Radek P

Wystarczyłoby kilkanaście wizualnych ocen jasności, żeby powiedzieć, że krzywa jest taka jak z mikrosoczewkowania. Ten obiekt w dobę pojaśniał o 1,5 mag. Lornetka 7x50 by wystarczyła.

Była taka jedna mikrosoczewka, co tak walnęła, że przez lornetkę teatralną można ją było dostrzec (http://adsabs.harvard.edu/abs/2008ApJ...677.1268G). W filtrze V miała 7.3.

Obawiam się, że pelamis22 może uznać, że powyższe pytanie jest odsyłaczem, a tego przecież nie chciał.

Najlepiej zapisywać tak: a 3 var var 2 b var 1 c By kiedyś podstawić dokładniejsze jasności, gdy już będą znane. Tak się robiło 50 lat temu

Astrolodzy to potrafią. Pewnie oni te wymyślili głupoty. Ja to nawet nie pojmuję co znaczy "jednakowo wzdluz siebie". Jeżeli chcesz wiedzieć, gdzie są planety, to polecam xephem lub celestię.

Nie bardzo. Meteory kończą świecić kilka - kilkanaście kilometrów nad powierzchnią Ziemi, jeżeli w ogóle dotrą do tych wysokości. Pewnie 99,9% meteorów widocznych gołym okiem kończy swój żywot na wysokości 80 km lub większej.

Duże szanse na spadek mają tylko najjaśniejsze bolidy - o jasnościach minus kilku magnitudo. Muszą mieć małą prędkość wejścia w atmosferę - tak do 25 km/s. Perseidy mają prędkość 59 km/s, więc szanse na spadek są minimalne. Wrażenie, że zjawisko zachodziło ileś tam metrów nad głową i uderzyło w pobliskie pole/las/łąkę itp., jest mylne. Meteory o przeciętnych jasnościach świecą na wysokościach 120-80 km nad powierzchnią Ziemi. Zachęcam do wykonywania obserwacji zgodnie z przyjętymi standardami i przesyłanie ich wyników do IMO.

Trochę źle zrobione to porównanie. U góry pokazana jest krzywa z teleskopu średnicy ok. 10 cm, a nie np. 1 m. U dołu nie da się odróżnić punktów pomiarowych od krzywej teoretycznej.

Taka obserwacja jest praktycznie niesprawdzalna. Gdyby było napisane np. że był jaśniejszy niż Księżyc, to można by było próbować potwierdzić. Polska Sieć Bolidowa rejestruje teraz pewnie kilkadziesiąt zjawisk dziennie, które można uznać za bardzo jasne. Jeżeli nie jest znana godzina, ani nawet data, to nie ma szans tego zweryfikować. Zresztą nie bardzo wiem po co weryfikować doniesienia od pijanego świadka.

Minęły dwie kolejne noce. Pierwsza była całkowicie niepogodna, a podczas drugiej udało się zrobić ponad godzinę obserwacji wizualnych. Prognozy na kolejne noce nie wyglądają dobrze

Radzę się nie sugerować wcześniejszymi ocenami i tym kiedy gwiazda "powinna" osłabnąć lub pojaśnieć.

Profesjonalne katalogi (GSC, USNO itp.) podają dobrze skalibrowane jasności. Faktem jest, że do tworzenia katalogu używa się danych pochodzących z jakiegoś (czasem kilku) teleskopów, które mają takie, a nie inne zwierciadła, filtry i detektory, położone są w jakimś miejscu, które ma taką, a nie inną przepuszczalność atmosfery itp. Drobne różnice jasności gwiazd w różnych katalogach rzędu 0.05 mag są nie do uniknięcia. Z tego nie wynika, że któryś katalog jest lepiej skalibrowany niż inny. Dobrze jest podawać źródło danych - wtedy każdy może sobie sprawdzić jak w danym katalogu kalibrowano dane i próbować odtworzyć jasności z katalogu swoim sprzętem.

Spośród planet tranzytujacych dalej od ** macierzystych są CoRoT-4b (jasność 13.7 mag) i HD 80606b (było o niej w innym wątku, okres 111 d), które dość trudno się obserwuje. Pierwsza wymaga dość dużych teleskopów, by dokładnie zaobserwować tranzyt, a druga ma długi okres - jej tranzyty są dość rzadkie i trudno zebrać dużo danych. Zgaduję, że 1 i 2 minuty, o których w pierwszym poście tego wątku pisał Hans odnoszą się do tranzytujacych planet jakie znamy, czyli na orbitach o półosiach rzędu kilku setnych AU. Jak rozumiem są możliwe wokół takich planet księżyce, które będą miały na tyle stabilne orbity, by możliwe było ich wykrycie. Sprawdziłem - mowa jest o planetach dla których tranzyty wykrywamy (ref.).

Przykładowo dla jednej z planet położonej stosunkowo daleko od * macierzystej (HAT-P-2b) okres znamy z dokładnością 11 sek, a moment przejścia przez perycentrum z dokładnością 6 min. Mimośród orbita ma całkiem spory w tym przypadku (0,52). Samą wartość mimośrodu to łatwiej z prędkości radialnych wyznaczyć, niż z fotometrii tranzytu. Dużym teleskopem tranzyty można mierzyć dość dokładnie. Dla najjaśniejszych planet tranzytujących teleskopy klasy 1-2 m są już wystarczające, dla słabszych trzeba satelitów, lub największych ziemskich zwierciadeł.

Doświadczeni obserwatorzy wizualni robią obserwacje z dokładnością do 0,1 m. Im mniejsza amplituda gwiazd porównania, tym lepiej. Pewnie to 0,03 m można zaakceptować, ale zamiast kombinować samemu, lepiej skorzystać z dobrych mapek. Polecam te ze strony AAVSO. Programy do wyliczania jasności gwiazd zaćmieniowych są na stronie GZZ, a policzone fazy dla różnych gwiazd można znaleźć na stronie Stanisława Świerczyńskiego.

Nie, nie chciało mi się. Tęcza była przednia. W południowym punkcie styku z horyzontem tęcza wchodziła na pobliskie drzewa, a w północnym nie. Co ciekawe do drzew blisko południowego punktu styku jest bliżej niż do budynków w północy punkcie styku. Stąd wniosek, że jedna tęcza może powstawać na kropelkach w znacząco różnych odległosciach.

To ja tylko dopowiem, że TTV to pewnie "transit time variations" czyli zmiany momentu tranzytu (czasu w połowie między wejściem w tranzyt i wyjściem z niego). Czy jest szansa wykryć te efekty sprzętem amatorskim? Sprawdziłem wyniki na stronie Bruce'a dla HAT-P-3b. Najmnijesze niepewności momentów tranzytu mają 2-3 minuty, czyli maksimum tego, co przewiduje się dla tego typu zmian. Wniosek stąd taki, że jeżeli obserwacji będzie dużo, to można wykryć, że "coś jest nie tak". Jakiekolwiek szacowanie okresu będzie pewnie bardzo trudne, ale może przynajmniej uda się wyłowić planetę wartą czasu na dużych teleskopach ziemskich, lub HST.

Z pokoju 926.

Marek_N - z wężem ogrodowym sprawa jest prosta. Dla mnie nie było oczywiste, czy zwykłą tęczą powstaje 100 m, czy 10 km ode mnie. Krawat - oczywiście chodzi o odległość do kropelek, na których światło się rozszczepia.

Nie raz się nad tym zastanawiałem - w jakiej odległości powstaje tęcza. Parę razy wydawało mi się, że widzę tęczę przed odległymi budynkami. Dzisiaj mam dowód: Do bloków jest kilkaset metrów i widać, że znacząca część tęczy powstaje przed nimi. Czy tak jest zawsze - nie wiem.

Oczywiście atmosfera nie jest jednorodna, ale nie zmienia to faktu, że do jej opisu można używać matematyki. Stosowanie wzorów matematycznych przy wielu zmiennych nie jest problemem - patrz np. cała fizyka statystyczna. Ilość jonizowanych przez bolida atomów jest pewnie rzędu stałej Avogadro. Na każdy z tych atomów przypada kilka stopni swobody więc zmiennych dokładnie opisujących układ jest pewnie 10^24 albo i rzędy wielkości więcej. To, że oszacowanie masy bolidu na podstawie obserwacji z kilku miejsc nie jest tak samo dokładne jak ważenie kartofli w sklepie jest oczywiste dla każdego, kto się tym zajmował. Dlatego, gdy ściśle opisuje się wyniki obliczeń mówi się o "masie dynamicznej". W astronomii jest to rzeczą normalną. Z miejsca daję przykład z innej beczki - temperatury gwiazd. Klasycznie definiowana temperatura nie ma sensu w odniesieniu do całej gwiazdy, nawet do jej małego fragmentu trudno ją zastosować. Nie przeszkadza to szacować, na podstawie obserwacji temperatur, warstw zewnętrznych gwiazd i odpowiednio ich nazywać: efektywna, jasnościowa itp. I uważasz, że jeżeli nie zarejestrujesz tego dźwięku, to nie będzie meteorytu? Jeśli tak, to gratuluję pewności siebie. A jeżeli sąsiad będzie miał dokładniejszą (albo mnie dokładną) aparaturę i zarejestruje ten dźwięk (lub nie zarejestruje), gdy Ty tego nie zrobisz, to meteoryt będzie częściowo będzie, a częściowo nie? To ja już bardziej wierzę w rozwiazania układów równań różniczkowych cząstkowych.

Z tych dwóch też proponuję zrezygnować. Polecam programy LaTeX i awk. Za darmo, legalne, działają (nie wieszają się) i wygodnie się ich używa.

Odnośnie błędu Rafała. Wzory trygonometrii sferycznej stosują się do trójkątów zbudowanych z fragmentów kół wielkich. Takim fagmentem nie jest łuk równoległy do równika narysowany przez Rafała. Przygotowującym się do OA proponuję to sprawdzić. Rozwiązanie Rafała powinno dawać wyniki bliskie prawdziwym dla małych kątów - powiedzmy takich mniejszych niż 1 st.

Peryhelium orbity Merkurego przesuwa się w tempie 43'' na stulecie. Pomyślałem, że ambitnym zadaniem dla astronoma-amatora byłoby wykrycie tego efektu. Ciężko mi określić ile lat obserwacji potrzeba.

Dzisiaj mija 90 lat od przełomowych obserwacji zaćmienia Słońca wykonanych przez sir. A. Eddingtona. Potwierdziły one słuszność teorii relatywistycznej. Historia tych i wcześniejszych prób wykonania podobnych obserwacji ma wiele zaskakujących momentów. W roku 1915 Albert Einstein sformułował Ogólną Teorię Względności (OTW). Zanim została powszechnie przyjęta jako opisująca otaczający nas świat, musiała zostać zweryfikowana eksperymentalnie. Przez dłuższy czas znane były trzy możliwe testy tej teorii: ruch peryhelium Merkurego, przesunięcie słonecznych linii widmowych w porównaniu do laboratoryjnych odpowiedników oraz ugięcie promieni świetlnych w pobliżu dużej masy. Zmiany położenia peryhelium Merkurego było obserwowane już wcześniej. Teoria Einsteina nie tylko tłumaczyła ten fakt, ale także prawidłowo przewidywała tempo tych zmian. Zbadanie przesunięcia linii widmowych było większym wyzwaniem i tuż po ogłoszeniu OTW wyniki pomiarów nie dawały jednoznacznych odpowiedzi. Wpływ ciężkiej masy miał tylko nieznacznie zmieniać obserwowane położenie bardziej odległych źródeł światła. Powodowało to duże problemy obserwacyjne. Za najlepsze źródło pola grawitacyjnego do tego eksperymentu uważano Słońce. Pomysł wydawał się prosty - w czasie całkowitego zaćmienia Słońca trzeba obserwować gwiazdy położone na niebie w jego pobliżu. Powinny wydawać się one bardziej odległe (w sensie odległości na niebie), od tarczy zasłonietej przez Księżyc, niż są gdy Słońce jest daleko. By umożliwić takie obserwacje, zaćmienie całkowite powinno trwać odpowiednio długo, by można było wykonać pomiary oraz mieć miejsce wysoko nad horyzontem, by wpływ atmosfery na obserwowane położenia gwiazd był minimalny. Co ważne, jasnych gwiazd w tej części nieba powinno być dużo. Warunki bardziej przyziemne to oczywiście dobra pogoda i w miarę dostępne miejsce obserwacji, tzn. na lądzie. Pas zaćmienia całkowitego jest wąski, a przecież większość powierzchni Ziemi zajmują oceany. Spełnienie wszystkich tych warunków nie jest proste. Pokazanie, że teoria Einsteina jest słuszna, wymagało porównania wyników obserwacji z przewidywaniami tej teorii oraz obowiązującej wówczas teorii grawitacji Newtona. W roku 1804 Johann Georg Soldner założył, że światło składa się cząstek posiadających masę. Na cząstki te, tak samo jak i na wszystkie inne, powinna działać siła grawitacji. Przy przejściu takiej cząstki w pobliżu Słońca jej tor powinien ulegać zakrzywieniu o 0,84 sekundy łuku (ok. 1/2300 wielkości tarczy Księżyca). Praca Soldnera pozostała jednak niezauważona przez ponad 100 lat. Pierwsze wyprawy W roku 1911 Einstein opublikował artykuł, w którym rozważał wpływ pola grawitacyjnego na zakrzywienie promieni świetlnych. Wyliczył, korzystając z trochę innych wartości stałych fizycznych niż Soldner, przesunięcie równe 0,83 sekundy łuku. OTW nie była wtedy jeszcze w pełni opracowana. W roku 1915 teoria była gotowa i wyliczone na jej podstawie przesunięcie było dwukrotnie większe. Einstein - nieświadomy wyniku Soldnera - najpierw wysłał swojego współpracownika Erwina Freundlicha na zaćmienie w dniu 10 października 1912 r. Pas całkowitego zaćmienia przechodził przez Brazylię i Kolumbię, ale samo zaćmienie było dość krótkie. Plany pokrzyżowała pochmurna pogoda. Choć trudno tu mówić o pechu, gdy porówna się rezultaty z następną wyprawą tego samego badacza... Kolejnym krokiem Einsteina było skontaktowanie się z George'em Ellerym Hale'em - założycielem obserwatorium na Mount Wilson w Kalifornii. Chciał, by podjęto próbę obserwacji gwiazd w pobliżu tarczy słonecznej w dzień. Mount Wilson posiadało wówczas największy teleskop na świecie o średnicy 60 cali. Dzisiaj profesjonalni astronomowie zaliczyliby ten teleskop do średnich lub małych i chyba nie ma się co dziwić, że jest udostępniany publiczności (za jedyne 1600 dolarów można całą noc własnoocznie obserwować nim niebo). W tym samym obserwatorium powstawał już kolejny gigant, tym razem stucalowy, ale obserwacje nie zostały przeprowadzone. List Einsteina Freundlich wyruszył na Krym, by 21 sierpnia 1914 podjąć drugą próbę. Pewnie cieszył się, że czeka go wyprawa w niezbyt odległe miejsce. Jednak gdy ekspedycja była już na terenie Rosji, wybuchła I wojna światowa. Jeszcze przed zaćmieniem astronomowie zostali aresztowani, a sprzęt skonfiskowany. Pas zaćmienia przechodził poza wschodnią i północną Europą także przez Grenlandię i mimo mniej sprzyjających warunków astronomicznych to tam były większe szanse na udane obserwacje. Kolejną dobrą okazją wydawało się zaćmienie 8 czerwca 1918 roku. Pas całkowitego zaćmienia przecinał USA od stanu Washington na zachodnim wybrzeżu do Florydy na wschodnim. Po raz pierwszy obserwacje chcieli prowadzić astronomowie brytyjscy, ale wojna pokrzyżowała im plany. Obserwatorium Yerkes w stanie Wisconsin także się przygotowało, ale pochmurna pogoda znowu nie pozwoliła na obserwacje. Także Obserwatorium im. Jamesa Licka wysłało ekspedycję. Przewodniczyli jej William Campbell i Heber Doust Curtis. Wstępne wyniki zostały zaprezentowane przez Curtisa na spotkaniu Królewskiego Towarzystwa Astronomicznego 11 lipca 1919 r. i nie dawały jednoznacznych konkluzji, choć minimalnie przemawiały przeciw OTW. Pełna analiza nie została opublikowana - Campbell obawiał się o reputację instytutu. Spór trwał do lipca 1920 r., gdy Curtis został dyrektorem Obserwatorium Alleghany i odszedł z Obserwatorium Licka. Ta najważniejsza Przygotowania do obserwacji trwały już w Wielkiej Brytanii. W marcu 1917 r. sir Frank Watson Dyson podejmuje decyzję, by obserwować zaćmienie w dniu 29 maja 1919 roku. Powierza przygotowanie ekspedycji Arthurowi Stanleyowi Eddingtonowi. Ten ostatni był kwakrem i z tego powodu uchylał się od służby wojskowej. Groził za to pobyt w obozie pracy, na co skazany został inny astronom - Cunningham. W lipcu 1918 r. Dyson proponuje rządowi brytyjskiemu uznanie ekspedycji za zastępczą służbę wojskową Eddingtona. Dyson apelował do dumy narodowej i przedstawiał Eddingtona jako czołowego badacza w dziedzinie, w której w powszechnej opinii niemieccy (!) uczeni wiodą prym. Prawdą jest, że wśród brytyjskich uczonych Eddington najlepiej rozumiał teorię relatywistyczną i pod tym względem był uważany za drugiego po Einsteinie. Apele Dysona okazały się skuteczne - uznano, że wyprawa zostanie uznana za zastępczą służbę Eddingtona, jeśli wojna skończy się do tego czasu. Pas całkowitego zaćmienia w dniu 29 maja 1919 roku przechodził przez Amerykę Południową i Afrykę. Wybrano dwa miejsca do obserwacji: Sobral w Brazylii i wyspę Principe przy zachodnim wybrzeżu Afryki. Do Sobral udali się Crommelin i Davidson z 13-calowym astrografem i jako zapasowym 4 calowym teleskopem. Do Afryki udał się Eddington z Cottinghamem. Mieli ze sobą również 13-calowy astrograf. W południowej Francji obie ekipy się rozdzieliły. Każda dotarła na swoje miejsce na 6 tygodni przed zaćmieniem. Obu pomagała miejscowa ludność. Wszelkie obserwacje astronomiczne wymagają przemiszczania teleskopu za ruchem sfery niebieskiem. Astronomowie chcą obserwować stale te same gwiazdy i dlatego potrzebny jest odpowiedni mechanizm. Obecnie znakomita większość teleskopów jest w całości montowana do stabilnego słupa, a położenie teleskopu zmienia się względem ziemi, ale nie względem gwiazd. Mechanizmy, które to kontrolują poruszają całym teleskopem. Ekspedycje, które wyruszyły na zaćmienie Słońca 90 lat temu skorzystały z obecnie mało popularnego rozwiązania - ceolostatu. Jest to układ dwóch luster, które poruszają się wraz ze sferą niebieską. Pozostałe elementy teleskopu, w tym najcięższy, czyli zwierciadło główne, pozostają nieruchome. Do teleskopów 13-calowych użyto ceolostatów o średnicach luster 16 cali, ale okazało się, że wprowadzają one dodatkowe wady optyczne i trzebabyło założyć diafragmy, które zmniejszyły efektywne średnice teleskopów do 8 cali. Astronomowie statrają się mieć instrumenty obserwacyjne zbierające możliwie dużo światła, czyli z obiektywami o możliwie dużej średnicy. Jak widać nie zawsze udaje się to osiągnąć. Rankiem w dniu zaćmienia w obu miejscach było pochmurno. W Sobral przejaśniło się dopiero przed fazą całkowitą zaćmienia. Zrobiono łącznie 26 ekspozycji, które wywołane zostały następnego dnia. Principe było mniej szczęśliwe. Przejaśniło się dopiero pod koniec fazy całkowitej. Z 16 wykonanych zdjęć tylko dwa nadawały się do jakiejkolwiek analizy. W czasie zaćmienia Słońce znajdowało na tle Hiad - gromady otwartej w gwiazdozbiorze Byka, dzięki czemu na naświetlonych kliszach było dużo gwiazd. Trzeba było jeszcze zrobić zdjęcia tego samego obszaru nieba, gdy Słońce jest pod horyzontem, a obserwowany obszar na takiej samej wysokość, jak w czasie zaćmienia. Musi minąć kilka tygodni, by Słońce na swojej rocznej drodze po ekliptyce przesunęło się wystarczająco daleko. Badacze zostają więc w Sobral i do Wielkiej Brytanii wracają dopiero pod koniec sierpnia. Miejsce, z którego Eddington z Cottinghamem prowadzili obserwacje, znowu okazuje się mniej szczęśliwe. Z powodu zagrożenia strajkiem parowców astronomowie wracają wcześniej i zdjęcia referencyjne wykonują w Greenwich. 22 października 1919 Eddington przedstawił wyniki analizy na posiedzeniu nieformalnego klubu zrzeszającego fizyków i astronomów. Znowu użyto nowszych wyznaczeń stałych fizycznych i tym razem oczekiwano, że w teorii Einsteina przesunięcie wyniesie 1,74, a Newtona - 0,87 sekundy łuku. Rozważano także możliwość, że nie będzie żadnego przesunięcia. Ostateczne wyniki to 1,61+/-0,30 z astrofotografu w Principe i 1,98+/-0,12 sekundy łuku z zapasowego teleskopu w Sobral. Odrzucone dane z astrofotgrafu w Sorbal wskazywały według różnych analiz na 0,93 lub 1,52. Wydawało się, że wyniki przemawiają na rzecz OTW. Dyskusja była bardzo ożywiona i skończyła się po wielu godzinach. Tak czy inaczej Dyson i Eddington postanowili oficjalnie zaprezentować wyniki na połączonym spotkaniu Towarzystwa Królewskiego i Królewskiego Towarzystwa Astronomicznego. W dniu 6 listopada 1919 r. miało miejsce spotkaniu obu towarzystw, które nazwano "przełomem w nauce". Eddington zaprezentował wyniki i ciężko na sali było znaleźć wątpiących w prawdziwość jego wywodów. Zapewne część słuchaczy, którzy byli obecni także na spotkaniu w dniu 22 października, wtedy rozwiała swe wątpliwości. "Illustrated London News" z dnia 22 listopada 1919 roku: Całe wydarzenie było bardzo ważne dla Einsteina. Nie tylko potwierdzono jego teorię, ale także zwrócono na niego uwagę mediów - dzisiaj moglibysmy powiedzieć, że stał się celebrytą. Do listopada 1919 r. w "The New York Times" nie pojawiła się o nim żadna wzmianka, a potem pisano o nim każdego roku aż do śmierci w 1955 roku. Inny wielki fizyk, Rutherford, miał powiedzieć do Eddingtona: "To Ty uczyniłeś Einsteina sławnym". Dziwne tłumaczenia Gdy tylko ogłoszono wyniki analizy obserwacji, od razu znaleźli się nieufni astronomowie. Kilka spośród zastrzeżeń i innych teorii tłumaczących wyniki obserwacji przedstawiam poniżej. Do analizy danych z Principe użyto zdjęć wykonanych w Greenwich. Refrakcja, trochę inna orientacja płyty fotograficznej i inne mniej ważne czynniki mogły zmieniać rezultaty. Podobne trudności występowały także przy próbie zaobserwowania paralaksy rocznej (przesunięcia bliższych gwiazd na tle dalszych wynikającego z ruchu Ziemi po orbicie wokół Słońca), a tę po raz pierwszy zmierzono 80 lat wcześniej, więc potrafiono sobie już z tym radzić. Dodatkowo warunki obserwacyjne panujące w Greenwich były lepsze od tych na Principe. Mimo że minęło już ponad 30 lat od wykonania przez Michelsona i Morleya ich słynnego eksperymentu z pomiarem prędkości światła, którego wyniki wykluczały istnienie eteru, nadal hipotezy mówiące o istnieniu jakiegoś absolutnego układu odniesienia i związanego z nim eteru były popularne. O. Lodge próbował tłumaczyć obserwowane zmiany położenia gwiazd większą gęstością eteru w pobliżu Słońca. Jednak duża gęstość eteru powinna powodować, że gwiazdy stają się słabsze, a tego nie obserwowano. Jonckheere chciał tłumaczyć wyniki obserwacji wpływem zewnętrznych warstw Słońca, które miały zmieniać obserwowane położenia gwiazd. Jeśliby tak w istocie było, to obserwowane położenia komet przechodzących w pobliżu Słońca powinny być inne niż te wyznaczone na podstawie efemeryd. Takiego efektu nie zanotowano. Anderson z kolei sugerował, że zmiana temperatury w czasie zaćmienia zmienia własności optyczne atmosfery i to powoduje obserwowane przesunięcia. Jednak owe zmiany temperatury musiały być dużo większe niż rzeczywiście rejestrowane. Dodatkowo wartość przesunięcia powinna zmieniać się w trakcie zaćmienia, a tego również nie zauważono. W swojej analizie Eddington pominął wyniki z teleskopu głównego instrumentu w Sorbal. Powodem było to, że układ optyczny za bardzo rozgrzał się w czasie zaćmienia i zdjęcia wyszły nieostre. Krytycy od razu podważali takie podejście lub twierdzili, że również ekspozycje z bardzo podobnego teleskopu w Principe powinny zostać odrzucone. Te ostatnie był jednak dobrej jakości i nadawały się do analizy. Bardzo ważnym argumentem przemawiającym za tym, że Eddington ze współpracownikami zaobserwowali przesunięcie gwiazd, było wymagane przez Towarzystwo Królewskie udostępnienie wszystkich materiałów innym badaczom. Każdy mógł powtórzyć wszystkie rachunki Eddingtona. Przez dłuższy czas nie ukazała się żadna publikacja, w której podważano by uzyskane przez niego wynikom. Podważano także bezstronność Eddingtona - wytykano mu, że był pewny wyniku jeszcze na długo przed obserwacjami i starał się naciągnąć wyniki. 9 maja 1929 r. miało miejsce całkowite zaćmienie. Od ogłoszenia wyników obserwacji potwierdzających teorię relatywistyczną minęło prawie 10 lat. Wcześniej skończyła się I wojna światowa, potem wojna polsko-bolszewicka, utworzono ZSRR, wojny niepodległościowe i domowe miały miejsce w Iralndi, Turcji, Włoszech i Chinach. Zbliżał się "czarny czwartek", a wspomniany wcześniej Freundlich podjął trzecią próbę obserwacji przesunięcia gwiazd w czasie całkowitego zaćmienia Słońca. Obserwacje prowadził z Sumatry. Analiza pokazała przesunięcie równe 2,24+/-0,10 sekundy łuku, czyli znacznie więcej niż przewidywane na podstawie teorii Newtona, ale także niezgodne z teorią Einsteina. Freundlich wraz ze współpracownikami później opublikowali także powtórną analizę obserwacji Eddingtona i wyliczyli przesunięcie 2,2 sekundy łuku, ale w ten wynik nikt nie uwierzył. Do tej pory historycy nauki spierają się o poprawność analizy wykonanej przez Eddingtona. Dziś znamy o wiele więcej testów poprawności OTW, które utwierdzają nas w przekonaniu, że jest to słuszna teoria. I na koniec jeszcze prośba dla wytrwałych. Jeśli próbowaliście kiedyś powtórzyć obserwacje Eddingtona, to napiszcie. Z wielką chęcią dowiem się, czy komuś się udało. Pogodnego nieba, Radek