1996

Urania 2/1996, str. 34-38, Jan Mergentaler (1901-1995)

Dnia 22 grudnia 1995 roku zmarł profesor Mergentaler. W mroźny, zimowy dzień ciało Jego spoczęło na pokrytym śniegiem cmentarzu Osobowickim we Wrocławiu. Firmament niebieski tego dnia ukazał swe piękno błękitu, miasto oświetlały promienie słoneczne. Profesora żegnało Słońce. Było w tym coś z symboliki; badaniom tego ciała niebieskiego Zmarły poświęcił przecież ostatnie czterdzieści lat swego życia.
Ten znakomity, znany nam wszystkim astronom urodził się na Kresach wschodnich, na Polesiu, niedaleko Pińska. Ale wspomnienia z lat młodzieńczych wiążą się raczej z Warszawą; tam uczęszczał do gimnazjum, tam zafascynowała go astronomia. Dlaczego wybór padł właśnie na astronomię? Niemałą rolę miała tu podobno odegrać głośna na początku stulecia powieść Żuławskiego Na srebrnym globie. Ale przeważyło szalę inne wydarzenie. Zajęcia z kosmografii (tak nazywano wówczas wykładany w szkołach średnich przedmiot astronomii) prowadził znany astronom Felicjan Kępiński. Otóż był to bodajże rok 1918, rok odzyskania niepodległości, gdy poinformował on swych uczniów o organizowaniu się towarzystwa miłośników astronomii. „Założyliśmy więc w gimnazjum koło miłośników – wspominał Profesor – i praca w tym kole związała mnie z astronomią na stałe; wybrałem studia astronomiczne”.
Dnia 19 lutego 1923 roku, w 450 rocznicę urodzin Mikołaja KOPERNIKA, obradował w Toruniu Pierwszy Zjazd Polskiego Towarzystwa Astronomicznego. Delegatem na ten założycielski zjazd z ramienia Polskiego Towarzystwa Miłośników Astronomii był dwudziestodwuletni student astronomii Uniwersytetu Warszawskiego, Jan Mergentaler.
Dodajmy w tym miejscu, że ponad pół wieku później, w roku 1979, na odbywającym się w Warszawie XIX Zjeździe Polskiego Towarzystwa Astronomicznego, profesor Jan Mergentaler zostaje członkiem honorowym tego towarzystwa. Natomiast w roku 1985, na XXII Zjeździe PTA we Wrocławiu, Profesor odznaczony zostaje Nagrodą im. Włodzimierza Zonna za popularyzację wiedzy o Wszechświecie, za popularyzację fizyki Słońca.
Pierwsza praca naukowa L’orbite de la comete Wolf, deduit des observations faites en 1925 dotyczyła – jak wynika z tytułu – mechaniki nieba; ukazała się ona w Okólniku Obserwatorium Astronomicznego w Warszawie w roku 1927. Publikacją zainteresował się dyrektor obserwatorium krakowskiego, Tadeusz Banachiewicz, i zaproponował jej autorowi asystenturę na Uniwersytecie Jagiellońskim w charakterze obserwatora na Stacji Astronomicznej na Łysinie. Było to pierwsze miejsce pracy młodego Jana Mergentalera.
Łysina jest szczytem górskim w Beskidach Zachodnich, wysokość 891 m n.p.m., około 10 km na południowy wschód od Myślenic. Wyposażenie znajdującej się tam placówki obserwacyjnej było nader skromne: w pawilonie z rozsuwanym daszkiem dwie krótkoogniskowe lunetki z obiektywami 13 i 12 cm, bez mechanizmu prowadzącego. Nie było tam prądu elektrycznego, nie było telefonu. Za mieszkanie służyła przeniesiona na szczyt drewniana chatka leśniczego. Przebywali tam też Lucjan Orkisz i Jan Gadomski. Łysina znana była z odkrycia tam dwóch komet.
Dziś - poza wspomnieniami - nie pozostało na tej górze nic. A jednak pobyt na tym odludziu Profesor wspominał zawsze bardzo ciepło. Oto fragment obszerniejszego artykułu pt. Impresje z Łysiny pióra Jana Mergentalera z grudnia 1927 roku:
„Astronomja, jako wynik bądź co bądź w pewnym specjalnym kierunku kształconych władz psychicznych – jest wytworem maszyny do rachowania, logarytmów, abstrakcji matematycznej i instrumentu optycznego. Wytworem kultury urbanistycznej. Tu – trochę żywiołu. I stąd płynąca z gór i lasu, z tętniącego życia – pewna dysharmonja. Może to tylko uwypuklenie tego, co natrafia się tak często w pracy teoretycznej. Niepokrywanie się badanej rzeczywistości z tworzoną konstrukcją myślową. Występuje tu kontrast może tym silniej dlatego jeszcze, że brak tzw. «atmosfery naukowej». A w życiu samotnym trzeba odnajdywać własne energje psychiczne na przezwyciężenie różnych takich czy innych niepokojów myślowych. Ale to może właśnie nadaje pewien specyficzny urok pracy tutaj”.
Od roku 1929 pobyt na Łysinie nie będzie już tak samotny; chatkę w lesie ożywia obecność małżonki.
Na Stacji Obserwacyjnej prowadzone były obserwacje gwiazd zaćmieniowych metodą Argelandera (była to „usankcjonowana” wówczas w tamtejszym ośrodku tematyka badań). Z obserwacji tych wyłoniła się obroniona w roku 1933 rozprawa doktorska Jana Mergentalera; promotorem był Tadeusz Banachiewicz.
Po siedmiu latach trzeba było pożegnać się z Beskidami. Drugą połowę lat trzydziestych dr Jan Mergentaler spędza na Uniwersytecie Jana Kazimierza we Lwowie. Co za kontrast! Tam były góry i las, tu obserwatorium usytuowane w centrum miasta. Dyrektorem tej placówki był Eugeniusz Rybka. Tematyka pracy tu też odmienna: katalog wielkości gwiazdowych, fotograficzne obserwacje gwiazd.
I oto w życiu Jana Mergentalera ponownie wojna, po której Lwów trzeba opuścić. Krótki pobyt na Uniwersytecie Jagiellońskim, jak również na Uniwersytecie Marii Curie-Skłodowskiej; bezowocne starania o zbudowanie obserwatorium w Lublinie i... przyjazd na Dolny Śląsk.

W pierwszych latach pobytu we Wrocławiu zainteresowania Jana Mergentalera obracały się wokół tematyki astronomii gwiazdowej (dziś powiedzielibyśmy raczej: astronomii galaktycznej). Ale zbliżał się dzień 30 czerwca 1954 roku, kiedy to po trzystuletniej przerwie pas całkowitego zaćmienia Słońca przejść miał ponownie przez ziemie polskie. Fakt ten skierował uwagę Profesora ku naszej gwieździe dziennej; trzeba było przygotować się do obserwacji zjawiska zaćmienia. I jeżeli dziś wyrazy Słońce, fizyka Słońca, heliofizyka kojarzą się z nazwiskiem Mergentalera, z Wrocławiem – to ów trzydziesty dzień czerwca Anno Domini 1954 nie był tu bez znaczenia.
Początki wrocławskiej heliofizyki były względnie skromne, zaczęło się od wizualnych obserwacji plam słonecznych. Ale obserwacjom tym Profesor nadaje wkrótce charakter masowy poprzez wciągnięcie do nich rzeszy miłośników astronomii. I tak przez wiele lat napływały z różnych stron Polski do Wrocławia listy od miłośników z wynikami obserwacji plam; wszystkie te dane były opracowywane i publikowane.
Przełomowym był tu niewątpliwie rok 1957 - Międzynarodowy Rok Geofizyczny. Był to rok maksimum aktywności słonecznej cyklu dziewiętnastego. Do uświetnienia tego roku przyczyniła się jednak dodatkowo i sama natura; intensywność aktywności słonecznej przekroczyła bowiem wszystkie wcześniejsze cykle (średnia roczna liczba Wolfa wyrażała się liczbą 190). Słońce w owym roku okazało się być obiektem ciekawszym niż przewidywano. Placówka wrocławska otrzymuje nowe etaty; grono heliofizyków – nazywanych tu „słonecznikami” – powiększa się. Można już mówić o atmosferze naukowej, tej właśnie atmosferze, której brakowało młodemu Mergentalerowi w beskidzkich lasach na Łysinie.
Wprawdzie powoli i skromnie, ale powiększała się też aparatura do obserwacji heliofizycznych. Pierwszym poważniejszym nabytkiem był 13-cm koronograf, którym do tej pory wykonuje się systematyczne obserwacje protuberancji. Natomiast później, w latach osiemdziesiątych, stanął w filii w Białkowie wielki, 53-cm koronograf.
Rok 1957 zapisał się też i na innych stronicach wrocławskiej kroniki Jana Mergentalera. Oddane zostaje do druku najpoważniejsze dzieło Profesora, monografia pt. Słońce. Obserwatorium podniesione zostaje do rangi Instytutu Astronomicznego; jedną z wchodzących w jego skład katedr jest Katedra Heliofizyki. Dyrektorem nowo powstałego instytutu zostaje Jan Mergentaler, który pełnić będzie tę funkcję przez czternaście lat, aż do przejścia na emeryturę w roku 1971.
Tymczasem Katedra Heliofizyki rozwija się, działalność naukowa nabiera rozmachu. Tematyka prac obraca się wokół tego niewątpliwie najciekawszego, co na naszej gwieździe się dzieje - wokół zagadnień aktywności słonecznej. Diagnostyka plazmy rozbłysków słonecznych, analiza obrazów promieniowania rentgenowskiego Słońca - to niektóre z aktualnych tytułów. Inną dziedzinę stanowią badania statystyczne, analiza relacji między różnymi charakterystykami aktywności słonecznej, także: aktywność słoneczna - promienie kosmiczne. Gdy zaś chodzi o dziedzinę optyczną, prowadzone są tu badania ruchów protuberancji, śledzenie zachodzących tam indywidualnych zjawisk.
Mówiąc o osiągnięciach naukowych i organizacyjnych Profesora, nie można nie wspomnieć o tym, najważniejszym chyba sukcesie, o międzynarodowych konferencjach heliofizycznych. To była Jego koncepcja i inicjatywa, uwieńczona znakomitym wynikiem: konferencji takich odbyło się aż czternaście. Początkowo były one pomyślane jako robocze spotkania heliofizyków z Polski i Czechosłowacji – pierwsza odbyła się w roku 1961 w Tatrzańskiej Łomnicy, druga rok później w Zakopanem, na Kalatówkach. W latach następnych konferencje te objęły swym zasięgiem i sąsiednie kraje. Heliofizyków gościł Debreczyn, dwukrotnie Poczdam, w roku 1975 Irkuck a w 1988 Odessa. Ostatnia, związana z dziewięćdziesięcioleciem Profesora, odbyła się w roku 1991 w Karpaczu.

A teraz o najmłodszym „dziecku” Jana Mergentalera, o fizyce kosmicznej, o wrocławskim wkładzie do badań Słońca w dziedzinie rentgenowskiej.
Historia ta zaczęła się w roku 1967 w Moskwie, na posiedzeniu Interkosmosu (tj. rady przy Akademii Nauk ZSRR zajmującej się współpracą międzynarodową w dziedzinie badań w przestrzeni kosmicznej). Profesor Mergentaler deklaruje wówczas włączenie się ośrodka wrocławskiego do prac nad rentgenowskim promieniowaniem Słońca. Była to niewątpliwie decyzja odważna; mógłby ktoś powiedzieć, że jest to „porywanie się z motyką na Słońce”. A jednak już w roku 1970 można było odnotować pierwszy sukces: rakieta Wertikal I uniosła w przestrzeń kosmiczną wykonany we Wrocławiu spektroheliograf rentgenowski. Następnego roku startuje Wertikal II.
Z udanych eksperymentów rakietowych wymienić można startujące z blokiem kamer rentgenowskich Wertikal V, VII, VIII, IX, XI. Rakiety te wznosiły się na wysokość do około 500 km, po czym wracały; aparaturę odzyskiwano za pośrednictwem spadochronów. Obserwacje Słońca trwały przez około dziesięć minut, gdy rakieta znajdowała się na wysokościach ponad 100 km (niżej bowiem miękkie promieniowanie rentgenowskie absorbuje atmosfera ziemska). Wszystkie te eksperymenty realizowane były w miejscowości Kapustin Jar, nad odnogą Wołgi Achtubą (obwód Astrachański, ok. 100 km na wschód od Wołgogradu).
Profesor przeszedł na emeryturę, ale rozpoczęte z Jego inicjatywy badania rentgenowskiego promieniowania Słońca trwają i rozwijają się. Oto wieści z ostatniej chwili.
Dnia 2 marca 1994 r. z kosmodromu Pljesetsk wystartował satelita CORONAS-I, obiegający Ziemię w odległości 495 - 556 km. Na pokładzie znajduje się polsko-czeska aparatura: fotometr i spektrometr rentgenowski. To już nie kamera typu pine-hole, jak w pierwszych eksperymentach na Wertikalach, to już zawieraj ący koncentryczne lustra teleskop rentgenowski; po raz pierwszy zarejestrowano rozbłysk słoneczny. Natomiast dnia 3 sierpnia 1995 r. wystartował satelita INTERBALL z wykonanym we Wrocławiu modulowanym fotometrem rentgenowskim.
Przy ulicy Kopernika we Wrocławiu, którą przez blisko pół wieku przemierzał Profesor z domu do Instytutu, niedaleko przedwojennego głównego budynku znajdują się pawilony z szyldem Centrum Badań Kosmicznych PAN, Zakład Fizyki Słońca. Trudno powiedzieć, jak potoczyłyby się losy, ale przypuszczalnie nie byłoby tej instytucji, gdyby jesienią 1945 roku nie przyjechał do Wrocławia Jan Mergentaler.
Znane jest powszechnie powiedzenie de mortuis aut bene aut nihil. Mówiąc o zmarłym Profesorze, o sentencji tej można by nie pamiętać. O Janie Mergentalerze po prostu niczego złego powiedzieć nie można. Gdziekolwiek, w jakimkolwiek ośrodku astronomicznym by się nie rozmawiało, wszyscy wyrażali się o Nim z najwyższym uznaniem. Był to rzeczywiście niezwykły, człowiek o bardzo wysokich zasadach moralnych, o bardzo wysokiej kulturze osobistej. I dzięki tym właśnie walorom pozostawił po sobie tak wiele. On był zawsze tym katalizatorem, który ułatwiał działanie innym, to był człowiek, który potrafił stworzyć atmosferę dla pracy zespołu naukowego.
A pamięć o człowieku trwa tym dłużej, im dłużej trwa stworzone przez niego dzieło.
Tadeusz Jarzębowski

Urania 2/1996, str. 38-39, Ze wspomnień obserwatora Słońca

„Obserwacje Słońca nie są trudne (...), a kto raz zacznie patrzeć się na Słońce, nie prędko zniechęci się do tego zajęcia, bo co dzień będzie miał nowe wrażenia, co dzień zobaczy coś innego, nie mówiąc o tym, że będzie miał to zadowolenie, że swoją pracą przyczynia się zupełnie konkretnie do poznania choć drobnego fragmentu Wszechświata, że w miarę swoich możliwości - pracuje naukowo jak prawdziwy astronom”.
Tak na początku lat pięćdziesiątych pisał Profesor Jan Mergentaler. Jest to po prostu fragment artykułu, jaki w roku 1951 został opublikowany na łamach Uranii, zawierający apel do miłośników astronomii o podjęcie obserwacji Słońca. Nie pozostał on oczywiście bez echa, wkrótce do Obserwatorium Wrocławskiego z różnych stron kraju (Warszawa, Gdańsk, Dąbrowa Górnicza, Wrocław, Kraków, Ostrowiec Świętokrzyski, Nowy Sącz, Grodziec, Kalisz, Myślenice) zaczęły napływać sprawozdania z takimi obserwacjami, które Profesor naukowo opracowywał i wyniki publikował zarówno na łamach Uranii, jak i w Acta Geophisica Polonica. Na pożółkłych kartach wymienionych czasopism odnajdujemy zarówno nazwiska znanych dziś astronomów i fizyków (dr Marek Abramowicz, prof. Jerzy Jakimiec, prof. Bohdan Rompolt, prof. Andrzej Kajetan Wróblewski, dr Bernard Krygier, dr Zbigniew Kordylewski), jak też ludzi innych profesji, którzy wprawdzie nie obserwują już Słońca, ale pozostali wierni swej młodzieńczej pasji i nadal uprawiają miłośniczą astronomię (Tadeusz Kalinowski, Janusz Kaźmierowski, Jerzy Wieczorek, Maciej Mazur, Stanisław Brzostkiewicz). Wszyscy mile wspominają chwile spędzone przy lunecie wycelowanej na Słońce i organizowane co parę lat spotkania w Obserwatorium Wrocławskim. Niestety, nieubłagana śmierć wyrwała z tego grona kilku zasłużonych obserwatorów Słońca, lecz pozostawili oni trwały ślad między innymi w postaci liczb Wolfa i mogą stanowić wzór dla młodych miłośników astronomii. I tak na „wieczną wachtę” odeszli: Leon Wohlfeil (1929 - 1962), Antoni Barbacki (1897 - 1963), dr Janusz Pagaczewski (1906 - 1975), Jerzy Ułanowicz (1928 - 1990) i Wacław Szymański (1905 - 1991). A w grudniu 1995 roku pożegnaliśmy na zawsze Prof. Jana Mergentalera, któremu miłośniczą astronomia w Polsce tak wiele zawdzięcza.
Niżej podpisany opracował dla Biblioteki Uranii skromną książeczkę pt. Obserwujemy Księżyc, planety i Słońce, dedykując ją oczywiście Profesorowi Mergentalerowi jako „współzałożycielowi Polskiego Towarzystwa Miłośników Astronomii, twórcy polskiej heliofizyki i inicjatorowi miłośniczych obserwacji Słońca w naszym kraju”. Miałem nadzieję, że książeczka na czas się ukaże i egzemplarz autorski będę mógł wysłać Profesorowi, wyrażając w ten sposób wdzięczność nie tylko od siebie, ale i od innych miłośników astronomii. Okrutny los chciał jednak inaczej, lecz każdy z nas zachowa pamięć o Profesorze, który chętnie udzielał rad i służył inną pomocą każdemu obserwatorowi. Jego dzieło jest zresztą wciąż żywe, przy Toruńskim Oddziale naszego Towarzystwa prężnie działa Sekcja Obserwatorów Słońca, kierowana dziś przez Bartosza P. Dąbrowskiego. W jakimś stopniu spadkobiercami idei Profesora Mergentalera są również miłośnicy astronomii skupieni w Towarzystwie Obserwatorów Słońca.
Stanisław R. Bizostkiewicz

Urania 4/1996, str. 113-117, OBSERWACJE

Obserwacje komety 6P/d’Arrest w Sekcji Obserwatorów Komet PTMA

Jak już często się zdarzało, niebiosa ukazały nam w okresie wakacyjnym 1995 roku kometę krótkookresową 6P/d’Arrest, może niezbyt efektowną, ale za to jakże interesującą! Ale o tym później...
Kometa 6P/d’Arrest została odkryta w gwiazdozbiorze Ryb przez Heinricha Ludwika d’Arresta (Obserwatorium Lipskie) 28 czerwca 1851 roku jako bardzo słaby, rozmyty obiekt.
W czasie jednego z kolejnych powrotów, w 1950 roku nie oczekiwano, aby kometa przekroczyła jasność 12.5m (maksymalna jasność komety w 1943 roku, przy korzystniejszej geometrii). Jednakże, około trzech tygodni po przejściu przez peryhelium, kometa rozbłysła do jasności 10.5m.
Jak dotąd największą jasność kometa d’Arresta osiągnęła w 1976 roku. Duże zbliżenie z Jowiszem w 1968 roku (0.42 j.a.) zmniejszyło jej odległość peryhelium do 1.17 j.a. W 1976 roku kometa była najbliżej Ziemi w czasie przejścia przez peryhelium. W wyniku tego 13 sierpnia przeszła ona zaledwie w odległości 0.15 j.a. od Ziemi, osiągając maksymalną jasność 4.9m i rozwijając jednostopniowy warkocz.
W 1991 roku, A. Carusi i G.B. Valsecchi (Rzym, Włochy) oraz L. Kresak i M. Kresakova (Bratysława, Słowacja) niezależnie zasugerowali, że kometa d’Arresta jest tożsama z kometą obserwowaną przez La Hire’a w 1678 roku. E lementy orbity policzone przez Carusiego i G. Sitarskiego potwierdziły tę identyfikację.
Powrót komety 6P/d’Arrest w roku 1995 był szesnastym z kolei powrotem od czasu odkrycia. Od odkrycia w 1851 roku kometa nie była obserwowana jedynie w siedmiu powrotach. W peryhelium kometa 6P/d’Arrest podchodzi do Słońca na odległość 1.346 j.a., w aphelium oddala się na odległość 5.628 j.a., przy okresie obiegu 6.51 roku. Płaszczyzna orbity komety 6P/d’Arrest jest nachylona do płaszczyzny ekliptyki pod kątem 19.5°. W trakcie obecnego powrotu w pobliże Słońca w dniu 27 lipca 1995 przeszła przez peryhelium, następnie 9 sierpnia 1995 roku zbliżyła się do Ziemi na minimalną odległość 0.3996 j.a.
Kometa d’Arresta nie była łatwym obiektem obserwacyjnym, głównie z powodu stosunkowo niskiego położenia nad horyzontem. Największą północną deklinację równą +9.7^° (co w Polsce odpowiada maksymalnej wysokości nad horyzontem około 50^°) osiągnęła dnia 13 lipca, kierując się potem na niebo południowe, gdzie 4 października osiągnęła największą deklinację południową (-35.7^°).
Sprawozdania z obserwacji komety 6P/’dArrest otrzymaliśmy od zaledwie 8 członków SOK, którzy wykonali łącznie 59 ocen jasności, 51 ocen stopnia kondensacji oraz 53 pomiary średnicy otoczki. A oto autorzy niektórych “rekordów”:
pierwsza obserwacja (26 VI 1995) - Maciej Reszelski i Arkadiusz Olech,
ostatnia obserwacja (30 VIII 1995) - Maciej Reszelski,
najdłuższa seria (26 VI 1995 - 30 VIII 1995) - Maciej Reszelski,
najwięcej nocy obserwacyjnych: 17 - Janusz Płeszka.
Tabela I zawiera nazwiska wszystkich 8 osób, które nadesłały nam raporty z obserwacji.

TABELKA

Liczby oznaczają średnicę instrumentu w milimetrach.
Przegląd wyników rozpoczniemy od analizy krzywej blasku. Ze względu na małą liczbę posiadanych obserwacji, uniemożliwiającą jakąkolwiek analizę, oprócz 51 obserwacji polskich, wykorzystano także 359 obserwacji pochodzących z archiwum ICQ. Na rys. 1 .a przedstawiono postać podstawową krzywej – ponad 400 ocen jasności sprowadzonych do standardowej średnicy teleskopu 6.84 cm, przedstawionych w funkcji czasu. W obszarze maksimum jasności różnice komety widzianej oczyma różnych obserwatorów przekraczają 1.5m. Tak duże różnice były spowodowane głównie dużym stopniem rozmycia komety, i wynikającą z tego trudnością w ocenie jasności. Regułą jest, że im mniejszy jest stopień koncentracji otoczki komety (DC), tym większy błąd oceny jasności. W każdym razie wyraźnie widać, że maksymalną jasność równą w przybliżeniu 7.7m kometa osiągnęła w połowie sierpnia 1995 roku. Pełnia Księżyca w dniu 10 sierpnia 1995 i dni po niej następujące spowodowały praktyczny brak obserwacji w tym okresie i niemożność dokładniejszego określenia tej daty.
W celu uchwycenia ogólnego sensu zmian blasku komety należy oczyścić krzywą blasku z fałszującego wpływu zmiennej odległości komety od Ziemi. Robimy to odejmując od obserwowanej jasności otoczki pięciokrotny logarytm odległości kometa – Ziemia, wyrażonej w jednostkach astronomicznych. Ten zabieg ma sens taki, jak gdyby pomiary jasności komety byłyby przeprowadzane w stałej odległości 1 j.a. od niej. Zmieniamy również oś odciętych krzywej blasku, zastępując datę różnicą logarytmów odległości komety od Słońca w danym momencie i odległości komety od Słońca w peryhelium. Tak przekształcona krzywa zmian blasku pokazana jest na rys. l.b.
Jest to krzywa niezmiernie interesująca. Wyraźnie widać, że należy podzielić ją na trzy odcinki, o różnym stopniu nachylenia:
1. Od 8 maja (pierwsza obserwacja) do 1 lipca 1995 – systematyczny wzrost jasności komety wraz ze zbliżaniem się do Słońca.
2. Od 1 lipca do 21 sierpnia 1995 – gwałtowny wzrost jasności, nawet po minięciu peryhelium!
3. Od 21 sierpnia do 22 listopada 1995 (ostatnia obserwacja) – systematyczny spadek jasności wraz z oddalaniem się komety od Słońca z szybkością analogiczną do odcinka pierwszego.
Zachowanie się komety świadczy o wybuchu, który wystąpił na powierzchni jej jądra i trwał przez blisko dwa miesiące!
We wszystkich trzech obszarach dopasowano otrzymane zależności do klasycznej formuły:
m = H(O) + 51ogA + 2.5/7 log r,
gdzie:
m – jasność obserwowana,
H(O) – jasność absolutna (1 j.a. od Słońca i 1 j.a. od Ziemi),
Δ – odległość od Ziemi
r – odległość od Słońca
n – czynnik określający aktywność komety, otrzymaliśmy:
1. Dla obszaru pierwszego:
H(O) = 9.2m± 1.5m
n = 17 ± 4
2. Dla obszaru drugiego:
n = 114 + 8 (Wybuch!)
(W przypadku wybuchu podawanie H(O) nie ma sensu fizycznego).
3. Dla obszaru trzeciego:
H(O) = 9.3m ± 0.3m
n = 1.7 ±0.7
Przebieg wydarzeń przedstawiał się więc następująco:
Z okolic Jowisza kometa d’Arresta przyleciała jako obiekt bardzo aktywny (podobnie jak pół roku wcześniej kometa P/Borrelly). Przypominamy, że czynnik n dla większości komet przyjmuje się równy od 4.0 do 6.0, tak więc n - 17 wskazuje na kometę bardzo aktywną, co jest raczej niezwykłe dla komety krótkookresowej. Co więcej, około 1 lipca 1995 na powierzchni jądra nastąpiła eksplozja, i gwałtowna, wybuchowa emisja materii trwała prawie do końca sierpnia 1995, czyli blisko miesiąc po przejściu peryhelium (w widmie komety otrzymanym na przełomie sierpnia i września stwierdzono obecność wody)! Około 21 sierpnia wypływ materii z jądra gwałtownie ustał i kometa wróciła do stanu pierwotnego. Aktywność spadła jednak do poziomu minimalnego – kometa uległa “wyjałowieniu” w czasie wybuchu. Zgodnie ze stosowanymi formułami na podstawie wartości jasności absolutnej komety można wyznaczyć w przybliżeniu średnicę lodowo-kamiennego jądra komety. W naszym przypadku dla 6P/d’Arrest jest ona równa około 3 km, co oznacza, że jądro to jest mniejsze od jądra komety P/Borrelly. Początkowy wysoki współczynnik aktywności n dowodzi, że powierzchnia jądra pokryta była lotnymi substancjami, sublimującymi w trakcie zbliżania się komety do Słońca.
Pomiar średnicy kątowej głowy komety jest dla obserwatora zawsze zadaniem trudnym, zwłaszcza dla tak rozmytego obiektu, jak kometa d’Arresta. W naszym przypadku wydaje się, że do końca czerwca 1995 średnica kątowa głowy komety nie przekraczała 1’. Od początku lipca średnica głowy rosła, osiągając około 25’ w drugiej połowie sierpnia, po czym nastąpił spadek do około 8’ (rys. 2.a). Po przeliczeniu średnicy kątowej na liniową, uwzględniając zmiany odległości komety od Ziemi okazało się, że średnica liniowa głowy komety była równa początkowo około 10 tys. km, czyli w przybliżeniu średnicy Ziemi. Po wybuchu około 1 lipca średnica ta zaczęła rosnąć, osiągając do około 21 sierpnia 1995 wartość 500 tys. km. Po tej dacie w ciągu zaledwie dwóch tygodni średnica ta spadła do 200 tys. km, co należy wiązać z praktycznym zaprzestaniem emisji materii z jądra. Średnica ta utrzymała się już do końca okresu obserwacyjnego (rys. 2.b).
Analogicznie, tradycyjnie trudnym zadaniem jest ocena stopnia kondensacji głowy DC. W naszym przypadku w całym okresie obserwacyjnym wydawał się on zmieniać od ok. 2 do 4.
Żaden z SOK-istów nie obserwował warkocza komety d’Arresta. Jedynie nieliczni obserwatorzy ICQ wykonali takie obserwacje. Zgodnie z nimi warkocz miał długość ok. 30’ (co daje liniową długość około 430 tys. km) i kąt pozycyjny PA równy 270 - 310°.
Podsumowując, należy stwierdzić, że kometa 6P/d’Arrest była obiektem niezwykle interesującym pod każdym względem, choć raczej mało efektownym.
Jak zwykle, wszystkie nadesłane obserwacje zostały przekazane do centralnego archiwum obserwacji komet Międzynarodowej Unii Astronomicznej w USA i zostały opublikowane w czasopiśmie International Comet Quartely (October 1995).
Tomasz Ściężor

Urania 9/1996, str. 246-248, Obserwacje. Kometarny duet jesieni 1995 roku

Obserwacje komety C/1995 Q1 (Bradfield) w Sekcji Obserwatorów Komet PTMA

Kometa C/1995 Q1 (Bradfield) została odkryta w gwiazdozbiorze Pucharu przez wielokrotnego odkrywcę komet, australijskiego astronoma amatora Wiliama A. Bradfielda 17 sierpnia 1995 roku jako 17 odkryta przez niego kometa! W momencie odkrycia jasność komety wynosiła aż 5.5m, tak więc była ona już widoczna gołym okiem. Stwierdzono także obecność dwóch warkoczy o długości ponad 3°. Wkrótce stało się jasne, że po koniunkcji ze Słońcem, na przełomie września i października kometa stanie się widoczna przed wschodem Słońca na półkuli północnej, jednak jej jasność będzie już mniejsza i zacznie szybko maleć.
W peryhelium kometa Bradfielda podeszła do Słońca 31 sierpnia 1995 roku na odległość 0.4368 j.a. Paraboliczna orbita komety jest nachylona do płaszczyzny ekliptyki pod kątem 147.39°, co oznacza, że porusza się ona ruchem wstecznym. Najbliżej Ziemi, w odległości nieco przekraczającej 1 j.a., znajdowała się w chwili odkrycia.
Kometa Bradfielda nie była łatwym obiektem obserwacyjnym, głównie z powodu stosunkowo niskiego położenia nad horyzontem na rozjaśniającym się porannym niebie, oraz w związku z jednocześnie szybko malejącą jasnością. Pod koniec października na początku świtu astronomicznego osiągała wysokość nad horyzontem równą około 50°, mając jednak już wtedy jasność zaledwie 10m. Także pogoda nie była naszym sprzy sprzymierzeńcem.
Sprawozdania z obserwacji komety C/1995 Q1 (Bradfield) otrzymaliśmy od zaledwie 9 członków SOK, którzy wykonali łącznie 48 ocen jasności, 45 ocen stopnia kondensacji oraz 36 pomiarów średnicy otoczki. Niestety, żaden z SOK-istów nie obserwował warkocza, czemu zresztą nie należy się dziwić. A oto autorzy niektórych „rekordów” :
pierwsza obserwacja (25 IX 1995) - Piotr Ossowski, Kazimierz Czernis, Henryk SieIewicz,
ostatnia obserwacja (23 XI 1995) - Janusz Płeszka,
najdłuższa seria (30 IX 1995 - 23 XI 1995) - Janusz Płeszka, najwięcej nocy obserwacyjnych: 16 - Janusz Płeszka.
Tabela I zawiera nazwiska wszystkich osób, które nadesłały nam raporty z obserwacji.

TABELA 1

Przegląd wyników tradycyjnie rozpoczniemy od analizy krzywej blasku. Wykorzystano wszystkie 48 obserwacje naszych obserwatorów. Na rys. la przedstawiono postać podstawową krzywej - wszystkie oceny jasności sprowadzone do standardowej średnicy teleskopu 6.84 cm przedstawione są w funkcji czasu. Kometa była obserwowana u nas wyłącznie po przejściu peryhelium, tak więc jej jasność systematycznie spadała. Różnice jasności komety widzianej oczyma różnych obserwatorów nie przekraczają lm, co należy uznać za bardzo dobry wynik, jak na obserwacje wizualne komet. Spowodowane było to zapewne dużym stopniem koncentracji komety, ułatwiającym ocenę jasności komety, zgodnie z regułą, że im większy jest stopień koncentracji otoczki komety (DC), tym mniejszy błąd oceny jasności. Z wykresu tego wynika, że maksymalną jasność równą w przybliżeniu 7m zaobserwowano pod koniec września, tuż po tym, jak kometa wyłoniła się z okolic Słońca. Niestety, nie było nam dane podziwiać jej przed przejściem peryhelium, co widoczne było na półkuli południowej, gdzie osiągnęła jasność około 5m pod koniec sierpnia 1995 roku.
W celu uchwycenia ogólnego sensu zmian blasku komety należy oczyścić krzywą blasku z fałszującego wpływu zmiennej odległości komety od Ziemi. Robimy to odejmując od obserwowanej jasności otoczki pięciokrotny logarytm odległości kometa - Ziemia, wyrażonej w jednostkach astronomicznych. Ten zabieg ma sens taki, jak gdyby pomiary jasności komety byłyby przeprowadzane w stałej odległości 1 j.a. od niej. Zmieniamy również oś odciętych krzywej blasku, zastępując datę różnicą logarytmów odległości komety od Słońca w danym momencie i odległości komety od Słońca w peryhelium. Tak przekształcona krzywa zmian blasku pokazana jest na rys. 1b.
Krzywa ta (a właściwie prosta) jest dosyć typowa dla przeciętnej komety. Wyraźnie widać, że blask komety maleje liniowo wraz z jej oddalaniem się od Słońca.
Dopasowano otrzymaną zależność do klasycznej formuły:
m = H(0) + 5log ? + 2.5n log r,
gdzie: m - jasność obserwowana, H(O) - jasność absolutna (1 j.a. od Słońca i 1 j.a. od Ziemi), ? - odległość od Ziemi, r - odległość od Słońca, n - czynnik określający aktywność komety, otrzymaliśmy:
H(0) = 7.5 m ± 0.1 m,
n = 3.6 + 0.2 .
Oznacza to, że kometa Bradfielda była obiektem o stosunkowo ciemnym jądrze.
Przypominamy, że czynnik n dla większości komet przyjmuje się równy od 4.0 do 6.0, tak więc n = 3.6 wskazuje na kometę mało aktywną, której aktywność malała systematycznie przy oddalaniu się komety od Słońca. Zgodnie ze stosowanymi formułami na podstawie wartości jasności absolutnej komety można wyznaczyć w przybliżeniu średnicę lodowo-kamiennego jądra komety. W naszym przypadku jest ona równa około 6 km, co oznacza, że jądro to jest nieco mniejsze od jądra komety Halleya. Na temat aktywności komety przed przejściem przez peryhelium nie można praktycznie nic powiedzieć. Na postawie niewielu obserwacji wykonanych na półkuli południowej wydaje się, że kometa zachowywała się wtedy analogicznie, jak później.
Pomiar średnicy kątowej głowy komety jest dla obserwatora zawsze zadaniem trudnym, zależnym m.in. od warunków obserwacyjnych, pogody, czułości oka itd. jednak w przypadku wyraźnie zagęszczonej komety Bradfielda było to nieco łatwiejsze. W naszym przypadku wydaje się, że średnica głowy malała od około 12’ pod koniec września, do około 4’ pod koniec listopada 1995 roku. Po przeliczeniu średnicy kątowej na liniową, uwzględniając zmiany odległości komety od Ziemi okazało się, że średnica liniowa głowy komety była równa początkowo aż około 800 tys. km, następnie malała systematycznie wraz z rosnącą odległością od Słońca aż do około 200 tys. km.
Analogicznie, tradycyjnie trudnym zadaniem jest ocena stopnia kondensacji głowy DC. W naszym przypadku w całym okresie obserwacyjnym był on raczej stały i równy około 5.
Żaden z SOK-istów nie obserwował warkocza komety Bradfielda. Obserwatorzy z półkuli południowej, którzy obserwowali wyraźny warkocz komety, określili jego długość na ponad 3° (co daje liniową długość około 9 min km), i stwierdzili, że posiadał on dwie składowe.

Urania 9/1996, str. 248-250, Obserwacje. Kometarny duet jesieni 1995 roku

Obserwacje komety C/1995 = P/1846 D1 (de Vico) w Sekcji Obserwatorów Komet PTMA

17 września 1995 roku trzech japońskich miłośników astronomii: Y. Nakamura S. Utsunomiya i M. Tanaka, niezależnie odkryło kometę w gwiazdozbiorze Hydry. W momencie odkrycia kometa miała jasność 7m. Już wkrótce, po wykonaniu wstępnych obliczeń orbity komety okazało się, że świeżo odkryta kometa jest w rzeczywistości obserwowaną ostatnio w 1846 roku kometą de Vico! Kometa ta, której okres obiegu wokół Słońca wynosi około 74 lat, nie była obserwowana w czasie swojego powrotu w 1922 roku, i dopiero teraz znowu zagościła na naszym niebie.
Wkrótce stało się jasne, że po koniunkcji ze Słońcem, analogicznie jak kometa Bradfielda, na przełomie września i października kometa stanie się widoczna przed wschodem Słońca na półkuli północnej, jednak warunki obserwacyjne będą znacznie lepsze od komety Bradfielda. Obydwie komety 10 października znajdowały się zaledwie kilka stopni od siebie, jednak kometa de Vico była jaśniejsza o około 4m! W peryhelium kometa de Vico podeszła do Słońca 6 października 1995 roku na odległość 0.6590 j.a. Eliptyczna orbita komety o mimośrodzie 0.9627 jest nachylona do płaszczyzny ekliptyki pod kątem 85.398°, co oznacza, że jest ona praktycznie prostopadła do płaszczyzny ekliptyki. Najbliżej Ziemi, w odległości 0.9620 j.a., znajdowała się 12 października 1995.
Kometa de Vico była łatwiejsza do obserwacji od komety Bradfielda ze względu na większą jasność, a także wyższe położenie nad porannym horyzontem. W połowie października na początku świtu astronomicznego osiągała wysokość nad horyzontem równą około 25° (czyli niżej niż kometa Bradfielda), mając jednak wtedy jasność nieco większą od 6m (kometa Bradfielda była wtedy na wysokości 30°, lecz miała jasność zaledwie 9m).
Sprawozdania z obserwacji komety P/de Vico otrzymaliśmy od 21 członków SOK, którzy wykonali łącznie 164 ocen jasności, 156 ocen stopnia kondensacji, 109 pomiarów średnicy otoczki oraz 48 obserwacji warkocza. A oto autorzy niektórych „rekordów”:
pierwsza obserwacja (20 IX 1995) - Kazimierz Czernis,
ostatnia obserwacja (27 XI 1995) - Janusz Płeszka,
najdłuższa seria (21 IX 1995 - 27 XI 1995) - Janusz Płeszka,
najwięcej nocy obserwacyjnych: 23 - Kazimierz Czernis.
Tabela II zawiera nazwiska wszystkich osób, które nadesłały nam raporty z obserwacji.
Analogicznie jak dla komety Bradfielda przegląd wyników rozpoczniemy od analizy krzywej blasku. Wykorzystano wszystkie 164 obserwacji naszych obserwatorów. Na rys. 2a przedstawiono postać podstawową krzywej - wszystkie oceny jasności sprowadzone do standardowej średnicy teleskopu 6.84 cm przedstawione są w funkcji czasu. Różnice jasności komety widzianej oczyma różnych obserwatorów nie przekraczają lm, co należy uznać za bardzo dobry wynik, jak na obserwacje wizualne komet. Spowodowane było to zapewne dużym stopniem koncentracji komety, ułatwiającym ocenę jasności komety, podobnie jak dla komety Bradfielda. Z wykresu tego wynika, że maksymalną jasność równą w przybliżeniu 5m kometa miała w pierwszych dniach października 1995, czyli w chwili przechodzenia przez peryhelium.
Podobnie jak dla komety Bradfielda, oczyściliśmy krzywą blasku z fałszującego wpływu zmiennej odległości komety od Ziemi. Tak przekształcona krzywa zmian blasku pokazana jest na rys. 2 b.
Krzywa ta (a właściwie znów prosta) jest dosyć typowa dla przeciętnej komety i bardzo podobna do krzywej reprezentującej kometę Bradfielda. Podobieństwo to rośnie, gdy dopasujemy otrzymaną zależność do klasycznej formuły:
m = H(0) + 5log Δ + 2.5n log r.

TABELA II

Otrzymaliśmy:
H(0) = 7.5m ± 0.1m,
n = 4.2 ± 0.2.
Oznacza to, że kometa de Vico była niemal bliźniakiem komety Bradfielda o podobnych rozmiarach i jasności jądra, choć nieco bardziej aktywną.
Pomiar średnicy głowy komety jak zwykle nastręczał wielu problemów. Wydaje się, że średnica głowy malała od około 12’ pod koniec września, do około 5’ pod koniec listopada 1995 roku. Po przeliczeniu średnicy kątowej na liniową, uwzględniając zmiany odległości komety od Ziemi okazało się, że średnica liniowa głowy komety była równa początkowo około 600 tys. km, następnie malała systematycznie wraz z rosnącą odległością od Słońca aż do około 350 tys. km.
Ciekawe są wyniki oszacowania stopnia kondensacji otoczki DC. Otóż malał on wyraźnie liniowo od DC = 7 (koniec września) do DC = 2 (koniec listopada). Świadczy to o wygasaniu aktywności jądra komety.
Wielu SOK-istów obserwowało stosunkowo wyraźny warkocz komety de Vico. Ponieważ obserwacje te są wyjątkowo silnie zależne od obserwatora, jakakolwiek analiza zmian długości warkocza pozbawiona jest sensu. Najbardziej doświadczeni obserwatorzy w bardzo dobrych warunkach obserwacyjnych widzieli warkocz rozciągający się 2.5 do 4° od środka głowy komety, co daje liniową długość równą około 10 min km. Interesująco natomiast wygląda wykres ilustrujący zmiany kąta pozycyjnego warkocza PA w czasie (rys. 3).
Jak zwykle, wszystkie nadesłane obserwacje zostały przekazane do centralnego archiwum obserwacji komet Międzynarodowej Unii Astronomicznej w USA i zostały opublikowane w czasopiśmie International Comet Quarterly (January 1996).
Tomasz Ściętor