X “jMfcce URANIAMIESIĘCZNIK

POLSKIEGO TOWARZYSTWA M IŁOSNIKOW ASTRONOMII

ROK X L V I I I L U T Y 1 9 7 7 Nr 2/W -SB

URANIAM I E S I Ę C Z N I K POLSKIEGO imRz,,sTwłM I Ł O Ś N I K Ó W A S T R O N O M I

R O K X L V I I I L U T Y 1 9 7 7 2

CZASOPISMO WYDAWANE Z ZASIŁKU POLSKIEJ AKADEMII NAUK. ZATWIER­DZONE PRZEZ MINISTERSTWO OŚWIA­TY DO UŻYTKU SZKÓŁ OGÓLNO­KSZTAŁCĄCYCH, ZAKŁADÓW KSZTAŁ­CENIA NAUCZYCIELI I TECHNIKÓW (DZ. URZ. MIN. OŚW. NR 14 Z 1966 RO­KU, W-WA 5.11.66).

SPIS TREŚCI

A lbert W. Szpilew ski — L in ie gw iazdow e H ip p a rc h a (2).

Z bigniew Paprotny — N iew id z ia l­n i tow arzysze b lisk ich gw iazd.

T. Z bigniew Dworak — A stro n o ­m ow ie O rie n tu (3).

Kronika: Czy S łońce je s t sk ła d n i­k iem u k ła d u podw ójnego? — S ze­śc iom etrow y g ig an t w służb ie a s tro ­nom ii.

Obserwacje: K o m u n ik a t CSOS n r 11/76 — R ap o rt X I-76 o rad io w y m p ro m ien io w an iu S łońca.

K ronika historyczna: J. R egio­m o n tan u s 1436— 1476.

N ow ości w ydaw nicze.K alendarzyk astronom iczny.

T rzy a r ty k u ły w n in . zeszy­cie pośw ięcone są h is to r ii a s tro n o m ii: p ra c a A. W. Szp i- lew sk iego do tycząca zagadko ­w ych „lin ii g w iazd o w y ch ” H ip p arch a , a r ty k u ł T. Z. D w o­ra k a o a s tro n o m ac h O rien tu oraz w spom nien ie o zm arły m p rzed 500 la ty R eg iom ontan ie .

W nasze j „K ro n ice” dono­sim y o n iezw y k łe j h ipo tez ie a m ery k ań sk ieg o as tro n o m a D av idscna na te m a t m ożliw o­ści is tn ien ia k a r ło w a te j g w iaz­dy w naszym b lisk im sąs ied z­tw ie — L u cy fe ra , ja k rów n ież o o d d an iu do u ż y tk u w ielk iego radz ieck iego te le sk o p u — „oka ś w ia ta ” — podczas X X V Z jaz ­du K PZR .

M iesiąc styczeń b r. by ł w y ­ją tk o w o bogaty w zak ry c ia gw iazd przez K siężyc: w Rocz­n ik u A stronom icznym O b se r­w a to riu m K rak o w sk ieg o po­dano ich aż 19, w ty m (w nocy 13/14) — zak ry c ie U ran a . N ie­ste ty , z pow odu późnego u k a ­zan ia się R ocznika, p rzep o ­w iedn i n ie zdo ła liśm y już z a ­m ieścić.

Pierwsza strona okładki: Statua Atlasa trzym ającego globus niebieski uważany za kopię sfery Eudoksa (IV wiek p .n .e .); nie wykluczone, że statua w ykonana została za czasów Hipparcha. Globus zachował przeszło 40 rysunków gwiazdozbio­rów. Ze zbiorów Muzeum Narodowego w Neapolu. Omówienie — patrz a rtyku ł A. W. Szpilewskiego w poprzednim num erze „U ranii” .

D ruga strona okładki: Sześciom etrowy teleskop na Górze Pastuchow a. To orygi­nalne zdjęcie wykonano szerokokątnym obiektywem z niewielkiej odległości i dla­tego fragm enty teleskopu położone najbliżej fotografującego zostały m ocno znie­kształcone.

Trzecia strona okładki: Górne zdjęcie w ykonane 1 sierpnia 1976 r., orzedstaw ia jedną z trzech stóp Vikinga 1, zagłębioną nieco w sypkim m ateriale na po­wierzchni M arsa.U dołu: Mozaika zdjęć pow ierzchni M arsa, w ykonanych 3 lipca 197G r. przez Vikinga 1 z odległości ok. 2300 km , ukazu jąca fragm ent rejonu Capri w pobliżu rów nika planety, w ybrany jako zapasowe lądowisko dla Vikinga 2.

Czwarta strona okładki: Zdjęcie M arsa w ykonane 17 czerwca 1976 r. przez Vikinga 1 z odległości ok. 575 tys. km, ukazujące najw iększe k ra te ry na powierzchni „czer­wonej p lanety” . K ra ter widoczny u góry zdjęcia to Nix Olympica wznoszący się na wysokość ok. 25 km ponad powierzchnię i m ający średnicę ok. 600 km.

34 U R A N I A 2/1977

A L B E R T W . S Z P I L E W S K I — Z S R R

LINIE GWIAZDOWE HIPPARCHA (2)

Nie należy również zapominać o starości samego „Alm agestu”, napisanego nie później, niż w r. 160 n. e.*, a zwłaszcza o rę­kopisach H ipparcha sporządzonych ok. 300 la t wcześniej, któ­rym i posłużył się Ptolemeusz. W ątpliwe poza tym, aby to były rękopisy oryginalne, raczej ich kopie lub naw et kopie kopii. A przecież „...sporządzenie rękopisów kopii w ciągu licznych wie­ków odbija się silnie na wierności danych liczbowych, które przepisujących nie interesow ały lub były dla nich niezrozum ia­łe’1 — pisze O. N eugebauer w [12] om awiając starożytne teksty astrologiczne, co dotyczy również ,,A lm agestu” . Toteż należy odnosić się z dużą ostrożnością do identyfikacji gwiazd LGH przeprowadzonych z pomocą katalogu Ptolemeusza, właśnie ze względu na nieuniknione pomyłki w cyfrach, a być może także i w słowach tekstu. Może dlatego właśnie Delambre, omawiając opis LGH, tak często w yraża powątpiew anie na tem at w ierno­ści tekstu opisów LGH, niekiedy uważając je w prost za znie­kształcone.

Biorąc pod uwagę powyższe, w Tablicy 1 podano identyfi­kacje wszystkich gwiazd LGH według [3] i ich charakterystyki zarówno według katalogu Ptolemeusza, jak i według katalogów współczesnych, a w przypisach podano dane uzupełniające oraz o rozbieżności w identyfikacjach.

Tablica 1 łącznie z rysunkiem ** zaw ierają pełne inform acje o system ie LGH, do czego dodamy tylko dwa nast. kom entarze:

(1). Wg katalogu Ptolem eusza gwiazdy LGH m ają w w ięk­szości przypadków jasność 3m—4m; jedynie około 15 spośród 68 gwiazd m a jasność l m—2m, a około dziesięciu — od 5m—6m. Ta w yraźna słabość większości gwiazd LGH stanowi n iew ąt­pliw ą niedogodność przy obserwacjach, co było powodem, że Ptolem eusz w ysunął swój w łasny system 23 LG, który przed­staw ił zaraz po omówieniu LGH w tym że rozdziale 1 księgi 7 „Almagestu". Nie przytaczając tablic i rysunku LG Ptolem eusza zaznaczymy jedynie, że podobnie do LGH rozprzestrzeniają się one wzdłuż ekliptyki, a w odniesieniu do jasności praw ie 40% odpowiada l m—2m, pozostałe m ają jasność 3m—4m, gwiazd 5m— 6m nie ma w ogóle.

* Wzmiankowane w „Almageście” obserwacje astronomiczne samego Ptolemeusza odnoszą się do epok między r. 127 i 151 n. e. (przyp. autora).

** Na pierwszej stronie okładki poprzedniego zeszytu „Uranii.

2/1977 U R A N I A 35

(2). Zdum iewa nas pomysłowość, jaką wykazał Hipparch przy doborze swych LG, wskazując wśród mnogości liniowych konfiguracji gwiazd na takie, które pozwalają na jak najbar­dziej niezawodne i proste wykazanie istnienia lub nieistnienia ruchów własnych gwiazd. H ipparch widocznie zdawał sobie spraw ę z różnorodnych w ariantów ruchów własnych gwiazd i dążył do ogarnięcia jak można najw ięcej tych w ariantów przy możliwie najm niejszej liczbie LG. Rozumie się, że każda LG — mówiąc ogólnie — powinna się składać z co najm niej trzech gwiazd, żeby ruch choćby jednej z nich odbił się na liniowości danej konfiguracji i zwrócił na to uwagę. Dlatego to właśnie większość LGH tworzą 3—4 gwiazdy. Jednak niekiedy dla w y­branej pary gwiazd zabrakło trzeciej, w tedy H ipparch zamiast niej obierał albo środek odstępu między dwiema innym i gwiaz­dami, jak w przypadku LGH n r 16 i n r 19, albo też linię prze­prowadzoną przez dwie gwiazdy naw iązyw ał do innej linii, również przeprowadzonej przez dwie inne gwiazdy, i wskazy­w ał na ich równoległość — jak w przypadku LGH n r 14. Poza tym, żeby uwzględnić w arian t ruchu wzdłuż samych linii LG, H ipparch w szeregu LGH podaje ocenę odległości pomiędzy gwiazdami linii: i tak w przypadku LGH n r n r 9, 11, 15, 16 odstęp między krańcow ym i gwiazdami linii dzieli na pół gwiaz­dą środkową, a w przypadku LGH n r 22 — w stosunku 1 : 3. Można by wskazać i na inne w arianty ruchów gwiazd, które H ipparch proponował wykrywać, w pomysłowy sposób dobie­rając odpowiednie liniowe konfiguracje, być może niekiedy na niekorzyść jasności dobieranych gwiazd.

3. Ciekawe w łaściw ości niektórych LG Hipparcha

Jeśli naniesiem y gwiazdy LGH według ich współrzędnych epoki + 1950 (patrz Tabl. 1) na przezroczystą kalkę płanisfery Ka- wrajskiego * i nakreśliw szy LGH przedłużym y każdą z nich

* Planisfera W. W. Kawrajskiego (1884—1954) — to siatka kartogra­ficzna w równoodległcściowej azymutalnej projekcii G. Postela (1510— 1581) umożliwiająca graficzne rozwiązywanie niektórych zadań astrono­mii sferycznej, m. in. zamianę układu współrzędnych. Jako płaszczyznę projekcji wybiera się dowolną płaszczyznę wielkiego koła — w naszym przypadku należy wziąć kolur stanowiska Słońca, wówczas środek pla- nisfery bliższy (bliższy patrzącego) będzie odpowiadał punktowi równo- nocy wiosennej. Planisfera Kawrajskiego opisana jest w [13] — (przypis autora).

Patrz również P. G. Kulikowski „Poradnik miłośnika astronomii”, II wydanie polskie, PWN 1976, str. 630 — (przyp. tłumacza).

36 U R A N I A 2/1977

jako łuk wielkiego koła w kierunku biegunów świata, stw ier­dzimy fak t zdum iewający: przedłużenia czterech LGH — n r n r 2, 5, 7 i 18 — przecinają się z niewielkim rozrzutem (ASj = Au • A& f=as 9° • 3°) w punkcie bieguna św iata epoki X «==* —3000 ± ± 400, tak bieguna północnego, jak i południowego. Ciekawe, że przedłużenie LGH n r 6 przechodzi bardzo blisko granicy rozrzutu ASj przecięcia się czterech wym ienionych LGH. Co więcej, jeśli zmienić pozycję A rk tura (« Boo) na miejsce, z k tó­rego przesunął się na skutek ruchu własnego w okresie od epoki X do epoki +1950, to LG przeprowadzona przez ^ Vir, 43H Boo, 46H Boo i nową pozycję A rk tura (linię ową nazw ij­m y po prostu LGH n r 6'), przedłużona w kierunku biegunów św iata przejdzie już przez omówiony punkt w granicach roz­rzu tu ASj. Godne uwagi, że LGH nr 6 ' przechodzi teraz znacz­nie bliżej gwiazd 43H Boo i 46H Boo, a tym samym bardziej zgodnie z opisem tej linii w „Almageście” .

Po zetknięciu się z tak zdum iewającym faktem należało by przede wszystkim postawić pytanie: może to tylko przypadek? A nuż taka sytuacja zachodzi — mówiąc ogólnie — przy każ­dym dowolnym doborze gwiazd dla LG w łaśnie wzdłuż pasa zodiaku, chociażby z niewielkim prawdopodobieństwem. Prze­m aw iają jednak przeciw tem u następujące argum enty:

— po pierwsze, jeśli naniesiem y na planisferę Kawrajskiego LG Ptolemeusza, to nie otrzym am y ani jednego przypadku prze­cięcia się choćby trzech LG w pobliżu bieguna św iata jak iej­kolwiek epoki, ni w przeszłości, ni w przyszłości. A przecież m e­todyka sporządzania i liczba LG Ptolem eusza i H ipparcha są takie same — z w yjątkiem chyba tylko pierwszeństwa, jakim darzył Ptolem eusz gwiazdy jasne, gdy Hipparch natom iast czynił ustępstw a na niekorzyść jasności (W jakim celu? Czy jedynie dla wykazania nieruchomości gwiazd?). Nawiasem mó­wiąc, Ptolemeusz w licznych przypadkach naśladując H ippar­cha, nie zauważył fak tu przecinania się niektórych LGH, tak jak nie zauważyli tego liczni kom entatorzy „Alm agestu” ;

— po wtóre, jeśli naniesiem y na planisferę Kawrajskiego LG utw orzone z gwiazd czasowych H ipparcha należących do jednego koła godzinnego (patrz Tab. 2), to — choć z góry w ia­domo, że m uszą się przeciąć dokładnie w punkcie bieguna św iata epoki — 140, — tym nie mniej w praktyce otrzym am y na planisferze Kaw rajskiego nie punkt, lecz pole AS2 = = Au • A8 = 7 ° • 1 ^ 5. Zaistnienie tak wielkiego „punk tu” prze­cięcia związane jest a) z błędam i obserwacji gwiazd czasowych (średnio ± 22', jak to wykazano w [5]; b) z nieuchronnym i znie-

2/1977 U R A N I A 37

kształceniam i kartograficznym i towarzyszącym i zastosowanej przy konstrukcji planisfery projekcji Postela (chociaż najlepszej ze wszystkich projekcji, które m ogłyby być zastosowane do konstrukcji planisfery, jak to w ykazano w [13]); c) z niedokład­nością samej techniki nanoszenia gwiazd według ich współrzęd­nych i nakreślania wielkich kół. Jasne, że tego rodzaju w ypa­czenia i niedokładności w ystępują i w przypadku przecinania się LGH. Oznacza to, że (wyłączając te błędy) m am y tu znacz­nie zawężony obszar rozrzutu przecięcia ASt dla LGH, zbliża­jąc się tym samym do wniosku o istnieniu przecięć nieprzy­padkowych;

— po trzecie, dobór części LGH przecinających się w jed­nym z biegunów św iata m a głęboki sens w samej idei H ippar- cha w ykryw ania najróżnorodniejszych możliwych ruchów w łasnych gwiazd. Bo istotnie, gwiazdy należące do jakiejś LG mogłyby wszystkie jednocześnie tak się przemieścić, że linio­wość konfiguracji nie uległaby zmianie, mimo iż LG jako ca­łość mogła by się obrócić. Rozumie się, że taki w arian t ruchu własnego da się wykryć, jeśli k ierunek LG względem jednego z biegunów św iata okaże się w przyszłości naruszony.

W ydaje się rzeczą bardzo prawdopodobną, że H ipparch zu­pełnie świadomie podporządkował część LG w arunkow i prze­cięcia się w jednym z biegunów św iata w epoce X. W prawdzie przytoczone wyżej przesłanki nie stanow ią jeszcze dowodu, możemy to przyjąć w form ie hipotezy. A w takim razie nasuw a się pytanie: jaka to dokładnie owa epoka X i dlaczego właśnie H ipparch ją w ybrał?

Za pomocą planisfery Kaw rajskiego otrzym aliśm y z g rub­sza: X = —3000 ± 400. Epokę X można by dokładnie określić przez analityczne rozwiązanie zadania: w jakiej epoce LGH n r n r 2, 5, 7 i 18 przedstaw iały jednocześnie odcinki kół de- klinacyjnych tejże epoki? W ątpliw e jednak, aby rozwiązanie takiego zadania prowadziło do celu, choćby na skutek małej dokładności samej m etody linii gwiazdowych, a to z powodu dużych błędów obserwacji w izualnych Hipparcha, które — jak to wykazał Schjellerup * w [5] dla gwiazd czasowych — w y­noszą średnio co najm niej ± 22'. W związku z tym pozostają m etody przybliżone. Można by na przykład postąpić tak : obli-

* Schjellerup, Hans Carl Frederik Christian (1827—1887) — astronom duński. Od r. 1851 obserwator w Obserwtorium w Kopenhadze, zajmował się historią astronomii, szczególnie wschodniej. W 1870 r. przełożył z arabskiego na francuski traktat astronomiczny al Sufi’ego [8], Przyp. A. S.

38 U R A N I A 2/1977

czyć rektascensje gwiazd LGH nr n r 2, 5, 7, 18 dla takiego sze­regu epok jak — 3400, — 3300, —3200, —2700, —2600, n a ­stępnie w ybrać z tego szeregu taką epokę, dla której średnie odchylenia wartości bezwzględnych w rektascensjach gwiazd każdej z owych LGH byłyby najm niejsze. Takie postępowa­nie najłatw iej i najprędzej można przeprowadzić w łaśnie za pomocą planisfery Kawrajskiego, k tóra — jak „kalkulator” — umożliwia otrzym anie w yniku nie ustępującego dokładnym obliczeniom. Łatwo się o tym przekonać, przeliczając w ten sposób współrzędne szeregu gwiazd czasowych H ipparcha z epo­ki + 1950 do epoki — 140, porów nując następnie otrzym ane w y­niki z obliczeniami Schjellerupa (Tab. 2). W ten sposób łatwo znaleźć, że w przybliżeniu jednakowo niew ielkie średnio w w ar­tościach bezwzględnych odchylenia w rektascensjach gwiazd każdej z LGH n r n r 2, 5, 7 i 18 przypadają na epokę między —3000 a —3400. O trzym ujem y zatem X = —3200 ± 200. Aby otrzym ać węższy in terw ał epok, trzeba by przeprowadzić do­datkowe rozumowanie.

Oto jedno z nich, nawiasem mówiąc częściowo w yjaśniające motywy, jakim i kierow ał się H ipparch przy wyborze epoki X. Jeśli przenieść się z epoki H ipparcha — 130 na 3040 = 10X304 lub na 3344 = 11X304 lat, to trafim y akurat na okres między —3000 a —3450. Ale 304 la t — to okres cyklu księżycowo- -słonecznego, zaproponowany przez H ipparcha na miejsce cy­klu Kallipa!

Cykl H ipparcha był ostatnim w ybitnym wkładem do histo­rii prób uzgodnienia kalendarza księżycowego ze słonecznym — do problem u, którym zajm owały się um ysły starożytnego świa­ta. W dziejach tych pozostawili ślady i nieznani astronomowie okresu homeryckiego (VIII w. p.n.e.), którzy w ykryli cykl ośmioletni, i znakomity Meton (V w. p.n.e.), k tóry w ykrył cykl 19-letni — arcydzieło starogreckiej astronomii, i pitagorejczyk Filolaos (V w. p.n.e.) — tw órca 59-letniego cyklu, i wspom niany już Kallipos z Kyzikos (III w. p.n.e.), k tóry zaproponował cykl 76-letni, i w końcu Hipparch, uwieńczając swym 304-letnim cyklem piram idę księżycowo-słonecznych kalendarzy ([9], t. 1, str. 297). H istorycy astronom ii nie znają ani jednego zastoso­w ania praktycznego cyklu Hipparcha, mimo iż w yjątkow o duża dokładność oceny długości roku słonecznego i m iesiąca księży­cowego, jakie w ynikają z tego cyklu, pow inny były spowodo­wać posłużenie się nim w dociekaniach kalendarzowych. Do tego jednak nie doszło ([14]). Sam H ipparch jednakże, zdając sobie spraw ę z wartości w ykrytego cyklu, mógł w jakiś sposób

2/1977 U R A N I A 39

próbować posłużyć się nim lub w ostateczności — zaprezento­wać w jakiejś form ie swoje odkrycie. Być może więc, że w y­bór przez H ipparcha w arian tu przecięć niektórych ze swych LG w pobliżu bieguna św iata epoki X = — 130 — n. 304 jest w łaśnie tym przypadkiem , gdy postanowił „zapisać na niebie” dwa swoje znakomite odkrycia: precesję i 304-letni cykl. Jeśli więc tak (a jest to zupełnie możliwe!), to pozostaje tylko w y­jaśnić: czy w ybrał n = 10, czy też n = 11, i dlaczego. Być może, że główną rolę odegrały tu dociekania kalendarzowe, których nie znamy na skutek zaginięcia praw ie wszystkich prac Hip­parcha, w tej liczbie jego trak ta tu ,,0 dodatkowych miesiącach i dniach", w którym podał korektę cyklu Kallipa — o czym mó­wi Ptolem eusz w 2 księdze „Alm agestu” oraz Suidas * w szkicu „H ipparch” .

Przedstaw im y na koniec następujące praktyczne zastosowa­nie możliwości, że część LGH przecina się w punkcie biegu­na epoki X. Istotnie nie wiadomo, ile LGH powinno było prze­cinać się w punkcie bieguna. Toteż w arunek przecięcia się w biegunie św iata epoki X niektórych LGH (przy ich przedłu­żeniu) może być przydatny dla zrekonstruow ania m etodą heu­rystyczną ** rzeczywistego kształtu takiej LGH, co do której

Tablica 3. Grupa lin ii gw iazdow ych Hipparcha, stanow iących odcinki kół deklinacyjnych (kół godzinnych) dla epoki ok. —3170

NrLGH 2 7

Gwia­z d y

8 -3 1 7 0

H Leo e Leo co H ya a Vir 63 Vir y H ya

34°15' 31° 30' 10° 30' 15° 10' 8° 46' 3° 10'

t* -317065°45' 4h 23m

65° 25'4h 22m

65° 50' 4h 23m

134° 00' 8h 56m

134° 00' 8h 56m

133°45' 8h 55m

a ~ 4h 23m ~ 8 h 56m

* D om niem any autor b izantyjsk iego leksykonu „K sięga Suda” z X w., zaw ierającego ok. 12 tys. haseł (przyp. tłum acza).

** H eurystyka od gr. „heuresis” — odnalezienie ■— um iejętność odkry­w ania, staw ian ia hipotez, rozw iązyw ania zagadnień (przypis tłum acza).

40 U R A N I A 2/1977

NrLG H 6 5

G w i azdy- a Boo 43HBOO 46H Boo X Vir ę Boo 31 Boo H Vir

8 -3 1 7 0 49°15' 35° 20' 32° 45' 13° 25' 40° 20' 34° 50' 20° 55'

0 -3 1 7 0149°15' 9h 57m

149° 30' 9h 58m

149° 30' 9h 58m

148° 00' 9h 52m

155° 00' 10h 20m

154°35' 10h 18m

154° 10' 10h 17m

a ~ 9 h 56m ~10h 18m

N rLGH 9' 13'

G w i a ­zdy K Sco SO ph r) Oph a S g r a CrA <P Sgr

8 -3 1 7 0 —20° 10' - 5 ° 20' 4° 15' -3 0 ° 10' -2 6 ° 50' -1 4 ° 30'

t t-3 1 7 0187° 10' 12h 29m

187° 15' 12h 29m

187° 35' 12h 30m

205° 00' 13h 40m

205° 00' 13h 40m

204° 45' 13h 39m

a ~ 12h 29m ~ 13h 40m

N rLGH 18

G w i a ­zdy y And P Tri a Ari

8 -3 1 7 0 15° 25' 7° 50 - 3 ° 30'

t t-3 1 7 0324° 35' 21h 38m

325° 15' 21h 41m

324° 50' 21h 39m

a ~ 21h 40m

2/1977 U R A N I A 41

istnieje uzasadnione podejrzenie, iż jej opis w „Almageście” uległ zniekształceniu. P rzyjm ując np. X = — 130—3040 (po­dobny obraz i w przypadku X = — 130— 3344) i przeliczając dla tejże epoki dzisiejsze współrzędne gwiazd wszystkich LGH (ruchy własne w ystarczy uwzględnić tylko dla Procjona i A rk- tura), można wskazać na takie nowe w arianty identyfikacji gwiazd LGH n r n r 9 i 13, podejrzanych o zniekształcenie (patrz Tab. 1), że przedłużenia tych nowych LGH (nr 9' i n r 13') ku biegunom św iata znajdą się w obszarze przecięć ASj patrz Tab. 3). Wówczas LGH n r 6', skorygow ana ruchem własnym A rktura, nowe LGH n r n r 9' i 13' oraz stare LGH n r n r 2, 5, 7 i 18 łącznie stanow ią tak imponująco w ielką grupę LGH prze­cinających się w punkcie bieguna św iata epoki X, że przychodzi nam przestać wątpić w rozmyślność ich konstrukcji dla pożytku i zachw ytu potomnych.

4. Zakończenie

Przedstaw iona wyżej analiza nie pozostawia wątpliwości, że LGH — ów fragm ent twórczej spuścizny Hipparcha, zachowa­nej nam przez Ptolem eusza — przedstaw iają w yjątkow ą w ar­tość. Nasze „w ytłum aczenie” ciekawej właściwości grupy LGH przecinania się ich przedłużeń na ’małej powierzchni wokół bieguna św iata epoki między —3000 a —3450, nie wyklucza oczywiście i innych tłumaczeń. Nie wolno więc całkowicie od­rzucić takiej hipotezy: grupa LG — przytoczona w Tab. 3 — została zapożyczona przez H ipparcha z jakiegoś dawniejszego źródła, w którym owe LG zachowały się jako zabytek tej epoki X, w której one były w rzeczywistości przedstaw ione jako leżące na kołach godzinnych, których odstępy (patrz ostatni wiersz Tab. 3, gdzie podano średnie wartości rektascensji dla każdej LG) mogły służyć na przykład dla ustalania kolejności jakichś obrządków rytualnych.

Na myśl, że pochodzenia omawianej grupy LGH można do­szukiwać się w głębokiej starożytności, naprow adza nas z jed­nej strony LGH n r 6: przecież trafia o n a -w obszar ASi w są­siedztwie bieguna św iata epoki X, jeśli tylko przemieścić A rk­tu ra zgodnie z jego ruchem w łasnym (~ 1 ° w ciągu 1800 lat przy kącie pozycyjnym 207°) do pozycji epoki X, tzn. jeśli przy­jąć LGH n r 6'. B rak nam jednak podstaw do snucia domysłów, iż H ipparch znał lub choćby podejrzew ał istnienie ruchu w łas­nego A rk tu ra (chociaż przypadkowość połączenia A rk tura w LG z tak słabym i gwiazdami jak 43H Boo, 4 H Boo i A Vir,

42 U R A N I A 2/1977

kiedy w jego otoczeniu nie b rak odpowiednich i bardziej jas­nych gwiazd, także w ydaje się bardzo mało prawdopodobna).

Z drugiej strony — badania związane z odkryciem precesji mogły skłonić H ipparcha do poszukiwań obserwacji astrono­micznych starszych od obserwacji Aristillosa i Timocharisa, a poszukiwania te mogły naprowadzić H ipparcha na źródła za­w ierające owe linie gwiazdowe, być może nie w pełni w yraź­nie jednolicie sform ułowane, i bez w yraźnego zaznaczenia ich pochodzenia i autorstw a. Wszak zachowały się także bezim ien­ne i do dziś niezupełnie zrozumiałe świadectwa poziomu przed­historycznej wiedzy astronomicznej w postaci orientacji astro­nomicznej w architekturze pierwszych egipskich piram id (na­wiasem mówiąc, czas ich budowy według w ielu badaczy przy­pada właśnie na epokę X) lub słynnego Stonehenge. I mimo iż Ptolem eusz zaprzecza istnieniu „godnych zaufania” obserwacji starszych od zapisków Aristillosa i Timocharisa (patrz cytata we Wstępie), istnienie takow ych w przeszłości wcale nie należy uważać za absolutnie nierealne. Toteż, poza już wspom nianym i „zapisami kam iennym i” jak budowle typu piram id egipskich lub Stonehenge, należy przypom nieć, że jeszcze w X w. n.e. Abu’l-R ajhan al-B iruni (973— 1048) mógł czytać nieosiągalne już w naszych czasach księgi Herm esa — jak Grecy nazywali mitycznego m ędrca staroegipskiego Hirm isa czyli Idrisa — gdzie przytoczone były obserwacje astronomiczne, które według słów al-B iruni ([15], str. 39) należy odnieść do epoki „...na 3000 lat i więcej przed A leksandrem ” (Macedońskim — przyp. A. S.), to znaczy także do epoki X.

Krótko mówiąc — system linii gwiazdowych H ipparcha pełen tajemnic, których w yjaw ienie dopomoże nam do lepszego po­znania poziomu wiedzy astronomicznej św iata starożytnego.

A utor spełnia swój miły obowiązek składając serdeczne po­dziękowania prol. prof. P. G. Kulikowskiemu, A. A. M ichajło- wowi, E. Rybce, I. N. W iesjełowskiemu oraz L. Zajdlerowi, k tórych krytyczne uwagi odnośnie moich idei pomogły mi po­hamować płomień fantazji i stać się krańcowo ostrożnym przy form ułow aniu wywodów. A utor w yraża również wdzięczność Tłumaczowi na język polski za uzupełnienie tekstu przypisami.

Tłumaczył L. Zajdler

Literatura

1. G erm anik Z w iezd n o je n iebo po A ratu , Petersburg, 1911.2. Hipparch K om en tarz do „Phainom ena” Eudoksa i A ratosa , przekład

na jęz. niem . K. M anitiusa, Lipsk, 1894.

2/1977 U R A N I A 43

3. P tolem aus, Handbuch der A stronom ie , t. 1—2, Lipsk, 1963.4. P tolem aeus Claudius, Composition m athem atiqu e , ..., trad, par M. Hal-

ma et suivie des notes de M. Delambre, t. 1—2, Paryż 1813— 1816.5. Schjellerup H. C. F. C. Recherches sur Vastronomie des anciens, „Co­

pernicus”, t. 1, s. 25—39, Dublin, 1881.6. H ailey E. On the change of the la titudes of same of the principal

f ixed stars, Phil. Trans, of the R oyal Society, Londyn, 1717.7. A l Farabi K o m en ta r i j k A lm agestu P tolem eja , A łm a Ata, 1975.8. A1 Sufi, Description des etoiles fixes, P etersburg, 1874.9. D elam bre J. B. J. Il is to ire de l A stronom ie Ancienne, t. 1—2, Paryż

1817.10. Berry A. A short h is tory of A stronom y, Londyn 1898 (K ra tk a ja is toria

astronomii, M oskw a—Londyn, 1946).11. M anitius K. „Das W eltall”, Rocznik 5, nr 1—2, Berlin 1904— 1905.12. N eugebauer O. Tocznyje nauki w dr iewnosti , M oskwa, 1968, s. 69.13. K aw rajskij W. W.: Izbranyje trudy, t. 1, Leningrad 1956. (patrz także

P. G. K ulikow ski Poradnik m iłośnika astronomii, PW N, 1976).14. Idelson N. I, Istoria kalendaria, Leningrad, 1925 (także Etiudy po

is torii niebiesno'j miechaniki, M oskwa, 1975, s. 389).15. Biruni Abu Rajhan Izbranyje proizw iedienia , t. 1, „Pam iatniki m i-

nuw szych pokoienij”, Taszkent, 1957, s. 391.

Z B IG N IE W P A P R O T N Y — R y b n ik ^

NIEWIDZIALNI TOWARZYSZE BLISKICH GWIAZD

A rtykuł niniejszy poświęcony jest omówieniu bliskich gwiazd posiadających praw dopodobnie niew idzialnych towarzyszy — być może układy planetarne. B rak cytowanego źródła w spisie litera tu ry oznacza, że włączone ono zostało do bibliografii za­łączonej do artykułu „Gwiazdy w prom ieniu 20 lat św ietlnych” (Urania, 1976, n r 6, str. 172), którego niniejsza praca jest uzu­pełnieniem. Znaczenie używanych symboli jest identyczne jak w tym właśnie artykule, dodatkowo zaś m oznacza masę to­warzysza lub gwiazdy w jednostkach masy Słońca (jeśli nie zaznaczono inaczej), e = mimośród orbity towarzysza.

1. Proximo. Centauri (« Centauri C)P ertu rbacje w ykrył Holmberg (1938), przypisując je tow a­rzyszowi o m = 0,0018, P = 2,47, a = 0,8. Ponieważ dyspo­nował tylko 20 kliszami zmierzonymi jedynie w rektanscen- cji, zaś błąd pom iaru jednej kliszy mógł sięgać ± 0,03 se­kundy łuku, nie ma podstaw do uznania realności p e rtu r­bacji (van de Kam p 1956 = Vistas in Astronomy, 2, 1040).

44 U R A N I A 2/1977

2. Gwiazda Barnarda

Jest ona najbardziej obiecującym celem poszukiwań pla­net pozasłoneznych a jednocześnie obiektem najdłużej i naj­dokładniej badanym. Pierwsze prace analizujące perturba­cje ruchu własnego Gwiazdy Barnarda (van de Kamp 1963, 1969a) dały następujące rezultaty: P = 25, e = 0,75, m = = 0,0016 (dla porównania: masa Jowisza jest równa w przy­bliżeniu 0,001 masy Słońca). Alternatywna interpretacja van de Kampa (1969b) polegała na zastąpieniu jednego towarzy­sza z rozwiązania poprzedniego dwoma, poruszającymi się po orbitach koplanamych i kołowych w tym samym kie­runku, masach mj = 1,05 masy Jowisza, m2 = 0,72 m. Jow. i okresach obiegu Pj = 26, P 2 = 12 lat. W sensie tłumacze­nia zakłóceń ruchu Gwiazdy Barnarda żadna z alternatyw­nych interpretacji nie jest wyróżniona. Hipoteza dwóch to­warzyszy otworzyła jednak serię opracowań „wieloplanetar- nych”.

Pierwsze z nich (Black et al. 1973) podaje, że wokół Gwiazdy Barnarda istnieją 3 planety o masach 1,1—0,66— 0,85 m. Jow., krążące po orbitach kołowych jednak nie ko- planarnych. Autorzy sugerują w związku z tym, że kopla- narność orbit planetarnych w Układzie Słonecznym jest je­go szczególną cechą i nie musi obowiązywać w innych ukła­dach planetarnych. Kolejna publikacja (Jensen et al. 1973) rozbudowała rodzinę Gwiazdy Barnarda do 5 planet o ma­sach wyrażonych w jednostkach masy Jowisza wynoszą­cych: 1,58 — 0,82 — 1,68 — 1,58 — 1,47 oraz odpowiednio okresach obiegu P = 26 — 11 — 3,8 — 2,9 — 2,4 lat, przy czym istnienie 3 pierwszych planet uznano za znacznie bar­dziej prawdopobne niż 2 pozostałych. Artykuł Gatewooda (1973) kwestionował z kolei realność obserwowanych per­turbacji, przypisując ich istnienie zmiennym w czasie wła­ściwościom metrycznym refraktora długoogniskowego Ob­serwatorium Sproul’a, z którego pochodzi materiał analizo­wany we wszystkich dotychczasowych opracowaniach doty­czących Gwiazdy Barnarda. Istnieje jednak szereg przy­czyn, dla których konkluzje Gatewooda uznać należy za przynajmniej przedwczesne (zob. Martin 1974). Ostatnim chronologicznie jest nowe opracowanie van de Kampa (1975) ponownie potwierdzające istnienie perturbacji, które mogą być zadowalająco wytłumaczone grawitacyjnym dzia­łaniem 2 ciał o masach 0,4 i 1,0 m. Jow. oraz okresach obie-

2/1977 U R A N I A 45

gu 22 i 11,5 roku. Dodajmy, że nie powiodły się próby zna­lezienia obrazu towarzysza (-y) Gwiazdy B arnarda na kli­szach z lat 1937— 1946, kiedy to jego m aksym ana elongacja przekraczała 2 sekundy kątow e (van de Kam p 1963a).

3. Lal 21185Zmienność ruchu własnego tej gwiazdy w ykrył w 1944 van de Kamp. Próby jej w ytłum aczenia doprowadziły (van de Kamp 1951) do stw ierdzenia perturbacji ze strony ciała ciemnego o m = 0,03—0,11 i P = 1,14. Lippincott (1960) analizowała 955 klisz z lat 1912—1959 z następującym i w y­nikam i: P = 8,0, e = 0,3 oraz m = 0,01. Gatewood (1974) zakwestionował perturbacyjny charakter odchyleń w ruchu w łasnym Lal 21185 na tych samych zasadach co w przy­padku Gwiazdy B arnarda (do jego prac odnoszą się jednak te same co w tedy zastrzeżenia, zob. M artin 1975).

4. L 726— 8 A i BAnaliza 81 klisz otrzym anych w O bserw atorium Leander — McCormic w latach 1949— 1968 wskazuje na możliwość ist­nienia perturbacji o okresie około 16 la t (Fredrick 1969). Ew entualny ciemny składnik powinien posiadać znikomo m ałą masę, ponieważ całkowita m asa system u L 726—8 A i B wynosi 0,224 ±0,016 mas słonecznych (H arrington 1973), przy czym oba składniki są na ciągu głównym — w brew dotychczasowym poglądom.

5. £ EridaniVan de Kamp. (197la) nie wyklucza możliwości perturbacji przez ciało o P = 25 oraz m = 0,006. Nowsza praca (van de Kam p 1974) oparta na 900 kliszach z lat 1938— 1972 po­tw ierdza ten wniosek i podaje: P = 25, e = 0,5, a = 7,9 oraz m = 0,006—0,05.

6. Ross 128W ykryto ślad perturbacji na kliczach z lat 1938— 1970 przy okazji aktualizow ania paralaksy tej gwiazdy (Lippincott 1973). Konieczne jest powiększenie m ateriału obserw acyj­nego.

7. 61 Cygni A47, a w następnej pracy 232 klisze z la t 1914— 1955, były podstaw ą analiz S tranda (1944, 1957). O trzym ał on: P = 4,8,

46 U R A N I A 2/1977

a = 2,4, e = O, m = 0,008. Van de Kamp (1973) w strzym ał się od hipotez perturbacyjnych sugerując konieczność wzbo­gacenia m ateriału obserwacyjnego.

8. 2 2398 A i BW illiams (1975) oraz van de Kam p (1971a) stw ierdzają, że towarzysz jest niew ykluczony (zob. też van de Kamp 1968).

9. BD +5°1668Pierwsze ustalenia, oparte na analizie 287 klisz z lat 1937— 1943, wskazywały na towarzysza o m = 0,002 i P ^ 5 (van de Kam p 1944). Przedłużenie obserwacji po rok 1947 dało w w yniku P = 6, lecz istnienie perturbacji stało się jedno­cześnie mniej pewne (van de Kam p 1948), co potwierdziła praca późniejsza (van de Kam p 1956). W swoim najnowszym zestawieniu najbliższych gwiazd van de Kam p (1971a) po­nownie potw ierdza istnienie niewidzialnego towarzysza o małej lecz większej od planetarnej masie. Takie same są konkluzje pracy Lippincott (1973) zawierajace analizę klisz z lat 1937— 1972.

10. Kruger 60System atyczne zakłócenia ruchu obiegowego składnika A wokół barycentrum układu w ykryła na kliszach z lat 1917— 1952 Lippincott (1953) i przypisała je obecności towarzysza o P = 16, e = 0,3, a = 4,1 oraz m = 0,009—0,025 (przy za­łożeniu, że masa składnika A = 0,27 mas słonecznych). S ta­bilność takiego układu potrójnego (A + B + niew idzialny towarzysz) w ydaje się być wątpliwa, zważywszy że płasz­czyzna orbitalna ciała ciemnego byłaby według tego roz­wiązania prostopadła do płaszczyzny orbity względnej skład­ników A i B. Van de Kamp (1971a) nie w ym ienia tej gwiaz­dy wśród podejrzanych o posiadanie niew idzialnych sateli­tów.

11. BD + 68°946Zakłócenia ruchu własnego w deklinacji w ykryła Lippincott (1967). Jej praca oparta była na m ateriale obejm ującym 702 klisze z lat 1938— 1966. Dla orbity towarzysza przyjęto P = = 24,5, e = 0,90 oraz a = 5,65, dla masy zaś m = 0,026 ± ±0,01. W roku 1967 odległość kątow a towarzysza wynosiła około 1 sekundy łuku jednak nie zdołano w ykryć go optycz-

2/1977 U R A N I A 47

nie. P rzyjm uje się więc, ze Mv towarzysza jest większa od 16. Duża wartość m imośrodu orbity może być efektem zsu­m owania odziaływań perturbacyjnych ze strony kilku nie­widzialnych towarzyszy (van de Kamp 1975a). Najpewniej jednak jest to typowy przykład czarnego karła o małej m a­sie i silnie wydłużonej orbicie.

12. 40 Eridani0 perturbacjach ruchu składnika A doniósł Holmberg (1938) — przypisał je obecności ciała o m = 0,029 porusza­jącego się po orbicie z P = 2,99. Ustalenia te są mniej niż niepew ne z powodów, o których mow?, przy Proxim a Cen- tauri.

13. BD + 20°246óReuyl (1943b) dysponując 109 kliszami z lat 1915— 1942 stw ierdził istnienie towarzysza o P = 26.5, e = 0,6, a = 6,44 oraz m = 0,032. Potwierdził to van de Kamp (1958) otrzy­m ując m = 0,01—0,02, a = 3,0 oraz P 1 9. Z drugiej strony Lippincott (1969) w ykluczyła możliwość przedstaw ienia od­chyleń w ruchu własnym gwiazdy w wyrażeniach ruchu keplerowskiego okrążającego ją ew entualnie ciała ciemnego.

14. 70 OphiuchiZakłócenia w ruchu orbitalnym składników A i B tego ukła­du w ykrył Reuyl (1943a). Analizował on klisze z lat 1915— 1935 służące poprzednio Strandow i do wyznaczenia elem en­tów orbity względnej A i B oraz dodatkowo klisze sięgające roku 1942. Reuyl nie zdołał jedoznacznie stw ierdzić wokół którego ze składników gwiezdnych krąży ciało perturbujące. Jeśli wokół A (masa = 1,1 m. słon.) w tedy a = 6,8 oraz m - 0,012, jeśli zaś wokół B (masa = 0,7 m. słon.), w tedy a = 5,9 oraz m = 0,008. Ponieważ półoś w ielka orbity hipo­tetycznego towarzysza jest duża w porów naniu z półosią o r­bity względnej A i B (23 j. a.) można by oczekiwać, że okres1 wielkość perturbacji będą zm ienne w czasie z powodu n ie­stabilności orbity towarzysza. Istnienie perturbacji o P = = 9,89, a = 4,4 oraz m = 0,012—0,015 potwierdził Geffers (1952). W roku 1952 S trand (1952) zanalizował raz jeszcze ruch składników A i B wokół bary centrum układu nie znaj­dując żadnych śladów perturbacji okresowych. Najnowsze prace (zob. W orth 1974) zgodne są z tą konkluzją.

48 U R A N I A 2/1977

15. BD + 43°4305Van de Kamp (1966, 1971a) z analizy 495 klisz z lat 1937— 1963 wysnuł wniosek o istnieniu niewidzialnego towarzysza o małej lecz przekraczającej wymiar planetarny masie, okrą­żającego gwiazdę macierzystą w czasie około 20 lat. Jego ostatnia praca (van de Kamp 1972) uwzględnia materiał obserwacyjny zebrany do roku 1971. Prawdopodobny towa­rzysz ma masę m = 0,01—0,03 (przy masie gwiazdy = = 0,25 m. słon.). Elementy jego orbity: P = 28,9 oraz e =- 0,44.

16. BD + 15°2620Lippincott (1973) wykryła ślady perturbacji ruchu własnego tej stosunkowo odległej gwiazdy na kliszach z lat 1938— 1971. Prowizorycznie wyznaczono, że P = 30. Konieczne jest wzbogacenie materiału obserwacyjnego.

17. i| CassiopeiaeZakłóceń w ruchu orbitalnym składników A i B bezskutecz­nie poszukiwał Strand (1938). Późniejsza o prawie 20 lat analiza doprowadziła van de Kampa (1956) do wniosku, że w układzie obecny jest niewidzialny składnik o P = 24 oraz m = 0,01. Jeszcze nowsza praca (van de Kamp 1969c), uwzględniająca 849 klisz z lat 1912—1968 skorygowała te dane na P = 18, a = 6,7 oraz m = 0,04. Prawie równocze­śnie Strand (1969) ponownie wskazał na brak jakichkolwiek dowodów świadczących o okresowych perturbacjach ruchu względnego składników A i B.

18. Ross 986Z analizy 80 klisz z lat 1940—1970 dokonanej przez Appel- bauma (1972) wynika, że wokół tej gwiazdy krąży ciemny towarzysz o m = 0,013, P = 18, a = 4,0 (wielkość masy do­wodzi, że jest to najpewniej zdegenerowana gwiazda, być może już w fazie czarnego karła).

19. BD + 4°4048Lippincott (1973) doniosła o wykryciu śladów perturbacji o charakterze okresowym. Mimo uwzględnienia klisz z lat 1937—1969 konieczne jest dalsze wzbogacenie materiału ob­serwacyjnego — taka jest jej konkluzja.

2/1977 U R A N I A 49

Wszystkie przedstawione wyżej rezultaty otrzymano mie­rząc odchylenia ruchu własnego gwiazd od prostoliniowego. Skrajnie mała amplituda tych odchyleń powoduje, że metoda ta jest stosowalna jedynie wobec najbliższych gwiazd. Wielkość perturbacji przy znanej masie gwiazdy pozwala na stawianie hipotez o planetarnej względnie gwiezdnej naturze ciał per- turbujących. Nie jest jednak w pełni przekonywująca teza, jakoby względnie duża masa ciała ciemnego i duży mimośród jego orbity świadczyły, iż jest to gwiazda. Być może obserwu­jemy jedynie sumę perturbacji ze strony ciał mniejszych, krą­żących po orbitach kołowych. Przykładem Słońce, którego ruch wokół barycentrum Układu Słonecznego odbywa się po względ­nie spłaszczonej orbicie z okresem około 60 lat, czyli w czasie potrzebnym Jowiszowi na wykonanie 5, zaś Saturnowi 2 obie­gów wokół tegoż barycentrum.

Literatura

Geffers H. (1952), Veroffentl. Sternw. Bonn, no 39 Harrington R. S. et al (1973), Astronomical Journal, 78, 1096 Martin A. R. (1974), J. Brit. Interplanet. Soc., 27, 881 Martin A. R. (1975), J. Brit. Interplanet. Soc., 28, 182 Strand K. A. (1938), Ann. Sterrewacht Leiden, 18, nr 2 van de Kamp P. (1958), Handbuch der Physik, 50, 187 van de Kamp P. (1963a), Sky and Telescope, 26, 8 van de Kamp P. et al. (1968), Astronomical Journal, 73, 361 van de Kamp P. (1975a), Ann. Rev. Astron. Astroph., 13, 295

W spisie literatury do wspomnianego już artykułu „Gwiazdy w pro­mieniu 20 lat św ietlnych” uranijny chochlik połknął kilka literek. I tak: van de Kamp P. et al. (1951) = AJ, 56, 49, zaś praca zamieszczona w Vi­stas in Astronomy, 2, 1040 odpowiada oznaczeniu van de Kamp P. (1956). W rubryce nr 10 („Uwagi”) tablicy zamieszczonej w tym artykule przy­pis nr 45 łącznie z symbolem „nt?” odnosi się do gwiazdy Ross 986 a nie CoD — 40°9712.

T. Z B I G N I E W D W O R A K — K r a k ó w

ASTRONOMOWIE ORIENTU (III)

Spośród różnorodnych zadań astronomii do szczególnie ważnych należy wyznaczanie pozycji obiektów kosmicznych na sferze niebieskiej. W odniesieniu do Księżyca, Słońca i planet donio­słość tego zagadnienia zrozumiano bardzo wcześnie, bo już w zaraniu dziejów. Dość długo jednak nie zadawano sobie trudu wyznaczaniem dokładnych pozycji gwiazd, poprzestając na schematycznych mapach nieba i podziale na gwiazdozbiory,

50 U R A N I A 2/1977

co uzasadnione było dogłębnym przeświadczeniem o niezm ien­ności sfery gwiazd, k tóre wręcz nazwano stałym i (w odróżnie­niu od planet). Nic tedy dziwnego, że niew ielu uczonych S ta­rożytności i Średniowiecza poświęcało swoją uwagę wyznacza­n iu pozycji gwiazd, tak iż do naszych czasów zachowało się zaledwie kilka katalogów położeń gwiazd, a ich wartość na­ukowa jest w prost nieoceniona umożliwiając badanie ruchów własnych gwiazd na przestrzeni dwóch tysiącleci.

Pierw szy katalog 800 gwiazd, tzw. Sing-Czing, został spo­rządzony około roku 355 p.n.e. przez astronom ów Chin Staro­żytnych S z i - S z e n i a i H a ń - H u n g a . Z powodu herm e­tyczności Państw a Środka pojaw ienie się tego katalogu nie miało raczej w pływ u na rozwój myśli astronomicznej w k ra­jach O rientu i w państw ach helenistycznych. Oba te kręgi cy­wilizacyjne, wzajem nie zresztą w pływ ające na siebie, m usiały niezależnie od Chin dochodzić do własnych katalogów.

Na podstaw ie obserwacji przeprowadzonych w latach 150— 123 p.n.e. H i p p a r c h (Grecja), odkrywca zjawiska precesji, zestawił katalog około 850 gwiazd *). Katalog ten nie dotrw ał n iestety do naszych czasów.

Kolejny katalog 1025 gwiazd ułożył c-koło 140 roku n.e. Klaudiusz P t o l e m e u s z (Aleksandria), tw órca teorii epi- cyklicznego ruchu planet w geocentrycznym system ie świata. Właściwie jest to rozszerzony i uaktualniony katalog Hipparcha.

W Średniowieczu, w Europie sporządzaniem katalogów pozy­cyjnych gwiazd nie zajmowano się — nie odczuwano ich po­trzeby wobec tw ierdzenia o stałości i niezmmienności sfery gwiazd.

W iodącą rolę w badaniach astronom icznych odgrywa pod­ówczas Orient. Rozwija się burzliw ie astronom ia narodów Isla­mu, niesłusznie nazyw ana astronom ią arabską. Na dobrą spra­wę bardziej właściwe byłoby określenie „astronom ia Iranu”, ponieważ astronomowie perscy wnieśli najw iększy wkład w rozwój myśli astronomicznej. Iran miał zresztą św ietne tra ­dycje naukowe wywodzące się od czasów Achemenidów. Prze­gląd nauki starożytnego Iranu ze szczególnym uwzględnieniem astronomii daje np. A. T. Olmstead w swojej m onografii „Dzie­je Im perium Perskiego” .

Po uniezależnieniu się w X wieku Iranu od kalifatu bag- dadzkiego (nazwa Bagdad jest zresztą perskiego, nie arabskiego pochodzenia) rozw ija się już własna, niepodzielna astronom ia Iranu, chociaż trak ta ty naukowe nadal są pisyw ane po arabsku,

* Patrz też artykuł A. W. Szpilewskiego (przyp. autora).

2/1977 U R A N I A 51

a nazwiska astronom ów perskich docieraja. do Europy w w ersji arabskiej — stąd nieporozumienie.

Powróćm y jednak do problem u katalogów pozycyjnych gwiazd, których tak niewiele pojawiło się do czasów nowożyt­nych. Docenił to zagadnienie, a przez to zasłynął astronom per­ski A b d a l - R a h m a n a l - S u f i (903— 986). Prowadził on obserwacje w Szirazie i, co charakterystyczne, w odróżnieniu od znakomitej większości astronom ów i astrologów swojej epo­ki planetam i raczej się nie zajmował. Badał sferę gwiazd sta­łych. Rezultatem obserwacji al-Sufi’ego był katalog położeń gwiazd — zrew idow any Katalog Ptolem eusza z uwzględnie­niem precesji, k tóry ukazał się w 964 roku. Al-Sufi wyznaczył również nachylenie płaszczyzny ekliptyki do płaszczyzny rów ­nika w 965 r. i otrzym ał wartość e = 23°33'45" różniącą się za­ledw ie o —0'50" od wielkości w ynikającej dla tego roku z for­m uły Bessella.

Następny, fundam entalny katalog gwiazd został ułożony przez U ł u g - B e k a i jego współpracowników w pierwszej połowie XV wieku. Zaw iera on pozycje 1019 gwiazd, z tym że część gwiazd (około 300) została przepisana z katalogu al-Suf’ie- go z uwzględnieniem precesji.

Życie i działalność Uług-Beka były szerzej omówione w n u ­merze 1/1976 „U ranii” .

Pew ne nieścisłości zaw arte w poprzednich artykułach „A stro­nomowie O rientu”, a w ynikłe z rozbieżności w danych różnych opracowań dotyczących astronomii obszaru muzułmańskiego, w ym agają kom entarza. Jest nim już w jakim ś sensie cały, przedstaw iony artyku ł naśw ietlający historię katalogów gwiezd­nych, k tórych dc XVI w ieku ułożono pięć, nie dwa!

Pragnę też raz jeszcze podkreślić ogromny wkład uczonych perskich w rozwój myśli astronomicznej narodów Islam u oraz następnie Europy. Nie sposób wym ienić tu wszystkich astro­nomów Iranu nie popadając w nużące wyliczanie. N ajw ybit­niejszymi, najbardziej znanym i byli: wspom niany już wyżej al-Sufi, dalej uczony chorezmijski A bu-R ajhan M uhamm ad ibn-A hm ed a l - B i r u n i (973— 1048), następnie om awiany w oddzielnym artykule („U rania” 11/1975) G ijath ad-Din Abu 1-Futh Om ar ibn Ibrahim , który przyjął przydom ek C h a j - j a m — autor dzieła również w języku perskim „Now-Rooz- -N am eh” (poza rubajatam i trak tatam i naukowym i, te ostatnie w j. arabskim), gdzie daje opis kalendarza irańskiego; ponadto N a s i r - a d - D i n T u s i (1201— 1274), założyciel obserw ato­rium w miejscowości M araga (nie Megara, jak omyłkowo po-

52 U R A N I A 2/1977

dano), au to r tzw „Tablic Uchańskich” ruchu planet. I wreszcie w Obserwatorium Uług-Beka działa cała grupa astronom ów per­skich, biorących udział także w projektow aniu i budowie obser­w atorium — Salah-ad-D in M usa-Rumi, M owlana-Ali ad-D in- -Kuszdżi oraz ostatni z najw ybitniejszych astronom ów irańskich średniowiecza G ijasad-Din Dżemszid-Kaszani ibn-M as’ud.

H istoria astronom ii Iranu nie doczekała się jeszcze w Polsce oddzielnego, syntetycznego opracowania, a mogłoby to być dzieło bardzo interesujące i pożyteczne.

A utor w yraża głęboką wdzięczność jego Ekscelencji Am basa­dorowi Cesarstwa Iranu panu S. H. V. Sanandaji oraz panu pro­fesorowi E. Rybce za cenne uwagi i rady podczas powstawania cyklu „Astronomowie O rientu” .

KRONIKA

Czy Słońce jest składnikiem układu podwójnego?

W ostatnich latach o d k u to w naszej Galaktyce wiele gwiazd o masie mniejszej niż 0,03 masy Słońca. Tylko największe z nich posiadają w swych wnętrzach odpowiednie w arunki ku temu, by mogły tam za­chodzić najprostsze reakcje termojądrowe. Energia gwiazd o masie mniejszej od 0,001 masy Słońca pochodzi niemal wyłącznie z graw itacyj­nej kontrakcji. Gwiazda taka kurczy się do bardzo małych rozmiarów, a tem peratura jej wnętrza po osiągnięciu pewnej krytycznej wartości zaczyna wolno spadać. Nazwano je „podczerwonymi karłam i” (Infrared dswarf stars), mają bowiem niskie tem peratury efektywne i emitują głównie promieniowanie podczerwone.

Podczerwone karły są zatem dostępne do obserwacji jedynie za po­mocą specjalnej aparatury. A ponieważ w astronomii gwiazdowej jest ona na szerszą skalę stosowana od niedawna, toteż obiekty takie mogły być odkryte dopiero w ostatnich latach i to tylko te „najjaśniejsze”. W związku z tym astronom amerykański Kris D a v i d s o n wystąpił z niezwykłą hipotezą, którą ogłosił w pracy pt. „Does the Solar Include Distant but Discoverbale Infrared Dwarfs?” (Icarus, 26, 99—101, 1975). Zastanawia się on po prostu, czy nasze Słońce nie jest przypadkiem związane fizycznie z jakąś karłowatą gwiazdą? Mogłaby się ona znaj­dować w odległości od 700 do kilku tysięcy jednostek astronomicznych, co odpowiada odległości składników wielu znanych gwiazd podwójnych. Masa jej może wahać się w granicach od 0,01 do 0,001 masy Słońca. Jest więc za mała, aby gwiazda z tak dużej odległości była zdolna w y­woływać dostrzegalne zakłócenia w ruchu planet, nawet zewnętrznych. Jedynie orbity komet sięgają tak daleko i hipotetyczny towarzysz Słoń­ca mógłby wpływać na ich ruch.

Niektóre komety pod wpływem nieznanej gwiazdy mogą nabierać trzeciej prędkości kosmicznej i opuszczać nasz system planetarny na zawsze. Natomiast orbity innych komet wydłużają się do tego stopnja, że są one z kolei zdolne dostawać się do wnętrza Systemu Słonecznego i dzięki temu możemy je obserwować na ziemskim niebie. Dokładna

2/1977 U R A N I A 53

za tem an a liza ru c h u k o m e t m oże w sk azać a s tro n o m o m to m ie jsce n a firm am en c ie , gdzie n a leża ło b y szukać k a rło w a teg o to w arzy sza S łońca. H ipo te tyczne ciało n ieb iesk ie D av idson p ro p o n u je nazw ać L ucy ferem .

S T A N I S Ł A W R . B R Z O S T K I E W 1 C Z

Sześciom etrow y g isan t w służbie astronom ii

S ześc iom etrow y te le sk o p w o b se rw a to riu m n a G órze P as tu ch o w a (K au ­kaz) zo sta ł p rz e k a z a n y astro n o m o m podczas X X V Z jazd u K o m u n is ty cz ­ne j P a r t i i Z w iązk u R adzieck iego . W ykonano ju ż n im p ie rw sze o b se r­w acje , o czym m ów ił d r Iw a n M. K opy łow (d y re k to r S p ec ja ln eg o O b ­se rw a to riu m A stro fizycznego A k ad em ii N au k ZSRR) n a o s ta tn im K o n ­g res ie M iędzynarodow ej U n ii A stronom iczne j (G renoble, 1976). A naliza zd jęć o trzy m an y ch w ogn isku radz ieck iego g ig an ta w y k aza ła , że jego zasięg je s t p ó łto ra razy w iększy od zasięgu p ięc iom etrow ego te le sk o p u n a M oun t P a lo m ar. N a zd jęc iach w y k o n an y ch za pom ocą sześc io m e tro ­w ego te le sk o p u w id ać gw iazdy do 23 w ie lkości gw iazdow ej, a . w p e w ­nych p rzy p ad k ach jeszcze słabsze.

S T A N I S Ł A W R. B R Z O S T K I E W I C Z

OBSERWACJE

X apcri X I 1876 o radiow ym prom ieniow aniu S łcńca

Ś red n ią m iesięczna s tru m ie n i dz iennych — 3,4 su (30 dn i o bserw acji). Ś re d n ia m iesięczna w sk aźn ik ó w zm ienności — 0,03.

Z aobserw ow ano w su m ie 9 z jaw isk n iezw yk łych — w szy stk ie w dn iach 18— 21 X I. B u rze szum ow e w y s tą p iły w dn iach 19 i 21 X I. N ajw yższy poziom (ponad 150 su) o siągnął w y b u ch 46C o godz. 815,3 U T d n ia 21 X I.

T o ru ń , 7 g ru d n ia 1976 r. k . m . B o r k o w s k i

K om unikat C entralnej Sekcji O bserw atorów Słońca nr 11/76

W m iesiącu lis to p ad z ie p lam o tw ó rcza ak ty w n o ść S łońca b y ła słaba . P r o ­w izo ryczna ś re d n ia m iesięczna w zg lędna liczba W olfa za m iesiąc

listopad 1976 r.................................R = 4,7

54 U R A N I A 2/1977

N a w idocznej ta rczy S łońca odno tow ano p o w stan ie ty lko jed n e j g ru ­py p lam słonecznych . Dni, w k tó ry ch S łońce było w olne od p lam , od n o ­tow ano w lis to p ad z ie 13.

Ś red n ia m iesięczna k o n se k u ty w n a liczba W olfa z 13 m iesięcy , za m ie ­siąc m a j 1976 r. w yn iosła 12,7 — a w ięc znów n ieznaczn ie się o b n i­żyła.

S zacu n k o w a ś re d n ia m iesięczna p o w ie rzch n ia p la m za m iesiąc listopad 1976 r ....................................S = 60.10-°.

W ykorzystano : 133 o b se rw ac je 20 o b se rw a to ró w w 21 dn iach o b se r­w acy jn y ch .

D ąb ro w a G órn icza, 6 g ru d n ia 1976 r.W A C Ł A W S Z Y M A Ń S K I

KRONIKA HISTORYCZNA

Jo h a n n e s R eg iom on tanus (1436—1476)

W ub ieg ły m ro k u m inęło 500 la t od śm ie rc i R eg iom on tana , jednego z n a jw y b itn ie jszy ch p rz e d k o p e rn ik a ń sk ic h a s tro n o m ó w epok i O d rodze­nia . B ył uczn iem i p rzy jac ie lem sław nego as tro n o m a w iedeńsk iego G eorga P e u rb a c h a , po śm ie rc i k tó reg o dop ro w ad ził do końca p rz y ję te w spuśc iźn ie po n im op raco w an ie sk ró tu p to lem euszow ego A lm a g estu . S k ró t ten , w zbogacony osiągn ięc iam i a ra b sk ie j a s tro n o m ii o b se rw acy j- n o -m a tem a ty czn e j, o d eg ra ł w ażn ą ro lę w ro zw o ju n a u k i o n ieb ie . To w łaśn ie dzięk i n iem u as tro n o m ia zb liży ła się n areszc ie do s ta n u w y ­m ag a jąceg o zasadn iczej re fo rm y , k tó re j w n a s tęp n y m s tu lec iu — ja k w szyscy w iem y — do k o n ał M iko ła j K o p ern ik .

R eg iom on tanus u ro d z ił się 6 czerw ca 1436 ro k u w m iejscow ości K on igsberg w e F ra n k o n ii (h is to ry czn a dzie ln ica N iem iec położona nad środkow ym i g ó rnym M enem ). N azyw ał się w łaśc iw ie Jo h a n n e s M uller, lecz zgodnie z p a n u ją c y m w śród ów czesnych h u m an is tó w zw yczajem p rz y ją ł z la ty n izo w an e nazw isko od sw ej ro d z in n e j m iejscow ości. A p o ­n iew aż K on igsberg po łac in ie b rzm i „R egio m o n te” (G óra K ró la), to też M u lle r zaczął nazyw ać sieb ie „de R egio m o n te” (z G óry K ró la), a z c za ­sem s ta ł się b a rd z ie j zn an y jak o R eg iom on tanus. O jego najm łodszych la ta c h n ie p o siad am y w łaśc iw ie żad n e j w iadom ości. W iem y jed y n ie , że by ł cudow nym dzieck iem i że ju ż w w iek u 11 la t zo sta ł s tu d e n te m u n i­w e rsy te tu lipsk iego , a ro k późn ie j o p raco w ał k a le n d a rz astronom iczny . P ie rw sza zaś k o n k re tn a in fo rm ac ja pochodzi z 14 k w ie tn ia 1450 roku , k ied y to w p isan o go do k siąg u n iw e rsy te tu w W iedn iu jak o „Jo h an n es M olito ris de K u n ig sp e rg ”. T u ta j w ro k u 1452 u zy sk a ł s to p ień b a k a ła rz a (najn iższy s to p ień ak ad em ick i w Ś redn iow ieczu) i tu ta j też rozpoczął sw ą dzia ła lność naukow ą.

W ty m czasie n a u n iw e rsy tec ie w ied eń sk im w y k ła d a ł G eorg P e u rb a c h (1423— 1461), w y b itn y h u m a n is ta i a s tro n o m n iem ieck i. W p ie rw szym okres ie sw ej d z ia ła ln o śc i p isa ł w iersze po łac in ie , a le w k ró tce z a in te re ­sow ał się n a u k ą o n ieb ie i pośw ięcił się je j ca łkow ic ie . R ok spędził w Ita lii, gdzie sp o tk a ł się z k a rd y n a łe m M ik o ła jem z K uzy (1401— 1464), k tó ry n a w e t chcia ł go za trzy m ać p rzy sobie. P e u rb a c h w o la ł je d n a k w rócić do W iedn ia i tu w ro k u 1454 w yg łosił s ław n y w y k ład o now ej

2/1977 U R A N I A 55

teorii planet. W ykład ten, w ydany drukiem w roku 1460 pod ty tu łem Theoricae Novae Planetarum (Nowe teorie planet), przyniósł autorow i duży rozgłos w ówczesnym świecie naukow ym . To w łaśnie ta praca zainicjow ała pow ażne badania nad rucham i planet w XV wieku.

Regiom ontanus pilnie słuchał w ykładów P eurbacha, a niebaw em sta ł się jego pom ocnikiem, później zaś w spółpracow nikiem i przyjacielem . W spólnie budow ali przyrządy obserw acyjne i dokonyw ali nim i pom ia­rów położeń Słońca, Księżyca i p lanet na niebie. Na podstaw ie tych ob­serw acji w ykryli naw et pew ne różnice w porów naniu ze sław nym i tablicam i króla Alfonsa, co nasunęło im m yśl Sporządzenia nowych t a ­bel, k tó re usuw ałyby powyższe niezgodności. Oni też p ierw si spośród ówczesnych astronom ów zwrócili uw agę na szczególne położenie S łoń­ca w stosunku do planet, choć ze swego ważnego spostrzeżenia nie w y­ciągnęli należytego wniosku. Zachow ała się w praw dzie wiadomość, ja ­koby norym berski konstruk to r zegarów słonecznych i globusów Georg H artm ann (1498—1564) m iał w ręku list Regiom ontana z następującym zdaniem : „...trzeba ruch gwiazd trochę zm ienić z powodu ruchu Ziemi...”0 ile jednak tak faktycznie było, to m usiał to być jedynie zalążek ro ­dzącego się dopiero pomysłu, k tóry n iebaw em został porzucony i nie znalazł żadnego odbicia w pracach Regiom ontana.

W iedeńscy astronom ow ie najw iększą bezsprzecznie usługę oddali n a u ­ce o niebie jasnym w ykładem geocentrycznej teorii P tolem eusza i w ska­zaniem jej braków . Problem em tym zajął się Peurbach za nam ową kardynała Ja n a Bessariona (ok. 1395—1472), znanego hum anisty i w łaści­ciela bogatego księgozbioru greckich rękopisów . On to w łaśnie do sta r­czył w iedeńskiem u astronom ow i grecki tekst A lm agestu, ale prżedwcze- sna śm ierć P eurbacha p rzerw ała tę jakże bardzo pożądaną pracę. U m ie­ra jąc jednak usilnie prosił swego ucznia i p rzyjacie la o doprowadzenie rozpoczętego dzieła do końca.

R egiom ontanus w ypełnił wolę swego m istrza i ukończył p rzejęty w spuściźnie po nim skró t A lm agestu, k tó ry drukiem ukazał się w ro ­ku 1496 pt. Epytom a Joannis de M onte Regio in A lm agestum Ptolomei (Skrót Jan a z M onte Regio do A lm agestu Ptolem eusza. P rzedtem je d ­nak udał się do Ita lii celem bieglejszego opanow ania języka greckiego1 zaznajom ienia się z antycznym i m anuskryptam i. W trakcie tych prac Regiom ontanus doszedł do wniosku, że istn ieje p ilna potrzeba usyste­m atyzow ania zależności pomiędzy kątam i i bokam i tró jką tów zarówno płaskich, jak i sferycznych. Owocem zaś powyższych rozw ażań był ob­szerny tra k ta t pt. De triangulis om nim odis (O wszelkiego rodzaju tró j­kątach), k tóry w roku 1533 w ydany został w Norym berdze. Był to pierw szy algebraiczny w ykład trygonom etrii w Europie i s ta ł się pod­staw ą dalszego rozw oju tej gałęzi m atem atyki. K opernik z tym dziełem zaznajom ił się pod koniec życia, o trzym ując je w podarunku od Jerzego Joachim a R etyka (1514—1574).

Pobyt w Rzymie dał Regiom ontanusow i także w iele okazji do spotkań z w ybitnym i uczonymi i do szerokich dyskusji z nim i na tem aty as tro ­nomiczne. Tu w łaśnie 28 sierpn ia 1464 roku przeprow adził niezwykle twórczą dysputę z M arcinem Bylicą z Olkusza (ok. 1433 — ok. 1493), w w yniku czego pow stało głośne swego czasu dziełko pt. D isputationes in ter V iennensem et Cracoviensem super Crem onensis in „Planetarum theoricas” deliram enta (Dialog m iędzy W iedeńczykiem a K rakow ian i­nem o bredzeniach K rem ończyka na tem at teo rii p lanetarnych). Je s t to k ry tyka przestarzałego w ykładu teorii geocentrycznej Ptolem eusza, przedstaw ionego przez G erarda z Crem ony (1114—1187) w dziele pt. T he-

56 U R A N I A 2/1977

orica planetarum (Teoria p lanetarna). P rzy okazji obydw aj uczeni doszli do wniosku, że konieczna je st refo rm a niektórych przynajm niej działów astronom ii, a przede w szystkim — że należy popraw ić tablice astrono­miczne.

Do drugiego spotkania R egiom ontana z Bylicą doszło w roku 1466 na W ęgrzech, dokąd zostali zaproszeni przez kró la M acieja K orw ina ce­lem objęcia funkcji profesorskich w nowozałożonym uniw ersytecie w P reszburgu (dzisiejsza Bratysław a). Jednak po uroczystej inauguracji mało in teresow ali się sw ym i kated ram i. W iększość czasu spędzali na dworach w ęgierskich i zajm ow ali się tam głów nie uk ładaniem horosko­pów. W łaśnie dla celów astrologicznych Regiom ontanus opracow ał spe­cjalne tablice, k tó re druk iem w ydano w roku 1490 pt. Tabulae directio- num projectionum ąue... in na tiv ita tibus m u ltu m utiles (Tablice k ie ru n ­ków... wielce użyteczne w spraw ach urodzin). P rzy opracow aniu tego cenego dzieła, będącego faktycznie trygonom etrią sferyczną, czynny udział b ra ł Bylica. N aw et dane w tablicach odnoszą się do południka przechodzącego przez miejscowość Ostrzyhom, gdzie polski astronom baw ił w roku 1467 jako gość p rym asa w ęgierskiego Ja n a Viteza.

Regiom ontanus przebyw ał na W ęgrzech do roku 1471, po czym udał się do N orym bergi. Tu z pomocą swego ucznia i przy jacie la B ernarda W althera (1430—1504) zorganizował obserw atorium astronom iczne i pod­ją ł w nim ożywioną działalność obserw acyjną. Był pierw szym as trono­mem, k tóry usiłow ał określić odległość kom ety od Ziemi m etodam i geo­m etrycznym i. W tym celu w yznaczył para laksę kom ety z roku 1472, do­konując jednak pom iaru za pomocą bardzo prym ityw nego przyrządu, jakim przecież była „laska Ja k u b a ”. Lecz pom iar ten nie był dokładny i z tego powodu, że głowy kom et nie posiadają w yraźnych granic. N ie­korzystny wreszcie w pływ na w ynik przeprow adzonej przez Regiom on­tan a obserw acji m iał ruch w łasny kom et. Nic zatem dziwnego, że na jej p ara laksę o trzym ał w artość w iększą od para laksy Księżyca, po tw ier­dzając tym sam ym m ylny pogląd A rystotelesa, jakoby kom ety znajdo­w ały się w „strefie podksiężycow ej”.

To zupełnie fałszyw e tw ierdzenie zostało obalone (i to tylko częścio­wo) dopiero w drugiej połowie XVI w ieku. Gdy bowiem w latach 1577 i 1580 pojaw iły się na niebie jasne kom ety, ówcześni astronom ow ie po ­stanow ili wyznaczyć ich para laksy . W yniki tych pom iarów bardzo róż­niły się od w yników otrzym anych przez Regiom ontana w poprzednim stuleciu. Po prostu mim o liżycia doskonalszych przyrządów obserw a­cyjnych i zastosow aniu ulepbzonej m etody pom iaru nie udało się zm ie­rzyć para laks w spom nianych komet, a to oznaczało, że m uszą one być w większym oddaleniu od Ziemi niż Księżyc. Jednak au to ry te t Regio­m ontana był wciąż duży i nie pozw alał na przyjęcie tezy, iż kom ety zna jdu ją się ponad „strefę księżycową”. K om prom isowo uznano jedynie, że mogą się one pojaw iać zarówno poniżej, jak i powyżej tej strefy. Tw ierdzenie powyższe przeczyło więc poglądom A rystotelesa, jakoby kom ety pow staw ały z ziem skich wyziewów i znajdow ały się bliżej Ziemi niż Księżyc. Był to i tak duży postęp w porów naniu z dotychczasow y­mi w yobrażeniam i na ten tem at.

Duży rozgłos przyniosły Regiom ontanusow i efem erydy, k tó re w roku 1492 w ydano drukiem pt. Alm anach ad annos X V calculata (Alm anach obliczony na 15 lat). P raca ta, podająca codzienne położenia p lanet na niebie w latach 1492—1506, sta ła się szeroko znana w ówczesnym świe- cie. W dużej m ierze przyczynił się do tego M arcin Behaim (ok. 1459— 1507), sław ny k onstruk to r globusów i geograf norym berski. Dzięki nie-

2/1977 U R A N I A 57

mu z tablic Regiomontana korzystali nie tylko astronomowie i astro­logowie, ale i wielcy odkrywcy żeglujący po nieznanych morzach. To właśnie na ich podstawie Krzysztof Kolumb podczas czwartej wyprawy na Antyle przewidział, że 29 lutego 1504 roku nastąpi zaćmienie Księ­życa. Wykorzystał je do nastraszenia wrogo mu nastawionych Indian z Jam ajki i do nakłonienia ich do uległości.

Widzimy więc, że niemal w każdym dziale ówczesnej astronomii osiągnął Regiomontanus duże powodzenie. Pod koniec życia udał się do Rzymu wezwany przez Papieża Sykstusa IV celem udzielenia porady w sprawie poprawy kalendarza. Zmarł tam niespodziewanie ok. 8 lipca 1476 roku, najprawdopodobniej jako ofiara epidemii, która tegoż roku nawiedziła „wieczne miasto” po zimowym wylewie Tybru. Schedę nau­kową przejął po nim wspomniany W alther, dokonując w Norymberdze systematycznych obserwacji w ciągu wielu lat. Dane dotyczące położeń Merkurego na niebie, będące wynikiem jego obserwacji z lat 1491 i 1504, znane były Kopernikowi. Wielki astronom wykorzystał je nawet w swym genialnym dziele O o b r o t a c h . s t a n i s ł a w r . e r z o s t k i e w i c z

NOWOŚCI WYDAWNICZE

Andrzej Trepka Życie we Wszechświecle, Wydawnictwo „Śląsk”, Kato­wice 1976, 568 str., nakład 20261, cena 45.— zł.

Tej interesującej książce, która szybko zniknęła z półek księgar­skich, poświęcamy dwie recenzje:

(1) Andrzej Trepka, autor monografii o Konstantym Ciołkowskim („Wizjoner Kosmosu”), autor i współautor utworów fantastycznonauko- wych (triada „Zagubiona Przyszłość”, „Proxima”, „Kosmiczni Bracia” — napisana wespół z K. Boruniem; powieść „Atol Trydakny”) oraz artyku­łów popularnonaukowych, pokusił się o danie wszechstronnego, wyczer­pującego, syntetycznego ujęcia problemu życia w ogóle i życia we Wszechświecie, przy czym zwrot „życia w ogóle” rozumieć należy jako „ogólną teorię życia” — i to nie tylko białkowego. Głównym tematem książki jest egzobiologia, w której sprawie jako niekompetentny wy­powiadać się nie zamierzam poza stwierdzeniem, że zamiar dania „ogól­nej teorii” czegokolwiek jest nader ryzykbwny, a rezultaty bywają od­wrotnie proporcjonalne do włożonego tr id u . Dla ścisłości: Autor nie tyle daje teorię życia, ile przedstawia w! asne i cudze poglądy na ten bez wątpienia zajmujący problem, spędź: jjący sen z powiek filozofom (i biologom) na przestrzeni wielu już tysiącleci.

Przewodnia idea książki, credo Autora, bezwarunkowy postulat istnie­nia życia poza Ziemią, jest do przyjęcia jako wstępne założenie, bez którego przecież żadne rozważania nie bvłyby możliwe. Niepokoi nato­miast kategoryczność sądu Autora, ktćra owo wstępne założenie obraca w Absolut.

Trudno oceniać całość zamierzenia, dzieło jest nader obszerne, po­dzielone na dwie części — pierwsza omawia legendy, stan astronomii przed i po Koperniku, daje przegląd Układu Słonecznego w aspekcie możliwości istnienia życia na innych planetach, zwracając szczególną uwagę na Marsa, Wenus i Jowisza. Omawiane jest również powstanie życia na Ziemi oraz chemizm życia. Część drugą rozpoczyna przydługi tekst filozoficzny (?) „Ordynowanie praw przyrody”, po czym nastę­puje przegląd modeli kosmologicznych, przedstawienie ewolucji gwiazd

58 U R A N I A 2/1977

i planet, rozw ażania na tem at k u ltu r i cyw ilizacji kosmicznych, łączności kosmicznej, w ypraw międzygwiezdnych. Całość zam yka rozdział „Eks­pansja Rozum u”.

P rzedstaw ione przez A utora zagadnienia astronom iczne i astrofizyczne są na ogół po trak tow ane popraw nie. W idać w ielką dbałość A utora w przekazyw aniu w popularnej form ie zdobyczy astronom ii i a s tro fi­zyki la t ubiegłych. Nie jest natom iast w iną A utora — i nie należy Ma tego zbyt pochopnie zarzucać — pew ne rozm ijanie się z fak tam i obser­w acyjnym i uzyskanym i w ostatnich dosłownie latach. Przyczyna tego leży w zanadto długim cyklu produkcyjnym . Niem niej w ytknąć trzeba k ilka poważniejszych błędów i uchybień znajdujących się w książce z winy A utora. Szczególne zaskoczenie w yw ołuje zamieszczona (str. 330) uwaga, że doba na M erkurym jest w yraźnie krótsza od jego roku. Autor pom ieszał tu dw a pojęcia — doby gwiazdowej i doby słonecznej. Doba gwiazdowa, czyli okres ro tacji M erkurego wynosi rzeczywiście praw ie 59 dni ziemskich, natom iast doba słoneczna dla M erkurego liczy 176 dni z-'emskich, czyli jest dw ukrotnie dłuższa od roku m erkuriańskiego! W przypadku W enus A utor nie popełnił powyższego błędu, co budzi po ­dejrzenie, że A utor korzysta w yłącznie ze źródeł popularnonaukow ych i nie rozum ie zagadnienia. Innym poważnym uchybieniem jest „dziele­nie ekosfery na cztery” ; jest to m nożenie bytów ponad konieczność, bo ­wiem już sam o pojęcie ekosfery w prow adzone przez J. Gadomskiego obarczone jest zbyt upraszczającym i założeniam i i służyć może jedynie jako „param etr” orientacyjny. Trzecia spraw a to zagadnienie istn ienia p lanet innych gwiazd, które jak dotąd nie uzyskało całkow itej ap ro b a­ty — są poszlaki, b rak dowodów *. Lecz nie to jest powodem zarzutu. Mimo cytow ania przesław nej „Brzytw y O ckham a” A utor popełnia p rze ­ciwko niej dość istotne w ykroczenie rozw ażając za szczegółowo problem stabilnych orbit p lanetarnych wokół układów gwiazd podw ójnych — owe „pętle”, lem niskaty, to wszystko praw da, tylko że w prak tyce p rzypa­dek rzadko realizow any jak np. ściśle kołowa orbita. W takim układzie gw iazdy podw ójnej m usiałaby istnieć zaledwie jedna p laneta , żeby m ogła — ale to w cale nie jest tak ie praw dopodobne — krążyć po s tab il­nej orbicie sugerow anej przez Autora.

I jeszcze: chociaż słuszna jest teza o przeciętności Ziemi jako ciała kosmicznego, to jednak o pow staniu życia na Ziemi zadecydowało kilka osobliwych właściwości Ziemi „ trudnych” raczej do pow tórzenia „gdzie indziej” (patrz np. I. D. K araczencew „On the F orm ulation of the Coper - nican Cosmological P rinc ip le”, „Acta Cosmologica” Z. 2, 43, 1974). C hw i­lam i książka czyni w rażenie „m etafizycznego zdum ienia egzystencją człow ieka”, co potęgują dość nużące i n iejasne w trę ty filozoficzne. O dbija się to ujem nie na całości,’ k tó ra została pom yślana i przygotow ana do­brze, opracow ana s ta rann ie (pom ijając kw estię nieuniknionych potknięć) i dająca czytelnikow i syntetyczny obraz hipotetycznego życia i cyw ili­zacji pozaziemskich.

Żałować należy, że W ydawnictwo nie zadbało o w ykonanie dobrych reprodukcji ilustracji, k tóre wobec efektow nej obw oluty sp raw ia ją p rzy­k re w rażenie.

„Życie we W szechświecie” A ndrzeja T repki polecam w szystkim in ­teresującym się tym jednym z najbardzie j dziś zajm ujących um ysły ludzkie problem ów. t . Z b i g n i e w d w o r a k

* P a t r z n p . a r t y k u ł Z. P a p r o t n e g o ,. N iew id z ia ln i t o w a r z y s z e b l i s k i c h g w i a z d ” ( p r z y p is a u t o r a ) .

2/1977 U R A N I A 59

(2) Z aw arte we w stępie do książki ostrzeżenie o n ieuniknionej kon tro ­w ersyjności wszelkich opracow ań egzobiologicznych w ydaje się sugero­w ać jakoby jednaka była n a tu ra w ątpliw ości tow arzyszących lek turze „Życie we W szechświecie” i innych „najlepszych spośród istniejących pozycji o egzobiologii” — jak to fo rm ułu je A utor. O tym, że tak n ie­s te ty nie jest, decyduje k ilka powodów. N ajbardziej ważącym z nich jest w ielokrotnie prezentow ane nieum iarkow anie w ocenie m iejsca i roli „psychozoów” w s tru k tu rze i ew olucji W szechświata, prow adzące w re ­zultacie do szeregu naiw nych rozw ażań i wniosków. Oto jaskraw sze przykłady: w ykład stra teg ii podboju p lanet zam ieszkałych przez kos­miczną „rasę zaborczą” (str. 428 i 429), przypisanie czynnikowi określo­nem u jako „em anacja wytworzonego nastro ju serdeczności” znaczenia w spółdecydującego o przew adze bezpośredniego kon tak tu Ziem ian z In ­nym i nad kontak tem za pomocą sond autom atycznych (str. 482), obawa przed dew astacją Ziemi spowodowaną w ypom pow yw aniem płynnego że- lazoniklu z jej ją d ra (str. 526), uznana za realną propozycja pokierow a­nia Ziem ią tak, by opuściwszy Słońce, kiedy w skutek zm ian ew olucyj­nych zacznie ono zagrażać biosferze ziem skiej, osiągnęła ona inną gw iaz­dę, gw aran tu jącą stabilność prom ieniow ania a zatem dalszą egzystencję życia (przy czym jednocześnie za fan tastyczne uw aża A utor pomysły przem ieszczania p lanety w ew nątrz układu planetarnego, do którego ona należy, s tr. 560 i 561) i tak dalej. Sprostow ania w ym aga także jeden z błędów m erytorycznych: radziecko-am erykańskie konferencje CETI nie odbyw ają się ani corocznie ani na przem ian w USA i ZSRR (str. 480) — jedyną jak dotąd przeprow adzono w 1971 w B iurakanie. O sobli­wością są zamieszczone w książce ilustracje oraz ich poziom techniczny (niew ątpliw y rekord dzierży rycina pt. Nasza G alak tyka na str. 391).

W ydaje się, że w zbyt obszernych ram ach tem atycznych zagubiona została p ierw otna koncepcja om aw ianej książki. N iejasne są na p rzy­k ład powody dla k tórych w jednej książce au to r upraw ia zupełnie p rze­ciętną popularyzację astronom ii obok filozofującej eseistyki. W rezu l­tacie otrzym aliśm y pracę niespójną i przerośniętą, k tó rej pomóc by mogło (w przypadku następnych w ydań) precyzyjne sform ułow anie określonej brzm ieniem ty tu łu problem atyki a następnie je j konsekw en­tny i krytyczny w ykład, jako że lepiej wiedzieć co mówić niż odwrotnie.

Z B I G N I E W P A P R O T N Y

Jan Mietelski Ćwiczenia z astronom icznych podstaw geografii. N ak ła­dem U niw ersy te tu Jagiellońskiego, K raków 1976, Wyd. I., str. 165, n a ­kład 500 + 22 egz. Cena 17.— zł.

O m aw iana pozycja ukazała się w form ie sk ryp tu dla studentów I ro ­ku geografii, k tórzy w I sem estrze swoich stud iów m ają przedm iot „Astronom iczne podstaw y geografii”. Z aw iera ona 399 ćwiczeń do sa ­m odzielnego przerobienia przez czytelnika, w olbrzym iej większości są to ćwiczenia rachunkow e. Większość zadań pochodzi z podręcznika Antoniego Opolskiego „Astronom iczne podstaw y geografii” (wyd. PWN W arszaw a 1966) i ze zbioru „Zadania z astronom ii ogólnej” M arii K ar- powiczowej i K onrada Rudnickiego (wyd. PW N W arszaw a 1960). Ttrzy ósme w szystkich zadań zostało ułożonych przez au to ra i to głównie z tych zagadnień, k tó re były niezbyt licznie reprezentow ane w uprzed-

60 U R A N I A 2/1977

nio wymienionych pozycjach. Są to głównie zadania zawarte w proble­mach „Wyznaczanie czasu i współrzędne geograficzne”, „Loksodroma i ortodroma”, „Zasięg widoczności i obniżenie widnokręgu względem ho­ryzontu”, „Masa Ziemi, jej przyciąganie a siła ciężkości” czy też „Siła Coriolisa”. Należy zaznaczyć, że nowo opracowane zadania są w więk­szości przypadków dowcipnie sformułowane i niejednokrotnie odwołują się do wydarzeń ostatnich lat, jak np. obserwacje ze sztucznych sateli­tów Ziemi.

Zadania są połączone w grupy tematyczne, których jest 45. Po każ­dej grupie tematycznej następuje „Komentarz i objaśnienie”, który w bardzo wyczerpujący sposób przedstawia zarówno samo zagadnienie, jak też metody jego rozwiązania. Staranne i przejrzyste rysunki bardzo ułatw iają zrozumienie zagadnienia, które trzeba rozwiązać. Liczne uwa­gi dla czytelnika co i jak należy sobie policzyć aby lepiej zrozumieć problem, zawsze umieszczone w odpowiednim miejscu, świadczą o ogrom­nym wyczuciu dydaktycznym autora. Do wielu zadań podane są wska­zówki ułatwiające ich rozwiązanie, a na końcu książki podane są roz­wiązania wszystkich zadań i to niejednokrotnie z obszernym kom enta­rzem. Przykładowe zadania są rozwiązane przez autora, co jeszcze pod­wyższa wartość książki. Podkreślić należy fakt uwzględnienia wzorów na wszystkie cztery kulminacje, co może służyć jako przykład global­nego i wyczerpującego potraktowania problemów przez autora.

Z omawianego zbioru zadań możną dowiedzieć się także jak posłu­giwać się obrotową mapą nieba i jak buduje się zegar słoneczny. P a­nuje opinia, że skrypty wydawane są niechlujnie i roją się od błędów. Skrypt Jana Mietelskiego wydany jest starannie i z minimalną ilością błędów, które przy uważnym czytaniu są łatwe do uchwycenia i nie wprowadzają niejasności.

Skrypt jest w zasadzie przeznaczony dla studentów geografii. Jed­nakże wiele z zadań może być przydatnych zarówno w uniwersyteckim kursie „Astronomii ogólnej” dla studentów astronomii, jak też na za­jęciach astronomicznych w liceum. Kandydatom na studia astronomicz­ne, Doprzez pokazanie elementarnych rachunków, książka ta może uświadomić, że studia astronomiczne w żadnej mierze nie polegają na oglądaniu i podziwianiu gwiaździstego nieba.

Omawiana pozycja szczególnie cenna może być dla miłośników astro­nomii, jako przewodnik po zjawiskach astronomicznych zachodzących na. niebie i Ziemi, pozwalając na ich zrozumienie i pogłębienie wiedzy o nich.

P I O T R F L I N

KALENDARZYK ASTRONOMICZNY

Opracował G. Sitarski Marzec 1977 r.

SłońceWędrując po ekliptyce przechodzi 20 marca przez punkt równonocy wiosennej wstępując w znak Parana; rozpoczyna się wówczas wiosna astronomiczna. W ciągu miesiąca dnia przybywa o dwie godziny: w Warszawie 1 marca Słońce wschodzi o 6*i23m, zachodzi o 17l‘15>*», a 31 marca wschodzi o 5'il5')>, zachodzi o 18l'8ni.

2/1977 U R A N I A 61

Dane dla obserwatorów Słońca (na 131' czasu środk.-europ.)

Data1977 P B0 L 0

Data1977 P B0 L 0

o 0 o o o 0III 1 -21.68 —7.22 294.38 III 17 -24.88 -7.11 83.54

3 -22.16 • -7.24 268.04 19 -25.12 -7.06 57.185 -22.62 -7.25 241.68 21 -25.36 -6.99 30.817 -23.06 -7.25 215.34 23 -25.58 -6 .92 364.449 -23.47 —7.24 188.98 25 -25.78 -6 .84 338.06

11 —23.85 -7.22 162.62 27 -25.94 -6.76 311.7013 —24.20 -7.19 136.27 29 -26.07 -6.66 285.3215 -24.54 -7.15 109.91 31 -26.18 -6.56 258.92

Księżyc

Ciemne, bezksiężycowe noce będziemy mieli w drugiej połowie miesią­ca, kolejność faz Księżyca jest bowiem w marcu następująca: pełnia S'ilSh, ostatnia kwadra 12<H3'i, nów 19<l20h, pierwsza kw adra 27d23li. Najbliżej Ziemi Księżyc znajdzie się 8/9 marca o północy, a najdalej 24 marca. Tarcza Księżyca 9 marca zakryje Urana, zjawisko to będzie jednak u nas niewidoczne.

Planety i planetoidy

Wieczorem jeszcze pięknie świeci W e n u s , ale coraz niżej nad za* chodnim horyzontem i w ciągu miesiąca blask jej słabnie od —4.3 do —3.5 wielkości gwiazdowej. Pod koniec miesiąca wieczorem też widocz­ny będzie M e r k u r y jako gwiazda około —1.5 wielkości nisko nad zachodnim horyzontem; 27 marca M erkury znajdzie się w złączeniu z Wenus w odległości 8°. J o w i s z zachodzi coraz wcześniej, a świeci wieczorem na granicy gwiazdozbiorów Barana i Byka jak gwiazda około —1.7 wielkości; przez lunety możemy obserwować ciekawe zjaw i­ska w układzie czterech najjaśniejszych księżyców Jowisza. S a t u r n zachodzi dopiero nad ranem i widoczny jest na granicy gwiazdozbiorów Raka i Lwa (około +0.2 wielk. gwiazd.). U r a n wschodzi około pół­nocy i widoczny jest na granicy gwiazdozbiorów Panny i Wagi (6 wielk. gwiazd.), a N e p t u n po północy i świeci w gwiazdozbiorze Wężow- nika wśród gwiazd 8 wielkości. P l u t o n widoczny jest praw ie całą noc na granicy gwiazdozbiorów Warkocza Bereniki i Panny, ale do­stępny jest tylko przez duże instrum enty (14 wielk. gwiazd.). M a r s wschodzi na krótko przed Słońcem i jest praktycznie niewidoczny.

Przez lunety możemy też poszukiwać trzech najjaśniejszych planetoid. C e r e s około 7.1 wielkości gwiazdowej widoczna jest prawie całą noc na granicy gwiazdozbiorów Panny i Warkocza Bereniki. P a l l a s oko­ło 7.2 wielkości świeci wieczorem w gwiazdozbiorze Hydry. W e s t a około 7.7 wielkości widoczna jest wieczorem w gwiazdozbiorze Bliźniąt. Dla ułatwienia odszukania planetoid na niebie podajemy niżej ich współ­rzędne równikowe dla kilku dat.

62 U R A N I A 2/1977

D ata C e r e s P a l l a s W e s t a1977 rek t. dek i. rek t. deki. re k t. dek i.

h m o ' h m o ' h m o ’

III 1 12 57.1 + 11 30 8 39.0 - 1 1 42 6 46.1 + 25 5211 12 51.3 + 12 33 8 37.4 - 7 16 6 48.6 + 26 0121 12 43.7 + 1331 8 38.8 — 3 01 6 53.9 + 26 0431 12 35.1 + 14 14 8 43.3 + 0 48 7 01.9 + 26 01

* *

*

l l]3h W enus o siąga m ak s im u m sw ego b la sk u w ty m o k res ie w idocz­ności.

3 '110l> S a tu rn w z łączen iu z K siężycem w odległości 6°. W ieczorem 1 księżyc i jego c ień p rzechodzą n a tle ta rc z y Jow isza ; począ tek p rz e j­śc ia księżyca o 21i>211>, a jego c ien ia o 22h18m (koniec z ja w isk a je s t ju ż u n as tru d n y do zaobserw ow ania).

4<l K siężyc 1 p rzechodzi za ta rc z ą i p rzez s tre fę c ien ia Jow isza. C 18>‘21>'< n a s tąp i począ tek zak ry c ia , a o 211>47"i kon iec zaćm ien ia tego księżyca. Do 18h46"> n a ta rc z y p la n e ty w idoczny je s t c ień księżyca 2.

5‘I Do 18li58m n a ta rc z y Jo w isza w idoczny je s t c ień jego 1 księżyca.7>l N a tle ta rczy Jow isza p rzechodzi jego księżyc 3 w raz ze sw ym

cien iem . O b se rw u jem y ty lk o począ tek (o 18l>37'»>) i kon iec (o 21l'3'*‘) p rze jśc ia księżyca 3 (jego c ień p o jaw i się n a ta rc z y p la n e ty dopiero o 23ll42m).

9<ll6>' U ra n w b lisk im z łączen iu z K siężycem ; zak ry c ie p la n e ty przez ta rczę K siężyca w idoczne będzie n a S y b erii, n a A lasce i n a P ó łnocnym P acy fik u . O 21li28"» o b se rw u jem y po czą tek zak ry c ia 2 k siężyca Jow isza p rzez ta rc z ę p lan e ty .

Il<i8h P la n e to id a P a lla s n ie ru ch o m a w re k ta sc e n s ji. W ieczorem na tle ta rc z y Jo w isza p rzechodz i księżyc 2, a od 18l>53'n w idoczny je s t n a n ie j tak że jego cień. K siężyc 2 kończy p rze jśc ie o 19hOra, a w ty m czasie do b rzeg u ta rc z y p la n e ty zb liża się księżyc 1; o 2 0 h l 9 m o b se r­w u jem y począ tek jego zak ry c ia p rzez ta rc z ę p lan e ty . C ień księżyca kończy p rze jśc ie o 21l‘22'n.

12ll3h N ep tu n w z łączen iu z K siężycem w odl. 3°. W ieczorem na tle ta rc z y Jo w isza p rzechodzi k siężyc 1 i jego cień ; o b se rw u jem y k o ­n iec p rze jśc ia : k siężyca o 19l|42m, a c ien ia o 20h54m.

14<l20h W enus n ie ru ch o m a w re k ta sc e n s ji.16<i6ii G ó rn e złączen ie M erk u reg o ze S łońcem .17'll3h Z łączen ie M arsa z K siężycem w odl. 6°.18'll2łi N ep tu n n ie ru ch o m y w re k ta sc e n s ji. O 19M2m księżyc 2 ro z ­

poczyna p rze jśc ie n a tle ta rc z y Jow isza . O d te j chw ili dw a księżyce Jo w isza są n iew idoczne, p on iew aż księżyc 3 u k ry ty je s t w ła śn ie w c ie­n iu p la n e ty i o 201‘12m o b se rw u jem y koniec jego zaćm ien ia (po jaw i się on n ag le w odległości n ieco w iększej niż ś re d n ic a ta rczy , z p ra w e j s tro n y — p a trz ą c p rzez lu n e tę o d w raca jącą ) . O 21i'29»i n a ta rc z y J o ­w isza p o ja w ia się cień k siężyca 2, a sam księżyc kończy p rze jśc ie o 21,|44ln.

2/1977 U R A N I A 63

19'1 K siężyc 1 i jego cień przechodzą n a tle tarczy Jo w isza . P oczątek p rze jśc ia księżyca o 19>'30"i, cien ia o 20h39m; koniec p rze jśc ia księżyca o 21h42n>, a cien ia o 22h50m.

20l|18l143m Słońce w stęp u je w znak B aran a , jego długość ekliptyczna w ynosi 0 °; rozpoczyna się w iosna astronom iczna. W ieczorem dw a k się ­życe Jow isza u kryte są w cieniu p lan ety ; obserw ujem y koniec zaćm ie­n ia k siężyca 2 o 18h33'M, księżyca 1 o 20h6'».

2 icli4 li W enus w złączeniu z K siężycem w odległości 8'1.24J O 16h Jow isz w złączeniu z K siężycem w odl. 2 °. O 2 1h p lan e-

toida C eres w przeciw staw ien iu ze Słońcem w zględem Ziemi.25d O 191156111 obserw ujem y koniec zakrycia, a o 211|51111 początek

zaćm ien ia 3 k siężyca Jow isza . Jednocześn ie księżyc 2 zbliża się do brze­gu tarczy p lan ety i o 21l'57m rozpoczyna sw oje p rze jśc ie n a je j tle.

26d K siężyc 1 zbliża się do brzegu tarczy Jo w isz a i rozpoczyna p rz e j­śc ie n a je j tle o 21ll31“i; jego cień po jaw i się na tarczy p lan ety o 22^35™.

27(l20>i Z łączenie W enus z M erkurym w odl. 8 °; m ożem y próbow ać odnaleźć M erkurego n isko nad horyzontem , na południe od ja sn o św ie­cącej W enus. O 18h48m obserw ujem y koniec zak ry cia 1 k sięży ca Jo w i­szy przez tarczę p lanety , a o 21hl2m początek zaćm ien ia księżyca 2 (zaćm ienie księżyca 1 rozpocznie się dopiero o 22>il” >).

28d Do 19hl5m na tarczy Jo w isz a w idoczny je st cień je go 1 księżyca.M in im a A lgola (beta P erseu sza): m arzec ld20l>5m, 4dl6h55m, 16d4hlOm,

18dlhom , 21t,21ll50m, 24dl8h35m, 27dl5li25m.

M om enty w szystkich z jaw isk podane są w czasie środk ow o-eu ropej- skim .

Z akrycie gw iazd przez K sięży c (wg Rocznika A stronom icznego O bser­w atorium K rak ow sk iego na rok 1977). C zas środk .-europ .

D ata Nr, nazw a i w ielk. gw iazdy, z jaw isko

P rzew id. m om ent i kąt fazow y

P Wr T K Wa A P A z

d h m m m m m o 0II. 2 04 55^5 X Gem 3,6 P 08,5 10,1 08,0 11,7 09,2 75 115

25 19 5586 180B Tau 6,2 P 03,8 03,7 06,5 07,9 09,9 60 8525 21 5587 193B Tau 6,3 P 45,8 48,0 45,9 51,6 48,6 93 13227 20 5588 18°0987 7,0 P 13,9 11,6 18,4 15,2 21,5 40 6028 19 5589 26 G em 5,1 P 32,1 31,9 35,2 36,5 38,9 85 80

III. 1 18 5590 68 G em 5,1 P 53,6 56.2 55,3 60,2 59,3 135 1104 00 5591 iu Leo 5,5 P 43,3 46.6 42,8 50,9 46,0 155 1808 03 5592 439B Vir 5,7 k 17,4 18.2 19,8 23,2 23,8 252 270

10 04 5593 v L ib 5,3 k 36,7 36,8 37,6 41,6 41,4 288 29524 20 5591 150B Tau 6,9 P 50,7 52,5 51,0 54,7 52,0 80 12526 19 5595 18°0873 7,0 P 15,2 17,0 16,7 22,0 20,6 92 12027 18 5596 17°1214 6,5 P — — — 40,9 39,0 118 13527 19 5597 17°1224 6,8 P 48,7 54,9 46 8 61,6 51,8 160 19528 21 5598 16°1433 6,8 P 21,0 25,2 19,8 29,9 23,3 155 19029 23 5599 14°1850 6,4 P 24,6 26,0 25,6 29,8 28,6 70 10531 01 5600 k Cne 5,1 P 20,1 21,6 20,3 24,3 22,4 65 105

64 U R A N I A 2/1977

C O N T E N T S

A. V. S z p ile w s k i — H ip p a rc h u s s te l ­la r l in e s (2 ).

Z . P a p r o tn y — In v is ib le c o m p a n io n s of n e a r s ta r s .

T . Z. D w o ra k — O r ie n ta l A s t ro n o ­m e rs (3).

C h ro n ic ie : Is th e S u n a c o m p o n e n t o f a d o u b le s y s te m ? — T h e s ix m e te r g ia n t o n s e r v ic e in a s tro n o m y .

O b se rv a tio n s .H is to r ic a l C h ro n ic le .N e w b o o k s .A s t ro n o m ic a l c a le n d a r .

C O f l E P J K A H M E

A . B . U ln n jie B C K iiM — 3 B e 3 A H b ie jim - h h m T w n n a p x a (2 ).

3 . n a n p o T H M — H eB M A M M bie c n y r -HM KM 6J1M 3K M X 3 B & 3 A .

T . 3 . A B O p a iv — A C T pO IiO M bl B o c t o - K a (3).

X p o H i i K a : E c t b - j im C o J iH i je K O M n o - H eH T flBOMHOM CM CTeM bI? — H leC T M - M e T p o B b iw r w r a n T b c j i y jK S e a c T p o H O -MPH1.

H a S j i i o ^ e m i n .M c T o p n » ie c K a n x p o H M ic a . I l3 f la T e j ib C K i ie h o b o c t m . A c T p o i i O M i i H e c K i i i k K a j i e i i A a p t .

K O M U N I K A T

Z a rz ą d G łó w n y P T M A u p rz e jm ie in fo r m u je , iż n a p o d s ta w ie u c h w a ły K ra jo w e g o W a ln eg o Z je z d u D e le g a tó w P T M A w O ls z ty n ie i d e c y z ji p le n a rn e g o z e b r a n ia Z G P T M A w W a rsz a w ie z d n ia 27 l is to p a d a 1976 r o k u , u s ta lo n e z o s ta ły o p ła ty c z ło n ­k o w s k ie w T o w a rz y s tw ie w n a s tę p u ją c y c h k w o ta c h o b o w ią z u ją c y c h o d 1 s ty c z n ia 1977 r o k u :

C z ło n k o w ie z w y c z a jn i P T M A (o so b y p e łn o le tn ie ) o p ła c a ją :— p r z y w s tą p ie n iu do T -w a je d n o ra z o w o w p is o w e w k w o c ie z ł 10,—— s k ła d k ę c z ło n k o w s k ą ro c z n ie w k w o c ie z ł 36,—— p r e n u m e r a tę m ie s . „ U R A N IA ” z 25% b o n if ik a tą ro c z n ą z ł 54,—

S k ła d k ę c z ło n k o w s k ą m o ż n a o p ła c a ć w o k re s a c h ro c z n y c h , p ó łro c z n y c h i k w a r ­ta ln y c h d o k a s y O d d z ia łu lu b b l. P K O n a a d re s Z G P T M A u l. S o ls k ie g o 30/8, 31-027 K ra k ó w , P K O I O /K ra k ó w n r 35510-16391-132.

C z ło n k o w ie S z k o ln y c h K ó ł A s t ro n o m ic z n y c h (ŚK A ) i M ię d z y s z k o ln y c h K ó ł A s tro n o m ic z n y c h (M K A ) p rz y O d d z ia ła c h P T M A o p ła c a ją p rz y z ło ż en iu d e k la r a c j i z b io ro w e j p rz e z szk o łę , k lu b , ś w ie tl ic ę i tp . lu b in d y w id u a ln ie :

— je d n o ra z o w o w p is o w e w ra z z o p ła tą le g i ty m a c j i S K A -M K A zł 10,—— s k ła d k ę c z ło n k o w s k ą ro c z n ie z ł 12,—— p r e n u m e r a tę m ie s . ,,U R A N IA ” z 25% b o n if ik a tą ro c z n ą z ł 54,—

P r e n u m e r a ta m ie s . ,,U R A N IA ” m o ż e b y ć z a m a w ia n a in d y w id u a ln ie p rz e z c z ło n ­k ó w S K A -M K A lu b z b io ro w o p rz e z d a n ą s z k o łę lu b in s ty tu c ję w g z a p o t rz e b o w a n ia .

P r e n u m e r a to r z y m ie s . ,,U R A N IA ” n ie b ę d ą c y C z ło n k a m i z w y c z a jn y m i P T M A lu b C z ło n k a m i S K A -M K A P T M A o p ła c a ją p r e n u m e r a tę c z a s o p is m a w g c en k a ta lo ­g o w y c h t j . a z ł 6,— za egz. = z ł 72,— ro c z n ie .

P r e n u m e r a ta d la z a g r a n ic y j e s t o 50% d ro ż s z a w g c e n k a ta lo g o w y c h .P o d w y ż s z e n ie o p ła t c z ło n k o w s k ic h P T M A p o d y k to w a n e j e s t w z g lę d a m i o r g a n i ­

z a c y jn y m i i e k o n o m ic z n y m i ce lem z a p e w n ie n ia T o w a rz y s tw u d a lsz e g o ro z w o ju ró ż n y c h fo rm d z ia ła ln o ś c i s ta tu to w e j , l ic z y m y w ię c n a z ro z u m ie n ie i p o p a rc ie w s z y s tk ic h z a in te r e s o w a n y c h C z ło n k ó w P T M A d la u c h w a ł K ra jo w e g o W aln eg o Z ja z d u D e leg a tó w P T M A .

Z a rz ą d G łó w n y P T M A

R e d a k to r n a c z e ln y : L . Z a jd le r (02-590 W a rsz a w a , D ru ż y n o w a 3, le i. 44-49-35). S e k r . R e d .: K . Z ió łk o w sk i. R e d . te c h n . : B . K o rc z y ń s k i. P r z e w o d n . R a d y R e d a k c y jn e j : S. P io t ro w s k i W y d a w c a : P o ls k ie T o w a rz y s tw o M iło śn ik ó w A s tro n o m ii, Z a rz ą d G łó w n y . 31-027 K ra k ó w , u l. S o ls k ie g o 30/8, te l. 538-92. N r k o n ta P K O I O /K ra k ó w N r 35510-16391-132. W a r u n k i p r e n u m e r a ty : ro c z n a — 72 zł, d la c z ło n k ó w P T M A

w ra m a c h s k ła d k i — 66 zł, c e n a 1 egz. — 6 zł._______________ In d e k s 38001P r a s o w e Z a k ła d y G ra f ic z n e R SW „ P r a s a —K s ią ż k a —R u c h ” K ra k ó w . Z a m . 3131/76.

3.000. C-35