła),
materiał szlifierski i rury na tubusy, dostarcza odpłatnie Zarząd Główny
P. T. M. A. Podobną lunetę otrzymało już Kółko Szkolne w Iławie
(wojew. olsztyńskie), którego opiekunem jest prof. T. Schramm
Często wyniki pracy pojedynczych członków-kandydatów, szczegól¬
nie przy ofiarnej pracy opiekunów Kółka, są naprawdę godnymi wy¬
różnienia. Opracowania referatowe świadczą o poważnym wkładzie
czasu i zamiłowania do przedmiotu danego ucznia, przeto winny być
wyróżniane choćby skromniutką nagrodą. Zarząd Główny stawia
w tym celu opiekunom Kółek szkolnych pewną sumę, przeznaczoną
na premiowanie prac uczniowskich, pisanych i wygłaszanych na mie¬
sięcznym posiedzeniu Kółka. Nagroda taka nie może przekroczyć
		

/Czasopisma_156_09_125_0001.djvu

			92
URANIA
kwoty 30 zł za wygłoszony referat i udziela się jej na wniosek opie¬
kuna Kółka potwierdzony przez dyrekcję szkoły. W akcji tej uczestniczą
nie tylko Kółka szkół licealnych, ale także każde Technikum zawo¬
dowe, w którym istnieje taki ośrodek samokształceniowy, albowiem
Zarządowi Głównemu są znane piękne wyniki Kółek szkół za¬
wodowych. Do prac w Kółkach należy wciągać uczniów klasy dziesią¬
tej, którzy dysponują czasem mniej obciążonym nadchodzącą maturą.
Wzywamy zatem do pracy wszystkich miłośników astronomii!
W. K.
NASZA OKŁADKA
Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytetu Poznańskiego
Obserwatorium Uniwersytetu Poznańskiego założył w r. 1919, prof.
Kazimierz Graff, dokonując wyboru miejsca w parku, leżącym wów¬
czas poza obrębem miasta. Pracownie mieściły się w parterowym bu¬
dynku tzw. „pałacu na Górczynie“. Prof. Graff ofiarował przyszłemu
Obserwatorium podręczną bibliotekę oraz narzędzie przejściowe, sam
jednak wolał przyjąć proponowane mu stanowisko dyrektora Obserwa¬
torium Wiedeńskiego. Dopiero w styczniu 1922 r. dyrektorem Obserwa¬
torium i profesorem astronomii został Bohdan Zaleski, b. obserwator
w Pułkowie i Nikołajewie. Organizuje on Obserwatorium, rozpoczyna
obserwacje, wykłada. Rezultatem obserwacji na kole południkowym jest
katalog gwiazd; zamiarowi uzupełnienia pracy przez podobny katalog
dla południowego nieba z zamierzonych obserwacji w Nowej Zelandii
przeszkadza przedwczesna śmierć w r. 1927.
Następcą Zaleskiego na katedrze astronomii jest od r. 1929 prof. dr
Józef Witkowski. W roku 1929 zbudowano 5-metr. kopułę dla 20-cm
refraktora Zeisa, który, uzupełniony przez nowoczesny mikrometr po¬
zycyjny Societe Genevoise, służył do obserwacji małych planet. Od
roku 1946 planetki obserwowane są fotograficznie przy pomocy dwóch
astrokamer 12-cm zmontowanych na refraktorze. Regularne fotografo¬
wanie małych planet doprowadziło do odkrycia nowej planetki „Posna-
nia“ (odkrywcy: A. Kwiek i J. D obrzycki).
Obserwatorium brało udział w pomiarach długości geograficznej,
prowadzonych z ramienia Komisji Geodezyjnej Państw Bałtyckich
(r. 1929) oraz Międzynarodowej Unii Astronomicznej (r. 1933), ponadto
wzięło udział w trzech ekspedycjach na zaćmienie Słońca (do USA
w r- 1932, do ZSRR w r. 1936 oraz na Suwalszczyznę w r. 1954)- Obser¬
wacji dokonywano przy pomocy chronokinematografów pomysłu prof.
T Banachiewicza. Prace personelu obserwatorium, tak obserwa¬
cyjne jak i teoretyczne, publikowano w „Acta Astronomica", w „Publi-
cations de l’Observatoire de Poznań", w „Journal des Observateurs“,
w „Astronomische Nachrichten“. Obserwatorium wydawało również ko¬
munikaty prasowe oraz artykuły treści popularnej.
Po wojnie zorganizowano własny warsztat mechaniczny, w którym
zbudowano niektóre narzędzia. M. in. skonstruowano dwa zegary kwar¬
cowe, co pomogło do postawienia służby czasu na nowoczesnym pozio¬
mie. Do obserwacji czasu służy nowonabyte narzędzie przejściowe Zeissa
(0 = 100 mm, F = 1000 mm). Służba czasu posiada specjalne przyrządy
do odbioru sygnałów czasu, a także do porównywania zegarów kwar¬
cowych z zegarem Shortta (tzw. chronoskop).
		

/Czasopisma_156_09_126_0001.djvu

			URANIA
93
Obserwatorium Astronomiczne U. P. stanowi w zespole obserwato¬
riów polskich placówkę astrometryczną. Wytyczne jego rozwoju idą
kierunkach: 1) astrometrii względnej, 2) astrometrii absolutnej, 3) astro—
metrii geodezyjnej, 4) prac teoretycznych, związanych z poprzednimi
punktami.	,
(Opracowano na podstawie danych otrzymanych od prof. J. Witkow¬
skiego).
Errata. Urania, t. XXVI, str. 56, rys. 2 zamiast M ma być: p,.
KALENDARZYK ASTRONOMICZNY
na marzec 1955 r.
Wszystkie zjawiska podano w czasie środkowo-europejskim.
Marzec 1955 :
1. do 31. Przez mniejsze lunety osiągalne są planetki Massalia poniżej-
gwiazd gamma i eta Panny (w przeciwstawieniu ze Słońcem 26. III.)
oraz Westa pomiędzy gwiazdami beta i zeta Byka, oddalająca się
od Ziemi i wskutek tego już tylko 8K wielk. gwiazdowej. Po od¬
szukaniu planetek (p. wskazówka przy końcu kalendarzyka) należy
zwrócić uwagę na ewentualne zmiany ich jasności, które świadczy¬
łyby o obrocie dokoła osi.
1. Wieczorem poniżej Księżyca świeci czerwona gwiazda 1-szej wielk.,
Aldebaran, alfa Byka, otoczona rozległą gromadą Hyad.
1. 20h Saturn nieruchomy w rektascenzji.. Jest on widoczny w drugiej
części nocy jako gwiazda % wielk. na tle gwiazdozbioru Wagi-
W lunecie pokazującej wyraźny pierścień Saturna widać, że pier¬
ścień ten nie schodzi się z dolnym lewym brzegiem tarczy planety
(luneta odwraca obrazy!), tak jak to ma miejsce w 3 innych częściach
tarczy. Powodem tego jest cień kuli Saturna, rzucany na pierścień.
2.13.	(również 18./19. III.). Z pomocą lunet łatwo odszukać możemy naj¬
jaśniejszego satelitę Saturna, Tytana, świecącego jako gwiazdka S'A
wielk. w największym odchyleniu na zachód, tj. w lunecie na lewo
od Saturna w odstępie równym 4 średnicom pierścienia planety.
Siedzenie jego ruchów wykaże regularny jego obieg dokoła Saturna
w ciągu 16 dni po elipsie podobnej do widzianego obwodu pier¬
ścienia.
3.	Wieczorem na lewo od Księżyca świeci Jowisz, jako gwiazda mi¬
nus 2-giej wielk., najjaśniejsze po Księżycu ciało niebieskie na
wieczornym niebie. W lunecie śledzić można ruchy jego 4 jaśniej¬
szych satelitów, ustawionych na jednej linii, obserwować ich za¬
ćmienia, zakrycia i przejścia przez tarczę planety (p. osobne zesta¬
wienie, oraz nauczyć się rozróżniania ich według jasności (najja¬
śniejszy jest III Ganimedes) i według osiąganych największych od¬
chyleń od planety (najbliższy jest I Jo, najdalszy IV Kallisto).
3.14.	Po północy nastąpi zakrycie gwiazdy 4-tej wielk. zeta Bliźniąt
przez Księżyc. Gwiazda zniknie przy nieoświetlonym brzegu Księ¬
życa tuż przy jego dolnym rogu w Warszawie i Toruniu o godz. lh20m.
w Poznaniu o lh26m, w Krakowie o lh32m. We Wrocławiu i całej
południowo-zachodniej Polsce zakrycia nie będzie.
4.	llh Jowisz, a 18h Uran w złączeniu z Księżycem, odstęp 2° na pm.
4. Wieczorem na prawo od Księżyca świeci Jowisz, powyżej — Kastor
i Polluks, a poniżej — Prokyon, alfa Małego Psa.
6. 18h13m dogodnie obserwować można koniec zaćmienia II satelity
Jowisza na prawo od tarczy Jowisza w odstępie równym 1 średnicy
tarczy.
		

/Czasopisma_156_09_127_0001.djvu

			94
URANIA
6.17. 20h do lh śledzić można ruchy III satelity Jowisza, który po wyj¬
ściu z poza tarczy Jowisza, tuż przy prawym jej brzegu, odsuwa
się w prawo i niknie w odstępie 'A średnicy tarczy, zanurzając się
w cień Jowisza. Po przejściu przez cień ukaże się ponownie w od¬
stępie około 1 średnicy tarczy Jowisza.
6./7. Na lewo powyżej Księżyca świeci Regulus. Następnej nocy znaj¬
dziemy go na prawo powyżej Księżyca.	.	,
S. 10h 15m do 10h 20m Wenus zakryje gwiazdę 5-tej wielk. pi Kozio¬
rożca. Zjawisko widoczne będzie z Południowej Ameryki.
10. do 24. Okres najlepszej widzialności światła zodiakalnego na wie¬
czornym zachodnim niebie.
10./11.	Na lewo od Księżyca znajdziemy Kłos Panny (Spika).
11.	lh Merkury w największym odchyleniu 27° na zachód od Słońca.
Deklinacja planety jest bardziej południowa niż Słońca i dlatego
wschodzi u nas krótko przed wschodem Słońca. Mieszkańcy po¬
łudniowej półkuli Ziemi natomiast widzą go w bardzo dogodnych
warunkach na rannym niebie.
11.112. Na prawo powyżej Księżyca świeci Spika (Kłos Panny).
12.	2h Neptun w złączeniu z Księżycem, odstęp 7° na północ.
12.	3h 45m z Południowego Pacyfiku widoczne będzie zakrycie gwiazdy
9-tej wielk. przez Marsa.
13.	20h 48m koniec zaćmienia II satelity Jowisza (p. 6. III.),
13. 23h Saturn w złączeniu z Księżycem, odstęp 6° na północ.
14.115. Na lewo poniżej Księżyca świeci czerwona gwiazda 1-szej wielk.
Antares, alfa Skorpiona, zaś daleko na prawo od nich i wyżej na
niebie widać Saturna jako białą gwiazdę o 3U wielk. jaśniejszą od
Antaresa.
15./16.	Antares już na prawo od Księżyca.
16.	21h Jowisz nieruchomy w rektascenzji.
19. do 21. Na rannym niebie świeci stojący sierp Księżyca, uzupełniony
do pełnej tarczy światłem popielatym.
21. 3h Wenus w złączeniu z Księżycem w odstępie 4° na południe od
Księżyca. O świcie zobaczymy na jasnym tle wschodniego nieba tuż
obok siebie dwa ciała niebieskie najjaśniejsze po Słońcu: stojący
sierp Księżyca i na prawo od niego jasną Wenus.
21.	10h 36m Słońce wstępuje w znak Barana i przekracza równik nie¬
bieski (deklinacja Słońca równa się 0°); mamy równonoc wiosenną,
początek wiosny astronomicznej. Tarcza Słońca od 12 marca świeci
na tle gwiazdozbioru Ryb, a dopiero 19 kwietnia przejdzie do gwiazdo¬
zbioru Barana.
22.	12h Merkury w niewidocznym złączeniu z Księżycem (7° na pd.).
25.	do 28. Wieczorami widać leżący sierp Księżyca, którego reszta tarczy
świeci w świetle popielatym.
26.	Wieczorem na lewo powyżej sierpa Księżyca świeci Mars jako czer¬
wona gwiazda już tylko 1% wielk. gwiazdowej.
27.	12h Mars w złączeniu z Księżycem w odstępie 3° na południe. Wie¬
czorem znajdziemy Marsa poniżej, zaś gromadę Plejad powyżej Księ-
północ od Księżyca. Położenie Księżyca pomiędzy gwiazdami podobne
jak 4. III.
Minima Algola (obserwować przez kilka godzin przed i po podanym
czasie): Marzec 1955 17d 22h oraz 20d 18h.8.
Minima główne Beta Liry (obserwować również w dzień poprzedni i na¬
stępny): Marczec 1955 1 ld 2h oraz 24d lh.
31. 17h Jowisz, a 23h Uran w złączeniu z Księżycem w odstępie 3° na
życa.
		

/Czasopisma_156_09_128_0001.djvu

			URANIA
95
Zjawiska w układzie satelitów Jowisza: Marzec 1955:
• — zasłonięcie przez tarczę; pz, kz — początek (koniec) zaćmienia,
c — cień satelity przechodzi przez tarczę Jowisza (ciemna plamka).
O — satelita niewidoczny, gdyż znajduje się na tle tarczy Jowisza.
h m
h m
i
h m
h m
d
h m
h m
2
od
1-39
•
I
IO
od
2-34
•
II
19
do
21.44
• kz
I
2
22.52—
25.08
O
I
10
21.56—
25.20
• kz
I
20
do
18.53
c
I
2
2351-
26.07
c
1
11
19.09-
21.24
O
I
20
do
23.23
• kz
II
3
od
O.IO
•
11
II
20.14—
22.30
c
I
20
od
24.18
•
III
3
od
307
0
111
II
21.20—
24.08
0
II
24
do
20.30
•
IV
3
20.06—
23.24
• kz
1
II
23.35-
26.25
c
II
24
19.08—
22.41
c
III
4
do
19-35
O
I
12
do
19.49
• kz
I
25
od
1-39
•
I
4
18.19—
20-35
c
I
13
do
20.48
• kz
II
25
22.51—
25.06
O
I
4
18.53—
21.41
O
II
13
20.33—
2405
•
III
26
0.04—
2.19
c
I
4
20.58-
23.47
c
II
14
od
1.08
pz*
III
26
od
2.21
0
II
5
do
17-53
• kz
I
16
1950-
24.04
c
IV
26
1
0
0
ci
23.40
• kz
I
6
do
18.13
• kz
II
17
od
2.31
0
I
27
do
19 34
O
I
6
do
20.25
•
111
17
od
23-47
•
1
27
do
20.48
c
I
6
21.08-24.42 pz«kz
III
18
20.59-
23.15
0
I
27
1
fO
0*
25.59
• kz
11
7
od
23.58
•
IV
18
22.09—
24.25
c
I
29
do
20.59
c
II
10
0.41 —
2.57
O
I
18
23.50-
-26.37
0
II
31
do
21.32
O
III
10
od
i.45
c
I
19
od
2.13
c
II
31
do
23.07
c
III
Marzec:
SŁOŃCE
1955
Data
1*1
środ.
czasu
-europ.
Czas
prawdziwy
mniej
czas średni
W Warszawie
(czas śr.-eur.)
Miasto
2. III. 1955
22.111.1955
Rekt.
Deki.
wsch.
zach-
wsch.
zach.
wsch.
zach.
h m
0 ,
—II 16
m
h m
h m
h m
h m
h m
h m
20 II.
2210.6
— 139
6 43
16 58
Szczecin
6 50
17 40
6 01
18 18
2 III.
22 48.5
— 7 35
— I2'5
6 21
17 16
Poznań
6 39
17 32
5 52
18 08
12
23 25.6
— 3 43
— IO-I
5 59
17 34
Wrocław
6 37
17 32
5 51
18 07
22
O 02*2
+ 014
- 7-3
5 36
17 51
Gdynia
6 36
17 22
5 45
l8 02
iIV.
O38.6
+ 409
— 4-3
5 12
18 08
Kraków
6 24
17 22
5 41
17 54
21 III. 10*- 36
Początek wiosny astronomicznej.
Białystok
6 15
17 06
5 27
17 43
Marzec:	KSIĘŻYC 1955
Data
lh czasu
środ.-europ.
W Warszawie
(czas. śr.-eur.)
Data
I*1 czasu
środ.-europ.
W Warszawie
(czas śr.-eur.)
Rekt.
Deki.
wsch.
zach.
Rekt.
Deki.
wsch.
zach
h m
0
h in
h m
h in
0
h ra
h m
2 111.
5 02
+ 24-2
IO 04
2 26
18 III.
18 48
— 22*2
2 55
II 03
4
7 03
+ 2I’6
12 30
4 02
20
20 30
— 16.0
3 49
13 27
6
8 54
+ 141
15 08
4 57
2?
22 II
— 6-5
4 30
16 04
8
io 35
+ 4-o
17 41
5 35
24
23 54
+ 4’8
5 07
18 48
10
12 09
- 64
20 06
6 07
26
i 44
+ 15'5
5 53
21 40
12
13 43
— 15'4
22 28
6 45
28
3 45
+ 22-5
7 05
24 16
14
15 21
— 21’7
24 36
7 40
30
5 50
+ 23'6
9 02
1 16
16
17 03
— 24.1
1 30
9 02
I IV.
7 47
+ 19'°
11 38
2 35
Najbliżej Ziemi; 26d 17h
Najdalej od Ziemi: 14d 22h
Fazy:	Pierwsza kwadra	Pełnia	Ostatnia kwadra	Nów
dhm dhm	dhm	dhm	dhm
Marzec: i 13 40 i 30 21 10 8 16 41 16 17 36 24 04 42
		

/Czasopisma_156_09_129_0001.djvu

			96
URANIA
PLANETY
MERKURY
WENUS
Data
1955
lb czasu
środ.-europ.
W Warszawie
czas środ.-eur.
lł> czasu
środ.-europ.
W Warszawie
czas środ.-eur.
Rekt.
Deki.
wsch.
zach.
Rekt.
Deki.
wsch.
zach.
2 III.
12
22
1 IV.
h m
21 IO
21	43
22	32
23	29
0
—	15.2
—	14-5
—	11.4
—	6.0
h m
5 28
5 18
5 09
4 58
h m
14 51
14	50
15	18
16	06
h m
19	54
20	42
21	30
22	16
0
—	19-5
—	17.6
—	149
—	11.4
h m
4 38
4 35
4 26
4 14
h m
13
13 31
13	56
14	23
W największym odchyleniu 27° na za¬
chód od Słońca jest 11. III. lecz mimo
to pozostaje niewidoczny
Jest gwiazdą poranną widoczną
0 świcie nisko nad horyzontem.
21.111. piękne złącz, z Księżycem.
MARS
JOWISZ
2 III.
12
22
x IV.
2 01
2 28
2	55
3	23
+ 12.7
+ 15.1
+ 17.3
+ 19.2
7 47
7 20
6 55
6 32
22 13
22 15
22 16
22 16
7 28
7 27
7 27
7 28
+ 22.4
+ 22.4
+ 22.4
+ 22.4
12 10
u 29
10 50
10 13
4 42
4 02
3 23
2 44
Świeci coraz słabiej (już tylko 1 l/a wielk.)
w pierwszej części uocy na zachodn.
niebie w gwiazdozbiorze Barana.
SATURN
2 ni.
15 18
-15.8
23 34
8 55
7 44
-f- 21.8
12 31
22 Ul.
15 16
— 15-6
22 14
7 36
7 42
+ 21.9
11 10
11 IV.
15 12
— 15.3
20 49
6 15
7 42
+ 21.9
9 52
W drugiej części nocy widoczny jako
gwiazda */s wielk. na lewo od alfa
Wagi.
N E P
T U N
PLUTON
10 11.
13 47
— 9.2
22 47
9 21
10 07
+ 22.9
16 06
22 III.
13 45
— 9.0
20 05
6 43
10 03
+ 23.2
13 22
1 V.
13 4i
— 8.6
17 22
4 03
10 01
+ 23.2
10 42
Dostępny przez lunety w gwiazdozbio¬
rze Panny.
Jest najjaśn. po Księżycu cia¬
łem niebieskim na wieczornym
niebie. Znajduje się w gwiazdo¬
zbiorze Bliźniąt.
URAN
4 54
3 34
2 15
Do odszukania w lornetkach jako
gw. 6-tej wielk. blisko Jowisza.
8 43
6 04
3 25
Osiągalny tylko przez duże te¬
leskopy w gwiazdozbiorze Lwa.
Planetka
Nr Nazwa Jasność
4111. 1955
Rekt.
Deki.
14 III. 1955
Rekt.
Deki.
24 III. 1955
Rekt.
Deki.
3 IV. 1955
Rekt.
Deki.
4 Westa 81/,,
20 Massalia 9
h m
512.3
12 39.0
+22 45
— 448
h m
5 21.1
12 31.5
o
+ 23 12
— 3 57
h
5319
12 22.6
+ 23 38
— 2 56
h m
544-5
1213.4
+24 02
— 154
Dla odszukania planetki należy w ciągu szeregu pogodnych wieczorów wykonać dokładne
rysunki z wszystkimi nawet najsłabszymi gwiazdami dostrzegalnymi przez używaną lunetą
w okolicy nieba wskazanej przez współrządne planetki* Przez porównanie rysunków zna-
I leźć można planetką jako tą z pośród gwiazd, która zmieniała swe położenie z dnia na dzień
■ jednakowo w tym samym kierunku.
		

/Czasopisma_156_09_130_0001.djvu

			Redaktor: STEFAN PIOTROWSKI
Komitet redakcyjny : JAN GADOMSKI, JANUSZ PAGACZEWSKI,
WŁADYSŁAW TĘCZA
Adres Zarządu Głównego P. T. M. A. oraz Redakcji i Administracji
URANII : Kraków, św. Tomasza 30/8. — Tel. 538-92.
Biuro czynne codziennie, z wyjątkiem niedziel i świąt,
w godzinach od 9—13 i 16—19, w soboty od 9—13
Konto Zarządu Gł. P. T. M. A. : PKO 4-9-5227
Contents
ARTICLES
O. Czyżewski: Radio-astrono-
my — a New Window to the
Universe.
J. Mergentaler: Eclipse Trou-
bles of the Astronomers.
J Pagaczewski: Jan Śniadec¬
ki — Creator of the Cracow
Observatory.
CHRONICLE
On Ihe Origin of Luminous Night
Clouds. — Recent Astro-botanical
Investigations. — Red Dwarfs-Flare
Stars. — Stiil more about the Mount
Palomar Observatory. — A New
Great Telescope is in Construction.
CHRONICLE OF THE P. A. A. S.
OUR FRONT COVER
ERRATA
ConepataHHC
CTATbH
O. MHHteBCKHH: PaflHoacTpo-
IIOMHH — HOBOe OKHO BO BCC-
jienHyio.
H. MepreHTaJiep: XJiono-
Thl aCTpOHOMOB npH 3aTMC-
HHflX.
H. II a r a q e b c k h fi: Hh Chh-
flenKH** — 0CH0BaTejib KpaKOB-
CKoił OScepBaTopHH.
XPOHHKA
O npoHCXoHtaenHH cbc™u;hxch
HOHHbIX 06jiaK0B. — HOBblC
acTpoóoTaHHnecKHe
BanHH. — KpacHbie itap.nHKH -
BCnbIXHBaK>mHe 3BG3flbI.
Eme o o6cepBiTopHH na
Mt. Palomar. — HoBbift 6ojib-
ujoił TejiecKon b CTaaiłH no-
CTpOHKH.
XPOHHKA n.O.JI.A.
HALUA OBJIOJKKA
OTIIEMATKH
ASTRONOMICAL CALENDAR
ACTPOHOMHMECKHn
KAJIEHflAPb
		

/Czasopisma_156_09_131_0001.djvu

			KOMUNIKATY KOL PTMA
na miesiąc marzec 1955 r.
Gdańsk — Sekretariat Koła Jest czynny w poniedziałki w godz. 17—18 i w piątki
w godz. 16—18.30 w II Zakładzie Fizyki Politechniki Gdańskiej.
Śliwice — 1. Sekretariat Koła jest czynny w poniedziałki i czwartki (godz. 16—19)
w Gliwicach, ul. Sobieskiego 26, tel. 49-77 — inż. T. Adamski.
t. Biblioteka jest czynna przy sekretariacie.
1.	Pokazy nieba odbywają się w każdy bezchmurny wieczór po uprzednim
telefonicznym porozumieniu się:
Gliwice — ul. Sobieskiego 26, tel. 49-77 — inż. T. Adamski.
Kuda SI. — ul. 3-go Maja 32, tel. 524-67 i 524-69 — J. Kasza.
Stalinogród-Dąb, ul. Wiejska 7, tel. 319-87 — Jan Palt.
4. Miesięczne zebrania sekcji instrumentalnej odbywają się co miesiąc w każdą
drugą sobotę o godz. 17.30 w Stalinogrodzie w Pałacu Młodzieży im. Boi.
Bieruta.
Kraków — I. Sekretariat Koła Jest czynny w poniedziałki i czwartki w godz.
17—19 w lokalu Koła, Kraków, ul. św. Tomasza 30/8.
2.	Biblioteka Koła Jest czynna w poniedziałki i czwartki w godz. 18—19.
3.	„Wieczory Astronomiczne" referatowo-dyskusyjne odbędą się w dniach
10. III. (czwartek) i 25. III. (piątek) w lokalu Koła, ul. św. Tomasza 30/8.
4.	Seminarium astronomiczne, część II ( kład planetarny) odbywa się w po¬
niedziałki w godz. 17.30—19.30 w lokalu Kola.
5.	Kurs szlifowania zwierciadeł teleskopowych odbywa się we środy w godz.
17—19 w lokalu Kola.
Łódź — 1. Sekretariat Koła Jest czynny w poniedziałki od godz. 18 do 20, ul. Mo¬
niuszki 4a (M. D. K.), pokój 350.
2. Dostrzegalnia jest czynna w pogodne poniedziałki i czwartki w godz. 18—21.
Nowy Sącz — Sekretariat Kola jest czynny we wtorki i piątki w godz. 17—1*
w lokalu Koła, ul. Jagiellońska 50a.	i
Poznań — 1. Sekretariat Koła jest czynny we wtorki i czwartki w godzinach 17—19
w lokalu Koła. ul. Chełmońskiego 1, tel. 74-41.
Toruń — 1. Sekretariat Koła i biblioteka są czynne w poniedziałki i czwartk*
w godzinach 18—20, oraz w soboty w godz. 17—19 w lokalu Koła przy ulic.’'
Kopernika 17.
2.	W każdy pogodny wieczór sobotni o godz. 19 można wyruszyć z lokalu
Kola na pokaz nieba.
3.	Dnia 14. III. (poniedziałek), godz. 18 — odczyt R. Ampla pt. „Budowa
gwiazd". Dnia 28. III. (poniedziałek), godz. 18 — Walne Zebranie Koła z pre¬
lekcją J. Hanasza pt. „Pochodzenie Układu Słonecznego".
Warszawa — 1. Sekretariat Koła Jest czynny we wtorki, czwartki i soboty
w godzinach 8—10 i 19—20, tel. 856—72, Al. Ujazdowskie 4.
2.	Ludowe Obserwatorium Astronomiczne prowadzi pokazy nieba w gmachu
Obs. Astr. U. W., al. Ujazdowskie 4, w każdy pogodny wieczór (oprócz nie¬
dziel i świąt) w godz. 20—22.
3.	Dnia 10. III. (czwartek), godz. 19 — pogadanka inż. A. Marksa pt. „Amator¬
skie obserwacje astronomiczne". Dnia 17. III. (czwartek), godz. 19 — odczyt
miesięczny (szczegóły w prasie). Al. Ujazdowskie 4.
Płyty szklane na zwierciadła teleskopowe o średnicy 150 mm, grubości 30 mm —
rozprowadza dla członków Towarzystwa Zarząd Gł. PTMA w cenie zł 50 (2 pły¬
ty, 50 gramów tlenku ceru do polerowania luster wraz z przesyłką pocztową).
Wysyła się po otrzymaniu wpłaty na konto PKO 4-9-5227.
Kompletujemy roczniki „Uranii". Wobec wyczerpania nakładu następujących nu¬
merów „Uranii": 7—9 z r. 1948; 9—10 111—12 z r. 1951; 1, 2, 3 i 9 z r. 1952, oraz
od 1 do 6 z r. 1953 — Zarząd Gł. PTMA prosi Czytelników, którzy nie kom¬
pletują „Uranii", o odstępowanie nam wymienionych zeszytów za zwrotem
ich wartości i kosztów przesyłki.
Odznaki PTMA, dla członków zwyczajnych (emaliowane) w cenie 25 zł (plus
4 zł. na koszta przesyłki) oraz dla członków-kandydatów (oksydowane) w cenie
zł. 4.50 (bez kosztów przesyłki) są do nabycia w biurze Zarządu Gł. PTMA.
Obrotowa Mapka Nieba, do nastawiania na określony dzień i godzinę, ułatwia
rozpoznawanie gwiazdozbiorów. Mapki są do nabycia w biurze Zarządu Gł.
PTMA, w cenie 9 zł (plus 4 zł na koszta przesyłki).
„Niebo przez lornetkę" dra J. Pagaczewskiego — str. 112 — cena 4 zl (plus 1 zł
na koszta przesyłki) Jest do nabycia w biurze Zarządu Gł. PTMA.
Składka członków zwyczajnych wynosi 24 zł za rok kalendarzowy, a człon¬
ków-kandydatów (uczniowie szkół średnich) 6 zł za rok szkolny. Członkowie
nowowstępujący wypełniają deklarację przystąpienia i wpłacają Jednorazowo
wpisowe zł 1.50.
Wszelkich wpłat należy dokonywać na konto Zarządu Gł. PTMA, Kraków, ul.
św. Tomasza 30/8. PKO Nr 4-113-5227 z wyraźnym podaniem celu wpłaty.
.Urania" wychodzi Jako miesięcznik w oblrtości 2 arkuszy druku dnia 25-go
Każdego miesiąca Wszyscy członkowie PTMA otrzymują „Uranię" w ramach
składki członkowskiej. Dla nieczłonków prenumerata ioc/.na wynosi zł.
Cena zeszytu 2 zł
L