Wykład ten będzie dotyczył współczesnej astronomii, astronomii w dobie teleskopu kosmicznego Hubblea. Przed kilkunastu laty astronomowie bardzo pragnęli posiadać taki teleskop, którego możliwości ograniczone byłyby tylko zjawiskiem dyfrakcji, a nie tak jak to dzieje się na powierzchni Ziemi, jakością pogody w miejscu ustawienia teleskopu i scyntylacją atmosferyczną. Teraz właśnie na powierzchni Ziemi budowane są coraz większe i doskonalsze teleskopy, które taniej dostarczają nam obrazy ciał i zjawisk niebieskich oraz pomagają zrozumieć ich naturę. W wykładzie tym będzie pokazane jak wyglądają różne obiekty Wszechświata widziane oczami i uszami współczesnej astronomii i jak one są piękne.
Otaczający nas Wszechświat jest wspaniałym laboratorium fizycznym. Znajdujemy w nim za darmo ekstermalne warunki fizyczne: najmniejsze i największe z możliwych odległości, najmniejsze i największe gęstości, ekstremalne temperatury i przeróżne stany materii. W przestrzeniach kosmicznych gęstości materii zawierają się między 10-23 - 1018 kg/m3, temperatury między 2,7 - 109 a nawet 1011 K, indukcja magnetyczna sięga 1011T (w magnetarach), a pola grawitacyjne mają wartość 1012 m/s2 . Na Ziemi najlepsza próżnia wyraża się wartością 10-10 kg/m3 , a pole magnetyczne sięga zaledwie 6 (a chwilowe 200) T. Astronomowie są więc fizykami, którzy badają materię w tych ekstremalnych warunkach: sprawdzają działanie praw fizyki odkrytych w ziemskich laboratoriach w warunkach kosmicznych, pomagają odkrywać nowe prawa i nowe stany fizykochemiczne materii. Słowem, astronomowie są badaczami poznającymi i nam wszystkim przybliżającymi naturalne środowisko bytowania człowieka, któremu na imię Wszechświat. Kierując teleskop na różne obiekty, może badać różne stany materii, a sięgając do coraz dalszych obiektów, sięga się do coraz bardziej wczesnych epok życia naszego Wszechświata.
Wszechświat wypełniony jest obiektami, które mają bardzo różną naturę. Różne są mechanizmy promieniowania i w różnych zakresach długości fal promieniowania elektromagnetycznego różne obiekty objawiają nam swoje istnienie i swój charakter. A więc mamy źródła wysokoenergetycznego promieniowania gamma, źródła promieniowania rentgenowskiego, aktywne galaktyki i gwiazdy promieniujące głównie w ultrafiolecie, świat gwiazd i galaktyk, który poznawać możemy naszym zmysłem wzroku w świetle widzialnym, obiekty podczerwone, mikrofalowe i radiowe. W tych różnych domenach spektralnych używać musimy różnych instrumentów zbierających to promieniowanie i różnych odbiorników je rejestrujących. Na użytek naszego dzisiejszego spotkania ograniczę się tylko do widzialnego zakresu promieniowania, promieniowania którym rządzą prawa Kirchhoffa, Plancka (i jego pochodne), Boltzmanna i Sahy i gdzie wszystko co widzimy jest zależne od temperatury. Będę się starał przybliżyć Państwu niektóre uwarunkowania z jakimi mamy doczynienie w obserwacjach astronomicznych oraz pokazać obrazy niektórych obiektów naszego kosmicznego sąsiedztwa.
Minął już czas, gdy astronomów wyobrażaliśmy sobie, jako starszych, dostojnych panów, którzy z okiem przy okularze długiego teleskopu penetrowali otchłanie Kosmosu i dokonywali swych odkryć. Dzisiaj astronom coraz częściej odsuwany jest od teleskopu - pracą teleskopu steruje i prowadzi obserwacje zdala od tego narzędzia, przy pomocy komputerów. Czasem miejsce pracy astronoma znajduje się gdzieś na niższych piętrach budynku teleskopu, czasem , jak np. w przypadku polskiego teleskopu w Chile, w oddzielnym budyneczku obok pawilonu z teleskopem, a czasem nawet tysiące kilometrów od teleskopu.
Dlaczego tak się dzieje? Dlaczego astronomowie są odsuwani od swych teleskopów ? Jest to przejawem troski o możliwie najwyższą jakość prowadzonych obserwacji, a sciślej o usunięcie z drogi promieniowania dochodzącego do nas od gwiazd i z sąsiedztwa instrumentu, który to promieniowanie odbiera i tworzy obraz ciała niebieskiego, wszelkich zaburzeń, mogących zniekształcić front docierającej do ogniska teleskopu fali. A człowiek jest przecież źródłem ciepła, które powoduje turbulentny ruch powietrza wokół siebie i instrumentu. A ponadto może wykonywać jakieś niekorzystne dla jakości obrazu ruchy czy czynności!
Dzisiejszym astronomom nie wystarcza już ,wspaniały przecież, teleskop kosmiczny Hubblea. Prawdą jest, że ten teleskop otworzył nową epokę w astronomii i ciągle dostarcza i przez wiele lat jeszcze będzie dostarczał nam wspanałe obrazy najodleglejszych obiektów Wszechświata. Ale astronomowie chcą sięgać jeszcze dalej i coraz dokładniej widzieć i rozumieć procesy zachodzące w bezkresnych głebinach Kosmosu. Chcą poznawać ciała niebieskie we wszystkich ich barwach: od wysokoenergetycznych promieni gamma, poprzez promieniowanie rentgenowskie, ultrafioletowe, widzialne, podczerwone, mikrofalowe i radiowe. Wysyłają więc rożnorodne teleskopy i aparaty odbiorcze wysoko nad powierzchnię i atmosferę Ziemi i nawet do odleglych planet naszego Układu Słonecznego. Wystarczy wspomnieć statki kosmiczne Voyager, pracującą w pobliżu Jowisza stację Galileo, czy zaledwie kilka tygodni temu wprowadzonego na orbitę okołoziemską satelitę obserwującego Wszechświat w promieniach X - Chandrę. Utworzony przez teleskop rzeczywisty obraz ciała niebieskiego poddawany jest takiej samej analizie, jak wytworzone przez fizyka w laboratorium źródło promieniowania: mierzy się jego jasność, kieruje do spektrografu dla przeprowadzenia analizy widmowej i bada przy pomocy polarymetru.
Największym obecnie budowanym na świecie teleskopem optycznym jest Bardzo Duży Teleskop (VLT - Very Large Telescope) na górze Paranal w północnym Chile. W warunkach suchej pustyni Atacama, na wysokości 2400 m npm, w miejscu o niezwykle stabilnej atmosferze i doskonalej widoczności, na ściętym wierzchołku góry powstaje wspaniałe obserwatorium XXI wieku. Europejskie Obserwatorium Południowe (ESO - European Southern Observatory) stawia tam 4 teleskopy o średnicy przeszło 8 metrów, które będą pracować razem. Do tej pory (wrzesień 1999 r.) uruchomiono już dwa z czterech planowanych ośmometrowych gigantów, a cały komplet będzie gotowy do astronomicznej służby z końcem roku 2000. Razem teleskopy te będą zbierały tyle światła, ile zbierałby pojedyńczy teleskop o średnicy lustra równej 16 metrom. Cztery główne teleskopy będą wspomagane najpierw trzema, a następnie ośmioma mniejszymi, przesuwanymi na szynach instrumentami o średnicy około 2 m. I razem będą tworzyły interferometr VLTI, który będzie dawał obrazy ciał niebieskich ze zdolnością rozdzielczą równoważną teleskopowi o średnicy 108 metrów!
Na tej samej pustyni Atacama, na położonym na wysokości ok. 5000 m npm płaskowyżu Chajnantor w ciągu najbliższych kilku lat powstanie też wielkie międzynarodowe obserwatorium radioastronomiczne ALMA, złożone z 64 anten radiowych o średnicy 12 m rozstawionych na przestrzeni ok. 10 km kwadratowych. Na krótkich falach radiowych (w dziedzinie mikrofal) teleskop ten będzie obserwować najdalsze regiony Wszechświata, formowanie się nowych gwiazd i planet, kwasary, czarne dziury i inne zjawiska kosmiczne. A nawet będzie zdolny do wykrywania ewentualnych śladów życia organicznego w przestrzeni pozaziemskiej.
Dlaczego astronomowie budują duże teleskopy? Dzieje się tak z dwóch zasadniczych powodów. Po pierwsze, chcemy zebrać jak najwięcej światła (czy ogólnie promieniowania) od bardzo słabych obiektów, a więc obiektów położonych w odległych głębiach Kosmosu. Ilość zebranej energii jest wprost proporcjonalna do powierzchni zbierajacej teleskopu, czyli kwadratu średnicy jego lustra D2 . Po drugie chcemy te obiekty widzieć lepiej to znaczy z możliwie największą zdolnością rozdzielczą w całym zakresie widma, czyli żeby utworzony w ognisku teleskopu obraz był jak najbardziej ostry. A zdolność rozdzielcza jest tym lepsza, czyli ma mniejszą wartość, im większa jest średnica D, bo dyfrakcja, ten fizyczny efekt ograniczający wielkość obrazu w ognisku teleskopu jest propocjonalna do długości fali, a odwrotnie proporcjonalna do średnicy lustra teleskopu.
We współczesnych teleskopach wykorzystuje się dwa nowe sposoby formowania obrazu. Pierwszy polega na utrzymywaniu w czasie rzeczywistym obserwacji kształtu głównego zwierciadła teleskopu w taki sposób, aby utworzony przezeń obraz gwiazdy miał możliwie najmniejszy rozmiar. Tę metodę nazywamy optyką aktywną. Wspomniane wczesniej ośmiometrowe teleskopy VLT mają lustra o grubości zaledwie 17 cm, spoczywające na setkach ruchomych, sterowanych komputerem wsporników. Po komputerowej analizie jakości obrazu, wsporniki dopasowują kształt zwierciadła tak, aby obraz gwiazdy tworzony w ognisku był minimalny, aby w najmniejszej powierzchni obrazu zebrać możliwie największą ilość światła.
Drugą metodą jest tzw. technika optyki adaptacyjnej, polegająca na usunięciu zaburzeń frontu fali docierającej do teleskopu. W tej metodzie jedno z luster teleskopu systemu coude ulega deformacji w miarę, jak zmienia się, zaburzony głównie przez ziemską atmosferę, front fali świetlnej docierającej do nas od obserwowanego obiektu. Lustro adaptywne prostuje front fali, dzięki czemu po skupieniu w ognisku powstaje obraz o dużo lepszej jakości. Obie opisane tutaj techniki sprawiły między innymi, że możliwe stało się dostrzeżenie pojedyńczych gwiazd w centralnych obszarach gęstych gromad gwiazdowych przy pomocy naziemnych teleskopów.
Z codziennego życia doskonale wiemy, że nocą trudno jest dostrzec cokolwiek za oknem, gdy w pokoju palą się wszystkie światła. Z tym samym problemem spotykają się astronomowie, próbujący obserwować niebo w silnie zurbanizowanych częściach świata, na przykład w Europie. Bliskość miejskich świateł praktycznie uniemożliwia dostrzeżenie słabych, odległych gwiazd i galaktyk. Podobnie się dzieje w dziedzinie radiowej: tam, gdzie przestrzeń jest nasycona promieniowaniem pochodzącym z radiowych stacji nadawczych, stacji przekaźnikowych, telefonów komórkowych, kuchenek mikrofalowych itp. trudno jest usłyszeć słabiutkie sygnały emitowane przez ciała niebieskie. Nie ma na niebie tak silnego radioźródła, jakim byłby nasz telefon komórkowy umieszczony na Księżycu! Dlatego astronomowie budują swe obserwatoria w odludnych okolicach, na pustyniach i szczytach gór, tam, gdzie jest małe zachmurzenie i gdzie atmosfera jest spokojna.
Jedno z najbardziej znanych obserwatoriów mieści się na wulkanicznym szczycie Mauna Kea na Hawajach, na wysokości 4500 m npm. Ludzki organizm wymaga pewnej adaptacji, aby sprawnie funkcjonować w takich warunkach, przy zmniejszonej zawartości tlenu w powietrzu. Mażna tu przytoczyć prawdziwe zdarzenie, które brzmi jak anegdotka. Otóż pewien astronom, prowadził obserwacje przy pomocy francusko-kanadyjsko-hawajskiego teleskopu, jednego z pierwszych w tymże obserwatorium. Przez całą noc, wielce przejęty szczęściem jakie go spotkało, pilnie fotografował widma odległych galaktyk. Gdy po obserwacjach przeszedł do ciemni fotograficznej by wywołać klisze, dla pewności zapalił wszystkie światła - bał się popełnic błąd wywołując zdjęcia po omacku, i wywołał je w blasku wszystkich świateł! Oczywiście rezultat był przesądzony....
W ostatnich latach przybywa coraz więcej dużych, ośmiometrowych teleskopów. Na Mauna Kea wzniesiono niedawno 2 teleskopy z lustrami mozaikowymi o średnicy 10 m (teleskop Keck I i Keck II), a w bieżącym roku uruchomiono obok japoński teleskop narodowy Subaru o średnicy monolitycznego lustra 8,3 m. Te 3 teleskopy będą wkrótce stanowiły jeden wielki interferometr optyczny. W czerwcu 1999 roku rozpoczął pracę inny 8 metrowy teleskop w Arizonie, a jego bliźniak (stąd nazwa zespołu: Gemini) stanie wkrótce na południowej półkuli w Argentynie.
Jak już powiedzieliśmy wcześniej, na pustyniach buduje się nie tylko instrumenty optyczne, ale również radioteleskopy. W tym wypadku potrzebujemy miejsc wolnych od zakłóceń wytwarzanych przez różne przekaźniki radiowe i telewizyjne, przekaźniki telefonii komórkowej i inne źródłafal radiowych. Radioteleskopy znajdujące się w różnych miejscach, a nawet na różnych kontynentach łączone są w jeden wielki wirtualny instrument, interferometr np. systemu VLBI (Very Long Baseline Interferometry), czy VLA (Very Large Array). Wtedy uzyskuje się obrazy radioźródeł, które ujawniają szczegóły o rozmiarach rzędu tysięcznej części sekundy łuku. W roku 1998 wprowadzono na orbitę wokół Ziemi kosmiczny radioteleskop o średnicy 8 m, który łącznie z czterdziestoma naziemnymi radioteleskopami tworzy wirtualny superteleskop - gigantyczny interferometr o bazie trzykrotnie większej niż średnica Ziemi.
Jednym z najważniejszych argumentów na rzecz budowy teleskopu kosmicznego były ograniczenia zdolności rozdzielczej naziemnych teleskopów, wynikające z niekorzystnego wpływu grubej i turbulentnej warstwy atmosfery na przechodzące przez nią promieniowanie. Oczywiście, z jednej strony, nie wszystkie długości fal są przepuszczane przez atmosferę, a z drugiej, te które przechodzą ulegają zmiennym załamaniom powodującym scyntylację gwiazd. To właśnie scyntylacja jest odpowiedzialna za fakt, że w ziemskich obserwatoriach, nawet przy najbardziej sprzyjających warunkach pogodowych, obserwowane obrazy gwiazd mają średnice rzędu 1 sekundy łuku. Jest to znacznie gorzej niż pozwala wielkość i jakość systemów optycznych ziemskich teleskopów. Rozdzielczość obrazów utworzonych przy pomocy wyniesionego nad ziemską atmosferę teleskopu zależy już tylko od parametrów lustra i jest ograniczona tylko dyfrakcją. Dla teleskopu kosmicznego Hubblea, wielkość tworzonych przez niego obrazów gwiazd jest rzędu 0,1 sekundy łuku. Dzieięciokrotne zmiejszenie rozmiarów obrazów gwiazd w ognisku teleskopu oznacza, że natężenie swiatła rejestrowanego przez teleskop wzrasta stukrotnie. Dzięki temu możemy rejestrować 100 razy słabsze obiekty, niż do tej pory. A więc możemy sięgać w głąb Kosmosu 10 razy dalej niż przy pomocy teleskopów naziemnych - czyli jakgdyby powiększamy rozmiary obserwowanego Wszechświata dziesięciokrotnie.
Obecnie, dzięki opisanym wczesniej nowym technikom optyki aktywnej i adaptacyjnej, znacznie poprawiła się zdolność rozdzielcza teleskopów budowanych na powierzchni Ziemi. Przy pomocy nowych teleskopów potrafimy regularnie wykonywać zdjęcia z rozdzielczością rzędu 0,2 sekundy łuku. Japoński teleskop na Mauna Kea, z układem optyki adaptacyjnej, praktycznie osiąga rozdzielczość 0,06 sekundy łuku, a więc lepszą niż teleskop kosmiczny Hubblea. Do tego sukcesu przyczyniła się jakość wykonania instrumentu, nowoczesne systemy optyki aktywnej i adaptacyjnej, a także dobra pogoda panująca przez większą część roku na Hawajach.
Warto więc budować teleskopy naziemne, tym bardziej, że koszt wykonania pojedyńczej obserwacji teleskopem ulokowanym na powierzchni Ziemi jest mniej więcej 500 razy niższy niż koszt obserwacji teleskopem umieszczonym na orbicie wokółziemskiej.
Współcześni astronomowie bardzo często skupiają uwagę na obiektach, które się rodzą, umierają lub też przechodzą przez inne , ciekawe stadia swej ewolucji. Teleskop kosmiczny Hubblea dostarczył nam wielu obrazów rodzących się gwiazd. Odkryto miejscam w których w przyszłości mogą powstać gwiazdy, a być może również systemy planetarne. W samej Wielkiej Mgławicy Oriona (M42) znamy kilkadziesiąt takich miejsc. Teleskop kosmiczny wykonał też dokładne zdjęcia wielu obiektów Herbiga-Haro, które są mlodymi gwiazdami na najwcześniejszych etapach ewolucji. Obserwujemy zjawiska dysków akrecyjnych i wytrysków (dżetów bądź jetów) materii, towarzyszące powstawaniu gwiazd, w przestrzennej skali porównywalnej z rozmiarami naszego Układu Słonecznego.
Niezwykle spektakularnym miejscem narodzin gwiazd jest mgławica M16 w gwiazdozbiorze Węża. Na pięknych zdjęciach uzyskanych teleskopem kosmicznym Hubblea widzimy wielkie pyłowe słupy, kolumny wyrzeźbione ultrafioletowym promieniowaniem rodzących się słońc. Pyłowe kokony kryją w tej mgławicy miejsca nowo narodzonych gwiazd.
Na fotografiach uzyskanych teleskopem Hubblea , możemy podziwiać przepiękną, bardzo bogatą w szczegóły, strukturę mgławicy Tarantula (NGC 2070) w Wielkim Obłoku Magellana. Jest to nawiększa znana nam chmura wodorowa i gwiazdowy matecznik w lokalnej gromadzie galaktyk. Leży w najbliższej nam, naszej satelitarnej galaktyce LMC w odległości od nas zaledwie 180 tysięcy lat światła, a której gros gwiazd powstało jakieś 3 - 5 miliardów lat temu (czyli wtedy, gdy powstawało nasze Słońce ze swym układem planet). Mgławica NGC 2070 świeci dzięki wzbudzeniu jej gazów światłem pobliskich gorących gwiazd na drodze mechanizmów fluorescencji. Mgławice pyłowe naogół świecą na skutek rozpraszania promieniowania okolicznych gwiazd. Tak np. świecą w naszej Galaktyce pyły M45 w gromadzie Plejad w gwiazdozbiorze Byka.
Japoński teleskop Subaru na Mauna Kea wykonał ostatnio bardzo efektowne zdjęcia Wielkiej Mgławicy Oriona w dziedzinie podczerwonej widma. W mgławicy tej dominuje wodór o temperaturze 2000 K. W podczerwieni szczególne zainteresowanie wzbudza część tej mgławicy, która określana jest katalogowym mianem obszar KL. W jego centrum stwierdzono rodzące się gwiazdy, które swym młodzieńczym światłem oświetlają pyły i gazy znajdujące się w pobliżu. Tego rodzaju procesy trwają miliony lat.
Równie ciekawe są obserwacje procesów towarzyszących umieraniu gwiazd. Niektóre gwiazdy (jest to proces zależny od masy gwiazdy) w ostatnich stadiach ewolucji odrzucają swoje zewnętrzne warstwy, które następnie obserwować możemy w postaci mgławic planetarnych. Jedną z takich mgławic, NGC 6543 w gwiazdozbiorze Smoka, sfotografował teleskop Hubblea. Na zdjęciu widać skomplikowany układ gazowych otoczek, odrzucznych przez wybuchającą gwiazdę z szybkościami kilku tysięcy kilometrów na sekundę! Odrzucan materia gwiazdowa zderza się z otaczającą gwiazdę materią okołogwiazdową, a dalej międzygwiazdową, powodując powstawanie fal uderzeniowych. Wybuchy gwiazdy mogą być wielokrotne i w ten sposób jesteśmy świadkami przepięknego spektaklu. Ale obserwowana przez nas mgławica rozproszy się bardzo szybko, w ciągu kilku tysięcy lat. Jeszcze bardziej gwałtowne procesy towarzyszą umieraniu gwiazd masywnych w zjawisku zwanym supernową: wtedy cała gwiazda ulega rozerwaniu i jej materia głównie rozprasza się w przestrzeni międzygwiazdowej stając się budulcem nowych generacji gwiazd. Pewna część materii takiej gwiazdy może ulec kompresji i utworzyć gwiazdę neutronową (pulsara, gdy jej oś rotacji będzie skierowana w naszą stronę) lub, znowu zależnie od pierwotnej masy, czarną dziurę. To wszystko są fascynujące przedmioty badań współczesnej astronomii we wszystkich zakresach spekralnych widma promieniowania elektromagnetycznego.
Swymi gigantycznymi teleskopami, współcześni astronomowie starają się też sięgać jak najdalej w przestrzeń kosmiczną. Obserwujemy odległe galaktyki, które często przybierają bardzo osobliwe, nieregularne kształty. O wyglądzie wielu galaktyk prawdopodobnie decydują masywne czarne dziury ulokowane w ich jądrach. To one chyba napędzają nieznane jeszcze nam mechanizmy wyzwalające ogromne ilości energii w kwazarach czy galaktykach o wzbudzających dzisiaj duże zainteresowanie astronomów aktywnych jądrach tzw. AGNów.
Galaktyki bardzo lubią skupiać się w tzw. gromadach galaktyk. Na zdjęciach wielu gromad widzimy galaktyki podwójne i wielokrotne, a w licznych przypadkach mamy do czynienia z ewidentnym oddziaływaniem grawitacyjnym między sąsiadującymi ze sobą galaktykami. Często się zdarza, że obserwujemy całe pola galaktyk, w których wszystkie obiekty występują w skomplikowanych wzajemnych związkach.
Chcąc sięgnąć jak najgłębiej w czeluście Wszechświata, teleskop kosmiczny Hubblea przez wiele dni patrzył w jedno miejsce: uzyskał w ten sposób obraz tzw. Głębokiego Pola Hubblea. Zrobił to w wybranych miejscach - jednym na półkuli północnej, drugim na półkuli południowej. W polu widzenia o średnicy paru minut łuku zarejestrował setki, nawet tysiace galaktyk, z których najdalsze powstały w pierwszych epokach życia Wszechświata i są od nas odległe o 12 - 13 miliardów lat światła. Ze wszech stron jesteśmy otoczeni galaktykami, oglądamy je z głębin jednej z nich, żyjąc na maleńkiej planecie dzięki dobrodziejstwom płynącym z energii naszej najbliższej gwiazdy, Słońca. Czy jesteśmy sami? Czy razem z nami oglądają i próbują zrozumieć otaczający nas świat gwiazd i galaktyk inne rozumne istoty? Na to pytanie jeszcze dzisiaj nie mamy odpowiedzi.
W niedalekiej przyszłości astronomowie polscy będą mogli szerszym frontem uczestniczyć w tym szlaeńczym wyścigu w poznawaniu tajemnic bezkresnego Kosmosu. Zanosi się bowiem, że będziemy współwłaścicielami gigantycznego teleskopu SALT (Southern African Large Telescope), który stanie w Republice Południowej Afryki, na płaskowyżu Sutherland, obok innych teleskopów tamtejszego obserwatorium. Teleskop ten będzie teleskopem spektroskopowym typu tranzytowego (nie on będzie śledził za gwiazdami, ale będzie śledził defilujące przed nim obiekty) z 10 metrowym lustrem mozaikowym o kształcie sferycznym. Głównym jego wyposażeniem instrumentalnym będą spektrografy o różnej zdolności rozdzielczej. Pierwowzór tego teleskopu HET już pracuje na półkuli północnej w Obserwatorium McDonalda w Teksasie. SALT będzie jego bliźniakiem pracującym na półkuli południowej. Przewiduje się do 15% udziału Polski w jego budowie i taki sam procentowy udział w wykorzystaniu go do prac badawczych.