POSTĘPY ASTRONOMII

CZASOPISMO

POŚWIĘCONE UPOWSZECHNIANIU

WIEDZY ASTRONOMlCZNEf

PTA

o

TO M XIII — ZESZYT 1 1965

WARSZAWA • STYCZEŃ—MARZEC 1965

POLSKIE TOWARZYSTWO ASTRONOMICZNE

POSTĘPY ASTRONOMII

KWARTALNIK

TOM XIII - Z E S ZYT 1

WARSZAWA • STYCZEŃ—MARZEC 1%5 KOLEGIUM REDAKCYJNE

Redaktor Naczelny: Stefan Piotrowski, Warszawa

Członkowie: Józef Witkowski, Poznań Włodzimierz Zonn, Warszawa

Sekretarz Redakcji: I.udosław Cichowicz, Warszawa

Adres Redakcji: Warszawa, ul. Koszykowa 75 Obserwatorium Astronomiczno-Geodezyjne

Printed ia Poland

Pańr.twowe Wydawnictwo Naukowe / Oddział w Łodzi t%5

Wydanie- !. Nakład 410 + 130 egz Ark. w y«l. ■!. ark. tlruk '.75 Papier offset, kl. III. 80 g, 70X 100. O ddano do druku 28 I JUbł roku. Druk ukończono w lutym l^tó r. /ant. 474 i--II. Cena t I to. Zakład Graficzny PWN l.ódź, ul. Gdańska 102 OBSERWACJE ASTRONOMICZNE W ZAKRESIE WYSOKOENERGETYCZNYCH PROMIENI GAMMA

ADAM FAUDROWICZ

ACTPOHONM4ECKME HABJIiO^EHMfl BHCOKO-3HEPrRTMqECKMX JIYIEft TAMMA

A. 4> a y a p o b u q

CoApp^aHMe

ripHBefleHbi paccy*AeHMH oTHOcMTeJibHO Hanpn>KeHHfl Jiyqeii b kocmmmockom npocTpancTBe, u onncansi flBa caTeJUMTHwe n3MepeHMA 3Toro Haiipn^ennH. CpaBHeabi pe3y^bTaTbi paóoT pa3hux aBTopoB — TeopeTMwecKwe u b oÓJiacTw OnblTOB.

HIGH ENERGY y - RAYS ASTRONOMY

Summary

Some theoretical concejits and two satelite measurements of gamma-rays intensity in space are described. The comparison of theoretical and experimental data of various authors is given.

Jednym z najnowszych sposobó»v określania gęstości materii rozproszonej we wszechświecie jest badanie natężenia promieniowania gamma przychodzącego do nas z kosmosu. Promieniowanie gamma — to, jak wiadomo, kwanty promienio­ wania elektromagnetycznego. Z różnych względów, wyjaśnionych w dalszej części artykułu, badamy zazwyczaj natężenie wysokoenergetycznych kwantów gamma, których energia przekracza SO MeV*. a więc długość fali A <2.5 • 10"12cm.

*MeV — megaelektronowolt. Energia kinetyczna, jaką ma elektron po przebyciu drogi między punktami, których potencjały elektryczne różnią się o milion woltów. 4 A. Faudrowicz

Promieniowanie o tak krótkiej długości fali wykazuje bardzo silne własności korpuskulame. Dlatego, wykorzystując metody techniki jądrowej, rejestruje się pojedyncze kwanty. Jest to tym dogodniejsze, że natężenie promieniowania jest bardzo niewielkie. Promieniowania tego nie można rejestrować na powierzch­ ni Ziemi, gdyż nie przenika ono przez atmosferę. Pierwsze pomiary przeprowa­ dzono podczas wysokich lotów balonowych, używając jako detektorów klisz jądrowych. Późniejsze pomiary odbywały się w czasie lotów rakietowych i sa­ telitarnych, przy czym do detekcji używano zespołu liczników scyntylacyjnych oraz liczników Czerenkowa*. Niniejszy artykuł stanowi przegląd nowych prac tego typu.

1. POWSTAWANIE KWANTÓW GAMMA

Kwanty gamma mogą powstawać w przestrzeni kosmicznej w wyniku wielu przyczyn: 1) Zderzenia pierwotnego, korpuskulamego promieniowania z materią między- gwiazdową a) rozpadu lub anihilacji powstałych w wyniku zderzeń leptonów, mezonów I(, hyperonów i antycząstek b) naturalnego rozpadu wyprodukowanych w zderzeniach radioizotopów 2) Rozpadu naturalnych pierwiastków promieniotwórczych 3) Anihilacji naturalnej antymaterii 4) Promieniowania hamowania elektronów 5) Promieniowania synchrotronowego — „zderzenia” pierwotnych protonów kosmicznych z makroskopowymi polami magnetycznymi 6) Emisji termicznej z rejonów o bardzo wysokiej temperaturze. Daje ona najmniejszy wkład, gdyż stosunkowo mało przenikliwe kwanty gamma nie prze­ dostają się z gorących wnętrz gwiazd na zewnątrz. Najbardziej aktywnym i najłatwiejszym do przedyskutowania źródłem wysoko­ energetycznych kwantów gamma jest rozpad mezonów tP, dlatego proces ich powstawania omówimy bardziej szczegółowo. Założymy, że pierwotne, korpus- kularne promieniowanie kosmiczne składa się wyłącznie z protonów, a rozpro­ szona materia kosmiczna głównie z wodoru. Będziemy więc rozpatrywać zderze­ nia proton-proton. Aby w wyniku takiego zderzenia mógł być wyprodukowany

‘ Licznik scyntylacyjny składa się ze scyntylatora i fotomnożnika. Kwant, lub czą­ stka naładowana, przebiegając przez scyntylator pobudza jego atomy, które energią wzbudzenia oddają w postaci kwantów światła. Fotomnożnik zamienia błyski świetlne na impulsy elektryczne. Licznik Czerenkowa opiera się na tzw. zjawisku Czerenkowa; je­ żeli szybki (relatywistyczny) elektron porusza się w ośrodku o dużym współczynniku za­ łamania n > 1, to jego szybkość v może być większa od szybkości światła w tym ośrod­ ku: v >■£' w tym przypadku elektron wysyła energię promieniowania we wszystkich kie­ runkach, tworzących z kierunkiem jego ruchu kąt a = arc sin ^ . Wytworzone w ten sposób światło kieruje się do fotopowielacza, który zamienia błysk Czerenkowa na impuls elektryczny. Obserwacje astronomiczne . 5 mezon tt, energia padającego protonu Ep musi przewyższać 290 \1eV. .7 za­ kresie energii Ep 290 MeV — 1 GeV możliwe są nastepujące reakcje:

p + P -» P + P + TI0 ; n0 ->■ Y + y ; £ y > 135 MeV

p + p-* p + n+Ti* TT+ -+ M+ + v; M + -» e + + v + v, P + p -* D + TT+

gdzie: p — proton, n — neutron, D — deutron, n — mezon „pi’J, n — mezon ,,mi” , e — elektron, v — neutrino, v — antyneutrino, y — kwant gamma. Najbardziej interesująca jest reakcja pierwsza, gdyż tylko ona daje bez­ pośrednio wysokoenergetyczne kwanty gamma. W wyniku dwóch pozostałych reakcji kwanty gamma mogą powstawać jedynie poprzez anihilację pozytonów z elektronami (Ey = 0,51 MeV) — droga 1 b , oraz na drogach 4 i 5. Gdy Ep > 1.5 GeV zachodzą również reakcje innego typu, na przykład:

p + p-*p+p + a (tt+ + tT") + b i f +y» p + p -* 2n + 2tt+ + c (rr+ + tt~) + dtf

gdzie: a, b, c, d — liczby naturalne rosnące wraz z Ep. Obydwie powyższe reakcje prowadzą bezpośrednio do powstania wysoko­ energetycznych kwantów gamma, przy czym ilość wyprodukowanych kwantów na jedno zderzenie rośnie wraz z energią padającego protonu Ep. Ponieważ jednak powyżej 600 MeV przekrój czynny na reakcję jest stały i wynosi około 25 mb (2.5 . 10-26 cm2), a strumień wysokoenergetycznych pro­ tonów maleje wraz z ich energią, pewne rozważania, których nie będziemy tu przytaczać, pozwoliły oszacować średnią liczbę kwantów gamma, wyproduko­ wanych podczas jednego zderzenia m. U wszystkich autorów m = 2 —4. Je ż e li więc przez / oznaczymy średni strumień pierwotnych protonów kosmicznych, to przeciętna częstośc powstawania fotonów q na 1 nukleon materii wynosi:

q = mq / - 10-2 5 / fotonów----- (1) sek. nukleon

Drugą, stosunkowo wydajną drogą powstawania fotonów gamma jest rozpad naturalnych pierwiastków promieniotwórczych, przy czym oszacowanie częstości ich powstawania nie przedstawia większych trudności. Jednak energia powsta­ łych w ten sposób kwantów nie przekracza 1,5 MeV; odróżnienie ich na silnym tle jest trudne i pomiarów tego promieniowania nie przeprowadzono. Zagadnie­ niem tym nie będziemy się więc zajmować. Nie będziemy się też zajmować żadną z innych dróg powstawania kwantów gamma, gdyż są one mało wydajne, a obliczenia choćby szacunkowe — bardzo trudne. 6 A . Faudrowicz

2. STRUMIEŃ FOTONÓW

Rozważmy źródło promieni gamma odległe od ziemi o odległość r, posiada­ jące objętość V i gęstość materii n = n Cr). Załóżmy przy tym, że częstość powstawania kwantów (na nukleon materii) q = const. Strumień fotonów gamma docierający z tego źródła Ziemi

. f n(r) - fotonów J = 9 = q S — i-----(2) v (r)z cm .sr.sek

gdzie: S — jest to tak zwana efektywna wielkość źródła. Rozważmy teraz dwa przypadki: a) Materia rozproszona Kładąc n (r) = n = const i zaniedbując promień Ziemi, z wzoru (2) mamy

(, _ nR fotonów

4 t t era1, sr ’

gdzie: R — rozmiar źródła. b) Materia skoncentrowana. W tym przypadku n(r) = /V 6 (r — 7?), gdzie: 6 — delta Diraca, R — odległość od Ziemi do źródła N — całkowita ilość nukleonów w źródle.

Z wzoru (2) mamy więc S = 4 . ^ 2 ^eSt l° warto®^ zawyżona, gdyż

nie wzięto pod uwagę osłabienia strumienia kwantów gamma wydostających się z obiektów o dużej gęstości (np. z gwiazd).

3. POMIARY

3.1. EXPLORER XI

Satelita Explorer XI wystrzelony 27 kwietnia 1961 r. miał na pokładzie aparaturę pokazaną na rys. 1. Kwanty gamma padając na urządzenie wytwa­ rzają w scyntylatorze plastykowym parę elektron-pozyton (e -- e), która po­ rusza się w kierunku pierwotnego ruchu fotonu. Jeśli kierunek ten znajduje się w przedziale kierunków, określonym geometrią urządzenia, to elektrony pary wytworzą impulsy świetlne zarówno w scyntylatorze licznika scyntylacyjnego, jak i w liczniku Czerenkowa. Oba liczniki otoczono scyntylatorem trzeciego licznika nieczułego na promieniowanie gamma, a rejestrującego tylko czystki naładowane, np. protony pierwotnego promieniowania kosmicznego. Odpowiedni elektroniczny układ rejestracyjny działał tylko wtedy, kiedy impulsy pochodziły od dwóch wewnętrznych liczników (scyntylacyjnego i Cze­ renkowa), a licznik zewnętrzny nie dawał impulsu. W ten sposób rejestrowano Obserwacje astronomiczne . 7 tylko k.vanty gamma, gdyż przejście przez aparaturę cząstki naładowanej mu­ siałoby wywołać impuls w liczniku zewnętrznym. Poza tym — znając wzajemne położenie obu liczników wewnętrznych — określono z dokładnością ok. 17° kierunek padania fotonów. Wydajność tak skonstruowanego detektora szaco­ wano na 10—30%.

Rys. 1. Detektor wysoko energetycznych fotonów gamma (Explorer XI)

Od czasu wystrzelenia aż do września 1961 r. wybrano 9 godzin pracy de­ tektora, które poddano analizie. W czasie tym detektor zarejestrował 127 foto­ nów gamma, z których 105 pochodziło z kierunku ziemi. Są to prawdopodobnie fotony wytworzone w górnych warstwach atmosfery przez pierwotne, korpus- kularne promienie kosmiczne. Albedo takie zgadza się z wcześniejszymi pomia­ rami przeprowadzonymi metodą klisz jądrowych. 8 A. Faudravicz

Na rys. 2 pokazano kątowy rozkład kierunków, z których padają na Ziemię fotony; w każdej kratce górna cyfra oznacza liczbą zarejestrowanych fotonów, a dolna — znormalizowany czas detekcji w danym kierunku. Na podstawie tego rysunku można odnieść wrażenie, jakoby z kierunków płaszczyzny galaktyki padało więcej fotonów, jednak z powodu małej liczby zarejestrowanych przy­ padków nie można ani tego dowieść, ani temu zaprzeczyć. Uśredniony po wszyst­

kich kierunkach strumień fotonów wynosi ok. ^ ^------. cm’ sr. sek.

3.2. SATELITA 0S0-1

7 marca 1°62 r. wystrzelono na prawie kołową orbitę specjalnego satelitę OSO—1 (Orbiting Solar Observatory) przeznaczonego wyłącznie do obserwacji słońca. Satelita, którego widok zewnętrzny pokazuje rys. 3, zawierał szereg apa­ ratów do kompleksowych badań promieniowania słonecznego, zarówno elektroma­ gnetycznego (X, y) jak i korpuskularnego (elektrony, protony, neutrony). W artyku­ le tym zajmiemy się jedynie danymi, jakich dostarczył detektor wysokoenerge­ tycznych fotonów y. Jego zasada działania jest taka sama jak i detektora opisa­ nego poprzednio, z tym, że jako konwertor zamieniający foton na parę e+ — e~ służył nie scyntylator, lecz folia ołowiana grubości 1,55 mm. Wydajność detekto­ ra wynosiła również ok. 20%, a czułość kątowa -19°. Układ rejestracji miał pa­ mięć magnetyczną podzieloną na części odpowiadające różnym połaciom nieba. Raz na 80 sekund przesyłano na Ziemię dane o stanie zliczeń. Satelita wykonał ok. 900 obiegów; podczas jedenastu z nich przeprowadzono pomiary natężenia promieniowania gamma w czasie trwania rozbłysków słonecz­ nych w dniach 13 i 22 marca 1963 r. Wykazano, ze statystyczną dokładnością 95%, że natężenie wysokoenergetycznego promieniowania gamma w czasie roz­ błysków jest takie samo, jak i w czasie spokojnego Słońca i wynosi około , o fotonów MO 1 ------. cm sek.

4. DYSKUSJA

W punkcie tym porównamy pracę Milforda [1] z pracą Krushaava [2]. Ponieważ obaj autorzy podawali swoje wyniki w różnych formach, znormalizo­ wano je tak, aby mogły być porównane.

4.1. MATERIA ROZPROSZONA

Na podstawie równań (1) i (2) możemy napisać:

, , c m o R , 1 = m u I b - --- I n, (3) 4 TT Deklinacja -30 -60 -90 i NP óncy ignglkyi SC ayOłkMglaa LC Dż OłkMglaa Ca rb eaa C - Cgu A Cygnus - CA Nebala; Krab - Crab Magellana; Obłok Duży - LMC Magellana; Obłok Mały - SMC galaktyki; biegun północny - NGP ki; R ys. 2. Kątowy rozkład fotonów kosmicznych: GC — centrum galaktyki; GAC - antycentrum galaktyki; SGP — południowy biegun galakty­ biegun — południowy SGP galaktyki; antycentrum - GAC galaktyki; — centrum GC kosmicznych: fotonów rozkład Kątowy 2. ys. R 60 90 30 _**;o.i 05 Q 2 0 _ 0 0 _0_ 0.1 0.1 _ 0 0 0 05 .0 0 _o_ 0 0.1 30 0.05 _0 05 .0 0 i

0.15

0_

\

0.15 0 |o o

_

0.1 0. . 0.1 0.1 / - 60 3 0 0 0 0 0 \ o 0 0 0 . 0 i 0 \ 5 0 . 0 \ CHAD 05 .0 0 ------_ \ 0.2 0_ 0_ * 0.2 90 0 V-1-! —

0.15 0.1 0 85 .8 0 _3_ 0.3 0 n 120 0.3 _0 35 .3 0 _0_ 0.5

\ s.1.35 3 Q 0.15 0.80 O 0 0.2 0 150 ------Kektascensja 0.2 .8 0

.5 0 _0_

łscyn galaktyki płaszczyzna -13 ■ 3 % ! . % 0.3 _0_ .4 0 35 Q 180 . w .4 0

5 3 0 0.15 2 45 .4 0 l ~ 0.35 210 0.35 _0_ 0.2 0.2 1 0_ 0.1 0.2 0 _ 0.1 O. 0 4 2 0.3 .0 -/ - — 3 0 0 5 2 Q _0_ 0.1

_0. 0.2 c A / .4 0 _0_ i / 7 0 270 T T 0.25 _G_ 0.2 .3 0 .4 0 5 2 0 0 O. / J

- 0 - / 45 .4 0 — 0.4 5 8 . 0 ^ 0 0 3 0 .4 0 ------0 _ .4 0 O. X 0

.4 0 0.25 201 Q2 _0 O 0 0 ^ 35 .3 0 25 .2 0 _o_ 330 _ 0 T 25 .2 0 l Q 25 .2 0 0 O.

0.1 _0_ O 360 Faudrowicz Obserwacje astronomiczne . 11

Widać stąd, że na podstawie pomiaru strumienia fotonów można wyciągać wniosek jedynie co do iloczynu I n , a nie co do każdej z tych wielkości od­ dzielnie. Kładąc m a = 8 . 1 0 '27 mamy:

/„ = A j ! . ! . =7,5 . 1022 . /J-l (4) m a R gdzie: R — należy podstawić w centymetrach. W tabeli 1 podano zestawienie wyników Milforda i Krushaava. P o ­ niew aż Krushaav [2] opierał swoje obliczenia na pomiarach Explorera—XI, jego wyniki traktowano jako rezultat eksperymentu i oznaczono indeksem exp; w yniki Milforda [1] oznaczono indeksem t. Tabela 1 wykazuje dość dobrą zgodność wyników teoretycznych z pomiaro­ wymi, pomimo że obaj autorzy przyjmowali nieco różne założenia i nie zawsze stosowali te same metody obliczeń. Milford [l] bez zastrzeżeń stosował wzór (3), a I oraz n zakładał zgodne z istniejącymi teoriami materii rozpro­ szonej i promieniowania kosmicznego. Jedynie gęstość materii międzyplane­ tarnej przyjął na podstawie wcześniejszych pomiarów. Założył on mianowicie, że jej gęstość jest taka, jak w odległości dwóch promieni słonecznych od po­ wierzchni Słońca; żadnego uzasadnienia tego założenia w pracy [1] nie podano. Krushaav [2], na podstawie pomiarów J dostarczonych przez Explorera—XI i później, częściowo potvrierdzonych przez OSO—1, wyliczył górne wartości In. Zakładał on mianowicie, że cały strumień fotonów J pochodzi kolejno tylko od materii międzyplanetarnej, tylko od materii miedzygwiazdowej itd.

Tabela 1

Nazwa materii R n 1 (In)t Jt 1 exp ^ n^exp

międzyplanetarna 4.106 1 4.10* 10"* 107

m ięd zygw ia zd ow a prostopadle do pł. 0,5 1 0,5 4.10** 3 g a l. •o równolegle do 0,5 1 0,5 4.10"4 p ł. g a l.

halogalaktyczna 3.1 0 “ 10“ł

in iędzyga la ktyc zna 1 ,2.10” 1 0 '5 0,3 3.10"6 3 ,10~* 10**

Dla pierwszych trzech pozycji otrzymał — zgodnie z intuicją — max (Mexp > > (ln)t . Jednak dla materii międzygalaktycznej max (7re)exp < Un)t . Rozbieżność można tłumaczyć dwojako: — w rachunkach dotyczących materii międzygalaktycznej Krushaav sto so w ał relatywistyczny wzór / = a R oS, gdzie: a — współczynnik wprowadzający po­ prawkę na relatywistyczną kontrakcję kąta bryłowego materii oddalającej się; a »» 0,4, Ro — odległość Hubble ’a; R o = 1,3 . 1028 cm. 12 A. Faudrowicz

— zaniedbano osłabienie promieniowania gamma przez materię, która przy tak dużych odległościach może już odgrywać pewną rolę. Błąd pomiarow jest co najmniej taki, jak ołąd oszacowania wydajności detektora. Ponieważ przyjęto ją równą (20 ± 10)%, to błąd względny / exp, a więc i max (/ra)exp wynosi 50%. Należy na koniec zaznaczyć, że chociaż explicite nie założono stanu skupie­ nia materii, to założenie, że składa się ona wyłącznie z wodoru powoduje, że powyższe rozważania odnoszą się głównie do stanu gazowego.

4.2. MATERIA SKONCENTROWANA

Tabela 2

Obiekt N R( cm) h max / exp

Centrum galaktyki 5.1064 3,1.10“ 4.10“ 4.10'7 1,2.10-* Duży obłok Magellana 7.10*5 1,5.10“ 2.10” 2.10'7 1,1.10'* Mały obłok Magellana 5.10“ 1,5.10“ 2.1018 2.10'7 1,3.10”* Słońce 2.1047 3.8.1010 8.10*9 10“ 10"2 Kasjopea A 1.2.10'2 Andromeda 3,5.10"* Cygnus A 3,4.10'" Krab 3 ,7 .10"2

W tabeli 2 podano — podobnie jak poprzednio — wyniki teoretycznych roz­ ważań M i lf ord a [1] oraz wyniki pomiarów satelitarnych Explorera—XI i OSO—1. Należy podkreślić, że mimo dużych różnic pomiędzy Jt i / exp, nie ma między nimi formalnej sprzeczności, gdyż w ostatniej kolumnie podano jedynie górne granice strumienia fotonów od różnych obiektów astronomicznych. Milford [1] wyliczał strumień 7 oiorąc pod uwagę promieniowanie jedynie z warstwy powierzchniowej o gruDości 20 g/cm2, tj. w przybliżeniu gruoości warstwy połówkowego pochłaniania, którą dokładnie ocenić jest dość trudno. Wartości /exp podane są z błędem względnym również wynoszącym + 50%.

5. ZAKOŃCZENIE

Wyniki pierwszych satelitarnych pomiarów strumienia wysokoenergetycznych fotonów gamma są ciekawe, pomimo, że są niepełne. Z literatury wiadomo, że przeprowadzono już szereg dalszych pomiarów, lecz ich wyniki nie są jeszcze dostępne. W miarę napływu wiadomości będziemy czytelników na bieżąco informować o postępie wiedzy w tej dziedzinie.

LITERATURA

[l] N.S. Milford, Nuovo Cimento 23, 77-87 (1, 1962). [2J W.L. Kr us ha a v, Phys. Rev. Lett. 8, 106— 9 (Nr 3, Feb. 1962). [3] G. Fazzio, IEEE Trans. Nuci. Sci No 2, 10—13 (April 1963). [4] J.B. Pollack, Phys. Rev. 131, 2684-91 (Sept. 1963). PROMIENIE A W ASTRONOMII

KAZIMIERZ STĘPIEŃ

Do 1962 r. zainteresowanie astronomów promieniami Roentgena ograniczało się do badania Słońca w tym przedziale widmowym. Obliczenia intensywności promieniowania dochodzącego ze źródeł ekstrasolarnych wskazywały na to( że nie należy spodziewać się wykrywalnych źródeł promieni A poza Słońcem. Dopiero eksperyment rakietowy przeprowadzony w 1962 r. w New Mexico wy­ krył wyjątkowo silne źródło promieni X w kierunku na centrum Galaktyki. Na­ stępne eksperymenty potwierdziły istnienie tam dość szerokiego maksimum emisyjnego na długości ok. 3 A. Gdy liczniki Geigera (rejestrujące promienie) były skierowane w innych kierunkach, rejestrowały małe, ale stałe natężenie tła. Dalsze kolejne badania z licznikami bardziej czułymi wykrywały inne źródła, emitujące promienie A. W szczególności rakieta wyrzucona przez H. Fried­ mana i jego współpracowników w kwietniu 1963 r. wykryła silne źródło w gwia­ zdozbiorze Skorpiona oraz drugie pokrywające się z mgławicą Kraba. Pole widzenia liczników wynosiło ok. 10° łuku, a czułość spektralna rozciągała się od 1 do 10 A. Rakieta wirowała wolno w ten sposób, że oś obrotu zataczała szeroki stożek precesyjny. Dzięki temu zbadane zostało ok. 58% nieba Po wyznaczeniu linii jednakowego natężenia stwierdzono, że źródło w Skorpionie ma współrzędne: rektascencję 16h15m i deklinację -15°. W związku z tymi od­ kryciami zrodziło się pytanie, jaki rodzaj ciał niebieskich może promieniować tak intensywnie w zakresie promieni Roentgena? Powstała sugestia, że takimi ciałami mogą być gwiazoy neutronowe. Co to jest gwiazda neutronowa? Krótko mówiąc, jest to to, co pozostało po wybuchu supernowej. Gwiazda taka będzie mieć masę Słońca skupioną w kulę o promieniu kilkunastu kilometrów. Jądro jej będzie więc miało gęstość ok. 6 x l0 12 g/cms, tj. 10? razy więcej niż gęstość jądra białego karła, podczas gdy jego temperatura wynosiłaby ok. 6xl09°. Na powierzchni pónowałaby wówczas temperatura ok. 107°, co spowodowałoby przesunięcie maksimum promieniowa­ nia termicznego w obszar promieni A. Gwiazda taka promieniowałaby ok. 1010 razy więcej energii w zakresie roentgenowskim niż widzialnym. Niedawno opra­ cowane modele gwiazd neutronowych dają z grubsza zgodność przewidywanego natężenia z obserwowanym. Przyjrzyjmy się teraz bliżej, jak powstaje gwiazda neutronowa. W czasie ewolucji typowa gwiazda podobna do Słońca powoli wypala wodór znajdujący się w jej wnętrzu. Po wypaleniu się paliwa następuje zachwianie równowagi, w wyniku którego gwiazda zapada się. Jej jąaro kontrahuje, gęstość i tempera- 14 K. Stępień tura w jąarze rosną, a promień maleje. Gwiazda przechodzi w stadium białego karła. Składa się wówczas z częściowo zaegenerowanego jądra izotermicznego o temperaturze ok. 13xl06° i gęstości ok. 5xl05 g/cms oraz cienkiej atmosfery, w której zachodzą przemiany jądrowe. Tempo stygnięcia takiej gwiazdy jest na tyle wolne, że nie należy spodziewać się w naszej Galaktyce gwiazd, które przeszły w dalsze stadia ewolucji. Tak ona przebiega, jeżeli początkowa masa gwiazdy była mniejsza niż 1.44 0 (granica Chandrasekhara). W wypadku, gdy masa jest większa, gwiazda kończy swoje życie w sposób katastroficzny jako supernowa. Mianowicie w czasie, gdy gwiazda kontrahuje po wypaleniu zapasów wodoru, ciśnienie warstw zewnętrznych jest większe niż ciśnienie zdegenerowanego gazu elektronowego. Kontrakcja zachoazi więc dalej aż do momentu, gdy temperatura w jądrze wzrośnie na tyle, że może zacząć się prze­ miana helu w pierwiastki cięższe, które później łączą się dalej aając żelazo. Tempo spalania kolejnych pierwiastków jest bardzo różne i np. jeżeli wodór wypala się w czasie 108—109 lat, to siarka wypala się w czasie jednego roku. Zapalenie się kolejnych pierwiastków poprzeuzają stadia kontrakcji, w których energia grawitacyjna zostaje zużyta na podniesienie temperatury jądra tak, by była ona dostateczna dla rozpoczęcia kolejnej reakcji jądrowej. W niższych temperaturach gros energii zostaje wypromieniowane w postaci fotonów, a w wyż­ szych protony ulegają przemianie w neutrony emitując neutrina. Gdy tempera­ tura żelaznego jądra osiąga 5xl09°, zaczyna się bardzo intensywna produkcja par elektron-pozytron, tak że gęstość ich osiąga wartość rzt^du 103—10* g/cm1. N astępują zaerzenia między nimi, w wyniku któiych pow stają pary neutrino- -antyneutrino. Froces ten je s t bardzo wydajny, tak że gwiazda może wypromie- niować całą energię w czasie krótszym niż jeden dzień. Aby skompensować tak szybką ucieczkę energii, gwiazda musi znów kontrahować. Lecz kontrakcja powoduje wzrost temperatury, a to z kolei — wzrost produkcji neutrin i anty- neutria, co jeszcze bardziej przyśpiesza kontrakcję. Gdy temperatura w jądrze osiąga 6xlD9° żelazo i inne ciężkie pierwiastki zamieniają się w hel. Ale do tego potrzebna jest duża ilość energii aby przezwyciężyć siły wiązań między nukleonami. Oczywiście, jedynym możliwym źródłem energii może być energia grawi­ tacyjna. Gwiazda kontynuuje więc kontrakcję, lecz już bez wzrostu temperatury, co daje w efekcie gigantyczną implozję trwajacą ok. jednej sekundy. Warstwy zewnętrzne gwiazdy, spou któiych nagle zostało usunięte ciśnienie podtrzy­ mujące je, również gwałtownie zapadną się do wewnątrz. Energia grawitacyjna zostaje tu zamieniona na ciepło i w krótkim czasie temperatura tak znacznie podnosi się, że zachodzi błyskawiczna przemiana elementów lżejszych w cięż­ sze. W temperaturze ok. 3xl09 cały tlen znajdujący się w warstwach zewnętrz­ nych ulega przemianie w czasie ok. jednej sekundy. Jeżeli jego masa wynosi 1 0, energia wyzwolona w tym czasie jest równa energii wyprodukowanej przez Słońce w czasie 109 lat. Powstaje eksplodująca supernowa W jądrze natomiast, gdy gęstość osiągnie wartość 5 xl0 6 g/cm*, protony absorbują elektrony tworząc neutrony. W ten sposób tempo ucieczki energii Promienie X w astronomii 15 maleje i ustala się równowaga. Oszacowania wskazują, że nastąpi to przy gęstości ok. 5x1012 g/cmJ — powstanie supergęste jądro neutronowe. Jądro to będzie otoczone przez warstwę o grubości ok. kilkuset metrów, w której jest zdegenerowany tylko gaz elektronowy, a następnie przez kilkumetrową warstwę niezdegenerowanej materii o temperaturze rzęau kilku lub kilkunastu milionów stopni. Gdyby źródło w Skorpionie było gwiazdą neutronową, jego odległość ou Słońca wynosiłaby od 100 do 1300 ps. Oczywiście, nie byłoby możliwe wykrycie jej na jakiejkolwiek innej drodze. Zupełnie inna jest sytuacja, jeśli chodzi o promieniowanie, w mgławicy Krab. Mianowicie obserwuje się tu obok promieniowania X również promienio­ wanie w dziedzinie radiowej oraz w świetle widzialnym. Dlaczego nie obser­ wujemy podobnej mgławicy w Skorpionie? Tu została wysunięta hipoteza, że wskutek silnego pola magnetycznego istniejącego w płaszczyźnie Galaktyki, materia wyrzucona podczas wybuchu supernowej została utrzymana w stosun­ kowo niewielkiej odległości od gwiazdy macierzystej, tworząc mgławicę Krab. Źródło w Skorpionie znajduje się na wysokości 20° nad płaszczyzną Galaktyki, gdzie pole magnetyczne jest słabsze, co w konsekwencji doprowadziło do rozpłynięcia się wyrzuconego gazu w ogólnym tle materii międzygwiazoowej. Ale czy istnieją dowody na to, że w Skorpionie nastąpił wybuch supernowej? Otóż w starych kronikach orientalnych można znaleźć kilka wzmianek, które „pasowałyby” do tego obszaru. Szczególnie interesującą jest notatka arabska z 827 r. donosząca o pojawieniu się nowej gwiazdy w gwiazdozbiorze Skorpio­ na. Może to jednak być kometa. Pomimo, że obserwacje zgadzają się dość dobrze z teorią gwiazd neutro­ nowych, to jednak nie można wykluczyć innych możliwości. W szczególności promieniowanie synchrotronowe może również być źródłem obserwowanej emisji. Przemawiałaby za tym polaryzacja światła obserwowana w mgławicy Krab. Zupełnie inne wyjaśnienie otrzymały obserwacje jądra Galaktyki w promie­ niach X. W tym obszarze promienie X mogą powstawać jako wynik zderzeń szyb­ kich protondw (promieni kosmicznych) z jądrami helu lub też przez stratę jednego z wewnętrznych elektronów atomu metalu. Elektrony byłyby wybijane przez stru- mieii szybkich protondw i elektronów opuszczających stare gwiazdy. Zapełnienie wewnętrznego poziomu przez elektron zewnętrzny spowodowałoby emisję kwan­ tu A'. W obydwu wypadkach wyliczone natężenie jest na granicy wykrywalności. Osobnym zagadnieniem jest promieniowanie tła. Tu też istnieje kilka teorii usiłujących wyjaśnić obserwowane natężenie. Zgodnie z jedną z nich promienio­ wanie to pochodzi od populacji gwiazd neutronowych, znajdujących się w ota­ czających nas galaktykach. W tym wypadku obliczenia dają pewną zgodność z obserwacjami. Inna teoria wyjaśnia promieniowanie tła przez istnienie w ko­ ronie galaktycznej promieniowania synchrotronowego. Niestety, oszacowania dają oczekiwaną wartość natężenia o kilka rzędów wielkości za małą. Bardziej prawdopodobnym źródłem może być rozproszenie elektronów wchodzących w skład promieni kosmicznych na fotonach światła gwiazd. Mianowicie pod- 1 czas zderzenia fotonu z elektronem ok. 1% energii elektronu zostaje przekazane 16 K. Stępień fotonowi, który staje się kwantem X. Rachunki, przy pewnych założeniach co do gęstości elektronów, dają dość dobrą zgodność z obserwacjami. Obserwacje tła mogą dostarczyć testu dla wielu teorii kosmologicznych — np. teoria „gorącego wszechświata” lansowana przez Golda i Hoyle*a, w którym gaz między galaktyczny ma temperaturę rzędu 109° doprowadza do natężenia promieniowania tla ok. 20-krotnie większego niż obserwowane. Gdyby to promieniowanie było spowodowane tylko przez gaz mięazygalaktyczny, jego temperatura musiałaby wynosić ok. 107°. Najważniejszą sugestią na przyszłość wydaje się być powtórzenie i spraw­ dzenie obserwacji oraz doprowadzenie zdolności rozdzielczej do takiej granicy, by można było stwierdzić, czy źródła promieniowania s ą rzeczywiście punkto­ we. Obecnie w pewnym stopniu mogą te kwestie rozstrzygnąć obserwacje zaćmień źródeł przez Księżyc. Jeżeli mianowicie intensywność podczas zaćmienia będzie spadać powoli, to będzie to świadczyć o tym, że źródło jest rozciągłe. Jeżeli natomiast spadnie gwałtownie, będzie to świadczyć o punktowości źródła. Według pogłosek krążących podczas ostatniego zjazdu IAU w Hamburgu, w ostatnich miesiącach został wykonany eksperyment rakietowy mający na celu pomiar intensywności mgławicy Krab w promieniach Roentgena podczas zaćmie­ nia jej przez Księżyc. Wyniki wskazują na powolny spadek natężenia.

LITERATURA

H. Friedman, 1964. Scientific American, 210, No 6, 36. Z PRACOWNI I OBSERWATORIÓW

PROJEKT KOTO ELEKT KYCZNYCH OBSERWACJI ZAKRYĆ GWIAZD PRZEZ SZTUCZNE SATELITY ZIEMI DLA CELÓW GEODEZYJNYCH

B. KOŁACZEK

HPOEKT $OTO-T/IEKTPll4ECKMX 3AKPMTI4H 3BE34 MCKyCCrBEHHWMM CfiyTHMKAMM 3EMII14 flJIH rEOflE3M4ECKMX HEJ1EM

B. Kojiauen

Coflepacamie

B CTaibe npeflCTaB^eHbi a Ba npoeKTa 4)0T0-3JieKTpnMecKHX naÓJiioaeHHM 3a- KpblTMJl 3BfJ3fl MCKyCCTBeHHUMM CfiyTHMKaMH 3eMJlM H UaCTOCTb 3TOrO pofla HB- jieHMfi.

OF THE STAR OCCULTATIONS BY THE EARTH’S ARTIFICIAL SATELLITES

Summ ary

The article contains the description of two photoelectric observation project of the star occultatios by the Earth’s artificial satellites and gives the frequency of appearing of those phenomena.

Wiele cennych informacji o Układzie Słonecznym dostarczyły obserwacje takich zjawisk, jak zakrycia gwiazd przez Księżyc i planety, zaćmień Słońca czy Księżyca, tj. zjawisk, których istota polega na specyficznym układzie tych ciał, definiującym w przestrzeni linię prostą. Dotychczas nie zostały wykorzystane w praktyce obserwacje podobnych zjawisk w odniesieniu do sztucznych satelitów Ziemi, tj. zakryć przez nie gwiazd, oraz ich spotkań z Księżycem lub planetami. Przyczyną jest tu zapewne mala częstotliwość tych zjawisk i trudność w obliczeniu dokładnej efemerydy zjawiska spowodowana zarówno małymi rozmiarami tych ciał, jak i niedostateczną znajomością ich orbit. Obserwacje te mimo swej rzadkości wydają się być bardzo interesujące, szczególnie z geodezyjnego punktu widzenia. Dokładność wyznaczonej metodą zakrycia pozycji satelity równej pozycji zakrytej gwiazdy, a stąd dokładność wyznaczonej pozycji punktu na powierzchni Ziemi przewyższyłaby o rząd dokładności uzyskiwane obecnie naj- IR Z pracowni i obserwatoriów precyzyjniejszymi metodami fotograficznymi. Co więcej, wyposażenie instrumentalne i proces wyznaczenia pozycji satelity byłyby mniej skomplikowane. G.D. Gordon [2j przedyskutował problem obserwacji zakryć gwiazd przez sztucz­ ne satelity na przykładzie satelity Echo f. Zaproponował on fotoelektryczne obserwa­ cje zakryć gwiazd przez ciemnego satelitę, tj. w okresach, gdy Echo 1 nie jest oświe­ tlony Słońcem. Do obserwacji zakryć autor proponuje użyć teleskopów o średnicach 15—30 cm wyposażonych w aparaturę foto elektryczną z fotopowielaczem oraz pomocni­ czą lunetkę do prowadzenia teleskopu. Czułość takiej aparatury jest wystarczająca dla zaobserwowania zjawiska zakrycia gwiazdy przez sztucznego satelitę. Czas trwania centralnego zakrycia gwiazdy przez Echo I (przyjęto średnicę kątową równą 5 ) wynosi 5 milisekund. Dwunastocentymetrowy teleskop przy obserwacji gwia­ zdy 710 zbiera w tym czasie 600 fotonów, podczas gdy emisja termiczna nawet w tem­ peraturze pokojowej wynosi w czasie pięciomilisekundowego interwału 5xl0'4 elektro­ nów/cm2, a więc nie stanowi przeszkody. Obniżenie jasności gwiazd i zmniejsze­ nie rozmiarów obserwowanych satelitów można skompensować przez zwiększenie roz­ miarów średnicy teleskopu. Tak zaproponowane obserwacje zakryć gwiazd przez sztuczne satelity, ze względu na małą ich częstotliwość, są możliwe jedynie po przygotowaniu dokładnej efemerydy, co z kolei wymaga dokładnej znajomości orbity satelity i pozycji stacji obserwacyjnej. Obecna dokładność tych danych rzędu ±300 m w przewidywanej pozycji satelity na orbicie i ±150 m w pozycji obserwatora jest niewystarczająca do tego celu. A zatem, początkowo, prawdopodobieństwo zaobserwowania przewidzianego zjawiska wynosić będzie 1/10—1/20 i zwiększy się uo 1/2 po kilku zaobserwowanych zakryciach. Gordon proponuje na początek obserwacje metodą kolejnych prób z systematycznym przesuwa­ niem instrumentu wzdłuż dokładnie pomierzonej bazy o długości 600 m, ustawionej w kierunku NS. Postępowanie takie doprowadzi do rezultatu w przypadku nieznanej, ale niezmieniającej się orbity. W przeciwnym razie prawdopodobieństwo zaobserwowania zjawiska będzie jeszcze mniejsze. Zakładając jednak znajomość dokładnych wartości danych wyjściowych można oszacować częstotliwość występowania zjawiska zakrycia przez satelitę, mnożąc pole zakreślone przez niego w czasie przelotu przez średnią gęstość gwiazd rożnych wiel­ kości. G.D. Gordon przyjmując dla Echo I kątową średnicę równą 2x10"^ radiana (5") i zakładając, że długość łuku zakreślonego w czasie przelotu równa jest dwu radianom, a więc pole równe 4x10'® r a d i a n a ^ (lO” )^, otrzymał dane wykazane w tabeli 1.

Tabela 1

Ilość przejść Wielkość Liczba Dokładność Liczba satelity przyp. gwiazdowa gwiazd* pozycji gw. fotonów** na 1 zakrycie gw. 2 39 t 0 '.0 5 8000 62.500 3 133 .05 2500 25.000 4 446 .10 700 10.000 5 1466 .15 200 4.000 6 4730 .30 70 1.600 7 15000 .40 20 625 8 46200 .43 ? 250 9 139300 .45 2 100 10 380000 — 1 40

•Liczba gwiazd jaśniejszych od podanej wielkości.. **Przy założeniu: średnica teleskopu “ 12 cm, średnica satelity = 30 metrów. Z pracowni i obserwatoriów 19

Wydaje się, że początkowo łatwiejsza do realizacji byłaby metoda fotoelektrycznych obserwacji zakryć gwiazd przez świecącego satelitę. R polu widzenia teleskopu, zaopa­ trzonego w odpowiednią diafragmę (rzędu 10’—20’), utrzymywany byłby stale satelita przy pomocy odpowiedniego mechanizmu zegarowego. U momencie pojawienia się w polu widzenia gwiazdy pojawiłby się nagły wzrost natężenia prądu, który w przypadku za­ krycia gwiazdy trwającego kilka milisekund powróci do poziomu odpowiadającego świe­ ceniu samego satelity. Wszystkie inne gwiazdy, które pojawią się w polu widzenia i nie spotkają się z satelitą,spowodują wzrost natężenia prądu bez charakterystycznego jego obniżenia. Tego typu obserwacje zakryć gwiazd przez satelity można by prowadzić bez przy­ gotowania efemerydy zjawiska. Potrzebna byłaby tylko przybliżona efemeryda satelity, pozwalająca na uchwycenie go w pole widzenia lunety. Dalej teleskop, śledząc za sa­ telitą, zarejestruje wszystkie możliwe zakrycia. Spotkania świecącego satelity z gwiazdą mogą być zaobserwowane fotoelektrycz- nie tylko przy odpowiedniej różnicy jasności tych obiektów. Jeśli do jasności satelity wyrażonej w wielkościach gwiazdowych mg doda się jasność gwiazdy mę, która ukaże się w polu widzenia, otrzymamy wzrost jasności mg — który zależny jest od różnicy jasności tych obiektów mc —mg. Ilustruje to tabela 2. Tabela 2

mG—mS ™ S-m£

< 5*?8 o‘.“oo 5.8—4.6 0.01 4.6-4.1 0.0 2 4.1-3.7 0.03 3.7-3.4 0.04 3.4—3.2 0.05 1

CO io to o 0.1 2.0-1.5 0.2 1.5—1.0 0.3 0.7—0.4 0.5 0.2-0.0 0*. 7

A zatem fotoelektrycznie można zaobserwować zakrycie gwiazdy przez satelitę, jeśli różnica jasności tych obiektów nie przekracza 4m. Dla satelity Echo I waruuek ten powoduje ograniczenie jasności gwiazd do około 7ro, a zatem duże ograniczenie częstotliwości możliwych do obserwacji zakryć. Do obserwacji zakryć gwiazd zaproponowaną tu metodą najwygodniejszymi obiek­ tami z dotychczas istniejących sztucznych satelitów byłyby satelity o jasności (5m—6m) o rozmiarach kilku metrów, krążące po orbitach średniooddalonych od Ziemi (powyżej 500 km). Dla takich satelitów częstotliwość występowania zjawiska za­ krycia byłaby tego samego rzędu, co dla Echa I. Różnica jasności pomiędzy gwiazdami i satelitą nie ograniczałaby nam możliwości obserwacji zjawiska, a czas trwania zakry­ cia wynosiłby jeszcze dwie, trzy milisekundy. Najlepszym obiektem do tego typu obserwacji byłby jednak satelita typu Echo 1 o znacznie mniejszym albedo, tak by jego jasność była rzędu S1"—6m.

LITERATURA

[l] B er i oth A., Hofman W., Kosmische Geodesie, 1961. L2j Gordon Gary D .t Satellite-star occultations for geodetic determinations w książce: G. V eis, The use of artificial satellites for geodesy.

Z LITERATURY NAUKOWEJ

ZASTOSOWANIE FOTOGRAFICZNYCH OBSERWACJI KSIĘŻYCA DO WYZNACZEŃ WSPÓŁRZĘDNYCH GEOCENTRYCZNYCH

B. KOŁACZEK

Idea wykorzystania obserwacji Księżyca do wyznaczeń dokładnych wartości współrzędnych geocentrycznych punktów na powierzchni Ziemi, a stąd innych danych geodezyjnych, była znana już dawno. Na możliwość wykorzystania do celów geode­ zyjnych takich obserwacji, jak zakryć gwiazd przez Księżyc, zaćmień Słońca, wska­ zywało wielo autorów: Euler (1763), Banachiewicz (1929), Lambert (1949), Berroth (1949). Praktyczne wykorzystanie tej możliwości uniemożliwiała jednak mała dokładność obserwacji tych zjawisk. Wprowadzone przez Markowitza w 1952 r. fotograficzne obserwacje pozycji Księżyca, przy pomocy specjalnie skonstruowanej do tego celu kamery, zwiększyły znacznie dokładność wyznaczanych z obserwacji pozycji Księżyca, a więc i dokład­ ność wyznaczanych stąd geocentrycznych współrzędnych miejsca obserwacji. Kamera Markowitza przy pomocy ruchomego, ciemnego filtru umieszczonego przed kli­ szą w miejscu, gdzie powstaje obraz Księżyca, pozwala uzy­ skać jego nie przesunięty obraz na tle kilkunastu jaśniejszych gwiazd, w ciągu 10—20-sekun- dowej ekspozycji. Pomiar po­ zycji około 30 punktów brzegu K się ży c a (w celu uniknięcia błędów nierówności brzegu) oraz około 10 gwiazd pozwala wy­ znaczyć współrzędne topocen- tryczne środka Księżyca wzglę­ dem gwiazd. Każda taka obser­ w acja dostarcza nam topocen- trycznych współrzędnych Księ­

życa O-'v, 5 'k z dokładnością ± o:i5. Porównanie tych współ­ rzędnych ze znanymi z efemeryd geocentrycznymi współrzędnymi Księżyca pozwala na wyznacze­ nie geocentrycznych współrzęd­ nych obserwatora. Podstawowe wzory metody stanowią znane z astronomii Ry». 1 sferycznej równania podające zależność topocentrycznych współrzędnych Księżyca od jego współrzędnych geocen­ trycznych i miejsca obserwacji S (rys. 1). Analogiczne rozważania geometryczne i wzory 22 Z literatury naukowej

można zastosować również w wypadku obserwacji sztucznych satelitów Ziemi. Rów­ nania zapisane za pomocą współrzędnych prostokątnych przyjmą postać:

X 'K ‘ XK -Xs

Y'K * Y K - Y s (1)

Z K = ZK - ZS< gdzie: Xk> YK< ZK * Xg, Ys, Zg — są odpowiednio prostokątnymi współrzędnymi Księżyca i miejsca obserwacji S w geocentrycznym układzie współrzędnych, którego początek znajduje się w środku mas Ziemi, oś Z — koincyduje z osią obrotu Ziemi, a osie X i y — leżą w płaszczyźnie równika i skierowane są odpowiednio do punktu Barana i punktu o rektascenzji równej 6 *1. Współrzędne X'Y'Z'^ są analogicznymi, topocentrycznymi współrzędnymi K siężyca. Równania (1) przedstawione za pomocą współrzędnych sferycznych są następujące:

r cos 6'f, cosa’x = AcosS^ cosoc^ - p c o sycos (y + A)

r'cos S'f, sin = AcosSję sin - pcosę>'sin (y + A) (2)

r 'sin 8'^ = A sin 6 ^ - psin w ; gdzie:

° K ’ K • T' ~~ topocentryczne współrzędne równikowe Księżyca i jego odległość od s tacji S, aK ’ A — geocentryczne współrzędne równikowe Księżyca i jego geocentryczna odległość wyrażona w jednostkach równikowego promienia ziemskiej sfero idy, p ,

Xs = cos y - ys sin y

Y g = x 5 sin Y - ys cos y (3)

ZS = *S-

Równania (2) możemy więc napisać w postaci:

r'cos5'^ cosa^ = AcosS^ cosa/f - xg cos y - ys sin y

r cosS sina'^ = AcosS^ sina^- xg cos y — yg cos y (4)

r ' s in 6 = A sin 6^ - 25.

Eliminacja nieznanej topocentrycznej odległości Księżyca r ' z powyższych równań prowadzi do podstawowych równań tej metody: Z literatury naukowej 23

A i , + B ys * L (5) A B'ys + C 'zs ~ •

Współczynniki tych równań mogą przyjmować różne postaci w zależności od sposo­ bu przekształceń równań (4). W. Markowitz przedstawia współczynniki równań (5) następująco:

A - sin G ' A' = cos G'

B - cos G' B’ = - sin Gr

C' = - ctg 5'k (6)

L - A cos 5^ sin (oc'j£ - a^)

= A (cos 6k cos (a^ - % ) - sin SK ctgS'^), gdzie: G* " a '^ - y, zaś W.M. Amelin podaje na współczynniki równań (7) wyrażenia:

A “ sin G' A - sin 6 ^ cos'j (G + GO

B M cos G' B’ = sin 6 ^ sin (G + G*)

C ' = cos 6'^ cos j (G — G') (7)

L = A cos 5ję sin (a'/£ - Oft)

L’ = A sin ( 6 ^ - 6/c) cos ^ (<*’ K - a^),

gdzie: G = aK - y. Równania (5) są podstawowymi wzorami do obliczeń współrzędnych geocentrycz- nych z fotograficznych obserwacji Księżyca. Każda obserwacja Księżyca dostarcza dwóch równań typu (5), o trzech niewiadomych, tj. geocentrycznych współrzędnych obserwatora. Do wyznaczenia ich trzeba więc co najmniej dwóch obserwacji. W przypadku znajomości przybliżonych wartości współrzędnych geocentrycznych obserwatora x0, y0, zQ, równania (5) możemy przedstawić w postaci:

A A * + B A ys = ^ - (8) A A xs + B A ys + C A ■ i« — L 0»

gdzie:

A* 5 3 - *0, Ay, = ys -yo. Ajs = zs - z0

i Lo = A x0 * Byol L'o = + fi'y0 + C'zQ.

W rozważaniach powyższych zakładaliśmy znajomość geocentrycznych współrzęd­ nych Księżyca, uznając za niewiadome tylko geocentryczne współrzędne obserwatora. 24 Z literatury naukowej

Vi rzeczywistości jednak zarówno efemerydy współrzędnych geocentrycznych Księżyca, jak i argument tych efemeryd — czas efemerydalny — nie są dokładnie znane i wymaga­ ją również wyznaczenia. Współrzędne Księżyca otrzymane z efemeryd należy wiąc traktować jako wartości przybliżone, a poprawki do tych wartości włączyć do równań jako dodatkowe niewiadome. W tym przypadku do równań (5) i (8) musimy dołączyć wy­ razy z niewiadomymi Aoc^( A6/(. W rezultacie nasze podstawowe równania przyjmą postać:

A xs * B ys * D A aK = L i (9) A xs + B'y s * C'zs + E’ A 6j< = L'

A A*t + B Ays * D Aajj = L - La ( 10) /l'A*s + fl'Ay, + C'A zs + E'AE* = L' - L'0, gdzie współczynniki D i E' (według Amelina) można przedstawić wzorami:

D - -Acos^ e ' - - A.

Rozwiązanie tak uogólnionego zadania wymaga oczywiście większej liczby obser­ wacji. Równania (9) i (10) nie dają jednak możliwości niezależnego wyznaczenia wszystkich niewiadomych. Układ równań normalnych utworzony z równań typu (9) lub (10) ma wyznacznik bliski zeru. Co więcej odległość geocentryczna Księżyca była traktowana w równaniach powyższych jako wielkość znana, jej wartość należałoby uznać również za wartość przybliżoną, a poprawkę do tej wartości uznać za dodatkową niewiadomą. Zagadnienie wyznaczenia współrzędnych geocentrycznych obserwatora łąpznie z poprawkami do geocentrycznych współrzędnych Księżyca można rozwiązać również w oparciu o współrzędne sferyczne p,

Pa = PPję cos f ’ sec6^ sin tK ( 11) /jg = PP/((sin «p'cos6^ - cos

(a'K - a'e) cos 6^ = P'A aK + Q’A6K+ U 'x + ^'A

A(p pk) ac ~ - pa> 5 c - 6/c - Pe> * TT— — 7. u PPft sin 1

P = cos 6^ + c cos tfc P " — c sin 6/ę sin

( 13) () = - c tg 6^ sin Q,f = 1 + s sin 6^ + c cos 6/^ cos t% Z literatury naukowej 25

^ — “ c sin tję [)" = — s c o s 6^ + c sin 8^ cos Ł^

V = s sin t„ V " = — c cos6^ - s sin Sj( cos tx (13) W = c cos t^ W" = c sin 6^ sin tr

c — p c o s

Równania (12) podobnie, jak równania (9) i (10), nie pozwalają wyznaczyć nie­ zależnie wszystkich niewiadomych. Wyznacznik równań normalnych utworzonych dla równań (12) jest też bliski zeru. Mając odpowiednią ilość obserwacji, można z równań (12) wyznaczyć niezależnie cztery niewiadome: Aa^, AX', u, v, gdzie:

( s 1 + c1) cos 6^ K gjjj j>

(14)

— — A6* “ s v ~ 7(s ~ i + c vii c o s6 l- a * Tp '

Zaniedbując na przykład wartości Ap i Ap ^ będzie można niezależnie wyznaczyć Aa~ A S^, A If', AX'. Takie rozwiązanie jest interesujące dla celów geodezyjnych, gdyż pozwala wyznaczyć wartości odchyleń pionu, a dalej łącznie z danymi sieci triangulacyjnej umożliwia wyznaczenie rozmiarów Ziemi. Interesujące wyniki można uzyskać z fotograficznych obserwacji Księżyca wyko­ nywanych jednocześnie lub w niedużym odstępie czasu na dwóch lob kilku stacjach. Obserwacje takie pozwalają nawiązywać odległe punkty, wyznaczać duże odległości. W połączeniu z pomiarami triangulacyjnymi pozwalają wyznaczyć orientację wybranej elipsoidy odniesienia względem środka masy Ziemi, a wreszcie kształt i rozmiary geoidy. W przypadku obserwacji Księżyca, wykonywanych na dwóch stacjach jednocześnie lub w momentach niezbyt odległych (1—2 godziny), możemy wyeliminować niewiadome dotyczące współrzędnych geocentrycznych Księżyca, uważając je za stałe w ciągu krótkiego okresu czasu. Możemy wówczas wyznaczyć bądź odległość tych stacji, bądź współrzędne geocentryczne jednej z nich, jeżeli znamy współrzędne pozostałej. Na przykład odejmując stronami równania (9), utworzone dla stacji nr 1 i nr 2, otrzymamy równania: ^ 1*1 + ^ 1^1 “ ^ 2*2 ~ ^ 2^2 ~ ^2 (15)

^ 1 * 1 + B \ yi * C l*l - l42x 2 ~ B 2X2 ~ C2 Z2 = ~ L 2'

pozwalające wyznaczyć współrzędne geocentryczne jednej stacji, gdy znane są współ­ rzędne drugiej. Równania (15) napisane w postaci:

+ ^2 , . B\ * B% . — ;;— ui -*»ł— :— (^i ->2) =

( 16) - A2 B i - B 2 i-j - l 2 ------( * ! + X2) + ------(jfj + y2) 26 Z literatury naukowej

Ai *A2 i Bi ♦ B'9 i , c, + c ; # ------(*i - *2 ------(y\ ~ yJ + — (zi ~ z ^ 2 2 2 ( 16)

/4', - A\ B\ - B' C\ - Có

— — (xi * x2)+ ó (yi +y2) + — r-^r'a* pozwalają wyznaczyć odległość stacji obserwacyjnych w przypadku nieznajomości dokładnych współrzędnych obydwu stacji. W tym przypadku wyrazy znajdujące się w na­ wiasach są zaniedbywalne w stosunku do błędów L i U, oczywiście przy założeniu, że obserwacje s ą wykonywane w niedużym odstępie czasu, gdyż tylko wtedy współczyn­ niki A j — A% itd. są małe. Gdy błąd wielkości: acj + * 2, yj + y-p z i + z2 vvynos* około 700 metrów, a obserwacje są odległe w czasie o pół godziny, zaniedbywalny wyraz jest rzędu 50 metrów Rozpatrzmy teraz przypadek wykonywania fotograficznych obserwacji Księżyca na kilku stacjach, które włączone są do jednej sieci triangulacyjnej I rzędu. Oznaczmy współrzędne goedezyjne tych stacji dla przyjętej elipsoidy odniesienia przez yg it ~zg j. Współrzędne geodezyjne tych stacji odnoszące się do elipsoidy, której śro­ dek znajduje się w środku masy Ziemi, zwane absolutnymi współrzędnymi geodezyjnymi, możemy obliczyć wzorami.

Xg.i ~ xg,i + P’ ’ yg.i + 9* Zg.i " xg,i * r>

gdzie wielkości: p, q, r — są współrzędnymi środka przyjętej elipsoidy odniesienia względem środka masy Ziemi. Przyjmując geodezyjne współrzędne stacji xgii, yg>i, i — za przybliżone war­ tości współrzędnych geocentrycznych tych stacji x0,i> yo,i> zo,i * kładąc Xi - p, yi - q, Zj - r możemy napisać układ równań (10) dla wszystkich stacji w postaci:

aiP * biq + di Aa^ - Li (18) aiP * *Hq + c\r + e'i A8j< - .

Równania te pozwalają na wyznaczenie współrzędnych geocentrycznych środka przyjętej elipsoidy. Eliminacje niewiadomych dotyczących geocentrycznych współrzęd­ nych Księżyca możemy uzyskać przez wykonanie obserwacji Księżyca na wszystkich stacjach w przeciągu krótkiego okresu czasu, gdyż wówczas niewiadome te możemy uznać za stale dla wszystkich obserwacji. Wyznaczenie geocentrycznych współrzędnych wielu punktów, odpowiednio roz­ mieszczonych na całej kuli ziemskiej, pozwoli na wyznaczenie kształtu geoidy. Wy­ znaczenie rozmiarów geoidy będzie możliwe po włączeniu części punktów do pomiarów triangulacyjnych i wyznaczeniu ich odległości w metrach. Obserwacje Księżyca kamerami Markowitza zostały włączone w ramy badań Roku Geofizycznego. Dwadzieścia obserwatoriów rozmieszczonych na całej kuli ziemskiej prowadziło w ciągu lat 1957—1958 regularne obserwacje Księżyca kamerami Markowitza, wykonując po około 600 zdjęć każde. Materiał ten opracowuje centralnie Obserwatorium US Naval w celu podjęcia wyznaczenia kształtu i rozmiaru geoidy, poprawek do aktual­ nych danych Księżyca i czasu efemerydalnego. Dokładność wyznaczenia pozycji Księżyca z pojedynczej obserwacji wynosi ± 0,15", błąd ten jest równoznaczny z błędem wyznaczenia geocentrycznej pozycji obserwatora równym ± 200 m. Z literatury naukowej 27

Dokładność wyników otrzymanych z obserwacji prowadzonych w ramach Międzynaro­ dowego Roku Geofizycznego ma wynieść w przypadku pozycji Księżyca ± 0,02**. W"przy­ padku wyznaczanych współrzędnych geocentrycznych obserwatora — ± 40 m.

LI TERATURA

1. W.M. Amelin, Metody ispolzowania Łuny dlja geodeziczeskich celej, Biull. Inst. Teoret. Astr., T VII, Nr 1, (84). 2. A. Berroth, W. Hofman, Kosmische Geodesie. 3. W.M. Kaula, Celestial Geodesy. 4. W. Markowitz, Photographic determination of the Moon's position, and applications to the measure of time, rotation of the earth and geodesy, A.J. 59, Nr 2. 5. W. Markowitz, Use in geodesy of the results of lunar observations and eventual observa­ tions of artificial satellites, Bulletin Geodesique Nr 49, 1958. 6. W. Markowitz, Geocentric co-ordinates from lunar and satellite observations, Bulletin Geodesique Nr 49, 1958. 7. H .I. Potter, K uoprosu ob ispolzouanii nabljudenij Łuny w geodezic zeskich celjach, A.Ż. T. XXXV, w. 4. 8. H .I. Potter, Metodika obrabotki foto grafie zeskich nabljudenij Łuny wieduszczichsja s po- moszczju kamery Markouica w Pułkotuie, Trudy 14-j Astrometriezeskoj konferencji 1960 g. 9. H .I. Potter, Ispolzowanije nabljudenij Łuny dlja geodezic zeskich sujazi punktów territorii SSSR, Trudy 14-j Astrometric zeskoj konferencji 1960 g.

ASTRONOMICZNY UKŁAD ODNIESIENIA

J. O KOLO WIC Z

W roku 1963 została zamieszczona w „Naval Obs.” Rep. 35 praca G. Clemence omawiająca zagadnienie astronomicznego układu odniesienia. Obszemość tematu i chęć omówienia wielu zagadnień spowodowały, że autor podał jedynie jakościowy opis zjawisk i niektóre wyniki wyznaczeń rozmaitych wielkości. W ten sposób praca ta jest jedynie wskazaniem kierunków badań nad układem odniesienia. Pojęcie astronomicznego układu współrzędnych dotyczy zazwyczaj jedynie kie­ runków, ponieważ mierzenie odległości odbywa się przy pomocy złożonych i praco­ chłonnych metod. Współrzędne sferyczne można łatwo odczytywać z kół instrumentu, którym obserwujemy. Przyjmując, że każdy obserwowany obiekt jest zrzutowany na wewnętrzną powierzchnię sfery o nieskończenie wielkim promieniu, położenie obiektu na sferze zostanie określone przez podanie na niej szerokości i długości. Dla więk­ szości celów nie związanych z układem słonecznym nie jest istotne, czy środek sfery niebieskiej znajduje się w miejscu obserwacji czy też w centrum Zńemi, a również w wielu przypadkach nie jest istotne, czy znajduje się on w centrum Słońca. Wśród wielu układów współrzędnych sferycznych, które można sobie wyobrazić — trzy mają specjalne znaczenie: równikowy układ deklinacji i rektascensji, ekliptyczny układ długości i szerokości ekliptycznych oraz galaktyczny układ szerokości i długości galaktycznych. Podstawowymi płaszczyznami tych trzech układów są: płaszczyzna równika ziemskiego, płaszczyzna ekliptyki i płaszczyzna Galaktyki. Przecinają one sferę niebieską tworząc trzy wielkie koła: równik, ekliptykę i równik galaktyczny — od których są mierzone trzy współrzędne szerokościowe. Rektascensja i długość eklip- tyczna są mierzone od wspólnego punktu, którym jest przecięcie równika i ekliptyki, tj. od punktu równonocy wiosennej — dodatnio w kierunku wschodnim, tj. zgodnie z ru­ chem Słońca. Długość galaktyczna przed rokiem 1958 była mierzona w kierunku wzrostu rektascensji — od punktu przecięcia równika niebieskiego i równika galaktycznego, gdzie położenie bieguna galaktycznego zostało określone w kierunku o rektascensji 28 Z literatury naukowej

12*>40ln i deklinacji +28°. Obecnie liczy się ją od kierunku bliższego kierunkowi ku centrum Galaktyki, tj. rektascensji 17''W01, dekjlinacji -29°. Układ współrzędnych równikowych zawdzięcza swoje znaczenie wysokiej dokładno­ ści, z jaką przy pomocy instrumentu przejściowego oraz przy pomocy pomiarów czasu podczas przejść przez południk, można wyznaczyć rektascensję i dekliriację dowolnej gwiazdy. Dokładność pojedynczej obserwacji pomiaru deklinacji i różnicy w rektascensji wynosi 0"\. Jeżeli ta sama gwiazda będzie obserwowana przez kilka kolejnych nocy — znajdziemy, że jej deklinacja i rektascensja zmieniają się w sposób systematyczny o wielkość zauważalną często już następnej nocy. Miększa część tej zmiany spowodo­ wana jest przez ruch równika i punktu równonocy, a nie przez ruch samej gwiazdy. Oddziaływania grawitacyjne między Księżycem, Słońcem a Ziemią powodują zmiany w translacyjnym ruchu Ziemi oraz w położeniu w przestrzeni ziemskiej osi obrotu. To ostatnie działanie rozdzielone jest na dwa człony: precesję lunisolarną oraz nuta- cję. Precesja lunisolarna może być z grubsza określona jako postępujący, prawie kołowy ruch północnego bieguna dla płaszczyzny równika wokół północnego bieguna ekliptyki o promieniu 23° i okresie około 26000 laL Powoduje on ruch punktu równonocy w kierunku zachodnim, wzdłuż ekliptyki o około 50" na rok. Nutacja jest mniejszym, nieregularnym ruchem, nałożonym na precesję, poruszającym punkt równonocy naprzód lub w tył względem średniego położenia do 17", przy czym główny wyraz okresowy wynosi 18.6 lat. Oddziaływania grawitacyjne pomiędzy centrum masy Ziemi a innymi planetami są przyczyną postępującego ruchu bieguna ekliptyki, co nazywamy precesją planetar­ ną, której działanie porusza punkt równonocy w kierunku wschodnim o około 0 " ll na rok i zmniejsza kąt pomiędzy ekliptyką a równikiem o około 0.47 na rok. Te oddziały­ wania podobnie do oddziaływania Księżyca powodują mały, nieregularny ruch — analo­ giczny do nutacji, który jednakże nie związujemy z ekliptyką, ale nazywamy perturbacja­ mi szerokości Słońca. Wielkość jego nie przekracza nigdy 1. Zatem ekliptyką jest (ikcją matematyczną odpowiadającą nie aktualnej płaszczyźnie orbity Ziemi, ale płasz­ czyźnie po wygładzeniu mniejszych nieregularności. Ekliptyczny układ współrzędnych nie ma zatem ani prostego, ani dokładnego znaczenia dynamicznego, czy geometryczne­ go, jest po prostu umową rachunkową. Suma precesji lunisclarnej i planetarnej nosi nazwę precesji ogólnej. Nutację można dogodnie podzielić na dwa składniki: nutację w długości — zmienia długości ekliptyczne wszystkich obiektów jednakowo, nie zmie­ niając szerokości ekliptycznych — i nutację w nachyleniu ekliptyki — nie zmienia szerokości, ale zmienia deklinacje i rektascensje (nutacja w długości również je zmie­ nia). Przyjętą wartością dla precesji ogólnej na stulecie zwrotnikowe w długości jest podana przez Newcomba wielkość p - 5025*164 + 2722 T, gdzie T jest liczone w stu­ leciach zwrotnikowych od 1900.0 (rok zwrotnikowy jest tu użyty dla dogodności rachun­ ków precesyjnych). Precesja ogólna na stulecie zwrotnikowe w rektascensji wynosi dla gwiazdy w punk­ cie równonocy m “ 4608*750 + 2779 7, a w deklinacji n “ 2004.68 — 0785 T. Dla dowolnej gwiazdy o rektascensji a i deklinacji 5

da dS m m + n sin a tg 6 -j j , “ n cos o,

skąd przez całkowanie rektascensja i deklinacja gwiazdy może być sprowadzona z jednej epoki do drugiej (pod względem precesji). Dokładność tego maleje z odstępem czasu przed lub po roku 1900, ale jest wystarczająca dla kilku stuleci. Dla większych odstępów czasu lub dla gwiazd bliskich bieguna podane s ą metody w pracy S. New­ comba A Compendium of Spherical Astronomy. Ponieważ teoria nutacji Woolarda z roku 1953 została przyjęta przez 1AU do użytku w rocznikach efemeryd i wszystkich almanachach nautycznych, autor nie omawia Z literatury naukowej 29 jej bliżej. Warto jednak wymienić założenia tej teorii, ich słuszność oraz różnice w wynikach, różniące tę teorię od poprzednio używanej. Teoria Woolarda podana w „Astr. Papers of Amer. Eph.” Vol. XV, Part 1, podaje teorię rotacji Ziemi wokół jej środka masy. Autor wyprowadza z równań Eulera dla ciała sztywnego układy równań dła ruchu osi symetrii i dla ruchu osi rotacji. Oba te układy są przybliżane następnie przez równania Poissona, po których rozwiązaniu można dość łatwo wyznaczyć ko­ nieczne poprawki w celu otrzymania dokładnych rozwiązań dla ruchu osi symetrii i ruchu osi obrotu. Istotą teorii Woolarda jest zastosowanie przy przedstawieniu siły perturbacyjnej teorii Słońca Newcomba i teorii Księżyca Browna. Używane uprzednio szeregi dla wyliczania nutacji podane przez Oppolzera w oparciu o teorię Księżyca Hansena i teorię Słońca Leverriera nie były zbyt dokładne. Zawierały one co najwyżej 22 wyrazy w długości i 15 wyrazów dla nutacji w nachyleniu z wartościami w tablicach doff'.Ol. Szeregi podane przez Woolarda podają 69 wyrazów dla nutacji w długości, z których 46 jest krótkookresowych (tj. okres mniejszy od 35 dni); dla nutacji w nachy­ leniu jest 40 wyrazów, z czego 24 krótkookresowych. Największy wyraz o amplitudzie 9".21 nazywamy stałą nutacji; ma on okres 18.6 lat. Najkrótszy podany okres to 5.5 dnia, a podane są wyrazy aż do mających współczynniki o wielkości 0".0002. W ostateczności otrzymuje się precesję i nutację z dowolną dokładnością, przy założeniach, że ruch Ziemi jest ruchem ciała sztywnego oraz, że A i B równikowe momenty bezwładności są sobie równe. Nie zostały uwzględnione bezpośrednie oddziaływania innych ciał poza Słońcem i Księżycem. Nie dają one bezpośrednio oszacowalnych efektów. Oczy­ wiście, ich pośrednie działanie poprzez obserwowane pozycje Słońca i Księżyca jest już uwzględnione. Dotychczasowy stan wiadomości nie pozwala stwierdzić, czy kształt geometryczny i rozkład gęstości wewnątrz Ziemi dają godną oceny różnicę pomiędzy równikowymi momentami bezwładności. Gdyby taka różnica została w sposób wiaro- godny ustalona, wówczas można by łatwo poprawić wyrażenia na precesję i nutację przy pomocy wzorów zależnych od B — A podanych ,,na wszelki wypadek” przez Woolarda. Trudniejsza jest sprawa z założeniem ruchu Ziemi jako ruchu ciała sztywnego. Można spodziewać się odstępstw od takiego ruchu, bowiem Ziemia podlega odkształceniom spowodowanym przez siły przypływowo-odpływowe pochodzenia luni- solamego, a co więcej w procesach geofizycznych zachodzą przemieszczenia mas wewnątrz i na zewnątrz Ziemi. Złożoność tych efektów i ich zależność od wewnętrznej budowy Ziemi czyni ich wyrachowanie trudnym i niepewnym, a ich mała wielkość stawia duże wymagania obserwacyjne. Jednakże badania H. Jeffrey sa publikowane w M.N. od 1950 r. wskazują, że przyjęcie płynnego jądra i elastyczności skorupy Ziemi mo­ głoby wyjaśnić różnicę, która występuje pomiędzy obserwowaną wartością stałej nutacji, a wartością teoretyczną. W dalszym ciągu swej pracy G. Clemence zajmuje się związkami zachodzącymi pomiędzy wielkościami precesyjnymi i nutacyjnymi. Oznaczając przez Aprędkość pre­ cesji planetarnej, 0 — chwilową wartość nachylenia (wyznaczaną dla epoki fundamen­ talnej przez obserwacje), pQ — precesję lunisolarną, pg — precesję geodezyjną — mały relatywistyczny, prosty ruch równonocy wzdłuż ekliptyki wynoszący 1.915 na stule­ cie — używając p, m, n zgodnie z poprzednio podanymi znaczeniami, otrzymuje się wyprowadzone przez de Sittera zw iązki:

■ P\ cos G - A P ” Pi - ^cos 0 Po m Pl * Pg, n " Pj sin 0 P - Po s e c ©

g d zie P nazwane stałą precesji jest bardzo bliskie stałej, malejąc 0”004 na stulecie. Oznaczając przez N główny współczynnik w wyrażeniu na nutację w nachyleniu, otrzy­ mamy związki: 30 Z literatury naukowej

P - (A + B\!) H N - Cu'H co s 0 u' - - i - 1 + m gdzie (i jest stosunkiem mas Księżyca i Ziemi, H — dynamicznym spłaszczeniem Ziemi, a A, B, C są znanymi funkcjami elementów orbit Ziemi i Księżyca. Wielkości A, B, C, 0 są znane z wielką dokładnością. Jeśli H i M byłyby znane z równa dokładnością, wów­ czas precesję można by wyrachować bez odwoływania się do obserwacji astronomicz­ nych. Tak nie jest i wzór ten nie służy do znajdowania wartości P lecz jako warunek pomiędzy H i u, gdy P jest znane. Dokładne wyznaczenie P jest niezwykle ważne, gdyż aby znaleźć ruch własny należy odjąć precesję od obserwowanego ruchu gwiazdy. Definicja ruchu własnego dla dowolnej gwiazdy jest następująca:

= —d a - i(m + n sin a tg 6) Hj = - n cos a

Pochodne i dS/dT są obserwowanymi ruchami względem poruszającego się ukła- dT du odniesienia. Dowolny błąd w przyjętej wartości P poprzez m in wchodzi do wartości na ruch własny. Jeżeli błąd jest wystarczająco duży, tak że jego efekt jest rzędu lub nawet większy niż ruch gwiazd, wówczas może być określony poprzez analizę ruchów własnych wystarczająco dużej liczby gwiazd, odpowiednio rozmieszczonych na sferze niebieskiej. Ta metoda wyznaczania stałej precesji była najczęściej używana w prze­ szło ści. Wśród wielu zagadnień związanych z tą metodą warto wspomnieć o dwu. Pierw sze — to wynik pracy Morgana i Oorta nad badaniem katalogów gwiazd (B.A.N. 11,379) — konieczność poprawienia stałej p podanej przez Newcomba o wielkość +0.75 przy przyjęciu niezmienionej wartości precesji planetarnej. Drugie zagadnienie, to — jak wykazał van de Kamp — ograniczenie, jakie nakładają indywidualne ruchy gwiazd na dokładność wyznaczenia precesji tą metodą. Wynosi ono 0.1 na stulecie i taka do­ kładność została już prawie osiągnięta. Druga metoda wyznaczenia stałej precesji opiera się na ruchach wewnątrz układu słonecznego. Ekliptyczne długości węzłów i perihelia planet są wyznaczane z obser­ wacji w odniesieniu do zmiennego punktu równonocy dla rozmaitych epok. Teoria planetarna podaje wielkość tych ruchów niezależną od precesji, stąd różnica między obserwowanymi a wyliczonymi ruchami jest precesją. Wyliczenia w tej metodzie są bardzo kłopotliwe i dotychczas nie ma jeszcze wyników o dokładności osiągalnej tą metodą. Jednakże, jak wykazał autor wraz z Dirk Brouwerem, dotychczasowe re­ zultaty zgadzają się z osiągniętymi metodą klasyczną, wskazując na konieczność poprawienia stałej p Newcomba w długości o +0.8. Trzecia metoda opiera się na układzie odniesienia opartym o mgławice pozagalaktyczne. Metoda ta stosowana w Lick Observatory i w ZSRR da wyniki nie wcześniej niż za 10—20 lat. Zmiany w deklinacji i rektascensji są również powodowane przez aberrację. Jej działanie powoduje, że obserwator widzi gwiazdę przesuniętą na wschód o 20.47 wtedy, gdy znajduje się po przeciwnej stronie Słońca w porównaniu z kierunkiem o 3 miesiące wcześniejszym lub trzy miesiące późniejszym, kiedy Ziemia porusza się w kierunku gwiazdy lub w kierunku do niej przeciwnym. Podobne przesunięcia są spowodowane przez prędkość Ziemi wokół centrum masy Ziemi i Księżyca i wynoszą 0.008, oraz wynoszące tyle samo przesunięcia spowodowane prędkością Ziemi wokół środka masy Ziemi i Jowisza. Obserwacje południkowe powinny być wolne od tych efektów. Należy dodać, że umownie nie uwzględnia się poprawek aberracyjnych spowodowanych roczny­ mi zmianami prędkości Ziemi na orbicie. Błąd tu popełniany wynosi około 0.3, zależy od długości perihelium Ziemi i jest prawie stały dla danej gwiazdy przez kilka stuleci, zmieniając się o około 2% na stulecie. W ten sposób ruchy własne nie są w wyczuwalny Z literatury naukowej 31

sposób zakłócone. Umowa dotycząca zaniedbywania tych poprawek została przyjęta w czasach, gdy ich wyliczenie było o wiele bardziej pracochłonne niż dziś, tym nie­ mniej pozostała w mocy, aby można było porównywać katalogi gwiazd używane obecnie z dawniejszymi. Do tych wszystkich zagadnień warto jeszcze dodać kilka słów doty­ czących układów stałych. Kilkakrotnie wymieniane były stałe, które przy dzisiejszym stanie wiedzy powinny być poprawione, tym niemniej w rocznikach efemeryd pozostają dawno używane wartości. Stałe astronomiczne tworzą spoisty układ i wprowadzanie ciągle nowych wartości dla poszczególnych stałych psułoby te spoistość. W dodatku zmiana stałych spowodowałaby zniszczenie ciągłości efemeryd. Obecnie można wy­ różnić trzy wartości dla każdej ze stałych: zgodną z systemem czy teorią, wynikającą z obserwacji i zmieniającą się od wyznaczenia do wyznaczenia oraz wartość poprawioną, spełniającą dokładnie związki teoretyczne przy poprawionych wartościach innych sta­ łych, zgodną z wartością obserwowaną z dokładnością do błędów obserwacji. Ewentual­ na zmiana układu stałych będzie na pewno konieczna, ale nastąpi jako zmiana całości układu stałych, aby nowy układ miał zaletę spoistości.

IDENTYFIKACJA RADIOŹRÓDEŁ 0 MAŁYCH WYMIARACH KĄTOWYCH Z NOWYM TYPEM OBIEKTÓW POZAGALAKTYCZNYCH

Z. TURŁO

Dokonana ostatnio identyfikacja radioźródeł o małych wymiarach kątowych z no­ wym typem obiektów kosmicznych wzbndziła duże zainteresowanie nie tylko wśród astrofizyków zajmujących się problemami radioźródeł, ale również z uwagi na swoją niezwykłość i głębokie konsekwencje teoretyczne, wśród specjalistów zajmujących się teorią względności, kosmologią i fizyką ekstremalnie wysokich gęstości i tempera­ tur. Interpretacji danych obserwacyjnych oraz problemom teoretycznym związanym z tymi obiektami było poświęcone międzynarodowe sympozjum w Dallas (16—18 XII 1963) pod hasłem: „Grawitacyjny kolaps i inne zagadnienia astrofizyki relatywistycznej” , w którym wzięło udział około 400 astrofizyków, fizyków relatywistów i specjalistów in­ nych dziedzin. Dane obserwacyjne i rozważania teoretyczne, jakkolwiek w tej chwili dalekie od kompletności i zawierające wiele niejasności, wydają się wskazywać na to, że został odkryty nieznany dotychczas rodzaj obiektów pozagalaktyczuych, o masach szacowanych obecnie w granicach od 106 M® do 10” Ma, wymiarach od kilku do kilku tysięcy parseków, w których zachodzą procesy wyzwalania energii rzędu 1059—1061 ergów. Przytoczone cyfry usprawiedliwiają użycie na wstępie określenia „niezwykłe” w odnie­ sieniu do obiektów nowego typu. Najbardziej zagadkowe jest wyzwalanie ogromnych — nawet na skalę kosmiczną — energii w niezwykle szybkim tempie, co — jak wydaje się — wymaga rewizji dotychczasowych poglądów na ewentualne źródła energii i ewolucję obiektów kosmicznych. Pomiary rozkładu jasności w radioźródłach przy pomocy interferometru o długości bazy do 62000 A wykonane w Jodrell Bank w 1962 r. [l], a także pomiary innych auto­ rów, dały bardzo interesujący rezultat: około 5,5% radioźródeł z katalogu 3C ma wy­ miary kątowe poniżej 1" i odznacza się dużymi jasnościami powierzchniowymi. Podej­ mowane próby optycznej identyfikacji tych obiektów napotykały jednak na duże trudno­ ści z uwagi na niewystarczającą dokładność radiowych wyznaczeń położenia. Istotny postęp w identyfikacji radioźródeł został osiągnięty w rezultacie znacznego zwiększe­ nia dokładności wyznaczeń współrzędnych.M athews i Read z Obserwatorium Owens Valley wykorzystali do pomiarów położeń ponad 100 radioźródeł interferometr o zmien­ nej bazie Płn.—Płd., Wsch.—Zach., uzyskując w korzystnych warunkach dokładność lepszą niż 5U łuku w obu współrzędnych. Wynik ten średnio o rząd wielkości prze­ wyższa dokładność osiąganą poprzednio, a w szczególnie korzystnych warunkach 32 Z literatury naukowej

zbliża się do dokładności wyznaczeń położenia osiąganej przy pomocy 200-calowego teleskopu. Dla kilku radioźródeł o dużych jasnościach powierzchniowych Hazard, Mackey i Shimrains z CSiRO Sydney zastosowali z powodzeniem metodę zakryć przez Księżyc. Obserwacje ich pozwoliły ponadto uzyskać dokładniejsze dane o roz­ kładzie jasności w badanych radioźródłach, a w szczególności ustalić podwójność i szczegóły struktury radioźródła 3C 273. Do chwili obecnej zidentyfikowano z dużym prawdopodobieństwem 7 obiektów no­ wego typu; s ą to radioźródła wg Katalogu Cambridge, 3C 47, 3C 48, 3C 147, 3C 245, 3C 196, 3C 273, 3C 286. Identyfikację prawdopodobną uzyskano dla dwóch dalszych radioźródeł 3C 9 i 3C 43 [2]. Bezpośrednie fotografie tych obiektów uzyskane w ognisku 200-calowego reflektora dają obrazy typowe dla gwiazd. Obiekty 3C 48, 3C 196, 3C 273, mają prawdopodobnie słabe, pojedyncze włókna mgławicowe. Widma optyczne wyka­ zują szereg osobliwości: obserwuje się intensywne kontinuum w niebiesko-fioletowej części widma, linie emisyjne i absorpcyjne są szerokie i nieliczne. Najbardziej prawdo­ podobna identyfikacja wskazuje na bardzo duże przesunięcie widma ku czerwieni (3C 48 — v/c = 0,3675, 3C 273 — v/c = 0,150), bez uwzględnienia absorpcji, i dla stałej Huble’ a H = 100 km/sek Mpc — odpowiada to skali odległości i jasności abso­ lutnych odpowiednio 3C 48 d = 1,1 X 10’ pc, Mv = -24“ 3, oraz 3C 273 d = 4,75 x 10“ pc, Mv = *-25?6> [3].Obiekty te należą więc do najbardziej odlegtych i najbardziej jasnych z dotychczas znanych. W widmie 3C 273 zostały zidentyfikowane: seria Balmera oraz zabronione linie dwukrotnie zjonizowanego tlenu. Widmo 3C 48 składa się wyłącznie z linii zabronionych jednokrotnie zjonizowanego tlenu i dwukrotnie oraz czterokrotnie zjonizowanego neonu [4]. Identyfikacja ta wskazuje na wysoką temperaturę i małą gęstość emitującego ośrodka, tak więc trudno przypuszczać, aby poczerwienienie mogło być wywołane silnym polem grawitacyjnym. Pomiary fotometryczne, jakkolwiek niekompletne i sporadyczne, ujawniły dalszą osobliwość, a mianowicie: szybkie, nieregularne zmiany blasku obiektów 3C 48 i 3C 273. Uchwytne zmiany strumienia promieniowania optycznego 3C 48 (V — (3P044 ± 0.007) zaobserwowano już dla pomiarów dokonanych w interwale 15 minut. W ciągu roku obser­ wuje się zmiany jasności w granicach 0*P4. Wcześniejsze pomiary fotometryczne nie wykazują jednak systematycznych zmian jasności w interwale 60 lat [3]. Pomiary obiektu 3C 273 z ostatnich 76 lat wykazują również nieregularne fluktuacje jasności o amplitudzie 09*5. Zagadkowy jest gwałtowny wzrost jasności około roku 1929, z następującymi po tym oscylacjami strumienia o okresie 10 lat, przy czym — jak wy­ daje się — wzrostowi strumienia towarzyszyło przesunięcie maksimum widma w kie­ runku krótszych fal [5]. Podjęte przez Kellermana z Obserwatorium Owens Valley próby wykrycia zmienności strumienia radiowego dały wynik negatywny. W interwale kilku miesięcy nie zaobserwowano zmian większych niż 5%, co jest równe średniemu błędowi pomiaru strumienia. Szybkie fluktuacje jasności stanowią obecnie poważną trudność przy próbach teoretycznej interpretacji. Krótka, rzędu miesięcy stała czasowa zmian blasku skłania do przyjęcia skali wymiarów obiektu co najwyżej rzędu kilku parseków, jednakże w tym przypadku oszacowania wynikające z teorii promieniowania synchrotronowego prowadzą do pól magnetycznych o natężeniu rzędu 1 gausa i czasów życia elektronów relatywistycznych rzędu lat. Znalezienie mechanizmu, który mógłby dostarczać w tak szybkim tempie elektronów relatywistycznych stanowi w tej chwili trudność nie mniej­ szą niż znalezienie źródeł energii o wystarczających wydajnościach. Charakter widma w zakresie optycznym oraz obecność silnego promieniowania radiowego pozwala przypuszczać, że zarówno optyczne jak i radiowe promieniowanie jest emitowane przez elektrony relatywistyczne hamowane w polu magnetycznym. Przyjmując, że elektrony relatywistyczne mają rozkład:

N (E) dE= K E~*dE ( 1) 0 < E 4 E Z literatury naukowej 33 oraz zakładając stałość pola magnetycznego, widmo emisji synchrotronowej można opisać zależnością:

F (v) = Kv /cc-£-^ F (a) d a, (2)

i “ a gdzie Oj jest związane z maksymalną energią elektronów zależnością:

_ v_____ „ ’ (3)

a stabelaryzowane wartości F(a) dane są w teorii promieniowania synchrotronowe­ go [3]. Dobierając dla indywidualnego przypadku parametry p i oi2, Mathews i Sandage uzyskali bardzo dobrą zgodność teoretycznego widma (2) z obserwowanym strumieniem radiowym i optycznym dla obiektów 3C 48 i 3C 196; pewne rozbieżności w przypadku widma 3C 286 mogą być tłumaczone obecnością składowej termicznej promieniowania. Jakkolwiek odpowiednio dobierając parametry p i a, można uzyskać dobrą zgodność teorii z obszerną klasą widm radiowych i optycznych, to jednak trudno podejrzewać, aby zgodność uzyskana niezależnie dla trzech obiektów była jedynie przypadkowa, a zatem synchrotronowy mechanii|m promieniowania tego typu obiektów wydaje się bardzo prawdopodobny. Oszacowania energetyczne prowadzą do wniosku, że w obiektach nowego typu zachodzą procesy wyzwalania energii na skalę największą z dotychczas znanych i że prawdopodobnie obiekty te s ą tworami bardzo szybko ewoluującymi. Szacując dolną granicę wieku dla 3C 273 na 106 lat przy założeniu ekspansji z szybkością światła od zera do wymiarów obecnych, oraz przyjmując emisję energii na poziomie obecnym 4 X 1045 erg/sek, uzyskujemy całkowitą energię wyemitowaną rzędu 1059 ergów. Dla wytłumaczenia tak wielkiej wydajności promieniowania przy emisji synchrotrono­ wej wymagane są źródła energii o wydajności 1061— 106J ergów. Mathews i Sandage przeprowadzili oszacowania energetyczne dla obiektu 3C 48. Zakładając stałe natężenie pola magnetycznego i jednorodny rozkład gęstości elektronów relatywistycznych o widmie energetycznym (1) i przyjmując ponadto, że całkowita energia ciężkich cząstek relatywistycznych przewyższa stokrotnie energię elektronów, oszacowali natężenie pola magnetycznego, energię całkowitą i czasy życia elektronów relatywistycznych, wychodząc z warunku, że całkowita energia pola magnetycznego i cząstek relatywistycznych osiąga minimalną wartość konieczną do wytłumaczenia emisji synchrotronowej na obecnym poziomie. Wyniki oszacowań energii i czasów życia elektronów w dużym stopniu zależą od przyjętych wymiarów ką^ towych obiektu, natomiast natężenie pola magnetycznego zmienia się stosunkowo nieznacznie. Dla średnicy kątowej 1“ energia całkowita wynosi 2,4 x 1059 ergów, czas życia elektronów relatywistycznych 1,6 x 10s lat, a natężenie pola magnetycznego 1 x 10~3 gausa. Przyjęcie wymiarów kątowych dziesięciokrotnie mniejszych (obserwa­ cje radiowe dają obecnie jedynie górną granicę średnicy kątowej około 1" z uwagi na niewystarczającą zdolność rozdzielczą) prowadzi do energii ',2 X I058 ergów, przy bardzo krótkich czasach życia elektronów relatywistycznych rzędu stu lat. Trudno w tej chwili wyobrazić sobie wielkoskalowy mechanizm, który mógłby przyspieszać elektrony do energii relatywistycznych w tak krótkim czasie. Ominąć te trudność można, przyjmując znacznie mniejsze natężenie pola magnetycznego rzędu 10'5 gausa. Uzysku­ je sig wtedy czasy życia elektronów rzędu 10s lat, jednakże wówczas musimy przyjąć, że energia całkowita jest rzgdu 1061 ergów, co również stwarza duże trudności przy próbach znalezienia odpowiednio wydajnych źródeł energii. Procesy prowadzące do wyzwalania energii rzgdu 10*°—104* ergów były rozważane 34 Z literatury naukowej

przez Fowlera, Hoyle’ a i Wheelera [5]. Punktem wyjścia ich rozważań jest niestacjonarna kontrakcja grawitacyjna mas rzędu 10*—in'* Me. Wydaje się obecnie, że możliwe są niestacjonarne procesy ewolucji prowadzące do grawitacyjnego kolapsu części centralnej z jednoczesnym wyzwoleniem energii grawitacyjnej rzędu 10®°, lO*4 er- gów i odrzuceniem pozostałej masy z relatywistycznymi prędkościami [6, 7]. Zapropo­ nowany przez Hoyle’ a schemat ewolucyjny masy 10*—108 Mo zależy w sposób istotny od wypadkowego momentu pędu. Grawitacyjny kolaps jest możliwy jedynie wtedy, gdy wypadkowy moment pędu jest bliski zera. Odpowiednie warunki do powstania kontraktu­ jącego obłoku gazowego o masie rzędu 10*—lO’ M© i nieznacznym wypadkowym momencie pędu mogą panować, jak przypuszcza Greenstein, w ośrodku międzygalaktycznym [4]. Kolaps grawitacyjny w efekcie końcowym prowadziłby do powstania supergęstych skupisk materii nieobserwowalnych w widmie elektromagnetycznym, które mogłyby ewentualnie ujawniać się przez oddziaływanie grawitacyjne na obiekty otaczające. Faza quasiradiogwiazdy, czyli wyzwalanie ogromnych ilości energii grawitacyjnej, trwałaby niezwykle krótko w skali czasu ewolucji obiektu — tym prawdopodobnie należy tłumaczyć tak małe rozpowszechnienie tego typu obiektów we Wszechświecie. Michel [7] proponuje inny schemat ewolucyjny kontraktującej masy 10*—10’ M©. Zwraca on uwagę, że przy temperaturze centralnej T > 10’ °K istotny wpływ na dalszy przebieg kontrakcji ma transport energii przez strumień neutrino. W odpowiednich wa­ runkach znaczna część masy może opuścić jądro w czasie rzędu 103 sek. w postaci strumienia neutrino. Nastąpi wówczas gwałtowna eksplozja otoczki wskutek zachwiania równowagi przez przyciąganie grawitacyjne jądra, a ciśnienie promieniowania i gazu w warstwach zewnętrznych. Energię kinetyczną ekspandującej otoczki Michel s za ­ cuje na 3 x 1061 ergów dla początkowej masy kontraktującego obłoku 10“ Mo. Wydaje się prawdopodobne, że przez szereg wtórnych procesów energia kinetyczna ekspandującego gazu będzie efektywnie zamieniana na energię wielkoskalowych pól magnetycznych i wysokoenergetycznych cząstek odpowiedzialnych za obserwowane pro­ mieniowanie radiowe i optyczne. Jeżeli ten schemat ewolucyjny jest słuszny, to w mo­ mencie grawitacyjnego kolapsu jądra następowałby „rozbłysk” neutrinowy pod wzglę­ dem skali intensywności porównywalny do wybuchu supernowej. Hipoteza kolapsu grawitacyjnego, jakkolwiek rozwiązuje problem odpowiednio wy­ dajnych źródeł energii, zawiera szereg braków i niejasności. Pomijając już trudną do przyjęcia początkową fazę kontrakcji masy 10*—10’ Mo, w dalszych fazach konieczne jest założenie bardzo specyficznych warunków, w jakich mogłoby następować prze­ zwyciężenie szeregu stabilizujących czynników zanim wydajność energetyczna kon­ trakcji grawitacyjnej przewyższy wydajność procesów jądrowych. Z drugiej strony mechanizmy, w których energia grawitacyjna mogłaby z dużą wydajnością przechodzić w energię wielkoskalowych pól magnetycznych i cząstek relatywistycznych, są w tej chwili niedostatecznie poznane.

LITERATURA

[ l] Allen L.R., Anderson B., C o n w a y R.G., Palmer H.P., Reddish V . C . , Rowaon B., 1962, M.N. 124, 477. .2 Sky and Telescope, 1964, Feb., P. 80. ,3 Mathews T. A., S an d a g e A .R., A p.J. 1963, Vol. 138, No. 1, pp. 30—57. 4 Greenstein J.L ., Scientific American 1963, Dec., p. 54. .5 **The Dallas Conference Bulletin1*, General Relativity and Grawitation, No. 5/2. ,6j Icko Iben Jr., Ap.J. 1963, Vol. 138, No. 4, p. 1090. 7J Michel F .C ., A p.J. 1963, Vol. 138, No. 4. p. 1097.

Maszynopis złożony w Redakcji w marcu 1964 r. KRONIKA

SPRAWOZDANIE Z XII KONGRESU MIĘDZYNARODOWEJ UNII ASTRONOMICZNEJ 24 VIII - 4 IX 1964, HAMBURG

S. PIOTROWSKI

Na wstępie niniejszego sprawozdania należałoby właściwie powtórzyć to samo, co trzy lata temu pisałem w sprawozdaniu z XI Kongresu Unii („Postępy Astronomii” , t. X, z. 1, 1962). Unia rozrosła się ogromnie — w ostatnim Zjeżdzie brało udział około 1 600 osób (wraz z zaproszonymi gośćmi). Posiedzenia Komisji biegły równolegle, ich czas w znacznej mierze był zajęty sprawami organizacyjno-administracyjnymi, dyskusje przeniosły się głównie na Sympozja, czy tzw. „Wspólne Dyskusje” — a i na tych ostatnich było właściwie bardzo mało czasu do dyskusji, gdyż zwykle zgłoszono dużo komunikatów. Główna korzyść z brania udziału w Kongresie Unii jest przede wszystkim natury ogólnoinformacyjnej: słyszy się, co inni robią i ma się, możność zakomunikowania 0 własnych, jeszcze nieopublikowanych, pracach; drugą niemałą korzyścią jest możność nawiązywania tzw. kontaktów osobistych. Odnośnie tych kontaktów osobistych chciał­ bym zwrócić uwagę na jedną okoliczność. Wiadomo, iż aby uchodzić za dobrego foto­ grafa, należy do albumu wklejać tylko dobre zdjęcia, a złe od razu wyrzucac. Trochę podobnie jest z pracami naukowymi: publikuje się uzyskane wyniki, a na ogół nie pisze się o swoich niepowodzeniach. Właśnie w czasie rozmów „kuluarowych” w czasie Kongresu Unii można się dużo dowiedzieć o różnych nieudanych próbach, próbach stoso­ wania takich czy innych metod obserwacyjnych, które nie doprowadziły do rezultatu — jednym słowem o rzeczach, o których z reguły w publikacjach nie pisze się. Możność prowadzenia takich właśnie rozmów stanowi niewątpliwie dużąkorzyść. Oprócz posiedzeń Komisji, Zebrań Ogólnych, posiedzeń poszczególnych Komitetów, odbyło się w czasie trwania Unii 6 sympozjów, jedna konferencja specjalna i kilka tzw. „odczytów na zaproszenie” (Invited Discourse). Wspólne Dyskusje miały za temat: 1) Radio-Gal akty ki 2) Układ stałych astronomicznych IAU 3) Ciasne układy podwójne 4) Mgławica Oriona 5) Lokalna struktura i ruchy w Galaktyce 6) Teoria zjawisk aerodynamicznych w atmosferach gwiazdowych. Specjalna Konferencja, zorganizowana przez profesora M.G.J. Minnaerta, doty­ czyła nauczania astronomii: odczyty na zaproszenie miały za temat: Pola magnetyczne na Stońcu (dr. A.B. Severny), Kilka aspektów astronomii w przestrzeni kosmicznej (prof. L. Goldberg), Struktura i ewolucja układu galaktycznego (prof. J. H. Oort) 1 wreszcie — sensacja ostatniego Kongresu Unii — odczyt naukowców amerykańskich 0 wynikach Rangera VII. O wynikach lotu księżycowego Rangera VII nie będę pisał, gdyż s ą one zapewne do­ statecznie spopularyzowane przez prasę i telewizję; sprawozdania z posiedzeń Ko­ misji, ze Wspólnych Dyskusji, Konferencji, będą oczywiście bardzo fragmentaryczne 1 ich wybór będzie określony przez zainteresowania autora niniejszych notatek. 36 Kronika

Zacznę od Wspólnej Dyskusji poświęconej zagadnieniom ciasnych układów po­ dwójnych, gdyż aktualnie w tej dziedzinie koncentrowały sig zainteresowania szeregu pracowników ośrodka warszawskiego. Wspólna Dyskusja o ciasnych układach podwój­ nych została pomyślana jako pewnego rodzaju hołd pamięci O. Struvego. Zaczgła się w sposób dość niekonwencjonalny: odtworzeniem z taśmy magnetofonowej preludium skomponowanego przez prof. Kulikowskiego, dedykowanego pamięci 0 . Struvego, a odegranego przez van de Kampa. Następnie prof. P. Swings w krótkich sło­ wach scharakteryzował wkład Struvego w zagadnienie przepływu gazów w ciasnych układach podwójnych i podzielił sig z zebranymi swoimi wspomnieniami z okresu długoletniej współpracy z tym uczonym. Pierwszy referat na omawianej Wspólnej Dysku­ sji wygłosił R.M. Petrie: O spektroskopowych obserwacjach gwiazd podwójnych wizualnych. Referent mówił głównie o pracach Obserwatorium Victoria. Interesujące są niewątpliwie następujące spostrzeżenia Petrie’go: z 307 par badanych w Obserwa­ torium Victoria (a odpowiadających pewnym kryteriom wyboru, jak np.: by słabszy skład­ nik był jaśniejszy od 9 mag., by deklinacja była północna), 91 par wykazuje istnienie trzeciego ciała; z 234 par z zaobserwowanymi oboma widmami 35% wykazuje istnie­ nie trzeciego ciała, a 23% istnienie więcej niż trzech ciał w układzie. Stąd konkluzja, iż 40% par jest w rzeczywistości układami potrójnymi albo wielokrotnymi (i to nie biorąc pod uwagę odległych składników) a 20% więcej niż potrójnymi. Wśród badanych par są systemy z równą jasnością absolutną obu składników, a różnym typem widmo­ wym i na odwrót — układy z identycznymi widmami, a różną jasnością. Petrie zwrócił uwagę na możliwość badania ewolucyjnych zmian składu chemicznego w układach podwójnych, a także w szczególności na użyteczność obserwacji spektralnych szybko­ ści radialnych w układach podwójnych wizualnych. W dyskusji miss Underhill pod­ kreśliła, iż wysoce interesującą, zagadkową okolicznością jest to, że w tak szerokich parach, jakie stanowią układy podwójne wizualne, obserwuje się typowe układy pół-roz- dzielone (semi-detached) w tym sensie, że lżejszy składnik jest podolbrzymem. Następny referat D.M. P o p p e r a dotyczył danych fizycznych, jakie otrzymujemy z normalnych gwiazd podwójnych. Popper podkreślał, że gwiazdy zaćmieniowe są ,.obiecujące” , jeżeli szybkości radialne składników są zaobserwowane z błędem nie przekraczającym 4%, gdy widoczne s ą dobrze w widmie linie drugiego (słabszego) skład­ nika i gdy z krzywej zmian blasku można otrzymać promienie składników z błędem mniejszym niż 20%. Najwięcej informacji otrzymuje sig, kiedy oba składniki są na ciągu głównym — wtedy minima są w przybliżeniu równe. Niestety, na ogół gwiazda „dobra” spektroskopowo przedstawia raczej niekorzystny przypadek z punktu widze­ nia możliwości otrzymania dokładnych danych z krzywej fotometrycznej. W dyskusji J.L. Greenstein zakomunikował, iż zbadał" 140 podkarłów ze skrajnej populacji II Halo; z tej grupy gwiazd dla dwóch można podejrzewać powolne zmiany szybkości radial­ nej — jeżeli to są gwiazdy podwójne, to obserwowalne jest tylko jedno widmo. Ten komunikat Greensteina wywołał westchnienie — a właściwie okrzyk — M. Schwarz- schilda: „dajcie nam choć jedną << dobrą» podwójną gwiazdę ze skrajnej popula­ cji II!” Następny referat J. Sahadego dotyczył p Lyrae i innych szczególnych cia­ snych układów. W przedstawionym przez Sahadego modelu (3 Lyrae składnik wtórny (ten, który jest zakrywającym w minimum głównym) jest masywniejszy i mniejszy i jest otoczony strumieniami gazów wypływającymi z mniej masywnej, głównej składowej typu B8. Jako inne systemy podobne (z masywniejszym składnikiem wtórnym) Sahade wymienił AO Cass, V448 Cyg, V453, Sco, HD698, W Cru, e Aur (?). Do tych układów dodać by jeszcze można układ HD 47129, ale dla tej gwiazdy wtórna składowa jest większa od głównej. W dyskusji D.C. Morton zwrócił uwagę, iż transfer masy może odwrocie stosunek mas i że być może obecnie mniej masywna składowa jest bogatsza w hel. W kolejnym referacie M.G. Fracastoro mdwił o problemach układu Algola. W szczególności referent zajął się sprawą hipotetycznych dalszych składników tego wielokrotnego systemu, składników, o których istnieniu wnioskujemy z przebiegu Kronika 37

krzywej O —C dla minimów. I tak zaobserwowano ostatnio w minimum głównym linie Algola C „odpowiedzialnego" za okres l f8 lat w krzywej O—C, okazuje się dalej, iż okres 32 lat odpowiada nie Algolowi D, a ruchowi linii apsyd. W dyskusji T.J. Her- czeg zakomunikował, iż według jego badań Algol D byłby odpowiedzialny za okreso­ wość 22-letnią i że prawdopodobnie istnieje jeszcze Algol E z okresem około 180 lat. Swój referat Dynamika strumieni gazowych w ciasnych układach podwójnych roz­ począł dr M. Plavec od historycznego przeglądu zagadnienia. Następnie przeszedł do omawiania wyników rachunków przeprowadzonych w Obserwatorium w Andrzejowie. Rachunki te były przeprowadzone w ramach zwykłej mechaniki ruchu czystek (tj. w ra­ mach tzw. problemu ograniczonego trzech ciał). Rachunki odnosiły się specyficznie do systemu RW Tauri, w którym to układzie, jak wiemy, obserwuje się istnienie pierście­ nia gazowego dookoła głównej składowej. Plavec rozważał" przede wszystkim cząstki wychodzące z punktu L 1 Lagrange'a, z szybkościami zarówno termicznymi, jak i ze stosunkowo dużymi szybkościami rzędu 0.4—0.8 szybkości orbitalnej. Cząstki powolne spadają wprost na składową główną, przy większych szybkościach znaczna część trajektorii też prowadzi do składowej głównej, ale niektóre przed spadkiem obiegają ją kilkakrotnie. Na bazie takiego obrazu przepływu gazu w układzie RW Tauri Plavec przeprowadził porównanie z widmowymi danymi obserwacyjnymi. W szczególności Plavec wysuwał hipotezę, iż strumień cząstek spadających na powierzchnię składo­ wej głównej, a bardziej szczegółowo: na te części składowej głównej, które są obser­ wowane przed minimum głównym, jest dostatecznie gęsty, by wytworzyć rodzaj pseudo-fo- tosfery albo warstwy odwracającej na składowej głównej. Ten efekt byłby odpowiedzial­ ny za niektóre osobliwości obserwowane u gwiazd U Sagittae i U Cephei, a także zdawałyby sprawę z pewnych osobliwości fotometrycznych u RW Tauri. Referent suge­ rował, iż obserwowane u Algola linie emisyjne, występujące po czerwonej stronie linii absorpcyjnych serii Balmera w fazie 0.25 a po fioletowej stronie w pobliżu fazy 0.75, pochodzą, z emisji strumienia gazu wypływającego z punktu Lagrange’a L 1 składowej wtórnej z szybkościami termicznymi. Z kolei referent przeszedł do omawiania mechanizmów, które mogą być odpowie­ dzialne za wyrzut gazów z punktu L 1. Ogólnie mówiąc rozważa się dwa typy me­ chanizmu: jeden wywołany niesynchronizmem rotacji składowej wtórnej z szybkością obiegu, drugi mający jakieś podobieństwo z mechanizmem odpowiedzialnym za wybuchy obserwowane na powierzchni Słońca. Omawiając mechanizm typu pierwszego, Plavec dość szczegółowo zreferował ostatnie prace dr Kruszewskiego. Przypisując duże znaczenie temu mechanizmowi, Plavec miał jednak wątpliwości, czy mogą w nim powstawać trajektornie prowadzące do wytworzenia się pierścienia dokoła składowej głównej; w swoich rachunkach Kruszewski zakładał, że rozmiar składowej głównej jest rzędu 0.1 odległości składników i tylko, zdaniem Plaveca, dzięki temu Kru­ szewski był w stanie otrzymywać w swoich rachunkach orbity kilkakrotnie okrąża­ jące tę składową. Autor referatu był raczej skłonny przypisywać większe znaczenie mechanizmowi drugiemu, tj. mechanizmowi polegającemu na jakiegoś rodzaju wybuchach fotosferycznych. Przechodząc do omawiania zmian okresów u gwiazd zaćmieniowych, w których obserwuje się przepływ materii, Plavec zauważył, iż fluktuacje okresów występują nie tylko u układów, których składowa wtórna wypełnia dokładnie krytycz­ ną powierzchnię Roche’a, ale w ogóle mówiąc u tych układów, u których przynajmniej jedna składowa leży ponad ciągiem głównym; ta składowa może być mniejsza od gra­ nicy Roche’ a tak, że system będzie sklasyfikowany jako rozdzielony. Plavec widzi możliwość rozstrzygnięcia między mechanizmem wypływu gazu wynikającym z nie- synchronizinu i „wybuchem” : w przypadku niesynchronizmu gwiazda musi być zupełnie blisko swojej granicy Roche’ a i zatem charakter pół-rozdzielony układu jest istotny, w przypadku mechanizmip,,wybuchu” 'gwiazda może być wyraźnie mniejsza od swojej granicy Roche’a. W dyskusji po referacie zabrał głos autor niniejszego sprawozdania. Przedstawiono (przy pomocy przeźroczy) tory policzone w Warszawie przez dr K ru- szewskiego dla różnego stopnia niesynchronizmu i dla różnych wartości stosunku mas. Zwrócono uwagę, że dla każdej niestabilnej konfiguracji istnieje chmura gazu 38 Kronika

(albo strumień) asymetrycznie położony w stosunku do linii łączącej centra obu skła­ dowych. Kiedy szybkość ejekcji staje się większa, następuje przepływ gazu wzdłuż torów podobnych do otrzymanych przez dr Plaveca. Zwrócono dalej uwagę, iż — jak wynika z rachunków — materia przenoszona do składnika głównego ma z reguły ten­ dencje do zwiększania jego momentu obrotowego tak, że okolice równikowe gwiazdy, na którą materia pada, mogą otrzymać dużą szybkość rotacyjną i w rezultacie wzdłuż równika może wytworzyó się pierścień. Dalszy komentarz dotyczył zmian okresu: zwrocono uwagę, iż dla typowych sytuacji w pół-rozdzielonych układach podwójnych okres będzie wzrastał lub skracał się w zależności od tego, jaka część materii spada na składnik główny, a jaka spada z powrotem na składnik wtórny. Ostatnim referatem na omawianej Wspólnej Dyskusji był referat R.P. Kr aft a O kataklizmicznych zmiennych jako systemach podwójnych. Referent ograniczył się do omówienia układów podwójnych o najkrótszych znanych dotychczas okresach obiegu (P - 100 minut). Obecnie znane są 3 takie systemy: Nova WZ Sge, 19 1 3, 1946 (P- ■81 min.), EX Hya (P - 98 min.) i W Pup (P * 100 min.). Wobec krótkości okresów obie­ gu i słabości gwiazd (WZ Sge i W Pup słabsze niż mvis - 15.0, EX Hya (nvis słabsza niż 13.5), obiekty te stanowią trudny problem obserwacyjny nawet dla 200-calowego teleskopu Mount Palomar. Jako przykład został omówiony proponowany model Nowej WZ Sge oparty na obser­ wacjach spektroskopowych Krafta i foto elektrycznych W. Krzemińskiego. Dane obserwacyjne wskazują, że krzywa blasku typu W UMa i krzywa prędkości radialnych (uzyskana z pomiarów linii emisyjnych wodoru) są przesunięte w fazie o około 90°. W czasie zaćmienia głównego przypada maksimum dodatniej prędkości radialnej (około 800 km/sek.). W' modelu systemu efekt ten jest przypisany strumieniowi materii płynącemu od niewidocznego składnika wtórnego w kierunku składnika głównego (białego karła). Biały karzeł jest otoczony rotującym pierścieniem, którego material jest dostarczany, przynajmniej częściowo, przez wyżej wspomniany strumień. Wyznaczenie mas obu gwiazd jest niepewne; stosunek mas wynosi 1/20, masa białego karła 0.6 M0 została wyzna­ czona w profilu absorpcyjnego linii Hy. Obserwacje EX Hya mogą być interpretowane modelem podobnym do WZ Sge, lecz o stosunku mas bardziej zbliżonym do jedności. W systemie W Pup, mimo braku na­ tychmiastowego dowodu spektroskopowego przepływu masy (strumień), mamy do czynie­ nia z koncentracją materii w pobliżu „following hemisphere" składnika głównego, której źródłem — należy przypuszczać — jest również przepływ masy ze składnika wtórnego. Trzy wspomniane systemy, genetycznie podobne przede wszystkim ze względu na przepływ masy i krótkość okresów obiegu, stanowią skomplikowany problem ewolucyjny. Dyskutowane przez Krafta wpływy ejekcji lub transferu masy od składnika wtórnego do głównego mają w ogólności tendencję do wydłużania okresu, co by świadczyło, iż system WZ Sge musiał w przeszłości mieć jeszcze krótszy okres obiegu niż 81 minut — co jest niezgodne z poglądami na ewolucję gwiazd. Najbardziej, według Krafta, wydajnym procesem powodującym skracanie okresu mogłaby być emisja fal grawita­ cyjnych. W żywym i dowcipnym podsumowaniu dyskusji Martin Schwarzs child pow ie­ dział, iż jest rzeczą pocieszającą widzieć, że teoretycy porzucają nareszcie model gwiazdy sferycznej w pełni zrównoważonej, a przechodzą do rozważania gwiazd silnie odkształconych; od perturbacji sferycznych (jak równomierny wyrzut materii, pulsa- cje) do perturbacji niesferycznych, charakterystycznych dla przepływu masy w cia­ snych układach podwójnych. Schwarzschild ostrzegał obserwatorów, by nie da­ wali się „uwieść” gwiazdom wyjątkowo osobliwym, gdyż poznanie takich skrajnych przypadków nie tak wiele wnosi do poznania ogólnych, przeciętnych prawidłowości. Wspólna Dyskusja poświęcona lokalnej strukturze i ruchom w Galaktyce rozpadała się na dwie części. W pierwszej dyskutowano lokalne własności materii między gwiazdo- wej, druga poświęcona była materii międzygwiazdowej i młodym gwiazdom. Miałem Kronika 39 możność przysłuchiwania się posiedzeniom pierwszej części Wspólnej Dyskusji. Po zagajeniu A. Blaauwa, F .J . Kerr wygłosił referat o ogólnych własnościach ośrodka międzygwiazdowego. Kerr zwrócił uwagę, iż obserwacje optyczne dużo lepiej nadają się do badania bliskich obiektów, niż obserwacje w częstościach radiowych; radiowe obserwacje z kolei dostarczają nam gros informacji o obiektach odległych. Jako przy­ kład wymienił znaną ciemną, mgławicę Worek Węgla, o której znacznie więcej wiemy z optycznych obserwacji niż z radiowych. Może warto przytoczyó oceny Kerr a odno­ śnie do zawartości wodoru w Galaktyce. Otóż według przytoczonych przez niego danych całkowita zawartość wodoru w Galaktyce jest 4—7 • 109 M0; skoro całkowita masa Galaktyki je st 1.8 • 1011 M0, przeto wodór stanowi na masę 2% składu Galaktyki. W okolicy Słońca procent gazu stanowi już jednak 15 do 20% składu (na masę) Galaktyki; średnio przypada wodoru 0.7 atoma na cm1. Charakteryzując ruchy gazu w Galaktyce, Kerr zwrócił uwagę, iż w okolicy biegunów Galaktyki obserwujemy jak gdyby spadek gazu ku płaszczyźnie centralnej Galaktyki z szybkością około 4 km/sek.; wydaje się również, że w okolicy Słońca istnieje ekspansja wodoru. Następny referat H. van Woerdena dotyczył struktury obłoków i lokalnych własności kinematycznych. Dla typowego obłoku mamy; rozmiar 7 pc, ilość obłoków na 1 kpc, 8, masa 400 M®, ilość atomów wodoru około 10 na cm3. Szybkości ruchów obłoków (zewnętrzne, tj. obłoków uważanych jako całość) mają rozkład eksponencjalny typu exp - —--- lii, gdzie r| średnio 3—7 km/sek. Ruchy wewnętrzne w obłokach mają n rozkład gaussowski, ze średnią wartością szybkości między 2.1—3.5 km/sek. — takie dane otrzymujemy z obserwacji optycznych; dane z obserwacji w linii 21 cm wodoru prowadzą średnio do niższej wartości przeciętnej szybkości około 1.9 km/sek. Referat Oorta poświęcony był obłokom o dużej szybkości obserwowanym w du­ żych szerokościach galaktycznych; o tym zagadnieniu będzie jeszcze mowa z okazji streszczania zaproszonego referatu Oorta. Zagadnieniu regionalnych zmian prawa poczerwienienia międzygwiazdowego po­ święcony był przeglądowy referat J. Borgmana. Zdaniem Borgmana to, czy obserwuje się zmiany w prawie poczerwienienia czy nie, zależy od przedziału widmo­ wego, w którym rozmieszczone są filtry danego systemu wielobarwnego. Dla przedziału 3100—6000 A w krzywej E y_g/E r — V *stn*eJe drobne odchylenie dla gwiazd z ,,Cy- gnus Rift” . Nie ma lokalnych odcTiyleń, jeśli przedział widmowy jest ograniczony do zakresu 3200—4400 & i odchylenia pojawiają się, jeśli filtry są rozmieszczone po obu stronach długości fali 4400 X. Jeżeli system wielobarwny obejmuje zakres fal podczerwonych od 6000 X wzwyż, ewentualnie do 10n, lokalne odchylenia są bardzo wyraźne i w szczególności w krzywej poczerwienienia opartej o barwy B, V, K (gdzie barwa K odpowiada „oknu” koło 2.2 n i eksces E y _ ^ jest naniesiony na osi rzędnych, a eksces E g _ y na osi odciętych) obserwujemy wyraźnie większą stromość dla gwiazd okolicy Oriona, mniejszą dla gwiazd w Ophiuchus i najmniejszą w Cyggnus. W dyskusji pani A.B. Underhill zwracała uwagę na błędy, jakie może wprowadzić fakt dużej niejednorodności grupy gwiazd typu O i B, które to gwiazdy głównie są używane do wyznaczeń krzywej poczerwienienia. Referat A. Behra O optycznych obserwacjach polaryzacji nie zawierał w zasa­ dzie nowych danych, poza znanymi już z publikacji. Bardzo ciekawy był komunikat J.R. Shakeshafta 0 radiowych obserwacjach polaryzacji i skręceniu Faradaya. Okazuje się, że miara skręcania Faradaya (skręcenie dzielone przez kwadrat długości fali) na dużych obszarach nieba, np. w pobliżu dłu­ gości galaktycznej 100°, ma jednaki znak i różny w sąsiadujących obszarach. Ponieważ miara skręcenia zależy od składowej natężenia pola magnetycznego wzdłuż kierunku widzenia, wynika stąd, iż na dużych obszarach ta składowa pola magnetycznego od­ chyla się bądź w jedną stronę, bądź w drugą stronę od kierunku zgodnego z kierunkiem ramienia spiralnego. Co do wyników bezpośrednich pomiarów natężenia pola magne­ tycznego z efektu Zeemana, to z pomiarów wykonanych w Jodrell Bank wynika war- 40 Kronika tość natężenia 5*10'6 gauss — ale wydaje się, iż niektóre pomiary z MIT i Cal Tech nie są zgodne z tą wartością. Ostatnim z referatów wygłoszonych w pierwszej części omawianej Wspólnej Dysku­ sji był referat młodego teoretyka D. Wentzla, poświęcony interpretacji obserwowa­ nych fenomenów w ramach teorii gazo-dynamicznych. Wentzel ograniczył się w zasa­ dzie do trzech problemów: powstawania obłoków, hipotezy, że obłoki nie są związane ciasno z ogólnym polem magnetycznym, i zagadnienia wewnętrznej struktury obłoków. Odnośnie pierwszego zagadnienia,^ powstawania obłoków, Wentzel zwrócił" uwagę na zasygnalizowaną przez Swe eta rolę prądów gwiazdowych w rozwoju i narastaniu wielkoskalowych perturbacji w gazie międzygwiazdowym; przepływ gazu względem gwiazd sprzyja narastaniu perturbacji. Dalej, referent przytaczał argumenty teoretyczne, które skłaniają, do wniosku, iż obłok może przesuwać się pomiędzy liniami pola. Went­ zel sugerował, iż istnieje duże prawdopodobieństwo wytwarzania się wewnątrz obłokn mikrostruktury pola w efekcie powstawania pętli strumienia magnetycznego (flux loops). Jeżeli obłok rozproszy wewnętrzne pole, staje się dobrym kandydatem dla utworzenia gwiazd czy gwiazdy, gdyż zewnętrzne ciśnienie magnetyczne sprzyja kondensacji. Z kolei przechodzę do omówienia dwóch tzw. odczytów na zaproszenie O o r t a i Goldberg a. Referat O ort a stanowił znakomite podsumowanie naszej obecnej wiedzy o struktu­ rze i ewolucji Galaktyki. Składał się w zasadzie z trzech części: ogólnego wstępu, części poświęconej składowej gwiazdowej Galaktyki i części omawiającej składową gazową. Postaram się podać niektóre bardziej frapujące fragmenty prelekcji O ort a. W części poświęconej składowej gwiazdowej systemu galaktycznego O ort w szcze­ gólności zajmował się oceną masy Halo gwiazdowego. Z gęstości podkarłów późnego typu K i M z okolic Słońca można ocenić, że około 5% całkowitej masy Galaktyki składa się z tych Karłów typu gwiazd Halo. Niemniej całkowita masa Halo pozostaje prawie nieznana: zdaniem Oorta jest zupełnie możliwe, iż największy przyczynek do masy całego systemu galaktycznego dają właśnie gwiazdy Halo galaktycznego. Oort próbo­ wał ocenić przyczynek wnoszony do masy Galaktyki przez różne składowe dla okolic w pobliżu Słońca (i w pobliżu płaszczyzny równikowej Galaktyki). Z rozważań dyna­ micznych dość niepewnych wynika, że 37% masy można przypisać gazowi między- gwiazdowemu, 35% gwiazdom znanych typów widmowych (ekstrapolując także do słab­ szych Karłów); co do 28%, jakie pozostaje, to nie wiadomo co składa się na ową masę; nie może to być gaz — prawdopodobnie są to bardzo słabe gwiazdy, o których nie wie­ my nawet do jakiej należą populacji. W części odczytu poświęconej składowej gazowej Oort zastanawiał się w szczególności, jak się to dzieje, iż ramiona spiralne utrzy­ muje się mimo rozrywającego wpływu rotacji różniczkowej. Z danych dla n aszej Ga­ laktyki i dla M 81 wynika jasno, że w tych Galaktykach struktura spiralna powinna ulec rozerwaniu już po upływie półtora obrotu, a wiec 2—3% wieku tych galaktyk. Po­ nieważ w oczywisty sposób tak się nie dzieje, przeto albo ruch gazu w ramionach systematycznie odchyla się od ruchu kołowego, albo istnieją jakieś niezaobserwowane systematyczne ruchy gazu pomiędzy ramionami. Prawdopodobnie w tym procesie ważną rolę grają siły grawitacyjne wywierane przez same ramiona, albo przez — ogólnie mówiąc — nie osiowo symetryczny rozkład materii; hydrodynamiczne efekty zapewne też mają istotne znaczenie. Oort przytoczył dwa argumenty natury teoretycznej świadczące 0 roli gazu w formowaniu sig ramion spiralnych. Wiele lat temu Baade zwrócił uwagę, iż gromady galaktyk zawierają wiele galaktyk typu So, które posiadają dyski tak cien­ kie, jak dyski w galaktykach spiralnych, ale nie wykazują struktury spiralnej: tego typu galaktyki prawdopodobnie wcale, lub prawie wcale, nie mają gazu. Spit zer 1 Baade sugerowali, że duża częstość galaktyk So w gęstych gromadach galaktyk wynika z faktu, że w takich gromadach musiały często zachodzić zderzenia galaktyk, a w czasie takich zderzeń praktycznie cały gaz musiał zostać wymieciony ze zde­ rzających sig galaktyk. Widocznie z utratą gazu galaktyki straciły też możliwość Kronika 4 1 wytworzenia ramion spiralnych. Drugim argumentem świadczącym, iż ramiona spiralne prawie całkowicie złożone są, z gazu, są wyniki badań W. Beckera. Becker badał rozkład gromad galaktycznych, Cefeid i gwiazd Be o różnym wieku; okazuje się, iż tylko obiekty młodsze niż 20—30 milionow lat, są w sposób wyraźny skoncentrowane w ramionach spiralnych, gromady starsze niż 50 milionów lat nie wykazują żadnej wy­ raźnej korelacji ze strukturą spiralną; widocznie starsze gromady wychodzą z ramienia spiralnego, gdzie powstały w okresach rzędu 50 milionów lat. Fakty te zdają się wska­ zywać, że ramiona spiralne są całkowicie zbudowane z gazu i że nie tylko grawitacja jest odpowiedzialna za ich utrzymywanie się. Oort uważa, że do tej pory jest kwestią otwartą, czy pole magnetyczne w istotny sposób wpływa na tworzenie się i strukturę gazowych ramion spiralnych. Wiele uwagi w swoim referacie poświęcił Oort ekspandującym ramionom spiral­ nym w centralnych okolicach Galaktyki i tzw. dyskowi nuklearnemu. W odległości do 800 pc od centrum Galaktyki gaz wykazuje szybką rotację i tworzy to, co nazywamy dyskiem nuklearnym (nuclear disc). Szybkość kątowa rotacji szybko wzrasta do środka dysku nuklearnego. Koncentracja masy w dysku nuklearnym wynika prawdopodobnie prawie w całości z koncentracji gwiazd drugiej populacji; gaz daje stosunkowo tylko mały przyczynek (na masę). Aczkolwiek głównym ruchem w dysku nuklearnym jest rotacja, niemniej obserwuje się też intensywne ruchy radialne; w szczególnie uderza­ jący sposób są one widoczne w niedawno odkrytych w Australii liniach absorpcyjnych pochodzących od molekuły OH. Z porównania z intensywnością absorpcji i emisji HI w tych samych okolicach wynika, że stosunek (na liczbę) molekuł OH do atomów wodoru jest około 1000 razy większy niż w okolicy Słońca; wydaje się jak gdyby prawie cały tlen w dysku nuklearnym występował w postaci rodnika OH. Aczkolwiek ruch kołowy w dysku zdaje się przeważać, niemniej — jak wspomniano — obserwuje się też szybko- sci radialne dochodzące do 130 km/sek. skierowane od środka, w niektórych miejscach obserwuje się też szybkości skierowane do wewnątrz. Może najbardziej intrygującą charakterystyką obserwacji molekuły OH jest, że pomiary intensywności czterech składowych pasma OH (częstości ponad 1600 Mgc) wskazują, iż w dysku nuklearnym OH musi byó skoncentrowane w małych obłokach. Przechodząc do omawiania spekulacji zmierzających do wyjaśnienia powstania owych szybkich ruchów radialnych, obserwowanych w środkowych częściach naszej Galaktyki, Oort nawiązał do obserwacji odnoszących się do jąder innych galaktyk. W szczególności duże ruchy radialne nałożone na ogólną rotację obserwuje się w mgła­ wicy Andromedy i w Galaktyce M51. Również w tych galaktykach w niektórych miejscach kierunek ruchu jest odwrócony i materia zdaje się spływać ku środkowi. Całe zjawisko w małej skali przypomina gigantyczne ruchy wewnętrzne obserwowane w super jasnych jądrach galaktyk tzw. typu Seyferta. Oort stwierdził, że jest oczywiste, iż w jądrach galaktyk istnieje coś, co stale czy czasami powoduje wywiązywanie się olbrzymich ilości energii kinetycznej w wielkoskalowych ruchach. Idea, że jądra galaktyk mogą byc siedliskiem nieznanych form energii, albo nawet nieznanego stanu materii, była już od wielu lat wysuwana przez Ambarcumiana. Istnieje obecnie sporo danych wskazujących na to, iż od czasu do czasu w jądrach galaktyk mogą mieć miejsce ja­ kieś wybuchy, przy czym w grę wchodzą masy rzędu 107 mas Słońca; jest rzeczą kuszącą przypuścić, że obserwowane ruchy ekspandujące ramion w centralnych częściach naszej Galaktyki zostały spowodowane przez taką gigantyczną eksplozję w jądrze. Jeśli weźmie­ my pod uwagę 20 najjaśniejszych galaktyk, stwierdzimy, że co najmniej u dwóch coś w rodzaju eksplozji musiało się zdarzyć w ciągu ostatnich kilku milionów lat: jeden przypadek — to galaktyka M82, drugi to NGC5128 — radioźródło Centaurus A. Z tej małej próbki 20 galaktyk możemy wnosić, że gwałtowne wybuchy w jądrach są czymś nie tak rzadkim i przeto nie jest rzeczą nieprawdopodobną przypuścić, że zjawiska o typie wybuchu są również w naszej Galaktyce i w galaktyce M51 odpowiedzialne za zjawiska ekspansji. 42 Kronika

Ostatnie części swojego referatu poświęcił O ort zagadnieniom gazowej korony galaktycznej. Po omówieniu ogólnych własności korony gazowej Galaktyki, a w szcze­ gólności faktu istnienia obłoków w koronie w dużych odległościach od płaszczyzny galaktycznej (Miinch i Zirin), O ort przeszedł do zakomunikowania wyników otrzy­ manych przez astronomów z Leidy i Groningen w trakcie systematycznego poszukiwania obłoków III w dużych szerokościach. Radioastronomowie holenderscy odkryli szereg obłoków w dużych szerokościach, mających znaczne szybkości radialne. Szczególnie w okolicy długości 120° obserwuje się rozległe strumienie gazu poruszające się ze znacznymi szybkościami, rzędu 60 km/sek, i więcej, ku nam. Ponieważ obserwacje na fali 21 cm nie mówią nic o odległościach tych obłoków, wszystkie wnioski odnośnie ich natury muszą z konieczności nosić charakter bardzo spekulatywny. Można by przy­ puszczać, że ten gaz o dużej szybkości ruchu powstał w wyniku wybuchu supernowej, tak jak warstwy gazu obserwowane w „Cygnus Loop” . Inna możliwość polega na przypuszczeniu, że gaz spływa ku płaszczyźnie galaktycznej z zewnątrz; w tej dru­ giej hipotezie gaz ten mógłby być albo pochodzenia galaktycznego, albo też płynąć ku nam z przestrzeni międzygalaktycznych. O ort skłania się raczej ku tej ostatniej hipotezie. Konsekwencją hipotezy, iż istnieje możliwość znacznego przypływu materii z przestrzeni międzygalaktycznej ku płaszczyźnie naszej Galaktyki, jest wniosek, iż należy oczekiwać znaczniejszej akumulacji materii w pobliżu dysku nuklearnego. Czynnik akkrecji w pobliżu centrum Galaktyki wskutek znacznej koncentracji masy ku środkowi naszego układu, powinien by być o jeden rząd wielkości wyższy niż w oko­ licy Słońca. Z bardzo przybliżonych ocen wynika, że wpływ materii do centralnego dysku nuklearnego byłby tego samego rzędu, co wypływ z centrum Galaktyki poprzez ekspandujące ramiona spiralne. Jest rzeczą kuszącą, zdaniem Oorta, przypuścić, że przypływ gazu z przestrzeni międzygalaktycznej może być mechanizmem odpowiedzial­ nym za zbieranie się gazu w jąjlrach galaktyk — zbieranie wyrównujące straty wynika­ jące z obserwowanego wypływu masy z jądra. Swój odczyt Oort zakończył stwierdze­ niem, iż zaobserwowane zjawiska z pewnością stanowią podniecające wyzwanie (exciting challenge) dla przyszłych badań teoretycznych. Zaproszony wykład Leo Goldberga dotyczył niektórych aspektów astronomii w przestrzeni kosmicznej (Space Astronomy). Na wstępie referent zaznaczył, iż wobec tego, że do najbliższego maksimum plam słonecznych będzie czynnych w samych Sta­ nach Zjednoczonych co najmniej 5 obserwatoriów słonecznych na satelitach, a już w najbliższym roku uruchomione zostanie obserwatorium astronomiczne satelitarne o wadze ponad 400 kg, niewątpliwie na najbliższym Zjeździe Unii zagadnieniami najwięcej dyskutowanymi będą wyniki otrzymane z owych satelitarnych obserwatoriow. Wykład Goldberga był obficie ilustrowany materiałami fotograficznymi; w szcze­ gólności można było oglądać zdjęcia widma słonecznego w dalekim ultrafiolecie i w ul­ trafiolecie rentgenowskim, bardzo wyraźne i o dużej sile rozdzielczej. W związku z ob­ serwacjami widma Słońca w dziedzinie rentgenowskiego ultrafioletu, referent zwrócił uwagę na najnowsze prace Burgessa wskazujące, iż w przeciwieństwie do tego, czego się spodziewano, dużą rolę w zagadnieniach równowagi jonizacyjnej w warunkach astrofizycznych grają rekombinacje dielektryczne. Również w dalekiej podczerwieni zdjęcia widmowe dokonywane z ponad atmosfery ziemskiej, w szczególności z balo­ nów stratosferycznych, znacznie rozszerzają pole badań. Goldberg zwrócił uwagę, iż w ostatnich latach, głównie w związku z możliwościami stworzonymi przez wysyłanie przyrządów astronomicznych poza atmosferę ziemską, notuje się renesans spektroskopii. Ponieważ spektroskopia przestała być w centrum zainteresowań fizyków i jest w pewnej mierze przez nich zaniedbywana, istnieje wyraźna potrzeba budowania laboratoriów fizycznych przy obserwatoriach, które byłyby głównie nastawione na badania spektro­ skopowe. W zakonczeniu odczytu Goldberg zwrócił uwagę na dysproporcję, jaka istnie­ je między możliwościami wynoszenia ogromnych ciężarów na orbity dokoła-ziemskie czy dokoła-księżycowe przez rakiety najbliższych lat ze stosunkowo niską wagą ob­ serwatoriów astronomicznych satelitarnych projektowanych na tenże sam okres. Kronika 43

Przechodzę z kolei do omówienia najciekawszych komunikatów i dyskusji, których miałem sposobność wysłuchać na posiedzeniach różnych Komisji. Na Komisji Materii Międzygwiazdowej ciekawa była dyskusja dotycząca budowy ziaren pyłu między gwiazdo- wego. Okazuje się z rachunków, że konwencjonalny model ziarna pyłu zbudowany z lodu zanieczyszczonego przymieszkami metali i innych pierwiastków (dirty ice) nie daje dla fal bardzo długich dobrej zgody z obserwowaną zależnością absorpcji od długości fali. Ze szczegółowych rachunków wynika, iż istnieje nadzieja, że kombinacja jądra z grafitu lub z metalu plus „brudny lód” da zgodę z obserwacjami zarówno w ultra­ fiolecie, jak i w podczerwieni. W czasie tej dyskusji ciekawy komunikat zgłosił Gau- stad: mierzył on stosunek natężenia promieniowania w różnych długościach fali dla dwóch gwiazd n Ceph i a Ori. Ponieważ gwiazda n Ceph jest znacznie bardziej po­ czerwieniona niż a Ori i ponieważ lód wykazuje znaczną absorpcję w długości fali 3.1 p, powinno się dać zaobserwować w okolicy tej ostatniej długości znaczne osła­ bienie w stosunku intensywności światła od (i Ceph i a Ori, tymczasem takiego osła­ bienia nie obserwuje się i stąd wniosek, iż w składzie ziarna lód nie może stanowić więcej niż 25%. Na Komisji Wewnętrznej Budowy Gwiazd i Gwiazd Zmiennych najciekaw sze refe­ raty, zdaniem piszącego, dotyczyły zagadnienia pulsacji. W tej dziedzinie użycie szybko liczących maszyn stworzyło zupełnie nowe możliwości, głównie dlatego, że nie musimy obecnie uciekać się do linearyzacji równań różniczkowych, a możemy na maszynach całkować odnośne równania bez żadnych uproszczeń. Zajmę się szcze­ gółowiej dwoma referatami: R .F . Christy i R. Kippenhahna. Referat Christy, wygłoszony z pewnymi zmianami na obu wymienionych Komi­ sjach, dotyczył modelu gwiazdy typu RR Lyrae. Zasadniczy mechanizm niestabilności związany jest z istnieniem w atmosferze gwiazdy stref jonizacji helu a także wodoru. Na rolę tych stref w mechanizmie pulsacji zwrócił uwagę w 1953 r. Zew akin. Rola stref jonizacyjnych polega na tym, że wobec małej wartości y (stosunek ciepeł wła­ ściwych) w tych obszarach, przy adiabatycznej kompresji, strefy te są chłodniejsze niż ich otoczenie i odwrotnie — przy adiabatycznym rozprężeniu są gorętsze od otocze­ nia. Stąd wynika, że absorbują one ciepło, gdy są skomprymowane i oddają go przy ekspansji. Takie zachowanie jest właśnie tym, czego potrzeba, by na koszt energii napływającej z wnętrza gwiazdy skompensować straty w czasie pulsacji, wynikające z istnienia sił dyssypatywuych. Model Christy’ego odnosi się w zasadzie tylko do pulsacji rozległej atmosfery. Z pewnych rozważań wynika, iż w pobliżu jądra gwiazdy amplituda oscylacji jest mała i można zaniedbać sprzężenie z generacją energii w pro­ cesach termojądrowych. Wobec tego warunki brzegowe w pobliżu środka gwiazdy pole­ gały na doczepianiu atmosfery do sztywnej kuli generującej energię cieplną; przy po­ wierzchni gwiazdy Christy przyjął warunki brzegowe odpowiadające rozwiązaniu równania transferu dla szarej atmosfery. Zaniedbał on też wpływ konwencji; z pewnych ocen wynikało, że strumień energii przenoszony przez konwekcję nie przekracza 10% całkowitego strumienia. Poza wymienionymi uproszczeniami nie wprowadzano już jednak do modelu żadnych dalszych; uwzględniono niejako w „pełnym wymiarze” równania hydrodynamiki, równanie transferu, związki łączące temperaturę i gęstość ze współczyn­ nikiem nieprzeżroczystości (uwzględniono zarówno przejścia związano-swobodne, swobodno-swobodne jak i związano-z wiązane), równanie jonizacyjne Sahy. Rachunki zostały przeprowadzone dla dwóch wartości mas 0.4 M0 i 0.8 M0 i dla różnych zawartości helu: 45%, 30%, 15% i 0%. Wychodząc z wartości parametrów odpowiadających stanowi równowagi, nakładano na te parametry drobne perturbacje i śledzono rachunkowo powsta­ jące pulsacje tak długo, aż amplituda ich stabilizowała się; na ogół śledzono kilka do kilkudziesięciu cykli. Krzywe przedstawione przez Chris ty’ ego w uderzający sposób oddawały różne cechy charakterystyczne dla krzywych zmian blasku obserwowa­ nych u gwiazd typu RR Lyrae. W szczególności opóźnienie fazowe krzywej szybkości radialnych w stosunku do krzywej zmian blasku wypadło najzupełniej poprawnie. Refe­ rent wskazał na szereg korelacji, których na podstawie jego rachunków należy się 44 Kronika

spodziewać między różnymi charakterystykami krzywych zmian blasku, a składem che­ micznym i masą pulsującej gwiazdy. W swoich rachunkach K. Kippenhahn prześledził rachunkowo ewolucję gwiazdy 0 masie 7 M®. Rachunek zaczynał się od momentu, kiedy gwiazda znajduje się na ciągu głównym i ma jednorodny skład chemiczny i prowadził poprzez poszczególne stadia ewolucji odpowiadające kolejno okresom, gdy: wodór spala się na hel w jądrze, wytwa­ rza się pozbawione wodoru jądro, a wodór spala się w warstwie otaczającej jądro, jądro kontrahuje i zaczyna się w nim palić hel na węgiel, wypala się hel w jądrze 1 wytwarza się druga warstwa produkująca energię — oprócz wodorowej — tym razem helowa otaczająca jądro i wreszcie, po dalszej kontakcji jądra i przejściu materii w jądrze w stan zdegenerowany, zaczyna spalać się węgiel na cięższe pierwiastki. Okres objęty rachunkami Kippenhahn a obejmuje ,,w życiu” gwiazdy około 36 mi­ lionów lat. W tym czasie gwiazda wychodzi z ciągu głównego na diagramie Hertzsprunga- Russella i przesuwa się do obszaru Nadolbrzymów. Droga ewolucyjna gwiazdy na diagramie H-R pięc razy przebiega przez obszar odpowiadający Cefeidom, przesuwając się po torach w przybliżeniu poziomych na lewo ku rosnącym temperaturom i na prawo ku malejącym temperaturom. Otóż okazuje się, iż za każdym razem, gdy gwiazda prze­ chodzi przez pasmo Cefeid, gdy jej temperatura powierzchniowa jest rzędu 5300°, staje się niestabilna, zaczyna pulsować. Okres pulsacji wypada około 11.4 dnia — w zgo­ dzie z tym, co obserwuje się dla Cefeid o jasności takiej, jak jasność obliczanego modelu. Co więcej — okazuje się, ze przy naniesieniu na diagram jasność — okres punk­ tów odpowiadających różnym przejściom przez pasmo Cefeid dla modelu o 7 MQ i takich- że punktów dla modelu o masie równej pięciu Me , punkty te nadzwyczaj dobrze zga­ dzają się z zaobserwowanym dla rzeczywistych Cefeid przebiegiem zależności jasność absolutna-okres', zgoda jest tak dobra, iż referent sądzi, że w pewnej mierze jest przypadkowa. Z rachunków wynika, iż przy przesuwaniu się gwiazdy z lewa, na prawo na diagramie H-R okres Cefeidy nieco wzrasta i przeciwnie przy przesuwaniu się w od­ wrotnym kierunku; otoż u rzeczywistych Cefeid istotnie obserwuje się często syste­ matyczne zmiany okresu — przedstawiona przez Kippenhahna teoria pozwala po­ wiązać te zmiany z różnymi fazami ewolucyjnymi Na posiedzeniach Komisji Wewnętrznej Budowy Gwiazd było też referowane kilka prac młodych teoretyków o modelach gwiazd szybko rotujących. W podsumowaniu dysku­ sji na tej Komisji Schw ar zschi 1 d podkreślił charakterystyczną cechę badań teore­ tycznych na obecnym etapie, polegająca na tym, iż porzucamy grubo przybliżone modele gwiazd sferycznych i odchodzimy od metod analitycznych, w których równania są linearyzowane, aby dzięki użyciu maszyn szybko liczących posługiwać się nie uproszczo­ nymi, nie liniowymi równaniami. Na Komisji Gwiazd Zmiennych B. Lovell zakomunikował o wynikach obserwacji radiowych gwiazd rozbłyskowych: zaobserwowano w kilku przypadkach rozbłyski ra­ diowe odpowiadające rozbłyskom optycznym. Posiedzenia Komisji Gwiazd Podwójnych Fotometrycznych były w znacznej części wypełnione sprawami organizacyjnymi; warto może zanotować, ze względu na związek ze sprawami polskimi, jedną z rezolucji wzywającą dr Kordylewskiego do dal­ szego wydawania cyrkularzy poświęconych minimom gwiazd zaćmieniowych; przyznano na ten cel subwencję w wysokości 100 8. Na Komisji zajmującej się obserwacjami spoza atmosfery ziemskiej, szeroko były omawiane plany nowej organizacji ESRO (European Space Research Organization). Zrzeszenie to powstało po 'trzyletnich wstępnych obradach przygotowawczych w marcu ubiegłego roku. Obejmuje ono nastepujące kraje europejskie: Belgię, Danię, Niemiecką Republikę Federalną, Anglię. Francję, Holandię, Italię, Szwecję, Szwajcarię, Hiszpa­ nię. Celem organizacji jest ułatwienie uczonym europejskim wzięcia udziału w ba­ daniach przestrzeni kosmicznej; organizacja ESRO będzie się zajmowała opracowywa­ niem programów obserwacji, przygotowywaniem instrumentów pomiarowych, konstrukcją Kronika 45 satelitów, nie będzie sie natomiast zajmowała budową rakiet służących do wyrzu­ cania satelitów. Budżet ESRO na najbliższe 8 lat wynosi ponad 300 milionów dola­ rów. Przewiduje si ę wysyłanie brednio po 40 rakiet wysokościowych rocznie, ponadto planuje się wysłanie 6 mniejszych, niestabilizowanych satelitów w ciągu najbliższych lat — pierwszy z nich byłby wystrzelony z początkiem roku 1967. Sześć do ośmiu więk­ szych stabilizowanych satelitów będzie wysłane w przestrzeń kosmiczną w następ­ nych latach. Start pierwszego takiego stabilizowanego satelity przewidywany jest na rok 1968. Nie wcześniej jak za 6 lat nastąpi w ramach planu ESRO wyrzucenie dużego satelity astronomicznego, w którym w szczególności będzie umieszczony tele­ skop lustrzany o średnicy między 60 a 80 cm. Plany badań przewidują dla małych nie­ stabilizowanych satelitów obserwacje jonosfery, zórz polarnych, promieniowania Słoń­ ca, promieniowania kosmicznego. Dla stabilizowanych satelitów w szczególności przewiduje się mierzenie promieniowania rentgenowskiego Słońca, promieniowania nieba w podczerwieni i w ultrafiolecie, badania spektroskopowe gwiazd w ultrafiolecie, badanie światła zodiakalnego, pomiary astronomiczne w promieniach y; wielki astrono­ miczny satelita dysponowałby spektroskopem dla badanią widm gwiazd w przedziale 900—3000 X ze zdolnością rozdzielczą co najmniej jednego A. Pomocniczymi instytutami dla ESRO będą takie instytuty (których nazwy tłumaczą zarazem ich zakres działania) jak: ESTEC (European Space Technology Center), ESLAB (European Space Research Laboratory), ESDAC (European Spac'e Data Center), ESRIN (European Space Research Institute). W czasie Kongresu Unii odbyła się specjalna konferencja zorganizowana przez M. Minnaerta, poświęcona nauczaniu astronomii. Na podstawie odpowiedzi otrzy­ manych z 29 krajów, Minnaert przygotował wstępny raport zawierający szereg interesujących informacji. Jeśli chodzi o naukę astronomii w szkole średniej okazuje się, że tylko w 7 krajach nie ma w ogóle nauki astronomii w szkole średniej (na 29, które udzieliły odpowiedzi). W wieln krajach nauczanie astronomii ograniczone jest do zagadnień elementarnych dotyczących Ziemi, Księżyca, Systemu planetarnego. Zdaniem Minnaerta program szkoły średniej powinien byc podzielony na dwa działy: ęzas poświęcony na naukę obu działów powinien być w stosunku jak 1:2. Dział pierwszy obejmowałby strukturę systemu słonecznego, dział drugi poświęcony byłby budowie wszechświata. W większości krajów astronomii naucza albo nauczyciel matematyki, albo nauczyciel fizyki. Nie ulega wątpliwości, zdaniem referenta, że lepszym wykła­ dowcą jest fizyk. W nauczaniu astronomii na poziomie uniwersyteckim największe różnice pomiędzy krajami są na etapie, na którym kształcenie astronomów odłącza się od kształcenia matematyków lub fizyków. Najlepiej jest, zdaniem Minnaerta, gdy studium astronomii w pewnym zakresie zaczyna się już na pierwszym roku; jako główny przedmiot w żadnym razie astronomia nie powinna się pojawiać później niż po trzecim roku. Referent podkreślił ważność zajęć praktycznych z astronomii — nie tyle ze względu na potrzebę wyrobienia biegłości w dokonywaniu obserwacji, ile aby student przekonał się o realności koncepcji wprowadzonych na wykładach. Wprawdzie znajomość fizyki i matematyki ma zasadnicze znaczenie dla studium astronomii, jednak wykład tych dyscyplin nie powinien być nigdy tak obszerny, by zagrażał czy upośle­ dzał studiowanie astronomii w sensie ściślejszym. Minnaert uważa, iż można by łatwo wykazać, że doskonała znajomość matematyki rzadko kiedy doprowadziła do ważnych odkryć w nowoczesnej astronomii — to już nie byłoby prawdą w stosunku do fizyki. Zrobiono tekst na bazie 83 artykułów opublikowanych w „Astrophysical Journal” z roku 1962: dla 60% z tych artykułów niepotrzebna była znajomość matematyki wy­ kraczająca poza rachunek różniczkowy i całkowy i elementy rachunku prawdopodobień­ stwa, dla 20% potrzebna była znajomość wyższej matematyki, 20% artykułów wymagało znajomości fizyki teoretycznej z użyciem zaawansowanych działów matematyki. Za­ równo w fizyce jak i w matematyce zwykłe wykłady kursowe są źle dopasowane do potrzeb astronoma: są za rozwlekłe odnośnie do niektórych problemów, zbyt zwięzłe w stosunku do innych. Referent dał dwa przykłady. Zwykle w wykładzie hydrodynamiki 46 Kronika niewiele się mówi o turbulencji, podczas gdy ta ostatnia ma podstawowe znaczenie dla astronoma; mechanika kwantowa rzadko kiedy jest doprowadzona do takiego sta­ dium, by student mógł sam obliczyć prawdopodobieństwo przejść i przekroje zderze­ niowe. Minnaert podkreślił, że przy wykańczaniu pracy doktorskiej z reguły bardzo cenną jest rzeczą możność przebywania za granicą w jakimś dobrym centrum astrono­ micznym. Referent uważa, iż kurs astronomii ogólnej jest niezwykle potrzebny zarówno dla matematyków, jak i dla fizyków, powinien on być w każdym razie obowiązkowy dla przyszłych nauczycieli fizyki. W 17 z 29 krajów kurs astronomii ogólnej jest nor­ malnie wymagany dla wszystkich magistrów matematyki lub fizyki. Ciekawą informa­ cją jest, iż w dwudziestu z dwudziestu dziewięciu krajów obserwuje się brak astrono- mow, przy czym w Stanach Zjednoczonych poszukiwani są głównie astronomowie wysoce wyspecjalizowani i technicy, dla których właściwie wykształcenie astronomiczne w sensie ściślejszym nie jest takie ważne. W dyskusji po referacie Minnaert a zabierało głos wielu astronomów, B.J. Bok podkreślił, że dla studium doktoranckiego w danym ośrodku w zasadzie potrzeba co najmniej szesciu samodzielnych pracowników (profesorow, docentów) astronomii. Podkreślił on też użyteczność szkół letnich, związanych także z pewnymi zajęciami praktycznymi. Ważne jest także, zdaniem Bok a, wysyłanie młodych astronomów po doktoracie dla studiów do innych dobrych ośrodków. W. Iwanowska przedstawiła obowiązujący obecnie w Polsce program uniwersytecki studiów astronomicznych, podkreślając sposób wyważenia w tym programie ilości czasu poświęcanego na wykłady z astronomii w sensie sciślejszym, z fizyki i z matematyki. V. Kourganoff sugero­ wał, iż użyteczne byłoby tłumaczenie na język angielski niektórych podręczników wy- wydawanych w innych krajach; mogłoby to się dziać z poparciem finansowym Unii. Po­ nadto Unia sama mogłaby publikować kursy astronomii pisane przez autorów przez siebie wytypowanych. D. Lay z er mówił o współpracy między astronomami a fizy­ kami i matematykami; uważa on, że ważniejsze dla nawiązania takiej współpracy jest wspólne wysłuchiwanie przez zaawansowanych studentów wykładów monograficznych z astronomii, niż wprowadzanie kursów z astronomii ogólnej do studium fizyki czy matematyki; niektóre wykłady kursowe z astronomii powinny być wspólne dla starszych studentów matematyki, fizyki i astronomii. Prezydentem Unii na najbliższą kadencję został wybrany prof. P. Swings, se­ kretarzem — Dr J . Pecker, a zastępcą sekretarza — Dr L. Perek. Najbliższy kongres Unii odbędzie się w Pradze. W czasie trwania Kongresu uczestnicy mieli sposobność odbycia kilku interesu­ jących wycieczek w okolice Hamburga. Chyba prawie wszyscy uczestnicy zwiedzili znakomicie wyposażone Obserwatorium Hamburskie w Bergedorf. W miejscowości tej urządzono małą wystawę poświeconą pamięci mechanika Obserwatorium Hamburskiego, konstruktora słynnej kamery Schmidta; Bernarda Schmidta.

E. RYBKA

A. Fotometria gwiazdowa. Komisja Fotometrii Gwiazdowej odbyła trzy posiedze­ nia: jedno 26 sierpnia i dwa — 28 sierpnia. Pierwsze posiedzenie było przeznaczone na dyskusje nad sprawozdaniem prezesa Komisji prof. W.B. N ikono w a (ZSRR). Zostały na tym posiedzeniu sformułowane zagadnienia, jakimi powinna zajmować się Komisja. Uznano za słuszne, aby zakres prac Komisji ograniczył się do następujących działów: 1) instrumenty fotometryczne, 2) metody obserwacji i ich redukcji, 3) ekstynkcja atmo­ sferyczna, 4) układy fotometryczne, 5) standardy fotometryczne, 6) sekwencje foto­ metryczne, 7) polarymetria i ew. 8) fotometria gwiazdowa spoza atmosfery ziemskiej. Zagadnienia wąskopasmowej fotometrii odeszły w zasadzie do nowo utworzonej Komi­ s ji 45. Na posiedzeniach naukowych 28 VIII wygłoszono 8 referatów. Behr mówił o badaniach fotopowielaczy w Obserwatorium w Getyndze. C raw ford opisywał syste- Kronika 47 my fotometryczne stosowane na Kitt Peak: a) zwykły UBV, b) czterobarwny z efektyw­ nymi długościami fal y (5500A0), b (4700A°), v (4100AC), u OSOOA^. Nikonov refe­ rował pracę Strajżysa z Obserwatorium Wileńskiego, dotyczącą trójbarwnej foto­ metrii gwiazdowej w długościach fal 3900, 4600 i 5300 A° — Wesselink, referując pracę Hill a, zakomunikował o znacznym zwiększeniu się ekstynkcji po wybuchu wulkanu na wyspie Bali (7 III 1963 r.). Ekstynkcja ogólna w Obserwatorium Mt Stromlo była 3 razy większa niż zwykle. Zwiększenie to nie miało charakteru selektywnego, nie wpłynęło przeto na barwy gwiazd. B. Historia astronomii. Kongres Międzynarodowej Unii Astronomicznej był poprze­ dzony Międzynarodowym Sympozjum z historii astronomii w dniach 22—24 sierpnia, zorganizowanym pod auspicjami Międzynarodowej Unii Historii i Filozofii Nauki we współpracy z Komisją Historii Astronomii Międzynarodowej Unii Astronomicznej. W sympozjum tym z P o lski brali udział: dr J . Dobrzycki, dr T. Przypkowski i prof. E. Rybka. Na Sympozjum wygłoszono razem 25 referatów. Z Polski dr Do­ brzycki odczytał referat prof. A. Birkenmajera pt. Alexius Sylvius Polonus, mało znany konstruktor instrumentów astronomicznych, zaś E. Rybka przedstawił własny referat pt. Wptyw krakowskiego ośrodka intelektualnego przy końcu XV w. na powstanie systemu heliocentrycznego. Na posiedzeniach komisji 41 (historia astronomii) w dniach 26 i 28 VIII poza dysku­ sją nad sprawozdaniem przewodniczącego (prof. P. Kulikowski, ZSRR) były oma­ wiane następujące sprawy: poruszono potrzebę wydania generalnej historii astronomii w kilku tomach, jako wydawnictwa międzynarodowego opracowywanego przez zespół autorów. Opracowanie planu powierzono nowemu komitetowi organizacyjnemu Komisji. Prof. Z ag ar (Włochy) referował szczegółowo program obchodów we Włoszech 400-lecia urodzin Galileusza. Obchody były przewidziane na czas od 14 do 29 IX 1964 r. we Flo­ rencji, Padwie, Rzymie i Pizie. Prof. M.S. Zwieriew (ZSRR) mówił o Pułkowskim Obserwatorium Astronomicznym w związku z przypadającą w bieżącym roku 125 rocz­ nicą jego założenia, a prof. P. Kulikowski — o obserwatorium w Tartu (Dorpat) w związku ze 150-leciem jego istnienia. Uchwalono rezolucję o konieczności zabezpieczenia instrumentów astronomicznych, mających wartość historyczną, zwracając się z apelem do Obserwatoriów, aby nad takimi instrumentami rozciągnięto należytą opiekę lub przekazywano je do odpowiednich muzeów. Rezolucjata była następnie zatwierdzona przez plenarne zebranie Unii. Na przewodniczącego Komisji 41 powołano na najbliższą kadencję autora notatki.

UWAGI NA M ARGINESIE SYMPOZJUM 0 AUTOMATYZACJI POMIARÓW ASTRONOMICZNYCH

W. T U B S K I

Nie jest zapewne ogólnie przyjęte pisanie sprawozdań z sympozjów, w których nie brało się udziału. Ale piszący te słowa ma żywą nadzieję, że oryginalność i pierwszo­ rzędna waga omawianego Sympozjum okupią niedoskonałość drugoręcznej, bo tylko na drukowanym sprawozdaniu [ 1J opartej, relacji. Wiosną 1962 roku, dokładnie 27 i 28 kwietnia, obradowało w starej, wirtenberskiej Tybindze Sympozjum poświęcone automatyzacji i cyfronizacji (digitizing, digitalisierung) pomiarów astronomicznych. W czasie obrad, w których wzięło udział 58 uczonych z Europy i Stanów Zjednoczonych, wygłoszono 19 referatów oraz przeprowadzono luźną dyskusję na temat problemów związanych z opracowaniem klisz fotograficznych. Tematy wygłoszonych referatów można podzielić z grubsza na następujące grupy: 1) Automatyczne sterowanie instrumentami obserwacyjnymi 2) Urządzenia do automatycznego zapisu obserwacji w postaci cyfrowej 3) Zastosowanie maszyn matematycznych do przetwarzania i analizowania danych obserwacyjnych. Zanim omówimy konkretne osiągnięcia przedstawione w referatach poszczególnych grup, warto zatrzymać się na niezwykle interesującym zagajeniu Sympozjum, w którym H. Siedentopf uwypuklił teoretyczno-informacyjne aspekty badań astronomicznych. Informacja, docierająca z przestrzeni kosmicznej do obserwatora ziemskiego daje się przedstawić jako natężenie promieniowania (o określonej polaryzacji), zależne od czasu, długości fali i kierunku. Przejście promieniowania przez atmosferę powoduje jego osłabienie i zniekształcenie, a przez to zmniejsza ilość informacji docierającą do instrumentu. Część z tych strat zostanie zredukowana przy obserwacjach pozaatmosfe- rycznych (znikną np. turbulencja, refrakcja czy rozpraszanie), ale za to pojawią się inne zakłócenia (czernienie klisz przez intensywne działanie promieni kosmicznych, niestabilne ustawienie instrumentu), które na swój sposób zmniejszą ilość informacji zawartej w obserwacji. Przejście kwantów światła przez instrument powoduje dalsze zmniejszenie ilości informacji przez selektywność spektralną, czy skończoną zdol­ ność rozdzielczą instrumentu. Znajomość parametrów charakteryzujących ogólne straty ilości informacji na drodze od źródła promieniowania do obserwatora, znajomość zresztą zazwyczaj niepełna, gdyż często sama oparta na zniekształconych pomiarach, pozwala nieraz zbudować taki program obserwacji, który eliminuje możliwie dużo źródeł zakłóceń (mistrzami tutaj, w zakresie neutralizowania zakłóceń instrumentalnych, są astronomowie zajmujący się astronomią pozycyjną), bądź leż powoduje wykonanie obserwacji w różnych warun­ kach, lak, by późniejsze opracowanie obserwacji pozwoliło na możliwie dokładne wyrugowanie efektów zmniejszających ilość informacji. Dokonywanie obserwacji wedle z góry ustalonego programu pozwala na wprowadzenie pierwszego etapu automatyzacji. Siedentopf podaje przy okazji przykład. Zgodnie z planem badań naukowych Obser­ watorium Tybingeńskiego, jego południowo-afrykańska stacja prowadzi pomiary pola­ ryzacji, jasności i barwy światła zodiakalnego przy pomocy sprzężonego systemu dwu 50 K ronika

azymutalnie ustawionych teleskopów z fotometrami fotoelektrycznyrai. Specjalne urzą­ dzenie elektromechaniczne ustawia instrumenty w zadanym azymucie, po czym jeden układ optyczny rejestruje polaryzację przy pomocy polarymetru rotującego, co trwa 12 sekund, a drugi system optyczny mierzy natężenie promieniowania w dwu barwach: żółtej i niebieskiej, przy czym każdy z filtrów wstawiany jest na sześć sekund. Po wykonaniu pomiaru instrumenty zostają przesunięte do innego azymutu. W czasie tego właśnie przesuwania zostają zarejestrowane prądy ciemniowe obydwu fotometrów. Zapis wyników wykonywany jest automatycznie przez dwa potencjografy. Po przejściu całego zadanego łuku horyzontu, instrumenty zostają automatycznie przestawione na następną odległość zenitalną. Mamy tu do czynienia z automatycznym sterowaniem instru­ mentem i automatycznym, aczkolwiek nie cyfrowym, zapisem wyników obserwacji. Wynik pomiaru, niezależnie od sposobu jego otrzymania, musi być w jakiś sposób utrwalony, zapamiętany. Najprostszym (i, niestety, ciągle jeszcze bardzo popularnym) sposobem jest zapis w dzienniku obserwacji, wykonywany ręcznie. W podanym przez Siedentopfa przykładzie występował zapis automatyczny ciągły, czyli analogowy. Podobnie wynik obserwacji może być zapisany w sposób cyfrowy, czyli dyskretny, np. przez chronograf, drukujący woltomierz itp. Mając na względzie ogromne możli­ wości maszyn matematycznych cyfrowych, należy podkreślić wielkie znaczenie zapisu wyników bezpośrednio w formie czytelnej dla tych maszyn, tj. przy pomocy urządzeń perforujących karty lub taśmę papierową. Szczególnie interesujący jest także zapis na taśmie magnetycznej, gdyż z jednej strony może on być zarówno analogowy jak jak i cyfrowy, a z drugiej strony taśma magnetyczna ma także tę zaletę, że może przyj­ mować informację z wielką szybkością, nieporównanie większą od tej, jaką oferują, karty czy taśmy perforowane. Ma to szczególnie wielkie znaczenie prry instrumentach produkujących intensywny potok danych — np. przy obserwacjach telewizyjnych doko­ nywanych z rakiet i transmitowanych na Ziemię, Najpowszechniejszym jednak środkiem zapisu informacji stosowanym w astronomii jest klisza fotograficzna. Jej pojemność, wynosząca około 6xl05 bitów na cm2, nie wykorzystywana w pełni przy obserwacji gwiazd, ponieważ tylko niewielka część pola powierzchni kliszy pokryta jest wizerunkami gwiazd, ale przy obserwacji zjawisk powierzchniowych, takich jak ziarnista struktura powierzchni Słońca, ilość informacji zawartej na jednej kliszy jest zaiste ogromna. Opracowanie obserwacji nie kończy się, rzecz jasna, na zapisaniu jej wyników. Następnym etapem jest przetworzenie danych. Celem tego etapu jest wyeliminowanie szkodliwego wpływu atmosfery i instrumentu i sprowadzenie otrzymanej informacji do możliwie „czystej** postaci. Ta część pracy jest w coraz to większym stopniu po­ wierzana maszynom matematycznym, do których zostają wprowadzone dane obserwa­ cyjne (w postaci cyfrowej), oraz program obliczeniowy wraz ze znanymi stałymi używa­ nymi przy redukcji. Jeśli wyniki obserwacji zapisane są na kartach czy taśmach perforowanych, możemy je wprowadzić do maszyny matematycznej bezpośrednio. Jeśli natomiast wynikiem obser­ wacji jest klisza fotograficzna, wymaga ona przedwstępnego przetworzenia informacji na niej zawartej do postaci cyfrowej. To przedwstępne przetworzenie informacji może z kolei znowu być zautomatyzowane lub półautomatyczne, w tym celu używane s ą fotometry, mikrometry i spektrometry cyfrowe. Przetworzenie danych zamyka opracowanie obserwacji i rezultaty tego procesu mogą (i nierzadko są) być publikowane jako np. krzywa blasku, czy seria położeń komety. Ale celem badań astronomicznych jest przecież fizyczna interpretacja wyni­ ków obserwacji. Nie tyle interesuje nas krzywa blasku pary gwiazd zaćmieniowych, ile fizyczne parametry danej pary, nie tyle seria położeń komety na sferze niebieskiej ile jej orbita. To ogniwo łańcucha badań astronomicznych może być zautomatyzowane przez zastosowanie szybko liczących maszyn matematycznych: cyfrowych i analogowych. Wielka przyszłość badań astronomicznych (jak zresztą, w wielu dziedzinach przyrodni- Kronika 51 czych) leży w scaleniu poszczególnych zautomatyzowanych ogniw procesu badań w jedną zautomatyzowaną całość. (Niech mi będzie wolno w tym miejscu zwrócić uwagę Czytelnika na przykłady takiej integralnej automatyzacji procesu badawczego podane w jednym z moich poprzednich artykułów [2lł. Żaden z referatów przedstawionych na Sympozjum nie opisywał takiego idealnego, całkowicie zautomatyzowanego zespołu instrumentów i maszyny matematycznej, ale przedstawiono szereg niezwykle interesujących fragmentów, z których przyszłość złoży zapewne automatyczne obserwatoria. W grupie referatów opisujących automatyzm sterowania instrumentami astrono­ micznymi na największą uwagę zasługuje opisany przez Kiihnego system sterowania 210-stopowego radioteleskopu z Sydney. Zwierciadło wielkiego instrumentu jest tak ciężkie, że jedynie azymutalne ustawienie jest możliwe do zrealizowania. Przy takim zaś ustawieniu, jak wiadomo, śledzenie obiektu kosmicznego w jego ruchu dobowym wyma­ ga skomplikowanej rotacji instrumentu dokoła jego obydwu osi. Normalnie stosowany system sterowania (jak np. w Jodrell Bank) polega na tym, że specjalna maszyna ma­ tematyczna wylicza bieżące współrzędne horyzontalne obiektu z jego współrzędnych równikowych, czasu gwiazdowego i, oczywiście, ze współrzędnych geograficznych stacji, po czym bardzo skomplikowany zespół serwomechanizmów powoduje wykonanie odpowiednich ruchów teleskopu. W australijskim radioteleskopie zastosowano inne, oryginalne rozwiązanie oparte na pomyśle, którego autorem jest Anglik Wallis. Na azymutalnej osi instrumentu, będącej w rzeczywistości nieruchomym słupem, na któ­ rym wsparta jest platforma z kolistymi szynami i ślizgającymi się po niej wagonikami podtrzymującymi drugą oś teleskopu, ustawiony jest niewielki reflektor optyczny zmon­ towany ekwatorialnie — tzw. ekwatoriał kierujący E.K. (W dnie zwierciadła radiotele­ skopu znajduje się otwór, przez który „wyziera” E.K.). Na zewnętrznej stronie obiekty­ wu E.K. umocowane jest płaskie zwierciadło o normalnej równoległej do osi optycznej ekwatoriału. Na dnie radioteleskopu znajduje się urządzenie zwane wykrywaczem błędów (W.B.), składające się z autokolimatora i dwu fotokomórek, które dają sygnał elektryczny, jeśli oś autokolimatora nie jest dokładnie prostopadła do płaszczyzny zwierciadła zamontowanego na E.K., tj. jeśli oś „optyczna” radioteleskopu nie jest równoległa do osi optycznej E.K. W kabinie sterowania radioteleskopu znajduje się zespół wtórników, które wskazują z niewielką (0°5) dokładnością położenie osi optycz­ nej E.K. i zwierciadła radioteleskopu. Dyżurujący technik dba o to, by orientacje tych osi były w przybliżeniu zgodne na początku obserwacji danego obiektu. Obserwator śledzi obiekt przez E.K., poruszany zwykłym mechanizmem zegarowym z ręczną korektą a specjalny automat pobudzany sygnałami z fotokomórek niweluje subtelne odchyłki orientacji osi obydwu instrumentów. Zastosowany tu system przypomina klasyczną kombinację występującą przy du­ żych instrumentach optycznych, z tym tylko, że ruch małego instrumentu o dużym polu widzenia przekazywany jest na radioteleskop nie mechanicznie (jak to ma miejsce w kombinacjach instrumentów optymalnych ze szperaczami), a przez układ elektro­ no wo-mechaniczny. Inny, ciekawy przykład automatycznego sterowania — to szperacz słoneczny (Sonnenleitfernrohr), urządzenie fotoelektryczne naprowadzające instrument obserwu­ jący na Słońce, opracowane w obserwatorium Oberkochen dla sterowania 150 cm Coude^re- fraktorem. Urządzenie to składa się z 50 mm teleskopu zaopatrzonego w układ przy­ słon i fotokomorkę. Pierwsza przysłona służy do ograniczania pola widzenia do czte­ rech sektorów, położonych symetrycznie względem osi szperacza (rys. 1). Druga, wi­ rująca półkolista przysłona przepuszcza kolejno na fotokomorkę promieniowanie każdego sektora oddzielnie. Prąd z fotokomorki będzie zmienny, o częstotliwości wirowania drugiej przysłony, a jego amplituda będzie niezmienna pod warunkiem, że środek obra­ zu Słońca przypada na osi optycznej szperacza. Układ elektroniczny analizujący prąd fotokomórki tak steruje ruchem szperacza, by zachować stałość amplitudy tego prądu. Oczywiście grube sterowanie ruchem szperacza wykonuje mechanizm zegarowy. Do- 52 Kronika

świadczenie wskazuje, że szperacz, który steruje ruchem instrumentu obserwującego przy pomocy zespołu serwomechanizmów i wtórników zmuszających oś instrumentu rto zajmowania tej samej orientacji co oś szperacza, pozwala na automatyczne prowa­ dzenie instrumentu z dokładnością lepszą niż 1 sekunda łuku. Je sz c z e inny rodzaj automatyza­ cji sterowania przedstawił W. Schu­ ler, opisując zautomatyzowany foto­ graficzny teleskop zenitalny w Neuen- burgu. Zadany program obserwacji zapisany na taśmie perforowanej zostaje założony do specjalnego urządzenia sterującego, które zgod­ nie z tym programem otwiera migaw­ kę teleskopu w oznaczonych momen­ tach wg czasu gwiazdowego. Jedno­ cześnie zostaje uruchomiony specjal­ ny chronometr sumujący, który auto­ matycznie wyznacza i perforuje na taśmie papierowej średni moment serii impulsów odpowiadających przejściu gwiazdy przez nieruchomo związane z teleskopem nici mikro­ metru kontaktowego. Całość osprzę­ tu automatycznej stacji uzupełniają: Rys. 1. Przysłona szperacza słonecznego automat do jednostajnego przesuwa­ nia kasety z kliszą, zmieniacz kaset i detektor deszczu, zamykający kopułę przy niesprzyjających warunkach atmosferycznych. Opisana stacja pracuje bez interwencji i obsługi ludzkiej przez osiem godzin, przy czym program, uzależniony od czasu gwiazdowego, sporządzany jest mniej więcej raz na miesiąc. Szereg referatów wygłoszonych na Sympozjum dotyczyło automatyzacji odczytu instrumentów astronomicznych. Ponieważ bardzo trudno jest oddać wiernie ich treść nie wdając się w bardzo specjalistyczne szczegóły techniczne, opowiemy jedynie, jakich pomiarów dotyczyły wygłoszone referaty. F. H & g przedstawił mikrometr foto elektryczny używany przy obserwacjach na kole południkowym w Bergdorf. W płaszczyźnie ogniskowej instrumentu umieszczona jest płytka szklana z wytrawionymi nićmi (matowymi). Specjalny licznik zlicza przejścia obrazu gwiazdy przez kolejne nici, co jest sygnalizowane spadkiem prądu fotokomórki, i co 0,1 sekundy perforuje ich ilość na taśmie papierowej. Późniejsza analiza tego za­ pisu przy pomocy maszyny cyfrowej pozwala określić czas przejścia gwiazdy przez południk, oraz jej deklinację. Urządzenie pozwala mierzyć gwiazdy do 10m, a także wyznaczać kolimację i nadir. Ograniczeniem stosowalności mikrometru jest pewien spadek dokładności pomiaru gwiazd o dużej deklinacji, gdyż przecinają one małą ilość nici. Dodatkowym wyposażeniem jest aparat fotograficzny rejestrujący 6-minutowe wycinki koła deklinacji (o podziałce 3’), oraz linie odniesienia. Tak zarejestrowane wskazania są później ręcznie przenoszone na perforowaną taśmę papierową. Podobny instrument, a mianowicie 6-calowy teleskop przejściowy w Waszyngtonie, ma odmienny system automatycznego zapisu wyników obserwacji — temu systemowi poświęcony był referat A.N. Adamsa. Obroty śrub mikrometrycznych są powtarzane przez układ serwomechanizmów i, przetworzone w sygnały dyskretne (cyfrowe) przez specjalny konwerter analogowo-cyfrowy, zapisywane na kartach perforowanych. Przy szybkości obrotu śrub nie przekraczającej 16 obrotów na minutę dokładność zapisu wynosi n.001 obrotu śruby. Automatyczne urządzenie odczytuje pozycje śruby co 1, 2. 3 Kronika 53 lub 4 sekundy, przy czym specjalny chronometr perforujący „dobija” na karcie czas, do jakiego odnosi się dany zapis. Obserwator może zażądać dodatkowo zapisania poło­ żenia śrub w dowolnym momencie czasu, przy czym ten moment rejestrowany je st z opóźnieniem ok. 50 psek. Urządzenie używane jest przy masowych obserwacjach, jakie są niezbędne przy pracy nad katalogami fundamentalnymi. R.H. Tucker z Królewskiego Obserwatorium w Herstrnouceux poświęcił swój referat opisowi opracowanego w jego ośrodku chronografu perforującego — EPIC. EPIC ,,produkuje” karty perforowane zawierające zakodowany zapis momentów czasu odpo­ wiadających momentom kontaktów mikrometru. Dokładność EPICA wynosi 1 msek. Wspomniane dotychczas referaty opisywały automatyzację zapisu obserwacji astrometrycznych. Inny rodzaj mechanizacji reprezentują urządzenia zapisujące dane astrofizyczne. A. Behr z Getyngi opisał automatyczny polarymetr wielokanałowy używany do określenia natężenia, stopnia i płaszczyzny polaryzacji światła. Światło gwiazdy mierzone jest jednocześnie przez cztery równoległe teleskopy, zaopatrzone w filtry barwne, fotomnożniki i analizatory o płaszczyznach polaryzacji tworzących kolejno kąty 0,45, 00 i 135 stopni. Prądy fotomnożnikow są wzmocnione przez cztero- kanałowy wzmacniacz, przepuszczone przez również czterokanałowy konwerter: na- pięcie-częstotliwość i w postaci serii impulsów docierają do czterech liczników. Po danym czasie akumulacji (całkowania) stan wszystkich czterech liczników zostaje wyperforowany na taśmie papierowej. Jednocześnie na taśmie zostają zapisane współ­ rzędne, czas obserwacji, barwa użytych filtrów i inne dane pomocnicze. Dalsza re­ dukcja wykonywana jest na cyfrowej maszynie matematycznej. Opisana metoda obser­ wacji ma, oprdcz wynikających z automatyzacji, następujące zalety: a) czas obser­ wacji na wszystkich instrumentach jest taki sam, a przez to b) warunki widoczności (przezroczystość atmosfery) są takie same, c) elektryczne warunki pracy fotomnożnikow (napięcie anodowe, napięcie zasilania itp.) są identyczne, d) płaszczyzny polaryzacji analizatorów są stałe względem instrumentów, co pozwala uniknąć kłopotów związa­ nych z polary zacją światła w optyce instrumentu. D. Kuschbert z Tybingi opisał automatyczne urządzenie zliczające ilość gwiazd i określające ich dystrybucję ze względu na wielkość widzialną, na kliszy fotograficz­ nej. Urządzenie to oparte jest na tej samej zasadzie, na jakiej działa kamera tele­ wizyjna, tj. specjalna lampa elektronowa generuje małą i bardzo jasną plamkę świetlną, która przesuwa się po kliszy i pada na katodę fotomnożnika. Poczernienie odpowiada­ jące obrazowi gwiazdy wywołuje spadek napięcia prądu anodowego fotomnożnika, te wahnięcia mogą być rejestrowane automatycznie i zliczane. Oczywiście, poważnym utrudnieniem jest fakt, że obraz gwiazdy posiadając skończony wymiar może spowo­ dować wahnięcie prądu anodowego kilkakrotnie — kiedy plamka świetlna przebiega kolejne linie poziome przecinające obraz gwiazdy. Zaradzono temu w ten sposób, że jeśli przy zadanym kącie odchylenia promienia wytwarzającego plamkę występuje spadek prądu przy przebiegu kolejnych linii poziomych, wówczas tylko pierwsze z tych wahnięć brane jest pod uwagę. To samo urządzenie może zliczać wszystkie wahnięcia prądu anodowego o amplitudach przekraczających ustalony limiL Zależnie od wyboru limitu zliczenie nasze obejmować będzie wyłącznie gwiazdy o wielkości względnej mniejszej od tej, jakiej odpowiada wybrany limit. Przeprowadziwszy takie zliczenie dla różnych wartości limitu, znajdziemy prawo rozkładu gwiazd względem wielkości. Najoryginalniejsze urządzenie było opisane przez F. Potenzę z Mediolanu: półautomat do mierzenia przesunięć linii spektralnych, tzw. MISA. Przy wielu badaniach, np. wyznaczaniu prędkości radialnych gwiazd, należy zmierzyć przesunięcie wybranych linii spektralnych względem ustalonego (dla danej klasy spektralnej) wzorca. MISA zna­ komicie ułatwia tę pracę, która dla gwiazd późniejszych niż A czy F jest bardzo kło­ potliwa. Praca z MISA składa się z dwu etapów. Najpierw operator ogląda rzucony na ekran spektrogram wzorcowy, przy czym specjalny markier przesuwa się powoli po ekranie. W chwili gdy markier wskazuje na którąś z wybranych linii, operator na­ ciska odpowiedni przycisk, co powoduje wyperforowanie na taśmie papierowej odciętej 54 Kronika tej liijii. Procedura ta jest powtarzana dopóki nie zostaną wyperforowane odcięte wszystkich wybranych linii wzorca. Tak otrzymana taśma służy jako program do prze­ glądania następnych, mierzonych spektrogramów. Obraz mierzonego spektrogramu rzucony zostaje na ekran, a markier przeskakuje do pozycji odpowiadającej odciętej pierwszej z wybranych linii w spektrogramie wzorcowym. Oczywiście, w mierzonym spektrogramie linia ta zajmuje nieco inne położenie, operator musi teraz „zgrać” mar­ kier ze środkiem tej linii, przy czym posługuje się innym urządzeniem automatycznym redukującym błąd indywidualny operatora. Po zgraniu markiera ze środkiem linii na­ ciśnięcie przycisku powoduje wyperforowanie odciętej pierwszej z wybranych linii w mierzonym spektrogramie, a markier zostaje automatycznie przerzucony w okolice następnej linii, której odcięta była zapisana na taśmie programowej. W ten sposób taśma mierzonego spektrogramu zawiera dokładne wartości odciętych wybranych linii. Pozwala to na dalsze, proste zresztą, obliczenia na maszynie cyfrowej. Rzecz jasna zakłada się, że wszystkie spektrogramy są otrzymane przy pomocy tego samego spektro­ grafu. Część elektroniczna MISA kosztuje około 13 000 S. Pomiar jednego spektrogramu zajmuje około pół minuty. Szereg referatów dotyczył zastosowania urządzeń cyfrowych do zapisu i analizy danych otrzymywanych z radioteleskopów, ale nie będziemy się nad nimi zatrzymywać, ponieważ technika taka, z małymi odchyleniami, stosowana jest powszechnie we wszyst­ kich poważnych radioobserwatoriach i doskonale opisana. Trzeciej grupy referatów nie będziemy referowali ze względu na bardzo oczywistą filozofię opisanych w niej metod: skoro wyniki obserwacji przedstawione są w postaci „strawnej” dla maszyn matematycznych, to — oczywiście — najtańszym i najdokład­ niejszym sposobem ich opracowania jest przetworzenie tych danych na maszynie cyfro­ wej. Uczynimy wszelako dwa małe wyjątki, zresztą z dwu różnych względów. Po pierw­ sze, aby podkreślić, że maszyny matematyczne to nie tylko maszyny cyfrowe, ale także maszyny analogowe, wspomnimy o pięknym zastosowaniu maszyny analogowej PACE 23l/R do wyliczania efemeryd względnej szybkości radialnej gwiazd podwójnych. Referat J. Reynena z Brukseli opisuje program dla wspomnianej maszyny, produ­ kującej wykres względnej prędkości radialnej na specjalnych kartach (graficznie). Taka graficzna efemeryda obejmująca okres dwudziestoletni zostaje sporządzona w ciągu 20 sekund. Żadna z istniejących obecnie maszyn cyfrowych nie może podjąć się wykonania tego zadania w równie krótkim czasie. Oczywiście, dokładność maszyny PACE, wynosząca zaledwie 10**, jest znacznie mniejsza niż dokładność skromnych nawet maszyn cyfrowych (a PACE jest jedna z największych znanych maszyn analo­ gowych), ale do celów jakim służą wyliczane efemerydy, tj. do doboru najodpowied­ niejszej epoki dla obserwacji spektroskopowych, wspomniana dokładność maszyny PACE wystarcza jak najzupełniej. Drugi wyjątek jaki uczynimy, to krótka wzmianka o referacie H. Waltera z Mona­ chium o znaczeniu języka ALGOL dla automatyzacji badań astronomicznych. Posłu­ żymy się tutaj cytatą: „Ponieważ ALGOL jest językiem problemowym niezależnym od maszyny, przeto sta! się on językiem międzynarodowym i służy jako uniwersalny śro­ dek wymiany informacji. Co więcej, algorytm napisany w ALGOLu jest łatwy do zro­ zumienia i ponadto ... każdy program ALGOLowski może być wykonany na każdej maszynie wyposażonej w translator ALGOLu” (o językach programowania patrz [2]).

*

* *

Tyle z krótkiego przeglądu referatów wygłoszonych na Sympozjum. A obiecane w tytule uwagi? Wiele się dyskutuje w polskim środowisku astronomicznym o planach budowy Centralnego Obserwatorium, o wyposażeniu go w takie czy inne instrumenty. Kronika 55

Mówi się nawet, że należałoby je zaopatrzyć w maszyny matematyczne. Ale nie sły­ szy się jakoś nic o metodach automatyzacji pomiarów. Instrumenty są kosztowne. Urzą­ dzenia automatyczne omówione powyżej — względnie tanie. Ale planowanie instrumentu bez planowania odpowiedniego systemu gromadzenia i przetwarzania danych, nie­ zrozumienie faktu, że automatyzacja wielokrotnie zwiększa wydajność, a nierzadko i dokładność obserwacji, zdaje się wskazywać, że nad planami Obserwatorium ciąży duch obserwacji metodą ,,oko-ucho” . Przedstawione powyżej przykłady, bardzo zresztą niereprezentatywne ze względu chociażby na brak astronomów radzieckich, na co wskazywali sami uczestnicy Sympozjum, świadczą że automatyzację wprowadzają same obserwatoria, że to nie wielkie finny budujące instrumenty, a pomysłowi ich użytkownicy determinują postęp w dziedzinie techniki obserwacji astronomicznych. Wiek XX jest wiekiem automatyzacji i rachunku elektronicznego. 0 tym należy pamiętać. I pamiętać należy o tym, że na całym świecie najdroższe są nowe, dobre pomysły.

LITERATURA

[ l] Symposium iiber Automation und Digitalisierung in der Astronomi9chen Messtechnik, Heraus- gegeben von H. Siedentopf, Sitzungsberichte der Heidelberger Akademie der Wissenschaften, Math.-Naturwis. Klasse, Jahrgang 1962/63 2.Abh. Heideleberg, Springer Verlag. [ 2] W. Turski, Możliwości stosowania maszyn cyfrowych w astronomii, Postępy Astronomii, XI (1963) s. 147-159. '

.

.

i KOLLOKWIUM POŚWIĘCONE RADIOWYM OBSERWACJOM SZTUCZNYCH SATELITÓW ZIEMI TORUŃ, 29 CZERWCA 1964

A.W. WERNIK

Na całym świecie rośnie zainteresowanie astronomów, geodetów i geofizyków radiowymi obserwacjami sztucznych satelitów Ziemi (ssZ). Przyczyn tego zaintere­ sowania należy szukać nie tylko w znaczeniu, jakie ma uniezależnienie obserwacji radiowych od warunków meteorologicznych i pory dnia. Obserwacje radiowe dają bo­ wiem, poza informacjami o orbicie, także informacje o strukturze ośrodka, w którym porusza się satelita. Pomiar, np. przesunięcia dopplerowskiego częstości sygnału satelity, daje możność określenia tak prędkości czy odległości satelity, jak i gęsto­ ści elektronowej na wysokości satelity, a w szczególnych wypadkach pozwala wyzna­ czyć rozmiary i ruchy niejednorodności jonosferycznych. Waga obserwacji radiowych rośnie także ze względu na coraz lepszą ich dokładność i perspektywy osiągnięcia, a nawet przewyższenia dokładności obserwacji optycznych. Niewątpliwą jest rzeczą, że jeśli chodzi o wyznaczanie orbit ssZ, to obserwacje radiowe są ważnym uzupeł­ nieniem obserwacji optycznych, a jednocześnie stanowią najtańszą i bardzo efektowną metodę badania górnych warstw atmosfery. Kollokwium toruńskie było zebraniem osób zainteresowanych radiowymi obserwa­ cjami ssZ i miałó na celu zaznajomienie się z wynikami otrzymanymi na jedynej obe­ cnie działającej polskiej stacji radiowych obserwacji ssZ nr 1159* w Wojskowej Akademii Technicznej w Warszawie, oraz zorientowanie się w możliwościach rozwoju w Polsce tego typu obserwacji. Inicjatorem zorganizowania Kollokwium był Komitet Badania Przestrzeni Kosmicznej PAN, a gospodarzem Obserwatorium Astronomiczne UMK w Toruniu. W programie Kollokwium znalazło się, poza kilkoma referatami, zwiedzanie Obser- watorium Astronomicznego w Piwnicach, gdzie szczególne zainteresowanie budziła aparatura radioastronomiczna, co było zresztą zgodne z zainteresowaniami uczestni- ników. W części referatowej uczestnicy Kollokwium mieli możność, zaznajomienia się, dzięki sprawozdaniu dr J. Gry can a, z pracami podgrupy obserwacji radiowych i telemetrycznych COSPAR na V Sympozjum Komitetu, które odbyło się w maju br. we Florencji. Z bardziej interesujących tematów obrad tej podgrupy należy wymienić sprawę przydziału częstości radiowych do* celów radioastronomii i badań przestrzeni. Podgrupa zaleca korzystanie z 22 prowizorycznych pasm wydzielonych przez ITU spe­ cjalnie do badań przestrzeni. Zwrócono także uwagę na konieczność walki z zakłóce­ niami na tych pasmach. Omawiano również sprawę zwiększenia dokładności obserwa­ cji radiowych i jej wpływu na dokładność wyznaczenia orbity ssZ. Telegat USA C.M. Truszyński przedstawił na zebraniu podgrupy pewne dane dotyczące wypo­ sażenia pięciu planowanych satelitów geodezyjnych (dwa typu „Explorer” , dwa typu „G e o s” i jeden typu „ E c h o ” ). Tylko jeden z nich, „E c h o ” , przeznaczono do obser-

*Jak wiadomo inicjatywę tego typu obserwacji podjęta już w latach 1958—1959 polska stacja ssZ Nrll57 w Zegrzu. 58 Kronika wacji optycznych, pozostałe będą także wyposażone w nadajniki radiowe i reflektory mające odbijać promieniowanie laserowe. W dalszym ciągu części referatowej Kollokwium toruńskiego zabrał głos mgr inż. K a- 1 i t a, przedstawiciel Polski w CCIR, który prosił użytkowników wydzielonych do celów naukowych pasm częstości o zgłaszanie swoich zastrzeżeń odnośnie zakłóceń radio­ wych i przemysłowych na tych pasmach. Z kolei uczestnicy Kollokwium zostali zapoznani z pracami stacji radiowych obser­ wacji ssZ nr 1159 kierowanej przez dr Gry cana przy współpracy mgr inż. S. J a akow­ skiego i mgr inż. E. Osipowicza. W skład wyposażenia stacji wchodzą: układ anten dipolowych szerokopasmowych, 3 odbiorniki radiokomunikacyjne pokrywające za­ kres 15—300 Mc/s, 2 mierniki natężenia pola na zakres 20—300 Mc/s, magnetofon studyjny do zapisu odbieranych sygnałów, rejestrator z filtrami śledzącymi, układ syntezy częstości na zakres 30 c/s—30 Mc/s, oraz zegar kwarcowy i chronometr. Pierwszych obserwacji dokonano 26 111 1963 i od tego czasu uzyskano ponad 200 za­ pisów sygnałów, z których ok. 120 nadaje się do opracowania. Obserwowano w sumie 12 satelitów. W Toruniu przedstawiono wyniki uzyskane z obserwacji „Elektronu 1” . Ze względu na brak efemeryd i nieznajomość orbity wyniki te są bardzo przybliżone. Opracowano pomiary amplitudy (efekt Faradaya) i częstości (efekt Dopplera) sygnału satelity. Efekt Faradaya umożliwił wyznaczenie profilu gęstości elektronowej oraz całkowitej gęstości elektronowej do wysokości około 600 km. Analiza scyntylacji natężenia sygnału pozwoliła na wyciągnięcie wniosku, że za scyntylacje odpowie­ dzialne są niejednorodności gęstości elektronowej o rozmiarach rzędu 1—15 km, two­ rzące warstwę na wysokości mniejszej niż 350 km. Z efektu Dopplera wyznaczono odległość i prędkość satelity w momencie największego zbliżenia. Wyniki obserwacji ,.Elektronu I” będą wkrótce opublikowane. W toku dyskusji nad referatami dr Gry can a i współpracowników zwrócono uwagę na konieczność poprawienia dokładności obserwacji i ulepszenia metod redukcji. Wiąże się z tym bardzo istotna sprawa znajomości: częstości sygnałów emitowanych przez satelitę, jego efemerydy i przybliżonej orbity. Tego rodzaju dane są zwykle rozsyłane do zainteresowanych stacji obserwacyjnych przez Światowe Centra Danych. Polskie stacje otrzymują je bardzo nieregularnie, co uniemożliwia systematyczne ob­ serwacje i wpływa na obniżenie wartości otrzymanych wyników. Jak wyjaśnił koor­ dynator krajowej służby obserwacji ssZ dr L. Cichowicz, niedostatek ten tłumaczy się brakiem umowy między Akademiami Nauk Polski, ZSRR i innych państw Europy Środkowej o współpracy naukowej dotyczącej tego typu obserwacji. (Współpraca ofi­ cjalna na polu obserwacji optycznych, jak wiadomo, istnieje już od 1958 r.). Roz­ szerzenie umowy na obserwacje radiowe jest przewidywane na koniec 1964 r. Tak czy inaczej dalszy rozwój radiowych obserwacji sztucznych satelitów nie będzie możliwy, jeżeli nie zostanie rozwiązana sprawa zapewnienia regularnej informacji o ich efem erydach i orbitach. W dalszym ciągu dyskusji omawiano Oprawę korzyści, jakie mogą dać jednoczesne obserwacje optyczne i radiowe. Obserwacje optyczne dawałyby orbitę i efemerydy satelity, które z kolei wykorzystywano by przy opracowywaniu obserwacji radiowych. Pozwoliłoby to uniezależnić się od informacji otrzymywanych z Centrów Danych. Metoda ta ma jednak wiele mankamentów i jest bardzo czasochłonna. Na zakończenie Kollokwium toruńskiego prof, dr W. Zonn podzielił się z uczestni­ kami swoimi wrażeniami z obrad COSPAR we Florencji i omówił kilka ciekawszych referatów tam przedstawionych. Sprawozdanie prof. Zonn a z COSPAR zostało za­ mieszczone w Nr 4 „Postępów Astronomii” (1964). Należy wyrazić podziękowanie gospodarzom, a szczególnie prof, dr W. Iwanow­ skiej, za gościnność i wzorową organizację toruńskiego zebrania. OrJIABJIEHWE

C T a T b M

A. 'ta y flp o B jm , AcTponoMHqecKMe HaójiioAemiH Bbic0K0-3HepreTMqecKMx jiyqeM r a M M a ...... 3 K. CTeNineHb, ilyqM X b acTpoHOMHM...... 13

M3 Haymibix yqpexAeHMft h OócepBaTopnii

B. 'KOJiaqeK, (IpOeKT $0T0-3JieKTpHqeCKMX 3aKpbITMM 3Be3fl HCKyCCTBeH- HbiMK cnyTHHKaMM 3eMJiH AJiH reoae3nqecKHx u e jie n ...... 17

M3 HayMHoii JiMTepaTypw

B. KoJiaqex, IlpMMeHeHKe <})0 T0 rpac{MqecKHX HaÓJiiOAeHMfi JlyHu npn onpeflejieHMflx reoaeHTpnqecKHx KoopAHHaT...... 21 M. O kojiobhm, AcTpoHOMmecKaH CMCTeMa ot Hece hm s i ...... 27 3. Typjio, MaeHTM4>HKauHfl paAM0HCT04HHK0B Majibix ymoBbix pa3MepoB C HOBblM TWIOM BHe-raJiaKTHqeCKHX OÓbeKTOB...... 31

X p O H M k a

C flnoTpoBCKM, OTqeT o XII Koiirpecce MeacAyHapoAHoii Actpohomm- qecKoti Yhhw 24.VIII-4.IX. 1964, TaMftypr. 35 E. PbiÓKa, npoAOJixeHMe O T q e T a 46 B. Type km, 3aMeTKa b cbh3m c CnMii03nyM0M no BonpocaM aBTOMam* 3BUHH aCTpOHOMHqeCKMX M3MepeHHił...... 49 A. B. BepHMK, KojiJiOKBMyM, nocBsmienHoe paahoiiaó^ 10 aehmhm HCKyccT- BeHHbix cnyTHMKOB 3eMJiM, TopyHb, 29 MioHH 1964 ...... 57

CONTENTS

ARTICLES

A. F a u d ro w i c z, High Energy y — Rays Astronom y...... 3 K. Stępień, X Rays in Astronom y...... 13 60 Spis treści

FROM LABORATORIES AND OBSERVATORIES

B. Kołaczek, Project of the Star Occultations by the Earth’s Artificial Sa­ tellites ...... 17

FROM SCIENTIFIC LITERATURE

B. Kołaczek, Applications of the Photographic Lunar Observations for Deter- mining of the Geocentric Coordinates...... 21 M. Okolowicz, Astronomical Reference S y ste m ...... 27 Z. Turło, Identification of Radio-Sources of Small Angular Dimensions with a New Type of the Extragalactic O b je c ts ...... 31

CHRONICLE

S. Piotrowski, Report from XII General Assembly of the International Astro­ nomical Union, Hamburg, August 24 — September 4, 1964 ...... 35 E. Rybka, Continuation! of R e p o r t...... 46 W. Turski, Some Remarks Concerning the Symposium on Automation of Astrono­ mical Measurements...... 49 A.W. Wernik, Colloquy on Radio-Observations of the Earth’s Artificial Satellites 57

SPIS TREŚCI ZESZYTU 1

ARTYKUŁY A. Faudrowicz, Obserwacje astronomiczne w zakresie wysokoenergetycznych promieni g a m m a ...... 3 K. Stępień, Promienie X w astro no m ii...... 13

Z PRACOWNI I OBSERWATORIÓW

B. Kołaczek, Projekt fotoelektrycznych obserwacji zakryć gwiazd przez sztucz­ ne satelity Ziemi dla celów geodezyjnych...... 17

Z LITERATURY NAUKOWEJ

B. Kołaczek, Zastosowanie fotograficznych obserwacji Księżyca do wyznaczeń współrzędnych geocentrycznych...... 21 J. Okołowicz, Astronomiczny układ odniesienia ...... 27 Z- Turło, Identyfikacja radioźródeł o małych wymiarach kątowych z nowym typem obiektów pozagalaktycznych...... 31

KRONIKA

S. Piotrowski, Sprawozdanie z XII Kongresu Międzynarodowej Unii Astrono­ micznej, 24 VIII — 4 IX 1964, Hamburg ...... 35 E. Rybka, dalszy ciąg Sprawozdania...... 46 W. Turski, Uwagi na marginesie Sympozjum o automatyzacji pomiarów astro­ nomicznych ...... 49 A.W. Wernik, Kollokwium poświęcone radiowym obserwacjom sztucznych sate­ litów Ziemi, Toruń 29 czerwca 1964 ...... 57 POLSKIE TOWARZYSTWO ASTRONOMICZNE

POSTĘPY ASTRONOMII *

KWARTALNIK

TOM XIII — ZESZYT 2

1965

WARSZAWA • KWIECIEŃ —CZERWIEC 1965 KOLEGIUM REDAKCYJNE

Redaktor Naczelny Stefan Piotrowski, Warszawa

Członkowie: Józef Witkowski, Poznań Włodzimierz Zonn, Warszawa

Sekretarz Redakcji: Ludosław Cichowicz, Warszawa

Adres Redakcji: Warszawa, ul. Koszykowa 75 Obserwatorium Astronomiczne Politechniki

Printed in Poland

Państwowe Wydawnictwo Naukowe Oddział w Łodzi 1965

Wydanie I. Nakład 419 + 131 egr.. Ark. wyd. 7,00. ark. d.uk. 5,5 Papier offsetowy kl. III, 80 g. 70 * 100. Oddano do druku 15 IV 1965 r. Druk ukończono w maju 1965 r. Zam. 59. N-9 Cena *1 10.— Zakład Graficzny PWN Łódź, ul. Gdańska 162 ASTROFIZYKA NEUTRINO WA

JERZY JATCZAK

HEfóTPMHHAfl ACTPO$M3MKA

E*H flTMaK

Pe3iOMe

PaccMaTpMBaioTca nponeccbi 06pa30BaHHn kocmmmbckhx HefrrpMH h aHTM- HefiTpHH: aflepHbie peaKUHM b 3Be3flax, npouecc - IIRCA, yHMBepca^bHoe $ep- MMeBCKOe B3aHM.Ofle0CTBHe 3JieKTpOH - HeWTpMHO H B3aMM0flefiCTBMe KOCMM- n e c K o r o H3JiyMeHMfl c Bem ecTBOM . B 3B e3flax c bhcokoB TeMiiepaTypoft h iu io t- HOCTbK) 3HeprHH yHOCMMafl HefiTpMHaMH npeBbiUiaeT o6WMHyK) $OTOHHyiO CB6TM- MOCTb. M3^iyMeHMe SHeprHH 3Be3fl HefiTpHHHbiMM napaMM n peacT aB ^seT H ure pe c npw paccMOTpeHHH 3Be3A b nocJieflHefi CTaflHH sbojiiohhh. Bo3mo>kho, mto iijiot- HOCTb SHeprHH HeilTDHH H aHTHHetiTpHH BO BceJieHHOft CpaBHHMa C nJlOTHOCTbK) SHeprHH HyKJieoHOB, hjih oojibiue ee.

NEUTRINO ASTROPHYSICS

Abstract

The processes of cosmic neutrinos and antineutrinos production: nuclear reactions in stars, URCA-process, universal Fermi interaction between electron and neutrino and interactions of cosmic rays with atomic nuclei are considered. At high values of the density and temperature of stars neutrino energy losses may be larger than the amount of energy which is carried off as a result of photon radiation.Energy emission from stars by neutrino pairs may be of interest for studying stars in their last stage of evolution. It is possible that energy density of neutrinos and antineutrinos in the universe is comparable to or higher than the nucleon energy density. 64 ]. Jatczak

1. WSTĘP

W ostatnich latach jesteśmy świadkami narodzin nowego, fascynującego działu nauki — astrofizyki neutrinowej. Przyczyniły się do tego prace teore­ tyczne nad słabymi oddziaływaniami oraz eksperymenty neutrinowe przeprowa­ dzane w największych laboratoriach świata. Wraz z gwałtownym wzrostem za­ interesowania neutrinami zwrócono uwagę na doniosłą rolę, jaką przypuszczal­ nie odgrywają one we Wszechświecie. Już pierwsze ogólne rozważania wskazu­ ją na to, że cały Wszechświat jest wypełniony tymi cząstkami. Tworzą one olbrzymi ocean neutrin kosmicznych. Prowadzone na szeroką skalę badania z pewnością pozwolą rozwiązać wiele tajemnic i rzucą nowe światło na proble­ my kosmologiczne. Wystarczy powiedzieć, że istnieją przesłanki wskazujące, iż gęstość energii występującej we Wszechświecie w postaci neutrin i anty- neutrin może znacznie przekroczyć gęstość energii występującej w formie ma­ terii widzialnej. Neutrina kosmiczne generowane są przez gwiazdy oraz podczas oddziały­ wania cząstek pierwotnego promieniowania kosmicznego z materią. We wnętrzu gwiazd powstają one w wyniku zachodzących reakcji termojądrowych, przemian jądrowych produktów reakcji, procesu URGA, procesów opartych na uniwer­ salnym oddziaływaniu Fermiego i p'odczas rozpadu skwantowanych fal plazmy. Bardzo interesującym problemem jest udział neutrinowego promieniowania gwiazd w ich ogólnym bilansie energetycznym oraz jego wpływ na ewolucję gwiazd. Potężny strumień neutrin, wysyłany z wnętrza gwiazd czy odległych galaktyk, dociera do powierzchni Ziemi bez zmiany kierunku i bez strat energii. Stanowi on bogate źródło informacji o Wszechświecie, o warunkach panujących we wnętrzu gwiazd. Doświadczenia przeprowadzane nad detekcją neutrin koąmicznych są pierw­ szymi krokami stawianymi przez astronomię neutrinową.

2. PRZEMIANY JĄDROWE JAKO ŹRÓDŁA NEUTRIN

W czasie ewolucji gwiazdy następuje szereg procesów jądrowych, które są głównymi źródłami energii wydzielanej na zewnątrz. Procesy te polegają na spalaniu kolejnych pierwiastków. Reakcjom termonuklearnym, zachodzącym we wnętrzu gwiazd i następującym po nich innym przemianom jądrowym, towa­ rzyszy powstawanie dużej liczby neutrin. Spalanie wodoru. Już pierwsza reakcja cyklu protonowo-protonowego [1. 2, 3, 4] prowadzi do emisji neutrin wg schematu:

p + D •*

p + p + e~ -> d + v, (2) gdzie: p — proton, d — deuteron, e~ — elektron, e+ — pozyton, v — neutrino. Astrofizyka neutrinowa 65

Emitowane neutrina mogą uzyskać maksymalną energią ok. 0,42 MeV. W dal­ szych etapach zachodzą następujące reakcje [4], podczas których emitowane są neutrina:

JHe + 4He - 7Be + y (3)

7Li + v 7Be + e -*4 (4)

Tie + p -» SB + y (5) 6B - “Be* + e + + v.

Również podczas cyklu węglowo-azotowego [3, 6, 7] generowane są neutrina w wyniku rozpadu J3+ izotopów azotu i tlenu:

p -* 1JIN + y (6) “ N -» ł*C + e+ + v

t4N + p -* ,50 + y (7) 1S0 -v 1SN + c+ + v.

Rozpatrywane reakcje (1) ...(7) mają właśnie miejsce na Słońcu. Emisja neutrin nie kończy się jednak na tych reakcjach. W późniejszych fazach ewolu­ cji gwiazdy można znaleźć dużo przemian jądrowych stanowiących źródło jej promieniowania neutrinowego. W skrócie rozpatrzymy te procesy. Proces a [8, 9, 10]. W wyniku zachodzących reakcji (y, a) np.:

J0Ne + y - 160 + a (8)

pojawiają się w gwieździe cząstki a o dużej energii. Mogą one zapoczątkować proces a, polegający na syntezie pierwiastków cięższych od J0Ne poprzez reakcję (a, y). W końcowej fazie tego procesu zachodzą reakcje:

40Ca + ot - 44Ti + y

44Ti + e~ - 44Sc + v (9)

44Sc - 44Ca + e+ + v.

k 66 /. Jatczak

Może się również zdarzyć, że jądro 44Ti nie wychwyci elektronu, lecz ulegnie reakcji (o, y):

"T i + a - "C r + y

"Cr - 4*V + e+ + v (10)

*«V -* «'Ti + e+ + v.

W obu przypadkach proces a prowadzi do powstania neutrin bądź podczas wychwytu elektronu, bądź w rezultacie rozpadu P+. Proces r [7, 11], Podczas zachodzących we wnętrzu gwiazdy reakcji ją­ drowych typu (a, n) powstaje duża liczba swobodnych neutronów [7, 8, 9, 12] W astrofizyce jądrowej ?namy wiele takich reakcji, np.:

UC + a - l60 + n (11) 21Ne + a - “ Mg + n.

W ten sposób tworzy się gaz neutronowy, w którym neutrony mają energię dochodzącą do kilkuset keV. Stwarza to dogodne warunki dla oddziaływania

Z

Rys. 1. Przebieg procesu r przy krytycznej energii wiązania neutronu Qn = MeV i Qn = 3,0 MeV [12] jąder niektórych izotopów z neutronami, m.in. może zajść radiacyjny wychwyt neutronu, stanowiący początek łańcucha przemian jądrowych prowadzących do powstania nowych izotopów. Istnieją dwa takie łańcuchy przemian, podczas Astrofizyka neutrinowa 67 których generowane są neutrina — są to procesy r i s. W przypadku procesu r łańcuch przemian prowadzący do wzrostu koncentracji cięższych izotopów skła­ da się z szeregu następujących po sobie szybkich wychwytów neutronów. Inter­ wał czasu między kolejnymi wychwytami jest zbyt mały, aby jądro mogło ulec przemianie fł. Po szybkim wychwycie kilku neutronów następuje stabilizacja jądra na skutek rozpadów P“, podczas których emitowane są antyneutrina. Prze­ bieg procesu r zależy od wartości krytycznej energii wiązania neutronu, co przedstawiono na rys. 1. Proces s [7, 13, 14]. Łańcuch przemian tworzących proces s składa się z kolejno następujących po sobie a) powolnego wychwytu neutronu (n,yiktóry prowadzi do powstania nietrwa­ łego jądra, b) rozpadu P~ nowo powstałego jądra, połączonego z emisją antyneutrina. Wychwyty neutronów przez jądro zachodzą w takim odstępie czasu, aby mo­ gło ono ulec rozpadowi (3~ przed następnym wychwytem. Dzięki temu proce­ sowi następuje również wzrost koncentracji cięższych izotopów. Na rys. 2 po-

Rys. 2. Zależność iloczynu No dla procesu s od liczby masowej A. N — względne roz­ powszechnienie danego izotopu (N = 10* dla Si), a — przekrój czynny na wychwyt neutro­ nów w procesie s [121 kazano zależność iloczynu Na od liczby masowej A izotopu (/V — rozpowszech­ nienie danego izotopu, a — przekrój czynny na wychwyt neutronu). Zarówno podczas procesu s jak i r generowane są antyneutrina, gdyż w cyklu przemian tworzących te procesy zachodzi zamiana neutronu w proton poprzez rozpad {} :

n •* p + e + v. ( 12) 68 /. Jatczak

Proces p. Większość ciężkich pierwiastków może zostać wytworzona w procesie s lub procesie r. Niemniej jednak istnieje szereg bogatych w pro­ tony izotopów ciężkich pierwiastków, których powstania nie można im przypi­ sać. Dopiero proces p, składający się z reakcji (p, y) i (y, n) może wyjaśnić ich pochodzenie [15, 16]. Poticzas radiacyjnego wychwytu protonu p przez jądro

£N ciężkiego pi3rwiastka otrzymuje się nowe jądro 2 + 1^* które może ulec: a) reakcji (p, y), b) " (y , n), c) rozpadowi P+. W tym ostatnim przebieg procesu:

zN+P - 2 + }N + y (13) zt}N - AVN+e++v prowadzi do emisji neutrin v. Proces p zachodzi w temperaturze od 2 do 3 • 10’ °K i przy gęstości wodoru od 10 do 100 g/cm\ Proces x. Jest on odpowiedzialny za powstanie następujących izotopów *H, ‘Li, 7Li, 9Be, ł0B i “B. Rozważania przeprowadzone przez Fowlera, Greensteina i Hoyle’a [17] wskazują, że pochodzenia tych pierwiastków nie można wytłumaczyć całkowicie przez rozszczepienie ciężkich jąder. Wy­ suwane są sugestie, że grupa lekkich pierwiastków od do UB powstaje w reakcjach (n, y), (n, a) i (p, a) [7, 12]. Produkty niektórych z tych reakcji są nietrwałe i ulegają przemianie (5, np.:

‘L i + n -» JH + a (14) ’H -* ’He + e- + v

3. PRO C ES URCA

W gwiazdach o temperaturze T ~ 10* °K i gęstości p = 10* g/cm3 neutrina są emitowane m.in. w rezultacie procesu URCA*. Rola tego procesu w astrofizyce została przeanalizowana już w 1941 r. przez G. Gamowa i M. Schoen- berga [18]. W efekcie wychwytu elektronu e~ przez jądro *N powstaje nietrwa­ łe jądro 2 _|N, które uleiga rozpadowi (3 . Można to zapisać w postaci:

+ e~ - Z-AiN + v» (15)

‘ Dziwna nazwa procesu URCA wywodzi się od kasyna gry URCA w Rio de Janeiro. Astrofizyka neutńnowa 69

z 4 N ZN + c~ +v. (15)

Przy bardzo wysokich temperaturach, gdy kT = m c 2, we wnętrzu gwiazd kreo­ wane są pary e , e+. Wówczas stabilizacja jąder Z_*N odbywa się również przez wychwyt pozytonu [15]:

Z_AN + e+ -* £N + v. (16)

Pozyton może jednak zostać wychwycony nie tylko przez nietrwałe jądro Z-^N, ale również przez jądro ZN. W tej sytuacji przebieg procesu URCA wy-, gląda następująco:

zN + e+ - Z+ĄN + v

Z+AXN ^ a n + c+ + v (17)

Z+^N + e -+ + v.

Zarówno w przypadku (15), (16), jak i (17) powstają neutrina i antyneutrina, które w czasie 1 sek z objętości 1 cm3 unoszą energię q: a) dla kT « mc 2, k T « Q

b) dla kT » m c 2, kT » Q

_ Cr (k / l Tt \\« (18’) tff\mc2/ ’ gdzie: B i C — współczynniki stałe, Q — energia rozpadu, t — półokres rozpadu, f — pewna funkcja A i Z, k — stała Boltzmana, m — masa elektronu, c — pręd­ kość światła. Z uwagi na próg energetyczny procesu URCA, jasność neutrinowa gwiazdy dla tego procesu zależy od składu i koncentracji poszczególnych izotopów. Przy temperaturze 10’ °K i gęstości materii 105—10‘ g/cm’ moc neutrinowego promieniowania URCA emitowanego z 1 g materii wynosi 104—106 erg/g.sek [21].

4. EMISJA PAR v v PODCZAS ANIHILACJI e",- e +

W czasie różnorodnych przemian jądrowych, jakie zachodzą w centralnej części gwiazdy, wytwarzane są duże ilości elektronów i pozytonów. Powstają 70 ]. Jatczok

one w wyniku bądź rozpadu fi, bądź tworzenia par e~, e+ przez wysokoenerge­ tyczne fotony. Pozytony w obecności gazu elektronowego żyją bardzo krótko. Podczas wzajemnego oddziaływania elektronu e~ z pozytonem e+ następuje zjawisko anihilacji. Elektron i pozyton znikają, natomiast powstają dwa fotony:

e- + e+ - 2 y. (19)

W ostatnich latach na skutek rozwoju teorii słabych oddziaływań, a w szcze­ gólności pratf R.P. Feynman a i M. Gell-Manna [22], zwrócono uwagę, że istnieją słabe oddziaływania między elektronem i neutrinem. Można więc mówić o anihilacji elektronu z pozytonem, połączonej z emisją pary neutrino-anty- neutrino [23]:

c- + e+ +v+v. (20)

H.Y. Chiu [24] obliczył całkowity przekrój czynn) na emisję neutrin ani- hilacyjnych:

a = 1,5 • lO-^— p-an*, (21)

c

gdzie: E — całkowita energia elektronu i pozytonu w układzie środka mas, v — względna prędkość elektronu i pozytonu w układzie środka mas. Eksperymentalne stwierdzenie w warunkach ziemskich, czy rzeczywiście zachodzi emisja par v v w procesie anihilacji jest na razie niemożliwe. Skła­ dają się na to dwie przyczyny: a) małe prawdopodobieństwo emisji par v podczas anihilacji (w porównaniu z prawdopodobieństwem emisji fotonów), b) trudności w detekcji samych neutrin. Inaczej jednak wygląda sprawa w przypadku gwiazd, gdzie panują warunki odmienne od ziemskich. Z uwagi na bardzo wysoką temperaturę i dużą gęstość matem neutrina anihilacyjne mogą mieć istotne znaczenie w procesie wydzie­ lania energii. H.Y. Chiu i P. Morrison [23] pierwsi zwrócili uwagę na do­ niosłą ich rolę w ogólnym bilansie energetycznym gwiazdy. Przy temperatu­ rze 10* °K i gęstości materii 10‘ g/cms całkowita energia unoszona z gwiazdy w czasie 1 sek przez neutrina anihilacyjne, czyli tzw. jasność neutrinowa gwiazdy dla procesu (20) przekracza znacznie jasność fotonową. W tabeli 1 przedstawione są wyniki ohliczeń energii emitowanej w czasie 1 sek z 1 g materii przez neutrina anihilacyjne oraz czas potrzebny na stratę całkowi­ tej energii cieplnej gwiazdy w rezultacie emisji neutrin. H.Y. Chiu i R.C. Stabler [25] podali dokładne wzory na obliczenie tych strat energetycznych Są one zebrane w tabeli 2. Astm fizyka neutrinowa 71

Tabela 1 Straty energetyczne wywołane emisją neutrin anihilacyjnych z materii o gęstości 10* g/cm*

Temperatura Straty energety czne C zas relaksacji l°K] [erg/g.sek] [sek]

5* 10* 10°-7 10 u 1 »10« 10’>« 10* 2-10’ 10 “ •* 10* 2,5.10* 10 “ •* 10*

C m relaksacji — czas potrzebny do wydzielenia całkowitej energii cieplnej gwiazdy po­ przez emisję neutrin anihilacyjnych.

Tabel a 2

Gaz elektronowy niezdegenerowany

Przypadek relatywistyczny m « T, Ef 4 T

Przypadek nierelatywistyczny E p T « m

Gaz elektronowy zdegenerowany

Przypadek relatywistyczny / r \ / £ A J 7 e f\ T,m « Ep

Przypadek nierelaty wisty czny ( T V* / 2m + Ef \ T « E p « m 4' 5-10\ io * ; P_16,9 v t )

gdzie c “ k m 1.

5. NEUTRINOWE PROMIENIOWANIE HAMOWANIA

Swobodne elektrony w gwie&dzie tworzą gaz elektronowy, który w zależno­ ści od panujących warunków może być zdegenerowany lub niezdegenerowany. Jeżeli szybki elektron oddziaływa z polem kulombowskim jądra, to wówczas część swojej energii oddaje on w postaci promieniowania hamowania^ Podczas tego oddziaływania zamiast emisji fotonu może nastąpić kreacja pary vv:

e ~ + Z -*e“ +Z'+v+v. (22) 72 /. Jatczak

Proces ten przez analogią do fotonowego promieniowania hamowania nazwa­ no neutrinowym promieniowaniem hamowania [26]. Powstanie pary vv w wyniku (22) można interpretować w ten sposób, że zamiast emisji fotonu mamy do czy­ nienia z wirtualną parą e i e+, która w rezultacie anihilacji daje neutrino i antyneutrino. G.M. Gandelman i W.S. Pinajew [27] obliczyli całkowity przekrój czynny na emisję neutrinowege promieniowania hamowania:

ct = 3,5 • 10'52 Z 2 E3 cm1, (23) gdzie: Z — liczba porządkowa jądra, E — energia początkowa elektronu.

Tabela 3 Gęstość mocy neutrinowego promieniowania hamowania (p = 10s g/ cms)

T emperatura Gaz elektronowy [erg/cm3 sek] T[keV]

1 1,41 • 10'1 W — >—• r—i O C 5 1,17* Zdegenero w any 10 4,66 • 20 1,20 • 10 6

30 3,05* 10” 40 1,10 • 10* Niezdegenerowany 50 3,0 5* 10» 70 1,38. 10 9 100 6,87* 10’

Wyniki obliczeń gęstości mocy neutrinowego promieniowania hamowania, wy­ konane przez W.I. Ritusa [28] dla gęstości materii 10* g/cm* i różnych tem­ peratur, zebrane są w tabeli 3. Jasność neutrinowa gwiazdy dla tego procesu określona jest wzorem:

O, 5 r c Pc L =0,9 • 10-* (24) M e M 1 ,5 T] gdzie: — - 1. C. Z / A.,-- IC . (Z + 1)/A., — = £ C Z-V4., C, — koncentra- \ l e i 1 1 M i 1 1 1 r] < “ * * * * cja jąder o liczbie porządkowej Z ż i liczbie masowej A^, Tc — temperatura cen­ trum gwiazdy, pc — gęstość materii w centrum gwiazdy. Energia unoszona przez pary vv emitowane podczas procesu (22) może setki i tysiące razy przewyższyć energię wydzielaną z gwiazdy w postaci foto­ nów. Taką sytuację mamy w przypadku gwiazd o dużej gęstości materii i wyso­ kiej temperaturze, w skład których wchodzą ciężkie izotopy. Oznaczmy stosunek jasności neutrinowej do fotonowej przez: Astrofizyka neutńnowa 73

Na rys. 3 przedstawiono graficznie wartości pc i Tc, dla których a = 2 __ -10. Już przy Te = 100 keV i pc = 2 • 106 g/cni3 jasność neutrinowa jest sto razy większa od fotonowej. Proces ten odgrywa ważną rolą w przypadku białych karłów.

Rys. 3. Wartości pc i Tc, dla których a = -10, . . . 2, gdzie L ^ /L f = 10*.P rosta AB roz­ dziela obszary, w których gaz elektronowy jest z de generowany i nie z degenerowany. Prosta BC stanowi granicę, dla której ciśnienie światła jest równe ciśnieniu materii [27] 74 1. late tak

6. PROCES REKOMBINACJI

Przy wysokiej temperaturze, jaka panuje we wnętrzu gwiazdy, materia znaj­ duje się w stanie całkowitej łub częściowej jonizacji. Istnienie swobodnych elektronów w postaci gazu elektronowego sprzyja procesowi rekombinacji. Je ­ dnak czas życia elektronów na orbicie jest bardzo krótki, gdyż zjawisko foto- elektryczne powoduje powtórną jonizację. Ustala się stan równowagi dynamicz­ nej. Zachodzący proces rekombinacji zjonizowanych atomów może, wg W.S. P i- n a j e w a [20], prowadzić do powstania par v v:

e . w -* e * w + v + v, (2 6 ) gdzie: esw — elektron swobodny, exyl — elektron związany. Przekrój czynny na emisję par v v w wyniku (26) jest równy:

a= a0 Zs J(£e +/), (27) gdzie: cto = 0,76 • 10'56 cm\ Ee — energia kinetyczna elektronu w mcJ, I — ener­ gia jonizacji w mc1, v — prędkość elektronu, c — prędkość światła, Z — liczba porządkowa. Gęstość mocy neutrinowego promieniowania wywołanego przez rekombinację wynosi:

_ 45,6 • 10'” m c

f = [1 + 320/1 P-V Zpl*1 gdzie: NQ — liczba Avogadro, p — gęstość materii, T — temperatura, i — stała Boltzmąna, A — liczba masowa. W szczególności dla zdegenerowanego gazu elektronowego, spełniającego warunek E p » kT otrzymuje się:

9 = 1,45 • 10-“ Z 4( j ) ‘ 0/* P,0/* exp (29) gdzie: EF — poziom Fermiego. Neutrinowe promieniowanie generowane podczas rekombinacji ma istotne znaczenie dla białych kaiłów. W przypadku, gdy temperatura w centrum gwiazdy wynosi 5—10 keV, gęstość materii 10*— 104 g/ćm ’ i Z - 12, jasność neutrinowa gwiazdy przekracza fotonową.

7. PRODUKCJA PAR v3 PRZEZ FOTONY

W czasie długotrwałej ewolucji gwiazdy przebiega dużo reakcji jądrowych, prowadzących bezpośrednio do emisji promieniowania y, np. reakcje (p, y), Astrofizyka neutrinowa 75

(m, y), (a, y), bądź też dających w efekcie wtórnym jądra w stanie wzbudzonym. L iczba fotonów w jednostce objętości rośnie bardzo szybko wraz z temperaturą, tak że może przekroczyć liczbę zawartych w niej elektronów i jąder. Fotony emitowane we wnętrzu gwiazdy o wysokiej temperaturze i gęstości materii od­ bywają długą wędrówkę zanim ją opuszczą. W czasie tej wędrówki oddziałują z materią oraz same z sobą. Oddziaływanie yy. Zgodnie z pracami [23, 29, 30] zderzenie dwóch fotonów może prowadzić do kreacji par vv. Produkcja neutrin i anty neutrin w przypadku oddziaływania yy może odbywać się dwiema drogami:

y + y - v + v (30)

y+y -»y + v+tf. (300

Całkowite przekroje czynne na powstanie par vv wynoszą odpowiednio:

oc *G* a ~ “ i (31)

dla coj, coj « m\

w i202*?)

dla to « m, lJT* 1 gdzie: G — —— » mp — masa protonu, a = m ~ energia fotonu, m — ma- " p sa elektronu. Natomiast gęstości mocy neutrinowego promieniowania generowanego przy oddziaływaniu yy są równe:

ę = 1 , 8 • 1 0 - * r ( 3 2 )

q = 1,7 • 10-** T17 (320

Oddziaływanie fotonu z elektronem i jądrem. Podczas oddzia­ ływania fotonów z elektronami i jądrami może nastąpić fotoprodukcja par na elektronie [23, 25, 28] i na jądrze [30]:

y + e -*e'+v+v (33)

y + Z - Z '+ v + v(. (330 76 ]. Jatczak

Całkowite przekroje czynne dla tych procesów są odpowiednio równe:

a = 1,13 • lO-4/ - ^ (34) \mc

a = Z 2 a2 G2 co. (340 576-rr5

Energia unoszona z gwiazdy w czasie 1 sek przez neutrinowe promieniowa­ nie emitowalie w procesach (33) i (330 wynosi:

L = 1, 4 5 * 10“ n e*‘ n " 1’5 p ■°’5 7' *s (35)

-0,S (3 SO

gdzie oznaczenia, jak we wzorze (24). Na rys. 4 przedstawiono wartości średnie gęstości i temperatury, przy których jasność‘neutrinowa gwiazdy dla fotoneutrin jest równa jasności fotono-

T[°KJ

Rys. 4. Wykres wartości p i T, dla których moc fotoneutrinowego promieniowania gwiazdy jest równa jej jasności fotonowej. Prosta AB — granica podziała gaza elektronowego na zdegeneiowany i niezdegenerowany [28] Astrofizyka neutrino wo 77 wej. W przypadku niezdegenerowanego gazu elektronowego, gdy średnia gęstość materii wynosi 105 g/cms, a średnia temperatura ok. 50 keV, gęstość mocy pro­ mieniowania neutrinowego generowanego w procesie (33) jest równa 6,5 • 1010 erg/cm5 sek. Dla procesu fotoprodukcji na jądrze jasność neutrinowa gwiazdy przewyższa jasność fotonową, gdy pc = 10sg/cm’ a Tc> 30 keV.

8. NEUTRINA GENEROWANE PRZEZ PROMIENIOWANIE KOSMICZNE

W całym Wszechświecie rozprzestrzenione jest pierwotne promieniowanie kosmiczne. Gęstość energii promieniowania kosmicznego w naszej Galaktyce wynosi ok. 1 eV/cmJ, a zatem jest porównywalna z gęstością energii świetlnej, energii pola magnetycznego, czy też energii ruchu pyłu międzygwiezdnego. Skład chemiczny tego promieniowania przedstawiony jest w tabeli 4 [31]. Czą­ stki pierwotnego promieniowania kosmicznego osiągają fantastyczne energie rzędu 1020 eV [32]. W wyniku oddziaływania tych cząstek z materią międzygwiezdną produkowane są mezony /C* i tt - . Czas życia powstałych mezonow jest bardzo krótki i wynosi ok. 10*' sek. Jeżeli w tym czasie mezony i tt* nie oddziaływają z innymi jądrami, wówczas ulegają rozpadowi połą­ czonemu z emisją neutrin i antyneutrin:

K* - |i1 (eż) + v (30 (36) TT* -* H ± + v (v ), gdzie: u - — mezony n .

Tabela 4

Skład chemiczny pierwotnego promieniowania kosmicznego

Natężenie L iczba nu-i Grupa Z A I [cząstki/ma ste- kleonów w stru­ I/1H rad • sekl mieniu

P 1 1 1300 1300 5 20 a 2 4 88 352 35 L 3-5 10 1,9 . 19 0,76 M 6-9 14 5,6 78 2,24 H > 10 31 .2,5 78 1 VH > 20 51 0,7 35 0,28

Również mezony n, powstające w wyniku rozpadu mezonów K i tt, mają bardzo krótki czas życia ok. 10*6 sek. Podczas ich rozpadu powstają także neutrina i antyneutrina:

M ” -> e- + v + v. (37) 78 /. Jatczak

Neutrina generowane w konsekwencji oddziaływania cząstek pierwotnego promieniowania kosmicznego z materią mają bardzo duże energie w porównaniu z neutrinami gwiezdnymi. Energie ich mogą przekroczyć wartość 1010 eV. Stru-

Rys. 5. Widmo energetyczne neutrin generowanych przez promienie kosmiczne w atmo­ sferze: 1-neutrina pochodzące z rozpadu mezonów 2 — neutrina pochodzące z rozpa­

du mezonów p ~ t 3 — suma krzywych 1 i 2 [34] mień tych neutrin jest niewielki ze względu na bardzo małą gęstość materii we Wszechświecie, wynoszącą ok. 10"29 g/cm3 oraz małą wartość strumienia cząstek pierwotnego promieniowania kosmicznego — 0,2 cząstki/cm2 [33]. Do­ kładne obliczenie wartości strumienia tych neutrin jest na razie kłopotliwe z uwagi na skromne informacje co do aktu oddziaływania wysokoenergetycznych cząstek z materią międzygwiezdną. Z tych samych względów niemożliwa jest ocena ich widma energetycznego. Pierwotne promieniowanie kosmiczne docho­ dzące do górnych warstw atmosfery ziemskiej oddziaływa z jądrami pierwiast- Astrofizyka n eutrinowa 79 ków zawartych w atmosferze. Zachodzą wówczas zjawiska podobne, jak przy oddziaływaniu z jądrami materii międzygwiezdnej. W rezultacie rozpadów mezo­ nów K-, Tr~ i generowany jest strumień neutrin i antyneutrin. Zacepin i Kuzmin [34] obliczyli wartość strumienia neutrin i antyneutrin emitowa­ nych podczas rozpadu mezonów tt- i p - oraz ich widmo energetyczne. Na rys 5 przedstawiono graficznie widmo energetyczne tych neutrin dla kąta G = 0°. Orientacyjnie można podać, że strumień neutrin o energii większej od 109 eV wynosi ok. 10"2 v+v/cm2-sek*sterad. W rzeczywistości wartość tego strumienia jest większa, gdyż należy jeszcze uwzględnić neutrina pochodzące z rozpadu mezonów K.

9. ROLA NEUTRINOWEGO PROMIENIOWANIA. GWIAZDY

Neutrinowe promieniowanie gwiazdy poważnie partycypuje w jej ogólnym bilansie energetycznym. Rola „okna neutrinowe go” w unoszeniu energii z gwia­ zdy zależy od etapu ewolucji, na którym się ona znajduje. Jasność neutrinowa gwiazdy i jej stosunek do jasności fotonowej zależy od temperatury, gęstości i składu izotopowego materii. W pierwszej fazie rozwoju neutrina produkowane podczas cyklu protonowo-protonowego i cyklu węglowo-azotowego unoszą ze sobą tylKo niewielką część wyzwalanej energii, np. w przypadku cyklu węglo- wo-azotowego unoszą one tylko 6% energii wydzielanej w wyniku zachodzących reakcji jądrowych [12]. Ogólnie ocenia się, że w przypadku Słońca neutrinowe straty energii wynoszą nie więcej niż 10% wyzwalanej energii. Oszacowanie energii unoszonej przez neutrina generowane w procesach a, r, s, p i x jest na razie trudne, gdyż zależy od procentowej zawartości poszczególnych izotopów w gwieździe. Jednak ubytek energii jest stosunkowo niewielki, gdyż w warun­ kach, w jakich te procesy zachodzą zaczynają już dominować inne mechanizmy emisji neutrin. Na dalszych etapach ewolucji decydujące znaczenie mają proces URCA i procesy emisji par vv, wynikające z istnienia słabego oddziaływania elek- tron-neutrino. W przypadku procesu URCA neutrina unoszą ok. 66% całkowitej energii przemiany, a w przypadku anihilacji — 100% energii. Przy bardzo,wy­ sokich temperaturach T > 10’ °K i gęstości materii p )^105 g/cm3 jasność neutri­ nowa gwiazdy może przewyższać o kilka rzędów wielkości jasność fotonową. Udział poszczególnych procesów neutrinowych w unoszeniu energii z gwiazdy nie jest jednakowy. Przedstawiają to wyniki obliczeń zebrane w tabeli 5 [35], Neutrinowe promieniowanie gwiazdy nie narusza jednak panującej w niej równo­ wagi między ciśnieniem materii i promieniowania. Straty są wyrównywane przez energię wydzielaną w reakcjach termojądrowych, bądź przez energię grawitacyjną. Na rys. 6 przedstawione są wykresy ilustrujące ilość energii wy­ dzielanej w procesach spalania różnych pierwiastków oraz straty energetyczne wywołane emisją fotoneutrin i neutrin anihilacyjnych [3]. W przypadku zacho­ wania równowagi emisja neutrin nie zmienia mechanizmu ewolucji, a jedynie 80 /. Jatczak

Tabela 5 Gęstość mocy neutrinowego promieniowania emitowanego w różnych procesach z 1 g materii o gęstości 105 g/cm* i temperaturze ok. 10* °K

Proces -^•[erg/ g.sek] o- 1 o Proces URCA 0 Neutrinowe promieniowanie hamo­

wania 00 o o Fotoprodukcja na elektronie 1 ,6 6 . 10* " na jądrze 2,1 • 10* Anihilacja 2,8 • 105 Oddziaływanie yył 1,8 • 105 Oddziaływanie yyJ 1,7 • 10

ł y y -» v + v J y y -*y+v + v

Rys. 6. Energia wydzielana podczas spalania różnych pierwiastków przy gęstości ma­ terii 104 g/cm3 dla helu i 10! g/cm3 dla pozostałych pierwiastków. Krzywe przerywane przedstawiają straty energetyczne wywołane emisją neutrin anihilacyjnych (1) i foto- neutrin (2) przy gęstości materii 105 g/cm1 [3] Astrofizyka neutrinowa, 81 przyspiesza jej tempo. Istotną rolę może ona odgrywać dopiero w końcowej fa­ zie — przy wybuchach gwiazd supernowych*. Rozważana jest też możliwość, że dla gwiazd o masie mniejszej od pewnej wartości krytycznej neutrinowy ubytek energii może pozwolić na osiągnięcie stanu białego karla z pominięciem fazy katastroficznej. Powstaje pytanie, jak wytłumaczyć fakt, że przy małych przekrojach czynnych na emisję par vv w po­ równaniu z emisją fotonów, jasność neutrinowa gwiazdy może wielokrotnie przewyższyć jasność fotonową. Wytłumaczenie tego na pozór dziwnego zja­ wiska jest proste* Otóż przekroje czynne na oddziaływanie neutrin z materią s ą bardzo małe, gdyż wynoszą 10-1‘—10‘45 cm1 [36]. Dzięki temu ich średnia droga swobodna jest większa od rozmiarów gwiazdy. Neutrina rodzące się w części centralnej gwiazdy mogą ją swobodnie opuścić unosząc energię na zewnątrz. Inaczej wygląda sprawa z fotonami, których średnia droga swobodna jest bardzo mała w porównaniu z rozmiarami gwiazdy. Wędrówka ich do powierzchni gwiazdy trwa miliony lat. Fotony podczas tej wędrówki tracą większą część swojej energii. W efekcie przy dużych gęstościach i wysokiej temperaturze, gdy promieniowanie elektromagnetyczne jest silnie pochłaniane, energia przez nie unoszona jest znacznie mniejsza od strat neutrinowych. Neutrina dzięki swojej wielkiej przenikliwości niosą nam informacje o warunkach panujących we wnętrzu gwiazdy. Gdybyśmy mogli uzyskać neutrinowy obraz Słońca, to byłby on małą plamką na tle wielkiej tarczy Słońca widzialnego. Jednocześnie neutri- nowe promieniowanie gwiazdy wyprzedza w czasie informacje dostarczane przez fale elektromagnetyczne — jest pierwszą zapowiedzią zmian, które później można obserwować na drodze wizualnej.

10. NEUTRINA WE WSZECHŚWIECIE

Z poprzednich rozważań wynika, że neutrina kosmiczne powstają w wyniku: a) procesów zachodzących w gwiazdach, b) interakcji cząstek pierwotnego promieniowania kosmicznego z materią. Generowany strumień neutrin i antyneutrin powoli wypełnia przestrzeń, tworząc potężny ocean neutrin kosmicznych. Jednocześnie neutrina i antyneutri- na są usuwane z tego oceanu na skutek oddziaływania z materią. Na obecnym etapie nie można powiedzieć, czy między dopływem i ubytkiem neutrin kosmicz­ nych istnieje równowaga dynamiczna, czy też przeważają procesy kreacji. Na razie mamy zbyt mało informacji o Wszechświecie i samych neutrinach. Nie­ mniej jednak istnienie samego oceanu neutrin kosmicznych nie budzi obecnie żadnych wątpliwości. Z uwagi na bardzo mały przekrój czynny na oddziaływa­ nie neutrin z materią i małą gęstość materii we Wszechświecie wydaje się, że gęstość energii neutrin ma stosunkowo dużą wartość nawet w przypadku

*Patrz również artykuł J. Piotrowskiej - Procesy neutrinowe w gwiazdach w , .P o ­ stępach Astronomii” zeszyt 2, 1963. 82 /. Jatczah istnienia równowagi. Neutrina mogą, mieć zatem poważne znaczenie w rozwa­ żaniach energetycznych i determinować charakter samej przestrzeni. Celowe jest więc dokładne zbadanie oceanu neutrin kosmicznych, a przede wszystkim wyznaczenie gęstości energii neutrin. Z ogólnych dyskusji relatywistycznej kosmologii wynika, że średnia gęstość energii określa model Wszechświata [37, 38]. Jeżeli gęstość energii p zawartej w przestrzeni przekracza pewną war­ tość krytyczną p^, to mamy do czynienia z przestrzenią o krzywiżnie dodatniej (model zamknięty). W przypadku tym Wszechświat rozszerza się do pewnej granicy, a następnie zaczyna się kurczyć. Na rys. 7 przedstawiono zmianę

Rys. 7. Wykres odległości między dwiema galaktykami w funkcji czasu dla przestrzeni o krzywiżnie dodatniej i ujemnej [38] odległości między dwiema galaktykami w funkcji czasu dla modelu oscylującego Wszechświata. Jeżeli natomiast gęstość energii zmagazynowanej w przestrze­ ni kosmicznej jest mniejsza od wartości krytycznej pfc, to przestrzeń ma krzy­ wiznę ujemną (model otwarty). Oznacza to, że Wszechświat rozszerza się w nie­ skończoność. Zmiana odległości dwu galaktyk w funkcji czasu pokazana jest dla tego modelu również na rys. 7. Obliczona krytyczna wartość gęstości energii wynosi = 2 • lO"29 g/cm3. Dotychczasowe obserwacje materii widzialnej dają średnią gęstość p = 3 - 5 • 10"*1 g/cm\ Jeśli jednak weźmie się pod uwagę materię międzygwiazdową, to przypuszczalna średnia gęstość energii nukleonów wynosi pN = 1 - 5 • 10"29g/cmJ. Jako skrajną wartość podaje się p =2*10'J‘ g/ćm*. Astrofizyka neutrinowa 83

Na razie nie jesteśmy w stanie wyznaczyć na drodze doświadczalnej do­ kładnej wartości gęstości materii we Wszechświecie, a tym samym określić charakteru przestrzeni kosmicznej. Ostatnio zwrócono jednak uwagę, że pro­ blem ten będzie można rozwiązać przez pomiar gęstości energii neutrin. We­ dług niektórych hipotez, które nie są sprzeczne z dotychczasowymi wynikami eksperymentów neutrinowych, gęstość energii neutrin pv może znacznie prze­ wyższać gęstość energii nukleonów. Na przykład B. Pontecorvo [5] ocenia, że z punktu widzenia grawitacyjnych skutków istnienia neutrin musi być speł­ niony warunek pv + pyy < 10 f}y. J.B. Zeldowicz i J .A. Smorodinski [39] natomiast wykazują, że gęstość energii neutrin, grawitonów itp. może 10—20 ra­ zy przewyższać gęstość energii nukleonów. W przypadku hipotezy fluktuacyjnej mówi się, że energia we Wszechświecie występuje głównie w postaci neutrin i antyneutrin tworzących tło ładunkowo symetryczne. Materia w postaci nukleo­ nów stanowi jedynie pewną fluktuację nad to tło. Obszerną analizę gęstości energii neutrin dla różnych modeli kosmologicznych przeprowadza S. Wein­ berg [40]*. Istotną sprawą jest więc pomiar średniej gęstości energii pv neutrin we Wszechświecie. Jeżeli okaże się, że doświadczalna wartość pv jest większa od p k ’ to będzie oznaczało, że Wszechświat oscyluje. Innym ciekawym proble­ mem kosmologicznym jest stwierdzenie, czy Wszechświat był kiedyś w stąnie silnie skondensowanej materii o temperaturze znacznie przekraczającej wartość 109 °K. Zagadnienie to dotyczy zarówno modelu zamkniętego jak i otwartego Wszechświata. Dokładne zbadanie stosunku strumienia neutrin mionowych do strumienia neutrin elektronowych powinno rozwiązać ten problem. Ocean neutrin kosmicznych składa się z: a) neutrin (antyneutrin) elektronowych, które powstają w gwiazdach i czę-' ściowo w wyniku oddziaływania promieniowania kosmicznego z materią (rozpad mezonów n ), b) neutrin (antyneutrin) mionowych powstąjących na skutek oddziaływania promieniowania kosmicznego z materią i częściowo podczas wybuchów gwiazd nowych i supernowych. Stosunek liczby neutrin elektronowych do mionowych określony jest tymi procesami. Jeżeli jednak Wszechświat znajdował się rzeczywiście w takich warunkach, że temperatura materii była dużo większa od 109 °K, to wówczas musiały mieć miejsce oddziaływania jądrowe połączone z produkcją mezonów t t i K. Rozpad fych mezonów prowadzi do emisji neutrin i antyneutrin mionowych. W takiej sytuacji zmierzony strumień neutrin mionowych powinien być większy, niżby to wynikało z procesów obecnie zachodzących we Wszechświecie. Na zakończenie warto jeszcze wspomnieć, że z chwilą zbudowania tele­ skopu neutrinowego będzie można szukać w przestrzeni antymaterii. Jak wy­ nika z reakcji (1) ... (7) podczas cyklu protonowo-protonowego i węglowo-azo- towego emitowane są tylko neutrina, natomiast nie powstają antyneutrina. W większości gwiazd zachodzą procesy podobne do tych, które mają miejsce

*Patrz również artykuł B. Kuchowicza Laboratoryjny aspekt kosmologii w „ P o s tę ­ pach Astronomii” zeszyt 4, 1963. 84 J . Jatczak na Słońcu. Jeżeli we Wszechświecie występują gwiazdy czy też całe galaktyki zbudowane z antymaterii, to wówczas powinny one być silnym źródłem anty- neutrin. Teleskop neutrinowy mógłby wykryć istnienie takich źródeł.

LITERATURA

E.E. Salpeter, P hys. Rev., 88, 547 (19 5 2). E.A. Frieman, L. Motz, Phys. Rev., 89, 648 (1953); C.Hayashi, R. Hoshi, D. Sugimoto, Suppl. Proc. Theor. Phys., 22, 1 (1962). P. Morrison, Sci. American, 207, 90 (1962). B.Pontecorvo, Usp.FizJN auk. 74, 3. (1963). H.A. Hethe, Phys. Hev., 55.434(1939). E.M. Burbidge, G.R. Burbidge, A.W. Fowler, F. Hoyle, Revs.Mod.Phys., 29, 547 (1957). [8 H. Reeves, E.E. Salpeter, Phys.Rev., 116, 1505 (1959). [9 A.G.W. Cameron, Astrophys.J., 130, 429 (19591. 10 A.K. Walter, Wwiedienie w fiziku elementarnych czastic, Charków (1960). 11 R.A. Becker, W.A. Fowler, Phys.Rev., 115, 1410 (1959). 12 G R. Burbidge, An.Rev .Nuci.Sci., 12, 507 (1962). 13 P.O. Clayton, W.A. Fowler, T.E. Hull, B.A. Zimmerman, Ann.Phys., 12, 331 (1961). 14 P.D. Clayton, W.A. Fowler, Ann.Phys., 16,51(1961). 15 K. I to, Progr. Theor. Phys. (Kyoto), 26, 990 (1961). 16 D.A. F rank-K am en etski j, AstronJ., 38, 91 (1961). 17 W.A. Fowler, J.L . Greenstein, F. Hoyle, Geophys.J., 6, 148 (1962). 18 G. Gamow, M. Schoenberg, Phys .Rev., 59, 539 (1941). 19 L.Landan, E.M. Lifszic, Statistic zeskaja fizika, Moskwa (1951). 20 V.S. Pinajew, Ż.E.T.F., 45,548 (1963). 21 H.Y. Chi a, Ann.Phys., 15, 1 (1961). 22 R. Feynman, M. Gell-Mann, Phys.Rev., 109, 193(1958). 23 H.Y. Chin, P. Morrison, Phys.Rev.Lett., 5, 573 (1960). 24 H.Y. Chin, Phys.Rev., 123, 1040 (1961). 25 H.Y. Chin, R.C. Stabler, Phys.Rev., 122, 1317 (1961). 26 B. Pontecorvo, Ż.E.T.F., 36, 1615 (1959). 27 G.M. Gandelman, W.S. Pinajew, Ż.E.T.F., 37, 1072 (1959) 28 W.I. Ritus, Ż.E.T.F., 41, 1285 (1961). 29 M. Gell-Mann, Phys. Rev .Lett., 6, 70 (1961). 30 S.G. M a t in j an, N .N. C i lo s an i, Ż.E.T.F., 41, 1681 (1961). 31 V.L. Ginzburg, S.I. Syrovatsky, Suppl.Progr.Theor.Phys., 20, 1 (1961). 32 J. Linsley, Phys.Rev.Lett., 10, 146 (1963). 33 V.L. Gin z bn rg, S.I. Syrovatsky, P roischoidienije kosmiczeskich łuczej, Moskwa (1963). 34 G.T. Zacepin, W.A. Knźmin, Ż.E.T.F., 41, 1818 (1961). 35 N. Van Hien, E J 1. Szabalin, Ż.E.T.F., 44, 1003 (1963). 36 F. Reines, Ann.Rev.Nucl.Sci., 10, 1 (1961). 37 A. Einstein, Istota teorii względnoici, Warszawa (1963). 38 J.B . Zeldowicz, Usp.Fiz.Nauk, 80 , 357 (1963). 39 J.B . Zeldowicz, J.A. Smorodinski, Ż.E.T.F.,- 41,907 (1961). 40 S. Weinberg, Phys.Rev., 128, 1457 (1962). SPEKTROGRAFY SZCZELINOWE DLA TELESKOPÓW ŚREDNICH ROZMIARÓW

KRZYSZTOF SERKOWSKI

IHEJlEBblE CTlEKTPOrPASbl /yifl TEJlECKOnOB yMEPEHHblX PA3MEPOB

K. CepKOBCKM

P e 3 iOMe

B CTaTbe npeflcTaBJieHa TeopMH Bayena mejieBbix cneKTporpatJjoB. OnMCbiBaeTCfl npeAJioaceHHbiii aBTopoM cTaTbH cnewrporpa^ a jih 90 cm Te- jiecKona u MHoro-m.ejieBoti cneKTporpa$, npw noMomw KOToporo m ow ho nojiy- M3Tb OflHOBpeMeHHO CneKTpbl MHOrHX 3 Be3a MJIH raJiaKTMK B CKOIUieHHHX.

SLIT SPECTROGRAPHS FOR MEDIUM-SIZE TELESCOPES

Abstract

Theory of slit spectrographs developed by Bowen is presented. The pro­ posed spectrograph for 90 cm telescope and the multi slit spectrograph for obtaining simultaneously the spectra of numerous stars or galaxies in cluster are described.

1. JAKIE OBSERWACJE ASTROFIZYCZNE OPŁACA SIĘ WYKONYWAĆ W POLSCE

Jak wykazuje statystyka zachmurzenia nocnego w Polsce (Bednarek 1964) niebo w centralnej części kraju jest pogodne przez około 33% czasu w nocy. Zachmurzenie jest u nas jednak bardzo szybko zmienne, wskutek czego, jak wykazuje doświadczenie obserwatorów toruńskich (Głębocki i Smoliński 1964), jedynie 17% godzin nocnych może być wykorzystanych na obserwacje 86 K. Serkowski astronomiczne, zaś tylko przez 8% godzin nocnych warunki są na tyłe dobre, że możliwe są obserwacje foto elektryczne. Z danych Bednarka wynika, że — pomijając maj, czerwiec i lipiec, gdy noce są bardzo krótkie i jasne — w po­ zostałych 9 miesiącach mamy średnio rocznie, np. w Toruniu, zaledwie 22 noce całkowicie bezchmurne, bez zamgleń i mgieł; tylko połowa łącznego czasu trwa­ nia tych nocy jest bezksiężycowa. Ponieważ według zgodnej opinii najwybitniejszych specjalistów z dzie­ dziny fotometrii gwiazdowej jedynie w bezksiężycowe noce bez najmniej­ szego śladu chmur można wykonywać wartościowe fotoelektryczne pomiary jasności gwiazd, zrozumiałe jest, że tego rodzaju obserwacje mogą być w Pol­ sce traktowane tylko jako dorywczy, marginesowy program. Fotografowanie słabych gwiazd, bezpośrednie lub z pryzmatem obiektywowym, możliwe jest jedynie w bezksiężycowe pogodne noce o niewielkiej turbulencji atmosferycz­ nej*; noce takie są w Polsce również stosunkowo nieliczne. Dla maksymalnego wykorzystania posiadanych teleskopów wskazane byłoby skoncentrowanie się w Polsce na takich rodzajach obserwacji, które można z powodzeniem wykonywać przy Księżycu i przy niebie częściowo zachmurzo­ nym. Jak wykazuje dwuletnia seria obserwacji wykonywanych w okolicach War­ szawy (Serkowski i S t o d ół k i e w i c z 1960), gwiazda biegunowa jest tam widoczna przez około 37% godzin nocnych, tj. przez około 1200 godzin nocnych rocznie. Przez tyle więc godzin rocznie mógłby pracować przyrząd mogący do­ konywać obserwacji przy Księżycu i poprzez półprzezroczystą warstwę chmur. Spośród przyrządów astrofizycznych mogących pracować w takich warunkach można wymienić fotoelektryczne różnicowe fotometry, polarymetry i spektrofoto­ metry (mierzące stosunek natężeń dwóch wiązek światła) oraz przede wszyst­ kim spektrografy szczelinowe (zaopatrzone w fotoelektryczne mierniki czasu ekspozycji), dyskutowane w dalszym ciągu niniejszego artykułu. Stosowanie — zwłaszcza w noce księżycowe i przy częściowo zachmurzonym niebie — po­ wyższych, najlepiej nadających się do naszych warunków klimatycznych przy­ rządów umożliwi kilkakrotnie bardziej wydajne niż dotychczas wykorzystanie posiadanych przez nas teleskopów. Zastosowania spektrografu szczelinowego, będącego niewątpliwie obok teleskopu najbardziej podstawowym przyrządem astrofizycznym, są tak rozle­ głe, że wymienianie ich w tym miejscu nie byłoby celowe. Wystarczy stwier­ dzić, że łącznie wszystkie wielkie teleskopy przynajmniej 75% swojego czasu poświęcają obecnie obserwacjom ze spektrografami szczelinowymi. Dla licz­ nych spośród tych obserwacji, jak to będzie wykazane w dalszym ciągu, roz­ miary teleskopu w ogóle nie są istotne; obserwacje te mogą być z równym powo­ dzeniem i w równie krótkim czasie wykonywane przy pomocy niewielkiego tele­ skopu, ale zaopatrzonego w bardzo dobry spektrograf. Obserwacje takie wy-

*W przypadku teleskopu o ogniskowej Ftel = 180 cm obrazy gwiazd lub ich widmsą w pełni ostre przy średnicach rozmytych przez turbulencję obrazów gwiazd P ^ 2,3, jeśli zdolność rozdzielcza kliszy jest 0,02 m m. Spektrografy szczelinowe . 87

konuje się tylko dlatego przy pomocy wielkich teleskopów, że — niestety — mało jest niewielkich teleskopów, zaopatrzonych w dobre spektrografy. W i/’olsce astrofizyczny spektrograf pracował jedynie przez krótki czas bezpośrednio przed wojną na 45 cm teleskopie zwierciadłowym Obserwatorium w Wilnie (Iwanowska 1946); dalsze wykorzystanie tego wysokiej jakości, zbudowanego w Polsce, spektrografu uniemożliwiła wojna. Obecnie szczelino­ wy spektrograf siatkowy dla teleskopu 90 cm budowany jest w Obserwatorium Toruńskim.

2. SPEKTROGRAFY, W KTÓRYCH STRATY ŚWIATŁA GWIAZDY NA SZCZELINIE SĄ ZANIEDBYWALNIE MALE

A. SZCZELINA SPEKTROGRAFU

Wskutek turbulencji atmosferycznej obraz gwiazdy w ognisku teleskopu jest drgającą, rozmytą plamą. Rozkład uśrednionego po czasie oświetlenia w obrazie gwiazdy na płaszczyźnie ogniskowej xy jest dobrze opisywany przez dwuwymiarowy rozkład gaussowski:

gdzie (3 nazywać będziemy ś re dn i c ą o b r a z u gwiazdy i wyrażać w mierze kątowej (Bo w en 1962). Tylko w wyjątkowo korzystnych warunkach atmosfe­ rycznych p jest mniejsze od 1 sekundy kątowej, średnia zaś jej wartość jest rzędu 2” ; przy dużej turbulencji średnica obrazu gwiazdy może sięgać nawet kilkudziesięciu sekund. Jeśli chcemy, aby straty światła gwiazdy na szczelinie spektrografu były zaniedbywalnie małe, szerokość szczeliny musi być większa niż (}. Układ optyczny spektrografu tworzy obrazy szczeliny na kliszy fotograficznej, przy czym obrazy w poszczególnych długościach fali są przesunięte względem sie­ bie, tworząc widmo. Światło gwiazdy jest tylko wówczas ekonomicznie wyko­ rzystane, gdy szerokość powstającego na kliszy obrazu szczeliny oświetlonej światłem monochromatycznym jest równa zdolności rozdzielczej kliszy foto­ graficznej. Ta zdolność rozdzielcza R, zdefiniowana jako najmniejsza możliwa odległość pomiędzy nie zlewającymi się ze sobą obrazami dwóch sfoto­ grafowanych na kliszy cienkich linii, wynosi dla czułych klisz, stosowanych w astrofizyce, około 0,02 mm. Liniowa średnica obrazu gwiazdy w ognisku teleskopu, wynosząca p gdzie Ftej jest ogniskową teleskopu, zaś |3 wyrażone jest w radianach, jest zazwyczaj większa od zdolności rozdzielczej kliszy; jeśli np. Ftel = 12 metrów, obraz gwiazdy ma przy przeciętnej turbulencji średnicę 0,12 mm. Układ optycz­ ny spektrografu powinien więc wytwarzać na kliszy zmniejszony obraz szczeli­ ny. Układ ten składa się: 1) z kolimatora, zmieniającego rozbieżną wiązkę 88 K. Serkowshi

światła biegnącą od szczeliny w wiązkę równoległą, 2) z elementu rozszcze­ piającego światło (pryzmatu lub siatki dyfrakcyjnej), oraz 3) z obiektywu ka­ mery spektrografu, tworzącego obraz widma na kliszy fotograficznej lub na katodzie przetwornika elektronowo-optycznego. Ponieważ wiązka monochroma­ tyczna, biegnąca pomiędzy kolimatorem a kamerą, jest wiązką równoległą, oczywiste jest, że powstający na kliszy obraz szczeliny jest zmniejszony 0 czynnik równy stosunkowi światłosiły kolimatora równej Okol/ F koi do światłosiły obiektywu kamery, równej 0 kam / F±am; przez D oraz F oznaczone są średnice oraz ogniskowe odpowiednich układów optycznych. Jeśli zatem szerokość szczeliny wynosi P^\ej, zaś szerokość obrazu szczeliny jest równa zdolności rozdzielczej R, zachodzi związek

szerokość obrazu szczeliny R ^kam ^kol ------—----- — ■ ■ --- (2) szerokość szczeliny p Ftml FM Dy am

B. KOLIMATOR

Aby światło gwiazdy biegło przez optykę spektrografu tą samą drogą, co światło źródła, dającego widmo porównawcze (jest nim najczęściej przy dużych dyspersjach łuk elektryczny o żelaznych elektrodach, przy małych dyspersjach — rurka geisslerowska, wypełniona helem lub rtęcią), światłosiła kolimatora powinna być równa światłosile teleskopu, tj.:

Dkoi/^„i = Dt.i/^,.1- (3)

Ugięcie światła na szczelinie spektrografu powoduje wówczas, że część światła gwiazdy nie trafia do kolimatora; jak wykazuje Bo wen (1962), wynikająca stąd względna strata światła, gdy spełnione są warunki (2) i (3), wynosi AFkam/2/?Dkam, czyli dla A = 5000 X wynosi F ^am/Q0 Dkam» a W>SC dla ^kim/®lt«m < 4 nie przekracza 5%. Gdy spektrograf umieszczony jest w ognisku coude, światłosiła teleskopu jest przy pracy w tym ognisku tak mała, że kolimator spektrografu może być sferycznym wklęsłym zwierciadłem (różnica pomiędzy zwierciadłem paraboloidal- nym i sferycznym jest bowiem zaniedbywalna przy światłosiłach mniejszych niż 1:15). Szczelina spektrografu umieszczona jest poza osią optyczną takiego kolimatora, aby skoliipowana wiązka nie wracała ku szczelinie; aberracje poza­ osiowe zwierciadła (koma i astygmatyzm) przy tak małej światłosile są bardzo niewielkie. Gdy spektrograf pracuje w ognisku Cassegraina, światłosiła kolimatora 1 teleskopu jest zwykle nieco większa, a cały spektrograf powinien być nie­ wielkich rozmiarów; z tych względów najlepszym kolimatorem jest wówczas odwrócony teleskop Cassegraina: światło biegnące ze szczeliny przechodzi przez otwór we wklęsłym zwierciadle kolimatora, po czym odbija się najpierw od wypukłego, następnie od wklęsłego zwierciadła (rys. 2). Spektrografy s zczelinowe . 89

C.KAMERA

Podstawiając zależność (3) do równania (2) otrzymujemy wzór:

Pk.o, PPt.1 (4)

^kam ^ dający najmniejszą światłosiłę kamery spektrografu, przy której światło gwiazdy jest w pełni wykorzystane. Obliczone z tego wzoru światłosiły, odpowiadające różnym wartościom Dtei oraz (3, podane są w tabeli 1. Wzór (4) i tabela 1 wy­ kazują, że im większy jest teleskop, tym większą światłosiłę musi mieć kamera spektrografu, jeśli chcemy uniknąć strat światła gwiazdy na szczelinie spektro­ grafu. Przy przeciętnej turbulencji (p = 2” ) teleskop 5-metrowy musi być zaopa­ trzony w kamerę o światłosile powyżej 1:0,4, której wykonanie jest na granicy możliwości współczesnej optyki. Ten fakt jest poważnym argumentem przeciwko budowaniu teleskopów o średnicach większych, niż 5 metrów. Do najlepszych spośród kamer o wielkiej światłosile, które konieczne są zwłaszcza dla wielkich teleskopów, należą kamery Schmidta z grubym zwierciadłem (Hendrix 1939, Minkowski 1944, Bowen 1960), w któ­ rych klisza fotograficzna przyklejaną jest olejkiem imersyjnym do płasko-wy- pukłej soczewki, której poaluminiowana wypukła powierzchnia stanowi zwier­ ciadło kamery (rys. 3). Wskutek załamania nachylonych do osi optycznej wiązek światła p.zy przechodzeniu przez płaską powierzchnię tej soczewki, skala obrazu na kliszy, a tym samym określona przez skalę obrazu efektywna ognisko­ wa kamery, jest zmniejszona o czynnik n równy współczynnikowi załamania szkła, z którego wykonana jest soczewka. Istnieją liczne modyfikacje takiej kamery (np. Buzawa 1961); w niektórych z nich płyta korekcyjna zastąpiona jest meniskiem o sferycznych powierzchniach, a klisza fotograficzna nie musi być wyginana (Popov 1961, 1962). Dla światłosił 1:1 i mniejszych stosowane są w obserwatoriach Haute-Provence i Mt. Stromlo kamery Arnulfa-Lyota z po­ dwójnym meniskiem, zastępującym asferyczną płytę korekcyjną (Arnulf 1943, Fehrenbach 1960).

D. DYSPERSJA

Zdolność rozszczepiająca pryzmatu lub siatki dyfrakcyjnej określana jest przez dyspersję kątową a = d f/ d K (wyrażaną w radianach/A), gdzie X jest długością fali, zaś (p jest kątem ugięcia, tj. kątem, jaki tworzy wycho­ dzący promień świetlny z prostą prostopadłą do powierzchni siatki lub do tyl­ nej ścianki pryzmatu. Natomiast podstawową cechą charakterystyczną widma, otrzymywanego na kliszy fotograficznej jest odwrotna dyspersja liniowa K, (ang. linear reciprocal dispersion), wyrażana w A/mm i związana z dyspersją kątową i ogniskową kamery spektrografu związkiem: 90 K. Serkowski

K = l / a Fkam. (5)

Podstawiając tu F )cam wynikające z wzoru (4), otrzymujemy następujący wzór na największą odwrotną dyspersję liniową K, przy której straty światła gwiazdy na szczelinie spektrografu są zaniedbywalnie małe:

K - • <«> icam

Ponieważ p oraz R są wielkościami niezależnymi od konstruktora spektro­ grafu, widzimy, że największa dyspersja liniowa (1 /K), przy której spektro­ graf wydajnie pracuje, jest tym większa, im większy jest iloczyn a Dkam; należy więc dążyć do tego, aby iloczyn ten przyjmował jak największą wartość.

E. PRYZMATY

Dyspersja kątowa pryzmatu o kącie łamiącym y dana jest znanym wzorem:

a _ iv _ 2 sin (y/2) _ dn > d~K [1 - n 2 sin 2 (y/2)]1/2 rfA

Dla odznaczającego się wysoką dyspersją kitową szkła flintu F2 dla X = 5000 A jest n = 1,62 oraz dn/d\ — 6,3 • 10"® A”1; w praktyce maksymalny możliwy kąt łamiący pryzmatu, dającego się zastosować w spektrografie wy­ nosi y = 60°. W tvch warunkach dla 5000 A dyspersja kątowa pryzmatu wynosi a - l .l 'l O -5 rad/A; dla 3800 A dyspersja jest 2,6-krotnie większa, zaś dla 7000 A jest 3-krotnie mniejsza od powyższej. Dyspersja kątowa może być zwiększona przez stosowanie dwóch lub trzech pryzmatów, rosną jednak wów­ czas straty światła przez odbicie od powierzchni pryzmatów (wskutek sko­ śnego padania strata około 10% na każdej powierzchni, jeśli nie jest stosowany nalot przeciwodblaskowy) i absorpcję. Absorpcja w pryzmatach z flintu jest dość znaczna i silnie wzrastająca ku ultrafioletowi; np. dla flintu F2 firmy Schott absorpcja wynosi 4%/10 cm dla 4500 X, zaś 11%/10 cm dla 4000 A (Dunham 1956). Z tego względu przy stosowaniu trzech pryzmatów nie jest opłacalne, aby podstawa każdego z nich (równa w przybliżeniu średnicy obiekty­ wu kamery spektrografu) przekraczała 150 mm. Dla trzech pryzmatów z flintu, o podstawie 150 mm każdy, iloczyn otDkam dla 5000 A nie przekracza więc 0,005 mm-rad/A, czyli wobec wzoru (6) przy (i = 2” oraz = 900 mm odwrot­ na dyspersja liniowa musi być K > 90 A/mm dla 5000 A, jeśli straty światła na szczelinie mają być zaniedbywalne. Jedynie więc przy małych dyspersjach spektrograf pryzmatyczny może pracować wydajnie. Spektrografy szczelinowe . 91

F. SIATKA DYFRAKCYJNA

Dyspersję kątową znacznie większą niż przy pomocy układu pryzmatów uzy­ skać można przy pomocy siatki dyfrakcyjnej. W spektrografach astrofizycznych stosowane są niemal wyłącznie płaskie odbijające siatki dyfrakcyjne; wklęsłe siatki odbijające dają gorsze rezultaty ze względu na wprowadzany przez nie astygmatyzm • niemożność uzy­ skania dużej światłosiły. K ą t padania Y światła na płaską siatkę dyfrakcyjną i kąt ugięcia

|sin Y — sin | = 10‘ 7 N m A7 (8 ) gdzie N jest liczbą rowków na siatce przypadających na mili­ metr, m jest liczbą całkowitą na­ zywaną rzędem widma, zaś \ Rys. 1. Ugięcie światła przy odbiciu od profilo­ jest długością fali wyrażoną w X. wanej siatki dyfrakcyjnej o kącie odbłysku i? Stosowanie siatek dyfrakcyj­ nych w spektrografach astrofizycznych zaczęło być opłacalne dopiero wtedy, gdy R.W. Wood opracował w 1936 r. (por. P.A.S.P., 49, 355, 1937) technikę wyko­ nywania siatek profilowanych (ang. blazed gratings), skupiających 60 do 70% padającego na siatkę światła w jednym rzędzie widma. Siatki takie wy­ konywane są przez nacinanie diamentem w cienkiej warstewce aluminium napy­ lonej na płasko równoległą płytę pyreksową lub kwarcową równoległych rowków 0 płaskich powierzchniach, tworzących z powierzchnią płyty kąt 1/ zwany kątem odbłysku (ang. blaze angle, rys. 1), zwykle nie przekraczający kilku­ nastu stopni. Oryginalnym siatkom nie ustępują w istotny sposób jakością repliki, będące poaluminiowanymi odbitkami oryginalnych siatek w cienkiej warstwie plastiku osadzonej na płycie z pyreksu lub kwarcu topionego. Naj­ lepsze z takich replik produkowane są przez firmę Bausch and Lomb. Cena ich proporcjonalna jest do powierzchni; np. replika o naciętej powierzchni 65 mm x x 76 mm mająca 600 rowków/mm kosztuje 325 dolarów. Największe repliki pro­ dukowane przez tę firmę mają rozmiary 154 mm x 206 mm (pierwszy wymiar w kierunku równoległym do rys.) i kosztują 2160 dolarów (por. Harrison 1 Stroke 1960). Wysokiej jakości siatki mogą mieć do 2000 rowków/mm, jednakże stopień koncentracji światła w jednym rzędzie widma maleje ze wzro­ stem gęstości rowków, gdy przekracza ona 600/mm i gdy odległość pomiędzy rowkami staje się porównywalna z długością fali światła. 92 K. Serkowski

Profilowana siatka dyfrakcyjna koncentruje światło z maksymalną wydaj­ nością, wynoszącą 60 do 70%, w tym kierunku, w którym biegnie światło, od­ bite od powierzchni każdego poszczególnego rowka siatki pod kątem równym kątowi padania na ten rowek. Zachodzi to dla kąta ugięcia f opt związanego z kątem padania 4* i kątem odbłysku ił (mierzonym w kierunku wskazanym na rys. 1) związkiem (f>opt + = Y - ij, czyli:

fopt =^-2tT. (9)

Podstawiając wyrażenie (9) do równania siatki (8) otrzymujemy długość fali ^oPt> dla której światło jest maksymalnie koncentrowane w widmie m-go rzędu:

2 * 107 ^opt = Ti----|sin o? cos (Y -tf)|. (10) F /Y m

Różniczkując wzór (8), otrzymujemy dyspersję kątową siatki dyfrakcyjnej:

_ d' 18 X / mm. W tabeli 1 podane są, w zależności od Dtej, Dj[am oraz |3 wartości odwrot­ nej dyspersji liniowej K, dla której straty światła na szczelinie spektrografu są zaniedbywalnie małe, gdy dyspersja kątowa siatki dyfrakcyjnej wynosi a = = 1,2 • 10"4 rad/A. Dla 5-metrowego teleskopu na Mt.Palomar przyjęte jest 0 kam= 300 mm, ponieważ w spektrografie, znajdującym się w ognisku coudi tego teleskopu stosowana jest — wobec niemożności uzyskania jednej siatki odpowiednio dużych rozmiarów — mozaika z czterech siatek dyfrakcyjnych o rozmiarach 140 mm x 175 mm każda (Bo w en 1962).

G. ŚWIATŁOMIERZ FOTOELEKTRYCZNY

Jeśli spektrograf ma pracować również przy częściowo zachmurzonym nie­ bie, niezbędne jest zaopatrzenie go w fotoelektryczny miernik czasu ekspozycji (Babcock 1950, Warren i Argyle 1957); w przypadku spektrografu siatko- Spektrografy szczelinowe 93

Tabela 1 Swiatłosila kamery spektrografu i odwrotna dyspersja liniowa K, przy których straty światła gwiazdy na szczelinie spektrografu są zaniedbywalnie małe; przyjęta dyspersja kątow a a = 1,2 • 10"4 rad/A (jaką daje np. siatka o 600 rowkach na mm w 2-im rzędzie) i zdolność rozdzielcza kliszy 0,0 2 mm; p jest średnicą kątową obrazu gwiazdy.

90 cm 90 cm 200 cm 500 cm 7 cm 15 cm 15 cm 30 cm ^kam (D/F). K P k am K (D/F\ aIn K (D/f) kam K (D/F'kam fi lol A/mm A/mm A/mm A/mm

1” 1:4,6 26 1:4,6 12 1:2,1 26 1:0,8 35 2” 1:2,3 52 1:2,3 24 1:1,0 53 1:0,4 70 5 ” 1:0,9 132 1:0,9 60 1:0,4 133 1:0,16 175 wego najwygodniej jest skierować widmo zerowego rzędu na fotopowielacz. Prąd z fotopowielacza ładuje kondensator, który po naładowaniu przesuwa licz­ nik o jednostkę i zaczyna ładować się od nowa. Gdy wskazanie licznika osiąg­ nie żądaną wartość, uruchamiany jest dzwonek sygnalizujący, że klisza jest już dostatecznie długo naświetlana.

H. PRZYKŁAD: SPEKTROGRAF DLA TELESKOPU 90 CM

Dla skonstruowania spektrografu, który ma być zainstalowany w ognisku Nasmytha (czyli „łamanym” ognisku Cassegraina) teleskopu 90 cm w Obserwa­ torium w Piwnicach k. Torunia, zamówiona została w firmie Bausch and Lomb siatka dyfrakcyjna (replika) o naciętej powierzchni 65 mm x 76 mm, mająca 600 rowków/mm i kąt odbłysku 13°. Jako kolimator mógłby służyć odwrócony teleskop Cassegraina (rys. 2) o światłosile 1:15 równej światłosile teleskopu

Rys. 2. Spektrograf siatkowy o odwrotnej dyspersji 120 A/mm w 2-im rzędzie, zaopatrzo­ ny w kamerę Schmidta 1:0.8: kolimatorem jest odwrócony teleskop Cassegraina 94 K. Serkowski i o średnicy głównego zwierciadła Dfcol = 65 mm. Przy kącie padania światła na siatkę f = 30°, jak wynika z wzorów (9) i (10), pod optymalnym kątem ugięcia f opt = 4° biegnie światło o długościach fali Aopt= 7200 X (widmo 1-go rzędu) oraz Aopt = 3600‘ A (widmo 2-go rzędu). Stopień koncentracji światła spada w przybliżeniu do połowy wartości maksymalnej dla tej długości fali, dla której kąt ugięcia w obu sąsiednich rzędach różni się o tyle samo od (Bo w en 1962). W naszym przykładzie będzie to zachodzić dla widm 1-go i 2-go rzędu dla A = 4800 A, a zatem dla długości fali krótszych od 4800 X bardziej opłacal­ ne jest fotografowanie widm 2-go rzędu, najlepiej na tzw. kliszach nieuczula- nych, tj. czułych tylko na światło o długościach fali mniejszych niż 5000 X (np. klisze Kodaka Ha—0 lub 103a—0). Spadek koncentracji światła w widmie 2-go rzędu ze wzrostem długości fali może być okolicznością korzystną, gdyż kompensuje wzrost natężenia światła z długością fali, obserwowany u większo­ ści gwiazd w niebieskiej części widma; widmo może być dzięki temu bardziej równomiernie zaczernione. Przy fotografowaniu widma 1-go rzędu stosowany byłby szklany filtr Schotta GG 14, pochłaniający światło o długościach fali krótszych niż 4800 X, oraz klisze Kodaka I-N czułe na promieniowanie o dłu­ gościach fali krótszych niż 8900 A. Ze względu na stosunkowo dużą turbulencję atmosferyczną w Polsce, zwła­ szcza przy niebie .częściowo jokrytym chmurami, korzystne byłoby stosowanie spektrografu w warunkach, przy których straty światła gwiazdy na szczelinie spektrografu są zaniedbywalnie małe. W tym celu można by wyposażyć opisany wyżej spektrograf w dwie kamery Schmidta, obie o średnicy płyty korekcyjnej » kam =90 mm i o ogniskowych 70 mm (1:0,8) oraz 185 mm (1:2,1); dadzą one odwrotne dyspersje liniowe: w 2-gim rzędzie 120 X/mm (odpowiednia do klasyfi­ kacji MK) i 45 X/mm, zaś w 1-ym rzędzie (w podczerwieni) 240 X/mm i 90 X / mm. Z krótkoogniskową kamerą w drugim rzędzie straty światła gwiazdy na szcze­ linie byłyby zaniedbywalne nawet przy średnicy obrazów gwiazd (3 = 5” , zaś z długoogniskową kamerą — przy |3 = 2” . Innym rozwiązaniem konstrukcyjnym byłoby ustawienie siatki tak, aby kąt padania wynosił vf = 60°, a spektrograf pracował tylko w 1-ym rzędzie. Wówczas kolimator może mieć średnicę tylko 40 mm; pod optymalnym kątem ugięcia “Popt = 34° biegnie światło o długości fali Aopt = 5100 A. Koncentracja światła w widmie 1-go rzędu jest bardzo dobra dla całej widzialnej części widma i bli­ skiego ultrafioletu; nawet dla 3400 X koncentracja światła jest tylko około 2-krotnie gorsza niż dla 5100 X. Do fotografowania widma najkorzystniejsze byłyby klisze Kodaka 103a—F czułe na światło o długościach fali krótszych niż 6900 A; stosowanie filtru nie byłoby potrzebne. Przy tym rozwiązaniu mogłyby być stosqwane np. dwie kamery o średnicy Dkam = 65 mm i ogniskowych 35 mm (1:0,55) i 120 mm (1:1,85), dające odwrotne dyspersje liniowe 400 A/mm i 115 A/mm; odpowiadałyby im szerokości szcze­ liny |3 = 8” oraz 2 ’,’ 5 (warto tu wspomnieć, że kamery Schmidta o świątłosile 1:0,5 i ogniskowej 40 mm oferowane są przez Zeissa w cenie 1825 rubli). W po­ łączeniu z bardziej światłosilną kamerą spektrograf miałby podobne własności Spektrografy szczelinowe . 95 do spektrografu nebularnego (Mayall 1936, Mayall i Wyse 1941) o od­ wrotnej dyspersji 430 A/mm dla Hy (4340 A) pracującego od wielu lat z wielkim powodzeniem na 90 cm teleskopie Crossleya w Obserwatorium Licka. Spektro­ graf Crossleya, przy pomocy którego opracowano m.in. mający podstawowe zna­ czenie katalog prędkości radialnych galaktyk (Humason, Mayall i San- dage 1956) ma 2 pryzmaty ze szkła uwiolowego, (= Dtam) = 45 mm, F±am = = 60 mm (1:1,33), a zatem wobec wzoru (3) straty światła na szczelinie sąza- niedbywalne przy (3 ^ 3’,’4; jeśli więc średnica kątowa obrazu gwiazdy lub galaktyki wynosi np. 8” , ilość światła przepuszczanego przez szczelinę spektro­ grafu Crossleya jest około 2-krotnie mniejsza, niż przez szczelinę opisanego wyżej spektrografu z kamerą o światłosile 1:0,55. Do teleskopu toruńskiego można by również dla uzyskania odwrotnej dysper­ s ji 290 &/mm przy Hy zastosować spektrograf produkowany przez Zeissa z 2-ma pryzmatami ze szkła uwiolowego UBK7 i kamerą 1:1,5 (Roschke 1957), w któ­ rym jedynie należałoby zastąpić kolimator o średnicy 45 mm i światłosile 1:5 maleńkim, bardzo łatwym do wykonania, odwróconym teleskopem Cassegraina o tej samej średnicy i światłosile 1:15. Spektrograf ten był początkowo skon­ struowany dla teleskopu 188 cm w Canberze, lecz miał zdecydowanie zbyt małą dla tak dużego teleskopu średnicę kolimatora; dla teleskopu 90 cm nadawałby się on jednak pierwszorzędnie, umożliwiając stosowanie szczeliny o szero­ kości (i = 3”

3. SPEKTROGRAFY O DUŻEJ DYSPERSJI

Obok odwrotnej dyspersji liniowej drugą podstawową wielkością, charak­ teryzującą spektrograf, jest jego szybkość (ang. speed) 1, którą zdefiniował Bo wen (1952, 1962) jako stosunek energii padającej na jednostkę powierzchni kliszy, na której fotografowane jest widmo, do energii w przedziale długości fali AA = 1 X otrzymywanej przez okrągły obszar o jednostkowej średnicy, znaj­ dujący się na powierzchni głównego zwierciadła teleskopu. Przy danym czasie ekspozycji jasność najsłabszych gwiazd, których widmo można sfotografować na danych kliszach jest odwrotnie proporcjonalna do szybkości spektrogralu. Dyskutując szybkość spektrografu, Bowen wyróżnia 3 przypadki: PRZYPADEK A zachodzi w rozpatrzonej w poprzednim paragrafie sytuacji, w której straty światła gwiazdy na szczelinie spektrografu są zaniedbywalnie małe. Szybkość spektrografu jest w tym przypadku równa stosunkowi kwadratu średnicy głównego zwierciadła teleskopu, Dt2ej, do powierzchni S tej części kliszy fotograficznej, która oświetlana jest przez światło o długościach fali zawartych w przedziale o szerokości 1 A. Ponieważ dla zwiększenia dokładno­ ści pomiarów spektrofotometrycznych i lepszej widzialności linii spektralnych widmo zazwyczaj jest poszerzane przynajmniej do szerokości W = 0,1 mm przez przesuwanie obrazu gwiazdy wzdłuż szczeliny w czasie ekspozycji, po­ wierzchnia S równa jeśt W/K. Zatem szybkość spektrografu w przypadku A je st: 96 K. Serkowski

1 = K D2 /V. (12) tel PRZYPADEK B zachodzi gdy widmo jest poszerzane, zaś średnica obrazu gwiazdy (3 jest większa od szerokości szczeliny (3S. Szybkość spektrografu jest w tym przypadku równa w przybliżeniu wartości danej wzorem (12) pomnożonej przez stosunek szerokości szczeliny do średnicy obrazu gwiazdy na szczeli­ nie. Obliczając szerokość szczeliny z wzoru (6), w którym (3 zastąpione zostało przez , znajdujemy szybkość spektrografu w przypadku B:

1 =

Szybkość spektrografu staje się w tym przypadku proporcjonalna do wiel­ kości a Dj[am charakteryzującej pryzmaty lub siatkę dyfrakcyjną. Przypadek B jest korzystniejszy od przypadku A przy pomiarach prędkości radialnych; w przypadku A szczelina nie jest na całej swojej szerokości oświetlona równo­ miernie światłem gwiazdy, wskutek czego prędkość radialna może być obarczo­ na poważnymi błędami systematycznymi. Błąd średniego przesunięcia linii widmowych na kliszy, mierzonego w -celu wyznaczenia prędkości radialnej, jest bowiem rzędu 0,5 mikrona, a więc jest znacznie mniejszy od szerokości monochromatycznego obrazu szczeliry na kliszy. PRZYPADEK C zachodzi wówczas, gdy widmo nie potrzebuje być posze­ rzane. Zachodzi to, gdy mierzona w kierunku prostopadłym do dyspersji szero­ kość monochromatycznego obrazu gwiazdy na kliszy umieszczonej w ognisku kamery spektrografu, równa p /)tel jest większa od potrzebn.ej nam szerokości widma W. Wobec wzoru (5) przypadek C zachodzi więc, gdy:

J T T > w. (14) * aZ)koi

Przypadek C z reguły zachodzi przy fotografowaniu widm gwiazd w bardzo dużej dyspersji lub przy bardzo dużej turbulencji atmosferycznej, a przede wszystkim przy fotografowaniu, nawet w małej dyspersji, widm galaktyk, mgła­ wic i innych obiektów o dużych średnicach kątowych (b. Szybkość spektrografu w przypadku C otrzymujemy, podstawiając do wzoru (13) zamiast V szerokość monochromatycznego obrazu gwiazdy, występującą po lewej stronie nierów­ ności (14): ^SaJDkam Dkol R / = ------jja------(15)

Szczególnie interesującym wnioskiem, wynikającym z wzoru (15), jest zu­ pełna niezależność szybkości spektrografu w przypadku C od średnicy tele- Spektrografy szczelinowe 97 skopu. Przy fotografowaniu widm obiektów rozciągłych lub widm gwiazd w bardzo dużej dyspersji, czas ekspozycji konieczny dla sfotografowania dane­ go obiektu będzie jednakowy, niezależnie od tego, czy dany spektrograf zainsta­ lujemy na dużym, czy małym teleskopie, byłe tylko średnica teleskopu spełniała nierówność (14). Czas ekspozycji zależy jednak w tym przypadku bardzo sil­ nie od rozmiarów i zdolności rozszczepiającej pryzmatów lub siatki dyfrakcyjnej.

4. ZASIĘG SPEKTROGRAFU

Przy bezpośrednim fotografowaniu nieba jasność najsłabszych gwiazd, które można sfotografować przy optymalnie dobranym czasie ekspozycji zależy jedy­ nie od ogniskowej teleskopu, czy kamery fotograficznej, nie zależy zaś od średnicy teleskopu. Jeśli o rozmiarach obrazu gwiazdy na kliszy decyduje zdolność rozdzielcza kliszy fotograficznej (co dla (3 = 2” oraz R- 0,0 2 mm zachodzi dla teleskopów o ogniskowyoh F ^ 2,06 metra), to zasięg fotogra­ ficzny teleskopu na kliszach czułych na światło o długościach fali krótszych od 5000 % dany jest wzorem (Baum 1962, Bowen 1962):

mPg - 18“ 5 + 5 log F(ejf (16)

gdzie Ftel jest ogniskową teleskopu, wyrażoną w metrach; np. dla toruńskiego teleskopu Schmidta, dla którego Ftel= 1,8 metra wzór (16) daje graniczną, mpg - = 19“8. Gdy natomiast ogniskowa teleskopu jest na tyle długa, że o rozmiarach obrazu gwiazdy na zdjęciu decyduje turbulencja atmosferyczna, zasięg teleskopu jest:

mpg = 20?2 + |log Fte,. (17>

Optymalny czas ekspozycji, do którego odnoszą się wzory (16) i (17), je st to czas ekspozycji, przy którym t ło nieba nocnego (dla którego przyjmuje się jasność powierzchniową mpg = 22?2 na kwadratową sekundę kątową) daje na kliszy zaczernienie o gęstości fotograficznej około 0,6, odpowiadającej początkowi prostoliniowej części charakterystyki kliszy; klisza o takim zaczernieniu przepuszcza około 25% padającego światła. Dłuższe od optymalnego naświetlanie kliszy nie umożliwi wykrycia słabszych gwiazd, niż widoczne na kliszy o optymalnym czasie ekspozycji. Optymalny czas naświetlenia jest w przybliżeniu odwrotnie proporcjonalny do czułości klisz oraz odwrotnie proporcjonalny do kwadratu światłosiły tele­ skopu. Na przykład przy światłosile Dtei/F tei = 1:3 optymalny czas ekspozycji przy fotografii bezpośredniej lub z pryzmatem obiektywowym wynosi około 18 minut dla klisz Kodaka 103a—0 zaś około 90 minut dla klisz 103a—E ^ czer­ wonym filtrem. 98 K. Serkowski

Przy fotografowaniu nieba przez pryzmat obiektywowy jasność naj­ słabszych gwiazd, które można sfotografować przy optymalnym czasie ekspo­ zycji jest tylokrotnie większa od jasności gwiazd o wielkości gwiazdowej da­ nej wzorem (16), ilokrotnie powierzchnia widma jest większa od powierzchni obrazu słabej gwiazdy na zdjęciu bez pryzmatu. Różnica zasięgu bez pryzmatu i przy jego użyciu jest więc równa (por. Bo w en 1962):

a - N t H F ’ (18)

gdzie AA jest przedziałem długości fali, na który czułe są, klisze. Przy Fiaj = = 1,8 metra, W = 0,1 mm, AA = 1200 X, K = 400 A/mm oraz R — 0,02 mm wzo­ ry (16) i (18) dają zasięg fotograficzny przy optymalnym czasie ekspozycji z pryzmatem obiektywowym mpg = 12™6. Przy stosowaniu spektrografu szczelinowego tło nieba nocnego jest w znacz­ nym stopniu wyeliminowane przez, szczelin ę spektrografu. Wskutek tego nawet przy użyciu najczulszych klisz przy odwrotnej dyspersji 400 A/mm widmo tła nieba zaczyna zniekształcać widmo badanego obiektu dopiero przy kilkugodzin­ nych ekspozycjach; biorąc pod uwagę większe straty światła w optyce spektro­ grafu szczelinowego znajdujemy, że zasięg uzyskiwany przy jego pomocy może być większy o 3m do 5m niż zasięg uzyskiwany z pryzmatem obiektywowym, zainstalowanym na podobnym co spektrograf teleskopie, przy tej samej dysper- sji i szerokości widma. Przy większej dyspersji spektrografu ekspozycje mogą być proporcjonalnie dłuższe; przy dyspersjach średnich (kilkadziesiąt X/mm) i dużych nawet tło nieba przy Księżycu w pełni, około .10-krotnie jaśniejsze (Baum 1962) niż w noc bezksiężycową, nie przeszkadza przy wielogodzinnych ekspozycjach. Przy długich ekspozycjach, stosowanych w spektrografach szczelinowych, zdecydowanie najczulszymi kliszami są czułe na światło o długościach fali krótszych niż 5000 A klisze Kodaka Ila—0, bezpośrednio przed ekspozycją grzane dla zwiększenia czułości przez 3 doby w temperaturze 50°C. Klisze te mają wykładnik Schwarzschilda bardzo bftski jedności i przy kilkugodzinnych ekspozycjach czułość ich jest około 5-krotnie większa niż klisz 103a—0, pow­ szechnie stosowanych do bezpośredniego fotografowania nieba z kilku- lub kilkunastominutowymi ekspozycjami (por. Felgett 1958, Walker 1964). Wy­ dajność kwantowa grzanych klisz Ila—0 sięga 1%. Dla tych klisz zasięg spektro­ grafu szczelinowego o szybkości / przy ekspozycji t godzin wynosi:

mpł =14?8+|log (/t/10ł0), (19) jeśli optyka teleskopu i spektrografu przepuszcza 30% padającego światła (nie biorąc pod uwagę strat światła na szczelinie); przy liczeniu 1 jako jednostka Spektrografy szczelinowe . 99

Tabela 2 Zasięg spektrografu przy 3-godzinnej ekspozycji na grzanych kliszach lip—0 i szeroko­ ści widma IT = 0,1 mm; przyjęta dyspersja kątowa a = 1,2 • lO"4 rad/A (jaką daje np. siatka o 600 rowkach na mm w 2-im rzędzie) oraz przepuszczalność 30% optyki tele­ skopu i spektrografu (nie licząc strat światła na szczelinie); j3 jest średnicą kątową obrazn gwiazdy

Ofl 90 cm 90 cm 200 cm 500 cm 15 cm 15 cm 30 cm D kam 7 cm K przyp. przyp. przyp. przyp. P Pg mpg mPg 0 , 400 A/mm 4 10” 14“ 6 A 14” 6 A 16“ 3 A 18“ 4 A

100 X/mm < 2” 13,1 A 13,1 A 14,8 A 17,0 A 5” 12,9 B 13,1 A 14,6 B 16,4 B o 25 A/mm 1” 11,6 AB 11,6 A 13,3 AB 15,2 B 2” 10,8 B 11,6 AB 12,5 B 14,4 B 5” 9,5 C 10,6 B 11,2 C 12,7 C

7 A/mm 1” 8,8 BC 9,7 B 10,4 BC 11,9 C 2” 7,3 C 9,0 BC 9,0 C 10,4 C 5” 5,4 c 7,2 C 7,2 C 8,6 C

U waga: przy widmie nie poszerzanym w przypadku A uzyskuje się zasięg większy o 1T7 od -podanego w powyższej tabeli.

długości przyjmowany jest milimetr i tylko a oraz K wyrażane są. w rad/A oraz Obliczany z wzorów (12). (13), (15) i (19) zasięg kilku przykładowych spektrografów o dyspersji kątowej a = 1,2,10“4 (jaką daje np. siatka o 600 row­ kach/mm w 2-im rzędzie) przy 3-godzinnej ekspozycji na grzanych kliszach Ila—0 i przy szerokości widma W = 0,1 mm zestawiony jest w tabeli 2 dla róż­ nych wartości średnicy kątowej (3 rozmytego przez .turbulencję obrazu gwiazdy. Przy każdej wartości zasięgu podane jest, któremu z rozpatrywanych wyżej przypadków A, B, C dana sytuacja odpowiada. Wyraz stały we wzorze (19) i wartości zasięgu podane w tabeli 2 opierają się na opublikowanych czasach ekspozycji dla różnych spektrografów, w któ­ rych stosowane były grzane klisze Ha—0 (np. Humason et al. 1956, Preston 1959, Fehrenbach 1960, Preston i Paczyński 1964; por. też Hilt- ner 1956); te same wyniki daje również bezpośredni obliczenie zasięgu (Baum 1962) przy założeniu wydajności kwantowej 1%. Przy widmach nie poszerzanych uzyskuje się w przypadku A zasięg większy o 1“7 od podanego w tabeli 2; wynika stąd, że przy 6-godzinnej ekspo­ zycji na grzanych kliszach Ila—0, stosując spektrograf o odwrotnej dyspersji 400 A/mm zainstalowany na teleskopie 90 cm można uzyskać nieposzerzone widmo gwiazdy, dla której mpg = 17“0. W istocie przy pomocy spektrografu nebularnego o takiej dyspersji, zainstalowanego na 90 cm teleskopie Crossleya, 100 K. Serkowski uzyskiwano dzięki małym stratom światła w tym spektrografie (nalot przeciw­ odblaskowy) widma nawet jeszcze znacznie słabszych gwiazd i galaktyk, sięga­ jąc w niektórych przypadkach do mpg = 20m- Wobec znacznej szerokości szczeliny przy tak małych dyspersjach nie można — jak to się czyni przy większych dyspersjach — kontrolować położenia obrazu gwiazdy na szczelinie oglądając odbicie brzegów tego obrazu od wy­ polerowanych i poaluminiowanych powierzchni szczęk szczeliny. Dla kontroli, czy słaby obiekt znajduje się we właściwym miejscu na szczelinie, wsuwa się więc co pewien czas w wiązkę światła za szczeliną pryzmat, kierujący całe światło tego obiektu do okularu (Humason, Mayall i Sandage 1956). Oglądając tabelę 2 warto zwrócić uwagę na to, że wobec^niezależności zasięgu w przypadku C od średnicy teleskopu, przy dyspersji 7 A/mm i p > 2’" zasięg jest taki sam dla teleskopu 90 cm, co dla 2-rnetrowego lub większego, jeśli tylko siatka dyfrakcyjna jest w obu przypadkach taka sama. A więc np. umieszczając w ognisku 90 cm teleskopu spektrograf taki, jak spektrograt coude 3-metrowego teleskopu obserwatorium Licka (Dkol = 165 mm), przy dysper­ sjach większych niż 7 X / m m czas ekspozycji potrzebny dla sfotografowania widma określonej gwiazdy będzie dla 90 cm teleskopu taki sam, jak dla tele­ skopu 3-metrowego. Wynika stąd, że ogromnie opłacalne jest instalowanie na niewielkich teleskopach bardzo dobrych spektrografów, dających dużą dyspersję.

5. ZASTOSOWANIA PRZETWORNIKÓW ELEKTRONOWO-OPTYCZNYCH W SPEKTROGRAFACH

Przetworniki elektronowo-optyczne typu Lallemanda, stosujące elektrono- grafię (por. K. Serkowski, Postępy Astronomii, 10, 171) umożliwiają 15-krot- ne skrócenie czasu ekspozycji w porównaniu z grzanymi kliszami Ila—0, dla światła o długościach fali około 4000 A (Walker 1964). Dla bliskiej podczer­ wieni czas ekspozycji może ulćc skróceniu o czynnik kilka tysięcy. Korzyści ze stosowania przetworników są więc oczywiste. Przy małych dyspersjach stosowanie przetworników jest poważnie utrudnio­ ne przez to, że wskutek braku miejsca nie jest możliwe umieszczanie przetwor­ nika w ognisku kamery Schmidta w spektrografie. Trzeba więc stosować kamery soczewkowe o mniejszej światłosile, przez co szybkość spektrografu zmniej­ sza się. W przyszłości przypuszczalnie będzie można temu zaradzić przez konstruowanie przetworników, w których obraz elektronowy jest zmniejszony kilkakrotnie w stosunku do optycznego obrazu widma, powstającego na kato­ dzie przetwornika; kamera w połączeniu z takim przetwornikiem będzie miała kilkakrotnie większą światłosiłę. niż bez przetwórńika. Stosowanie przetworników do fotografowania widm w dużej lyspersji jest utrudnione przez znaczną długość widma, nie mieszczącego się na niewielkiej zazwyczaj katodzie przetwornika. Aby tej trudności zapobiec, można stosować siatki profilowane o zaledwie 10 (lub mniej) rowkach/mm (nazywane echelle), wykorzystując widma od 200-go do 500-go rzędu. Światło koncentrowane jest Spektrografy szczelinowe • 101 silnie w widmach tych rzędów w bardzo wąskim przedziale kątów ugięcia. Kie­ rując światło odbite od takiej siatki na pełniącą rolę kamery spektrografu wklęsłą siatkę odbijającą, mającą np. 600 rowków/mm, skierowanych prosto­ padle do rowków pierwszej siatki, segregujemy poszczególne rzędy widma, otrzymując na kliszy fotograficznej lub na katodzie przetwornika wiele znaj­ dujących się jeden nad drugim odcinków widma, każdy o długości zaledwie kilku angstrómów (Harrison et al. 1952). Tym sposobem cale kilkudziesięcio- centymetrowej długości widmo można zmieścić na małej katodzie przetwornika. Warto w tym miejscu wspomnieć o rosnącym z każdym rokiem znaczeniu bezpośredniej f o t o e 1 e k tr y c zn e j rejestracji widm, przy której klisza fotograficzna zastąpiona jest przez zespół fotopowielaczy. Badania rozkładu energii w widmie ciągłym gwiazd już obecnie opierają się niemal wyłącznie na bezpośrednich pomiarach foto elektrycznych (por. np. Code 1960). Fotoelek- tryczna rejestracja profilów linii absorpcyjnych w widmach jasnych gwiazd (Code i L ill er 1962, Mihalas 1964) stanowi podstawowy materiał obser­ wacyjny dla teorii atmosfer gwiezdnych. Przy tego rodzaju pomiarach, zwłasz­ cza wykonywanych w podczerwieni, szczególnie opłacalne jest zastosowanie interferometru Michelsona lub polaryzacyjnego o zmieniającej sie w cza­ sie pomiarów różnicy dróg optycznych; rejestrogram prądu z fotopowielacza stanowi wówczas transformatę fourierowską widma gwiazdy (Jacquinot 1960, Sint on i Boyce 1965).

6. SPEKTROGRAFY WIELOSZCZELINOWE

Badania przesunięć widm galaktyk ku czerwieni, mające podstawowe zna­ czenie dla kosmologii, posuwałyby się znacznie szybciej, gdyby można było jednocześnie uzyskiwać widma licznych galaktyk w centralnej części odległej gromady galaktyk. Również jednoczesne otrzymywanie widm licznych gwiazd w gromadzie gwiezdnej mogłoby być korzystne. Wydaje się, że skonstruowa­ nie spektrografu wieloszczelinowego dla tych celów jest w zupełności realne. Dla przykładu opisze projekt spektrografu wieloszczelinowego, który mógłby być używany w pierwotnym ognisku 5-metrowego teleskopu w połączeniu z ka­ merą Schmidta o grubym zwierciadle, mającą światłosiłę 1:0,47 i ogniskową 35 mm. Kamera ta je s t obecnie używana (Humason, Mayall i Sandage 1956) do otrzymywania widm galaktyk w odwrotnej dyspersji 370 X/mm. Dla otrzymania takiej dyspersji ze spektrografem wieloszczelinowym można zasto­ sować siatkę o rozmiarach 75 mm x 100 mm o 600 rowkach/mm z odblaskiem w fiolecie 1-go rzędu (Y = 60°, 1^= 11°). Dla każdego pola, dla którego miałyby być otrzymane widma, trzeba byłoby przygotować przesłonę ze szczelinami. W tym celu potrzebne byłoby zdjęcie tego pola wykonane tym samym teleskopem. Zdjęcie to umieszczane byłoby pod jednym z obiektywów stereokomparatora, zaś pod drugim obiektywem znaj­ dowałaby się poaluminiowana płyta szklana. Powierzchnia tej płyty widoczna 102 K. Serkowski byłaby w stereokomparatorze na tle zdjęcia nieba; szczeliny wycinane byłyby w warstewce aluminium na tej płycie w poprzek wszystkich obrazów galaktyk igłą przytwierdzoną do obiektywu stereokomparatora. Byłoby to oczywiście pracochłonne, ale niewątpliwie opłacałoby się, gdyż zaoszczędzałoby wielu Całonocnych ekspozycji wykonanych przy pomocy wielkiego teleskopu. Zastosowania podobnych przesłon w spektrografie bezszczelinowym,z ma­ leńkimi otworkami zamiast szczelin, było już dawno proponowane przez Dimitroffa i Bakera (1947); po­ mysł ten nie był jednak dotychczas zrealizowany. Dla otrzymania widm porównaw­ czych po obydwu stronach widma każ­ dej galaktyki, przesłona musi być przykryta dodatkową zasłoną i oświe­ tlona światłem rurki geisslerowskiej; ta zasłona może być zrobiona z cien­ kiej płytki szklanej z namalowanymi czarnymi prostokątami, zasłaniającymi środki wszystkich szczelin, lecz zostawiającymi ich końce odkryte. Przy światłosile 1:3,67, jaką ma 5-metrowy teleskop w połączeniu z so­ czewką korekcyjną Rossa i przy zdol­ ności rozdzielczej kliszy R = 0,02 mm, szczeliny powinny mieć szerokość Rys. 3. Wieloszczelinowy spektrograf P = 1Y35 czyli 0,12 mm. Wydaje się, z aplanatycznym kolimatorem, siatka dy- że mogą być sfotografowane jedno- frakcyjną G i kamerą Schmidta z grabym cześnie widma wszystkich obiektów zwierciadłem. Przesłona T ze szczeli­ nami znajduje się w płaszczyźnie ogni- polu o średnicy 7% minut łuku, skowej teleskopu 40 nim w pierwotnym ognisku 5-me- trowego teleskopu. Wszystkie te wid­ ma byłyby odwzorowane na umieszczonej w ognisku karpery spektrografu wygię­ tej błonie fotograficznej o średnicy 10 mm, jeśli przyjąć, że każde widmo ma 1300 A, czyli 3,5 mm długości. Jeśli przy tym widma s ą poszerzane do szero­ kości W = 0,6 mm, możną w czasie jednej ekspozycji otrzymać widma przynaj­ mniej 15 galaktyk. Jako kolimatora do wieloszczelinowego spektrografu można użyć aplana- tycznego (tj. wolnego od komy i aberracji sferycznej) systemu składającego się z dwóch wklęsłych zwierciadeł i małego zwierciadełka płaskiego (rys. 3; por. Maksutov 1946). Straty światła przez ekranowanie nie przekraczają tu 0“25, jeśli światłosiły obu wklęsłych zwierciadeł są 1:0,76 a ich średnice Spektrografy szczelinowe . 103

133 mm i 79 mm. Większe zwierciadło powinno być umieszczone 340 mm ponad przesłoną ze szczelinami; obraz głównego zwierciadła teleskopu o średnicy 38 mm tworzy się w odległości 143 mm od mniejszego zwierciadła. Oba wklęsłe zwierciadła mają powierzchnie elipsoidalne, o mimośrodach 0,44 dla większego i 0,86 dla mniejszego zwierciadła. Wykonanie zwierciadeł o takim kształcie jest trudne, lecz możliwe; maksymalne odchylenia ich powierzchni od najle­ piej pasującej powierzchni kulistej wynoszą odpowiednio 14 oraz 33 mikrony, są więc mniejsze niż dla płyty korekcyjnej kamery Schmidta używanej w tym spektrografie. Szybkość spektrografu wieloszczelinowego dla galaktyk jest dwukrotnie mniejsza, niż szybkość, którą można by uzyskać z tą samą kamerą, fotografując tylko jedno widmo. Dla badania gromad gwiezdnych najwygodniejsza byłaby odwrotna dyspersja 120 A/mm, ponieważ przy tej dyspersji możliwe jest przeprowadzanie dwuwy­ miarowej klasyfikacji widmowej Morgana-Keenana. Przypuśćmy, że spektrograf wieloszczelinowy o tej dyspersji z siatką o 600 rowkach na mm przy kącie pa­ dania Y = 60° zainstalowany jest, powiedzmy, na 190 cm teleskopie i kolimatoi daje dla każdej gwiazdy równoległą, wiązkę światła o średnicy 55 mm. Wówczas zdolności rozdzielczej kliszy R = 0,02 mm odpowiada szerokość szczeliny P = 1’,’7; straty światła na szczelinie byłyby więc na ogół zaniedbywalne. Widma 1-go rzędu gwiazd w obszarze o średnicy 20 minut łuku zostałyby odwzo­ rowane na okrągłym wycinku kliszy o średnicy 25 mm. Przynajmniej dla 30 wybranych gwiazd w gromadzie można byłoby przy pomocy takiego spektro­ grafu otrzymać w czasie jednej ekspozycji widma poszerzone do 0,6 mm, nada­ jące się do klasyfikacji MK. Niestety, zarówno teleskop toruński jak i 2-metrowy teleskop w Tautenburgu mają sferyczne główne zwierciadło, wskutek czego koma w ognisku Cassegraina jest bardzo znaczna; dla teleskopu toruńskiego prawie 200-krotnie większa, niż dla analogicznego teleskopu o paraboloidalnym głównym zwierciadle. Średnica użytecznego pola widzenia jest wskutek tego rzędu 1 minuty kątowej, co unie­ możliwia zainstalowanie na tych teleskopach spektrografu wieloszczelinowego.

LITERATURA

Arnulf, A. 1943, Ann. Ap., 6, 21. Babcock, H.W. 1950, Journ. Opt. Soc. Amer., 40, 409. Banm, W.A. 1962, Astronomical T echniques (ed.W.A. Hiltner), rozdz. 1. Bedn arek., Z.J. 1964, Postępy Astronomii, 12, zesz. 4, 253. Bnzawa, J. 1961, Joum. Opt. Soc. Amer., 51. Bowen, I.S. 1952, Ap.J., 116, 1. Bo w en, I.S., 1960, T elesco p es (ed. G.P. Koiper i B P . Middlehnrst), rozdz. 4. Bowen, I.S., 1962, Astronomical Techniques (ed. W.A. H iltner), rozdz. 2. Code, A.D. 1960, Stellar Atmospheres (ed. J.L. Greenstein), rozdz. 2. Code, A.D., Liller, W.C. 1962, Astronomical Techniques (ed. W.A. H iltner). rozdz.13. Dimitroff, G .Z ., Baker, J.G. 1947, Telescopes and Accessories, Philadelphia—To­ ronto, p. 134. Dunham, Th., Jr. 1956, Vistas in Astronomy, 2, 1223. Fehrenbach, Ch. 1960, Jonmal des Observatenrs, 43, 85 104 K. Serkowski

—T"

Fel gett, P. 1958, The Present and Future of the Telescope of Moderate Size (ed. F.B . Wood). Głębocki, R., Smoliński, J. 1964, Postępy Astronomii, 12, zesz. 4, 261. Harrison, G.R., Archer, J.E ., Camus, J. 1952, Joum . Opt. Soc. Amer., 42, 706. Harrison, G .R., Stroke, G.W. 1960, Joum . Opt. Soc. Amer., 50, 1153. Hendrix, D. 1939, P .A .S .P ., 51, 158. H il tn er, W.A. <1956, Ap. J . Snppl., 2, 389. Humason, M.L., May all, N.U., Sandage, A.R. 1956, A .J., 61, 97 = Lick Observ. Bull., No. 542. Iwanowska, W. 1946, Bull, of the Astr. 0 bserv. in Toruń, No. 1, 27. Jacquinot, P. 1960, Reviews of Progress in Physics, 23, 263. Maksutov, D.D. 1946, Astronomicheskaja optika, Moskwa-Leningrad, rozdz. 21. M ay all, N.U. 1936, P .A .S .P ., 48, 14. M ay all, N.U. i Wyse, A.B. 1941, P.A.S.P., 5a 120. Mihalas, D. 1964, A p.J., 139,764. Minkowski, R. 1944, Joum. Opt. Soc. Amer., 34* 89. Popov, G.M. 1961, Izv. Krim. Astrof. Obs., 27, 309. Popov, G.M., 1962, ibid., 28, 341. Preston, G.W. 1959, Ap.J., 130,507. Preston, G.W., Paczyński, B. 1964, Ap.J., 140, 181. Roschke, K. 1957, Jenaer Rundschau, 2 (Juni). Serkowski, K., S t o d 6 łk i e wi c z, J. 1960, A.A., 10, 189. Sinton, W.M., Boyce, P .B . 1965 Sky and Telescope, 29, 78. Warren, J.B ., Argyle, P.E. 1957, Publ. Dom. A.O. Victoria, 10, No. 15, 323. Walker, M.F. 1964, I.A.U. Draft Reports, p. 67. Z PRACOWNI I OBSERWATORIÓW

TRÓJBARWNE OBSERWACJE GWIAZD TYPU RR LYRAE

B. PACZYŃSKI

TPEXIJBETHblE HABJHOflEHMH 3BE3/1 TMRA RR LYRAE

B. riaMMHbCKM

THREE COLOURS PHOTOMETRY OF RR LYRAE STARS

Mimo dużego znaczenia gwiazd typu RR Lyrae tylko niewiele spośród nich było obserwowane foto elektrycznie. W szczególności trójbarwne obserwacje w systemie UBV były wykonane dla raniej więcej dziesięciu gwiazd. Tymczasem istnieje możli­ wość istnienia korelacji różnych szczegółów krzywej zmian jasności i krzywych zmian barwy z zawartością metali w gwieździe. Dotychczas istniejący materiał obserwacyjny nie pozwalał, ze względu na swą szczupłość, na analizę statystyczną. W czasie pobytu w Lick Obserwatory autor wykonał obserwacje w systemie UBV dla jedenastu gwiazd sklasyfikowanych jako gwiazdy typu RR Lyrae. Ogółem wykonane zostały ok. cztery tysiące obserwacji. Pięć zmiennych było typu a. Zostały wybrane obiekty o krótkich okresach i dużych amplitudach. Okazało się, że wbrew przewidy­ waniom gwiazdy te nie wykazywały znacznej nadwyżki ultrafioletowej w czasie wzrostu jasności. Zjawisko to jest dobrze znane u zmiennych typu o i jest wywołane najprawdo­ podobniej zmianami efektywnej grawitacji w atmosferze gwiazdy w czasie gwałtownej ekspansji towarzyszącej wzrostowi jasności. Można by zatem spodziewać się, że im gwałtowniejszy wzrost jasności gwiazdy typu RR Lyrae, tym wyraźniejsza powinna być nadwyżka promieniowania ultrafioletowego. Tymczasem, jak się okazuje, gwiazdy AA Aql i TV Lib, mające bardzo krótkie okresy i duże zmiany jasności nie wykazują wcale takiej nadwyżki. Jest nawet możliwe, że występuje u nich wąskie minimum we wskaźniku U-B mniej więcej 0.014 okresu po wzroście jasności do wartości średniej. Niestety, dokładność obserwacji jest niewystarczająca, aby można było być pewnym realności tego efektu. W każdym razie nadwyżka ultrafioletowa w tych gwiazdach nie była obserwowana. Przyczyna jej braku nie jest jasna. Zestawienie wszystkich poprzednio obserwowanych x i obserwowanych przez autora zmiennych typu a pozwoliło stwierdzić, że charakterystyczny garb na krzywej zmian blasku widoczny w czasie wzrostu jasności gwiazdy występuje jedynie u gwiazd z amplitudą mniejszą od jednej wielkości gwiazdowej (w barwie V). Różnica wf wskaź­ niku U-B w maksimum i w minimum jest skorelowana zarówno z zawartością metali w gwieździe, jak i z amplitudą^ zmian blasku. Ogólnie — im mniej metali, tym bardziej dodatnie U-B w czasie maksimum w porównaniu z wartością U-B w minimum. N ajpraw- dopodobniej jest to wywołane przez „blanketing effect” . Zmienne typu c wykazują, jak to stwierdzono ju ż parę lat temu, garb na krzywej zmian blasku tuż przed maksimum. Czasami garb ten może być tak duży jak maksimum właściwe. Może to niekiedy sprawiać wrażenie, że maksimum jasności jest podwojne. 106 Z pracowni i obserwatoriów

Wszystkie cztery zmienne typu c obserwowane przez autora wykazują istnienie takiego garbu w mniejszym lub większym stopniu. Wydaje się, że występuje on u wszystkich zmiennych typu c. Jest on najwyraźniejszy w barwie B. Jest możliwe, że występowanie tego garbu jest skorelowane z zawartością metali. Ogółem pięć zmiennych typu c było dotąd obserwowanych w systemie UBV. Obserwacje te wskazują, że im większa jest zawartość metali, tym wyraźniejszy garb. Obserwacje dwu gwiazd, DE Lac i SS Psc wskazują, że nie są to prawdopodobnie gwiazdy typu RR Lyrae, lecz tzw. ,.karłowate cefeidy” , podobne do VZ Cne czy EH Lib. Gdyby tak było istotnie, to gwiazdy te byłyby karłowatymi cefeidami o najdłuższych zna­ nych okresach (0.^25 i 0.^29). WYZNACZANIE AZYMUTU I SZEROKOŚCI GEOGRAFICZNEJ BEZ REJESTRACJI CZASU

(Konspekt pracy doktorskiej)

L. PIECZYŃSKI

OOPE/JEJIEHME A3MMyTA M TEOrPA^MqECKOfl UlMPOTbl BE3 3AnJ4CM BPEMEHM

Jleonojlbfl rieHHHbCKM

PesiOM e

B CTaTbe npeflcTaaneHa oóiuan KOHRermHH TO^Horo onpefleJieHwa a3WMy- Ta u reorpatJnmecKOH 111 wpoTbi 6e3 perMCTpMpoBaHMfl BpeMenn. Mcxoahmm no- JIO^eHMeM 5IBJIHIOTCH HaGjIIOfleHMfl 3Be3A Ha OflMHaKOBOfi BblCOTe, a OCHOBHbIMM 3JieMeHTaMH n3MepeHMH — oTCMeTbi Ha r0pH30HTa^bH0M Kpyre MHCTpyMeHTa, Ha HacaflOMHOM ypoBHe h Ha ypoBHe Horrebow-Talcott’ a. IlpMBefleHbi nsrrb Ba- pnaHTOB oTfle^bHbix cjiyMaeB o6mero pa3pemeHHH. OroicaHbi pe3yjibraTbi co6- CTBeHHbix Ha6^K»fleHMi5 m npoBeaeHHoro TeopenmecKoro aHajiH3a tomhoctm .

DETERMINATION OF THE AZIMUTH AND LATITUDE WITHOUT TIME REGISTRATION

Summary

In this paper a general idea is given of the accurate determination of the azimuth and the latitude without time registration. The stars have to be observed at the same horizontal elevation. The main elements of measurement are the readings of the hori­ zontal circle of the instrument, of the striding level and Horrebow-Talcott level. Five particular variants of the general solution are presented. The results of observations made by the Author are discussed as well as the theoretical analysis of accuracy.

Metody azymutalne spotykane w astronomii geodezyjnej można podzielić na dwie grupy. Pierw szą grupę określimy ogólnie wzorem: 108 Z pracowni i obserwatoriów

f> *m, a, 6, T, uGr) = 0. (1)

Jest to grapa metod, które wykorzystują związki zachodzące każdorazowo między azymutem gwiazdy, współrzędnymi geograficznymi miejsca obserwacji, współrzędnymi równikowymi gwiazdy, wskazaniem chronometru roboczego, oraz poprawką tegoż chrono­ metru względem czasu uniwersalnego. Zaliczymy do nich stosowaną powszechnie me­ todę wyznaczania azymutu z pomiau kąta godzinnego Biegunowej, metodę Kępińskiego, jak również metody łączne: Bielajewa, Cichowicza, Gougenheima, Niethammera, Ste- cherta-Opalskiego. Dragą grupę akreślimy |ogólnie waorem:

g(a, z, 8, f) = 0, (2)

Są to metody, które wykorzystują związki zachodzące między azymutem, odległo­ ścią zenitalną i deklinacją gwiazdy a szerokością geograficzną miejsca obserwacji. Wymienimy tu metodę wyznaczania azymutu z pomiaru odległości zenitalnej, oraz bez­ pośrednią metodę Radeckiego. Pierwsza z nich jest metodą przybliżoną, ponieważ błędy pomiaru odległości zenitalnej znacznie przewyższają błędy pomiaru kątów poziomych. Metoda Radeckiego ma zastosowanie do wyznaczania azymutów linii, położonych w po­ bliżu pierwszego wertykału. Moim celem było metodyczne opracowanie koncepcji dokładnego wyznaczania za­ równo azymutu jak i szerokości geograficznej bez rejestracji czasu. Zgodnie z dokona­ nym wyżej podziałem rozważania dotyczą grapy drugiej. Wstępnym założeniem jest obserwacja serii gwiazd na jednakowej wysokości. Wynikają stąd następujące korzy­ ści: 1) zwiększenie dokładności; błąd pomiaru odległości zenitalnej traci bowiem cha­ rakter błędu przypadkowego, a staje się błędem systematycznym zaobserwowanej serii; do obliczenia azymutu gwiazdy można użyć przybliżonej wartości odległości zenital­ nej zo, a niewiadomą poprawkę Az i jej wpływ na azymut wyznaczyć z opracowania materiału obserwacyjnego; 2) koło pionowe instrumentu wystarczy odczytać w przybli­ żeniu na początku i po skończeniu obserwacji; 3) do obserwacji mogą służyć instru­ menty o mało dokładnym kole pionowym. Zasadnicze elementy pomiaru stanowią: od­ czyty koła poziomego w momentach przejścia kolejnych gwiazd przez krzyż nitek, od­ czyty libeli nasadkowej i libeli łlorrebow-Talcotta. Znajomość czasu potrzebna jest tylko dla przygotowania i korzystania z efemeryd, a więc z dokładnością rzędu jednej minuty. Wzorem podstawowym jest wzór.

sin 8 = cos z • sin if - sin z • cos

Do obliczania azymutów przybliżonych może służyć wynikający z niego wzór:

cos oo= tg tpa • ctg zQ - s e c f 0 • cosec z0 • sin 8. (4)

Równanie obserwacyjne ma kształt:

/ d a da \ Mq + /W = H -( aa + — •Azlł v. (5)

Mo o znaczą przybliżoną wartość miejsca południa instrumentu, H — otrzymany z obserwacji odczyt kołla poziomego z uwzględnieniem odpowiednich poprawek, AA/, A

AM + F • + Z • Az = L + v. (6)

Wyrażenia na współczynniki F i Z otrzymamy różniczkując wzór (3). W toku redukcji (przy obliczaniu wyrazu wolnego L), należy uwzględnić poprawki: 1) o nachylenie osi poziomej obrotu lunety; wyznaczamy ją na podstawie odczytów libeli nasadkowej; 2) o zmianę wysokości osi celowej podczas obserwacji; wyznaczamy ją na podstawie odczytów libeli Horrebow-Talcotta; 3) o krzywiznę równoleżnika gwiazdy — w przy­ padku, gdy obserwujemy gwiazdę na kilku nitkach poziomych; 4) o wpływ aberacji do­ bowej; 5) o zmianę refrakcji spowodowaną zmianą temperatury i ciśnienia podczas obserwacji; 6) o kolimację; aby uniknąć systematycznego błędu miejsca południa, błędu spowodowanego ewentualnym błędem kolimacji, proponuje się obserwować dwie serie przy dwóch położeniach koła. Przy ustalaniu programu obserwacji przestrzegane s ą warunki:

45°< q 4 135°, (7)

(q oznacza kąt paralaktyczny gwiazdy), ,

20° < z < 75°, (8)

cos if ■ sin a > —. (9) 6

Dwa pierwsze z nich wynikają z analizy wzoru różniczkowego na błąd średni wy­ razu wolnego L. Trzeci warunek wyraża praktyczny postulat, by zmiana odległości ze- nitalnej gwiazdy o 10’ dokonywała się w czasie nie dłuższym niż cztery minuty. W toku obserwacji należy zachować symetrię względem miejscowego południka, to znaczy należy zaobserwować część gwiazd po wschodniej stronie południka, a część — po zachodniej. Powyższe sformułowania stanowią ogólne rozwiązania problemu będącego treścią omawianej pracy. Eliminując jedną z niewiadomych, otrzymujemy pięć różnych wa­ riantów. Wariant 1 dotyczy wyznaczania azymutu bez znajomości szerokości geograficznej i bez potrzeby jej wyznaczenia. Obs,erwacje wykonujemy na wysokości równej w przy­ bliżeniu wysokości bieguna. Jest to równoznaczne z założeniem:

zo=90°-fo. (10)

Zachodzi wówczas równość

F =-Z, (11)

a ró*wnanie obserwacyjne staje się równaniem poprawek o dwóch niewiadomych

AM + F’ • A E = L ’ + v, (12)

gdzie

AE = AAz. (13)

Pomysł zastosowania do obserwacji almukantaratu bieguna wysunął po raz pierw­ szy F. Guarducci. Uważał on jednak błędnie, że metodą tą można będzie wyznaczać łącznie azymut i szerokość geograficzną, co nie jest możliwe z uwagi na równość (11). 110 Z pracowni i obserwatoriów

Wariant II dotyczy łącznego wyznaczania azymutu i szerokości geograficznej z ob- serwacji gwiazd w pobliżu ich elongacji. Wariant ten wymaga pewnej modyfikacji spo­ sobu obserwacji. Dla każdej z gwiazd odczytujemy w przybliżeniu koło pionowe, nie odczytujemy natomiast libeli Horrebow-Talcotta. Aby w równaniu obserwacyjnym można było zaniedbać wpływ błędu pomiaru odległości zenitalnej, musi być spełniony wa­ runek:

IZ-AzI^AH', (14)

gdzie AIV jest wielkością zaniedbywalną. Przeprowadziłem analizę, z której wynika że warunek ten łatwo może być spełniony, je śli interwał czasu między momentem obser­ wacji a momentem elongacji danej'gwiazdy nie przekracza jednej, dwóch minnt. Równa­ nie obserwacyjne przybiera wówczas kształt:

A M + F ” . A

Wariant III dotyczy wyznaczania szerokości geograficznej bez znajomości miejsca południa instrumentu. Obserwowane na jednakowej wysokości gwiazdy łączymy w pary. Odejmując stronami napisane dla dwóch gwiazd równania obserwacyjne o postaci (6), otrzymamy:

(Fk - F{) ■ Af+ (Zk - Zj) • Az = (Lk - Li) + (vk - vt). (16)

W ten sposób eliminujemy całkowicie miejsce południa, kolimację, oraz bezwzględ­ ną wartość nachylenia osi poziomej obrotu lunety. W toku obserwacji wystarczy odczy­ tywać 1 i bel ę nasadkową w jednym położeniu. Miejsce południa instrumentu dla każdej pary gwiazd może być inne. Wariant IV również dotyczy wyznaczania szerokości geograficznej bez znajomości miejsce południa instrumentu. Obserwujemy serię gwiazd na jednakowej wysokości. Z równań typu (6) tworzymy średnie równanie sumowe:

AM+M-A

po czym odejmujemy je stronami od równań (6), otrzymując:

F - — )• A(P+ (Z)-A z = (L -^) + v. (18) N r N W

Dzięki takiemu postępowaniu zachowujemy wszystkie korzyści wariantu III, uzy­ skujemy natomiast skrócenie czasu obserwacji. Dbać jednakże musimy, by miejsce południa instrumentu podczas całej obserwacji było niezmienne. Wariant V poświęcony jest łącznemu wyznaczaniu azymutu i szerokości geogra­ ficznej. Po zaobserwowaniu serii gwiazd na jednakowej wysokości wyznaczamy sze­ rokość? geograficzną z równań poprawek typu (18), a następnie obliczamy miejsce po­ łudnia bezpośrednio ze wzoru (17). Wariant ten różni się od wariantu IV jedynie ko­ niecznością odczyty wania libeli nasadkowej w obu położeniach. Dla wszystkich wariantów podałem zasady ustalania programu obserwacji. Obli­ czyłem również zakresy azymutów i deklinacji gwiazd do obserwacji w wybranych szerokościach geograficznych. W tabeli 1 podane są zakresy stosowania poszczegól­ nych wariantów. Z pracowni i obserwatoriów 111

Zakresy stosowania poszciególnych wariantów

Wariant Z akres

I 15O<

Tabela 2 Teoretyczne błędy średnie typowych spostrzeżeń oraz wyznaczanych niewiadomych

Wariant 1 II III IV V V O m i t ~ (max *m ax 45° ! m ax * 55° b k " 45° *m ax“ Łm ax - 5 5 ° » 45° W ">a; m0 m in TTl o y j m * f m o m TTl ip m 0 TTl^p m Q TTl m ; , ; pary pary

II i, II II II II II 0 ° 1.7 0.5 2.0 0.5 1.1 0.5 1.4 0.5 o"4 0l5 10 — 1.4 0.5 0.3 1.7 0.5 2.1 0.5 1.2 0.5 1.4 0.4 0.5 0.5 15 1.0 0.3 1.4 0.5 0.3 1.8 0.5 2.1 0.5 1.2 0.5 1.4 0.4 0.5 0.5 30 1.1 0.4 1.5 0.5 0.3 2.0 0.5 2.4 0.5 1.4 0.5 1.6 0.4 0.5 0.6 45 1.5 0.5 1.7 0.6 0.4 2.6 0.6 3.1 0.5 1.7 0.5 2.0 0.5 0.6 0.8 52.1 1.7 0.6 1.8 0.6 0.4 3.1 0.6 3.5 0.5 2.0 0.5 2.3 0.5 0.R 0.9 60 2.2 0.8 2.1 0.7 0.5 3.8 0.6 4.4 0.5 2.5 0.5 2.9 0.5 1.3 1.1 70 3.3 1.2

Tabela 3 Wyniki obserwacji własnych

, Azymut Szerokość geogr. Ilość Data Wariant Koło gwiazd " ‘ yj at “ 4 V i' 1962 XI 5/6 II 8 L 2.3 256V 7 60.3 0.7 5 2°05 ' 51.8 0.6 XI 5/6 II 8 P 3.2 51.1 0.9 1963 IV 4/5 IV 9 L 3.0 52.6 1.3 VI 17/18 IV 8 P 2.3 56.3 1.0 VI 17/18 IV 9 L 3.3 57.9 1.3 VII 3/4 III 16 L 3.5 56.0 0.7 VII 21/22 II 8 L,P 1.6 60.4 0.7 55.3 0.4 VII 21/22 II 8 L,P 1.1 61.0 0.4 55.6 0.3 VII 22/23 V 8 P 2.8 57.2 1.0 VII 22/23 V 8 L 2.9 59.1 0.7 56.7 0.9 VII 23/24 I 8 L 2.0 VII 23/24 I 9 P 1.9 58.7 0.6 VII 24/25 1 8 P 3.6 VII 24/25 1 8 L 1.9 62.0 0.7 X 13/14 III 18 P 2.5 55.5 0.7 X 15/16 II 8 L,P 1.3 58.4 0.5 55.8 0.5

V 112 Z pracowni i obserwatoriów

Następnie przeprowadziłem teoretyczną analizę dokładności. Dla każdego wariantu obliczyłem przewidywane błędy średnie typowego spostrzeżenia i wyznaczanych nie­ wiadomych, wyrażając je jako funkcje błędów: celowania, odczytu i podziału koła po­ ziomego, deklinacji gwiazdy, nachylenia osi poziomej obrotu lunety, stałości odległości zenitalnej. Obliczenia wykonałem dla pewnego uproszczonego modelu obserwacyjnego, przyjmując dane instrumentalne odpowiadające teodolitowi klasy Wild T-4, oraz ilość gwiazd w serii N - 8. Uzyskane wyniki sąprzedstawione w tabeli 2. W okresie od listopada 1962 roku do października 1963 roku wykonałem w Obserwa­ torium Józefosław przy pomocy teodolitu Wild T-4 szesnaście serii obserwacji, obej­ mujących łącznie 149 gwiazd. Rezultaty tych obserwacji zawiera tabela 3. Z LITERATURY NAUKOWEJ

EWOLUCJA GWIAZD W GROMADACH KULISTYCH

B. PACZYŃSKI

Ewolucja gwiazdy po odejścia od ciągu głównego jest już dość dobrze znana. Po wypaleniu się ok. 12% wodoru w jądrze ewolucja ulega przyśpieszeniu. Wytwarza się izotermiczne, bezwodorowe jądro. Produkcja energii jądrowej zachodzi na jego powierzchni. W wyniku niejednorodności składu chemicznego we wnętrzu gwiazdy rozpoczyna ona ewolucję w kierunku czerwonych olbrzymów. Jeżeli gwiazda ma masę równą masie Słońca, izotermiczne jądro staje się zdegenerowane. Masa zawarta w jądrze stopniowo wzrasta. Wzrasta też temperatura centralna i gęstość. W pewnym momencie, mniej więcej wtedy, gdy gwiazda znajduje się na wierzchołku gałęzi olbrzymów w gromadach kulistych, następuje w jądrze zapalenie się helu. Na skutek własności materii zdegenerowanej (niezależność ciśnienia gazu od temperatury) następuje tak zwany „helium flash” — w ciągu paru sekund „zapala” się hel w całym jądrze. Olbrzymie ilości energii idą na oddegenerowanie jądra. Strumień energii jest tak wielki, że wytwarza się konwekcja obejmująca znaczną część helo­ wego jądra. Dalsza ewolucja zależy od tego, czy konwektywne jądro będzie się rozciągało aż do warstw bogatych w wodór, czy też nie. Gdyby konwekcja objęła także bogatą w wodór otoczkę gwiazdy, otrzymalibyśmy model jednorodny chemicz­ nie, lecz o zwiększonym (w stosunku do stadium ciągu głównego) średnim ciężarze molekularnym. W wyniku przemieszania gwiazda znalazłaby się ponownie na ciągu głównym, lecz. ze względu na zmieniony skład chemiczny jasność jej byłaby znaczr- nie większa niż na początku ewolucji. Modele gwiazd policzone przez Rarma i S ch w a r zs ch i 1 d a [l] nie dają jasnej odpowiedzi na pytanie, czy w wyniku „helium flash” nastąpi, czy nie nastąpi wymieszanie materii w całej gwieździe. Nie można więc, jak dotąd, powiedzieć, jak z punktu widzenia teorii budowy wewnętrznej wygląda ewolucja na gałęzi hoiyzon- talnej na diagramie H—R dla gromad kulistych, to znaczy w jakim przebiega ona ki erunku. Odpowiedź na pytanie: w jakim kierunku przebiega ewolucja gwiazd znajdują­ cych się na gałęzi horyzontalnej stara się dać. N.J. Woolf [2] na drodze obserwacyj­ nej. Badał on koncentrację różnych gwiazd w gromadzie kulistej M3. Okazało się, że największą koncentrację ku środkowi gromady wykazują czerwone olbrzymy, mniej­ szą gwiazdy znajdujące się na niebieskim skraju gałęzi horyzontalnej, jeszcze mniej­ szą gwiazdy typu RR Lyrae i najmniejszą gwiazdy zajmujące żółty koniec gałęzi horyzontalnej. Woolf interpretuje ten efekt jako segregację wynikający z różnic masy. Oort i van Herk [Ś] szacują czas relaksacji dla gwiazd w gromadach kuli­ stych na około 10’ lat. Czas, który spędza gwiazda na gałęzi horyzontalnej wynosi wg Woolfa [4j ok. 2.10* lat. Czasy te są porównywalne. Je że li gwiazda pomiędzy stadium czerwonego olbrzyma i stadium gałęzi horyzontalnej traci ok. 20% swej masy, wówczas obserwowane różnice w koncentracji różnych gwiazd ku środkowi gromady byłyby wynikiem ekwipartycji energii pomiędzy gwiazdami o różnych masach. 114 Z literatury naukowej

Gwiazdy mniej masywne powinny wykazywać mniejszą koncentrację. Najmniejszą koncentrację powinny wykazywać w myśl tej teorii gwiazdy, które stracić już zdążyły największą część masy, bądź w których ta utrata miała miejsce najdawniej. Tak więc im mniejsza koncentracja gwiazd ko środkowi gromady kulistej, tym bardziej zaawansowana powinna być ich ewolucja. Rozważania te w połączeniu z wynikami obserwacji zdają się wskazywać, że po stadium czerwonego olbrzyma gwiazda szybko (być może na skutek „helium flash” ) przeskakuje na niebieski koniec gałęzi horyzon­ talnej i następnie kontynuuje swą ewolucję poruszając się w kierunku żółtego krańca gałęzi horyzontalnej. Nie jest wykluczone, że każda gwiazda w gromadzie kulistej przechodzi przez stadium mgławicy planetarnej. W tym stadium, jak też w stadium czerwonego olbrzyma czy zmiennej typu RR Lyrae, może zachodzić znaczna utrata masy, konieczna do wytłumaczenia różnic w koncentracji do środka gromady gwiazd różnych typów.

LITERATURA

Cl^R. Harm, M. Schwarzschild, 1964, A p.J. 139. 594. [ 2 ] N .J. Woolf, 1964, A p.J. 132, 1081. [3] J.H . Oort, G. van Herk, 1959, B .A .N . 14, 299. [4 ] N .J. Woolf, 1962, A .J. 67, 286. PRACA R. AMPELA O ASOCJACJACH W KASJOPEI

K. SERKOWSKI

W jednym z ostatnich zeszytów „Acta Astrnnomica” ukazała się praca R. Ampela (1964) poświęcona asocjacjom Cas III, Cas IV i Cas V. W obszarach nieba obejmujących te asocjacje przeprowadzona została na podstawie nowo opracowanych kryteriów dwuwy­ miarowa klasyfikacja widmowa oraz wyznaczone zostały w dawnym systemie między­ narodowym fotograficzne i fotowizualne wielkości gwiazdowe dla 275 gwiazd wczes­ nych typów widmowych, jaśniejszych od 12m. Na podstawie tego materiału obserwa­ cyjnego skonstruowano diagramy ilustrujące zależność ekstynkcji międzygwiazdowej od odległości gwiazd, a także wyznaczono odległości poszczególnych asocjacji oraz ich wiek. Obliczona również została gęstość przestrzenna gwiazd w poszczegól­ nych przedziałach jasności absolutnej oraz funkcje świecenia dla asocjacji. Sposób opracowania i przedstawienia uzyskanego przez Autora tej pracy materiału obserwa­ cyjnego oraz wyciągane wnioski budzą jednak pewne zastrzeżenia. Dwuwymiarowa klasyfikacja widmowa gwiazd wczesnych typów w badanym obszarze w Kasjopei wykonana została na podstawie zdjęć uzyskanych przy po­ mocy pryzmatu obiektywowego, przy czym ilościowe schematy klasyfikacyjne opra­ cowano na podstawie klasyfikacji MK zawartych w katalogu Hiltnera (1956). Spośród 60 gwiazd w badanym obszarze zawartych w katalogu Hiltnera, 30 wy­ korzystanych było do opracowania schematów klasyfikacyjnych, a pozostałych 30 gwiazd użytych było jedynie do sprawdzenia dokładności wyników. Rezygnowanie z wykorzystania tych ostatnich 30 gwiazd przy opracowywaniu schematów klasyfika­ cyjnych nie wydaje się uzasadnione; istnieją bowiem liczne metody określania dokład­ ności wyników, które można by zastosować w przypadku wykorzystania wszystkich 60 gwiazd do opracowania schematów klasyfikacji. Sposób określania podanych w pracy klas jasności gwiazd typów widmowych późniejszych niż B3 nie wydaje się być wystarczająco obszernie wyjaśniony; na rys. 3a omawianej pracy, przedstawiającym schemat dla określania jasnosci absolut­ nych gwiazd, jest bowiem tylko jedna gwiazda typu późniejszego niż B3. Dobór skal na osiach tego rysunku utrudnia ocenę odchyleń poszczególnych punktów od poprowa­ dzonej przez nie krzywej. Użyta do dwuwymiarowej klasyfikacji widmowej dyspersja jest mniejsza od za­ zwyczaj do tego celu stosowanej i rekomendowanej przez autorów klasyfikacji MK; czytelnik może więc nie być pewny, czy zgodność uzyskanych wyników z klasyfika­ cją MK podaną w katalogu Hiltnera jest zadowalająca. Porownanie takie, a tym samym ocena wartości klasyfikacji, nie są jednak możliwe; spośród 60 gwiazd wspól­ nych z Hiltnerem podane są bowiem w tablicy 2 omawianej pracy wyniki tylko dla 49 gwiazd (zestawionych w zamieszczonej niżej tabelce), spośród których typ, widmowy według ilościowej klasyfikacji podanej w tablicy 2 jedynie dla 4 gwiazd (mianowicie G/15, V—A/36, V—D/18 oraz V— E/28) różni się od typu podanego w kata­ logu Hiltnera. Klasa jasności natomiast, podana w kolumnie S^ tablicy 2, tylko dla jednej gwiazdy (oznaczonej G/4) różni się, i to zaledwie o jedną klasę, od oceny podanej przez Hiltnera; dla pozostałych 48 gwiazu obie oceny są identyczne. 116 Z literatury naukowej

Ponieważ podany w pracy błąd klas jasności oparty na porównania z H i 1 tu erem wynosi - ± 0.6 klasy, nasnwa się przypuszczenie, że może dla niektórych gwiazd podanej są w tablicy 2 klasyfikacje z katalogu Hiltnera, zamiast klasyfikacji przeprowadzonych opisaną w pracy metodą ilościową. Identyfikacja gwiazd Hiltnera w tablicy 2 jest zresztą — wobec niepodawa- nia innych oznaczeń gwiazd, niż wprowadzone przez Autora — możliwa jedynie na podstawie odczytywania współrzędnych galaktycznych gwiazd na rys. Ib, lc, ld, nieco utrudnionego przez to, że skale tych rysunków są w niektórych miejscach prze­ sunięte o około 0°1 (z tego powodu nie jest wykluczona możliwość błędnej identyfika­ cji niektórych gwiazd w załączonej do niniejszej notatki tabelce). Pominięcie w tablicy 2 jedenastu gwiazd OB w badanych obszarach, które to gwiazdy oznaczo­ ne są w katalogu Hiltnera numerami: 17, 26. 29, 30 , 31, 36 , 37, 66, 1227, 1229 oraz 1256, * pozostaje w pewnej kolizji z twierdzeniem na str. 56 omawianej pracy, że ,,wielkości fotograficzne i wskaźniki barwy podane\ są w tablicy 2 prawdopodobnie dla wszystkich gwiazd OB w Cas 111 — Cas V, jaśniejszych niż 12m”. Mogłoby być korzystne porównanie przedstawionych w tej tablicy wyników z rezultatami badań jasności i typów widmowych gwiazd, które — jak to jest wspomniane we wstą>ie •pracy — wykonali dla licznych gwiazd w tym samym obszarze nieba Brodskaja. Reddish oraz Slettebak i Stock. Klasy jasności podawane w kolumnie S tablicy 2 dla gwiazd słabszych od 11?5 uzyskane były, jak czytamy, w sposób następujący: „sklasyfikowane typy widmowe gwiazd użyte były dla obliczenia odległości i między gwiazdowej ekstynkcji przy różnych założeniach, mianowicie, że gwiazda jest karłem, olbrzymem lub nad- olbrzymem. Ten przypadek był wybierany, który dawał najbardziej prawdopodobną wartość ekstynkcji”. Wobec ogromnych fluktuacji w wartościach ekstynkcji między- gwiazdowej nawet dla gwiazd blisko siebie położonych oraz istnienia w odległości zaledwie 250 pc gwiazd o ekstynkcji, fotograficznej przekraczającej 2m (np. w groma­ dzie Stock 2 w Perseuszu), użyteczność klas jasności wyznaczonych powyższą metodą nie jest oczywista; oznaczanie ich cyframi rzymskimi wydawać się może nadużywa­ niem nomenklatury Morgana i Keenan a. Na rys. 4a i 4b omawianej pracy do konstruowania „krzywych ekstynkcji” użyte są m.in. gwiazdy o odległościach wyznaczonych w oparciu o klasy jasności oszacowy­ wane właśnie w opisany wyżej sposób na podstawie ekstynkcji międzygwiazdowej. Spośród gwiazd o małej ekstynkcji takimi gwiazdami o klasyfikacji S naniesionymi na rys. 4a lub 4b są np. IV/25, IV/40, IV/53 i V—C/34. Ponieważ już w samym sposobie oszacowywania odległości tych gwiazd tkwi założenie, że ekstynkcja wzrasta z odległością, nie można na podstawie rys. 4a i 4b, na których te gwiazdy s nanie­ sione, wyciągać wniosków o wzroście ekstynkcji z odległością gwiazd, Na rys. 4a i 4b na wzrost taki nie wskazują gwiazdy znajdujące się w odległościach większych, niż 2.2 kpc; nie jest jasne, w jaki sposób zostały wykręślone na tych rysunkach „krzywe ekstynkcji” , wydające się nie mieć związku z punktami, reprezentującymi na tych rysunkach poszczególne gwiazdy. Ponieważ części rysunków 4a i 4b odpowiadające małym odległościom mogą być nieco zniekształcone przez użycie gwiazd o klasyfikacji S, wydaje się, że mate­ riał obserwacyjny przedstawiony na tych rysunkach nie wnosi wiele nowego w sto­ sunku do reprodukowanych obok podobnych diagramów, opartych jedynie na obserwa­ cjach Hiltnera (1956). Diagramy te nie wskazują na wzrost ekstynkcji z odległością. Oglądając te diagramy oraz rysunki 4a i 4b omawianej pracy można mieć pewne wątpli­ wości co do realności asocjacji Cas III, Cas IV i Cas V. Nie wydaje się też wy­ nikać w oczywisty sposób z rys. 4a i 4b proponowany podział asocjacji Cas V na dwie asocjicje oraz wniosek (na str. 71), że „przestrzęń pomiędzy ramionami spiral­ nymi wydaje się być zapełniona większą ilością pyłu niż przestrzeń wewnątrz nich”. Z literatury naukowej 117

W przedziale odległości oznaczonym na rys. 4a jako odpowiadający asocjacji Cas III nie ma na tym rysunku ani jednej gwiazdy z obszaru wspomnianej asocjacji: wszystkie zbadane w pracy gwiazdy w rejonie asocjacji Cas III leżą w odległości większej niż 1180 pc. Budzi więc pewne zastrzeżenia przyjmowanie jako odległości tej asocjacji wartości 1000 pc ± 10% i propozycja nazywania asocjacją Cas III wszyst­ kich gwiazd w rejonie Kasjopei znajdujących się w tej właśnie odległości. Mający oddzielać tę grupę gwiazd od asocjacji Cas IV spadek gęstości przestrzennej gwiazd w przedziale odległości pomiędzy 1 kpc i 2 kpc nie jest na rys. 4a wyraźnie do­ strzegalny. Kalibracja fotometrii fotograficznej opiera- się na wykonanych przez Autora oma­ wianej pracy fotoelektrycznych pomiarach 23 gwiazd w asocjacji Cas IV. V; pracy nie jest wspomniane o tym, że spośród tych gwiazd cztery mierzone były fotoelektrycz- nie przez Hiltnera (1956), który dla dwóch z nich (tych mianowicie, które mają małe wskaźniki barwy) uzyskał wyniki znacznie różniące się od podanych w tablicy 1 omawianej pracy. Mianowicie dla gwiazd IV/44 oraz IV/50 różnice fotoelektrycz­ nych wartości ^Hi]tner — ^Ampel wynoszą odpowiednio -0717 oraz +0720, zaś różnice we wskaźnikach barwy B—V wynoszą +0704 oraz -0708. Te rozbieżności wydają się trudne do pogodzenia z podanym w pracy błędem średnim fotoelektrycznych wartości ^Ampel wynoszącym Oy ■ ±0702. Z tekstu pracy nie wydaje się wynikać, aby do kalibracji fotograficznej foto­ metrii wykorzystywane były fotoelektryczne obserwacje Hiltnera lob ciągi stan­ dardów fotoelektrycznych w położonych w pobliżu badanego obszaru gromadach NGC 129 i NGC 225 (Hoag et al. 1961). Zestawione w tabelce towarzyszącej niniejszej notatce różnice Pjjiltner — mv (gdzie m„ ~ mp — c) oraz (B—^Hiltner — c pomiędzy wynikami foto elektrycznym i Hiltnera a otrzymanymi z fotometrii fotograficznej wartościami mv oraz c, wynikającymi z tablicy 2 omawianej pracy, wykazują pewne regularności. Mianowicie różnice ^Hiitner — są bliskie zera dla obszarów Cas III, a zwłaszcza Cas V(/zaś są znacznie większe Co do wartości bezwzględnej dla obsza­ rów G oraz Cas IV. Średnia kwadratowa różnica ^Hiltner — mv gwiazd w obszarze Cas V wynosi ±07015, a więc mniej, niż błąd średni jednej wartości w katalogu Hiltnera, co sugerowałoby, że pomiary Hiltnera użyte były do kalibracji fotogra­ ficznych pomiarów w tej właśnie asocjacji. Stosowanie przy obliczaniu wskaźników barwy poprawek B—P wziętych z tablic „Astrophysical Quantities” Allena z 1955 r. nie wydaje się dostatecznie uzasad­ nione. System fotometryczny UBV został bowiem głównie dla tego wprowadzony, że dawne wielkości fotograficzne P silnie zależały od przepuszczalności bliskiego ultrafioletu przez optykę stosowanego przy obserwacjach instrumentu. Różnice B—P zależą więc przede wszystkim od przepuszczalności optyki oraz od ekstynkcji między- gwiazdowej, czego tablice Allena nie uwzględniają. W związku z powyższym, jak widać z załączonej tabelki, różnice pomiędzy wskaź­ nikami barwy B — V Hiltnera oraz c Ampela zawierają się w bardzo szerokich granicach, np. w samym tylko obszarze G od -0710 do +0750, podczas gdy według tablic Allena, które były stosowane przy obliczaniu ekstynkcji, dla wszystkich gwiazd w załączonej tabelce (B-V)- c zawiera się w granicach od +0710 do +0713. Rozpiętość różnic w wynikających z tych wskaźników wartościach fotograficznej ekstynkcji a (w pracy nie jest objaśnione, co oznacza symbol a) jest jeszcze 4-krotnie większa, przekracza więc dla obszaru C dwie wielkości gwiazdowe. Można więc przypuszczać, że tego rzędu jest rozrzut wartości a na rys. 4a wynikający z samych tylko błędów pomiarów wskaźników barwy. Dla objaśnienia sposobu obliczania funkcji gęstości przedstawionych na rys. 5 nie wydaje się być wystarczające stwierdzenie, że otrzymane one zostały metodą opisaną w podręczniku Trumplera i Weaver a. Problem ten jest bowiem klasy cz- 118 Z literatury naukowej nym przykładem działania efektów selekcji, których eliminacja nie jest w pracy opi­ sana; zarówno krzywe na rys. 5 jak i na rys. 7 mogą budzić obawy, te zawdzięczają swój kształt głównie efektom selekcji. Rysunek 6 przedstawiający schematycznie różnice w kształcie diagramów H—B dla poszczególnych asocjacji w Kasjopei wydaję się mieć słaby związek z wynikami obserwacji; być może więcej mówiłyby diagramy, na których byłyby* naniesione po­ szczególne gwiazdy. Wobec ogromnego rozrzutu odległości gwiazd w asocjacjach, efektów selekcji i stosunkowo niewielkiej liczby nadolbrzymów (po kilka w każdej asocjacji) można mieć wątpliwości, czy różnice w kształcie opartych na obserwa­ cjach fotograficznych diagramów H —R dla poszczególnych asocjacji i w otrzymanym stąd wieku asocjacji mogą być realne. Używany tu sposób określania wieku asocjacji wydaje się ustępować metodzie podanej przez Johnsona (1960), zaś stosowane do obliczania wieku asocjacji poprawki bolometryczne wzięti- z tablic Allena mogą być błędne, o całą wielkość gwiazdową, gdyż nie uwzględniają deficytu promieniowa­ nia ultrafioletowego gorących gwiazd wykazywanego przez obserwacje wykonywane z rakiet (Steelier i Millig-an 1962). Nie jest oczywiste, czy słuszne jest sprawdzanie hipotezy ewolucyjnej F i e- sienkowa i Masiewicz w oparciu o obserwacje asocjacji, których samo istnie­ nie może być podawane w wątpliwość; wydawałoby się, że byc może lepiej do sprawdzania tej hipotezy i do dyskusji funkcji świecenia nadawałyby się te gromady otwarte, dla których mamy fotoelektryczną fotometrię wielu setek gwiazd i znacznie lepszą gwarancję kompletności zliczeń jaśniejszych gwiazd. Hipoteza Fiesienkowa i Masiewicz nie wydaje się zresztą tłumaczyć diagramów H— R dla gTomad gwiezd­ nych. Pewne wątpliwości budzi posługiwanie się przy sprawdzaniu tej hipotezy opartymi na sprzecznych z nią założeniach wynikami Sandage a. Podsumowując powyższe uwagi można stwierdzić, że wykorzystywanie dla dal­ szych badań przedstawionych w pracy R. Am pel a wyników obserwacji lub wyciąg­ niętych z nich wniosków mogłoby natrafiać na poważne trudności; problem wyjaśnie­ nia struktury asocjacji w Kasjopei wymaga dalszych obserwacii.

Porównanie katalogów Ampela i Hiltnera dla obszaru asocjacji

Cas III, Cas IV i Cas V Hiltner Ampel Hiltner Ampel ^ H ilt-mt> (fl-v)HiU- c Nor No. ^R il t — mv < B - n Hiit-c No. No. C as III Obsz iry G i H

10 i n /12 O'PQO +0*11 45J G/15 + .2 7 - . 10 12 m / 9 + .01 + .03 46 G/13 + .0 4 + .0 9 13 m/i -.03 + .17 47 G /9 - .0 1 + . 11 14 m / 2 +.02 + .08 51 C /7 T.01 • +. 21 16 i n / i 4 - .0 6 + . 10 52 G /6 + .0 2 + . 12 Cas IV 53 G/21 — • 23 + . 27 O 22 IV / 52 -1. 36l i -3 + .3 3 + . 28 23 IV /37 -0.01 + . 19 55 G /4 .00 + . 50 24 IV /9 - .0 2 + . 16 56 G /5 + .0 2 + .0 7 27 IV / 30 + .08 - .0 3 57 G/22 -r. 07 + . 20 33 IV /29 + . 26 + . 19 58 G /20 59 G/19 +. 12 34 IV/50 + . 10 +. 14 - .1 0 + . 18 38 IV /27 + .30 - . 13 60 G /3 - .0 3 39 IV / 45 +,.05 + . 13 61 G /2 + .0 6 -.01 40 IV/5 + . 15 -.03 62 G / l + .02 + . 21 41 IV / 44 - . 21 + .23 63 G/23 .00 + . 13 Z literatury naukowej 119

Hiltner Anipel HiJtner Ampel VH ilt-mv (B-V>H ilt—c No. No. ^H ilt mv (fi-K)HiH-c No. No.

65 G/31 -.01 + • 14 72 G/26 .00 + . 13 11 H / 13 - .0 7 + . 27 1240 V—C/4 +.03 + .17 Cas V 1241 V-E/28 .00 +.15 1226 V -B /49 .00 + . 23 1242 V -A /36 +.01 +.14 1228 V -B/47 .00 + . 22 1243 V -A/28 + .01 + . 27 1231 V -A /8 + .02 + . 15 1246 V —Tl/ 16 .00 + . 12 1233 V -A/11 + .01 + . 13 1251 V—D/18(?) ...... 1235 V - A /3 .00 + . 12 1254 V -D /38 .00 +. 13 1258 V -D /26 .00 + . 18 1237 V-A/16 + .0 4 +. 15 0 .0 0 + . 16 1238 V -C /33 - .0 1 + . 14 1259 V -C /48

1 Chyba błąd zecerski w pracy Hiltnera lub Ampela. 2Według Hiltnera typ BO Ib, zaś według Ampela AO Ib; również chyba błąd zecerski ■ jednej z tych prac.

Cas'III x CasIV A King 16(G) 3£»

aa a A a A 2 -

wg. Hiltnera

Cas V wg. Hiltnera

3£d - u

r \ m _

3 r(kpc)

Rys. 1. Diagram Hiltnera dla obszaru G i dla obszarów asocjacji Cas IIIV Cas IV i Cas V 120 Z literatury naukowej

LITERATURA

A m p e l, R., 1964, A.A., U , 52-72. H ilt n e r , W. A., 1956, Ap. J. Suppl., 2, 389. Ho a g, A. A., Johnson, H>U, 1 ri art e, B., Mi t c h el 1, R. I., H a ll am, K. L., S harpies s. S., 1961, Publ. U.S. Naval Obs., 17/VII. Johnson, IT. L., 1960, Lowell Obs. Buli., 5j 17. Stecher, T .F ., Milligan, J. E., 1962, Ap. J«, 136, 1.

UWAGI AUTORA OMAWIANEJ PRZEZ K. SERKOWSKIEGO PRACY

R. AMPEL

Czuję się w obowiązku odpowiedzieć doc. K. Serkowskiemu w związku z Jego artykułem dotyczącym mojej pracy poświęconej asocjacjom Kasjopei (1964). Autor zarzuca mi, że nie zamieściłem następujących gwiazd w tablicy nr 2: 17, 26, 29, 30 , 31, 36 , 37 , 66, 1227, 1229 oraz 1256 (wg nomenklatury Hiltnera). Za­ pewniam, że gwiazdy te tam figurują pod następującymi numerami: 1227 - V—B/22, 1229 - V-B/19, 1256 = V-C/18, 26 - 111/24, 29 - IV/3, 31 - IV /4, 37 - IV/14, 36 - IV/46. A oto trzy pozostałe gwiazdy już nie oznaczone przez Recenzenta: 21 ■ H/2, 25 - H/l oraz 19 * H/3. Zaś gwiazdy 30 i 66 (wg Hiltnera) znajdują się poza zasięgiem mojej kliszy. (Widmo gwiazdy 17 jest pokryte innym widmem). Recenzent zarzuca mi, że do zbudowania schematów klasyfikacyjnych nie wy­ korzystałem wszystkich 60 gwiazd zamieszczonych w katalogu Hiltnera, znajdu­ jących się w badanej okolicy. Schematy klasyfikacyjne zbudowałem istotnie z 30 gwiazd. Każda z nich miała po 15 pomiarów absorpcji w liniach wodoru, helu i metali wyrażo­ nych w wielkościach gwiazdowych, co w sumie dawało 450 pomiarów. Ta ilość danych wystarczała do zbudowania schematów klasyfikacji w przedziale badanych gwiazd. Z kolei 30 pozostałych gwiazd z katalogu Hiltnera klasyfikowałem na omowio- nych schematach niezależnie od wartości podanych przez tego autora. Dopiero uzyska­ ne wyniki dla kontroli porównałem z danymi Hiltnera. Uzyskałem wystarczająco dobrą zgodność z tego porównania, aby używać schematów do określania typów widmowych i klas jasności. Dlatego dziwi mnie, że Recenzent czyni mi zarzut z tego tytułu, iż ,,typ widmowy jedynie dla 4 gwiazd” oraz klasa 1 gwiazdy różni się od wartości podanych przez Hiltnera. Jednocześnie Recenzent sugeruje, że „może dla niektórych gwiazd podane są w tablicy 2 klasyfikacje z katalogu Hiltnera zamiast klasyfikacji przeprowadzo­ nych _ opisaną w pracy metodą ilościow ą” . {Sugestie powyższe mają swoje źródło w mylnym odczytaniu - + 0?6 for the luminosity value, które wyraża dys­ persję jasności absolutnych w wielkościach gwiazdowych, a nie ± 0.6 klasy, jak podaje Recenzent. Co do zastrzeżenia, że użyta dyspersja do dwuwymiarowej klasyfikacji „jest znacznie mniejsza od zazwyczaj stosowanej” , pragnę zwrócić uwagę Recenzentowi m.in. na pracę M. Hack (1953) dotyczącą klasyfikacji ilościowej gwiazd w dyspersji jeszcze mniejszej, a mianowicie 225 A/mm przy Hy. Ponadto warto zauważyć, że w dyspersji ok. 300 A/mm opracowuje się widma i linie emisyjne gwiazd nowych, komet itp., a wyniki, tę nie bywały kwestionowane. Z tego wynika, że dyspersje 150 A / mm i 210 A/mm mają jeszcze większe szanse, aby się nadawać do klasyfika­ cji ilościowej. Klasyfikacja dwuparametrowa, MK polega na wizualnej inspekcji i ocenie pozornych ilości i natężeń linii widmowych w dyspersji 125 A/mm przy Hy. Dzisiaj ją adoptowano do widm szczelinowych i obiektywowych, do ilościowego klasyfikowania i różnych dyspersji. Uważam, że gwiazdy wczesne są bez porównania trudniejsze do klasyfikowania w systemie MK sposobem inspekcji, niż gwiazdy Z literatury naukowej 121 typów późniejszych. Stąd moja decyzja podjęcia klasyfikacji metodą spektrofotometrycz- ną, bardziej pracochłonną, ale za to o wiele dokładniejszą. Odnośnie rys. 3a wyjaśniam, że mała jego czytelność jest wynikiem dużego po­ mniejszenia rysunku przez Redakcją. Na pytanie, w jaki sposób odczytane były jasności gwiazd późniejszych typów niż B3, wyjaśniam, że uśrednione wielkości typów widmo­ wych i klas jasności uzyskane ze schematów umieszczonych na rysunkach 3b i 3c pozwalają niezależnie od rysunku 3a uzyskiwać jasności absolutne, o ile przypisze się im jakieś wartości, wzorce, np. dla gwiazd wczesnych typów mogą to być dane zalecane przez Johnsona i Iriarte [4]. Wyniki z rysunku 3a dawały uzupełniającą informację wchodzącą do wartości średniej M W związku z uwagą dotyczącą klasyfikowania gwiazd słabszych od 11^5 w opar­ ciu o widma o dyspersji 570 rt/mm informuję, że dla gwiazd OB możliwe jest tylko uzyskiwanie typów widmowych. Zdawałem sobie sprawę, że obliczenie ich klas jasności może być obarczone dużym błędem i dlatego zostały one umieszczone w osobnej kolumnie. Błąd średni fotoelektrycznych wartości V (oy • ± 0702) odnosi się do nawiąza­ nia do Plejad, a nie jak odczytał Recenzent, do wartości Hiltnera. Pomiary jasności fotoelektrycznych {B, V) dokonałem fotometrem fotoelektrycznym w Obserwatorium w Saltsjobaden na wiosnę 1960 r. pod kierunkiem doc. G. L a rs s on-L e an d e r a. Gwiazdy te były kalibrowane na Plejadach jako wzorcu zalecanym przez Johnsona. Opraco­ wałem je zgodnie z wymogami i nie widzę potrzeby traktować fotometrii sztokholm­ skiej mniej ufnie niż fotometrii Hiltnera. Nie nawiązałem fotometrii 23 gwiazd do pobliskich ciągów standardowych w gromadach NGC 129 i NGC 225 z tej prostej przy­ czyny, że w owym czasie jeszcze nie były opracowane (H o a g et al. 1961). Gwiazd opracowanych przez Hiltnera nie można było wykorzystać jako standardu, ponieważ ich zakres jasności (głównie 8—10m) nie odpowiadał wymogom fotometrii fotogra­ ficznej. Recenzent sugeruje, że wykorzystałem w mojej pracy jasności fotoelektryczne Hiltnera do kalibracji okolicy Cas V. Sugestie te powstały w oparciu o małe różnice ^Hiltnera ~ mv z mojej pracy. Warto podkreślić, że również praca Brodskiej (1955) opublikowana na rok przed pracą Hiltnera potwierdza, że metodą fotograficzną można uzyskać dobre wyniki. Dla ilustracji powyższego przytaczam zestawienie po­ danych w wątpliwość jasności opracowanych przeze mnie (patrz tabl. Recenzenta) z wartościami Hiltnera i Brodskiej. W dwu wypadkach jasności mv Brodskiej i V Hiltnera są identyczne, w następnych dwóch różnią się o 0701 i po jednym przypadku różnice wynoszą 0™03, 0704, i 0705 a cr= ± 0“ 02.

Porównanie jasności m„ Brodskiej i V Hiltnera dla Cas V

Hiltner Brodskaja Hiltner Brodskaja V -my No No V mv

1231 4518 8.77 8.77 0.00 1233 4578 8.65 8.62 +0.03 1237 4889 9.29 9.25 +0.04 1238 5014 9.72 9.77 -0.05 1242 5221 0.84 9.84 0.00 1229 4357 9.95 9.94 +0.01 1256 5728 9.87 9.86 +0.01

Zagadnienie bardzo dobrej zgodności jasności fotograficznych i fotowizualnych w obszarach Cas III i Gas V może rodzić zadowolenie (odpowiada to głównie gwiazdom ok. 9m). System toruński fotograficzny, a zwłaszcza fotowizualny, daje takie wyniki. A .potwierdzają tę opinię np. V. S. Vorośylov, S. G. Gordeladze i inni (1962). 122 2 literatury naukowej

Po przedyskutowaniu innych systemów, nawiązali oni swoje systemy fotograficzne i fotowiznalne do systemu toruńskiego. (W oparciu o ten system wyznaczyli jasności 22.000 gwiazd). Warto wziąć pod uwagę rysunek podany przez Recenzenta. Naniesione tam zostały dane Hiltnera. Dyspersja na rysunku odpowiadająca Cas V w porównaniu z dyspersją Cas IV jest mniejsza, podobnie jak w mojej pracy. Powyższe spostrzeżenie, a także fluktuacje wartości (B-V)—c dla rejonów G i IV w porównaniu z V mogą być intere­ sujące dla dalszych badań nad ośrodkiem międzygwiazdowym, a także gwiazd wypeł­ niających te miejsca. Zdaję sobie doskonale sprawę, że ideałem byłoby uzyskać dla wszystkich gwiazd badanych widma szczelinowe w dużej dyspersji i fotometrię fotoelektryczną wielo­ barwną. Ale które z obserwa­ toriów na swiepie udostępniło­ by swoją aparaturę na okres zbierania materiału dla 2/5 gwiazd? A więc skoro jest to nieosiągalne, nie pozostało mi nic innego, jak opracowac jasności techniką fotogra­ ficzną i użyć widm z pryzmatem obiektywowym. Recenzent uważa, że jest „niedostatecznie uzasadnione” korzystanie z tablic Allena (Astrophysical Quantities 1955). Kiedy w 1960 roku opracowy­ wałem jasności, tablice te były wówczas ich podstawą. To, że występują większe różnice w (Ii — V)~ c (tabelka cytowana w recenzji) nie świadczy o złych czy dobrych wyznaczeniach jasności. Na­ leży pamiętać, że wśród gwiazd Rys. Ir Diagram K-R dla asocjacji Cas III i Cas IV: 0B JeSt SZere6 gwiazd podwój- — gwiazdy z rej. III; + — gwiazdy z rej. IV z klasy- nych, gwiazd z emisją Ha, fikacją S£ a także są gwiazdy posiada­ jące inne linie emisyjne, które mogą być zmienne w czasie. Ten fakt należy mieć zawsze na uwadze, ponieważ może wnosić dodatkowe efekty, np. gwiazda oznaczona G/5 jest podejrzana o posiadanie linii emisyjnych, co z kolei może wpływać na jej wartość (B — V)—c. Jest to jedyne większe odchylenie i nie powinno podważać pozostałych wyników. Naniesienie na rys. 4a również gwiazd z obszarów G i H zmniejsza jego czytel­ ność, a tym samym możliwość zaobserwowania względnego spadku zgrupowania gwiazd OB. Istnienie asocjacji można prześledzić na diagramach H—R. W diagramach tych (rys. 1 i 2) na osi odciętych są umieszczone normalne wskaźniki barwy, a na osi rzędnych — jasności fotograficzne poprawione indywidualnie na ekstynkcję między- gwiazdową. W pracy mojej zaznaczam, że gwiazdy OB mogą także występować poza asocjacjami. Recenzentowi chyba wiadomo, że wyznaczanie dokładnych odległości w pracach statystycznych tego typu jest bardzo trudne. Idealne odległości są nieosiągalne, po­ nieważ na ich dokładności ciążą wszystkie błędy powstałe z fotometrii, klasyfikacji Z literatury naukotcej i fluktuacji ośrodka międzygwiazdowego. Mając powyższe na uwadze, wszystkie od­ ległości omawiane w tekście są poprzedzane odpowiednimi określeniami, np. że Cas III jest odległa „about” 1000 pc, tzn. ,,około’\ W odpowiedzi na zarzut, jakoby obliczenie funkcji gęstości było wyDikiem efektów selekcji, wyjaśniam, że zgodnie z cytowaną metodą do rozwiązania całki z funkcji częstości występowania gwiazd korzystamy ze zliczeń wszystkich gwiazd odpowied­ nich typów i klas. Z kolei funkcja gęstości obliczona z funkcji częstości jest poprawia­ na na średnią wartość ekstynkcji międzygwiazdowej. Ryżej wymienione rozważania są oiarte o statystykę matematyczną, gdzie problemy selekcji są uwzględniane.

m m

Rys. 2. Diagram H—R dla asocjacji Cas Va i Cas Vb: e — gwiazdy z rej. V z klasyfikacją • + — gwiazdy z rej. V z klasyfikacją S (absolutnie jasne)

Wartości do obliczenia wieku odczytałem z wykresów roboczych, analogicznych do wyżej umieszczonych z tym, że na osi rzędnych umieszczone były odpowiednie jasności absolutne. Omówioną w pracy metodę określania wieku wykorzystałem dlatego, aby uzyskane wyniki można było porównać z wynikami innych otrzymanymi na tej samej drodze. W związku z zastrzeżeniem do rys. 6 wyjaśniam, że gdyby zgodnie z żądaniem Recenzenta nanieść na niego poszczególne gwiazdy, straciłby przejrzystość, podob­ nie jak to zauważył Recenzent odnośnie rys. 4a. Istotnie na rys. 4a i 4b „wkradło się” kilka gwiazd z klasyfikacją 5* Stało się tak dlatego, gdyż pierwotnie były one klasyfikowane metodą S l (<11^5). Jednak na skutek dużej dyspersji w klasach jasności lub typach widmowych zostały później przesunięte do klasy mniej pewnej S. Inne gwiazdy z klasyfikacji S (słabsze od 11715) na pewno nie zostały naniesione na rys. 4a i 4b. łatwo o tym przekonać się, przeliczając ilość punktów na tych rysunkach i porównać je z ilością gwiazd z tabeli 2. 124 Z literatury naukowej

Sądzę, te udało mi się przynajmniej w pewnym stopniu przekonać Recenzenta o obiektywnej wartości moich wyników. Cytowane przez Niego drobne odstępstwa wartości otrzymanych w pracy od wyników np. Hiltnera świadczą tylko o uczciwości Autora, który swoich wyników nie dopasowywał do wartości otrzymanych uprzednio przez innych.

LITERATURA

[1] A ir p e l, R .,A .A . 14, 52. 1964. [ 2] H a c k , M .,A .d'A p. 16, 417. 1953. ... £3] H o a g, A .A ., J o h n s o n , H .L . et al., P ubl.U .S .Naval Obs. 17/V II. 1961. [4] J o h n s o n, H .L ., Iriarte, 6 ., Low ell Obs. Bull. No 91. [53 V o r o sy 1 o v, V .S., Gordzeladze, S.C. et al., Katalog fotografićeskich fotovisualnych i fotokrasnych velicyn- Izd.Akad.Nauk Ukr.SSR, Kijev 1962. [63 B rodak aj a, E.S ., Izv.Krym. A .O ., XIV , 1955.

ODPOWIEDŹ NA UWAGI R. AMPELA

K. SERKÓW SKI

Rzeczywiście, wskutek niedokładności mapy nie udało mi się zidentyfikować kilku gwiazd: np. gwiazdy 111/24, która jest na rys. Ib w odległości 7 mm od miejsca, wynika­ jącego z jej współrzędnych; zaś gwiazda V—C/18 ^nie jest na rys. 1 oznaczona. Po­ dzielam w zupełności zdanie, że przy dyspersji 225 A/mm możliwa jest wysokiej dokład­ ności klasyfikacja ilościowa; mylne odczytanie przeze mnie - ±0,6 klasy zamiast ±076 nie osłabia jednak moich zastrzeżeń, gdyż oznacza, że podany w pracy błąd klasyfikacji jest raczej jeszcze większy, niż przypuszczałem. Niestety, wszystkie moje pozostałe, najbardziej istotne zastrzeżenia pozostają aktualne. W szczególności uwagi Autora nie tłumaczą faktu 6-krotnie mniejszej dokład­ ności fotometrii fotowizualnej w obszarach G i Cas IV, niż w Cas III i Cas V. Nie wyjaśnia też sposobu eliminowahia efektów selekcji stwierdzenie, że „rozważania są oparte o statystykę matematyczną, gdzie problemy selekcji są uwzględniane” . Szkoda jednak, że niektóre wyjaśnienia, zawarte w „Uwagach” nie znalazły się w oryginalnym tekście pracy. O MECHANIZMIE DZIAŁAJĄCYM W GWIAZDACH WOLFA-RAYETA

K. STĘPI EŃ

Od kilkudziesięciu lat znana jest niewielka grupa gwiazd zwanych gwiazdami Wolfa-Rayeta. Mają one bardzo charakterystyczne widma oraz, jeżeli wchodzą w skład układu zaćmieniowego, krzywe zmian blasku. W widmie dominują szerokie linie emi­ syjne helu zjonizowanego, węgla i azotu posiadające niekiedy brzegi absorpcyjne na krótkofalowej granicy linii. Krzywe zmian blasku wskazują na istnienie półprzezroczy­ stej otoczki dookoła gwiazdy Wolfa-Rayeta. Interpretacja tych zjawisk za pomocą ekspandującej z dużą prędkością otoczki napotykała na wiele trudności. Nową próbą wyjaśnienia fenomenu Wolfa-Rayeta jest praca Limbera (1964). Na wstępie autor zestawia szereg faktów obserwacyjnych, których wyjaśnienie na gruncie poprzedniej teorii napotykało na trudności. Z danych spektroskopowych dotyczących najlepiej zbadanej gwiazdy Wolfa-Rayeta V444 Cygni wynika, że istnieje wyraźna korelacja między szerokością linii widmowej a energią jonizacji — i to w tym sensie, że linie o najwyższej energii jonizacji są najszersze. Zakładając, że pier­ wiastki najsilniej zjonizowane są najbliżej powierzchni gwiazdy, dochodzimy do wniosku, że w miarę oddalania się od gwiazdy maleją ruchy wewnątrz otaczającej ją materii (o ile poszerzenie linii wynika z ruchów materii). Należy się spodziewać, że obszary emitujące nie są zbyt daleko od gwiazdy, a to przy założeniu teorii szybkiej ejekcji powinno dać efekt okultacji polegający na tym, że część emitującego obszaru jest zasłonięta przez samą gwiazdę i powstająca linia widmowa powinna być prze­ sunięta ku fioletowi i mieć asymetryczny profil. Niestety, efektu tego nie obserwuje się i nie można tego wyjaśnić istnieniem brzegów absorpcyjnych, gdyż te brzegi mają tylko niektóre linie. Obserwacje najsilniejszej linii w widmie Heli 4686 wska­ zują na dosyć dziwne zachowanie się jej z fazą. Obserwacje natężęnia tej linii były przeprowadzane tylko dla składnika układu zaćmieniowego CQ Cep. Wskazują one na to, że linia jest najsilniejsza podczas obydwu zaćmień a osiąga minimum w fazach 0.25 i 0.75. Mniej dokładne obserwacje fotograficzne gwiazdy V444 Cygni wskazują również na pewną zmienność natężenia linii z fazą, chociaż nie tak wyraźną*. Poza tymi faktami autor, przytaczajac dane o masach i rozmiarach układu V444 Cygni, zwraca uwagę na istnienie dwu koincydencji: mianowicie można zauważyć, że prędkość odpowiadająca poszerzeniu najszerszych linii widmowych jest bliska prędkości ucieczki z gwiazdy, oraz że wyliczony rozmiar otoczki zgadza się z roz­ miarem wewnętrznej powierzchni R o c h e t. Te dwa fakty będą mu pomocne prr; argumen­ towaniu swej własnej teorii. Wyżej przytoczone trudności można ominąć, jeżeli założy się, że materia nie ekspanduje, lecz oderwana od gwiazdy krąży z prędkościami kołowymi dookoła niej. Oznacza to, że w układzie cylindrycznym if>, r i z materia ma głównie składową pręd­ kości vy oraz niewielką vr wynikająca z istnienia w otoczce gradientu ciśnienia skierowanego na zewnątrz. Zjawisko to nazywa się niestabilnością rotacyjną. Nie­ stabilność taka może wystąpić np. podczas homologicznej lub prawie homologicznej

•Siersze omówienie wyników obserwacji gwiazd Wolfa-Rayeta znajdzie czytelnik w artykule: K. Stępień „Gwiazdy Wolfa-Rayeta” , Postępy Astronomii vol XII, str. 85 1964 i. 126 Z literatury naukowej kontrakcji gwiazdy. W tym wypadku prędkość kątowa gwiazdy Q rośnie jak 1/RJ, pod­ czas gdy prędkość kątowa krytyczna, przy której będzie następowało odrywanie się materii z równika, będzie rosła jak l/R 3/2. Jasne jest, że w takim wypadku musi na­ stąpić moment, w którym te dwie prędkości zrównają się. Materia zacznie odrywać się z okolic równika i krążyć z prędkościami kołowymi dookoła gwiazdy. Jeżeli gwiazda będzie kontrahowała dalej, proces ejekcji będzie narastał. Powstaje pytanie, czy gwiazdy Wolfa-Rayeta mogą być w takim stadium. Z wyników przytoczonych dla V444 Cygni widać, że brednia gęstość składnika Wolfa-Rayeta jest ok. 1.5 g/cm* przy masie 100. Gwiazda z ciągu głównego o tej samej masie ma gęstość 5 lub nawet więcej razy mniejszą. Nie ulega wobec tego wątpli­ wości, iż gwiazda Tiolfa-Rayeta odeszła już od ciągu głównego. Nie jest to oczy­ wiście dowód na to, że gwiazda obecnie kontrahuje, ale przemawia za tym, źe kontr­ akcja grała lub gra istotną iolę w jej życiu. Również fakt niewystępowania wodo­ ru w tych gwiazdach wskazuje na zaawansowaną ewolucję. Ponieważ drugi skład­ nik nkładu zaćmieniowego jest gwiazdą ciągu głównego i ma większą masę, więc wy­ daje się, że składnik V’olfa-R ayeta musiał początkowo mieć większą masę i znaczną jej część utracił na korzyść drugiego składnika- Hipoteza niestabilności rotacyjnej daje bardzo naturalny mechanizm wyrzutu materii z gwiazdy. Należy tu podkreślić, że teoria ejekcji radialnej nie potrafi dać zadowala­ jącej odpowiedzi na pytanie, jaki jest mechanizm wyrzutu. Jeżeli obszary emitujące nie są deleko od powierzchni gwiazdy, to prędkości materii będą równe prędkościom kołowym i w związku z tym szerokości najszerszych linii powinny odpowiadać właśnie tym prędkościom. Ale, jak autor zauważył wcześniej, szerokości te odpowiadają pręd­ kości ucieczki, która jest o czynnik \[2 większa od prędkości kołowej. Jednak zgod­ nie z obliczeniami Miincha wszystkie linie ulegają poszerzeniu podczas przejścia przez otoczkę złożoną z wolnych-elektronów. Jeżeli uwzględni się to poszerzenie, to okaże się, że wewnętrzna szerokość linii dobrze zgadza się z prędkością kołową. W ten sposób na bardzo naturalnej drodze można wyjaśnić pierwszą z zanotowanych koincydencji. Równie łatwo można wyjaśnić drugą z nich — że promień otoczki równy jest w przybliżeniu promieniowi wewnętrznej powierzchni Roche a. Otóż należy spodzie­ wać się, że materia krążąca dookoła gwiazdy w pobliżu powierzchni Rochet będzie miała małą prędkość względem tej powierzchni. W takim wypadku potencjał grawitacyjny gra dużą rolę w dynamice ruchu i poza granicą Rochet zarówno rozkład jak i prędkości materii będą inne niż wewnątrz. Oczywiście, kształt otoczki nie będzie dokładnie taki jak powierzchni Roche^a, gdyż materia będzie jednak miała pewną prędkość kąto­ wą względem niej i wskutek tego otoczka będzie bardziej kołowa niż ta powierzchnia. Model proponowany przez autora wyjaśnia również sugerowany przez obserwacje rozkład prędkości w otoczce. Mianowicie w przypadku niestabilności rotacyjnej pręd­ kość w otoczce będzie oczywiście malała na zewnątrz, co jest w zgodzie z obserwa­ cjami. Należy również podkreślić fakt niewystępowania efektu okultacji, gjdyż obszar zasłonięty przez gwiazdę mą względem niej prędkość radialną równą zeru. Pozostaje do usunięcia jeszcze jedna trudność: zależność natężenia linii 4686 od fazy, obserwowana przez Hiltnera u gwiazdy CQ Cep oraz znacznie słabsza obserwowana u V444 Cygni. Otóż dla pojedyncze'j gwiazdy rotującej na granicy nie­ stabilności rotacyjnej ejekcja materii będzie osiowo symetryczna. Inna sytuacja będzie dla układu podwojnego. Autor w jednej z poprzednich swoich prac badał zależność wyrzutu materii od długości dla wypadku niesynchronicznej rotacji. Dla nas intere­ sujące będą dwa graniczne wypadki: gdy kształt gwiazdy jest dokładnie taki jak po­ wierzchni ekwipotencjalnej (to przybliżenie stosuje się dla rotacji synchronicznej) oraz — w wypadku silnego asynchronizmu — gdy kształt gwiazdy jest bardziej kołowy niż powierzchni ekwipotencjalnej (w naszych rozważaniach przyjmiemy, że jest dokład­ nie kołowy). Decydujący dla tego, które przybliżenie jest lepsze, będzie stosunek— . Z literatury naukowej 127 gdzie Q jest prędkością kątową rotacji składnika a co prędkością kątową orbitalną. Q Q Jeżeli —■» 1, to lepsze jest pierwsze przybliżenie a jeżeli — S> 1 — to drugie. Trudno jest stwierdzić dokładnie przy jakiej wartości — bliższe prawdy staje się drugie, ale Q autor sugeruje wartość 4. Dla układu V444 Cygni autor bezpośrednio wylicza —, nato- GO miast dla CQ Cep musi przyjąć jakieś założenie odnośnie masy składnika Wolfa-Rayeta.

Zakładając, źe jest ona taka jak w układzie V444 Cygni, otrzymuje wartość — - 4.6( CO podczas gdy dla V444 Cygni wynosi ona 40.6. Wylicza następnie, jakie prędkości są potrzebne, by element masy wyrzucony z gwiazdy mógł osiągnąć punkt, w którym efektyw­ ny potencjał znika. Z rachunków wynika, że o ile dla układu V444 Cygni zależność tej prędkości od długości jest niewielka, o tyle dla CQ Cep jest ona dość silna. Widać to z załączonej tabeli, w której wyżej zdefinio­ o V444 Cygni CQ Cep wana prędkość oznaczona jest literą t>°, a długość V (km /sek) (km /sek) liczona jest od linii łączącej obydwie gwiazdy. Rachunki prowadzone były przy założeniu, 0° 0 0 że słuszne jest drugie przybliżenie. Autor wy­ 90° 0.20 19 liczył również v° dla pierwszego przybliżenia, 180° 1.73 49 ale, oczywiście, rachunki mogą mieć sens tylko najwyżej dla CQ Cep i nie zmieniają konkluzji. W zakończeniu autor wskazuje na pewne obserwacyjne konsekwencje proponowanego modelu. Powinien być mianowicie obserwowany tzw. efekt Rossitera polegający na tym, że krzywa prędkości radialnych jest zniekształcona wskutek zasłaniania przez drugą gwiazdę kolejnych części rotującej materii. Efektu takiego nie obserwuje się, ale autor zwraca nwagę na maskującą działalność poszerzenia linii przez otoczkę złożoną z wolnych elektronów oraz zmienności z fazą profilu linii i ich natężenia. Z hipotezy wynika również relacja między nachyleniem osi rotacji gwiazdy do promienia widzenia oraz szerokości linii. Niestety, prawdopodobieństwo znalezienia gwiazd o małych na­ chyleniach jest niewielkie. Obserwuje się tylko jedną, HD 190918, która to nachylenie ma prawdopodobnie około 20°. Jednak nie wykazuje ona węższych linii niż inne gwiazdy tego typu. W tym wypadku ńutor stwierdza, że wskutek niedokładnego wyznaczenia krzywej prędkości radialnych wartość tego nachylenia może być wątpliwa, poza tym suma mas może być nieco mniejsza niż założona oraz, że również i tu efekt poszerze­ nia przez otoczkę będzie zamazywał obraz. Wydaje się, że sama koncepcja niestabilności rotacyjnej jest interesująca, ale wymaga jeszcze dalszego bardziej szczegółowego opracowania. W tej postaci nie wyjaśnia ona nadal wielu obserwowanych zjawisk; np. obserwuje się gwiazdy Wolfa- Rayeta w asocjacjach, również w tych najmłodszych, co sugerowałoby ich bardzo młody wiek. We wszystkich układach podjv<5jnych prędkości y wyznaczone z różnych linii różnią się niekiedy o wartość rzędu 100 km/sek., co znacznie przewyższa błąd obser­ wacji. W gwieżdzie CQ Cep linia 4686 zachowuje się zupełnie nietypowo. Oprócz sil­ nej zmiany natężenia z fazą krzywa prędkości radialnych skonstruowana za jej pomocą wykazuje eliptyczność rzędu 0.3 wbrew wszystkim innym obserwacjom wskazującym na eliptyczność równą zero. Choćby z tych przytoczonych faktów widać, że procesy zachodzące w gwiazdach Wolfa-Rayeta mają bardzo złożoną naturę i stworzenie zado­ walającego modeln będzie raczej trudne. •

LITERATURA

D.N. Limber, 1964 Ap»J« 139> 125L

KROMKA

SYMPOZJUM I KOLOKWIUM O EUROPEJSKIEJ SIECI TRIANCULACJI SATELITARNEJ PARYŻ, GRUDZIEŃ 1964

1. CICHOWIC Z

Jeżeli z szeregu punktów położonych na powierzchni Ziemi (rys. 1) zostaną jednocześnie wykonane pomiary kierunków tego samego sztucznego satelity Ziemi w jego kolejnych położeniach na orbicie, powstanie w przestrzeni geometryczny układ składający się z czworościanów. Taki elementarny czworościan zostaje utworzony przez trzy stanowiska obserwacyjne naziemne i chwilowe położenie sztucznego sate­ lity (np. na rysunku 1 przez punkty A, B, C i S,). Czworościan ten możemy rozwiązać, jeżeli oprócz zaobserwowanych kierunków ASu BSi i CSt znane są współrzędne dwóch wierzchołków jego podstawy, lub, co na jedno wychodzi, odległość między tymi punktami. Zachowując właściwe proporcje elementów liniowych (boki trójkątów naziemnych tego samego rzędu co wysokość satelity: od 500 do 1500 km), możemy „pokryć” terytorium Europy układem kilkunastu takich czworościanów i zbudować sieć geodezyjną, zwaną triangulacją satelitarną lub triangulacją kosmiczną lub ściślej triedryzacją (trikdrisation).

Rys. 1. Zasada triangulacji satelitarnej

Idea transkontynęntalnego i transoceanicznego łączenia sieci geodezyjnych do­ czekała się realizacji dzięki umieszczeniu na orbicie pasywnego przekaźnika, sate- lity-balona o trzydziestometrowej średnicy Echo 1. Pierwsze eksperymenty z triangula­ cją satelitarną zostały przeprowadzone począwszy od roku 1961 jednocześnie w ZSRR, 130 Kronika w USA i we Francji. Eksperymenty te w głównej mierze dotyczyły metodyki i techno­ logii zagadnienia. Przeprowadzono próby z precyzyjnymi kamerami satelitarnymi, analizy dokładności i pierwsze obliczenia. Lata następne przyniosły owocną realizację próbnych poligonów i sieci trian- gulacji satelitarnej UJ. Do eksperymentów radzieckich w roku 1963 przystąpiły stacje w Polsce (Poznań), Rumunii (Bukareszt) i NRD (Poczdam) — powstała sieć euroazja­ tycka od Poczdamu do Wysp Kurylskich na Dalekim Wschodzie. Stany Zjednoczone zbudowały na swoim kontynencie wielobok, który stanowi fragment projektowanej przez US Coast nad Geodetic Survey sieci światowej. Francuzi dokonali „desantu” w Afryce Północnej, włączając do realizowanej przez siebie sieci dwie stacje saha- ryjskie Hamaguir i Ouargle. Przeprowadzane próby stały się przedmiotem studiów, raportów i dyskusji między­ narodowych, zwłaszcza na forum Międzynarodowej Asocjacji Geodezyjnej oraz I Grupy Roboczej (Tracking & Telemetry) unii COSPAR. W rezultacie jesienią 1964 roku z inicjatywy Asocjacji popartej uchwałą COSPAR powstał międzynarodowy organizm pod nazwą Central Bureau for Satellite Geodesy z siedzibą w Smithsonian Astrophysical Observatory. W skład Rady Naukowej Biura wchodzi trzech przedstawicieli Asocja­ cji i tyluż przedstawicieli COSPAR. Do zadań Biura i jego Pady należeć ma opra­ cowywanie światowych programów satelitarnych wraz z typowaniem optymalnych parametrów satelitów geodezyjnych, instrumentarium itd. Powołany do życia orga­ nizm ma do przezwyciężenia nie tylko trudności natury organizacyjnej i technicznej, ale być może napotka przeszkody mające swoje źródło w kontrowersjach politycz­ nych i wojskowych. Inicjatywa zorganizowania międzynarodowego sympozjum poświęconego europej­ skiej sieci triangulacji satelitarnej wyszła ze strony francuskiego Institut G^ographique National przy współpracy tamtejszego Comitć National des Ćtudes Spatiales. W dniach 14, 15 i 16 grudnia ub.r. obradowali w Pa­ ryżu uczeni [geodeci i astronomowie] kilkunastu krajów europejskich i zamor­ skich. Z krajów obozu socjalistycznego wzięli w nim udział delegaci ZSRR z Prof. A.A. Michajłowem na czele, dwaj przedstawiciele Rumunii z Prof. C. Popovici, astronomem bukareszteń­ skiego Obserwatorium, jeden Czechosło- wak oraz delegaci polscy: obok niżej podpisanego Doc. St. K ryński z Instytutu Geodezji i Kartografii oraz — z okazji pobytu w Paryżu — Prof. W. Opalski i Doc. J. J asnorzewski. Na program Sympozjum złożyły się w pierwszej kolejności narodowe raporty o realizowanych lub przygotowywanych pracach w zakresie triangulacji. O prze­ Ryg. 2. Dwudziesto ścian — radziecki projekt prowadzonych eksperymentach obserwa­ sieci światowej I.D , Z o n g ołowie za cyjnych i pierwszych dokonanych anali­ zach wygłosili komunikaty przedstawi­ ciele zaledwie kilku służb satelitarnych: ZSRR, USA, Francji Polski i Rumunii — o zaawansowanych przygotowaniach i próbach technologicznych zakomunikowali m.in. nczeni W. firytanii, NRF, Włoch, Szwecji, Szwajcarii i Czechosłowacji. Drugim, zasadniczym nurtem Sympozjum stały się dyskusje nad kilkoma zgłoszonymi projektami światowych i kontynentalnych sieci fundamentalnych geodezji. Na czoło tych projektów wysuwała się koncepcja wybitnego Kronika 131

radzieckiego uczonego polskiego pochodzenia I. D. Ż on g o ło w i c z a, wicedyrektora Instytutu Teoretycznej Astronomii w Leningradzie. Projekt ten (zreferowany przez A. A. Michajłowa) sprowadza się do zbudowania na powierzchni kuli ziemskiej gigantycznego regularnego dwudziestościanu (rys. 2) z wykorzystaniem satelity obiega­ jącego Ziemię na wysokości ok. 12 tys. km na orbicie okołobiegunowej. Projekt amery­ kański forsowany przez .US Coast & Geodetic Survey (rys. 3) proponuje skonstruowa­ nie sieci składającej się z 68 trójkątów o łącznej liczbie 102 boków z satelitą na wysokości 4 tys. km. Zadziwiającą jest rzeczą, że konfiguracja linii brzegowych kontynentów i wysp zezwala i w jednym i drugim przypadku na budowę sieci o nieomal idealnych równobocznych trójkątach.

Hys. 3. Projekt US Coast & Geodetic Survey

Niektóre projekty dotyczyły sieci o charakterze lokalnym, obejmującym wyłącznie Europę. Interesujący referat wygłosił w imieniu specjalnej grupy studiów powołanej na sierpniowym Sympozjum geodezyjnym w Sztokholmie H.M. Dufour z Francji. Projektowana sieć europejska ma zgodnie z projektem stanowić fragment światowej 132 Kronika sieci, której realizacja wymagać będzie satelity umieszczonego na orbicie odległej 0 około 4000 km. Prace roku 1965 oparte o wyniki obserwacji satelitów Echo 1, Echo 2 1 Explorer 19 będą jeszcze miały charakter próbny. Przewiduje się tu m.in. przeprowa­ dzenie nawiązania między Grenlandią i Islandią z Norwegią i Wielką Brytanią; pomiędzy Wielką Brytanią a Norwegią i Holandią, łączność przez morze Śródziemne oraz przez morze Bałtyckie. Głównym kompleksem będzie sieć przebiegająca od Azorów i Hiszpa­ nię aż do Enropy Środkowej. Fodobny projekt zgłosiła grupa uczonych NRF z Prof. R. Kneiselem. Na wielkiej karcie Europy ukazano szereg stacji satelitarnych z na­ niesionymi kierunkami łącznymi. Nie przypadkowo centralny punkt kompleksu europej­ skiego stanowiło Monachium. Osobna dyskusja dotyczyła definicji optymalnego satelity geodezyjnego, naj­ dogodniejszego dla realizacji europejskich projektów. Czy organizatorzy Sympozjum osiągnęli swój cel: nawiązanie porozumienia z jed­ nej strony pomiędzy Europą Zachodnią a krajami obozu socjalistycznego, z drugiej strony pomiędzy Europą a Stanami Zjednoczonymi w sprawie realizacji światowej (europejskiej) sieci? Niewątpliwie uzgodniono szereg wspólnych tendencji zgłoszono deklaracje współpracy nad zagadnieniem, ale nie udało się powołać międzynarodo­ wego organizmu roboczego. Dalszy ciąg dyskusji odbędzie się w toku następnego Sympozjum o triangulacji satelitarnej: Meny, koniec kwietnia 1965 r. Po zakończeniu Sympozjum gospodarze zorganizowali w tym samym miejscu kolokwium poświęcone geodezji satelitarnej (Colloque sur la Gćodćsie Spatiale). Kolokwium przeznaczone było dla blisko stuosobowej grupy francuskich uczonych reprezentujących dyscypliny pokrewne, więc: geodetów, astronomów, geofizyków, fizyków ' itd. Program kolokwium zawierał 9 wykładów (1—2 godzinnych), których tematykę stanowiły zagadnienia od klasycznej geodezji wyższej, geodezji satelitar­ nej i mechaniki nieba (w zastosowaniu do SSZ) do aktualnych zastosowań obserwacji sztucznych satelitów w geodezji, metodyki obserwacyjnej i technologii. Do wygłosze­ nia wykładów zaproszono Prof. P. Tardi — nestora francuskiej geodezji, J. I.evallois z Institut Gćographique National, Prot. P. Mullera z Meudon, Prof. J. Kovalev- sky^go z Bureau des Longitudes, Prof. A. Marussi z Włoch (jednocześnie członek Biura MUGG), S. Henriksena z US Army Map Service, Prof. G. Veisa z Uniwer­ sytetu w Atenach oraz piszącego to sprawozdanie. Kolokwium trwało dwa dni: 17 i 18 grudnia ub.r. Siedzibą obydwu imprez był gmach Centre National des Becherches Scientifique przy Quai d^natole France. Organizacja i obsługa uczestników godna naśladowania. Obrady trwały od 9 do 18-tej z przerwą obiadową. W wolnym czasie niżej podpisany odwiedził Obserwatorium Astronomiczne i central­ ną stację satelitarną Francji w Meudon pod Paryżem oraz ośrodek Centre National des Ćtudes Spatiales w Paryżu.

LITERATURA

£l] L. C i c h o wi c z, Najnowsze aspekty trójwymiarowej geodezji satelitarnej, Geodezja i Karto­ grafia, X III, 4, 1964.

SYMPOZJUM IAJJ O WYBORZE MIEJSCA POD BUDOWĘ OBSERWATORIÓW ASTRONOMICZNYCH

K. STĘPIEŃ

W dniach od 1 do 6 października 1962 r. odbyło się w Rzymie Sympozjum Między­ narodowej Unii Astronomicznej poświęcone zagadnieniom wyboru miejsca pod budowę li ronika 133 obserwatoriów oraz związanych z tym badań atmosfery ziemskiej pod kątem potrzeb astronomicznych. Jednym z uczestników konferencji był prof, dr Stefan Piotrowski z Obserwatorium Astronomicznego w Warszawie. Z wygłoszonych tam wielu referatów chciałbym wybrać niektóre i krótko omówić. Zacznę od streszczenia kilku fragmentów referatu J. Stocka zatytułowanego Procedures for Location of Astronomical Observatory Sites. Autor na wstępie stwierdza, że głównym czynnkiem ograniczającym efektywność teleskopów są nie jego właści­ wości optyczne, lecz atmosfera ziemska. Ona bowiem określa wielkość graniczną, zdolność rozdzielczą i przedział widmowy dostępny obserwacjom. W związku' z tym najrozsądniejsze wydaje się umieszczanie instrumentów poza granicami atmosfery. Niestety, w najbliższej przyszłości koszt wyniesienia teleskopu poza atmosferę będzie na pewno tak wysoki, źe będziemy musieli ograniczyć się jedynie do wykorzy­ stania ich dla uzyskania informacji, których otrzymanie przez obserwatorium ziem­ skie jest zupełnie niemożliwe. Ale na powierzchni Ziemi można znaleźć miejsca, w których ujemny wpływ atmosfery będzie zminimalizowany. Umieszczenie tam instru­ mentów na pewno umożliwiłoby dalszy postęp w dziedzinie astronomii obserwacyjnej. Istnieje wiele warunków, które muszą być spełnione, aby dane miejsce było odpowiednie do umieszczenia tam teleskopu. Ula sprecyzowania tych warunków nie­ zbędne jest wprowadzenie pewnych terminów charakteryzujących wpływ atmosfery. Warunki optyczne, jakie istnieją w atmosferze są opisane przez następujące dane: a) seeing — obejmuje on wszystkie przypadkovie zmiany w kierunku całej wiązki światła lub jej części, b) scyntylacja — opisuje zmiany w całkowitym strumieniu światła docierającym od gwiazdy do teleskopu, c) ekstynkcja — odnosi się do strat światła podczas przejścia przez atmosferę, strat spowodowanych przez absorpcję i rozproszenie, d) jasność tła — jest ona szczególnie ważna przy obserwacjach słabych obiektów. Świecenie tła pochodzi z trzech zasadniczych źródeł: rozproszenia światła pocho­ dzącego od ciał niebieskich, rozproszenia światła pochodzącego od obiektów ziem­ skich zbudowanych przez człowieka oraz zorzy polarnej, e) średnia ilość nocy pogodnych w roku. Oprócz tego wpływ mają inne czynniki jak wiatry, temperatura, wilgotność po­ wietrza i tp. v Oczywiście prawdopodobieństwo tego, że wszystkie czynniki będą w danym miej­ scu zoptymalizowane, jest niewielkie. Trzeba raczej pójść na kompromis uzależniony od tego, który z wymienionych czynników jest ważniejszy dla typu obserwacji, jakie chcemy prowadzić, a który mniej ważny. Na przykład dla zliczeń meteorów ważna jest tylko ilość pogodnych nocy w roku, podczas gdy inne czynniki nie mają praktycz­ nie żadnego znaczenia. Dla obserwacji Księżyca ważny jest seeing, a up. jasność tła czy wielkość ekstynkcji jest zupełnie nieistotna. Jeszcze inne warunki są naj­ ważniejsze dla spektroskopii lub fotometrii gwiazd. Widać stąd, źe trudno mówić 0 wyborze miejsca nie wiedząc z góry, jakiego typu obserwacje będą prowadzone 1 przy pomocy jakiego instrumentu. Tym niemniej celowe jest omówienie wszystkich czynników po kolei. Seeing wpływa głównie na zdolność rozdzielczą instrumentu. W'skutek tego ogra­ nicza jakość obserwacji planet, Księżyca, gwiazd podwójnych, gromad kulistych czy gwiazd w galaktykach. Oprócz tego powodując rozmycie obrazu gwiazdy, zmniej­ sza wielkość graniczną dostępną obserwacjom, co jest ważne w fotometrii. Seeing wpływa również na obserwacje spektralne zmniejszając zdolność rozdzielczą. Z tych kilku przykładów widać, że ’jest on niezwykle ważnym czynnikiem przeszkadzającym w obserwacjach. Scyntylacja polegająca na „mruganiu” gwiazd jest zależna od rozmiarów tele­ skopu. Przy obserwacjach gołym okiem jest ona bardzo silna, lecz ze wzrost*™ *red- 134 K wnika nicy maleje tak, że dla dużych średnic jest raczej nieistotna. Jednak dla teleskopów 0 średnicy do ok. 50 cm może być ważna. Ekstynkcja powstaje jako nałożenie się czterech zasadniczych czynników: roz­ proszenie na molekułach suchego, czystego powietrza, które ma rayleighowski charakter 1 znaną zależność od masy słupa powietrza, absorpcja w warstwie ozonu powodująca niedochodzenie promień'•’Wania poniżej 2950 % do powierzchni Ziemi (absorpcja ta jest raczej stała), pasma absorpcyjne pary wodnej oraz absorpcja spowodowana przez zanieczyszczenia przemysłowe atmosfery, której nie da się ująć dokładniej. Ekstynkcja jest szczególnie ważna przy obserwacjach spektroskopowych oraz fotometrycznych. W pierwszym przypadku przedłuża czas ekspozycji i ogranicza prze­ dział widmowy, a w drugim zmniejsza graniczną wielkość gwiazdową. Dla fotometrycz­ nych obserwacji jaśniejszych gwiazd ważna jest tylko stałość ekstynkcji z czasem. Jasność tła jest dwojakiego pochodzenia: atmosferycznego i pozaatmosferycz- nego (rozproszenie na materii międzygwiazdowej słabe, niewidoczne gwiazdy). Główną rolę gra jednak jasność powstająca w dolnych warstwach atmosfery, a szczególnie rozproszenie światła Księżyca zależne od fazy i położenia na niebie. Składowa jas­ ności tła powstająca w dolnych warstwach atmosfery jest skorelowana z ekstynkcją, gdyż te same cząstki powodują obydwa zjawiska. Na bazie otrzymanych dotychczas obserwacji związanych z naszą atmosferą można stworzyć pewien model ruchów w niej istniejących. Obserwacje pokazują, że przy obserwacjach małym teleskopem występują dwie składowe seeingu: jedna po­ lega na przypadkowym pojaśnianiu jednych części obrazu gwiazdy i pociemnianiu drugich, a druga na ruchu obrazu jako całości. Przy obserwacjach dużym teleskopem występuje tylko pierwsza z nich. Co do scyntylacji, to najwięcej obserwacji było związane z fenomenem „m igotania” gwiazd widzianym gołym okiem. Występują tu dwa charakterystyczne zjawiska; planety na ogół nie migotają o ile nie są bardzo blisko horyzontu, oraz migotanie zanika przy obserwacjach binokularem lub dużym teleskopem. W oparciu o te fakty utworzymy prosty model turbulentnej atmosfery. Rozpatrzmy efekt sferycznego zagęszczenia przesuwającego się poziomo nad teleskopem. Oczywiście promienie przechodzące przez to zagęszczenie ulegną odchyleniu. Jeżeli rozmiar zagęszczenia będzie większy niż średnica teleskopu, to zauważymy ruch obrazu jako całości, a jeżeli będzie mniejszy, to da się zauważyć jedynie zmiana w rozkładzie oświetlenia. Dlatego w przypadku małych średnic obser­ wujemy obydwa zjawiska, podczas gdy z dużymi instrumentami jedynie drugie. Obser­ wując tę samą gwiazdę za pomocą dwu teleskopów rozsuniętych na pewną odległość tak, by obrazy jej zostały sprowadzone do jednego punktu, można wnioskować o roz­ miarach liniowych elementu turbulentnego atmosfery. Gdyby obydwa teleskopy dokład­ nie pokrywały się, to ruchy obydwu obrazów byłyby całkowicie skorelowane. W miarę wzrosta odległości synchronizacja będzie maleć. Znając odległość między teleskopa­ mi przy znpełnym braku synchronizacji można znaleźć średnie i największe rozmiary niejednorodności atmosfery. Obserwując natomiast jednym instrumentem dwie gwiazdy równocześnie i porównując ich ruchy, można uzyskać informację o rozmiarach kąto­ wych tych niejednorodności, a stąd znając ich rozmiary liniowe wyznaczymy ich odległości od nas. Proste rozumowanie łatwo 'wykaże nam, że scyntylacja i seeing powstają w róż­ nych warstwach atmosfery. Załóżmy, że równoległa wiązka światła pada na cienką turbulentną warstwę powietrza. Po przejściu przez nią wiązka przestaje być równo­ legła i wskutek tego oświetlenie terenu jest niejednorodne. Te niejednorodności rosną z odległością warstwy (przynajmniej do punktu, w którym nierównoległe promienie zaczną się przecinać). W danym punkcie obserwator będzie obserwował wówczas zmiany natężenia światła gwiazdy (scyntylacje), ale jeżeli warstwa turbulentną będzie blisko, to wówczas zaobserwuje tylko zmiany w rozkładzie jasn ości (seeing). Su­ mując można powiedzieć, że seeing powstaje w warstwie położonej tuż przy po­ wierzchni Ziemi, natomiast scyntylacja powstaje w wyższych warstwach atmosfery. Kronika 135

Po tych generalnych uwagach autor referatu przeszedł do szczegółowego omó­ wienia sposobów i technik użytecznych przy obserwacjach poszczególnych zjawisk. Dla czytelnika nie zamierzającego specjalizować się w tym przedmiocie wydaje się to być mniej interesujące. W dyskusji zabrał głos m.in. J. Bosch. Zwrócił on uwagę na brak sprecyzowa­ nego zakresu terminu „seeing” . Zaproponował, by pod słowem tym rozumieć tylko fakt odchylenia rozkładu oświetlenia na obrazie gwiazdy od przewidywanego teoretycz­ nie na podstawie optycznych właściwości instrumentu. Natomiast ruch obrazu jako całości należy z tego zakresu wykluczyć. W dalszej części swej wypowiedzi za­ prezentował kilka przeźroczy, na których widoczne były zdjęcia układu podwójnego gwiazd zrobione w odstępach kilkusekundowych z dużym powiększeniem. Widać na nich, jaki jest wpływ seeingu na kształt gwiazd. Wskutek małej odległości kątowej (2V1) seeing zniekształca obrazy obydwu gwiazd jednakowo, co ułatwia obserwacje przy pomiarach odległości kątowej. Wyraźnie widać również, że obraz seeingu zmie­ nia się bardzo szybko. Pyły to, jak zauważył autor, najlepsze z dotychczasowych zdjęć tego rodzaju. Drugim referatem, który chciałbym omówić, jest referat R.S. Scorera pt. The Causes of Atmospheric Inhomogeneities. Autor koncentruje się w nim na omówie­ niu przyczyn, które powodują niejednorodności współczynnika załamania w atmosferze, co z kolei wskutek rozproszenia promieni światła powoduje rozmycie obrazu. Zmiany współczynnika załamania związane są najsilniej ze zmianami temperatury i dlatego autor dyskutuje głównie przyczyny powodujące fluktuacje temperatury. Nocą, gdy grunt się ochładza, układ temperatury w jego pobliżu jest taki, że rośnie on» z wysokością. Taka konfiguracja jest stabilna. Jeżeli zaczyna wiać wiatr, to wskutek istnienia przeszkód terenowych powstaje ruch turbulentny,* dolne warstwy powietrza mogą wznieść się w górę i izotermy zaplątują się powodując fluktuowanie temperatury na danym poziomie, fluktuacje takie będą powstawały tym łatwiej im mniejszą jest tzw. liczba Richardsona:

gdzie g jest przyśpieszeniem, p — parametrem zależnym od temperatury i jej rozkładu , dU a U = —— jest gradientem prędkości laminamego wiatru. Ogólnie rzecz biorąc liczba ta zależy też od wielu innych czynników, takich jak wysokość czy nierówności terenu. W warstwie powietjza umieszczonej wysoko nad gruntem często występuje wzbudze­ nie cienkiego obszaru spowodowane przez obecność np. góry blisko pod nią, Interesują­ ce jest, że warstwy najbardziej stabilne (|3 duże) są w takich warunkach najłatwiej wzbudzane i najłatwiej wytwarzają się tu fluktuacje temperatury. Dla obserwacji słonecznych ważna jest sytnacja, gdy grunt jest cieplejszy niż otaczające powietrze. Stratyfikacja jest wówczas niestabilna i następuje szkodliwa konwekcja. Można ją zmniejszyć przez odpowiednie pokrycie terenu, np. przez za­ sianie trawy. Będzie ona wówczas absorbowała ciepło obracając je na ciepło parowa­ nia wody z liśc i i przez to temperatura gruntu będzie niższa. Bardzo korzystna jest w tym wypadku pokrywa śnieżna, gdyż śnieg odbija promienie oraz nie dopuszcza do wzrosty temperatury powyżej 0°C (gdyż wtedy zaczyr.a topnieć). Wielkość fluktuacji temperatury w funkcji wysokości w wypadku istnienia konwekcji można oszacować wychodząc z prędkości konwekcji (zdeterminowanej przez gradient temperatury) oraz z faktu, że strumień ciepła w górę jest stały. Okazuje się, iż interesująca nas wielkość zmienia się jak A więc jest tu widoczna korzyść z umieszczenia teleskopu możliwie najwyżej nad ziemią. 136 Kronika

W zasadzie można przewidzieć kierunki wiatrów oraz grubości warstw biorących udział w ruchu, wychodząc z pewnych prawidłowości w zachowaniu się atmosfery przy danym ukształowaniu powierzchni podczas zmiany warunków termicznych w cza­ sie doby. Ogólnie rzecz biorąc trudno jest jednak dokładnie przewidzieć rachowanie się mas powietrza na danym wycinku terenu, opierając się tylko na ukształtowaniu lokal­ nym (zbocze góry, dolina), gdyż zależy ono w dużym stopniu od warunków topogra­ ficznych. Drugą przyczyną powodującą fluktuacje współczynnika załamania mogą być nie­ jednorodności wilgotności. Sama zmiana wilgotności nie powoduje bezpośrednio zmian współczynnika załamania dla optycznych długości fali, ale biorąc pod uwagę fakt, że para wodna ma gęstość mniejszą niż suche powietrze, dochodzimy do wniosku, że jeżeli dwa sąsiednie elementy mają tę samą gęstość przy różnej wilgotności, to muszą mieć różne temperatury. Wielkość tego efektu jest dana przez związek: 0?1 C na gram pary wodnej na kilogram powietrza. Oznacza to, że jeżeli 1 kg powietrza za­ wiera o 1 gram pary wodnej mniej niż sąsiedni i ma tę samą gęstość, to jest cieplejszy o 0?1 C. Efekt ten może być istotny, gdyż jeżeli w początkowym uwarstwieniu poziomym sytuacja była statyczna, to po przemieszaniu warstw gęstość szybko się wyrówna, nato­ miast wilgotność może wyrównać się tylko poprzez dyfuzję, tzn. w dłuższej skali czasu. W efekcie powierzchnie stałej wilgotności są w różny sposób ułożone. Jako przykłady konfiguracji tych' powierzchni mogą służyć różne typy obłoków. Autor zastanawia się krótko również nad efektami powstawania wirów spowodo­ wanych przeszkodami typu kopuł stojących na drodze wiejącego wiatru. Dochodzi do wniosku, że ponieważ w powstających za przeszkodą wirach krąży w zasadzie to samo powietrze wolno mieszając się z otaczającym, efekt fluktuacji temperatury będzie zaniedbywalny. Największych zmian temperatury należy spodziewać się w punk­ cie napowietrznym, gdzie wytwarza się największe nadciśnienie. Ale dopiero przy wiatrach o prędkości rzędu 20 m/sek. temperatura może tam wzrosnąć o 0?2 C. Tak więc wpływ efektów dynamicznych na rozmycie obrazu jest na pewno mniejszy niż np. różnica temperatury między kopułą i otoczeniem. Tym niemniej ważne jest takie zaprojektowanie kopuły, by uniemożliwić masie powietrza znajdującej się blisko przy ziemi dostanie się powyżej szczeliny w kopule. W tym celu autor proponuje budowę kopuły na palach (teleskop, oczywiście, musi stać na masywnym, betonowym postumencie) i umieszczenie szczeliny na dostatecznej wysokoźci (nie mniej niż dwie średnice kopuły nad ziemią). Prócz tego celowe byłoby zbudowanie dwu podłóg za­ wieszonych na pewnej wysokości na zewnątrz kopnły. Podłogi te zbudowane ■? bam­ busa lub sieci nylonowej zapobiegałyby unoszeniu wzburzonego powietrza ponad nie, a prócz tego skrapiane w dzień woda zmniejszałyby konwekcję. Również sama kopuła powinna być tak skonstruowana, by minoryzowała różnice temperatury istnie­ jące między nią i otoczeniem. Jako przykład autor proponuje obudowanie konwencjonal­ nej kopuły drugą z nylonu i zainstalowanie pompy zmieniającej wciąż powietrze mię­ dzy nimi. Po tych referatach omawiających teoretyczny w pewnym sensie ńspekt zagadnie­ nia wyboru miejsca, pragpę zaprezentować czytelnikowi dwa referaty związane już bezpośrednio z poszukiwaniami dogodnego terenu pod obserwatorium. Pierwszy z nich J. Stock a pt. Chili omawia wyniki dotychczasowych ekspedycji w Chile związa­ nych z badaniem warunków atmosferycznych w różnych miejscach tego kraju. Na początku autor daje kilka wskazówek od czego

Dolna granica będzie określona przez inwersję temperatury, którą można określić z obserwacji porannych mgieł, lub ewentualnie uzyskać informacje o niej od pilotów samolotów. Średnio jest ona na wysokości od 1200 m do 2000 m. Górną granicę okre­ ślają w niektórych krajach po prostu najwyższe góry, a jeżeli nie ma z tym kłopotu, to jest ona określona przez wysokość, na której człowiek jeszcze może wydajnie pracować, jak również przez wiatry i inne czynniki natury technicznej. W ten sposób mamy określony przedział wysokości. Należy teraz wybrać miejsce dostatecznie daleko odległe od innych gór o tej samej lub większej wysokości. W ten sposób zaczęto również poszukiwania w Chile. Ogólne warunki pogodowe są tam takie, że między szerokościami 35°S i 25?S silnie zmienia się zachmurzenie wg prostej relacji: zyskuje się 10 nocy pogodnych w roku na stopień w kierunku pół­ nocnym. Z drugiej strony obserwatorium z założenia ma służyć do obserwacji nieba południowego. Potrzebny był kompromis. W ten sposób uwaga została skoncentrowa­ na na dwu miejscach. Mają one szerokości 30°S i 27°30/S i są odpowiednio na wysoko­ ściach 2200 m i 3100 m. Pierwsze z nich znajduje się na górze Tololo, a drugie na górze La Peineta. W obydwu miejscach prowadzi się nadal badania i obserwacje. Drugi referat A.R. Hogga pt. Australie zapoznaje krótko czytelnika z wynikami poszukiwań przez staff Obserwatorium Mt. Stromlo terenu dogodnego pod budowę polowej stacji obserwacyjnej. Badania szły w dwu kierunkach: oszacowania ilości pogodnych nocy jakości obrazu. Były one prowadzone stale w stacji na Mt. Bingar (szer. 34°S, wys. 450 m) za pomocą 65 cm reflektora podczas normalnych obserwacji astronomicznych oraz w różnych innych miejscach za pomocą małych przenośnych teleskopów. W dwuletnim okresie czasu pod obserwacje fotometryczne nadawało się 42$ czasu nocnego na Mt. Bingar, a dalsze 10% można było zużyć pod inne prace, np. spektroskopowa. Inne miejsca zostały wydzielone do obserwacji w oparciu o dane topograficzne i meteorologiczne. Badania wykazały, że miejscem o najlepszym seeingu jest Siding Spring Mount w pobliżu Coonabarabran (szer. 31?5 S, wys. 1.160 m), a ilość pogodnych nocy nie ustępuje ilości na Mt. Bingar. Tu więc zdecydowano zbudować stację połową z głównym instrumentem o średnicy 1 m.

LITERATURA

Bull.Astiw do l’Observatoire de Paris, vol. XXIV, fasc. 2 i 2, 1963 = Le -hoix des Sites d'Observatoires Astronomiques {Site Testing), ed. J. Rósch, publ. IAU.

KONFERENCJA: MIKR0K0SM0S - MAKROKOSMOS - MEGAK0SM0S

K. RUDNICKI

dniach 26 —28 listopada 1964 roku staraniem Pracowni Zagadnień Filozofii Nauk Przyrodniczych Instytutu Filozofii i Socjologii Polskiej Akademii Nauk zorganizowano konferencję pod nazwą „Mikrokosmos — makrokosmos — megakosmos” . Konferencja miała na celu zbliżenie do siebie polskich uczonych różnych specjalności (filozofów, matematyków, fizyków i astronomów), pracujących w dziedzinie kosmologii, V! czasie jej trwania wygłoszono następujące referaty: Prof. dr Foman Ingarden (iunior) Teoria informacji a podstawy termodynamiki, Prof, dr Jan Weyssenhoff Makro- fizyka jako podstawa całej fizyki, Doc. dr Zdzisław Augustynek Topologiczne problemy czasu, Mgr Wojciech F rej la k Analiza kiytyczna pewnych zagadnień fizyki relatywistycznej oraz fizycznej teorii przestrzeni i czasu, Doc. dr Zygmunt Ch y l i ń- s k i Problem czasu w iwietle zasad nieoznaczoności, Prof, dr Andrzej Trautman Geometria czasoprzestrzeni Newtona, Dr Stanisław Gorgolewski mówił o teoretycz- 138 Kronika nych podstawach wyznaczania czasu*, ProŁ dr Jerzy Rayski Teoria pięciowymiaro- wej przestrzeni i jej implikacje, Pro i. dr Szczepan Szczeniowski P ewne implika­ cje odkrycia nowych obiektów astronomicznych (Quasistars) oraz Doc. dr Konrad Rud­ nicki Możliwości współczesnych obserwacji astronomicznych a rozstrzygalnośi hipotez kosmologicznych. Jak wynika z tytułów referatów, były to zarówno prace przeglądowe, jak i refe­ raty z osiągnięć własnych prelegentów. Obszerna dyskusja nad wszystkimi referatami przebiegająca w szczerej i bezpośredniej atmosferze wykazała, źe istnieje wiele pro­ blemów, w których współpraca pomiędzy przedstawicielami nauk matematycznych i filozofami moie być korzystna nie tylko dla filozofów, ale i dla strony przeciwnej. Konferencja była pierwszym tego rodzajn ogólnopo skim spotkaniem. Po nim mają nastąpić dalsze. Część materiałów z konferencji będzie opublikowana w czasopiśmie „Studia Filozoficzne” ,

’ Referat był improwizowany, bez tytułu. Z KORESPONDENCJI

ZAMIAST RECENZJI . . .

I. PAGACZEWSKI

Eugeniusz Rybka, Four Hundred Years o f the Copemican Heritage. Tora XVIII Serii Wydaw­ nictw Jubileuszowych Uniwersytetu Jagiellońskiego, nakład UJ, Wydanie I t nakład 800+100* Alk. wyd. 11,75. Drukarnia Narodowa w Krakowie.

Pozostawiając bardziej kompetentnym recenzowanie całości dzieła, zajmię się jedy­ nie jednym jego rozdziałem, a mianowicie rozdziałem o obserwacjach Kopernika (stronv 82—91), gdyż zawiera on m.in. ważkie stwierdzenia, z którymi absolutnie zgodzić się nie mogę. Niemal dokładnie połowę rozdziału stanowią ilustracje, doskonale dobrane przez dr Tadeusza Przypkowskiego, który jest ich autorem. Początek rozdziału zajmują pewne dane historyczne, m.in. rozważania na temat prac ekonomicznych Kopernika. Obserwacjom i narzędziom astronomicznym poświęca Autor dokładnie 93 wiersze. Zupełnie słusznie podkreśla Autor celowość wykonywania takich, a nie innych badań przez astronoma. Jak wiadomo, wykonywał je Kopernik planowo, przeważnie w celu podparcia teorii heliocentrycznej, nad której wykończeniem i udowodnieniem długo pracował. Znamy zaledwie sześćdziesiąt kilka obserwacji, jednakże niektóre z nich uważać musimy za obliczony wynik kilku, kilkunasto, a może nawet kilkudzie­ sięciu poszczególnych pomiarów. Narzędzia używane przez Kopernika były więcej niż skromne, wprost prymitywne. Zbudowane własnoręcznie z drzewa jodłowego według wskazówek Ptolemeusza (z wyjątkiem jednego: tablicy słonecznej w Olsztynie), nie mogły osiągać wysokiego stopnia precyzyjności, pomimo to jednak dokładność wyników osiągniętych przy ich pomocy zlaskoczyła nawet tak wielkiego obserwatora, jakim był duński astronom- -astrometra, Tycho Brahe. Toteż tym bardziej zaskakuje czytelnika zdanie, które cytujemy dosłownie (str. 85): ,,Neither at Frombork, where most of this observations were made, nor at Olsztyn, where he stayed from 1516 to 1521, did he establish a permanent observatory” . Nie orientuję się dobrze, co Autor rozumie przez „trwałe” (peimanent) lub nie­ trwałe obserwatorium. Cokolwiek by to znaczyło, zdanie zacytowane wygląda na za­ rzut, że Kopernik, pomimo że był genialnym astronomem, nie zbudował jakiegoś wiel­ kiego obserwatorium, w rodzaju np. gmachu, jakim szczycił się na wyspie Hveen w Danii Tycho Brahe. Pominąwszy fakt, że wielu sławnych astronomów nie zbudowało żadnego obser­ watorium i nie robiono im z tego powodu zarzuto, wypowiedź powyższa nie jest praw­ dziwa. Po zbadaniu tąk ważkiego dla nauki o Kopernika dokumentu, jakim jest praca Tychona Brahe pt. Appendix ad observationes anno 1584 [l] zawierająca opracowa­ nie dostrzeżeń Eliasza Olafowicza Morsianusa C im bera, wysłannika Tychona na Warmię, nie ulega już dzisiaj żadnej wątpliwości, że Kopernik posiadał, przynaj- 140 Z korespondencj mniej od roku 1515, a może już nawet od 1512, platformę obserwacyjną zbudowaną w pobliżu jego pozamnmej kanonii, którą optował po Baltazarze Stockfischu w roku 1512. Praca Tychona Brahe zawiera bliższe szczegóły o wyglądzie platformy, nazwa­ nej przez Cim bera PLATEJĄ; wiemy np., że poprzez jej płaską powierzchnię biegała linea meridiana, która sporządzona z jakiegoś innego, niż sama płaszczyzna materiału, była firmiter iniuncta trunco — w sposób trwały połączona z trzonem funda­ mentu. Wyraz trnNcus — trzon, jest wyrazem używanym w budownictwie i oznacza istotę każdego fundamentu, tj. jak najsolidniejszy mur z cegieł lub kamieni, spojo­ nych solidną zaprawą murarską. Ów trzon mógł być sporządzony w naszym wypadku z olbrzymich głazów morenowych, jakich mnóstwo znaleźć możemy i dziś jeszcze w okolicach Fromborka [2]. Wymiary fundamentu oraz podłogi, która mogła być ułożona z kilku warstw cegły, oceniam przynajmniej na 4 X 4 metry. Mniejsza podłoga nie dawałaby swobody w po­ ruszaniu się obserwatora kołc instrumentów, które były sporych rozmiarów, jak świadczą 0 tym rekonstrukcje dr P rzypkowskieh. Linea meridiana musiała być sporządzona z bardzo trwałego materiału, skoro nie uległa zniszczeniu w ciągu 68 lat dzielących obserwacje Kopernika od obserwa­ cji Cimbera. Wydaje się, że będę bliski prawdy, je&li wyrażę przypuszczenie, że tworzyła ją metalowa szyna (płaskownik); trudniej powiedzieć, z jakiego była metalu. Mógł w'chodzić w rachubę mosiądź lub brąz, a nawet zwykłe żelazo zabezpieczone minią. Nie trzeba mieć wybitnej wyobraźni, ażeby taki fundament z południkiem i dokład­ nie wypoziomowaną podłogą nazwać mianem „obserwatorium” . Wszak służył do usta­ wiania na nim narzędzi — bez niego narzędzia te były bezużyteczne (zwłaszcza kwadrant), a poza tym było to obserwatorium trwałe (a pemanent observatory), gdyż przetrwało w stanie nienaruszonym przynajmniej do czasów Cimbera (1584); przypuszczać należy, że spoczywa nadal (a przynajmniej jego szczątki) gdzieś w ziemi i dałoby się odszukać dziś jeszcze sposobami stosowanymi w archeologii i geofizyce sto­ sowanej. Dokument przytacza również wypowiedź mieszkańców współczesnych wizycie Cimbera we Fromborku co do miejsca, z którego obserwował stale Kopernik po zaniedbaniu platformy: była to mianowicie tunicula — wieżyczka położona najbliżej na wschód od zabudowań Ecarda de Kempen (zapewne Ekharda z Kępna). Cytuję ów fragment dosłownie; „Fuenburgi Prussiae sive Varmiae, in aedibus domini Ecardi de Kempen, proximis ab occidente turriculae isti, in qua Nicolaus COPERNICUS omnes (sic) suas observationes ab istius loci incolis fecisse dicitur". Naturalnie, że nie „wszystkie” , skoro oprócz wieżyczki istniała przed tym PLATFJA, używana jednak zapewne tylko do roku 1516, gdyż potem Kopernik wy­ jechał na dłuższy pobyt do Olsztyna. W styczniu 1520 r. nastąpiło spalenie kurii Kopernika przez zagon krzyżacki z Braniewa, połączone ze zniszczeniem kwadrantu słonecznego. Do wnętrza murów obronnych najeźdźcy wówczas nie dotarli, gdyż były one bronione przez spory oddział wojska polskiego. Nie wydaje się wcale czymś dziwnym, że Kopernik, po tak ciężkich doświadcze­ niach, postanowił przenieść siedzibę pozostałych narzędzi (triquetrum i sfery armilar- nej) w inne, bardziej bezpieczne miejsce. Również należało znaleźć bezpieczniejsze miejsce dla przechowywania największego skarbu, jaki posiadał, tj. rękopisu Dzieła 1 skromnej, niewiele dziesiątek książek liczącej biblioteki podręcznej. Do tych celów nadawała się dobrze jedna z baszt, mianowicie północno-zachodnia, w systemie murów obronnych katedry, ta, którą obecnie nazywamy wieżą Kopernika, Tunis Copemici. Są ślady znacznych przeróbek najwyższych kondygnacji tej wieży, pochodzące właśnie z czasów około 1521 r. Można chyba przypuszczać, że przebudowa ta była inicjowana przez samego Kopernika, który urządził sobie w najwyższym pokojn Z korespondencji 141

wieży zaciszną pracownię naukową. Są także dane, że w pokoju o piętro niższym był jego pokój mieszkalny, w którym wypoczywał po męczącej pracy umysłowej lub obserwacyjnej. Wieżę otaczał od wschodu i południa — dziś już zrekonstruowany — ganek obron­ ny, którym straże mogły obejść wieżę nie wchodząc do jej wnętrza. Z pokoju mieszkal­ nego Astronoma prowadziły nań drzwi wybite we wschodniej ścianie wieży, od strony katedry (również już przywrócone). Gankiem tym dojść można było, omijając basztę bramną, aż do ogromnego oktogonu, niskiego, lecz bardzo szerokiego bastionu, zwieńczonego od góry krenelażem. Podłoga tarasu bastionu leżała do 2 m poniżej krenelaża, była najprawdopodobniej pozioma (z odprowadzeniami wody), a już przy­ najmniej jakaś jej część musiała być przez Kopernika spoziomowana, gdyż w prze­ ciwnym razie nie nadawałaby się do ustawiania narzędzi. Już A. Penconek zwrócił uwagę w Uranii [|3l) na wspaniałe warunki, jakie taras ten, otoczony dokoła murem, a więc zaciszny, dawał Kopernikowi. Umieściwszy na nim swe narzędzia, mógł obserwo­ wać w dzieli i w nocy bez przeszkód ze strony ludzi obcych. Jest rzeczą zupełnie nieprawdopodobną, by Astronom przenosił swe narzędzia codziennie z pracowni w wieży mieszkalnej do oktogonu. Najpewniej sporządził na nim jakieś schowanko, np. wielką szafę, z której — w razie potrzeby — właściwe narzędzie było wysuwane. Jak świadczą dokumenty, już od połowy XV wieku znajdowała się na oktogonie drewniana dzwonnica, mieszcząca wielki dzwon katedralny. Brak natomiast jakich­ kolwiek dokumentów omawiających jej wygląd czy wysokość, ale przy szerokości tarasu 6 m należy przypuszczać, że dla Kopernika pozostawało jeszcze sporo miejsca dokoła i jeśli nie mógł z danego miejsca osiągnąć swego celu obserwacyjnego, to już nie­ wielkie przesunięcie wystarczyło, — tym bardziej, że większość jego obserwacji była zgrupowana w południowej i południowo-zachodniej stronie nieba. Oczywiście, pewne dostrzeżenia, jak obserwacje koniunkcji planet ze sobą lub z gwiazdami, a także obserwacje zaćmień, mógł Kopernik wykonywać nawet z okien swojej pracowni na wieży [ 4 ] . Zaćmienia Słońca najprawdopodobniej obserwował zaciemniwszy pokój przez zamknięcie wszystkich okiennic; mały otwór wywiercony w jednej' z nich wy­ starczył do rzucenia obrazu Słońca na podłożony ekran papierowy. Łatwo było wów­ czas wyznaczyć wielkość zaćmienia w częściach średnicy tarczy Słońca. Wynalazek tej metody obserwacji przypisuje się właśnie Kopernikowi. A zatem i drugie obserwatorium fromborskie Kopernika było trwałe; oktogon stoi w mało zmienionej przeróbkami formie. Należałoby tylko zdjąć z niego nadbudowaną w r. 1685 (za czasów biskupa Radziejowskiego) dzwonnicę, uzupełniając równocześ­ nie zniszczony krenelaż. Co się zaś tyczy Olsztyna, to przebywając w nim czasowo (od 1516 do 1521 r., z dłuższą przerwą w r. 1519) Kopernik bynajmniej nie zaniedbywał kontynuowania przeprowadzanych we Fromborku obserwacji Słońca. Zapewne nie wiedział, jak długo wypadnie mn bawić poza Fromborkiem. Dlatego nie zbudował tam drugiego pavimentum dla kwadrantu "tBudowa taka byłaby nie tylko pracochłonna, ale i kosztowna}, zosta­ wiając instrument na Warmii, co okazało się — jak już wiemy — fatalne w skutkach. Obserwacje Słońca kontynuuje Kopernik przy pomocy ad hoc wynalezionego przez siebie przyrządu: tablicy, sporządzonej własnoręcznie na wewnętrznym murze goty­ ckiego krużganku, obok swej sali mieszkalnej. Szczegółowe badania tego niesłycha­ nie cennego zabytku, bo pochodzącego z pewnością z własnych rąk Kopernika, prze­ prowadzone przez prof. Bohdana M a rcon i e go, prof. Fryderyka Koebcke i dr Tadeu­ sza Przypkowskiego w latach 1956—1957 [5] połączone z usunięciem później­ szych przemalowań i przeróbek wykazały, że mamy tu do czynienia z obserwacyjną tablicą słoneczną, wykreśloną na zasadzie zegara refleksyjnego. Zasada tego typu urządzeń nie była jeszcze wówczas znana w gnomonice; niezależnie od Kopernika wykryto j ą znacznie później na nowo. Przypuszczenie, że nie był to zwykły zegar słoneczny, lecz pewnego rodzaju przyrząd astronomiczny, wypowiedział już Jan Śniadecki, cytując w pracy o Koperr 142 Z korespondencji

niku |ć] list Czackiego i Molskiego. Powiada tam w swej uwadze, że mógł on służyć ,,do czasu południa, do wysokości południowych Słońca, do obserwacji Solstitiorum (przesileń) et Aequinoctiorum (porównań) i dochodzenia pochyłości eklip- tyki” . Tablice obrazuje dobrze wykres zamieszczony w „Postępach Astronomii” (tom VI, strona 109), oraz w pracy T. Przypkowskiego Astronomiczne zabytki Olsztyna (na stronie 147). Jego główną linią jest prosta z napisem AFQUINOCTIUM, po której biec musiał „zajączek” wytworzony przez dokładnie poziome (najpewniej rtęciowe) lusterko w dniu wiosennego porównania, natomiast widoczne na tablicy łuki hiperbol 0 nachyleniu podobnym do równonocnego, przedstawiały tory tegoż odbicia promienia słonecznego co 5 stopni długości, a więc średnio co 4.95 dni. Interpolując „na oko” mógł Kopernik śledzić bieg Słońca codziennie kontrolując jego długość, ale tylko w okresie czasu około 40 dni przed i kilkanaście dni po fównonocy, gdyż taki maksy­ malny zakres obejmowała i tak prawie 8 m długa tablica. Śledzenie na niej solsticjów nie było możliwe, chyba żeby kiedyś dalszy ciąg tablicy znajdował się na suficie krużganka zniszczony w czasie późniejszych przeróbek, np. w r. 1911, jes' to jednak bardzo mało prawdopodobne. Opisywana tablica służyła więc Kopernikowi do wyznaczania momentów porównań dnia z nocą (względnie, co na jedno wychodzi, przejść Słońca przez równik niebieski), a więc do kontynuowania prac przeprowadzanych już we Fromborku przy pomocy kwadrantu słonecznego w latach 1515—1516 z pavimenm -platei. Na (akt ten wskazał po raz pierwszy dr Tadeusz Przypkowski [5] i w tym punkcie całkowicie się z nim zgadzam. Tablicę olsztyńską moglibyśmy uważać więc za „zastępcze” obserwatorium Kopernika; jednak było ono również „permanentne” , bo dotrwało do dnia dzisiejszego (zob. ryc. 21 na stronie 85 cytowanej książki). Tym samym i dwa dalsze zarzuty postawione Kopernikowi przez Autora: „A'either did he invent any sort of instrument or discover any method of observation. . mijają się z oczywistą prawdą. A więc przypuszczenie i tradycję, że Kopernik obserwował z wieży północno- -zachodniej, w której miał swą pracownię, tj. z okien względnie z obronnego ganku, nawet specjalnie rozbudowanego w tym celu, należy ostatecznie zarzucić jako nie­ poważne. Nie obserwował on nigdy na chwiejnych gankach czy drewnianych balko­ nach, lecz od samego początku na mocnym, murowanym i wypoziomowanym funda­ mencie, ,,tak, żeby na żadną nie pochylał się stronę” [7], najpierw zbudowanym ad hoc w pobliżu swej pozamumej kurii, w której mieszkał początkowo (a może nawet 1 stale, do śmierci), a potem — już do końca — na nadzwyczaj masywnej baszcie- - turricnli-oktogonie. Wbrew nielogicznemu twierdzeniu wybitnego skądinąd kopemikanisty niemie­ ckiego Ernesta Z inner a [8]" który jednak znajdował się na tropie prawdy, możemy dziś z całą stanowczością twierdzić, że Mikołaj Kopernik posiadał swoje — i to trwałe, permenentne — obserwatorium we Fromborku i w Olsztynie, a więc, jak chce ten ostatni uczony, budowle służące stale celom obserwacji ciał niebieskich. Jaki cel przyświecał Autorowi, wypowiadającemu tak ważkie i stanowcze twier­ dzenia, niczym przy tym nie udowodnione, w dodatku w książce przeznaczonej dla czytelnika zagranicznego? Nie przypuszczam, by zamiarem jego była chęć podkopa­ nia autorytetu wielkiego Astronoma, zwłaszcza w chwili, gdy Wszechnica, na której ów studiował i od której „wszystko otrzymał” , jak sam mawiał, obchodziła 600-lecie swego istnienia i czciła swego największego bezsprzecznie ucznia. Przyczynę upatruję gdzie indziej. Oto wspomniany już niemiecki kopemikolog, Ernst Zinner, na stronie 416 swego dzieła: Entstehung und Ausbreitung der Kop- pemikanischen Lehre (Erlangen 1943), wyciąga po pewnych rozważaniach na temat obserwatorium Kopernika, oczywiście zupełnie fałszywy wniosek, że nasz Astronom Z korespondencji 143 nie posiadał w ogóle żadnego obserwatorium. Jak ten wytrawny uczony doszedł do tak zaskakującego wniosku, pozostanie chyba sprawą niewyjaśnioną. Profesor Rybka zanadto zaufał w tej materii swemu niemieckiemu koledze i przyjął dosłownie jego zbyt pochopny wniosek. Nic, nawet kilka słów pochwały przy końcu rozdziału, nie zatrze przykrego wra­ żenia, jakie odnosi czytelnik książki, że Kopernik, mimo swej niezaprzeczonej wiel­ kości jako teoretyk astronomii, był raczej mało pomysłowym obserwatorem i nie wy­ konał nawet tego, co mógł był wykonać, gdyby tylko wykazał nieco więcej inwencji w duchu Autora. Z powyższymi wywodami łączy się ściśle jeszcze jedna wypowiedź Autora, z którą również nie mogę się zgodzić. Na stronie 180 swej książki pisze on mianowi­ cie, że obserwatorium astronomiczne założone przez Jana Heweliusza w Gdańsku było pierwszym obserwatorium na kontynencie europejskim (gdyt obserwatoria Tychona Brahe były zbudowane na wyspie Hveen). Jest to co najmniej grube uprosz­ czenie, jakiego nie wolno nam robić. Pierwszym obserwatorium astronomicznym na kontynencie europejskim była bowiem wieża, na której obserwował w Wiedniu Jerzy Purbach (1425—1461), a także słynny Regiomontanus. Następnie astronomo­ wie Regiomontanus i Walther obserwowali w Norymberdze z jakiegoś balkonu czy tarasu. Niestety, z obu obserwatoriów nie pozostał żaden ślad. Za następne, trzecie z kolei obserwatorium astronomiczne trzeba koniecznie uznać kopernikowską PLATEJĘ^ we Fromborku, pomimo że służyła ona Astronomowi najwyżej tylko przez kilka lat. Czwarte miejsce należy przypisać krużgankowi na zamku w Olsztynie, piąte zajmie oczywiście turriculo-oktogon we Fromborku. Czasową lukę między śmiercią Kopernika a początkiem działalności Tychom Brahe wypełnia obserwatorium landgrafa hesskiego, księcia Wilhelma IV w Kassel, założone około roku 1570, na którym w 1575 bawił Tycho Brahe |p]. Ten ostatni przebywa i zaczyna prace obserwacyjne na wyspie Hveen w r. 1576, lecz dopiero w 1580 r. obserwatorium Uraniborg jest gotowe. Dodatkowe obserwatorium Stjemeborg wchodzi do pracy w r. 1584 [l0]. Następne cztery punkty obserwacyjne należą rów­ nież do Tychona Brahe. Gdy w roku 1597 opuścił on wyspę Hveen wraz z rodziną i uczniami, obserwował przez pewien czas na zamku Wandesberg (Waudsbek) koło Hamburga, gdzie miał ze sobą kilka narzędzi przenośnych, m.in. sekstans [ll]. Dalej idą: zamek w Benatkach (35 km na phi.-wschód od Pragi), Belweder królowej Anny w Pradze i wreszcie dom Kurtzego w Pradze. Z kolei następuje stare obserwatorium w Lejdzie istniejące od roku 1633; w Kopenhadze od 1637 odbywają się obserwacje na Rundetaam [12]. Widzimy więc, że obserwatorium Heweliusza w Gdańsku założone około roku 1640 należy umieścić w rzędzie obserwatoriów europejskich zapewne dopiero na piętnastym miejscu. Na zakończenie — już tylko gwoli ścisłości — trzeba sprostować, że Heweliusz nie litografował osobiście swoich rysunków Księżyca, lecz sztychował je na blachach miedzianych. Litografia, a więc rysunek na kamieniu za pomocą tłustych kredek, była stosowana dopiero od końca XVIII wieku, a więc w 100 lat później [l3j.

LITERATURA

[i] Tychonis Brah e Dani Opera Omnia Heuniae, 1927, Vol. X, pg. 345. [2j Janusz Pagaczewski, BuAska Ekspedycja Astronomiczna na fformtf w r. 1584, Komuni­ katy Mazursko-Warmińskie 1964, 1. C3l Adam P en eon ek, Obserwatorium Mikołaja Kopernika we Fromborku, Urania 1961, Nr 6. C4l M ichał Kamieński, Obserwacje Mikołaja Kopernika.... £5] Tadeusz Przypkowski, Astronomiczne zabytki Olsztyna. Rocznik Olsztyński, 1958. [6] Jan Śniadecki, O Koperniku, s. 105. C7l N icolaus Coper licu s. IXe Revolutionibus, K s. II. rozd-z. H. 144 Z korespondencji

C83Emst Zinner, Entstehung u. Ausbreitung der Koppemikanischen Lehre, Erlangen 1943. C9] Harald M orten sen. Landgrev 'Wilhelm IV a f Hessen og Hans Observatorium, Cassiopeia, 1950—1951, s. 52-56. C10]J.L.E. Drey er, Tycho Brahe, Karlsruhe 1894. [113 Harald Mortens en, Tycho Brahe i Wandsbek. Cassiopeia, 1945, s. 94—98. C 12lW .de Sitter, Short History of the Observatory of the University at Leiden 1633—1933. [13 3 Wafa Encyklopedia Powszechna, s. 499.

ODPOWIEDŹ DROWI J. PAGACZEWSKIEMU

E. RY BK A * Zarzuty Dra J. Pagaczew skiego sprowadzają się do dwóch spraw, dotyczą­ cych Kopernika: 1) Czy Kopernik miał trwałe obserwatorium? 2) Czy Kopernik był twórcą nowych metod obserwacyjnych? W obu tych sprawach nie mogę, niestety, przyznać słuszności argumentom Dra J. Pagaczewskiego i podtrzymuje stanowisko, zajęte przeze mnie w książce Four Hundred Years of the Copemican Heritage. Pragnę na wstępie zaznaczyć, że należy odróżniać pojęcie „obserwatorium astrono­ miczne” od pojęcia „punkt obserwacyjny” . Punktów, skąd czyniono chwilowo obser­ wacje astronomiczne, było wiele przed Kopernikiem i po Koperniku. Takim punktem w odniesieniu do Kopernika było miejsce w Bolonii, gdzie wykonał on pierwszą obser­ wację, nieco większymi punktami były miejsca, skąd Kopernik obserwował w Olszty­ nie i Fromboiku. Trwałe obserwatoria astronomiczne mają instrumenty obserwacyjne ustawiane w zbudowanych na ten cel pawilonach i z reguły wykonywane są tam dłuższe serie obserwacji. Pod tym względem miejsca, skąd dość rzadko obserwo­ wał Kopernik przenośnymi instrumentami we Fromborku i w Olsztynie, nie mogą być nazywane obserwatoriami. Nie mogą one być porównywane np. z obserwatorium Tycho- na Brahe. Obserwatorium zresztą nie było niezbędne do napisania De Revolutionibus. Choć Kopernik doceniał znaczenie obserwacji astronomicznych i sam je czynił, jednak nie w obserwacjach zawarty został jego wielki wkład do skarbnicy myśli ludzkiej. Znamy zaledwie około 60 obserwacji wykonanych przez Kopernika w ciągu jego dość długiego żywota. Czy fakt ten upoważniałby kogokolwiek do stawiania mu jakiegokolwiek zarzutu? Oczywiście, że nie. Przecież zadaniem, jakie postawił sobie Kopernik, było utworzenie nowego obrazu świata i do tego dążył on przez całe życie, obserwacje zaś służyły mu tylko do poprawiania niektórych danych liczbo­ wych, a nie do zasadniczej koncepcji budowy świata. Bardzo obszerne wywody Dra Pagaczewskiego, jak mógł wyglądać punkt obserwacyjny we Fromborku, są oparte przeważnie na domysłach i wyobraźni Autora, nie mogą więc jeszcze stanowić pewnych argumentów naukowych. Co się tyczy Olszty­ na, to chociaż jest możliwe, że sporządzona przez Kopernika na krużganku tablica służyć mogła do czynienia jakichś spostrzeżeń astronomicznych, nie mogły one być wystarczająco dokładne. Nie mamy zresztą żadnych dowodów na to, że ewentualne te obserwacje były w jakikolwiek sposób przydatne Kopernikowi do tworzenia jego dzieła. Trudno tę tablicę nazywać instrumentem astronomicznym. Nie stanowiła ona poza tym jakiegoś postępu w technice obserwacyjnej, jak nie stanowiły zasadnicze­ go postępu znane trzy instrumenty, które Kopernik wykonał i nimi obserwował. Dla­ tego napisane przeze mnie zdanie, że Kopernik nie był twórcą nowych instrumentów i nowych metod obserwacyjnych — jest słuszne. Pragnąłbym przy sposobności zaznaczyć, że nie pisałem biografii Kopernika, lecz zamierzałem tylko przedstawić rozwój myśli kopemikadskiej, jak również jej wpływ Z korespondencji 145 na rozwój astronomii i na rozwój myśli naiuowej w ogóle. Z tego więc powodu celowo pominąłem z życia Kopernika wiele szczegółów, które dla przedstawienia tła rozwoju myśli kopemikańskiej oraz dla zobrazowania tego rozwoju nie były mi potrzebne. Zarzut Dra P a ga cz e wski e go o chęci podkopywania przeze mnie autorytetu Kopernika brzmi niepoważnie. Rzecz jasna, że jako astronom i Polak, żywię głęboką cześć dla największego astronoma polskiego i największego wychowanka Akademii Krakowskiej, jakim był Kopernik i drogie są dla mnie poszukiwania wszystkich po nim pamiątek. Stwierdzenie jednak, że nie w dziedzinie obserwacyjnej należy szukać ogromnego znaczenia Kopernika dla rozwoju kultury ogólnóludzkiej, lecz w potędze jego rewolucyjnej myśli^ nie pomniejsza, postaci wielkiego astronoma, tylko stawia ją w należytym świetle. W sprawie Obserwatorium Heweliusza przyznaję się do przeoczenia. Obser­ watorium w Lejdzie powstało w 1633 r. na 7 lat przed powstaniem Obserwatorium w Gdańsku. Pozostałe miejscowości, wyliczone przez Dra Pa ga c z e wski e go, były raczej punktami obserwacyjnymi, a nie stałymi obserwatoriami w ścisłym rozu­ mieniu tej nazwy. ------

■

■

______KILKA KRYTYCZNYCH UWAG O PNĄCY J. MERGENTALLRA SZKIC HISTORII ASTRONOMII W POLSCE W LATACH 1945-1963

S. NOWAK

Celem takiej pracy może być przedstawienie rozwoju danej dziedziny w pewnym okresie czasu i porównanie go z rozwojem tej gałęzi wiedzy w innych warunkach ustrojowych, społecznych itp. Aby to osiągnąć, nie wystarczy wyliczyć suche fakty, wiążące się z pracą poszczególnych placówek naukowych. Czytelnik musi uzyskać możliwość oceny, w jakim stosunku znajdują się wymienione prace do możliwości personalnych i instrumentalnych danego obserwatorium. W przeciwnym razie jako wielki sukces przedstawić można każdą pracę, każdy nabytek instrumentalny, nawet gdy zdobycze te leżą daleko poniżej poziomu możliwego do osiągnięcia. Posłużę się tu przykładem z terenu poznańskiego. Zarówno w tamtejszym Obser­ watorium jak i Stacji Astronomicznej w Borówcu uruchomiono nowoczesną służbę czasu, dysponującą szeregiem doskonałych narzędzi. Instrumentarium tej ostatniej placówki jest nawet bogatsze. Wydawać by się mogło, że wobec tego zasługuje ona na wyższą ocenę. Tymczasem jest odwrotnie. Zbudowanie dosłownie z niczego dwóch dobrych zegarów kwarcowych, zbudowanie względnie unowocześnienie szeregu dodatko­ wych aparatów, bez żadnych wzorów i pomocy z zewnątrz, przy dość ograniczonych możliwościach finansowych, było na pewno pracą pionierską i stanowi piękny sukces zespołu kierowanego przez Prof. Koebckego. W Borowcu problem ten w dużym stopniu sprowadzał się do umiejętności zdobycia odpowiednich kredytów, za które zakupiono narzędzia obserwacyjne oraz zlecono firmie ,,Ciemiewski — Kwiatkowski” budowę trzech zegarów kwarcowych z dodatkowym wyposażeniem elektronowym, opar­ tych na prototypie poznańskim. Czytając pracę prof. Mergentalera, można by przypuszczać, że jedną prze­ szkodą do wspaniałego rozwoju astronomii w naszym kraju jest brak większych na­ rzędzi obserwacyjnych. Słowem, problem sprowadza się do wyasygnowania dodatko­ wych kilku czy kilkunastu milionów złotych. Kilka miesięcy temu, na IV Zjeżdzie PZPR, pod adresem nauki padły m.in. słowa: ...... Decydujące jednak znaczenie ma racjonalne i bardziej wydajne wykorzystanie osiągniętego już potencjału badaw­ czego...” . Tak oceniają nas nasi zleceniodawcy, ludzie w większości z nauką nie związani, ale reprezentujący szerokie masy społeczeństwa, którego praca umożliwia prowadzenie naszych badań. Czy przytoczone słowa skierowane były również pod adresem astronomów? Największym przedsięwzięciem, zaplanowanym kilkanaście lat temu była budowa Centralnego Obserwatorium. Czytelnik na próżno szuka odpowiedzi, dlaczego nie doszła ona do skutku. Stwierdzenie, że skreślono ją z kolejnych planów gospodarczych, niczego nie wyjaśnia. Jak to się stało, że zamiast tej placówki powstał Zakład Astro­ nomii, składający się z kilku bardzo luźno ze sobą powiązanych pracowni i szeregu niewielkich placówek? W praktyce pracownie te stanowią przedłużenie odpowiednich obserwatoriów uniwersyteckich, z których planem pracy są bardzo ściśle powiązane. Czy nasze możliwości kadrowe są tak olbrzymie, że stać nas na równoczesne budo­ wanie Centralnego Obserwatorium, szeregu pracowni Zakładu Astronomii i jeszcze rozbudowę istniejących placówek przy szkołach wyższych? Co więc byłę powodem skreślenia tej budowy z planu — trudności gospodarcze, czy brak realnych możli- 148 Z korespondencji wości jej realizacji? Nasuwa się tu retoryczne pytanie: czy zlokalizowanie wszystkich pracowni Zakładu Astronomii w jednym miejscu nie dałoby pięknego i nowocześnie wyposażonego zalążka Centralnego Obserwatorium? Dalsze zakupy największych i najkosztowniejszych narzędzi mogłoby następować sukcesywnie. Zmniejszyłyby się w ten sposób wydatki administracyjne i — co ważniejsze — rozwój poszczególnych pracowni można by dostosować do potrzeb tej wielkiej placówki. Zastanówmy się chwilę nad powstaniem i rozwojem jednej z pracowni Zakładu Astronomii — Astronomicznej Stacji Szerokościowej w Borowcu. Pierwotnie miała tam powstać filia Obserwatorium Poznańskiego. Miano tam prowadzić pomiary szerokości, współpracując z podobną placówką w Irkucku. Założenie to było na pewno słuszne, gdvż Obserwatorium, wobec szybkiej rozbudowy Poznania, w nie­ dalekiej przyszłości zmuszone bgdzie poszukać sobie nowej siedziby. Można ją zlokali­ zować w Borowcu i tam stopniowo przenosić wszystkie instrumenty, pozostawiając na miejscu jedynie niezbędne wyposażenie dydaktyczne. Przejęcie tej placówki przez PAN (1951 rok) radykalnie zmieniło sytuację. Nasuwa się tu przede wszystkim pytanie, dotyczące służby czasu. Niemałym wysiłkiem zbudowano ją w Poznaniu. Jaki sens miało dublowanie tej pracy w Borówcu? Czy nie lepsze rezultaty — z punktu widzenia astronomii jako całości — dałoby wzmocnienie istniejącego już zespołu, względnie przejęcie go w całości? W referacie prof. Mergentalera placówka bordwiecka potraktowana została dość szczególnie. W odróżnieniu od wszystkich innych, nie widzi On tam nikogo poza jej kierownikiem. Czy pracujący tam zespół nic nie robi? W ciągu kilku lat pracy zaobserwowano wiele gwiazd czasowych, czy par Talcotta.Uzyskano sporą ilość mie­ sięcznych serii klinometrycznych, czy grawimetrycznych i • to często mierzonych kilkoma narzędziami pracującymi równolegle. Dane te, po dokonaniu szablonowej wstępnej obróbki, najbardziej pracochłonnej, przekazano następnie... do zagranicz­ nych central. Dlaczego stacja, poza zebraniem dużego materiału obserwacyjnego, posiadaniem bogatego instrumentarium i osiągnięciem dość wysokiej dokładności pomiarów, właściwie niczym innym nie może się pochwalić? Dlaczego doszło do paradoksalnej sytuacji — wysokiej oceny prowadzonych pomiarów przez te placówki zagraniczne, które z nich korzystają i równoczesnego przemilczania wykonanych prac oryginalnych? Czy dlatego, że zatrudnieni w Borówcu naukowcy nic nie robią, czy też dlatego, że zasadniczym zadaniem stacji stało się zbieranie materiału, wy­ korzystywanego następnie za granicą? Ile czasu można poświęcić na pracę naprawdę twórczą, jeżeli każdy pracownik naukowy musi eksploatować jedno, a często i dwa narzędzia obserwacyjne (teleskop zenitalny plus grawimetr, 4 wahadła poziome), dokonać wstępnej obróbki materiału obserwacyjnego i przygotować go do wysłania? Wystarczy przejrzeć oryginalne prace stacji — mniej więcej w połowie są to opisy stacji czy poszczególnych pracowni, różnego typu sprawozdania itp. Pozostałe dotyczą przeważnie problemów instrumental­ nych, porównania metod obserwacji itp. 0 podjęciu tematyki mchu wirowego Ziemi, mającej w założeniu łączyć trzy praktycznie niezależne działy stacji (czas, szerokość, przypływy skorupy ziemskiej) w tych warunkach nie można nawet marzyć. Mało tego, były nawet dość poważne projekty — bez zwiększenia kadry naukowej — powiększe­ nia stacji filią w Inowrocławiu. Myślę, że warto zacytować tu fragment ze sprawozda­ nia KC na IV Zjeździe Partii: Dynamiczny rozwój nauki jest nie do pogodze­ nia ... z tendencjami do podejmowania w nielicznych zespołach badaczy szerokiego wachlarza zagadnień Poruszyłem tn zaledwie kilka problemów, jakie nasunęły mi się po przeczytaniu omawianej pracy. Ograniczyłem się do przykładów ze środowiska poznańskiego choć myilę, że pewne analogie można by znaleźć i w innych placówkach. Ostatecznie histoiyczny rozwój astronomii, jak i każdej innej dziedziny, podlegał pewnym prawidło­ wościom. Wydaje się, że rzeczą historyka było wykiyć je i wskazać ich przyczyny. OrJIABJIEHME

Ct a T b H I E . flTsax, HeKTpMHHaji acTopo(J)H3MKa...... 63 K. CepKOBCKM, lUejieBbie cneKTporpacJ)bi ajih T&necKonoB cpeflHMx pa3- M e p o B ...... 85

M3 Jia6opaTopHS h o6cepBaTopH& B. ria^MHbCKM, TpexiiBeTHbie HaSjiiofleHMs 3Be3A Tuna R.R Lyrae . . 105 Jl. IleMHHbCKM, Onpeae^eHHe a3HMyTa u r'eorpa$n

M3 HayMHoK JiHTepaTypbi

B. naMHHbCKH, 3BOJIK)tJMfl 3Be3A B UiapOBblX CKOIUieHHJIX...... 113 K. CepKOBCKM, Pa6oTa P. AMnejia o acconMauwax KaccMoneM . . 115 P . AMneJib, 3aMeMaHHJi aBTopa pa6o™ , paccMOTpeHHoti K. CepKOBCKMM 120 K. CepKOBCKM, O tbct Ha 3aMeMaHMH P . A M n e jis ...... 124 K. CxeMneHb, O MexaHM3Me AeRcTByiomeM b 3Be3«ax BojibtJa-Paiie- ...... 125

X p O H M k a Jl. UhXOBMM, CMMn03M0H H KOJIJIOKBHyM O eBponefiCKOfl CaTejIJIMTHOM TpMaHry^jmMOHHoti ceTH, riapM*, aeKaópb 1964 ...... 129 K. CTeMneHb, Cmmiio3moh MAC o Bbióope MecTa ajih acrpoHOMMMecKMx oócepBaTopH fi ...... 132 K . PyflHMUKM, KoH^epeHUMfl: Mm kpo ko cm o c — MaKp0K0CM0c — M era* KOCMOC ...... 137

M 3 KoppecnoHfleHUMM

E . FlaraqeBCKH, BMecTO peueH 3HH... OBreHHyui PbiÓKa "Four Hundred Years of the Copernican Heritage” ) ...... 139 3. P w 6 K a , Otbct A -p E . riaraMeBCKOMy...... 144 C. HoBaK, HecKOJibKO KpMTimecKMX 3aMe»iaHH{i 0 paSoTe fl. MepreH- TaJiepa "OMepK mctopmm actpoHOMMM b riojibuie b nepnoAe 1945—1963" 147 150 Spis treści

CONTENTS

ARTICLES

J. Jat czak, Neutrino Astrophysics...... 63 K. S e r k o w s k i, Slit Spectrographs for Medinm-Size Telescopes...... 85

FROM LABORATORIES AND OBSERVATORIES

B. Paczyński, Three Colours Photometry of RR Lyrae Stars...... 105 L. P ie e z y ń s k i, Determination of the Azimuth and Latitude without Time Registration...... 107

FROM SCIENTIFIC LITERATURE

B. Paczyński, Stellar Evolution in Globular Clusters...... 113 K. Serkoyski, R.Ampel's Paper about Associations in Cassiopeiae...... 115 R. Am pel, Author s Remarks Concerning the Paper Discussed by K. Serkowski. 120 K.Serkowski, Answer to R.Ampel's Remarks...... 124 K. Stępień, On the Mechanism of Wolf-Rayet Stars...... 125

CHRONICLE

L. Cichowicz, Symposium and Colloquion on European Satellite Triangulation Net — Paris, 14—18 December 1964...... 129 K. Stępień, Symposium IAU ,,Site Testing” ...... 132 K. Rudnicki, Conference: Microscosmos — Macrocosmos — Megacosmos, , , . 137

CORRESPONDENCE

J. P ag a c z e w s k i, Instead of a Review . . . (Eugeniusz Rybka Four Hundred Years of the Copernican Heritage)...... 139 E. Rybka, Answer to Dr J. Pagaczewski...... 144 S. N ow ak, Some Critical Remarks Concerning J. Mergentaler s Paper The Outline of History of Astronomy in Poland in 1945—1963 ...... 147

SPIS TREŚCI ZESZYTU 2

ARTYKUŁY

J. J at cza k, Astrofizyka neutrinowa...... 63 K.Serkowski, Spektrografy szczelinowe dla teleskopów średnich rozmiarów 85 Spis treści 151

Z PRACOWNI I OBSERWATORIÓW

B. P a c z y ń s k i', Trójbarwne obserwacje gwiazd typu RR Lyrae...... 105 L. Pieczyński, Wyznaczanie azymutu i szerokości geograficznej bez rejestra­ cji czasu......

Z LITERATURY NAUKOWEJ

B. Paczyński, Ewolucja gwiazd w gromadach kulistych...... 113 K. Serkowski, Praca R. Ampela o asocjacjach w Kasjopei...... 115 R. Am pel, Uwagi autora omawianej przez K. Serkowskiego pracy...... 120 K. Serkowski, Odpowiedź na uwagi R.Ampela...... 124 K. Stępień, O mechanizmie działającym w gwiazdach Wolfa-Rayeta...... 125

KRONIKA

L. Cichowicz, Sympozjum i kollokwium o europejskiej sieci triangulacji satelitarnej — Pary i, grudzień 1964...... 129 K. Stępień, Sympozjum IAU o wyborze miejsca pod budowę obserwatoriów astronomicznych ...... 132 K. B udnicki, Konferencja: Mikrokosmos — makrokosmos — megakosmos .... 137

Z KORESPONDENCJI

J. P a ga c z e w s k i, Zamiast re cen zji... (F.ugeniusz Rybka Four hundred Years oj the Copemican H eritage)...... 139 E. Rybka, Odpowiedi Dr J. Pagaczewskiemu...... ! ...... 144 S. Nowak, Kilka krytycznych uwag o pracy J. Mergentalera Szkic historii astronomii w Polsce u> latach 1945—1963...... 147

POLSKIE TOWARZYSTWO ASTRONOMICZNE

POSTĘPY ASTRONOMII

KWARTALNIK

TOM X III — ZESZYT 3

1%5

WARSZAWA • LIPIEC —WRZESIEŃ 1%5 KOLEGIUM REDAKCYJNE

Redaktor Naczelny: Stefan Piotrowski, Warszawa

Członkowie: Józef Witkowski, Poznań Włodzimierz Zonn, Warszawa

Sekretarz Redakcji: Ludosław Cichowicz, Warszawa

Adres Redakcji: Warszawa, ul. Koszykowa 75 Obserwatorium Astronomiczne Politechniki

WYDAWANE Z ZASIŁKU POLSKIEJ AKADEMII NAUK

Printed in Poland

Państwowe Wydawnictwo Naukowe Oddział w Łodzi 1965

Wydanie I. Nakład 410+ 130 egz. Ark. wyd. 5,50. Ark. druk. 5,0- P a p ie r offset k l. I I I , 70 g, 7 0 x 100 O d d a n o d o d r u k u 18. V II. 1% 5 r.

Druk ukończono w lipcu 1965 r. Zam. nr 211. N-4 Cena /\ 10 — Zakład Graficzny PWN Łódź, ul. Gdańska 162 PROBLEM ULTRAFIOLETOWEGO PROMIENIOWANIA GWIAZD

TADEUSZ JARZĘBOWSKI

nPOBJIEMA yjlbTPA$MOJlETOrO M3JiyilEHMfl 3BE3fl

T. HaceMSoBCKHfi

Coflep*aHMe

B nepBoK qacm cTaTbH ( K p a T K o ) npeacTaBJieHbi coBpeMeHHbie panerabie Ha- 6jiiofleHHH yjibTpacJwojieTOBoro H3jiyMeHHH 3ee3n parawx cneKTpajibHbix KJiac- cob. 3aTeM o6cy*aaeTca: a) cpaBHemie Ha6jiioflaeMbix u TeopeTHqecKM noA- cmiTaHHbix MHTeHCMBHOCTeK, 6) Hecomacne Teopnw m HaSjHOflemifi ajih A < 2400 A u ero WHTepnpeTaiiMH, b) B03M0>KHbie cjieacTBHa noHBJiniomerocH HecorjiacMs B pa3HblX OSjiaCTHX aCTpO(J)M3MKM .

THE PROBLEM OF THE ULTRAVIOLET RADIATION OF STARS

Summary

In the first part of the article the ultraviolet rocket observations of early type stars are briefly described. In the following is discussed: a) the com­ parison of observed intensities with those calculated on the basis of model stellar atmospheres, b) the discrepancy between theory and observations for A < 2400 A and its interpretation, c) the eventual astrophysical consequences of the ultraviolet deficiency.

Widmo ciągłe gwiazd w ultrafiolecie* było już pokrótce omówione na łamach „Postępów Astronomii” w artykule S. Grzędz ielskie go (1963). Tutaj omówimy to zagadnienie obszerniej w oparciu o nowe dane.

♦Dla ścisłości należałoby dodać, że ultrafioletową część widma często rozdziela się. na dwie części: a) „bliski” ultrafiolet — od krótkofalowego końca widma wi­ dzialnego do A 2000 A, b) „daleki” ultrafiolet — od A 2000 A do rejonu miękkich promieni A'fA-'lOO A). W niniejszym artykule będzie głównie mowa o promieniowaniu gwiazd w dalekim ultrafiolecie. 156 T. Jarzębowski

1. DANE OBSERWACYJNE

Pierwsze próby obserwacji promieniowania gwiazd w ultrafiolecie przy użyciu rakiet dokonane były w roku 1955 (Byram i in., 1957); następny eksperyment przeprowadzono w roku 1957 (Kuperian i in., 1958). Jako przełomową datę trzeba by tu jednak przyjąć dopiero rok 1960, kie­ dy to w dniu 26 maja przy użyciu rakiety typu Aerobee zarejestrowano promie­ niowanie ultrafioletowe 19 gwiazd typu B w dwóch wąskich przedziałach widma, około A 1314 i 1427 A (B y ra m, Chubb, F riedraan, 1961). Aparatura składała się z dwóch fotometrów umieszczonych w rakiecie, rejestrujących promieniowanie gwiazd znajdujących się w polu widzenia. Czułość spektralna jednego z fotometrów ograniczała się do przedziału widma 1290—1350 A (efektywna długość fali 1314 A); czułość spektralna drugiego fotometru odpowiadała zakresowi 1350—1550 A (efektywna długość fali 1427 \). Krzywa czułości spektralnej pierwszego fotometru podana jest na rysunku 1.

fc■ o

'O ' io n

3 IM O

Rys. 1. Krzywa czułości spektralnej zainstalowanego w rakiecie fotometru, rejestrują­ cego promieniowanie około A 1314 A

Dokonywane rejestracje były pomiarami absolutnymi. Obserwacje dostar­ czały bezpośrednio wartości energii, emitowanej przez gwiazdę w danym przedziale widmowym w jednostce czasu. Można było to następnie przeliczyć na monochromatyczne strumienie promieniowania Fv (wyrażone w jednostkach: erg/cm2.sek. A). Dotychczasowe eksperymenty rakietowe pozwoliły na zmierzenie mono­ chromatycznych strumieni promieniowania dla około 70 gwiazd w"długości fali 1314 X . Wartości F u (1427) uzyskano dla około 50 gwiazd (Chubb, Problem ultrafioletowego promieniowania gwiazd 157

Byr ain, 1963). Większość obserwowanych gwiazd, to gwiazdy typu B; z innych typów widmowych było kilka o typie 0 i A. O statnio Gulledge i Packer (1963) uzyskali z dwóch kolejnych wzlo­ tów rakiety wartości strumieni promieniowania w ultrafiolecie dla kilkudzie­ sięciu gwiazd wczesnych typów widmowych. W tych eksperymentach pomiary wykonywano głównie w efektywnej długości fali 2120 A (szerokość pasma przepuszczalności filtru około 160 X). Wyniki obserwacji Gulledge’a i Packera dla A 2120 A oraz Chub ba i By ram a dla A 1314 X należą do najdokładniejszych dotychczasowych po­ miarów promieniowania gwiazd w ultrafiolecie i zostały wykorzystane w oma­ wianych w dalszym ciągu tego artykułu opracowaniach teoretycznych. Niezależnie od opisanych tu rakietowych obserwacji fotometrycznych, Stecher i Milligan (1962) wykonali przy pomocy zainstalowanego w ra­ kiecie spektrofotometru rejestracje widm 7 gwiazd w zakresie A 1600—4000 X. Obserwowane tu były gwiazdy typu B i A oraz jedna gwiazda typu 05 i jedna typu FO (a Car). Wyników tych spektrofo tome try cznych obserwacji omawiać bliżej nie będziemy, gdyż im właśnie poświęcona jest wspomniana notatka G r z ę d z i e l s k i e go w ,,P ostępach Astronom ii’.

2. WSTĘPNE PORÓWNANIA WYNIKÓW OBSERWACJI Z TEORIĄ

Zasadniczy wniosek, jaki wynika z porównania obserwowanych strumie­ ni promieniowania w ultrafiolecie z danymi teoretycznymi brzmi: W gwiazdach wczesnych typów widmowych zaobserwowane wartości strumieni promienio­ wania w dalekim ultrafiolecie są mnie jsze od obliczonych. Dla zilustrowania tego zagadnienia przytoczymy na początek proste obli­ czenia z wzoru Wiena: Amax (A) = 2.89,107/7’. W tabeli 1 podane są tempera­ tury (efektywne), przypisywane gwiazdom o typach widmowych od BO do B8 (głównie gwiazdy tych typów widmowych były obserwowane), oraz odpowied­ nie wartości obliczonego z wzoru Wiena ^max . Jak widać, przy założeniu, że gwiazdy promieniują jak ciała doskonale czarne, w przypadku np. gwiazdy typu BI należałoby oczekiwać maksimum natężenia w widmie ciągłymo około A 1280 X. Tymczasem obserwowane maksimum przypada okołb A 2400 A (por. ry s. 2). Tabela 1

Typ widm * y « . \n a x .

BO 25 000° > 1150 X BI 22 500 1280 B2 20 300 1420 B3 18 000 1600 B5 15 600 1850 B8 12 800 2250 158 T . Jjarzgbowski

Wyraźny spadek natężenia promieniowania poniżej A 2400 A stwierdzono u wszystkich obserwowanych dotychczas gwiazd typu B; niezgodność obser­ wacji i teorii jest tu wyraźna. Obserwowane natomiast dotychczas gwiazdy typu A i F tego deficytu w ultrafiolecie nie wykazują.

Rys. 2. Przebieg widma ciągłego w gwieździe (3C Ma o typie widmowym B1 II. Punk­ ty — wyniki obserwacji; linia ciągła — krzywa teoretyczna

Rys. 3. Obserwowany (punkty) i teoretyczny (linia ciągła) przebieg widma ciągłego w gwieździe o typie widmowym FO la — a Car Problem ultrafioletowego promieniowania gwiazd 159

Na rysunkach 2 i 3 przedstawiony jest dla ilustracji zagadnienia teoretycz­ ny i obserwowany przebieg widma ciągłego w gwieździe typu BI i FO. Dane obserwacyjne są zestawieniem wszystkich dotychczasowych wyników (HedSle, 1964); krzywa teoretyczna dla gwiazdy B I podana je st według modelu Underhill (1957) a dla gwiazdy typu FO według modelu Canavaggii i Peckera (1953). Jak widać, w gwieździe typu BI poniżej A 2400 A występuje stopniowo po­ większająca się niezgodność teorii i obserwacji; w gwieździe typu FO zgod­ ność obu krzywych jest względnie dobra.

Rys. 4. Punkty na wykresie przedstawiają obserwowane wartości stosunków stru­ mieni iv (1427)/Ff (5560) dla 27 gwiazd różnych typów widmowych. Krzywa ciągła przedstawia przebieg wartości tych stosunków, obliczonych z prawa Plancka (tem­ peratury odpowiadające danym typom widmowym zaznaczono przy osi odciętych)

Obserwowany niedobór w ultrafiolecie u gwiazd wczesnych typów widmo­ wych ilustruje również wykres na rysunku 4. Podane są tam obserwowane sto­ sunki strumieni monochromatycznych F v(1427)/Fv(5560) w zależności od typów widmowych (tj. w zależności od temperatury gwiazdy). Wartości Fy(1427) pocho­ dzą z omawianych obserwacji Chubba i Byrama; co się natomiast tyczy strumieni promieniowania dla wybranej tu dowolnie długości fali 5560 A w części widzialnej widma, to — oczywiście — znane one już były wcześniej (Code, 1960). Z wykresu widać, że o ile dla gwiazd późniejszych typów widmowych występuje dość dobra zgodność z krzywą dla ciała doskonale czarnego, o tyle dla wcześniejszych typów widmowych stosunek F v( 1427)/ /F\>(5560) jest wyraźnie za mały. 160 T . Jarzębowski

3. OBLICZENIA STROMGRENA

Stwierdzona niezgodność danych obserwacyjnych z dotychczasowymi mo­ delami teoretycznymi nasunęła potrzebę przeprowadzenia bardziej szczegóło­ wych obliczeń. Omówimy tu bliżej pracę Strómgrena (1964), w której autor, przy użyciu maszyny elektronowej, oblicza szczegółowo szereg mode­ li atmosfer gwiazd typów widmowych od B I do B8. Główną treścią, tej pracy było obliczenie strumieni Fv(13l4), Fv(2120) oraz Fv(5470) celem porównania ich stosunków z danymi z obserwacji. War­ tości /i’v(13l4) i F v(2129) znane są bowiem z eksperymentów rakietowych; natomiast wartości Fv (5470) wzięte tu zostały z zainicjowanej przez Strom- gre na (1963) wąskopasmowej czterobarwnej fotometrii*. Autor oblicza wielkości:

m(1314) - m(5470) = -2.5[log Fv(1314) - log F v(5470)], (1)

m(2120) - m(5470) =-2.5[log Fv(2120) - log Fv(5470)] (2) i dokonuje porównania z takimiż wielkościami obserwowanymi. Przebieg obliczeń można streścić następująco: Monochromatyczny strumień promieniowania Fv, którego wartości trzeba uzyskać, określony jest wyrażeniem: u Fv = 2 flv (0) cos6 sin© dQ. (3) 0

/v jest tu natężeniem promieniowania, zaś 0 kątem między normalną a kie­ runkiem rozchodzenia się promieniowania. Szukaną wartość strumienia Fv-otrzymamy z tzw. średniego natężenia /v, które określone jest następująco:

/ v = I / / v(0)sin© dQ • (4) o

Celem uzyskania wartości / v (oraz Fv) trzeba skorzystać jeszcze z rów­ nania transferu:

d /v cos© —"— = / (0) - S v . (5) d tv

*Ten system fotoraetryczny oznaczony jest symbolami u, v, b, y. Pasmo przepu­ szczalności każdego z filtrów wynosi tu około 200 X; efektywne długości fali: u - 3500 X, v - 4110 X, b - 4670 X, y - 5470 X. Problem ultrafioletowego promieniowania gwiazd 161

sv jest tzw. funkcją źródła, która wiąże się z funkcją Plancka BV(T) i współczynnikiem absorpcji ciągłej k v oraz współczynnikiem rozpraszania a zależnością:

o Sv = ------BV(T) + ------J v, (6) V K„ + rCT r W'Kv + I Or r natomiast tv jest monochromatyczną głębokością optyczną, określoną przez gęstość p i wysokość geometryczną h równaniem d —(kv + a) p d h. Korzystając z wypisanych tu zależności, oraz z warunku równowagi me­ chanicznej, można w drodze całkowania numerycznego obliczyć szukane war­ tości strumieni F v dla gwiazdy o danej temperaturze efektywnej, danym skła­ dzie chemicznym i przyśpieszeniu siły ciężkości na jej powierzchni. Uczyniono następujące założenia: 1) atmosfera jest płaskorównoległa, 2) przy obliczaniu współczynników absorpcji uwzględniono tylko wodór i hel, pomijając cięższe elementy, 3) pominięto wpływ linii absorpcyjnych (“ blanket­ ing effect”), przyjmując, że całkowity strumień promieniowania FQ oo wynika ze scałkowania obliczanych dla widma ciągłego strumieni monochromatycz­ nych Fv ;

OO

^ O .oo ~ fFv dv, ( 7 ) o

Obliczenia wykonywane były w różnych wariantach składu chemicznego, przyśpieszenia siły ciężkości i temperatury. Na zawartość wodoru (X) i helu (Y) przyjmowano w pierwszym wariancie X — 0.68, Y = 0.32, w drugim wariancie X = 1, Y = 0 (gwiazda wodorowa). Na wartość przyśpieszenia siły ciężkości brano trzy różne wartości: 3 • 10*, 104 i 3 • 105 (cm/sek3). Jak się okazało, zależność obliczanych wartości strumienia Fy od składu chemicznego, jak również od przyśpieszenia siły ciężkości, była stosunkowo niewielka. Istot­ nym parametrem jest tu temperatura; obliczenia wykonywano dla 14 różnych wartości od 22 500° do 12 800° (zakres temperatur gwiazd od typu BI do B8). Łącznie obliczono 120 różnych modeli, tak, by dla każdej obserwowanej gwia­ zdy mieć najlepiej odpowiadający jej model teoretyczny. Obliczano na ma­ szynach elektronowych IBM 7090 i IBM 7094; jako ciekawostką, dodajmy, że czas obliczania jednego modelu wynosił około 10 minut. Uzyskane z obliczeń wartości Fv(l3l4), Fv(2120) i Fv(5470), po pod­ stawieniu do wzorów (1) i (2) dają szukane wartości m(13l4) — m(5470) oraz m(2120) - m(5470), które porównywano z danymi obserwacyjnymi. Wyniki obliczeń i porównanie z obserwacjami dla A 1314 A podane są w tabeli 2. Tabela 3 zawiera te dane dla \ 2120 A. 162 T. Jarzębowski

Tabela 2

Porównanie teorii i obserwacji dla X 1314

m (l314) - m(1314) - Typ P ara- R óżnica - m(5470) - m(5470) widmowy la k sa E obs .-obi. obserwowane obliczone

1 2 3 ■ 4 5 6 7

l C as B2 V + 0T01 + 073 -1 7 1 + 1” 4

T r ^ O r i B2 III +0.04 + 0.9 -1 .2 + 2.1 i Her B3 V +0.01 + 0.8 -0 .5 + 1.3

ri Aur B3 V 0*. 0 13 0 . 0 0 +0 .9 -0 .5 + 1.4 a Leo B7 V 0.039 0.00 + 2.5 + 0.7 + 1 5

y Crv B8 V 0 . 0 0 + 2.4 +0.8 + 1.6 P C Mi B8 V 0.020 0 .0 0 + 2.2 + 1.1 + 1.1

T a b e 1 3

Pc>równanie teorii i obse rwacji dla A 2] 20 X

m (2120) - m(2120) - Typ P ara- R óżnica - m(5470) widmowy la k s a E -*1(5470") obs .-obi. obserwowane obliczone

1 2 3 4 5 6 . 7

a Vir B I V 0". 021 + 0“ 02 - 0 ? 6 - 1 ? 2 +0?6

E C en B I V + 0.01 - 0 .8 - 1.2 + 0.4

l Her B3 V + 0 j0 1 + 0.5 - 0 . 4 + 0.9

W ostatniej kolumnie każdej z tabel mamy różnice wielkości obserwowa­ nych i obliczonych, podanych w kolumnach 5 i 6. Jak widać, dla A 2120 A śred­ nia różnica między wielkościami obserwowanymi i obliczonymi wynosi około pół wielkości gwiazdowej. Odpowiednia różnica dla A 1314 X jest wyraźnie większa i waha się około +1 (w stosunkach strumieni odpowiada to licz­ bie 4). Obliczenia Strómgrena potwierdzają zatem omówione przez nas uprzed­ nio w tym artykule wcześniejsze wnioski innych autorów. W ultrafioletowej części widma ma miejsce niezgodność teorii i obserwacji, która wzrasta w mia­ rę posuwania się ku falom krótszym (por. rys. 2). Różnice liczbowe nie są, jednak tak wielkie, jak to wynikało z wstępnych porównań Stechera i Milli­ gan a (1962 oraz 1962a). Problem ultrafioletowego promieniowania gwiazd 163

4. CO MOŻE BYĆ PRZYCZYNĄ WYSTĘPUJĄCEGO DEFICYTU W ULTRAFIOLECIE?

Wysuwano dotychczas kilka różnych hipotez w celu wytłumaczenia obser­ wowanego deficytu promieniowania w ultrafiolecie. Omówimy tu trzy aktualne koncepcje.

a) Wpływ ośrodka międzygwiazdowego Pierwszym pytaniem, jakie sig tu od razu nasuwa, jest pytanie — czy obserwowany deficyt w ultrafiolecie nie jest po prostu wynikiem selektyw­ nej absorpcji migdzygwiazdowej'i’ W tabelach 2 i 3 podana jest w kolumnie 4 obserwowana nadwyżka barwy E wymienianej gwiazdy. Odnosi sig ona do wskaźnika barwy U—B, który wy- stgpuje w trójbarwnej fotometrii Johnsona i Morgana*. Jak widać, po­ prawki na poczerwienienie wywołane obecnością materii międzygwiazdowej są dla rozpatrywanych tu gwiazd nieznaczne lub równe zeru (celowo wybie­ rano zresztą gwiazdy o najmniejszej, obserwowanej nadwyżce barwy). Należy tu wyraźnie podkreślić, że podane, obserwowane nadwyżki bar- wy E nie odnoszą sig do omawianego przez nas ultrafioletowego promienio­ wania. Jaka byłaby odpowiednia poprawka w ultrafioletowej czgści widma — tego w chwili obecnej zupełnie nie wiemy, natomiast jakakolwiek ekstra­ polacja może okazać sig zupełliie fałszywa. Dla przykładu przypuśćmy, że absorpcja międzygwiazdowa dla promienio­ wania ultrafioletowego jest np. kilkakrotnie większa niż w części widzial­ nej. Otrzymamy wówczas dla ultrafioletu poprawki na absorpcję nie przekra­ czające +0™2 — a zatem niewielkie, o rząd mniejsze od stwierdzonej nie­ zgodności. A czy można by przyjąć, że materia migdzygwiazdowa absorbowa­ łaby promieniowanie ultrafioletowe w jeszcze wyższym stopniu? Koncepcje te podtrzymują Hoyle i W i c kr ani as i n gh e (1963), sugeru­ jąc, że absorpcja w ultrafiolecie mogłaby być wielokrotnie większa niż w czę­ ści widzialnej widma. Wysuwają oni oryginalną myśl, że za absorpcję w ultra­ fiolecie mogłyby być odpowiedzialne ziarna uformowane z grafitu i lodu. Były­ by to ziarna złożone w środku z grafitu a pokryte z zewnątrz warstwą lodu; średnica ziarna powinna być rzgdu 0.1 u . Obliczenia wykazały, że wywołana przez nie ekstynkcja wzrasta bardzo silnie dla promieniowania krótszego od 2000 A. Gdyby takie ziarna występowały w materii międzygwiazdowej, wskazy­ wałoby to na możliwość znacznego „obcinania” krótkofalowej części pro­ mieniowania gwiazd. Przeciwko koncepcji Hoyle’a i Wic kramas inglie, jak i ogólnie przeciwko koncepcji o wpływie ośrodka migdzygwiazdowego, można by wysu-

*Efektywne długości fali wynoszą tu: U 3500 A, B 4200 X; szerokość pasm około 1000 A. 164 T. Jarzębowski nąć ten argument, ze wśród rozpatrywanych tu gwiazd są gwiazdy bardzo bli­ skie, których odległość je st rzędu kilkudziesięciu parseków (jak to widać z podanych w tabelach wartości paralaks). Innym argumentem mógłby być fakt, źe gwiazda a Car (typ widmowy FO, paralaksa 0".018) tego deficytu w ultrafiolecie nie wykazuje (por. rys. 3). Ponieważ różnica typu widmowego nie ma istotnego wpływu na rozpatrywany tu stosunek absorpcji w ultrafiole­ cie i części widzialnęj, podważałoby to też przypuszczenie o wpływie ośrod­ ka między gwiazdowego na omawiane zjawisko. Aby uzyskać pewne kryterium rozstrzygające w odniesieniu do roli, jaką odgrywałby w tym zagadnieniu, ośrodek rriiędzygwiazdowy, trzeba by zesta­ wić dane teoretyczne i obserwacyjne dla gwiazd o różnych nadwyżkach barwy, w szczególności i dla silnie poczerwienionych. Gdyby okazało się, że osła­ bienie w ultrafiolecie jest proporcjonalne do nadwyżek barwy, byłoby to argu­ mentem na korzyść wpływu ośrodka między gwiazdowe go. Można w tym miejscu zwrócić uwagę, że wymieniona w tabeli 2 gwiazda tx* Orionis o największej, obserwowanej nadwyżce barwy (jej paralaksa nie jest znana), wykazuje jedno­ cześnie największy niedomiar w ultrafiolecie; jest to jednak tylko jeden przypadek, ponadto różnice są zbyt małe, aby można było wyciągnąć stąd jakiś wniosek. Na koniec wypada w tym miejscu jeszcze nadmienić, że obserwowane osła­ bienie ultrafioletowego promieniowania gwiazd na pewno nie ma swego źródła w górnych warstwach atmosfery ziemskiej (obserwacje wykonywane były na wysokościach od 150 do 200 km). Można by tu podać ten prosty argument, że — gdyby tak było — musielibyśmy obserwować osłabienie i w ultrafioletowej części widma Słońca — a tego nie stwierdza się (o widmie Słońca w ultra­ fiolecie jest mowa w artykule Jarzębowskiego, 1964 — zamieszczonym w „Postępach Astronomii” ).

*

Przytoczone rozważania w'ykazują, iż stwierdzona obserwacyjnie niska wartość strumienia promieniowania poniżej A 2400 A może nie mieć żadnego związku z obecnością ośrodka absorbującego na drodze: gwiazda — obserwa­ tor. Jeżeli tak, to przyczyny należałoby szukać w samej gwieżdzie, ewentual­ nie w bezpośrednim jej otoczeniu.

b) Wpływ linii absorpcyjnych (“ blanketing effect” ) Można by przypuszczać, że obniżenie strumienia promieniowania w ultra­ fiolecie mogłoby być wywołane obecnością silnych linii absorpcyjnych w tym rejonie widma (obliczenia StrSmgrena nie uwzględniały wpływu linii). Jako ilustracją tego zagadnienia moglibyśmy tu podać np. rejon około granicy serii Balmera (A 3646 A), gdzie zachodzące na siebie linie absorpcyjne znacz­ nie obniżają poziom widma ciągłego. Problem ultrafioletowego promieniowania gwiazd 165

Obliczenie wpływu linii absorpcyjnych na poziom widma ciągłego (tzw. “blanketing effect” ) jest problemem niezupełnie jeszcze rozpracowanym z teoretycznego punktu widzenia. W naszym przypadku, gdy chodzi o omawianą ultrafioletową część widma, dochodzi jeszcze ta trudność, że dotychczas jeszcze nie można było obserwować linii — a więc danych obserwacyjnych nie ma. Zasadniczym pytaniem, jakie trzeba na wstępie postawić, jest pytanie, czy będziemy tu w ogóle mieli do czynienia z liniami absorpcyjnymi? Wiado­ mo bowiem, że np. w widmie Słońca w rejonie A 2000 — 1500 A linie widmowe prawie nie występują, natomiast poniżej A 1500 A występują już tylko w emisji. Nie trudno jednak wykazać, że w gwiazdach wczesnych typów widmowych będzie inaczej. Ilość energii emitowanej przez gwiazdy typu B w rejonie np. A 2000 \ jest tego samego rzędu, co w dziedzinie widzialnej około A 4000 A; tenże stosunek w przypadku Słońca wynosi natomiast 1 : 100 (Jarzębowski, 1964). Niewątpliwie więc w gwiazdach typu B, odwrotnie niż w przypadku Słońca, promieniowanie całego zakresu ultrafioletu pochodzi z warstw atmo­ sfery, w których temperatura maleje na zewnątrz. Jeżeli tak, to linie widmowe będą występowały w absorpcji. Teoretyczne wartości szerokości równoważnych linii absorpcyjnych w ultra­ fiolecie obliczyli po raz pierwszy Gaustad i Spitzer (1961). Wykonywali oni obliczenia dla gwiazdy typu B2 dla rejonu widma od 3000 do 912 X. Osza­ cowania autorów wykazały, że wpływ linii, które powinny głównie występo­ wać w dalekim ultrafiolecie, mógłby obniżyć tam strumień promieniowania o około 30%. Podobne wyniki uzyskał ostatnio Morton (1964), obliczając szerokości równoważne i profile szeregu linii w ultrafiolecie do A 912 A. Na rys. 5 wi­ dzimy wybrany z pracy Mortona wycinek widma A 1280—1420 A, na którym widać przewidywane w tym rejonie profile linii absorpcyjnych. Przedstawili­ śmy tu celowo ten właśnie zakres długości fal, gdyż mamy na nim rejon czu­ łości spektralnej omawianego fotometru Byrama, Chubba i Friedmana, reje­ strującego około A 1314 X (por. rys. 1). Jak widać, w rejonie widma, w którym wykonywano pomiary, przewiduje się obecność linii absorpcyjnych Silił i CU. Zmniejszenie strumienia promieniowania, wywołane obecnością tych linii, nie przekracza 20%; jest to niewiele w porównaniu z wielkością stwierdza­ nego niedoboru w tym rejonie widma. Co się natomiast tyczy omawianych również przez nas rejonów widma A 1427 A i A 2120 A, to tam nie przewi­ duje się obecności żadnych silniejszych linii absorpcyjnych. Przy omawianiu wpływu linii absorpcyjnych trzeba zwrócić uwagę i na inny jeszcze aspekt tego zagadnienia. Chodzi o to, iz — zgodnie z dotych­ czas przyjętym sposobem interpretacji tego zjawiska — promieniowanie za­ absorbowane w linii powinno być reemitowane w innych długościach fali. Innymi słowy, należy oczekiwać wzrostu strumienia promieniowania w tych 166 T. Jarzębowski rejonach widma, gdzie nie ma linii. Obliczeniom tym poświęcona jest praca Avretta i Stroma (1964). Na rys. 6 przedstawiliśmy uzyskany przez auto­ rów teoretyczny przebieg widma ciągłego dla gwiazdy typu B2, uwzględnia-

Rys. 5. Przewidywane teoretycznie profile linii absorpcyjnych dla gwiazdy typu B2 w rejonie widma A 1280—1420 A. Linia przerywana odpowiada przebiegowi widma ciągłego jący obecność linii wodorowych serii Lymana. Jak widać, w miejscach, gdzie nie ma linii, przewidywany teoretycznie przebieg widma ciągłego byłby trochę

Rys. 6. Linia ciągła przedstawia przewidywany teoretycznie przebieg widma ciągłego w gwieździe typu B2, gdy uwzględnia sig obecność linii absorpcyjnych serii Lymana. Linia przerywana _ tenże przebieg bez uwzględnienia wpływu linii wyższy. Wynikałby stąd zaskakujący z lekka wniosek, że w rejonach widma, w których nie byłoby linii, wpływ linii z innych rejonów jeszcze powiększałby omawianą przez nas niezgodność teorii i obserwacji. W najbliższych latach przewidziane jest przeprowadzenie eksperymentów rakietowych ze spektrografami o zdolności rozdzielczej około 1 A. Wkrótce otrzymamy więc dane obserwacyjne o liniach widmowych w ultrafiolecie — no, i chyba wówczas problem zostanie rozstrzygnięty. Problem ultrafioletowego promieniowania gwiazd 167

c) Wpływ molekuł Ha

Na koniec wspomnijmy jeszcze pokrótce o dość oryginalnej myśli wysuwa­ nej przez Meinela (1963). Zwraca on uwagę, że w gwiazdach typu B krzywa obserwowanego rozkładu promieniowania w ultrafioletowej części widma przy­ pomina odpowiednią krzywą emisji molekuły Ha. Maksimum emisji tych molekuł przypada bowiem w rejonie około A 2500 A, co zgadza się dość dobrze z obser­ wowanym maksimum w gwiazdach typu B, występującym około A 2400 X (por. rys. 2). Fakt ten ewentualnie sugerowałby, że w gwiazdach tych emisja mole­ kularna mogłaby wpływać na poziom widma ciągłego w ultrafiolecie — czego nie uwzględniano w obliczeniach modeli atmosfer. Należy tu jednak podkreślić, że ten ewentualny wpływ molekuł nie tłumaczyłby obserwowanego deficytu; tłumaczyłby on tylko obecność maksimum w rejonie widma około A 2400 A. Aby zaś jednocześnie wyjaśnić i omawiany tu deficyt, trzeba by przyjąć dla tych gwiazd znacznie niższą temperaturę, z czym trudno byłoby pogodzić się. Inną jeszcze trudność stanowiłby problem obecności molekuł w atmosferach tych gorących gwiazd.

5. WNIOSKI

Na zakończenie zastanówmy się, jakie wnioski należałoby-wysnuć z faktu, gdyby ten „ultrafioletowy deficyt” należało przypisać samym gwiazdom. Mówiąc innymi słowy — jakie konsekwencje dla astrofizyki pociągałby za sobą fakt, że w nadfiolecie gwiazdy wysyłają mniej promieniowania, niż dotychczas przypuszczaliśmy. Niezgodność teorii i obserwacji zaczyna się około A 2400 A. Oznaczmy przez ^0-2400 obliczoną z wzoru Plancka ilość energii, emitowaną przez ciało o danej temperaturze w zakresie długości fal od 0 do 2400 A. Jeżeli przez F oznaczymy pozostałą długofalową część promieniowania a przez 2 400 . » # • ^0-°° całkowity strumień promieniowania (określony wzorem 7), to oczywiście:

r TT . i F . (8) ^0-°° = 0-2400 ł 2400-°°

Dla prostszego przedstawienia wprowadźmy ponadto oznaczenie:

% = /r°-2400 _ (q) F O-oo

W gwiazdach typu B obserwowane wartości ^0-2400 niniejsze od teore­ tycznych; z omawianych tu np. obliczeń Stromgrena wynika, że dla A 1314 A występuje obniżenie o czynnik 4, dla fal dłuższych ono się zmniejsza. Przyj­ mijmy przykładowo, że w całym zakresie widma od 0 do 2400 A występuje 168 T. Jarzębowski

obniżenie strumienia promieniowania o czynnik 3. Zamiast teoretycznej rów­ ności (8) napiszemy więc:

^"obserw rj ^0-2400 ^2400-°°' (10)

Podstawiając tutaj wynikające z (8) i (9) wyrażenia na /,’o-2400 » ^24 00 - °°» otrzymamy

obserw (11)

Czynnik 1 — — K określa osłabienie emitowanego przez gwiazdę całkowitego O strumienia promieniowania, wynikające ze zmniejszonej emisji w ultrafiolecie. Wartości tego czynnika, oraz wartości obliczonego z wzoru Plancka stosunku K, podane są w zależności od temperatuiy w tabeli 4.

Tabela 4

T K - F 0-2400 F 0-00

5 000° 0.002 0.999 10 000 0.14 0.91 15 000 0.40 0.73 20 000 0.61 0.59 30 000 0.81 0.46 50 000 0.94 0.37

jak widać z występujący cli w tabeli liczb, dla gwiazd chłodnych teoretycz­ ny udział promieniowania krótkofalowego w emisji energii (czynnik K) jest nieznaczny. Stąd ewentualne zmiany w emisji krótkofalowej nic odbiją się 2 prawie zupełnie na świeceniu gwiazdy (czynnik ] - K bliski jedności). i ) Dla gwiazd gorących sytuacja jest odwrotna. Na przykład w gwieździe typu O,' której przypisywalibyśmy temperaturę 30 000°, 81% energii miałoby być emito­ wane pod postacią promieniowania krótkofalowego o A < 2400 A. Jeżeli w rze­ czywistości gwiazda emitowałaby go, jak tu przyjęto, 3-krotnie mniej, po­ ciągałoby to za sobą zmniejszenie całkowitego strumienia promieniowania 2 gwiazdy o przeszło połowę (czynnik 1 — — K = 0.46). Gdyby tak było, zacho- O dziłaby konieczność wprowadzenia szeregu poprawek w niektórych działach astrofizyki. Przykładowo wymienimy tu kilka problemów. Problem ultrafioletowego promieniowania gwiazd 169

1) Temperatury efektywne gwiazd wczesnych typów widmowych wymaga­ łyby pewnej korekty. Poprawka nie będzie tu zbyt wielka, gdyż temperatura jest proporcjonalna do pierwiastka czwartego stopnia z energii (obliczamy ją ze wzoru Stefana E - a TĄ). Stąd, przyjmując np. obniżenie całkowitego stru­ mienia promieniowania gwiazdy o 50%, odpowiedni mnożnik dla temperatury wyniesie 0.84. Gwieżdzie, której przypisywano temperaturę 30 000 °, trzeba by zatem przypisać temperaturę 25 000°. 2) Granice obszarów neutralnego i zjonizowanego wodoru (obszary HI i HID uległyby pewnym przesunięciom: zmiany te byłyby też chyba niewiel­ kie. Wysuwanie wniosku na ten temat jest jednak jeszcze trochę przedwcze­ sne. Jonizacja wodoru w ośrodku między gwiazdowym zachodzić może pod wpływem promieniowania o falach krótszych od 912 A (tylko takie promienio­ wanie może zjonizować wodór z poziomu podstawowego). Promieniowanie gwiazd z tego- zakresu widma nie było jeszcze obserwowane. 3) Uległyby odpowiednim zmianom poprawki bolometryczne. 4) Zmiany stopnia jonizacji w atmosferach gwiazd pociągałyby za sobą poprawki współczynników absorpcji. 5) Etapy ewolucji gwia*d wczesnych typów widmowych ulegałyby wydłu­ żeniu, gdyż 'ilość wypromieniowanej energii byłaby mniejsza niż zakładano dotychczas. Tu poprawki mogą być większe, gdyż byłyby proporcjonalne do zmian całkowitego strumienia promieniowania danej gwiazdy. Ogólnie trzeba jednak stwierdzić, iż — jeżeli okazałoby się, że obserwo­ wany deficyt w ultrafiolecie ma swe źródło w samej gwieździe — wynikająca stąd korekta danych astrofizycznych nie będzie tak wielka, jak to przypu­ szczano na podstawie wstępnych wcześniejszych oszacowań (Stec her i Milligan, 1962 a; Grzędzie lski, 1963).

LITERATURA

Avrett E.H., Strom S.E., 1964, Ann.d’Ap., 27, 781. Byram E.T., Chubb T.A., Friedman 11., 1961, Memoires 8° de la Societe Royale de Ltóge, 4, 469. Byram E.T., Chubb T.A., Friedman H., Kuperian J.E., 1957, A.J., 62, 9. Canavaggia R., Pecker J.C., 1953, Ann.^d’Ap., 16, 47. Chubb T.A., Byram E.T., 1963, Ap.J., 138,617. Code A.D., 1960 Stara and Stellar Systems, tom 6, str. 83. Gaustad J.E., Spitzer L ., 1961, Ap.J., 134,771. Grzędzielski S., 1963, „Postępy Astronomii” , 11, 179. Gulledge I.S., Packer D.M., 1963, A.J., 68,537. Heddle D.W.O., 1Q64, Ann. d’Ap„ 27,800. Hoyle F., Wickramasinghe N.C., 1963, M .N., 126,401. J ar z g b o w s k i T ., 1964, „Postępy Astronomii” , 12, 225. Kuperian J.E., Bogges J.A., Milligan J .E., 1958, A p.J, 128, 453. Meinel A.B., 1963, A p.J, 137,321. 170 T. Jarzębowski

Morton D.C., 1964, Ann. d’Ap., 27, 797. Stecher T .P ., Milligan J.E., 1962, Ap.J., 136, 1. Steelier T .P ., Milligan J.E., 1962 a, Ann. d’Ap., 25, 268. Stromgren B., 1963, Quarterly Journal Royal Astron. Soe., 4. 11 . Stromgren B., 1964, Reviews of Modem Physics, 36, 532. Underhill A.B., 1957, Pub.Dom.Obs. Victoria, 10, 357. GWIAZDY NOWE I U GEMINORUM

BOHDAN PACZYŃSKI

3BE3Abl HOBblE M U BJ1H3HEU,0B

B . IlaqMHbCKM

Coflep>KaHMe

B CTaTbe BKpame ormcaHbi aaHHbie HaSjuoaeHufi, OTHocnmHeca k Bcnbiiu- KaM 3Be3fl HOBbIX H THIia U BjIM3HeiI0B. McCJieAOBaHbl B03M0)KHbie MexaHM3Mbl BCnblUieK, CBfl3aHHbie C flBOfóCTBeHHOCTbK) 3TMX 3B e3 A .

NOVAE AND U GEMINORUM STARS

Summary

Observational data related with outbursts of novae and U Geminorum type stars are briefly described. The possible mechanisms of outbursts related to the binary nature of these stars are discussed.

Cechą charakterystyczną gwiazd nowych są ich wybuchy. W ciągu paru dni gwiazdy tego typu zwiększają, swą jasność? o 10 do 15 wielkości gwiazdo­ wych. Po tym nagłym wzroście następuje znacznie powolniejszy spadek bla­ sku. Po upływie roku lub kilku lat gwiazda wraca do swej jasności przed wy­ buchem. Nagłemu wzrostowi jasności nowej w czasie wybuchu towarzyszy gwałtowna ekspansja zewnętrznej otoczki gwiazdy z prędkością dochodzącą, do kilku tysięcy kilometrów na sekundę. Po upływie kilku lub kilkudziesięciu lat otoczka ta może być obserwowana jako mgławica wokół byłej gwiazdy nowej. Masa otoczki jest oceniana na 10_>—10"4 masy gwiazdy. Obiektami bardzo zbliżonymi do nowych są tzw. nowe powrotne. Wybuchy tych gwiazd bardzo przypominają wybuchy gwiazd nowych, zachodzą, jednak w mniejszej skali; amplitudy są w granicach 7 do 9 wielkości gwiazdowych. Kolejne wy­ buchy następują w odstępie kilkunastu lub kilkudziesięciu lat. Wielkość eksplo­ zji jest skorelowana z odstępem czasu pomiędzy wybuchami: im większy dla 172 B. PaczyAski danej gwiazdy odstęp czasu, tym większa amplituda zmian blasku. Jeżeli zależność tę ekstrapolować na normalne nowe, to spodziewany odstęp czasu pomiędzy kolejnymi wybuchami takich gwiazd powinien być rzędu kilku ty­ sięcy lat. Dokładne omówienie danych obserwacyjnych dotyczących gwiazd nowych znaleźć można w książce The Galactic Novae C. Payne-Gapo- s c h kin (1957). Gwiazdy typu U Geminorum przypominają fotometrycznie gwiazdy nowe, różniąc się jednak znacznie skalą zjawiska. Amplituda wybuchów leży w gra­ nicach 2—5 wielkości gwiazdowych, średni odstęp czasu pomiędzy kolejnymi wybuchami zawiera się dla różnych gwiazd w granicach 15—1000 dni. I w tym wypadku mamy zależność; amplituda — „okres” . Często wysuwano hipotezę, że zarówno gwiazdy nowe, jak i gwiazdy typu U Geminorum są podobnymi obiektami, że mamy tu do czynienia z podobnymi procesami, lecz zacho­ dzącymi w różnej skali. Położenie obu typów gwiazd na diagramie Ił—R na lewo i poniżej ciągu głównego sugerowało, że są to obiekty na dalekim etapie ewolucji, być może stanowiące stadium pośrednie pomiędzy „zwykłymi” gwiazdami i białymi karłami. Szczególnie kuszące wydawało się przypuszcze­ nie, że gwiazda o masie większej od maksymalnej możliwej masy białego karła (1.26 masy Słońca) traci nadwyżkę masy będąc w stadium gwiazdy no­ wej. Obecnie nie wydaje się, aby istotnie w ten sposób przebiegała ewolucja typowej gwiazdy. Nie wdając się w dokładniejsze rozważania, należy tu nad­ mienić, że o ile w przypadku gwiazd nowych i nowych powrotnych obserwujemy wyrzut materii w czasie wybuchu, to w przypadku gwiazd typu U Geminorum brak jest jakichkolwiek danych obserwacyjnych świadczących o takim pro­ cesie. Obserwacje widmowe tych gwiazd w czasie ich rozjaśnienia i potem, gdy jasność opada nie wykazują istnienia jakiejkolwiek ekspandującej otoczki. Fakt ten może świadczyć, że zjawiska zachodzące w obiektach tych dwu typów mają zupełnie inną naturę. W ciągu ostatnich kilkunastu lat dane obserwacyjne o naturze gwiazd nowych i U Geminorum radykalnie zmieniły pierwotne wyobrażenia o tych gwiazdach. Głównie dzięki pracom Walkera (1954), Joya (1956) i Krafta (1962, 1964) stało się jasne, że wszystkie obiekty tego typu są ciasnymi ukła­ dami podwójnymi. Z reguły większy geometrycznie, ale chłodniejszy składnik wypełnia tzw. powierzchnię Roche’a i materia wypływa z niego poprzez oto­ czenie wewnętrznego punktu Lagrange’a (Lj). Materia ta częściowo opada bezpośrednio na powierzchnię drugiego składnika, częściowo zaś formuje wokół niego pierścień rozrzedzonego gazu, wysyłający silne linie emisyjne wodoru, zjonizowanego wapnia i helu. Drugi składnik jest małą (geometrycznie) i gorącą gwiazdą. Powszechnie przypuszcza się, że znajduje się on w stadium zbliżonym do białego karła. Widmo tego składnika obserwowane jest jedynie w układzie WZ Sge (Krzemiński i Kraft, 1964) i istotnie w tym przy­ padku wykazuje istnienie bardzo rozmytych linii absorpcyjnych wodoru, cha- Gwiazdy nowe i U Geminorum 173 rakterystycznych dla białych karłów. W innych układach bezpośrednio nie obserwuje sig widma tego składnika. Tak więc typowe widmo gwiazdy nowej, bądź U Geminorum, w minimum blasku charakteryzuje się istnieniem bardzo silnych linii emisyjnych pochodzących z pierścienia gazowego, kontinuum odpowiadającego małej gorącej gwieździe oraz często występowaniem linii absorpcyjnych pochodzących od składnika późnego typu widmowego. Jeszcze przed stwierdzeniem, że omawiane gwiazdy są ciasnymi układami podwójnymi, wysunięto szereg hipotez starających się wyjaśnić fizyczne przy­ czyny wybuchów. Niewątpliwie najbardziej pełną i zadowalającą teorią była teoria podana przez Schatzmana (1951). Schatzman zwrócił uwagę na fakt, że w miarg wypalania sig wodoru w jądrze gwiazdy reakcje jądrowe prze­ noszą sig stopniowo do coraz bardziej zewnętrznych warstw. Z chwilą, gdy produkcja energii zacznie zachodzić dostatecznie blisko powierzchni, gwiazda stanie sig wibracyjnie niestabilna i, zdaniem Schatzmana, może nastą­ pić wybuch. Istotnie, wyobraźmy sobie co nastąpi, jeżeli gwiazda nieco od­ chyli sig od stanu równowagi — powiedzmy, zostanie nieco sprężona. Wzrośnie wówczas nieco temperatura, gęstość i ciśnienie we wnętrzu i gwiazda wykaże tendencję do rozprężenia sig. Na skutek tłumienia, pulsacje takie po jakimś czasie powinny zaniknąć, o ile nie będzie istniał mechanizm podtrzymujący je. ,Otóż reakcje jądrowe mogą być w niektórych wypadkach takim mechanizmem. Gdy gwiazda jest nieco sprgżona, reakcje jądrowe będą przebiegały nieco szybciej na skutek podniesionej temperatury (i gęstości). Wydzieli się dodat­ kowa ilość energii i dodatkowo wzrośnie temperatura i ciśnienie. Tak wigc reakcje jądrowe będą wykazywały tendencją do powiększania nadwyżki ciśnienia, gdy gwiazda będzie nieco sprężona — i podobnie będą powiększały niedomiar ciśnienia w rozprężonej gwieździe, tym samym dążąc do zwiększenia amplitudy pulsacji. W normalnych gwiazdach ciągu głównego mechanizm ten nie pobudza gwiazd do pulsacji, ponieważ reakcje jądrowe zachodzą w pobliżu centrum gwiazdy, gdzie amplituda ewentualnych pulsacji jest bardzo mała, natomiast otoczka tych gwiazd silnie tłumi puląacje. \ wła­ śnie w otoczce amplituda pulsacji jest duża. Dlatego też reakcje jądrowe mogą spowodować niestabilność wibracyjną gwiazdy jedynie w tym wypadku, jeżeli zachodzą blisko powierzchni. Ponadto reakcje te powinny zachodzić dostatecz­ nie szybko, aby tempo wydzielania energii mogło się dostosować do chwilo­ wych warunków w różnych fazach cyklu pulsacyjnego. Również reakcje, o których mowa powinny być dostatecznie czułe na zmiany temperatury czy ciśnienia. Zdaniem Schatzmana reakcja 3Ile + *He -* 4He + lłl + lH spełnia powyższe warunki. Aby wybuch mógł nastąpić, koncentracja 3He powinna byc dostatecznie duża. W wyniku reakcji proton—proton koncentracja tego izotopu wzrasta. Gdy osiągnie ona pewną wartość krytyczną nastąpi wybuch i znacz­ na czgść łHe zostanie zużyta. Następnie trzeba będzie czekać pewien okres czasu, aby w wyniku reakcji proton—proton zawartość JHe przekroczyła po- 174 B . Paczyński nownie wartość krytyczną i aby nastąpił kolejny wybuch. Tak więc teoria Schatzmana zdawała sprawę z powtarzalności wybuchów. Co więcej, Sc h at z man oszacował stosunek ilości energii wyzwolonej w czasie wy­ buchu do ilości energii wypromieniowanej pomiędzy wybuchami. Zucker- mann (1954) stwierdziła, że dla gwiazd nowych powrotnych i U Geminorum obserwowane wartości tego stosunku zgadzają się z przewidzianymi teore­ tycznie. Gdy obserwacje wykazały, że nowe i gwiazdy U Geminorum są podwójne, Schatzman (1958) zasugerował, że ewentualne pulsacje nowej mogłyby być silnie wzmacniane w wypadku rezonansu pomiędzy okresem orbitalnym i długookresowymi pulsacjami nieradialnymi. Kra ft (1963) zasugerował inną, bardzo atrakcyjną hipotezg. Zwrócił on uwagę na fakt wypływu materii z chłodnego składnika układu gwiazdy nowej. Materia ta opada bezpośrednio lub pośrednio na powierzchnię małego, gorącego składnika. Jeżeli składnik ten jest tworem zbliżonym do białego karła, a na to wskazują obserwacje, to wnętrze jego powinno być pozbawione wodoru i zdegenerowane. Tymczasem na powierzchnię opada materia bogata w wodór, jak świadczy o tym silne linie emisyjne tego pierwiastka obserwowane w wid­ mach wszystkich gwiazd nowych w minimum blasku. Materia bogata w wodór zacznie tworzyć coraz grubszą otoczkę, której podstawa będzie stopniowo wciskana do warstw coraz głębszych i gorętszych i po pewnym czasie powinna dotrzeć do warstwy materii zdegenerowanej. Jeżeli wodór w otoczce zapali się już po osiągnięciu warstwy zdegenerowanej, to wydzielaniu sią energii i wzrostowi temperatury nie będzie towarzyszył wzrost ciśnienia powodujący rozprężenie i ochłodzenie gwiazdy, ponieważ w gazie zdegenerowanym ciśnie­ nie nie zależy od temperatury. Tak więc początkowy wzrost temperatury spo­ wodowałby dalsze, wzmożone wydzielanie energii w procesie spalania wodoru i dalszy wzrost temperatury. Kr a ft sądził, że w ten sposób w krótkim czasie mogłaby zostać, wydzielona znaczna ilość energii, a zatem mógłby nastąpić wybuch gwiazdy nowej. Problemem akrecji materii bogatej w wodór przez pozbawionego wodoru białego karła zajmował się Mestel (1952). Ze względu na wysokie prze­ wodnictwo termiczne materii zdegenerowanej Mestel był zdania, że proces spalania wodoru będzie ogrzewał całe jądro i gdy wybuch nastąpi, będzie on w skali gwiazdy supernowej, a nie nowej. Z tego względu Kraft (19fi4) doszedł do wniosku, że sugerowany przez niego mechanizm jest niewłaściwy. Należy jednak zwrócić uwagę na to, że Mestel oszacowywał przebieg całego procesu w sposób niesłychanie przybliżony i jego konkluzje o skali zjawiska s^ najzupełniej nieuzasadnione. Wydaje się prawdopodobne, że wybuch w ogóle nie bgdzie mógł nastąpić ze względu na oddegenerowanie warstw ze.wnętrz- nych, w których zachodzić będzie spalanie wodoru w stosunkowo krótkim czasie, nim nastąpi wydzielenie energii dostatecznie duże, aby wywołać Gwiazdy nowe i U Geminorura 175 wybuch. Aby wyciągnąć jakieś definitywne wnioski konieczne jest uprzednie policzenie sekwencji ewolucyjnej modeli białego karła, na którego powierzch­ nią opada materia bogata w wodór. W każdym razie wydaje się, że zwrócenie przez Krafta uwagi na fakt akrecji wodoru przez gorący składnik w ukła­ dzie gwiazdy nowej jest niezwykle cenne. Mechanizm wybuchu proponowany przez Schatzmana może świetnie pasować do modelu sugerowanego przez Krafta. Istotnie, w białym karle z otoczką, wodorowa produkcja energii jądrowej zachodzi blisko powierzch­ ni. Tak więc, gdy tylko grubość otoczki bogatej w wodór będzie dostatecz­ nie duża, aby u jej podstawy temperatura była dostatecznie wysoka, wówczas w wyniku reakcji proton—proton koncentracja JHe będzie wzrastać. Gdy kon­ centracja ta przekroczy wartość krytyczną, nastąpi wybuch. Ponieważ na powierzchnię gwiazdy bez przerwy opada wodór wypływający z drugiego składnika, po jakimś czasie nastąpią warunki powodujące kolejny wybuch. Tak więc kombinacja teorii Krafta i Schatzmana zdaje się dobrze pa­ sować do obserwowanej rzeczywistości. Istnieje jeszcze jeden proces, który w połączeniu z sugerowaną przei Krafta akrecją materii mógłby być może wyjaśnić wybuchy. Bahcall i Wolf (1964) badali ostatnio poszczególne etapy cyklu proton—proton w przy­ padku wysokich gęstości i niskich temperatur. Okazuje się, że reakcja 3H’e + e— > v + *H’ jest niezwykle czuła na gęstość materii. Dla gęstości bliskich 2.104 gramów na centymetr sześcienny tempo tej reakcji proporcjonal­ ne jest do trzydziestej potęgi gęstości. Bahcall i Wolf są zdania, że w pewnych warunkach w ten sposób mogłyby być wydzielone bardzo znaczne ilości energii. Wymieniona reakcja spowodowałaby gwałtowny wzrost tempe­ ratury, który z kolei spowodowałby nowe reakcje jądrowe i dalszy wzrost temperatury. Wydaje się, że właśnie takie sprzyjające warunki istnieją w wy­ padku modelu gwiazdy nowej sugerowanym przez Krafta. Z chwilą, gdy grubość bogatej w wodór otoczki będzie dostatecznie duża i u jej podstawy gęstość osiągnie wartość bliską 2.10* g/cmJ, reakcja Bahcalla i Wolfa mogłaby spowodować wybuch. Trudno jest w tej chwili podać jakiś konkretny proces fizyczny, który byłby bezpośrednią przyczyną wybuchu gwiazdy nowej. Wydaje się jednak, że istnieje wiele możliwych procesów, które w połączeniu z akrecją materii bogatej w wodór przez pozbawionego wodoru białego karła mogłyby doprowa­ dzić do wybuchu. Wspólną cechą tych procesów jest to, że warunki sprzy­ jające związane są bezpośrednio lub pośrednio z osiągnięciem przez pod­ staw^ otoczki bogatej w wodór pewnej, bliżej nieokreślonej temperatury kry­ tycznej lub gęstości krytycznej. Zastanówmy się, jaka musi być masa otoczki, aby te krytyczne warunki u podstawy zostały osiągnięte. Załóżmy, że masa otoczki jest dużo mniejsza od masy całej gwiazdy, co jest na pewno prawdą. Załóżmy dalej, że w otoczce 176 B . Pacz y fis ki nie zachodzi produkcja energii, co nie jest na pewno spełnione w pobliżu podstawy tej otoczki. Przy ty cli założeniach przyjmując dodatkowo, że transport energii w otoczce zachodzi na drodze promienistej, możemy analitycznie scałkowaó równania budowy wewnętrznej w pobliżu powierzchni gwiazdy. Otrzymamy przebieg gęstości i temperatury jako funkcją głębokości pod po­ wierzchnią gwiazdy. Otrzymamy również zależność masy zewnętrznej warstwy gwiazdy od grubości tej warstwy. Wobec tego będziemy mogli podać przebieg temperatury i gęstości u podstawy otoczki jako funkcją masy tej otoczki. Oznaczmy temperaturę u podstawy otoczki przez T, gęstość przez p. Niech YTC* oznacza masę gwiazdy w jednostkach Słońca, R* promień gwiazdy w jedno­ stkach promienia słońca, zaś AlTC* masę otoczki w jednostkach masy słońca. JWboj oznacza jasność bolometryczną gwiazdy nowej w minimum blasku. Mamy wtedy następujące relacje pomiędzy temperaturą i gęstością u podstawy bo­ gatej w wodór otoczki a masą tej otoczki:

log T = 6.75 +0.12 logW* -0.94 log R* - 0.05 Mhol + 0.24 log ATlt* (1)

log p = 0.06 + 0.PP logW* -3.06 log/?* +0.05 Mho\ +0.76 log A TC* (2)

Powyższe relacje zostały uzyskane, przyjmując skład chemiczny otoczki taki sam jak skład chemiczny słońca. Z relacji (1) i (2) wynika, że dla gwiazdy o większej masie W* i zatem mniejszym promieniu R* (promień gwiazdy zbudowanej w większości z gazu zdegeperowanego jest malejącą funkcją masy) wystarczy mniej masywna otocz­ ka dla uzyskania określonej temperatury czy gęstości u podstawy. Oznacza to, że dla bardziej masywnego białego karła możemy się spodziewać, że wy­ buch typu gwiazdy nowej będzie mógł nastąpić na skutek akrecji mniejszej ilości materii, niż w przypadku gwiazdy mniej masywnej. Możemy się zatem spodziewać, że gwiazdy nowe o większych masach powinny wybuchać częściej, niż nowe o masach m niejszych. Innymi słow y, nowe powrotne powinny być masywniejsze od zwykłych nowych. Oceny mas nowych w oparciu o zmiany prędkości radialnych wywołanych ruchem orbitalnym dostępne są dla czterech gwiazd. Okazuje się, że istotnie gwiazdy nowe DQ Her (KYt* = 0.12) i GK Per (TTC* = 0.4) są mniej masywne od nowych powrotnych WZ Sge (JlfJ* = 0.6) i T CrB (YKl* = 1.9). Dane o masach są nader niepewne i dostępne jedynie dla czterech obiektów, lecz wykazują ten­ dencją, której można by się spodziewać w wypadku, gdyby wybuchy były związane z akrecją materii bogatej w wodór. Wprawdzie dla gwiazd nowy cli brak jest bezpośrednich danych obserwacyjnych świadczących o tym, który składnik wybucha, lecz wydaje się bardzo prawdopodobne, że czyni to mała, gorąca gwiazda. — Inaczej przedstawia się sprawa z gwiazdami typu U Geminorum. Jak już była o tym mowa, dane widmowe w skazują, że mamy tu do czynienia z innym Gwiazdy nowe i U Gerainorum 177 procesem, niż w przypadku gwiazd nowych. W szczególności okazuje się, że rozmiary obiektu, który świeci w czasie maksimum jasności ppkrywają się z grubsza z rozmiarami chłodnego składnika. Mogłoby to wskazywać, że wzrost temperatury powierzchniowej tego składnika jest odpowiedzialny za obserwo­ wane rozjaśnienie całego systemu. Ostatnie obserwacje fotometryczne Krze- mińskiego (1964) wykazują, że tak jest istotnie. Krzemiński stwier­ dził, ie sama gwiazda U Geminorum jest zaćmieniowa. W czasie całkowitego zaćmienia zakrywany jest gorący składnik. W czasie „wybuchu” zaćmienia stopniowo stają się coraz płytsze i w maksimum zupełnie znikają. Z analizy danych fotometrycznych Krzemiński wyciągnął wniosek, że w czasie wy­ buchu gwiazda czerwona zwiększa niewiele swe rozmiary i zwiększa bardzo znacznie temperaturg powierzchniową. Ponieważ gwiazda ta prawdopodobnie wypełnia powierzchnią Roche’a, zatem wzrost jej rozmiarów musi pociągnąć za sobą wzmożony wpływ materii poprzez otoczenie wewnętrznego punktu Lagrange’a. Wydaje się zatem prawdopodobne, że wzrost temperatury po­ wierzchniowej wywołany jest spłynięciem warstw zewnętrznych i odsłonię­ ciem warstw głębszych i gorętszych. Otwarty pozostaje problem, dlaczego gwiazda nagle zwiększa choćby nieco swe rozmiary, dlaczego wypływ materii staje sig w pewnym momencie bardziej gwałtowny niż normalnie. Problem stabilności gwiazdy wypełniającej powierzchnię Roche’a był badany przez Mortona (1960) i Smaka (1962). Autorzy ci badali, co się stanie, jeżeli gwiazda na skutek ewolucji osiągnie powierzchnię Roche’a i zacznie tracić materig poprzez otoczenie punktu. L r Na skutek przepływu materii z jednej gwiazdy do drugiej zmieni sig stosunek mas obu gwiazd, ich okres obiegu i zatem rozmiary orbity. Z tych powodów zmienią sig rozmiary powierzchni Roche’a. Na ogół, jeżeli traci materią gwiazda masywniejsza, powierzchnia Roche’a wokół tej gwiazdy kurczy się. Sama gwiazda na skutek utraty zewnętrznej otoczki traci równowagę, zarówno hydrostatyczną, jak i ter­ miczną. Pp czasie rzędu kilku okresów pulsacji odzyskana zostanie równowaga hydrostatyczna. Jeżeli promień gwiazdy po odzyskaniu równowagi hydrosta­ tycznej będzie większy niż promień początkowy (przed rozpoczęciem wypływu materii), a jednocześnie powierzchnia Roche’a skurczy się, to gwiazda bgdzie jeszcze bardziej wystawać poza powierzchnię Roche’a i wypływ materii będzie wzmożony. W takim wypadku wypływ ten byłby niestabilny i skala czasowa takiej niestabilności byłaby porównywalna z okresem pulsacji. Jeżeli nato­ miast po takim elementarnym procesie wypływu gwiazda wystawałaby mniej poza powierzchnig Roche’a, wówczas wypływ byłby w pulsacyjnej skali czasu stabilny. Nie zostałaby jednak odzyskana równowaga termiczna. W kelwinow- skiej skali czasu równowaga ta zostałaby odzyskana i gwiazda miałaby jakiś nowy promień. Jeżeli po odzyskaniu równowagi termicznej gwiazda miałaby promień wigkszy'od początkowego, to proces wypływu materii byłby niesta­ bilny w kelwinowskiej skali czasu. Jeżeli nawet po odzyskaniu równowagi termicznej gwiazda miałaby promień mniejszy od początkowego, to znaczyłoby 178 B . Paczyński to, że wypływ materii powoduje zmniejszanie rozmiarów gwiazdy i że zatem proces wypływu jest stabilny. W takim wypadku wypływ materii następowałby tylko ze względu na ewolucyjne pęcznienie gwiazdy i zachodziłby wobec tego w nuklearnej skali czasu. W pracach swych Morton i Smak pokazali, że w rozważanych przez nich wypadkach przepływ materii był niestabilny w kelwinowskiej skali czasu. Oczywiście, taka niestabilność nie inoże' wywołać wybuchu, jest zbyt-po­ wolna. Zarówno Morton jak i Smak rozważali jednak modele gwiazd z otocz­ kami w równowadze promienistej. Tymczasem chłodne składniki gwiazd typu U Geminorum mają masy porównywalne z masą Słońca i typy widmowe G — K. Gwiazdy takie mają na ogół grube otoczki będące w równowadze konwektyw- nej. Okazuje się, źe jeżeli przyjmiemy, że proces wypływu jest adiabatyczny, to dla gwiazd z otoczkami w równowadze konwektywnej adiabatycznej proces wypływu materii może być niestabilny w pulsacyjnej skali czasu. Wnioseki ten został uzyskany przez autora z dość grubych oszacowań przy szeregu upraszczających założeń. Ukazuje on jednak możliwość wyjaśnienia wybuchów gwiazd typu U Geminorum w sposób zgodny z obserwacjami. Jak się wydaje, zarówno wybuchy gwiazd nowych, jak i gwiazd typu U Geminorum związane są z przepływem materii w ciasnych układach podwój­ nych. Wybuchy gwiazd nowych wywołane są prawdopodobnie akrecją materii bogatej w wodór poprzez gorący składnik układu podwójnego. Wodorowa otocz­ ka zwiększa z czasem masę i grubość, temperatura i gęstość u jej podstawy wzrastają. W pewnym momencie rozpoczyna się spalanie wodoru, bądź nastę­ puje degeneracja. Gdy osiągnięte zostaną pewne krytyczne warunki, następuje wybuch. Nie jest obecnie jasne, jaki konkretnie proces, jaka reakcja jądro­ wa jest bezpośrednią przyczyną wybuchu. Odpowiedź na to pytanie dadzą dopiero wyniki numerycznych całkowań ewolucyjnego ciągu modeli białego karła, na którego powierzchnię opada materia bogata w wodór. Wybuchy gwiazd U Geminorum s ą prawdopodobnie związane z niestabilnością procesu wypływu materii z chłodnego składnika systemu. W każdym razie dane obserwacyjne wskazują wyraźnie na to, że za wzrost jasności całego systemu odpowie­ dzialne jest nagłe zwiększenie temperatury powierzchniowej gwiazdy chłod­ niejszej.

LITERATURA

B a h c a l l , J.N ., W o lf, R .A ., 1964, A p .J., 139,622. Joy, A.H., 1956, A p.J., 124, 317. ‘ K ra ft, R .P ., 1962, A p .J ., 135,408. K raft, R.P., 1963, w Advances in Astronomy and Astrophysics, vol. 2, wyd. Z. Kopal, New York and London: Academic Press, str. 76. Kraft, R .P ., 1964, Ap.J., 139,457. Krzemiński, W., 1964, A .J., 69, 549. Krzemiński, W., Kraft, R .P ., 1964, Ap.J., 140,921. Mestel, L ., 1952,M.N., 112,598. Gwiazdy nowe i V Geminorum 179

Morton, D.C., 1960, Ap.J., 132, 146. P a y n e-G ap os c h k i n, C., 1957, The Galactic Nowae, Amsterdam: North Holland Publishing Co. Schatzman, E., 1951, Ann. d’ap., 14,305. Schatzman, E., 1958, Ann. d’ap., 21, 1. Smak, J., 1962, A.A., 12, 28. Walker, M.F., 1954, Pub.A JS.P., 66, 230. Zuckermann, M.C., 1954, Ann. d’ap., 17,243. ------

.

______O WIDMACH KOMET

ANDRZEJ WOSZCZYK

O CTIEKTPAX KOMETHblX

A . Bouihk

CoflepjKaHwe

8 cTaTbe paccMOTpeHbi KOMeTHbiK cneKTp m ero n3MeHeHHJi, c.Bfl3anHbie C M3M6HeHMeM paCCTOSHMfl KOMeTb] OT COJIHlja. IipMBefleHbl n0J10)KMTeJIbHbie bo3mo>khocth, nojiyuaiouwecH npw ncn0Jib30BaHMn b kombthoK cneKTpocKonmi 6ojibiuow flMcnepcMn, npeflCTaBJieHbi pe3yjibTaTbi MccJieAOBaHwR cneKTpoB c amc- nepcMeft o k o jio 18-20 A/mm npoBefleHHbix H am iH aa c 1957 r. b flaJiOMapcKOM 06cepBaTopnn m b Haute - Provence fljin HecKOjibKHX nocjieflHMX KOMeT.

SPECTRA OF COMETS

Summary

In the article a comet spectrum and its changes depended on the changes of comet distance from the Sun is described. The advantages of using of the great dispersion in the comet spectroscopy are presented. There are given the results of spectral observations of several latest comets made by the use the dispersion 18—20 j?/mm in the Palomar and Haute Provence observatories since 1957.

5 sierpnia 1864 roku G .B. Donati dokonał we Florencji pierwszej ob­ serwacji widma komety — obserwował wizualnie widmo komety 1864 II (Tempel). Pierwsze fotografie szczelinowego widma kometarnego zostały uzyskane dla komety 1881 II (Tebbut) 24 czerwca 1881 roku przez dwóch obserwatorów: II. Drapera w Stanach Zjednoczonych i W. Huggina w Inghiltera. Od tego czasu dokonano spektroskępowych obserwacji około 60 komet. Atlas widm kometarnych Swings a i Has er a, w którym jest zebrany wszelki materiał widmowy uzyskany do roku 1952, zawiera 157 widm szczelinowych i 169 widm bezszczelinowych 36-ciu różnych komet. 182 A. Woszczyh

W ciągu całego wieku swego istnienia spektroskopia kometarna święciła triumfy w rozwiązywaniu kornetarnych zagadek. Każda niemal nowa obserwa­ cja objawiała nowe fakty, nowe zjawiska i dawała nowe problemy do rozwią­ zania. Obserwacja Donatiego stanowiła epokowe wydarzenie w dziedzinie badań fizyki komet. A dzisiaj, po dokładnie stu latach od tego momentu, wy­ daje się, że ta dziedzina znajduje się znowu w punkcie zwrotnym. Do roku 1957 trzeba było zadowolić się widmami o małej dyspersji (kilka­ dziesiąt i kilkaset A/mm), nie rozdzielających nawet struktury rotacyjnej cjanogenu i C2. Długości fali obserwowanych emisji można było wyznaczyć z dokładnością do kilku, lub w najlepszym razie, do 1 A . Zastosowanie do badań kornetarnych wielkich teleskopów i spektrografów o średniej i dużej dyspersji, pozwoliło uzyskać widma, na których pojawiła się struktura rota­ cyjna zarówno gałęzi R, jak i P CN(0,0) oraz pasm Swana. Pasma C 3, NHa i inne mogły być lepiej rozdzielone (choć jeszcze nie doskonale) i ich dłu­ gości fali lepiej wyznaczone (z dokładnością do kilku setnych angstrema). Widma o dyspersjach 10, 18, 19.5, 27 i 40 A/mm uzyskane głównie w obserwa­ toriach Palomarskim i de Haute-Provence dla kilku ostatnich komet, zawie­ rają niezwykłe bogactwo informacji. Stanowią nowy rozdział w widmowej eksploracji komet. W tym samym okresie nastąpił też poważny postęp w dzie­ dzinie laboratoryjnej analizy widm molekuł obserwowanych w kometach, w szczególności C j, C j i NH2. W naszych rozważaniach omówimy zatem w zasadzie oddzielnie stan wie­ dzy o widmach komet do roku 1957, a następnie zreferujemy bliżej postęp dokonany w ciągu ostatnich kilku lat. Taki podział wydaje się nam być również usprawiedliwiony i tym, że widma kometarne w małej dyspersji były uzyski­ wane dla dużych zakresów długości fali (od 3000 do 9000 A) i dużych za­ kresów odległości komet od Słońca, ^'idma w dużej dyspersji uzyskano głów­ nie w zakresie fotograficznym i dla bardzo małego przedziału „r” . Łatwiej więc, będzie nam prześledzić widmo kometarne i opisać jego ewolucję, na bardziej „jednorodnym” i kompletnym materiale widm o małej dyspersji. Opis i ewolucja widma kometarnego będzie przedmiotem części pierwszej naszego artykułu, w części drugiej omówimy wyniki uzyskane dzięki stosowa­ niu dużej dyspersji. Do jednego z następnych numerów „Postępów” odkła­ damy omówienie mechanizmów wzbudzenia widma kometarnego (część III).

CZĘŚĆ I. OPIS I EWOLUCJA WIDMA KOMETARNEGO

W komecie wyróżniamy zazwyczaj trzy części: jądro, które przedstawia się w postaci bardziej lub mniej jasnej „gwiazdy” , głowę,' którą stanowi' otaczająca jądro mgiełka, oraz ogon (warkocz) w postaci święcącego, jak gdyby wychodzącego z głowy pasma materii. Co otrzymujemy, gdy światło komety, skupione przez jakiś teleskop pada O widmach komet 183

na szczeliną spektrografu i jest rozłożone na swe poszczególne składowe?* Załóżmy, ze starannie prowadzimy na jądrze komety (albo na najjaśniejszej centralnej części głowy komety). Każdy punkt wzdłuż szczeliny spektrografu — wzdłuż linii widmowej — będzie odpowiadał danemu obszarowi komety. Szcze­ lina może być nawet skierowana w kierunku ogona, dając nam w ten sposób — obok widma głowy i jądra — również i widmo części ogona komety. Jądro komety da nam bardzo wąskie widmo identyczne z widmem Słońca, z jego liniami absorpcyjnymi: jądro jest bryłą lub grupą brył stałych, które odbijają po prostu promieniowanie Słońca. Z jednej i drugiej strony tego widma jądra obserwujemy cały szereg linii emisyjnych, rozciągających się na róż­ ne odległości od jądra. Na te emisje nałożone jest często słoneczne widmo ciągłe, świadczące o tym, że głowa komety może czasami oprócz gazów zawie­ rać również i cząstki stałe — pył. Jeżeli szczelina spektrografu pokrywa ogon, obserwowane są również emisje dla niego charakterystyczne, rozcią­ gające się na różne odległości. Widma różnych komet obserwowane w tej samej odległości od Słońca, mogą znacznie różnić się w stosunkach natężeń continuum do poszczególnych pasm emisyjnych, lub też we wzajemnych stosunkach natężeń różnych pasm. Ponadto widmo zmienia się znacznie z odległością od Słońca. W odległo­ ści heliocentrycznej komety, większej niz 2,5—3 jednostki astronomiczne, jest ono z reguły odbitym widmem słonecznym.

1. WIDMO GŁOWY KOMETY

Na ultrafioletowym krańcu widma głowy komety (fig. 1) zidentyfikowano pasmo (0—0) przejścia elektronowego A*I. X 2TC molekuły OH. Wygląd tego pasma w komecie różni się jednak znacznie od jego wyglądu w źródłach la­ boratoryjnych. Pasmo (0—0) otrzymane w laboratorium ma 4 głowy, dwie R i dwie Q; głowa R 2, A 3064 A jest najsilniejsza. Tymczasem w komecie to j asmo OH sprowadza się do małej ilości silnych lin ii. Na przykład w widmie komety 1941 I (Cunningham) zmierzono 11 linii (7 bardzo silnych) w zakre­ sie między A 3078,5 a 3106,0 A; w komecie 1948 I (Bester) zmierzono 8 li­ nii w zakresie 3081,5 a 3107,0 A [1]. Rozkład natężeń pomiędzy poszcze­ gólnymi prążkami był całkowicie różny w obu tych kometach i w niczym nie przypominał rozkładu natężeń w jakimkolwiek ze źródeł laboratoryjnych. Dłu­ gości fali indywidualnych linii kometarnych OH doskonale zgadzały się z war­ tościami laboratoryjnymi A prążków odpowiadających niskim rotacyjnym licz­ bom kwantowym (źródła o niskiej temperaturze), ale względne natężenia zde­ cydowanie się różniły. Podobnie jak OH zachowują się też i inne kometarne pasma molekularne; wyjątek stanowią tylko pasma C2, które nie różnią się wiele od swego wyglądu w źródłach laboratoryjnych. Pasmo (1—1) OH było również obserwowane w różnych kometach. Roz- . Woszczyk

4050 w e 4-375 i383

Fig. 1 .Typowe widma szczelinowe głowy komety — widma komety 1941 I (Cunningham) uzyskane przez P. Swingsa w Obser­ watorium McDonalda. a) Widmo komety przy r = 0,87 jedn. astr., spektrograf kwarcowy, kamera f /l, dyspersja 137 X/mm przy X 3360 X. b) Widmo komety przy r = 0,73 jedn. astr., spektrograf szklany, kamera f/l, dyspersja 89 A/mm przy X 3880 A. O widmach komet 185 ciąga się ono od A 3134 A do A 3159 A. Jego obecność była przez dłuższy czas wątpliwa ze wzglądu na to, że w tym samym rejonie przypada pasmo (0—0) systemu Fortrata molekuły CH. Jednak Swings, Elvey i Babcock [2] definitywnie wykazali, że słaba emisja kometarna około A 3140 A należy do pasma (1—1) OH i że przyczynek pasm CH może być tylko minimalny. Pasmo (0—0) NH przejścia ,437Ti _ X 3H~ jest zwykle bardzo silne w korne­ tach i podobnie jak OH znacznie różni sią od NH otrzymywanego w laborato­ riach w jakimkolwiek rodzaju źródeł. Pasma (1—1) NH dotychczas w kometach nie obserwowano. Natężenie pasm OH i NH- jest różne w różnych kometach i zmienia się także z odległością heliocentryczną komety. Idąc dalej w kierunku dłtiższych fal, około A 3590 A spotykamy pasmo (1—0) systemu B2S+ - A’aZ + molekuły CN. Ten obszar widma zawiera jeszcze pasmo (0—0) systemu 3TT — — OH"*", ale ta identyfikacja nie wydaje się być dostatecznie udokumentowana [1,3]. Sekwencje Ar =0 (3883 A) i Ar = —1 (4216 A) systemu fioletowego CN znajdują się praktycznie we wszystkich widmach komet. Ich profile rotacyjne są najbardziej znamienne i będą dyskutowane w części III. Obok sekwencji Ar = 0, od strony krótkich fal, obserwuje się czasami, w rejonie centralnym głowy, słabe emisje, które nie są jeszcze zidentyfikowane. Ze strony dużych, na widmach silnie naświetlonych, obok sekwencji Ar = 0 CN pojawia się system B*L — ,Y21X molekuły CH. W kometach to przejście elektronowe jest słabsze niż system A2A — X 2{ft przy A 4314 lecz silniejsze niż omawiana emisja systemu Fortrata, C21+ - przy A 3145 A. Pasmo B*I.~ - X 2Tl skła­ da się w zasadzie z 7 do 8 słabych emisji w obszarze A 3886—3921 A (gałę­ zie Q i P) i występuje tylko w partiach centralnych głowy komety. W przej­ ściu A2A — A"*1!! emisją najsilniejszą jest mieszanina linii gałęzi Q na A 4313 A; gałąź R rozciąga się w kierunku krótkich fal, zawiera zwykfe 6 linii i jest silniejsza niż gałąź P, obserwowana w stronę fal długich (5 linii). Podob­ nie jak w przypadku OH, NH i CN, rozkład natężeń lin ii rotacyjnych nie jest taki sam jak w źródłach laboratoryjnych. Między siln ą sekwencją Ar = C i sekwencją słabszą Ar = —1 CN prawie całe widmo komety jest wypełnione krótkimi emisjami zgrupowanymi wokół A 4050 A, które noszą nazwę pasm Swingsa. Identyfikacja tych pasm ma dłu­ gą historię. Odkryto je w komecie dużo wcześniej niż w źródłach laborato­ ryjnych. Najpierw, przed rokiem 1942, identyfikowano je z najrozmaitszymi mblekułami dwuatoinowymi, z nowymi systemami C 2, CN, pasmami CII, NaH itp. W roku 1942 Herzberg i Swings zaproponowali niezależnie przyporządko­ wanie ich jakiejś molekule utworzonej z elementów najbardziej obfitych w prze­ strzeni kosmicznej (II, C, N, O). Najodpowiedniejszą molekułą wydawała się CHj — produkt dysocjacji metanu — i na wniosek Herzberga taka identy­ fikacja, jako próbna, została powszechnie przyjęta. Późniejsze liczne prace laboratoryjne wykazały, że molekuła odpowiedzialna za emisję „grupy 4050” 186 A. Woszczyk

nie zawiera wodoru. W roku 1950 Swings sugerował, że grupa ta mogłaby być emitowana przez C 3. W rok później Douglas potwierdził tą, sugestią i definitywnie zidentyfikował „grupą 4050” jako emisją molekuły C3 [4]. Przy okazji warto wspomnieć, że identyfikacja C 3 w kometach ma duże znaczenie praktyczne. Obserwacje jej w kometach są dużo wcześniej­ sze, niż jej odkrycie w źródłach ziemskich. A C3 jest molekułą pośrednią w procesie formacji sadzy z węglowodorów. Proces ten ma wielkie znaczenie przemysłowe. Porównanie kometarnych i laboratoryjnych widm C 3 pozwoliło już na osiągniącie ciekawych rezultatów odnośnie do ważnego problemu two­ rzenia sią tej molekuły. O W rejonie A 4240 A obserwowano w kilku kometach trzy emisje o A 4231, 4238 i 4254 Mogą one być przyporządkowane pasmu (0—0) CH+ przejścia 'TT — [5].QJeśli ta identyfikacja jest poprawna, trzy inne emisje o A 3954, 3963 i 3973 A mogą być zidentyfikowane jako pasmo (1—0) CH+. McKellar uważa, że niektóre z tych linii mogłyby być emitowane przez S i02 [6]. W kierunku długich fal, za systemem /42A — X 2Tf CH, znajduje się najsil­ niejsza emisja wizualnego zakresu widma — pasma systemu Swana, A*lTg — X 3/nu, molekuły C2. W przeciwieństwie do OH, NH, CH i CN, które mają rozkład na­ tężeń struktury wibracyjnej i rotacyjnej typu „niska temperatura” (chociaż nie całkowicie identyczne jak widma laboratoryjne w niskiej temperaturze), system Swana jest w kometach reprezentowany przez liczne pasma wibracyjne z bogatą strukturą rotacyjną. Można ogólnie powiedzieć, że system pasm Swana w kometach jest typu „wysoka temperatura” , z grubsza podobny do widm uzyskiwanych w laboratoriach w źródłach o temperaturze około 3000°K (aczkol­ wiek obserwuje się pewne różnice w rozkładzie natężeń między poszczegól­ nymi prążkami rotacyjnymi). Żadnego z pięciu innych systemów pasm C2 w ko­ metach nie zaobserwowano. W systemie pasm Swana sekwencje A f = 0, +1 i —1 są silne, sekwencje Av = +2 i —2 są słabe. Na silnie naświetlonych spektrogramach komet niezbyt odległych od Słońca system Swana jest bardzo bogaty. Na przykład w sekwen­ cji Av — —2 można obserwować aż do 6 pasm. Wiele prac omawiających widma w małej dyspersji podkreśla widmową strukturę w pasmach Swana, a szczególnie strukturę między sekwencjami pasm C2 w kometach 1947 XII i 1948 XI [7]. Pewne szczegóły tych struktur pochodzą od kompleksowego rozkładu natężeń w pasmach C2, a pewne podejrzewano, że pochodzą od niezidentyfikowanych jeszcze systemów molekularnych. Później­ sze widma w dużej dyspersji pozwoliły na przeprowadzenie szczegółowej iden­ tyfikacji w tym zakresie widma i wyjaśniły szereg wątpliwych problemów. Wizualny zakres widma komet był przez długi czas raczej zaniedbany. Brak było obserwacji z dostateczną zdolnością rozdzielczą. Niemniej jednak uzyskano szereg interesujących wyników. Obserwowano kilka silnych i sku­ pionych blisko jądra emisji o A 5978, 5996, 6299, 6334 i 6621 A. Swings, McKellar i Minkowski [8] wykazali w 1943 roku, że te emisje należą O widmach komet 187 do tzw. pasma a amoniaku (rodnika NHj). Wiele spośród innych słabych emisji w rejonie X > 5000 -X podejrzewano również, że pochodzą od NH2 [7, 8, 9]. Obserwacje komety 1957 III (Arenda-Rolanda) [10], w których uzyskano naj­ dokładniejsze podówczas pomiary A (dyspersja tych widm była 135 A/mm) potwierdziły dotychczasowe przypuszczenia i do listy pewnie zidentyfikowa­ nych emisji dodały jeszcze kilka prążków. Do pełniejszego wyjaśnienia po­ chodzenia prążków tego zakresu brak było z jednej strony dokładnych pomia­ rów długości fali obserwowanych emisji kometarnych i z drugiej — analizy laboratoryjnej widma NHa. Uzyskane przez Greensteina [25] widma komety 1957 V (Mrkos) pozwoliły na uzupełnienie pierwszego z wymienionych braków, a drugi został częściowo usunięty przez prace laboratoryjne A. Ramsaya [11], K. Dreslera i D.A. Ramsaya [12] oraz A. Woszczyka [13]. W wizualnym zakresie widma komety obserwuje się zwykle dublet sodowy (5892 A). Linia ta rozciąga się na znaczne odległości od jąjłra i może osiągnąć duże natężenie, podczas gdy kometa będzie miała małą odległość heliocen- tryczną. W tym zakresie widma Swings i Greenstein [14], we wspomnia­ nych wyżej spektrogramach komety 1957 V, odkryli jeszcze jedną emisję ato­ mową: linie wzbronione tlenu [01] 5577, 6300, 6364 A. [01] rozciąga się w gło­ wie komety, podobnie jak Na, na dość znaczne odległości od jądra i jest skierowany w stronę ogona. W podczerwonym zakresie widm komet 1947 XII i 1948 I, Swings i Page [1, 15] odkryli dwa silne pasma około X 7906 i 8106 A. Natężenia ich były porównywalne z natężeniem CN (0—0), lecz wydawały się. występować tylko w centralnej części głowy, a nie jak CN i C2 w całej głowie. To też był głów­ ny argument przeciwko identyfikacji tych pasm jako CN (2—0) i CN (3—1). Połos ko w [16] próbował przyporządkować je systemowi Meinela {A2^ — X*l) molekuły N*. Ale dlaczego molekuła, która zwykle występuje w ogonie, miałaby w komecie 1947 XII zajmować tylko małą przestrzeń wokół jądra? Pasma 7900 i 8100 A były ponownie obserwowane w komecie 1957 III [10]. Nie stwierdzono wówczas żadnych różnic w zasięgu tych pasm i pasm CN (0-0). Spektro^Tamy komety 1957 V uzyskane w Obserwatorium de Haute- Provence ukazały strukturą trypletów w tych pasmach i pozwoliły Swings o- w i, Dufayowi i Maserowi [17] na definitywną identyfikację tych pasm jako pasma (2—0) i (3—1) czerwonego systemu C4a7T — Z*Z+) molekuły CN. Na opisanych powyżej pasmach kończy się widmo komety w tradycyjnym, optycznym zakresie częstości przepuszczanych przez atmosferę ziemską. Ale astronomia dysponuje i drugim „oknem” na Kosmos — oknem częstości radiowych. Obserwacje radiowe dały po raz pierwszy pozytywny rezultat w przypadku komety 1957 III (Arenda-Rolanda) w czasie, gdy znajdowała się ona blisko perihelium. JD . Kraus [18] obserwował tło ciągłe radioemisjj kometarnej na częstości 27,6 Mc/s w formie buretów, podobnie jak Muller, Priester i Fischer na częstości 1420 Mc/s. Na 7,5-metrowym radio­ teleskopie w Humain, A. Koe c ke le nbe rg [19] obserwował na częstości 188 A. Woszczyk

Tabela 1

Silniejsze emisje widma głowy komety

Długość Mole kuła Przejście elektronowe fali emitująca i wibracyjne

3090 OH 0 - 0

3145 OH ~ X *n .,r 1 - 1 3360* NH - * * 2 " 0 - 0

3590* CN B*Z+ - X 2!.* ,1-0

3883* CN B12+-A,J2 \ 0-0

3900* CH B * S - - A’łir, 0 - 0

4050 c , pasma Swingsa

4215* CN B ł2 + - X ł2 +, 0 - 1

4314* CH A2A - X*n, 0 - 0

4383* c, A31Tg- X*nu, At>= +2

4737* C a A*Hg- X * 1TU, At>=+1

5167* C, A 3ng - X * n u, Av= o

5384 NH, 2(1,7,0) PQ1 >N

5524 NH, —

5635* c a A*ng - X*1TU, A v=-l

5703 NH, TT (0,10,0) « ę 0 N

5732 NH, 71(0,10,0) ^ 2 , N —i

5892 Na Dv D,

5977 NH, ZlO,9fl)p QUJi

5995 NH, I(0,9,0)P/’1n_ 1

6288 NH, "(O^O’X n-I 6300 NH, TT (0,8,0) K

6335 NH, —

6345 NH, TT(0,8,0) ^>^>2,N—1 O widmach komet 189

Tabela 1 (c .d .)

Długość Mole kuła Przejście elektronowe' fali emitująca i wibracyjne

6360 NH, TT (0,8,0) P P 2iN_ 2

6618 NHj 2(0,7,0)P? 1>N

6641 NH, 2 (0,7,0)f’P 1>N_ 1

6671 NHj Z(0,7,0)PP 1>n _ i

6755 NHj

7906* CN A 1ni - X * l +, 2 - 0

8106* CN - X J2 +, 3 - 1

Uwaga: W kolumnie „Długość fali” , podane długości fali (w Angstremach) odpowiadają, bądź głowie pasma (oznaczone gwiazdką *), bądi „środkowi ciężkości” pasma czy grupy linii. Podana klasyfikacja spektralna dla emisji NHj opiera się na pracy K. Desslera i D.A. Ram saya[12]. Wszystkie emisje NH2 są przejściami pomiędzy podanymi w kolumnie 3 wyższymi poziomami elektronowymi a poziomem podstawowym (0,0,0).

600 Mc/s emisję o charakterze stałym. Coutrez, Hunaerts i Koeckelen- berg [20] przyporządkowali ją do przejścia pomiędzy podpoziomami rozdwo­ jenia A poziomu rotacyjnego J ” = 1,5 stanu *n3/ molekuły CH. Charakter mo­ nochromatyczny emisji obserwowanej w Humain wyjaśniałby nieobecność emi­ sji na częstości 400 Mc/s, którą starano się zaobserwować w Dwingeloo i w Cambridge. Z teoretycznych prac P ołoskowa [21] wynika, że bardzo trudno będzie odebrać od komet jakieś ciągłe promieniowanie termiczne; de­ tekcja promień'owania nietermicznego jest mniej nieprawdopodobna. Ale naj­ bardziej możliwy jest odbiór promieniowań monochromatycznych odpowiadają­ cych przejściom pomiędzy poziomami struktury nadsubtelnej rozdwojenia A poziomów rotacyjnych. Molekuły CH i OH byłyby najbardziej podatne do ujaw­ nienia się w ten sposób. Obserwacje Koec kel enbe rga potwierdziłyby ten wynik rozważań teoretycznych, z tym tylko zastrzeżeniem, że długość fali obliczona dla CH przez Połoskowa była 45,45 cm, a zaobserwowana i zgod­ na z rachunkami Hunaertsa [20] — 50 cm.

2. WIDMO OGONA KOMETY .

Charakterystycznymi emisjami w widmie ogona komety są: znany przez wiele lat jako „system ogona komety” , system /427T^ — X *Z + molekuły CO i system B*Z+ - X 27.+ molekuły N*. Niższe poziomy elektronowe tych syste- o o

CH(0-1) Ct (2 -0 ) (2 -0 ) (1-0) C0 + “i---- r~

V A * wdah komet widmachO b) CH(O-I) C2 (2 - 0 ) Ct (1-0) mCN/O-O) (3 -0 ) I (2 - 0) (1-0) C O *

Fig. 2, Typowe kometarne widma bezszczelinowe (uzyskane przez F. B a 1 d e t), a) Widmo ogona komety 1908 III (Morehouse) przy r = 1,49 jedn. astr. Widmo głowy tej komety jest bardzo słabe, a widmo ciągłe prawie nie istnieje, b) Widmo głowy i ogona komety 1911 V (Brooks) przy r = 0,49 jedn. astr. A. Noszczyk 191

mów są stanami podstawowymi molekuł C0+ i Nj. Jak już było wyżej wspom­ niane, emisja CH jest także obserwowana w ogonie komety w pobliżu g-łowy.

Tabela 2

Silniejsze emisje widma ogona

Długość Molekuła Przejście elektronowe fali emi tująca

3509 COj+ 2T T - J TT, 0-0

3580 CN SJ2+ - a:js +, 1 - 0

CO+ B 2TT - X 2Z, 5-0

CO + A 2in+ - x 22 , 5-0

OH+ 3 TT . - J2 , 0-0

CO* 21T - 2 TT, 0 - 1

CO + A*-n - x 2z, 4-0

CO+ A 3TT - X 22 , 4-0

N j B 22 - X*1, 0-0

CO + S 22 - A 1 TT, 0-0

CO+ /4 2Tt — X 22, 3-0

c o + -42TT - A"2! , 4 - 1

c o + /4 2TT — A’2S, 2-0

c o + /4 2TT — a:22, 2-0 4274 N,+ B 22 - X 22, 0 - 1

e o + /! 2TT - * 22 , 1 - 0 192 A. Woszczyk

Znane są również warkocze, w których continuum słoneczne, a nawet i pasma cjanogenu były silne. Sekwencje (i/—0) i (t/—1) systemu ogona komety CO+ są obserwowane od u' =6 do v' = 1. Profile tych pasm odpowiadają temperaturze rotacyjnej rzędu 300°K i, podobnie jak inne pasma kometarne, różnią sią od pasm la­ boratoryjnych. W zakresie długości fal astronomicznych obserwacji spektroskopowych molekuła CO ma jeszcze jeden system pasm — system Baldet-Johnson ( B 2Z — A 21l). Obecność tego systemu w widmach ogonów komet była teore­ tycznie przepowiedziana przez Wurma [22] w 1943 roku, a Swings i Page [1] znaleźli go w widmie warkocza komety 1948 1. Pasmo (0—0) Nj jest sil ne, a jego długość wskazuje na temperaturą rota­ cyjną wyższą niż temperatura CO . Większość innych przejść molekuły N2 jest pomieszana między sobą. Po zidentyfikowaniu pasm CO i N2 pozostało jeszcze w widmie ogona szereg emisji ybez przydziału” ; spośród nich emisje o długościach fal 3378, 3505, i 3674 A były szczególnie wyraźne. Te A zgadzały się, ściśle z dłu­ gościami fal pasm (1—0), (0—0) i (0—1) systemu 2TTu — widma C02 (anali­ zowanego przez polskiego fizyka Mrozowskiego [23]) i taka ich identy­ fikacja została całkowicie potwierdzona przez Hunaertsa [24] drogą ra­ chunku teoretycznych, oczekiwanych w komecie, profili tych pasm. Jon C02 rozciąga się w komecie na odległości mniejsze od jądra niż CO i N2 . Jest dobrze znaną rzeczą, ze C02 jest zdysocjowane na CO + O przez absorpcją promieniowania o A około 1700 A. Identyfikacja CO^ w widmie komety wska­ zuje, źe przez absorpcją ultrafioletowego promieniowania słonecznego znaczna część C 02 zostaje zjonizowana. Kilka z pozostałych, słabych emisji w widmie ogona komety przyporząd­ kowano molekule OH , ale nie jest to jeszcze identyfikacja definitywna. Inne pozostają w dalszym ciągu niezidentyfikowane. Ponadto praktycznie nie ma jeszcze obserwacji warkoczy komet w żółtym i czerwonym zakresie widma, toteż prawie nic nie wiadomo o tym zakresie widm ogonów komet.

3. EWOLUCJA WIDMA KOMETARNEGO

Odległość heliocentryczna komety ,,r” definiuje ilość energii promienistej, jaką otrzymuje kometa od Słońca na jednostkę powierzchni i na jednostkę cza­ su. Jest więc rzeczą zrozumiałą, że ze zmianą odległości komety od Słońca widmo kometarne ulega znacznym zmianom i że ,,r” występuje jako parametr przy porównywaniu widm różnych komet i omawianiu ich ewolucji. Przy dużych odległościach heliocentrycznych (r >3 jednostki astronomicz­ ne) promieniowanie komety jest w zasadzie tylko odbitym widmem słonecznym. O widmach komet 193

W odległości około 3 jedn. astr. pojawia się jako pierwsze pasmo (0—0) CN i to od razu w swej „normalnej” rozciągłości w głowie komety. Przy r = 2 jedn. astr. pojawiają się emisje Cj i NH2. One są o wiele krót­ sze od linii CN (występują tylko w centralnych częściach głowy). Ich natą- żenie może być porównywalne z natężeniem CN i continuum w centralnej części głowy. Około r = 2 emisja C3 jest silniejsza niż pasmo (0—1) CN. Stosunek C3/CN(0—1) jest większy od jedności jeszcze przy r = 1,5 jedn. astr., ale zmniejsza się z malejącym r. NH2 wykazuje bardzo małe zmiany względem continuum. Pasma Swana pojawiają się około r = 1,8, rozciągając się od razu na duże odległości od jądra i rozkładem natężeń w strukturze wibracyjnej i rotacyj­ nej stymulując wysoką temperaturę. Około 1,5 jedn. astr. obecne są inne emi­ sje molekularne: OH, NH, CH. V? pewnych kometach continuum nie jest już dominującym składnikiem widma; w innych jest ono jeszcze silne w stosunku do pasm molekularnych. W wyjątkowych wypadkach obok continuum w widmie występują tylko pasma CN (0—0). Dla r < 1,5 pasma molekularne są dostatecz­ nie silne, aby ukazać swą strukturę. Wśród molekuł występujących w widmie kometarnym musimy rozróżnić molekuły homonuklearne (C2, C3) i heteronuklearne (CN, CH, OH, NH). Pro­ file C2 i C3 nie zmieniają się wiele z r. Rozkład natęień w ich strukturze sugeruje wysoką temperaturę rotacyjną (np. dla C2, ^ rot = 3000°K). Profile OH, NH, CH i CN zmieniają się bardzo silnie ze zmianą odległości helio- centrycznej komety i zmianą jej szybkości radialnej względem Słońca (dr/dt). Rozkład natężeń w ich strukturze sugeruje niską temperaturę rotacyjną rzę­ du 50°K. Bardzo dobrą ilustracją zmian w strukturze molekuł heteronuklearnych są zmiany w emisjach CN. Przy r = 2 jedn. astr. obecne jest tylko pasmo (0—0) CN i w jego strukturze rotacyjnej znajdują się linie rotacyjne do / = 10. Przy r = 1,5 występują linie do / = 15. Dla r 1 obserwuje się, linie o / = 20, a nawet 25 dla bardzo małych r, oraz obecność pasm (1—0) i (0—1) i ślady (1—1), (1—2) i (2—2). Te zmiany struktury rotacyjnej nie reprezentują zmian temperatury, ponieważ temperatura nie ma w warunkach kometarnych sensu fizycznego; one mogą być interpretowane fluorescencyjnym mechanizmem wzbudzenia. Ze wzrostem r, stosunki natężeń pasm C3/C2, CN/C2, CN/CH, CH/C2, C 3/NH2 i CS/CH również rosną. Na odległościach r $1,5 jednostki astronomicznej komety produkują ogon. Ze zmniejszającym się r zwiększa on swoje rozmiary i zwiększa się jego aktywność w zmianach jego struktury i natężenia. Z chwilą powstania ogona w widmie dostrzega się występowanie emisji molekuł zjonizowanych. Mole­ kuły CO , N2 i prawdopodobnie C02 rozciągają się w całym ogonie i zmiany w ich rozkładzie stanowią o zmianach w „wyglądzie” ogona. CH i OH 194 A . Woszczyk

mają zasięg o wiele mniejszy i występują tylko w pobliżu głowy. W materiale spektroskopowym nie stwierdza się sugerowanej czasami tendencji występo­ wania pewnych molekuł w odpowiednich „typach” ogonów kometarnych. Przy r < 0,2 może pojawić się w widmie ogona składowa ciągła; ogon ma wtedy olbrzymie rozmiary. Obok ogonów gazowych złożonych z jonów, mogą wystę­ pować ogony czysto pyłowe (np. kometa Mrkosa 1957 V), odbijające tylko widmo słoneczne. Od ok. 0,8 jedn. astr. obecna jest w widmie komety linia sodu, która przy mniejszych odległościach heliocentrycznych może być bardzo silna, a nawet prawie całkowicie odpowiadać za jasność komety. Tak było np. dla komety 1882 I (Wells) i 1927 IX (Skjellerup). W komecie Arenda-Roianda emisja Na była również silna w czasie, gdy kometa znajdowała się w pobliżu peri- helium. Przy bardzo dużych zbliżeniach komety do Słońca mogą się pojawić linie emisyjne innych metali. Od wyżej podanych przepisów ewolucyjnych zdarzają się, oczywiście, wyjątki. Kilka komet miało tylko widmo ciągłe na wszystkich odległościach heliocentrycznych, nawet dla r <• = 1, a ostatnio kometa 196lę; (Humason) na wszystkich swych odległościach heliocentrycznych (2,1 do około 5 jedn. astr.) miała wyłącznie widmo charakterystyczne dla ogonów kometarnych.

CZĘŚĆ II. WIDMA KOMETARNE W DUŻEJ DYSPERSJI

Pierwszymi widmami kometamymi w dużej dyspersji były widma komety Mrkos (1957 V) otrzymane przez J.L . Greensteina [25] w ognisku coude 5-metrowego teleskopu na Mount Palomar; dyspersje 18 A / m m w części nie­ bieskiej i 27 A/mm w czerwonej były dużo większe od dyspersji uzyskiwa­ nych poprzednio. Odległość ogniskowa 152 m dawała skalę l", 3/mm na szczelinie spektro­ grafu; 1 mm na kliszy odpowiadał 26" , czyli 20000 km w komecie. Duża widmo­ wa i przestrzenna zdolność rozdzielcza dostarczyła po raz pierwszy informa­ cji o ruchach w sąsiedztwie jądra. W następnych latach w Obserwatorium Palomarskim uzyskano jeszcze widma w dużej dyspersji dla komet Seki-Lines (1962ę), Humason (1961e) [26] i Ikeya (I963a) [27], a na Mount Wilson dla komety Wilson-IIubbard (l961d)[28]. W ognisku coude teleskopu 193 cm Obserwatorium de IIaute-Provence, począwszy od roku 1960 były uzyskane widma następujących komet: Burnham (1959k) [29], Encke (1960i) [30], Candy (l960n) [31], Wilson-IIubbard (I961d) [32], Humason (l961e) [33], Seki-Lines (1962ł ) [34], Honda (l962ęD [35] i Ikeya (1963.a) [36]. Ogniskowa ogniska coudć tego teleskopu jest 59 me­ trów, co daje na szczelinie spektrografu skalę 3",3 /mm. Dla komet Humasona i Seki-Lines otrzymano również kilka widm w dys­ persji 86 A/inin (dla 1961e) i 31 A/mm (dla 1962c) w Obserwatorium Radcliffe [37,38]. O widmach kom et 195

2.1. GŁÓWNE WYNIKI UZYSKANE DZIĘKI WZROSTOWI PRZESTRZENNEJ ZDOLNOŚCI ROZDZIELCZEJ

Widma komety Mrkos 1957 V po raz pierwszy pokazały zjawiska dynamicz­ ne zachodzące wśród molekuł i cząstek stałych centralnych części głowy w odległości kilku tysięcy km od jądra (promień głowy 1957 V był rzędu 2*105 km, ogon miał długość 107 km). Pozwoliły one na odkrycie tzw. „efektu Greensteina” polegającego na wyraźnych zmianach względnego natężenia pewnych linii CN i CH w różnych miejscach głowy komety. Zmiany te można wytłumaczyć małymi różnicami prędkości radialnej różnych obszarów głowy komety (rzędu 1—2 km/sek) względem Słońca. Pyły i atomy sodu w 1957 V były silniej wyrzucane z nasłonecznionej strony jądra, niż od strony ogona. Linie Na osiągały największe natężenie w odległości 2000 km od jądra od strony nasłonecznionej, po czym słabły i znikały w odległości około 12000 km. W kierunku ogona linie D miały słaby gradient .natężenia począwszy od 4000 km od jądra i były obserwowane aż do odległości 50000 km od jądra. Ten asymetryczny rozkład Na był interpretowany przez Wurma [39]. Podczas, gdy moce oscylatorów pasm CN i C2 są raczej małe (rzędu 10'3), moce oscyla­ torów emisji D są duże, a zatem i siła odpychająca ciśnienia promieniówania jest duża dla Na. Ponieważ średni czas życia atomów Na przed ich jonizacją jest długi (rzędu 6 godzin w odległości 1 jednostki astronomicznej od Słońca), głowa Na jest paraboliczna, a głowy CN i C2 są sferami mało zdeformowanymi przez ciśnienie promieniowania. Odkrycie czerwonej linii wzbronionej [01] w 1957d było możliwe też w znacz­ nej mierze dzięki dużej przestrzennej zdolności rozdzielczej i dokładnemu pro­ wadzeniu. Hozkład [01] w głowie 1957 V podobny jest do rozkładu Na. Obserwacje przeprowadzone w Obserwatorium de Haute-Provence (OHP) też wykazały istnienie podobnych różnic w rozkładzie różnych molekuł w cen­ tralnych częściach głów kometarnych. Na przykład CH+ występuje tylko z jed­ nej strony jądra komety 1959Ję. W komecie 1957d pył zanikał stopniowo w odległościach od 3000 do 8000 km od strony nasłonecznionej jądra i miał dobrze określoną granicę w odległości 3000 km od jądra od strony ogona komety. Bardzo ścisłe granice występowa­ nia pyłu w głowie komety udało się ustalić również dla komety 1959Js_. Ta uboga w pył kometa praktycznie nie mająca widma ciągłego, była obserwowana spektroskopowo w OHP przez F. Dossina. W czasie „prowadzenia” komety na szczelinie spektrografu w ognisku 193 cm reflektora (F = 59 m), Dossin wielokrotnie zauważył, że gwiazdy ok. 10m, przechodzące przez głowę komety, ulegają nagłym osłabieniom o ok. 1 m w odległości rzędu 600 km od jądra [40]. 196 A . Woszczyk

2.2. GŁÓWNE WYNIKI UZYSKANE DZIĘKI ZWIĘKSZENIU SPEKTRALNEJ ZDOLNOŚCI ROZDZIELCZEJ

Jakie są zasadnicze zalety stosowania dużej spektralnej zdolności roz­ dzielczej w widmowej analizie komet? Duża dyspersja ujawnia lub polepsza struktury rotacyjne obserwowanych pasm, zmniejsza liczbę, superpozycji linii, zmniejsza efekt continuum w stosunku do emisji dyskretnych, ujawnia istnie­ nie emisji słabych, które byłyby „utopione” w continuum lub silnych liniach oraz zwięk­ sza precyzję wyznaczania długości fal i prędkości radialnej komety. Te zalety do­ dają się do zalet wynikających z równo­ 1. czesnego wzrostu przestrzennej zdolności rozdzielczej. I np. bardziej dokładne wy­ znaczenie długości fali jakiejś emisji i do­ datkowa informacja o długości (w kierunku prostopadłym do dyspersji) tej linii, tzn. 2. o rozprzestrzenieniu się danej molekuły czy atomu w głowie, może uczynić pewne identyfikacje bardziej przekonywujące,' lub zezwolić na nowe identyfikacje . Paloniarskie widma komety 1957d. były 3. przedmiotem wielu prac [41]. Silne widmo ciągłe tej komety utrudniało wykrycie sła­ bych i krótkich emisji, takich jak NHa, C 3 i CH. Później obserwowane komety okazały się pod tym względem dużo wygod­ 4 , niejsze. Niemniej jednak widma te poka­ zały po raz pierwszy strukturę rotacyjną gałęzi R pasm (0—0) i (0-1) CN oraz czę­

CD CO co O) ściową strukturę gałęzi P. Pasma Ca i NH2 CO C\J Cvj •o* co co były dużo lepiej rozdzielone niż poprzed­ CM co co 00 00 co 00 CO CO co CO nio. Możliwy lepszy opis wielu pasm emi­ syjnych umożliwił głębsze przebadanie Fig. 3. Porównanie struktur pasma mechanizmu ich wzbudzenia. Zakres wizual­ CN (0—0) w różnych kometach. Wszystkie widma otrzymane byty ny widma tej komety jest dotychczas prak­ w Obserwatorium de Haute-Proven- tycznie jedynym uzyskanym w tak dużej ce przy pomocy tego samego spek­ dyspersji. To właśnie w tym zakresie od­ trografu w dyspersji 19,5 %/mm. 1. Kometa Burnhama (1959k); r = kryto linię [01] oraz przeprowadzono iden- = 0,936, dr/dt = +30,28 km/sek. tyfikację pasm rodnika NHa; dyskusja me- 2. Kometa Seki-Lines (1962c); r = chanizmu wzbudzenia NHa w kometach prze- - 0,55; dr/dt -’ +55,37 km/sek. prowadzona na podstawie tych widm, była 3. Kometa Ikeya (1963ą); r = 0,726; . , , . ,, .. , dr/dt = -17,61 km/sek. 4. Kometa P>e«-wszfl dyskusją dla trójatomowego rod- Ikeya (1963aj; r = 0,656; dr/dt = n ika. = -8,87 km/sek. O widmach komet 197

Kometa Mrkosa była obserwowana w r = 0,55 —0,60 jedn. astr. Kometa Burnham (1959Ję), obserwowana w Obserwatorium de Haute-Provence od r = 0,77 do r = 1,09 jedn. astr., była drugim obiektem badanym w dużej dyspersji [29]. Zakres spektralny od 3000 do 8900 był pokryty dyspersjami idącymi, od 19,5 A/mm do 78 A/mm. Continuum było bardzo słabe i bardzo wąpkie. 1959.k okazała się kometą należącą do grupy dość rzadkich komet, w których emisja OH jest wyraźnie silniejsza niż NH; ponadto NH rozciąga się na mniejsze odległości od jądra niż OH, który wydaje sią sięgać nawet dalej niż Ca. Takie zachowanie się OH jest zupełnie anormalne przy r = 1 i znana jest tylko jedna kometa, w której OH zachowywało się podobnie — kometa 1941 I (Atlas, plansza IV, widmo 4), ale jej odległość heliocentryczna była większa - 1,55 jedn. astr. Wydaje się, że względny stosunek NH i OH może być bardzo ważny dla klasyfikacji komet. Warto więc przy każdej okazji pró­ bować uzyskać widma w zakresie 3050—3400 & lub wyznaczyc fotoelektrycznie względny stosunek OH do NH. Omawiane widma komety 1959lę dają strukturę rotacyjną pasma OH najlepszą, jaką dotychczas udało się uzyskać.

1.

2.

3.

Fig. 4. Pasma CH (BJ2 - — X 2lU) i C3 w komecie Burnhama (1959k) i Ikeya. 1 i 2 kometa Bumhama w r = 0,936 i 0,971 jedn. astr. 3. kometa Ikeya w r = 0,726 jedn. astr. (Obs. w OHP)

Emisja C 3 w 1959jt jest bardzo silna (X 4051 silniejsza niż głowa pasma (1—0) Cj), a jej struktura jest najlepszą jaką uzyskano do roku 1960, niewiele 198 A . Woszczyk

tylko ustępując późniejszym, lepszym widmom komety 1963a. System 5*2!" — — A^TT molekuły CH jest również bardzo dobrze rozdzielony. Kometa periodyczna Enckego (1960j) była obserwowana w OHP (r = 0,78 — -0,69) przed przejściem przez perihelium (dr/dl - -31,5 km/sek). Podobnie jak przy poprzednich przejściach w pobliżu Słońca, kometa ta charakteryzowała się bardzo słabym widmem ciągłym i bardzo silną emisją C ,. To anormalnie wysokie natężenie C 3 nie znajduje dotychczas dostatecznego wyjaśnienia. Pasma C2, C „ CN i CH były lepiej rozdzielone niż na spektr ogra mach otrzy­ manych podczas poprzednich pojawień tej komety. Porównanie widm 1947 XI, 1957i_ i 19601 ujawnia lekkie zmiany względnych natężeń pasm kometarnych. Obserwowane różnice profilów pasm są wytłumaczalne przez różnice r i dr/dt. Porównanie jasności 1957c. i 1960i wydaje się wskazywać na osł&bienie emisji C a [42]. Kilka niedoświetlonych widm otrzymanych w Obserwatorium Radcliffa po przejściu komety przez perihelium (r =0,467 i 0,485; dr/dt = +31,7 km/sek) wydaje się wskazywać, że stosunek natężeń CN i C2 jest większy przed przej­ ściem przez perihelium niż po przejściu. To jest jedyne dotychczas uzyskane porównanie widma komety przed i po przejściu przez perihelium. Wiele obiecywano sobie po kolejnym przejściu komety w sąsiedztwie Słoń­ ca w połowie 1964 roku. Warunki jej obserwacji na półkuli północnej były bardzo niekorzystne — miała być widoczna tylko przez kilka godzin w Haute- Provence na początku czerwca, ale nie udało się jej odnaleźć. Po przejściu przez perihelium teoretycznie możliwe było otrzymanie kilku wartościowych widm na półkuli południowej. Dossin [43] odnalazł ją na Mount Stromlo w pierwszych dniach lipca 64 r. 9 lipca próbował uzyskać jej widmo przy przechodzących przez pole obserwacji chmurach. Niestety, zamiast spodzie­ wanej 8—9 wielkości gwiazdowej, kometa miała blask rzędu 13—14 mag. i kli­ sza nic nie zarejestrowała. Po kolejnych kilku nocach niepogody, próbowano uzyskać integralne obrazy komety. I tym razem klisza nic nie zarejestrowała, a F. Dossin ocenia, że 15.7 blask komety był mniejszy niż 17 mag., a 16.7 najwyżej 20 mag. Czyżby więc w pierwszej połowie lipca 1964 roku nastąpił rozpad komety Enckiego? Taki kres komet periodycznych jest zgodny z kon­ cepcjami Whipple’a, ale na potwierdzenie „śmierci” komety Enckego mu­ simy jeszcze poczekać do czasu jej kolejnego, przewidywanego przejścia przez perihelium na jesieni 1967 roku. Komety Candy (1960n), Wilson-Hubbard (1961d) i Honda (1962d) obserwo­ wane w OHP dostarczyły kilku interesujących wyników. W komecie Candy obserwowanej w dyspersji 39 X / m m na r = 1,15 — 1,10 widmo ciągłe jest sil­ niejsze niż w komecie Enckego, ale daleko słabsze niż w 1957 V. Stosunek natężeń Ct i CN jest anormalnie mały, a NH jest dużo silniejsze niż OH. Dla komety 1961d. gtrzymano po jednym widmie tego samego dnia (26 lip­ ca 1961) w OHP (50 A/mm) i na Mount Wilson (60 A/mm). Odległość helio- centryczna komety była wtedy 0,425 jedn. astr., a jej prędkość radialna dr/dt «= O widmach komet 199

= +61,5 kra/sek. Duża prędkość radialna wystarczyła do przesunięcia sło­ necznych linii Na poza długość fali wzbudzającą kometarne linie D — to tłu­ maczy bardzo duże natężenie emisji Na w tej komecie. Pasma C2 były częścio-

3 1 8 8 3 3 4 5 3521 3 ? 0 2 3 8 8 9 4 1 4 4 4 3 8 8 4 7 1 3 I I I yM Jt 1 flJUBM 1 1 1 1 i 1 1 1 1 1

HEAD NI 695

u inm m m

HEAD NI 702

COMET HUMASON (1961 e)

Fig. 5. Widmo komety Humasona (1961e) uzyskane na Mt Palomar orzez J.L. Green- steina; r = 2,6 jedn. astr., dyspersja 180 A/mm

wo rozdzielone i ich struktura rotacyjna wydawała się dosyć szczególna. C 3 było bardzo słabe, a NHa obecne. Stwierdzono obecność również i czerwonej linii wzbronionej [01] A 6300 A. Dzięki względnie dużej dyspersji i dużej prędkości radialnej komety można było potwierdzić tylko kometarne pochodzenie linii Na (bez ewentualnego przyczynka krepuskularnego i nocnego nieba). Kometa Humasona (1961e) była obiektem wyjątkowo anormalnym zarówno pod względem jej wyglądu, jak i widma. Już pierwsze zdjęcia uzyskane w paź­ dzierniku 1961 roku ujawniły jej niezwykły kształt i niezwykłą aktywność w zmianach swej formy przy tak dużych (5 jedn. astr.) odległościach helio- centrycznych. Od pierwszych obserwacji spektroskopowych (około r = 2,6 jedn. astr.) w widmie jej są obecne niezwykle silne emisje CO+ i N*, podczas gdy CN, Cj i CO* było słabe, a CH+ było obecne tylko w formie śladowej. Continuum było również słabe. Nie było żadnych śladów pasm Swana (C2). 200 A . Woszczyk

Po przejściu przez perihelium 10 grudnia 1962 r. kometa ta była w stosun­ kowo dobrym położeniu obserwacyjnym w lutym 1964 roku. Jej odległość helio- centryczna była wówczas około 5 jedn. astr. Prawie całonocna ekspozycja

Co+ 4,0 (n;) 3,0 2,0 4,21,0 2,1 3,2 1,1 II I II II III II II II ł

W

' i I M 5 i t 1 'W. ' ,.i i I r , 3 m .2 3610.5)n , 4046.5 Ha 44)4.6 Cd 4678,1 4799,9 5085,8 Cd La [3*167.7 3612.8/ (? ) Cd

Fig. 6. Widmo komety Humasona otrzymane 10 lutego 1964 roku przez F . Dossina w McDonald; odległość komety od Słońca wynosi 5 jedn. astr., a silne pasma CO+ są ciągle obecne

na szczelinie spektrografu B w ognisku 82” teleskopu w McDonald pozwoliła 1'. D o s s in o w i uzyskać widmo [44]. I w dalszym ciągu obecne były silne emisje CO+ i N+. Dlaczego? to ciągle jest zagadką. Warto zauważyć, że CO+, Nj. i CO+ powstają w wyniku jonizacji molekuł stabilnych chemicznie CO, Nj i COj, podczas gdy CN jest rodnikiem, który powstaje z foto jonizacji ja­ kiejś molekuły macierzystej. Można sobie wyobrazić, że jonizacja CO, N2 i COa następuje na skutek zderzeń z cząsteczkami słonecznymi. Fotojonizacja zaś jest proporcjonalna do r 2, a więc o wiele mniej skuteczna w odległości kilku jedn. astr. od Słońca, niż w jego pobliżu. Na Mt Palomar otrzymano kilka widm komety 196l£ w dyspersji 180 A /m m i jedno 18 A/mm, które pokazały po raz pierwszy struktury rotacyjne pasm (3—0) i (2—0) molekuły CO+ (charakterystycznej dla ogonów kometarnych) i pozwoliły Arpigny’emu na dyskusję mechanizmu jej wzbudzenia [45]. O widmach komet 201

Kometa Seki-Lines była obserwowana na Mt Palomar i w OHP w r = 0,55 — — 1,01 i w Radcliffe w r — 0,55 — 0,41. Uzyskano dlą< niej w OHP rekordową dyspersję 10 A/mm. Widmo to jest wprawdzie niedoświetlone, ale struktura rotacyjna pasma (0—0) CN wyszła doskonale i po raz pierwszy w poważnym

Fig. 7. Pasma Av = 1 Ca w różnych kometach obserwowanych w Haute-Provence w dys­ persji 19,5 A/mm 1. Kometa Burnham, r =0,936 jedn. astr., dr/dt = +30,28 km/sek. 2. Kometa Seki-Lines, r = 0,551 jedn. astr., dr/dt = +55,37 km/sek. 3. Kometa Ikeya, r » 0,726, dr/dt = = -17,61 km/sek. 4. Kometa Ikeya, r = 0,656, dr/dt = -8,87 km/sek. W ostatnim widmie można śledzić linie C 2 aż do 4510 X. Głowa pasma izotopowego C,JCl3(l—0) A 4744 A jest widoczna stopniu została rozdzielona gałąź P. Struktura pasma (1—0) CN zaczyna również się ukazywać. Około 3570 X wydają się występować ślady emisji OH + . Na pokrywających zakres wizualny widmach z Radcliffe widoczne są wyraźnie emisje Na, NH2 i [Ol]. Widmo ciągłe tej komety miało średnie natężenie. 202 A.Woszczyk

Widma komety Ikeya uzyskane w Haute-Provence (dyspersja 19,5 A/mm) i w Obserwatorium Palomarskim (18 A/mm) są chyba najładniejszymi, dotych­ czas uzyskanymi widmami kometarnymi.. Widmo ciągłe było praktycznie nie­ obecne i emisje krótkie mogły być analizowane w doskonałych warunkach. Emisje C 3, ciasne i krótkie, ukazały lepiej niż kiedykolwiek swą strukturą. Sekwencje Av = +1 i Av=0 C a ro zdzieliły się na przeszło 150 lin ii każda. Pasmo B2H~ — /Y2TTCH wystąpiło wyraźniej niż poprzednio. CH+ było mierzalne. Pasmo izotopowe C l2C13 A 4744 było obecne, aczkolwiek struktura jego nie była jesz­ cze rozdzielona. Przeeksponowane widma Palomarskie pozwoliły A. Stawi- kowskiemu i J .L . G r e e n s t e i n o w i wyznaczyć stosonek C 1J/ C 13 w kome­ tach [27]; wynosi on 70±15, a więc jest bliski stosunkowi tych izotopów stwier­ dzanemu na Ziemi. Względny stosunek tych pierwiastków w Słońcu jest > 1000. Przy okazji autorzy ci udowodnili, że sugerowana czasem identyfikacja emisji kometarnej o A 4752 X jako C,aC13 jest błędna; za tą emisją odpowiedzialny jest więc wyłącznie rodnik NHr Dyskusja porównawcza widm komet Mrko&a, Burnhama, Seki-Lines i Ikeya przeprowadzona przez A. Woszczyka [46] pozwoliła na uzyskanie lepszej identyfikacji pasm zakresu 3900—4750 A, a w szczególności pasm CH, CH+, •CN (0—1) i C2. Można też było przeprowadzić, dzięki równoczesnym pracom J .G . Phillipsa [47] nad klasyfikacją widmową pasm Swana, lepszą analizą mechanizmu wzbudzenia C2 w kometach. W łonie pasma (0—1) CN wydaje się prawdopodobne istnienie izotopowego pasma C13N, ale z definitywnym tego stwierdzeniem trzeba będzie poczekać na widma o jeszcze większej dyspersji. Zbyt mała, dotychczas uzyskiwana w obserwacjach kometarnych, dyspersja ciągle jeszcze nie pozwala na rozszyfrowanie zagadnienia C3 w kometach. Wydaje się, że byłoby interesujące otrzymanie choćby w bardzo małym zakre­ sie spektralnym, widma kometarnego w dyspersji np. 4 A/mm lub jeszcze większej. Takie widma dla wąskich zakresów spektralnych pasm CN, C ,, C12C13 czy niektórych gałęzi NH2 mogłyby sią walnie przyczynić do daleko pełniejszego poznania procesów fizycznych zachodzących w kometach, ciągle jeszcze okrytych fascynującym woalem tajemniczości.

LITERATURA

[1]P. Swings and T .L. Page, ApJ., 1950, 111, 530. [2] P. Swings, C.T.Elvey and H .W. Babcock, A p .J ., 1941, 94, 320. [3] P. Swings, A p.J., 1942, 95, 270. J. Hunaerts, B ull. Astron. Obs. Roy. Belgique, 1945, 3, 320. L. Herman, C.R. Acad.Sc. Paris, 1948, 227, 962. [4] A .E. Douglas, A p.J., 1951, 114, 466, [5] P . Swings, A p.J., 1941,95, 270 iM .N ., 1943, 103, 86. [6] A. McKellar, A p .J., 1944, 99, 162. [7] N.T. Bobrovnikoff, A p.J., 1944, 99, 173. P . Swings and T .L . Page, A p.J., 1948,108, 526 i 1950, 1_U, 530. O widmach komet 203

P.D . Jose and P. Swings, 'Ap.J., 1950, 111, 41. P . Swings, Mem.Soc.Roy.Sc.Lifege, 1953, 13, 53. [8] P . Swings, A. Mc Ke 11 ar and R. Minkowski, Ap.J., 1943, 98, 142. [9] J. Dufay, C.R.Acad.Sc. Paris, 1946, 222, 51. J . Dufay et M. Bloch, An. d’Ap., 1948, 1_1, 58 i 107. [10] Ch. Fehrenbach, L. Haser, P. S wings et A. Woszczyk, An. d’Ap., 1957, 20, 145. [11] D A . Ramsay, Mera^oc.RoyJSc. Li&ge, 1957, 1_8, 471. [12] K. Dressier and D.A. Ramsay, Phil. Trans. Roy. Soc. London, 1959, 251, 553. [13] A. Woszczyk, Mem.Soc.RoyJSc.Li&ge, 1962, t. 11, fasc. 6. [14] P . Swings et J.L . Greenstein, C .R.Acad.Sc. Paris, 1958, 246, 511. [15] P . Swings and T .L . Page, Ap.J, 1948, 108, 526. [ 16] S.M. Poloskov, Spr.Akad.N auk ZSRR, 1955, 100, 638. 117] P . Swings, J. Dufay et L. Haser, C.R.Acad.Sc. Paris, 1957, 245, 1765. J.Dufay et P. Swings, An.d’Ap., 1958, 2L 260. [ 18] J.D . Kraus, Circ. U.A.I., nr 1596. [19] A. Koeckelenbergh, Circ.UA.I., nr 1594. [20] R. Coutrez, J. Hunaerts and A. Koeckelenbergh, Procedings of the I.R.E., 1958, 46, 274. [21] S.M. Poloskov, Astronomiczeskij Zumał, 1953, 30, 68 i Mem.Soc.Roy. Sc.JJfege, 1956, 17, 118. [22] K. Wurm, Mitt Hamburger Stemwarte, 1943, 8, 51. [23] S. Mrozowski, Phys.Rev., 1947,72, 682 i 691. [24] J . Hunaerts, Com.Obs.Roy. Belgique, 1951, nr 35. [25] J.L . Greenstein, Ap.J., 1958, 128, 106. [26] J.L . Greenste in, A p.J., 1962, 136, 688. [27] A. Stawikowski and J.L . Greenstein, Ap.J., 1964, 140, 1280. [28] A. De utc h, Transactions 1AU, vol. XI B, p. 232. [2 9 ]F . Dossin, Ch. Fehrenbach, L. Haser et P. Swings, An. d’Ap., 1961, 24, 519. [30]D . Malaise, Journ. des Observateurs, 1961, 44, 144. [31] Y. Andrillat et D. Malaise, J ourn. des. Observ., 1961, 44, 147. [32] J. Dufay et A. Baranne, Ann. d ’Ap., 1962, 25, 301. [33] F . Dossin et C. Rousseau, C .R .Acad .Sc.Paris, 1962, 255, 2373. [34] P . Swings et Ch. Fehrenbach, C .R. Ac ad JSc .Paris, 1962, 255, 1826. [35] M.C. Bretz, Publ.Obs. Haute Provence, 1962, 6, 17. [36] Ch. Fehrenbach, C .R A cad.Sc. Paris, 1963, 256. 3788. [37] B . Warner and G .A. Harding, O bservatory, 1963, 8^ 219. [38] B. Warner, Observatory, 1963, 83, 223. [39] K. Wurm, Icarus, 1963, 2, 29. [40] F . Dossin, J oum. des Observateurs, 1962, 45, [41] J. Hunaerts, An. d’Ap., 1959, 22, 790. A. Stawikowski et P. Swings, An. d’A p, 1960, 23, 585. J.L . Greenstein and C. Arpigny, A p.J., 1962, 135, 892. A. Woszczyk et C. Arpigny, Bull .Soc. Roy J5c. Liege, 1962, 31, 382. C . Arpigny et A. Woszczyk, Bull.Soc.Roy.Sc.Liege, 1962, 31, 390. A. Woszczyk, Bull.Soc.Roy.Sc.Liege, 1962, 31, 396. A . S t a w i k o w ski, Bull.Soc.Roy.Sc.Lifege, 1962, 31, 414. [42]D . Malaise, Bull.Soc.Roy.Sc.Lifege, 1962, 31, 656. [43] F . Dossin — wiadomość prywatna i komunikat na posiedzeniu Komisji 15 M.U.A. w Hamburgu 28.VIII.1964. 204 A . Woszczyk

[44] F. Dossin — wiadomość prywatna. * [45] C . Arpigny, An. d’Ap., 1964, 27, 406. [46] A. Woszczyk — przygotowywane do druku. [47] J.G . Phillips — manuskrypt przekazany P.Swingsowi 1964.

Opracowania przeglądowe dotyczące widm kometamych:

P . Swings and L. H a s e r, Atlas of Representative Cometary Spectra, Liege, Insti- tut d’Astrophysique, 1956.

P . Swings, The Spectra of the Comets, w Vistas in Astronomy, vol. 2, Ed.A.Beer, London, Pergamon Press, 1956.

K. Wurm, Comets, w The Solar System, vol. 4, Ed.G.P.Kuiper and B.Middlehufst, Chicago, University of Chicago Press, 1963. ' Z PRACOWNI I OBSERWATORIÓW

U GEMINORUM - ZMIENNA ZAĆMIENIOWA I NOWA KARŁOWATA

W. KRZEMIŃSKI

U BJ1M3HEUOB -3ATMHEHHAH nEPEMEHHAJ] 14 HOBAJ1 KAPJIHKOBAfl

B . Kp*eMHHbCKH

CoflepxaHMe

AHajiM3 KpHBOii 6jiecKa U 6jw3HeupB npnBOflHT k MOflejm CMCTeMbi.B koto- pofi 6ojibuinfó w 6ojiee xoJioflHbiK KOMnoHeHT BbinoJiHaeT rpaHMjy Roche’a, MeHb- uiMM w e u C ojiee ropamifi - OKpy^eH BpamaiomuMCs ahckom . B npoTHBonojioxcHocTb cymecTByiomwM no chx nop TeopviHM, Sojiee xojioahhm KOMilOHeHT npeflCTaBJieH, KaK wecTO spyrmuM. 3pynunfl cwcTeMbi 3aKJiioqaeTC« b cmibHOM noBbimeHMn TeMnepaTypw no- BepxHOCTM 6ojiee xoJioflHoro KotvinoHGHTa u b yw epeH H O M u BHaqajie HanpaBJieH-

h o m B03pacTaHMM ero 3(})(J)eKTHBHoro paflwyca.

THE ECLIPSING BINARY AND DWARF NOVA U GEMINORUM

Abstract

Analysis of the light curve of U Geminorum leads to a model of the system in which the larger and cooler component fills the Roche limit, while the smaller and hotter one is surrounded by a rotating ring or disk. Contrary to theories presented to date, the cooler component is shown to be the seat of eruptions. An eruption of the system consists of a large rise in the surface temperature of the cooler component and a moderate and initially directional increase in its effective radius.

Gwiazdy typu U Geminorum okazują quasi-periodyczne, nagłe wzrosty jasności o 2—6 wielkości gwiazdowych powtarzalne co kilkadziesiąt lub więcej dni. Te wzrosty jasności określane są w literaturze jako wybuchy lub erupcje; krzywe blasku takich erupcji są miniaturą krzywych blasku w czasie eksplozji gwiazd nowych. Gwiazdy typu U Geminorum nazywane są nowymi karłowatymi, energie ich erupcji są o kilka rzędów wielkości mniejsze, niż energie eksplozji nowych. 206 Z pracowni i obserwatoriów

Prace spektroskopowe ostatnich kilku lat prowadzone przez astrofizyków amery­ kańskich Joya i Krafta wskazują, iż karłowate nowe są ciasnymi systemami pod­ wójnymi o okresach obiegu orbitalnego rzędu kilku godzin. W takiej parze gwiazd mniejszy i gorętszy ze składników jest białym karłem lub podkarłem, chłodniejszy i większy wypełnia krytyczną powierzchnię Roche’a. Wskutek przypadkowego zorien­ towania orbit takich układów podwójnych w przestrzeni, część z nich powinna okazy­ wać zaćmienia jednego składnika przez drugi.

W czasie pobytu w Obserwatoriach Licka i Lowella, autor dokonał przeglądu fotometrycznego niektórych gwiazd tej grupy, co do których istniały przesłanki spektro­ skopowe (Kr aft, 1Q62) wskazujące, iż możemy się spodziewać występowania zaćmień (duża amplituda prędkości radialnych, istnienie podwójnych, dobrze rozseparowanych linii emisyjnych powstających w pierścieniu). W ramach tego przeglądu został odkryty charakter zaćmieniowy U Geminorum, gwiazdy, będącej prototypem nowych karłowa­ tych (Krzemiński, 1964). Istnienie krzywej blasku o głębokich, całkowitych zaćmie­ niach, dobrze powtarzalnej od cyklu do cyklu, wskazało na celowość wykonania wielu obserwacji systemu, w szczególności w fazach bliskich maksimum celem zrozumienia zjawisk zachodzących w czasie erupcji. Zespół zebranych danych obserwacyjnych dla tej gwiazdy: 1) pozwala na stworzenie pewnego modelu systemu, 2) udziela informacji o erupcji nowej karłowatej. Model Dyskusja danych obserwacyjnych nie pozwala na dokładne określenie trias, pro­ mieni składników i innych parametrów systemu poza podaniem względnie wąskich prze­ działów na ich wartości. System U Geminorum (rys. 1) jest układem podwójnym o sto­ sunku mas zbliżonym do jedności i sumie mas obu gwiazd około 2 Me. Gwiazda więk­ sza, nieco bardziej masywna, wypełnia krytyczną powierzchnią Roche’a. Jej efektywny promień jest o rząd wielkości większy od promienia gwiazdy gorącej, której promień jest co najwyżej kilka razy większy od promienia białego karła. Gwiazda mniejsza jest otoczona rotującym pierścieniem. Większy składnik systemu traci materię,. Stru­ mień materii kieruje się w stronę „tylnej” (w stosunku do kierunku ruchu orbitalnego) Z pracowni i obserwatoriów 207

półkuli składnika gorętszego. Część dopływającej materii wytwarza obserwowany quasi-stacjonarny pierścień. Injekcja tej materii jest zapewne przyczyną, obserwowa­ nego rozjaśnienia pierścienia od strony punktu Lagrange’a L1 oraz istnienia gorętszej części tej powierzchni mniejszego składnika, która jest przeciwna do kierunku jego ruchu orbitalnego. Ten obraz jest w dobrej zgodzie z wynikami rachunków torów cząstek gazu wypływającego z otoczenia punktu Lagrange’a (por. Kruszewski, 1964). Erupcja U gwiazdy U Geminorum występują całkowite zaćmienia składnika mniejszego. Jest to sytuacja wyjątkowo korzystna, ponieważ na podstawie danych obserwacyjnych możemy rozstrzygnąć sporny do tej pory problem, który ze składników jest odpowie­ dzialny za erupcje. W czasie około stukrotnego wzrostu jasności systemu podczas erupcji zaćmienia pozostają całkowite, stając się coraz płytsze i znikają w maksimum jasności. Oznacza to, że gwiazda zaćmiewająca, większa, zwiększa swą jasność ponad stokrotnie i ona jest siedliskiem obserwowanych wybuchów. Dotychczasowe teorie eksplozji gwiazd nowych, uogólniane na gwiazdy typu V Geminorum (por. Zuckermann, 1961) przyjmowały, że gwiazdą eksplodującą jest mały, gorący składnik systemu — biały karzeł. Zebrane przez autora obserwacje wyka­ zują, że dla gwiazdy U Geminorum tak nie jest. Erupcja U Geminorum polega na znacz­ nym wzroście temperatury powierzchniowej większego, chłodniejszego składnika. Temu wzrostowi towarzyszy niewielki i początkowo ukierunkowiony wzrost jego efektyw­ nego promienia. Należy przypuszczać, że na początku erupcji w wyniku zwiększenia promienia gwiazdy dużej materia z jej zewnętrznych warstw zaczyna gwałtownie prze­ pływać poprzez otoczenie punktu Lagrange’a L, do wnętrza krytycznej powierzchni Roche’a wokół gwiazdy mniejszej. Ta dopływająca materia prawdopodobnie powoduje obserwowany niewielki wzrost jasności powierzchniowej obiektu zaćmiewanego (gwiazdy gorącej i pierścienia). Jednocześnie, w wyniku takiego przepływu, zostają odsłonięte głębsze i gorętsze warstwy większego składnika, powodując obserwowany znaczny wzrost jego temperatury powierzchniowej. Po erupcji efektywny promień gwiazdy większej maleje i jednocześnie następuje powolna kontrakcja jej atmosfery. Na podstawie zebranego materiału obserwacyjnego dla jednej gwiazdy nie można uogólniać wniosków o charakterze erupcji na całą klasę gwiazd nowych karłowatych. Istniejące obecnie dane dla innych gwiazd typu U Geminorum są jednak zgodne z po­ glądem, że we wszystkich tych gwiazdach większy i chłodniejszy składnik jest sie­ dliskiem obserwowanych erupcji. Paczyński (1965) pokazał, że proces wypływu materii z gwiazdy wypełniającej granicę Roche’a może być niestabilny w pulsacyjnej skali czasu, o ile gwiazda ta ma otoczkę w równowadze konwektywnej. Niestabil­ ność ta mogłaby tłumaczyć obserwowane erupcje nowych karłowatych (por. artykuł B. Paczyńskiego w niniejszym zeszycie „Postępów Astronomii” ).

LITER AT DR A

Kr aft, R.P., 1962, Ap.J. 135, 408. Kruszewski, A., 1964, Acta Astr. 14, 231. Krzemiński, W., 1964, A.J. 69, 549. Paczyński, B., 1965, Acta Astr., w druku. Zuckermann, M.C., 1961, Ann. d’Ap. 24, 431. 208 Z pracowni i obserwatoriów

OBSZAR PODEJRZANY O ABSORPCJĘ MIĘDZYGALAKTYCZNĄ

R. OKROY

riPOCTPAHCTBO riOA03PEBAEMOE B ME5KrAJlAKTMMECKOf4 ABCOPBUMM

P. Okpom

A REGION OF SUSPECTED INTERGALACTIC ABSORPTION

W czasie badań statystycznych I i II tomu Katalogu galaktyk i gromad galaktyk Zwicky’ego, Herzoga, Wilda, zauważyłem obszar lo powierzchni około 60 stopni kwadratowych o środku wokół współrzędnych a = 12*’50m 6 = +22°; 1*1 = 305°, b ^ = +85° o wyraźnym deficycie galaktyk. Niedobór galaktyk w tym obszarze wynika również z prac Shene’a (A.J. 59, 285). Ze względu na dużą szerokość galaktyczną zachodzi poważne podejrzenie, że deficyt galaktyk jest wywołany obecnością dużego, albo bliskiego obłoku materii międzygalaktycznej. W każdym razie obszar ten zasługuje na dokładniejsze zbadanie.

13h I2h

m r u r f F'"rUtrm - prr r p a w o0-. ” r ■ mr warta r “ ■ r " r ■ ■ — m■ m■ r m■ ar-wr - ■m ir ■ r - w w - r r - r r r r r p- r r • ■ r ■ - - r (Pa |mw-fmrm r - r r n ra - - 0° - 3° - 15” 1>th 13h 12 h

Rys. 1

Na, rysunku 1 zaczernienie jest proporcjonalne do powierzchniowej gęstości ga­ laktyk. Całkowite zaczernienie odpowiada gęstości 12 galaktyk na stopień kwadratowy. GWIAZDY NA PRZEDŁUŻENIU CIĄGU GŁÓWNEGO W GROMADACH KULISTYCH

D. PACZYŃSKI

W niektórych gromadach kulistych, np. w M3 (Johnson i Sandage [l]) i sta­ rych gromadach otwartych jak M67 (Johnson i Sandage [2]) znana jest pewna ilość gwiazd, które leżą na przedłużeniu ciągu głównego tych gromad w kierunku gwiazd gorących. Większość gwiazd, która w przeszłości tych gromad zajmowała wy­ mienioną część diagramu H—R dawno już odeszła od ciągu głównego. Gwiazdy będące obecnie czerwonymi olbrzymami zajmowały początkowo miejsce na ciągu głównym, tyl­ ko nieco powyżej tego punktu, w którym ciąg ten kończy się obecnie. Wynika to stąd, że ewolucja postępuje znacznie szybciej po odejściu od ciągu głównego. W tej sytuacji trudne do wyjaśnienia jest pochodzenie gwiazd, zresztą bardzo nielicznych, które leżą o dwie lub trzy wielkości gwiazdowe powyżej jasnego końca obecnego ciągu głównego gromady. Najprostsze wyjaśnienie polegałoby na przyjęciu hipotezy, że są to młode gwiazdy powstałe znacznie później niż większość gwiazd gromady! Wobec bardzo małej ilości materii międzygwiazdowej w gromadach kulistych, hipoteza ta wydaje się być mało prawdopodobna. Mc Crea [3] sugeruje inne, bardzo atrakcyjne wytłumaczenie opisanego faktu. Zwraca on uwagę na to, że w ciasnych układach podwójnych często spotykamy się z podobną sytuacją: dwa składniki pozornie mają różny wiek. Składnik mniej masywny znajduje się na bardziej zaawansowanym etapie ewolucji. Ten pozorny paradoks tłuma­ czony jest przepływem materii pomiędzy składnikami ciasnego układu podwójnego w czasie ewolucji tych składników. Podobne wyjaśnienie sugeruje Mc Crea dla gwiazd na przedłużeniu ciągu głównego. Mają to być ciasne układy podwójne, w których jeden składnik był początkowo masywniejszy od drugiego. Składnik ten po odejściu od ciągu głównego zaczął przekraczać powierzchnię Roche’a. Materia zaczęła przepływać z pierwszego składnika do drugiego. Po pewnym czasie, krótkim w porównaniu z cza­ sem ewolucji pojedynczej gwiazdy, składnik drugi naszego układu podwójnego zwięk­ szył znacznie swą masę, a zatem i jasność. Materia, z której jest on zbudowany jest bogata w wodór, ponieważ składają się na nią w znacznej mierze zewnętrzne warstwy pierwszego składnika. Jest to więc gwiazda „młoda” , tzn. nie zaawansowana w ewolu-r cji. Będzie się ona znajdować na ciągu głównym, ale w obszarze, z którego gwiazdy o tej masie już dawno wyewoluowały. Mc Crea szacuje, że można w ten sposób uzyskać gwiazdy leżące do 2.5 mag. powyżej aktualnego zakończenia ciągu głównego w gromadzie kulistej. Sugeruje on możliwość wielokrotnego przepływu materii pomiędzy dwoma składnikami ciasnego układu podwójnego. Oczywiście, byłoby niezmiernie interesujące sprawdzenie obser­ wacyjne, czy istotnie gwiazdy o których mowa — są podwójne.

LITERATURA

1 Johnson, H X ., Sandage, A., 1956, Ap J ., 124, 379. 2 Johnson, H i . , Sandage, A., 1955, Ap J , 121. 616. 3 Mc Cre a, W.H., 1964. M.N. 128, 147.

Z LITERATURY NAUKOWEJ

NOWE STAŁE ASTRONOMICZNE

F. KĘPIN SKI

Według „Biuletynu1 Informacyjnego Międzynarodowej Unii Astronomicznej” Nr 13 z dn. 14 listopada 1964, Kongres MUA w Hamburgu w sierpniu r.ub. zatwie rdził zgło­ szony przez Komisją Efemeryd wniosek zastąpienia dotychczas obowiązujących sta­ łych astronomicznych, stosowanych w krajowych i międzynarodowych efemerydach, przez nowe — w terminie osiągalnie wczesnym. Zawarta w końcowym ustępie licencja nienatychmiastowego realizowania powyż­ szej uchwały może słusznie opóźnić posiłkowanie się niektórymi niedostatecznie ufundowanymi nowymi stałymi, zgłoszonymi w Agenda and Draft Reports na kilka miesięcy przed Kongresem i zapewne niewystarczająco dotąd przedyskutowanymi. Analiza utrzymywanych przez blisko 70 lat nieskoordynowanych ze sobą stałych astronomicznych już od 2—3 dziesiątków lat domaga się ich skorygowania. Niemałym impulsem do zmian są wyniki różnych pomiarów, dokonanych przy pomocy nowoczesnej techniki radiowej i elektronicznej, rozbudzonej postępami kosmicznych lotów rakiet. Ale wyniki te nie powinny nie doceniać wagi nowoczesnych wyznaczeń, opartych na wielu dziesiątkach tysięcy obserwacji naturalnych ciałukładu słonecznego. Przyjęte na Kongresie paryskim w 1906 r. wartości stałych astronomicznych — jak się to później okazało — nie wykazywały wystarczającej spójności, nie „grały ze sobą” . I tak — stała paralaksy Słońca domagała się pomniejszenia w odpowiedniej proporcji z powiększeniem stałej aberracji. Dotkliwą niedomogą jest ciągle jeszcze niedostateczna znajomość mas planet i ich satelitów, a specjalnie masy Księżyca. Toteż w zbiorze nowych stałych rozróżnić należy 3 ich grupy: 1) Stałe zgodne z wielostronnymi nowoczesnymi wyznaczeniami astronomicznymi i geo­ dezyjnymi oraz zgodne między sobą. Takimi są: liczba sekund efemeryd, w roku zwrotnikowym 31 556 925,9747 ( 1900) precesja ogólna w długości na rok zwrotnikowy 5 01', 2 564 (1900) nachylenie równika do ekliptyki (1900.0) 23°27'08'',26 stała nutacji (1900.0) 9" 210 paralaksa Słońca 8',' 79405 wielka półoś orbity Ziemi (jednostka astronomiczna) w metrach 149 600x106 równikowy promień Ziemi w metrach 6 378 160 spłaszczenie Ziemi 1:298,25 stała aberracji 2 01,'4958 prędkość światła na 1 sek w metrach 2 99 792,5 czas światła na przejście j.a. 499s,012 śr. odległość Księżyca od Ziemi w metrach 384 400xl03 paralaksa Księżyca 3 42 2", 6 08 212 Z literatury naukowej

2) Stałe prowizoryczne: a) z ruchu ciał naturalnych układu słonecznego, b) " sztucznych sate litów (planet): a) b) stosunek mas ms :(mj + m^) 329 390 (Newcomb) 3 28 452 (Rabę) 328 921 średnia 328 912 81,27 (Eros, 1931, Sp.Jones) 81,65 (prec.inut. ) 81,46 średnia 81,30 stosunek mas : m+ 332 959 332 958 3) Inne stałe prowizoryczne, stosowane w obliczaniu orbit sztucznych satelitów (planet). Osobną grupę stałych astronomicznych stanowią odniesione do masy Słońca masy wielkich planet, podawane zazwyczaj w odwrotnościach: Merkury 6 000 000 Jow isz 1 047,355 Wenus 408 000 Satum 3 501,6 Ziemia + Księżyc 329 390 Uran 22 869 Mars 3 093 500 N eptun 19 314 Pluton 360 000

REFERENCES

1 International Astronomical Union, Agenda and Reports, pg. 50—54. 2 F . Kępiński, Paralaksa Słorlca w świetle nowych badali, „Postępy Astronomii*1, t. 11. z A .

Styczeń 1965 O POWSTAWANIU PO PRZEC ZEK W GALAKTYKACH TYPU „BARRED-SPIRALS”

K. STĘPIEŃ

Obecnie znane są już dość dokładnie własności ramion spiralnych, ale niejasne jest nadal ich pochodzenie. Nie wiadomo, w jaki sposób powstają i czy czas ich życia jest porównywalny z czasem życia galaktyki, czy też są one zjawiskiem przejściowym. Zagadnienie powstawania ramion spiralnych wiąże się prawdopodobnie z powstawaniem różnych obiektów podobnych do ramion, np. poprzeczek w galaktykach typu ,,Barred-Spi- rals” , czy mostów łączących dwie a nawet więcej galaktyk. Pracą wskazującą na ten związek, a równocześnie omawiającą szerzej pewien, zaproponowany przez autora, mechanizm powstawania poprzeczek, jest praca S.B. Pikelnera, która ukazała się niedawno w „Astronomiczeskom Zurnale” . Obserwacje wskazują wyraźnie, że poprzeczka musi rotować jak ciało sztywne, gdyż w przeciwnym przypadku, gdyby prędkość kątowa wzdłuż całej poprzeczki nie była jednakowa, w bardzo krótkim czasie poprzeczka przestałaby istnieć. Zakładając, że pole magnetyczne biegnie wzdłuż poprzeczki a u jej końca linie sił ulegają załamaniu zgodnie z kierunkiem ramienia spiralnego wybiegającego z poprzeczki, autor dochodzi do wniosku, że to załamanie powinno produkować zmianę prędkości liniowej końca poprzeczki rzędu 400 km/sek w ciągu jednego okresu obiegu (przy założeniu, że po­ przeczka zbudowana jest z gazu). A więc musi istnieć coś, co przeszkadza zniszczeniu kształtu poprzeczki. Pikelner wskazuje na to, że takim hamulcem może być duża masa umieszczona na jej końcu. Wychodząc z dwu faktów: stosunkowo niedużej zmiany prędkości masy umieszczonej na końcu poprzeczki w ciągu życia galaktyki oraz równo­ wagi między przyciąganiem grawitacyjnym gazu umieszczonego przy końcu poprzeczki przez tę masę i siłami magnetycznymi dążącymi do oderwania gazu od niej można zna­ leźć zarówno jej wartość, jak i wartość masy gazu. Okazuje się, że masa gromady gwiazd (bo tylko w takiej formie ta masa może występować) musi być co najmniej rzędu 10*0, natomiast gaz musi mieć masę rzędu 10‘©. Nasuwa się teraz problem, w jaki sposób powstała tak masywna gromada, właśnie w tej odległości, oraz dlaczego powstały dwie gromady po przeciwnej stronie jądra dokładnie na jednej prostej przechodzącej przez jądro. Aby to wyjaśnić, autor zakłada następujący model powstania takiej galaktyki: najpierw zaczęła się kondensacja wiel­ kiego obłoku materii pregalaktycznej i zaczęły powstawać gwiazdy podsystemu sferycz­ nego, a obłok miał symetrię sferyczną. W normalnych galaktykach dalsza ewolucja przebiegała w ten sposób, że po powstaniu podsystemu sferycznego obłok powoli spłaszczał się, koncentrując się w pobliżu przyszłego równika galaktycznego, a w tym czasie powstawał podsystem pośredni. Ponieważ gaz był wówczas bardziej gęsty niż na początku, więc gwiazdy łatwiej się tworzyły i dlatego podsystem pośredni zawiera gros masy gwiazd w galaktyce. Po wytworzeniu się dysku z materii pole magnetyczne zaczęło utrudniać kontrakcję i tempo powstawania gwiazd spadło. 214 Z literatury naukowej

Według autora w pewnych galaktykach, w czasie, gdy powstawał" podsystem sfe­ ryczny, w jądrze powstała supergwiazda, która następnie wybuchła dając eksplozję podobną do obserwowanych w M 82. Powstała fala uderzeniowa zawierająca prawie całą ‘materię, jaką napotkała. Po pewnym czasie energia potencjalna zawartej we fron­ cie materii zrównała się z energią wybuchu i fala zatrzymała się. Nastąpiło to mniej więcej w odległości 10 kps od jądra. Stąd, porównując te energie, można wyznaczyć energię wybuchu. Dla raczej masywnej galaktyki SB o masie 4xl010© wynosi ona 1058 ergów. Dla efektywności wybuchu ważne jest założenie, że obłok materii pregalak- tycznej miał jeszcze symetrię sferyczną. Gdyby był już spłaszczony, to większość energii poszłaby nad i pod dyskiem, tworząc gigantyczny pióropusz, ale zgęszczając niewiele materii. Autor przyjmuje następnie, że materia zawarta w czaszy zdążyła się przekształcić w gwiazdy zanim czasza zniknęła. Powstałe w ten sposób gwiazdy będą poruszać się wewnątrz sfery zamkniętej czaszą. Na podstawie przybliżonych oszacowań autor dostaje rozkład gęstości tych gwiazd i dochodzi do wniosku, że dostateczne będzie założenie, iż rozkład jest izotropowy.

a ) b)

Rys. 1. Układ linii sił pola magnetycznego po wybuchu: a) przed powstaniem kondensacji cen­ tralnej, b) po utworzeniu się kondensacji. Strzałki wskazują kierunek działania ciśnienia ma­ gnetycznego na gaz

W dalszej części pracy autor zajmuje się powstaniem samej poprzeczki. Otóż gaz z czaszy, który nie zdążył się skoncentrować w gwiazdy będzie powoli tracił swą energię i pęd opadając na jądro. Oczywiście pociągnie za sobą pole magnetyczne (rys. 1). W tym czasie reszta gazu pregalaktycznego obłoku rozpoczyna tworzyć dysk. Gdy powstanie centralna kondensacja, pole magnetyczne, które dąży do wyprostowania linii sił, będzie ściskać gaz symetrycznie po obydwu stronach tej kondensacji. Wpraw­ dzie ciśnienie magnetyczne będzie niewielkie, ale ponieważ ^az znajduje się w równo­ wadze, więc będzie ono „kroplą, która przepełni puchar” i spowoduje kontrakcję gazu. W ten sposób załamanie linii przesunie się dalej, spowoduje dalszą kontrakcję, aź w końcu dojdzie do warstwy zgęszczonej szokiem i tam wywoła powstanie dwu syme­ trycznie rozmieszczonych gromad gwiazd. W ten sposób utworzy się poprzeczka. Opi­ sana wyżej fala hydromagnetyczna przejdzie wprawdzie dalej i spowoduje dalsze zgęszczanie materii, ale ponieważ gęstość gazu w tych regionach jest już mała, więc Z literatury naukowej 215

nie będzie dostatecznie masywnego skupienia gwiazd, mogącego powstrzymać działa­ nie rotacji różniczkowej i po pewnym czasie zgęszczenie to zakrzywi się tworząc ramię spiralne. Pewna część gazu znajdującego się w poprzeczce będzie miała mniejszy moment obrotowy niż jest potrzebny do rotacji razem z poprzeczką. Ponieważ gaz nie może się opóźniać w ruchu rotacyjnym, gdyż jest utrzymywany w poprzeczce przez pole magnetyczne, więc będzie poruszał się w kierunku jądra, by przejść na orbitę ciaśniej- szą (pole magnetyczne nie przeszkadza w ruchu wzdłuż linii sił). Autor szacuje rząd wielkości prędkości osiąganych przez gaz i z porównania z obserwacjami dochodzi do wniosku, że to zjawisko jest jeszcze jednym argumentem na korzyść jego teorii. W zakończeniu Pikelner wyjaśnia na gruncie swej hipotezy różne nietypowe zjawiska, które obserwujemy w galaktykach SB, np. poprzeczka otoczona pierścieniem (pozostałość po froncie uderzeniowym), rozgałęzienia ramion spiralnych itd. Praca wydaje się być bardzo interesująca i wprawdzie do pełniejszego obrazu niezbędne są szersze rachunki, to jednak jakościowo jest ona zgodna z obserwacjami.

LITERATURA

Pikelner S.B., 1965, Astr. Żurnał 42, 3.

SPIRALNA STRUKTURA GALAKTYK

K. STĘPIEŃ

Hipotezy dotyczące powstawania ramion spiralnych można podzielić z grubsza na dwie kategorie: jedne wychodzą z założenia, że wiek ramion spiralnych jest taki sam jak wiek całej galaktyki (p. notatka powyżej pt. O powstawaniu poprzeczek w galaktykach typu ,,Barred-Spirals”), a inne szukają wyjaśnienia ich pochodzenia przy założeniu, że ramiona powstały już po uformowaniu się galaktyki w postaci płaskiego dysku. Jedną z prac wychodzących z drugiego założenia jest praca C.C. Lina i F .H . Shu, która ukazała się w „Astroph. Journ.” Autorzy pracy próbują odpowiedzieć na py­ tanie, czy ramiona spiralne nie mogą być efektem niestabilności grawitacyjnej dysku zbudowanego z gwiazd i materii międzygwiazdowej. Aby odpowiedzieć na to pytanie, należy rozwiązać odpowiedni układ równań. W tym celu autorzy czynią następujące założenia: badana materia jest w nieskończenie cien­ kiej warstwie mającej gęstość powierzchniową wynikającą z projekcji gęstości prze­ strzennej dysku na płaszczyznę równika galaktycznego. Takie uproszczenie pociąga za sobą konieczność przyjęcia dużej gęstości powierzchniowej w centrum.Do niektórych celów wygodnie jest założyć tam nawet osobliwość (byleby tylko masa pozostała skoń­ czona). Zakładając z początku, że materia nie ma żadnej dyspersji prędkości w pła­ szczyźnie równika, autorzy tworzą układ równań składający się z równania ciągłości i równania ruchu (jedyną siłą jest przyciąganie grawitacyjne), obydwa w dwu wymiarach, oraz równania Poissona na potencjał grawitacyjny w trzech wymiarach. Następnie równania są zlinearyzowane i autorzy poszukują rozwiązań typu:

p' = R e ( p (l \r) exp [i (cot - n 0)]! (1) 216 Z literatury naukowej

gdzie p' jest odchyleniem gęstości powierzchniowej od stanu równowagi, co jest czę­ stością zespoloną i wynosi co=

(r) = S (r) exp [i q>(r)], (2) gdzie S(r) jest wolno zmienną funkcją r, a q>(r) szybko zmienną funkcją r, to wówczas rozwiązanie na n' będzie przedstawiać falę ciśnieniową o spiralnym kształcie. Przy powyższych założeniach odnośnie do funkcji S i q> można w przybliżony sposób roz­ wiązać równanie Poissona i z otrzymanym w ten sposób potencjałem rozwiązać wspom­ niany poprzednio układ równań, poszukując rozwiązań o spiralnym kształcie. Rozwiązania takie są możliwe tylko wtedy, gdy jest spełniony związek: ■

n1 + - (cor - nS)J > 0, (3) gdzie n2 - 4QJ^1 +— . jest tzw. częstością epicykliczną, Q jest prędkością ko­ łową w odległości r od środka. Formalnie możliwe są obydwa typy spiral, tzn. prawo- skrętne i lewoskrętne. Autorzy dyskutując jednak jakościowo wpływ wyrazów nieli­ niowych dochodzą do wniosku, że możliwe są tylko spirale nawinięte przeciwnie, niż kierunek rotacji galaktyki. Należy tu podkreślić, że rotacja różniczkowa nie prze­ szkadza istnieniu spiralnych rozwiązań. Autorzy znajdują explicite wzór na geometrycz­ ny kształt spirali. W szczególności z danych Schmidta i Lindblada dotyczą­ cych naszej galaktyki znajdują długość fali w sąsiedztwie Słońca. Wynosi ona 2—3 kps. Wzór daje również wyjaśnienie różnic obserwowanych między galaktykami Sa, Sb i Sc. Mianowicie, jeżeli istnieje większa koncentracja materii w środku, to gęstość w dysku w stanie równowagi jest mniejsza, a stąd wynika, że zwoje spirali powinny być cia- śniejsze, co rzeczywiście obserwuje się w galaktykach Sa. Dyspersja prędkości gwiazd będzie, oczywiście, utrudniać powstanie niestabilno­ ści opisanej wyżej. Jeżeli nadwyżka prędkości nad prędkością kołową jest dostatecz­ nie duża tak, że czas przejścia przez gwiazdę odległości równej rozmiarowi charakte­ rystycznemu niestabilności jest mniejszy niż czas narastania tej niestabilności, to wówczas nie może ona się wytworzyć. W ten sposób dla danej dyspersji istnieje kry­ tyczna długość fali zaburzenia, poniżej której nie wytworzy się niestabilność. Z dru­ giej strony ograniczeniem długości fal zaburzenia jest rozmiar galaktyki. W ten spo­ sób dostatecznie duża dyspersja może tłumić wszystkie długości fal zaburzenia. Jak wykazują rachunki, sytuacja taka istnieje w pobliżu Słońca, gdzie w oparciu o lokalną teorię stabilności okazało się, że dyspersja rzędu 20 km/sek wystarcza do tłumienia wszystkich fal. Taką właśnie dyspersję obserwuje się. Ale w oparciu o tę samą lokalną teorię można stwierdzić, że w odległości 4—5 kps od środka potrzebna jest dyspersja rzędu 70—90 km/sek. Tak dużej dyspersji nie obserwuje się ~ skąd wynika, że ta okolica jest niestabilna. Taki obraz galaktyki, która lokalnie jest stabilna a lokalnie niestabilna, doprowadził autorów do konkluzji, że istnieje długość fali, dla której ustala się równowaga między czynnikami powodującymi narastanie niestabilności i tłu­ miącymi ją. Powstanie więc quasistacjonama spiralna struktura. Autorzy zakładąją, że ten czynnik jest powodem obserwowania spiralnej budowy płaskich galaktyk. VI zakończeniu podają kilka sugestii odnośnie do szczegółów tej struktury. A więc, jeżeli różne grupy gwiazd będą miały różną dyspersję prędkości, to wytworzą się rożne spirale odpowiadające tym grulpom. W szczególności gaz można traktować jako zu­ pełnie osobny czynnik (włączając ewentualnie pole magnetyczne) i wówczas otrzyma Z literatury naukowej 217 się wynik, że zmiany gęstości gazu wzdłuż promienia następują rzadziej, niż fluktuacje gęstości gwiazd. Znanym od dawna faktem jest, że galaktyki nie posiadające gazu nie wykazują struktury spiralnej. Jest to w zgodzie z obrazem przedstawionym powyżej. W takich galaktykach należy spodziewać się dużej dyspersji prędkości gwiazd, a w zwią­ zku z tym będą one stabilne grawitacyjnie. W dwu punktach galaktyki, gdzie nierów­ ność (3) zamieniona jest na równość, powstaje coś w rodzaju grawitacyjnego rezonansu i należy oczekiwać, że materia, a szczególnie gaz, może tam osiągać dość duże pręd­ kości, zarówno do jądra jak i od jądra. Warto w tym kontekście zbadać bliżej zjawisko wypływu gazu w odległości 3 kps od jądra.

LITERATURA

Lin C.C., Shu F.H., 1964, Ap.J., 140, 646. . KRONIKA

WRAŻENIA Z UDZIAŁU W NARADZIE OBSERWATORÓW SZTUCZNYCH SATELITÓW (Moskwa-Ryga, 29 stycznia — 6 lutego 1965)

W. ZONN

Wprawdzie w tytule obrad jest mowa wyłącznie o obserwatorach sztucznych sateli­ tów, żaden jednak obserwator nie robi obserwacji dla niej samej. Nic też dziwnego, że w obradach tych uczestniczyli również uczeni zainteresowani głównie w wyko­ rzystaniu obserwacji sztucznych satelitów do tych czy innych celów: geodeci, fizycy atmosfery oraz specjaliści od mechaniki nieba. Obok nich nieliczni astronomowie, a tak­ że matematycy pracujący w dziedzinie wykorzystania maszyn do rachunków numerycz­ nych i do obliczeń efemeryd sztucznych satelitów. Stąd też wrażenie dużej niejedno­ rodności uczestników obrad, tak w dziedzinie ich specjalności, jak też i wieku; rzecz bardzo charakterystyczna dla wielu konferencji naukowych we współczesnym świecie. Obrady dotyczyły wprawdzie tylko krajów socjalistycznych, jednak wzięli w nich udział również pojedynczy uczeni krajów „tamtych” — jeden Włoch, jeden Fin i jeden Szwed. Łącznie na sali obrad zgromadziło się około 50 osób, wśród których uczeni ZSRR stanowili około połowę uczestników narady. Wśród wielu referatów pozwolę sobie zatrzymać się tylko nad dwoma — tematyka ich wiąże się dość ściśle z zagadnieniami astronomicznymi-pozostawiając streszcze­ nia innych referatów tym polskim uczestnikom, których specjalność jest bliższa za­ gadnieniom geodezji i rachunkom numerycznym*. Zacznę od referatu K. Łatki, który zaproponował na wskroś oryginalną i bardzo oszczędną metodę wyznaczania współrzędnych sferycznych jakiegoś obiektu na niebie na podstawie jego zdjęcia fotograficznego (w nawiązaniu do kilku sąsiednich gwiazd o znanych współrzędnych, których obrazy — rzecz jasna — również znajdują się na zdjęciu). Jest to sprawa, która obchodzi astronomów od przeszło stu lat i o ile mi wiadomo, wszyscy posługują się tutaj metodą Turnera — w pewnym skrócie przedstawia się ona następująco: Mając współrzędne równikowe ak, 64 gwiazd „oporowych” i po-

*W Rydze odbyły się dwie konferencje satelitarne: trwające sześć dni sympozjum referato­ we poświęcone wykorzystaniu pozycyjnych obserwacji sztucznych satelitów wraz z zagadnie­ niami metodologii i technologii badań i obserwacji oraz w dniu 5 lutego kolejne posiedzenie tzw. Komisji Wielostronnej Współpracy między akademiami krajów socjalistycznych. Treść refera­ tów w głównej mierze dotyczyła zagadnień kosmicznej geodezji, a zwłaszcza konstrukcji i wy­ równywaniu przestrzennej sieci triangulacji satelitarnej, astrometrii satelitarnej z fotometrią oraz badaniom struktury atmosfery, tj. realizacji wspólnego tematu pod nazwą ,,Interobs'*. Sprawozdanie z przebiegu obrad zamieszcza uczestnik tej konferencji W. Pachę lski w 13 nume­ rze ,,Biuletynu Polskich Obserwacji Sztucznych Satelitów**. Narada w dniu 5 lutego dotyczyła omówienia wyników wielostronnej współpracy w roku 1964 w zakresie wspólnych tematów jak służba efemerydalna, triangulacja kosmiczna, badania struktury atmosfery, obserwacje radiowe SSZ, fotometria SSZ itd., a także ustawieniu współpracy na rok bieżący. Z Polski w obradach ryskich udział wzięli: Dr L. Cichowicz, Mgr W. Pachelski, Prof. Dr M. Warmus oraz pisz ący to sprawozdanie (Red.). 220 Kronika

łożenie środka optycznego zdjęcia aQ, 5C oblicza się najprzód „idealne" współrzędne prostokątne xj , y^ gwiazd w rzucie na płaszczyznę styczną do sklepienia nieba w punk­ cie ao, 50- Następnie porównuje się je ze współrzędnymi zmierzonymi Xfc, Yk > ustala się związki empiryczne * = x{X,Y), w których występuje wiele stałych reprezentujących wpływ refrakcji różnicowej, aberracji, jak też skręcenie o pewien kąt układu współ­ rzędnych x,y względem X,Y. Związki te wynikają z rozwinięcia w szereg zależności x = x(X,Y), zaw ierają zatem najczęściej tylko pierw szą potęgę zmiennych X i Y. Następnie podstawia się do nich X a i Ya — zmierzone współrzędne obiektu badanego i na podstawie uzyskanych xQ i yQ cofając się „wstecz" otrzymuje się współrzędne rownikowe obiektu badanego. Zwracam uwagę przede wszystkim na to, że przejście od współrzędnych a^, do współrzędnych prostokątnych idealnych x^ i y/ę musi być dokonane dla każdego zdjęcia oddzielnie z tej prostej przyczyny, że każdemu zdjęciu odpowiada inne położenie środka optycznego kliszy aOP 60 . Wprawdzie mamy gotowe tablice ułatwiające ten rachunek, jednak jest to czynność mimo wszystko dość' uciążliwa.

B

zdjęcie

Rys. 1. Wyjaśnienie metody K. Łatki obliczenia współrzędnych sferycznych punktu N

W metodzie Łatki ten krok odpada. Mówiąc bardzo skrótowo Łatka proponuje rozwiązywanie trójkątów sferycznych wprost na zdjąciu, przy tym wykorzystuje dla wyznaczenia kątów trójkąta sferycznego pewne twierdzenia z kartografii matema­ tycznej (dwa twierdzenia Tissota). W metodzie Łatki, tak zresztą jak i w metodzie Turnera, trzeba znać a priori położenie na niebie środka optycznego zdjęcia. Mierzymy więc współTzędhe dwóch punktów znanych A i B (rys. 1), punktu nie­ znanego N i środka optycznego zdjęcia O. Współrzędne te s"ą potrzebne nam tylko po to, by wyznaczyć z nich cztery kąty, a,, aJ,(31 i P, (na zdjęciu). Znając je oraz znając odległości OA i OB łatwo — na podstawie twierdzeń Tissota — wyznaczyć deformacje, jakim one uległy w wyniku rzutowania sfery na płaszczyznę. Te deformacje zależą bowiem tylko od odległości AO od środka zdjęcia i wartości kąta a1. Przy pomocy bardzo prostych wzorów uzyskujemy przejście od do A v a2 do A lt (3, do B l i do B 2. Znamy zatem w trójkącie sferycznym (po lewej stronie rys. 1) dwa kąty i jeden bok AB (który dany jest bezpośrednio przez współrzędne równikowe gwiazd A i B). Natychmiast rozwiązujemy ów trójkąt sferyczny i znajdujemy współrzędne punktu nieznanego N. Dla kontroli i dla podwyższenia dokładności wyniku możemy zaangażować trzecią, czwartą i więcej gwiazd oporowych i potem obliczyć średnią ważoną wartości współ­ rzędnych punktu nieznanego, oraz błąd średni uzyskanych wyników. Kronika 221

Wydaje się, że metoda zaproponowana przez Łatkę jest niewątpliwie ekonomicz- niejsza, niż metoda Turnera. Jej wadą jest to, że współrzędne prostokątne A i B muszą być poprzednio poprawione ze względu na refrakcją różnicową i aberrację, a w tej chwili nie mamy jeszcze żadnych wskazań co do tego, jak ów zabieg należy dokonać zachowując dostateczną dokładność i nie tracąc zbyt wiele czasu. Przy­ puszczam, że autor metody — jeśli jeszcze nie ma — wkrótce znajdzie i na to jakąś pomysłową receptę i wtedy metoda Łatki będzie w pełhi nadawała się do użycia nie tylko dla wyznaczeń przybliżonych współfzędnych satelitów, lecz również dokładnych współrzędnych wszystkich ciał niebieskich poruszających się względem gwiazd. Drugim tematem, nad którym chciałbym się chwilę zastanowić, było wystąpienie Fiesienkowa, który omówił wyniki i perspektywy obserwacji fotometrycznych sztucznych satelitów w chwili, gdy wchodzą one w cień Ziemi. Najprzód parę słów o celach tego rodzaju obserwacji: Od dawna już obserwuje się zaćmienia Księżyca w celu ustalenia składu górnych warstw atmosfery; w szczególności zawartości w nim ozonu i aerozoli. Dolne warstwy bada się dość skutecznie przy pomocy balonów, na wysokości jednak ponad 20 km metoda ta staje się bezsilna.Dlatego dotychczas tych informacji dostarczały nam głownie zaćmienia Księżyca (nie licząc, oczywiście, po­ jedynczych wzlotów rakiet, chodzi nam bowiem o stosunkowo systematyczne obserwacje składu chemicznego górnych warstw atmosfery, w ciągu wielu lat: co najmniej w ciągu połowy cyklu działalności Słońca, np. od minimum do maksimum). Księżyc jest jednak pod tym względem obiektem znacznie „gorszym” od sztucznego satelity, po pierwsze dlatego, że nie jest punktem, a zatem na jego powierzchni od­ bywa się „całkowanie” promieniowania dochodzącego z różnych kierunków; po drugie dlatego, że leży bardzo daleko od Ziemi. Nieznaczne błędy refrakcji w atmosferze ziemskiej, w wyniku „dalekiej” ekstrapolacji, muszą prowadzić do dużych błędów drogi promienia załamanego w pobliżu Księżyca. Z tych dwóch powodów obserwacje fotometryczne sztucznych satelitów powinny dać wyniki znacznie dokładniejsze, niż obserwacje zaćmień Księżyca. Omówmy jeszcze w dużym skrócie ogólne zarysy teorii opracowania takich obser- wacji wyłożonej przez Fiesienkowa w jego wykładzie. Rysunek 2 przedstawia część Ziemi i dwa sąsiednie promienie biegnące równo­ legle ze Słońca,- znajdującego się nieskończenie daleko w kierunku S. Przez P ozna-

Rys. 2. Bieg promieni słonecznych w atmosferze ziemskiej (rysunek wyjaśniający wykorzystanie zaćmień sztucznych satelitów do badań górnych warstw atmosfery ziemskiej) 222 Kronika

czyliśmy chwilowe położenie sztucznego satelity, r jest jego promieniem wodzącym; /»0 jest najmniejszą wysokością promienia nad powierzchnią Ziemi. Kąt z = 90° + f + + refrakcja. Przyjmując, że znamy dostatecznie dobrze zjavisko refrakcji, możemy „raz na zawsze” obliczyć zależność h o od r (dla różnych z) i ułożyć gotawe tablice wartości pochodnej dho/dr dla różnych z. Pochodna ta wejdzie do wzoru określającego refrakcją różnicową, czyli osłabienie natężenia wiązki światła (idącego od Słońca) w wyniku działania różnicowego refrakcji:

ds d(n0, rn) r__ dh0 ds'~f~ dhQ n0rQ dr

Tutaj nq oznacza współczynnik załamania atmosfery w warstwie odpowiadającej Hq - Oddzielnie napisaliśmy dh^/dr i d ^ r ^ / d h ^ dlatego, że pierwsza pochodna szybko zmienia się z hq wtedyi gdy druga zmienia się dość wolno (pierwszą z tych wartości znajdujemy w tabelach, o których była mowa). Gdyby Słońce było punktem, jasność sztucznego satelity wyrazilibyśmy przy pomocy zależności:

Jr . - ){ -f e -t» Se ° , gdzie . • / = —A f--- W

gdzie A jest albedem satelity, /($) funkcją fazy. Obie te wielkości mogą się okazać zbędne, jeśli jasność /satelity wyraźimy w jednostkach jego jasności w czasie poza zaćmieniem (przy tym samym praktycznie biorąc A i /('lJ>)).£e"t <* reprezentuje ekstynkcję wywołaną przez aerozolę, e 0 wy wołaną przez obecność ozonu. Ponieważ Słońce nie jest punktem, lecz tarczą, właściwe wyrażenie będzie:

] = f jf eZ<1 e vo dc,

gdzie całkujemy wzdłuż „pasków” równoległych do linii horyzontu obserwowanego z punktu P, czyli wzdłuż pasków, na jakie dzielimy tarczę słoneczną prostymi rów­ noległymi (z uwzględnieniem, oczywiście, pociemnienia brzegowego Słońca). Aby oddzielić ekstynkcję wywołaną obecnością aerozoli od ekstynkcji w ozonie, obserwa­ cji trzeba dokonywać raz w promieniach żółtych odpowiadających pasmu pochłaniania ozonu, drugi raz zdała od tego pasma. Rozwiązując podane równanie całkowe znaj­ dziemy oddzielnie e “ i e l o , odpowiadające różnym wysokościom nad poziomem morza. Rzeczą bardzo interesującą podług Fiesienkowa jest prześledzenie zmian zawartości ozonu zależnie od fazy działalności Słońca. Autor wykładu dyskwalifikuje próby fotograficznego wyznaczania jasności satelity (w chwili wchodzenia w cień Ziemi) z powodu olbrzymich trudności powstających przy kalibracji fotometrycznej śladów satelity, i pomiarów owych śladów. Zaleca natomiast stosowanie metod fotoelektrycznych, przy ręcznym prowadzeniu lunety za satelitą i automatyczną rejestracją zarówno prądu w komórce, jak i czasu obserwacji. Oczy­ wiście, przy tej metodzie należy liczyć się z błędami powstającymi w wyniku zmiany położenia obrazu obiektywu na warstwie światłoczułej komórki. Ten jednak błąd nie jest aż tak duży, aby zrezygnować z metody fotoelektrycznej na rzecz fotograficznej, nastręczającej znacznie poważniejsze i niebezpieczne błędy kalibracji zdięć, oraz samych pomiarów. Na zakończenie kilka słów polemicznych pod adresem tych, którzy mając w pa- Kro nik a 2 2 3

mięci i przed oczami dokładność pomiarów astrometrycznych w zagadnieniach astronomii gwiazdowej, lub mechaniki nieba, pogardliwie wydymają wargi na wiadomości, że do­ kładność wyznaczenia pozycji sztucznego satelity czasami schodzi nawet poniiej 0?1 (dokładność czasu — poniżej 0s. 1). Tymczasem paralaksy gwiazd, lub ich ruch własny wyznacza się z dokładnością 0”, 001! Użyteczność obserwacji sztucznych sate­ litów jest całkowicie zależna od tego, jak szybko zmienia się orbita danego satelity. Dliskie Ziemi satelity poruszają się tak, że każde okrążenie jest właściwie niepodobne do poprzedniego (ze względu na silny i czasami dość nieregularny wpływ oporu atmo­ sfery ziemskiej na różnych jej wysokościach). W tych warunkach nawet bardzo mała dokładna obserwacja zwłaszcza zrobiona w pewnej „krytycznej” chwili, np. w chwili przejścia satelity przez perigeum, może dać więcej informacji, niż dokładna obserwa­ cja w apogeum, zwłaszcza jeśli jest ono bardzo odległe od powierzchni Ziemi. To samo dotyczy obserwacji fotometrycznych, gdzie głównie boimy się przecież błędów syste­ matycznych, nie przypadkowych. Uwadze i rozwadze obserwatorów sztucznych sate­ litów przedkładamy zatem sprawę, kiedy i jaki satelita wart jest obse.wowania przy pomocy mało dokładnego instrumentarium, oddalając — jako bezsensowne — wszelkie uwagi mające na celu generalną dyskwalifikację mało dokładnych obserwacji na tym polu. Głównie dzięki astronomom łotewskim ogólny nastrój konferencji różnił się dość znacznie od wszelkich innych tego typu zebrań. Potrafili oni wprowadzić do nich nutę humoru i wesołości, tak niezbędnej do wszelkich chyba poczynań naukowych. Bo nauka dzisiejsza nie jest już tą godną i pełną powagi postacią, jaka była pięćdziesiąt lat temu. Jest bardziej niespokojna, bardziej — powiedziałbym nawet — frywolna od tej sprzed pół wieku. Trzeba zatem stosownie do zmian treści i ducha nauki zmienić też i formę zebrań ludzi jej się poświęcających. I to właśnie zanotowałem ku swojej nie­ małej radości w czasie obrad ryskich.

Z KORESPONDENCJI

W SPRAWIE DYSKUSJI NAD PUBLIKACJAMI NAUKOWYMI

K. RUDNICKI

Od niedawna „Postępy Astronomii” otwarły łamy dla dyskusji nad prac'ami nauko­ wymi opublikowanymi przez polskich astronomów (np. tom XI, str. 275, 279, 280 (1963) i tom XII, str. 217, 218 (1964)). Tego rodzaju dyskusje są niewątpliwie pożyteczne, jeżeli uważać za ich cel prostowanie błędów popełnionych przez autorów i wyjaśnianie sytuacji obiektywnej w przypadku niejasnego przedstawienia jej w publikacjach. W ten sposób dyskusja, i sama możliwość dyskusji, przyczynią się do podnoszenia poziomu polskich prac astronomicznych, każą autorom starać się o większą autokrytykę, większą precyzję sformułowań i lepszą redakcję prac. Aby jednak wspomniane dyskusje przynosiły korzyść, musi być spełniony warunek, że obie dyskutujące strony okażą dobrą wolę do obiektywnego wyjaśnienia sytuacji, że krytykujący będzie pisał o istot­ nych usterkach (albo o istotnych zaletach, oczywiście) nie czepiając się szczegółów, a krytykowany n^e będzie usiłował za wszelką cenę udowodnić swojej słuszności. Tego rodzaju dyskusje powinny się kończyć w zasadzie jakimś obiektywnym wnioskiem, jasnym i pouczającym, interesującym czytelnika nie zainteresowanego osobiscie w dy­ skusji. Te warunki były spełniane na ogół w dyskusjach publikowanych poprzednio w „Postępach” . Nie da się tego natomiast powiedzieć o wszystkich dyskusjach za­ mieszczonych w ożywionym i bogatym dziale polemicznym ostatniego numeru (tom XIII, zeszyt 2). I tak naprzykład z dyskusji pomiędzy Amplem i Serkowskim trudno odnieść korzyść ozytelnikowi. I krytykowany i krytykujący pozostają każdy przy swoim zdaniu. Czytelnik gubi się w szczegółach i jeśli nie jest specjalistą w dziedzinie astronomii gwiazdowej, przestaje rozumieć o co idzie. Widzi tylko, że ma do czynienia nie tyle z obiektywną dyskusją, ile z namiętnym sporem.

» * *

Przyjrzyjmy się bliżej opublikowanym wypowiedziom. Recenzja Serkowskiego jest mieszaniną zarzutów istotnych (niedopuszczalne uproszczenia przy diagramach krzywych ekstynkcji, nieuwzględnienie efektu selekcji przy obliczaniu funkcji gęstości i funkcji jasności absolutnych, brak danych jak kreślo­ no diagramy H-R dla badanych asocjacji itp.) i zarzutów zupełnie drobnych (np. sprawa, które spośród gwiazd Hiltnera zostały uwzględnione przy kalibracji metody i dlaczego w taki a nie w inny sposób). Co gorsza, wśród zarzutów znajdują się dyskusyjne, a na­ wet pozorne, niesłuszne (np. zarzut pominięcia pewnych gwiazd Hiltnera). Tak szcze­ gółowe recenzje — zawierające wszystko, co recenzentowi nasuwa się na myśl — są wielce przydatne na wewnętrzny użytek wydawnictwa i do osobistego użytku autora. Natomiast dla przeciętnego czytelnika „Postępów” drobiazgi (ostatecznie usterki typu przejęzyczeń autora, pomyłek rysownika i błędów zecerskich można spotkać prawie w każdej publikacji) są nieciekawe i nużące, a co gorsza zatraca się wśród nich istota problemu. 226 Z korespondencji

Z kolei Arapel korzystając z obszerności i zagmatwania recenzji Serkowskie- go odpowiada i zbija obszernie te spośród zarzutów, które są niesłuszne (np. wylicza gwiazdy, których — wbrew opinii recenzenta — nie opuścił), lub nieistotne (np. obszer­ nie wyjaśnia, dlaczego użył metody spektrofotometrycznej zamiast klasyfikacji dwur parametrowej MK oraz kilka akapitów poświęca sprawie zgodności i rozbieżności pomiarów fotometrycznych różnych autorów), natomiast kilkoma zdaniami prześlizguje się nad zarzutami podstawowymi (na temat efektu selekcji w obliczanych funkcjach gęstości i jasności absolutnych, znajdujemy w odpowiedzi tylko dwa ogólnikowe zdania). Oczywiście każdy czytelnik, który zna się na przedmiocie, który przeczyta recen­ zowaną pracę Ampla, który zada sobie trud przestudiowania treści dyskusji i wy­ łuskania jej istoty spod zagmatwanego tekstu obu dyskutantów, zrozumie łatwo, że na istotne zarzuty autor nie odpowiada. Pozostaje faktem, że redukcja P-V przy użyciu tablic Allena jest niedopuszczalna i podstawowo błędna. Złożenie odpowiedzialności na Allena w żadnej mierze nie polepsza wyników pracy. W końcu nie interesuje nas, kto zawinił, tylko obchodzi wiarygodność wyników pracy. Pozostaje również faktem, że krzywe ekstynkcji przeprowadzone są na podstawie tak silnie rozrzuconych punktów, że opieranie się na nich uniemożliwia otrzymanie jakichkolwiek realnych wyników. I wreszcie zupełnie nie wyjaśnia sprawy wypowiedź, że obliczenie funkcji gęstości i funkcji jasności absolutnych jest (cytuję Ampla): ,,oparte o statystykę matema­ tyczną, gdzie problemy selekcji są uwzględniane” . Wiadomo każdemu statystykowi, że nie ma żadnego algorytmu formalnego, który by pozwalał automatycznie eliminować błędy selekcji. Istniejące wzory i metody muszą być stosowane w sposób indywidualny z uwzględnieniem konkretnej sytuacji występującej w danym, konkretnym zagadnieniu. Jest oczywiste, że problemy selekcji w pracy Ampla są szczególnie skomplikowane, zwłaszcza gdy wziąć pod uwagę, że 30 gwiazd obszaru F autor dzieli aż na 5 grup jasności i otrzymuje stąd 5 różnych krzywych (a więc jedna funkcja gęstości jest li­ czona średnio na podstawie 6 gwiazd! Tu już nie tylko efekty selekcji, ale zwykłe błędy przypadkowe i realne fluktuacje wielkości mierzonych mogą w istotny sposób uwarunkować wynik i uczynić go „niezależnym” od rzeczywistości). W tych warun­ kach brak szczegółowszych wyjaśnień, w jaki sposób uwzględniono efekty selekcji jest równoważny przyznaniu, że efekty nie zostały w istocie wyeliminowane. Poprzestaję na tych trzech istotnych faktach, świadomie nie zagłębiając się w inne, mniej istotne, a więc i mniej mogące zainteresować czytelników, drobiazgi. Są one wystarczające, żeby uznać pracę Ampla za rzeczywiście nie dającą żadnych wiarygodnych rezultatów w dziedzinie interpretacji wykonanych przez niego pomiarów.

* * *

Zdążam do postawienia następujących tez: P o pierwsze: Sądzę, że znacznie celowsze byłoby, żeby recenzja Serkow- skiego była utrzymana w bardziej beznamiętnym tonie i ograniczyła się do krytyki podstawowych wad pracy. Po drugie: Od autora pracy można by oczekiwać, żeby przyznał się do tego,że praca jest rzeczywiście nie udana,. Nie sądzę, aby jego prestiż ucierpiał na tym. Trudno chyba znaleźć astronoma (i w ogóle naukowca), który by nigdy nie popełnił błędów*. Czasem spostrzega się to przed drukiem i jest czas na wycofanie maszyno­ pisu, czasem dopiero po opublikowaniu, jak to jest w omawianym przypadku. Wiadomo

•Piszący te słowa czuł się zmuszony niedawno (w 4 numerze „Acta Astronomies” z r. 1964) odwołać pewne wyniki ogłoszone zaledwie rok wcześniej (W. Ap.J. vol. 137, str. 707 z r. 1963). Z korespondencji 227

że np. Einsteinowi zdarzyło się opublikować wiele zupełnie niedorzecznych prac, a jeśli policzyć i te, które zdążył wycofać przed opublikowaniem, to z.Iedwie niewielki procent wszystkich jego prac miał obiektywną wartość. Ale ten właśnie niewielki porcent genialnych prac zadecydował o pozycji Einsteina. Ogólnie biorąc, naj­ lepszą obroną dla autora złej pracy jest opublikowanie drugiej, lepszej. I trzymanie się takiej właśnie lin i'" obrony gorąco doradzam p. Amplo w i. Po trzecie: Sądzę, że redakcja powinna zamieszczać tylko te recenzje, które dotyczą spraw zasadniczych i są napisane w taki sposób, że mogą być interesujące i pouczające dla wielu czytelników.

* * *

Przepraszam Recenzenta, Autora pracy i Redakcję „Postępów Astronomii” za moralizatorski ton moich uwag. Boję się, że narażam się im wszystkim. Mam jednak nadzieję, że jeżeli moje uwagi zostaną przez Redakcję zamieszczone, może przyczynią się do wyjaśnienia pewnych spraw związanych z działem recenzji w „Postępach” . Życzę Redakcji więcej recenzji, więcej interesujących dyskusji nad polskimi publikacjami astronomicznymi, a dyskutantom więcej obiektywizmu i dobrej woli. OrJIABJIEHME

C T a T b H

T. H *e M Ó 0 BCKM, npo6^eM a yjibTpa$nojieTOBoro n3JiyMeHHji 3 Be3fl 155 B.riaqHHbCKH, 3Be3flbi HOBbie M U Geminorum ...... 171 A...Bo m u k , O cneK T pax K O M e T ...... 181 M3 yue6Hbix 3aBefleHwM u o6cepBaTopnfi B.KpjKeMMHbCKM,...V Geminorum - nepeMeHHaa 3aTMeHHafl u HOBaa KapjiHKOBaa...... 205 P . O K p o ii, rip0CTpaHCTB0 n0A03peBaeM0e b Me*ra./iaKTnqecKofi a 6co p6nnn 208 B.riamiHbCKM, 3Be3flbi Ha npoaoji*eHHM 0CH0BH0r 0 xofla b mapoBbix CKonjieHwax...... 209

V\3 jiHTepaTypbi $ . KeMnHHbCKH, HoBbie aCTpOHOMMMeCKMe nOCTOHHHbie...... 211 K. CTeMneHb, O B03HMKH0BeHiin nonepemiH b rajiaKTHKax T»na ,,Barred- " S p ir a ls ” ...... 213 K . CTeMnenb, CnwpajibHaH CTpyKTypa r a ta jo m ...... 215

X p O H u k a

B . 3ohh, BneyaTJieHHH b cbh3M c yqacTMeM b CoBemaHHM 06cepBaTopoB McKyccTBeHHbix CnyTHHKOB, MoCKBa-Pwra, 29 nuBapa-G (J)eBpa- jifl 1965 ...... 219

M3 KoppecnoHfleHqMM K . PyAHMUKM, Bo Bonpocy flMCKyccwK Han HayqHbiMM ny6jiMKaunflMM . . 225

CONTENTS

ARTICLES

T. Jarzębowski, The Problem of the Ultraviolet Radiation of S ta rs ...... 155 B. Paczyński, Novae and U Geminorum S t a r s ...... ly j A. Woszczyk, Spectra of C o m e t s ...... ig j FROM LABORATORIES AND OBSERVATORIES W. Krzemiński, The Eclipsing Binary and Dwarf Nova U Geminorum ...... 205 R . Okroy, A Region of Suspected Intergalactic A b s o r p tio n ...... 208 B. Paczyński, Stars on the Extension the Main Sequence, Members of Glo­ bular C lu s te r s ......

FROM SCIENTIFIC LITERATURE

F . Kępiński, New Astronomical C o n s t a n s ...... 211 K. Stępień, On the Origin of Bars in „Barred-Spirals” G alaxies ...... 213 K. Stępień, The Spiral Structure of G a la x ie s ...... 215

CHRONICLE

W. Zonn, Impressions from the Conference of Artificial Satellites Observers, Moscow-Riga, January 29 till February 6, 1965 ...... 219

CORRESPONDENCE K. Rudnicki, About Discussions Concerning Scientific Publications ...... 225

SPIS TREŚCI ZESZYTU 3

ARTUKUŁY T . Jarzębowski, Problem ultrafioletowego promieniowania g w ia zd ...... 155 B. Paczyński, Gwiazdy nowe i U Geminorum ...... 171 A. Noszczyk, O widmach k o m e t ...... 181

Z PRACOWNI I OBSERWATORIÓW W. Krzemiński, U Geminorum — zmienna zaćmieniowa i nowa karłowata . . . 205 R. Okroy, Obszar podejrzany o absorpcję m ię d zy g alak ty czn ą...... 208 B. Paczyński, Gwiazdy na przedłużeniu ciągu głównego w gromadach kulistych 209

Z LITERATURY NAUKOWEJ

F . Kępiński, Nowe stałe astro no m iczn e ...... 211 K. Stępień, O powstawaniu poprzeczek w galaktykach typu ,;Barred-Spirals” . 213 K. Stępień, Spiralna struktura g a la k t y k ...... 215

KRONIKA

W. Zonn, Wrażenia z udziału w Naradzie Obserwatorów Sztucznych Satelitów, Moskwa-Ryga, 29 stycznia—6 lutego 1965 r ...... 219

Z KORESPONDENCJI K. Rudnicki, W sprawie dyskusji nad publikacjami n a u k o w y m i...... 225 ------

■

.

■

______POLSKIE TOWARZYSTWO ASTRONOMICZNE

POSTĘPY ASTRONOMII

KWARTALNIK

TOM XIII - ZESZYT 4 1965

WARSZAWA • PAŹDZIERNIK-GRUDZIEŃ 1965 KOLEGIUM REDAKCYJNE

Redaktor Naczelny Stefan Piotrowski, Warszawa

Członkowie: Józef Witkowski, Poznań Włodzimierz Zonn, Warszawa

Sekretarz Redakcji: Ludosław Cichowicz, Warszawa

Adres Redakcji: Warszawa, ul. Koszykowa 75 Obserwatorium Astronomiczne Politechniki

WYDAWANE Z ZASIŁKU POLSKIEJ AKADEMII NAUK

Printed in Poland

Państwowe Wydawnictwo Naukowe Oddział w Łodzi 1965

Wydanie I. Nakład 428+ 122 egz. Ark. wyd. 3,00, ark. druk. 2 12/16 Papier offset, kl. III, 80 g. 70X 100. Oddano do druku 28. VII. 1965 roku. Druk ukończono w październiku 1965 r. Zam. 314 N-12. Cena zł 10,— Zakład Graficzny PWN Łódź, ul. Gdańska 162 TELESKOPY

JÓZEF SMAK

TEJIECKOriH

tO 3e (J) Cm a k

3Ta cTaTba ocHOBaHHaa aa pa6oTe B ay ana ony6jiHKOBaHHofi b A. J,

TELESCOPES

This article is based on Bowen’s paper published in A J .

Podstawowym narzędziem badań astronomicznych w dziedzinie optycznej jest i pozostanie teleskop. Mimo „konkurencji” ze strony radioteleskopów i róż­ nego typu badań prowadzonych poza atmosferą Ziemi, rola teleskopu na pewno nie ulegnie umniejszeniu. Właśnie na najbliższe dziesięciolecie planuje się budowę wielu nowych teleskopów — średnich i dużych, by nie wspominać o mniej­ szych. W wyniku zrealizowania tych planów astronomia światowa dysponować będzie około roku 1975 ponad czterdziestoma teleskopami o średnicach rzędu 200 cm (80 cali) lub większych. Nic też dziwnego, że zagadnieniom budowy i eksploatacji teleskopów poświęca się wszędzie wiele uwagi. Przykładem niezwykle wnikliwej — a dodajmy od razu: zaskakującej wnioskami — dyskusji tych problemów może być Wykład Russellowski wygłoszony na 116 Zjeździe Amerykańskiego Towarzystwa Astronomicznego przez 15. B owe na, długolet­ niego dyrektora Obserwatoriów na Mt. Wilson i Palomar, jednego z twórców teleskopu 200-calowego i jego aparatury pomocniczej, wreszcie — jednego z czo­ łowych znawców tych zagadnień. Zanim streścimy najważniejsze rozważania i konkluzje B owena, przy­ pomnijmy dwa oczywiste chyba fakty. Pierwsze — „wydajność” teleskopu zale­ ży od trzech czynników: a) jego średnicy, b) parametrów optycznych i(lub) elek- 234 /. Smak

tronicznych oraz jakości przyrządów pomocniczych, oraz c) klimatu w sensie astronomicznym, tj. ilości pogodnych godzin obserwacyjnych w roku i jakości obrazów, czyli tzw. seeingu. Drugie — budowanie dużych teleskopów jest przed­ sięwzięciem kosztownym. Koszt budowy i eksploatacji teleskopu zależy co najmniej — jak zakłada Bowen — od kwadratu średnicy teleskopu; bliższa rzeczywistości jest chyba nawet trzecia potęga. Z drugiej strony środki ma­ terialne, jakimi dysponują astronomowie, są i pozostaną ograniczone. W tej sytuacji całokształt problemów związanych z budową dużych teleskopów można sprowadzić do zagadnienia znalezienia rozwiązań najekonomiczniejszych i naj­ efektywniejszych. Ujmując to najbrutalniej — chodzić powinno o odpowiedź na pytanie, jaka kombinacja teleskop-spektrograf-klimat pozwala na ,,najtańsze” zaczernienie jednego ziarna emulsji w spektrogramie o wysokiej dyspersji (dla gwiazdy o jasności m), lub na analogiczne pytania w innych dziedzinach astro­ nomii optycznej: fotometrii, spektroskopii w małej dyspersji itd. Bowen zajmuje się tylko samymi teleskopami i tymi spośród pozostałych parametrów (seeing, średnica lub światłosiła kamery spektrografu), które w bez­ pośredni sposób określają efektywność teleskopu. Zakłada zł ’im, że budować będziemy teleskopy w możliwie najlepszym klimacie, że dysponować będziemy najwyższej jakości przyrządami pomocniczymi itd. Nie sposób w krótkim stresz­ czeniu podać in extenso wszystkich wywodów. Dla przykładu ograniczymy się więc tylko do kilku z nich.

OBSERWACJE FOTOELEKTRYCZNE

Wprowadźmy oznaczenia: D — średnica teleskopu, t — czas obserwacji (w sek.), (3 — średnica obrazu gwiazdy {seeing), n — ilość fotonów pochodzą­ cych od gwiazdy i padających w 1 sek. na 1 cm2 powierzchni zwierciadła, s — ilość fotonów pochodzących od 1 sek.2 tła nieba i padających w 1 sek. na 1 cm2 powierzchni zwierciadła. Całkowita ilość fotonów pochodzących od gwiazdy wynosi więc nD2t; od gwiazdy + tła mamy zaś nD2t + |32sD2t. (Przytoczony tu za Bowenem wzór nie jest ścisły. Je śli przyjąć, że pomiary wykonujemy z diafragmą o średnicy 6, przy czym jest to najmniejsza stosowalna przy danym seeingu diafragma, to słuszna będzie zależność 5 = xf>. Całkowita ilość fotonów

TT pochodzących od tła będzie zaś dana przez — fi2x2sD2t. Różnice pomiędzy tym wyrażeniem i wyrażeniem stosowanym przez Bo we na nie wpływają jednak na konkluzje jakościowe). „Błąd” pomiaru wynosi natomiast [(n + [32s)D 2t]^, a błąd względny (dla samej gwiazdy)

g _ [(ra + ft2s) D2t]l/> _ (n + płas)1/j nD2t nDt% Teleskopy 235

Rozpatrzmy teraz dwa przypadki. Przypadek I — gwiazda jasna, dla której n » przypadek II — gwiazda słaba, dla którój n « fi2s. Otrzymujemy dla tych dwu przypadków

B = l/n ^i Dt% (I) oraz B = (3s^/nDt^t (II).

W obydwu przypadkach więc dokładność zależy od czynnika Z)i^, przy czym w przypadku II zależy również (co jest oczywiste) od seeingu i jasności tła nieba. Bo wen przedstawia otrzymane wyniki w nieco innej formie, dając od­ powiedź na pytanie ,,jaką najsłabszą gwiazdę (co określa n) możemy zmierzyć danym teleskopem w czasie i (i przy innych założonych parametrach) z zadaną dokładnością 6 ” . Odwracając powyższe wzory mamy:

I /n = B2D2t (I) oraz l/n =

SPEKTROSKOPIA - NAJWYŻSZA DYSPERSJA

Ilość energii skupianej w ognisku coudi proporcjonalna jest do kwadratu średnicy teleskopu (zakładamy m = const.), tj. do D2. Jeśli ogniskowa teleskopu (w układzie coudi) wynosi /(tel.), a zatem światłosiła F = f(te\,)/D, oraz jeśli średnica obrazu gwiazdy (seeing) wynosi [3 (np. w sekundach łuku, lub radia- nach), to jasność powierzchniowa obrazu w ognisku coudź jest proporcjonalna do DVp2/1» czyli do 1/(3JFJ. Ponieważ przy najwyższej dyspersji widma uzyskuje się kamerą spektrografu o ogniskowej porównywalnej lub dłuższej od ognisko­ wej kolimatora, przeto nieposzerzane widmo gwiazdy (tj. poszerzone tylko przez seeing) ma już wystarczającą dla spektrofotometrii szerokość i nie ma potrzeby poszerzania widma przez prowadzenie gwiazdy wzdłuż szczeliny spektrografu. Przy szerokości szczeliny spektrografu W każdy element o powierzchni W2 będzie odwzorowywany na kliszy jako element p2. Będzie przy tym ^//kolim = p//kam » gdzie /koiim.i /kam. odpowiednio ogniskowymi kolimatora i kamery. Można wyeliminować je poprzez średnicę wiązki (tj. średnicę kolimatora i siatki dy­

frakcyjnej) — d, oraz światłosiły /’’kolim . Fkam • Z drugiej strony ogniskowa kamery wraz z dyspersją kątową dawaną przez siatkę (a) określa dyspersję liniową na kliszy (s). Mamy s = ct/kam., lub /kam = s/a* Zależność między W i p można więc przepisać jako W/Fd = pa/s, gdzie korzystamy z równości ^kolim. = Wzór ten określa szerokość szczeliny w funkcji parametrów spek­ trografu i żądanej dyspersji, oraz szerokości obrazu szczeliny na kliszy, którą przyjmujemy zwykle równą zdolności rozdzielczej emulsji, tj.ok. 20 mikronów. Ilość energii padającej na element kliszy o rozmiarach p1 będzie proporcjo­ nalna do elementu na szczelinie, tj. do W2 i do jasności powierzchniowej obrazu na szczelinie (patrz wyżej). Wreszcie wprowadźmy czynnik czasu (t) i dla całkowitej ilości energii sku­ pionej na elemencie P2 otrzymamy Wynik brzmi: przy zadanym parametrze siatki (a) oraz zdolności rozdziel­ czej kliszy (p) i żądanej dyspersji (s) „efektywność” kombinacji teleskop- -spektrograf, tj. ilość fotonów padających na element kliszy, jest proporcjo­ nalna do czasu ekspozycji, do kwadratu średnicy kolimatora (co określa średnicę siatki) i odwrotnie proporcjonalna do seeingu w kwadracie. Średnica teleskopu w ogóle nie występuje! Przejdźmy teraz do podsumowania wyników, podając za Bo we nem tabel­ kę (tabela 1) zależności „efektywności” teleskopu dla pomiarów (fotometrycz- nych lub spektroskopowych) obiektów względnie „jasnych” , lub też ,,wykry­ wania” (na tle nieba nocnego) obiektów najsłabszych, od czterech tylko para­ metrów: średnicy teleskopu, czasu obserwacji, średnicy kolimatora (dla spektro­ skopii) i seeingu. W przypadku „wykrywalności” linii w widmach słabych obiektów Bo wen rozróżnia dwa pod-przypadki: a) gdy linię (np. emisyjną) chcemy „wykryć” na tle widma ciągłego obiektu i b) gdy „tłem” jest tło nieba nocnego; tutaj zaniedbuje się jednak istnienie emisji nieba nocnego zakłada­ jąc, że w obszarach o silnej emisji sprawa jest — dla słabych obiektów — bez­ nadziejna. Liczby podane w tabeli 1, to wykładniki (g, h, i, j) w ogólnej zależności „granicy zasięgu” teleskopu w mierzeniu jasnych lub „wykrywaniu” słabych obiektów, która — jak widzieliśmy z przykładów — ma postać Dgtlidi^ . W róż­ nych przypadkach wykładniki te są różne. Są one różne nawet w obrębie tej samej techniki (np. spektroskopia coudi) w zależności od innych jeszcze para­ metrów (patrz tabela), takich jak ogniskowa teleskopu, iloczyn 0 F kam śred­ nicy teleskopu przez światłosiłę kamery spektrografu itd. Gdy chodzi o wykry­ cie słabej linii (emisyjnej lub absorpcyjnej) na tle widma ciągłego obiektu lub też widma nieba, to wynik oszacowań pokazuje też zależność od tego, czy przy stałej średnicy kolimatora (i siatki) d zmieniamy ogniskową (i światłosiłę, Fk #m) k a m e r y , czy też postępujemy odwrotnie. Przejdźmy teraz do wniosków, jakie Bo wen wyciąga z wyników zestawio­ nych w tej tabeli. 1) Wzrost efektywności teleskopu, pochodzący od zwiększania jego śred­ nicy, jest we wszystkich przypadkach mniejszy dla dużych teleskopów niż dla małych. 2) Nie ma zasadniczego ograniczenia zasięgu danego teleskopu. Zwięk­ szając odpowiednio czas obserwacji możemy — w zasadzie — dokonywać obser­ wacji dowolnie słabych obiektów. W niektórych wypadkach wiąże się to z ko­ niecznością dokonywania pewnych modyfikacji w aparaturze pomocniczej i tech­ nice obserwacji. 3) Przy technice fotograficznej {direct), fotometrii fotoelektrycznej, oraz Teleskopy 237

T a b e l a 1

Zależność zasięgu teleskopu od jego średnicy (D), czasu obserwacji (t), średnicy ko- limatora spektrografu (d), oraz seeingu (|3)

f — długość ogniskowa teleskopu fkam , = światłosiła kamery spektrografu.

Rodzaj obserwacji D d P

Fotometria fotoelektryczna:

jasny obiekt (pomiai dokładny) 2 1 • • • 0

słaby " („wykrycie”) 1 1/2 • • • -1 Fotografia: / mniejsze od 3 m 2 1 . . . 0 / większe od 3 m 1 1/2 ... -1 Spektroskopia: pomiar dokładny, DFkam.<3 m 2 1 0 0 " " 3 m < DF±am. < 40 m 1 1 1 -1 . > 40 m 0 1 2 -2 wykrycie słabej linii*, DF±am < 3 m 2 1 . . . 0 " *>0/rkam>3m: a) na tle widma nieba, jeśli d = const 1/2 1/2 ... -3 /2 jeśli F^am = const 1/2 1 • . • -3 /2 b) na tle widma ciągłego gwiazdy, jeśli d = const 1/2 1/2 -1 /2 " ^kam. = const 1/2 1 -3 /2

*W obydwu przypadkach podajemy tu wyniki dla linii „ostrych” , które na spektro- gramie są węższe lub równe szerokości rzutowanej szczeliny. Bo w en podaje także zależności dla linii „szerokich” (patrz oryginalna tabela w omawianej tu pracy). dla większości przypadków spektroskopii w małej dyspersji zasięg teleskopu jest funkcją bądź D2t, bądź też D t Z drugiej strony koszt budowy i eksploata­ cji teleskopu zależy od D2t. Stąd wniosek, że przy obserwacjach wymienionych powyżej ich koszt jest niezależny od rozmiaru teleskopu. Dla obserwacji spek­ troskopowych w wysokiej dyspersji, oraz — jak pokazuje Bo wen — dla małej dyspersji przy średnicy teleskopu 200 cali lub większej, zasięg teleskopu za­ leży w przybliżeniu od iloczynu Dt, a w pewnych skrajnych przypadkach w ogóle od D nie zależy. W tym wypadku teleskopy duże są mniej efektywne (t j. kosztow­ niejsze) niż małe. W dalszym ciągu Bowen rozpatruje problem: ,,jeden teleskop 400-calowy, czy cztery 200-calowe” ; zakłada przy tym, że koszt każdej z dwu wersji byłby taki sam, co prawdopodobnie nie jest ścisłe — cztery „kopie” teleskopu Hale’a kosztowałyby taniej. Wszystko zdaje się przemawiać za wersją czterotelesko- pową: budowa czterech teleskopów 200-calowych byłaby znacznie szybsza i technicznie łatwiejsza, ich efektywność taka sama dla fotografii, fotometrii fotoelektrycznej i pewnych przypadków spektroskopii, natomiast znacznie wyż- 238 ]. Smak sza dla spektroskopii w wysokiej dyspersji. Tę efektywność można by znacz­ nie podnieść,gdyby zamiast rozwiązywania problemów technicznych przy budo­ wie) teleskopu 400-calowego zwrócono główną uwagę na niewykorzystane możli­ wości jakie tkwią w aparaturze pomocniczej, tj. gdyby poszukano lepszych rozwiązań w tej właśnie dziedzinie. Wydaje się, że te wnioski zaważyły w spo­ sób istotny na planach rozwojowych astronomii obserwacyjnej w USA ( patrz ,,Raport Komisji Whitforda” , którego omówienie ukaże się w jednym z najbliż­ szych zeszytów „Postępów Astronomii”). Już w tej chwili w dość zaawanso­ wanym stadium są plany budowy kilku teleskopów o rozmiarach rzędu 150—200 cali, m.in. 200-calowe reflektory dla południowych stacji Obserwatoriów na Mt. Wilson i Paloniar (tzw. CARSO) i południowej stacji Uniwersytetu Kalifornij­ skiego (Obserwatorium Licka). Na zakończenie warto może dodać kilka uwag, jakie nasuwają się przy lek­ turze artykułu Bo we n a . W artykule tylko marginesowo potraktowane są za­ gadnienia związane z czynnikami „niezależnymi” od teleskopu, takimi jak np. jasność tła nieba, ieeing, efektywność przyrządów pomocniczych itd. Zacz­ nijmy dla przykładu od zasięgu w technice fotograficznej. Bo wen pokazuje, źe zasięg teleskopu zwiększyć można powiększając ogniskową teleskopu (a więc np. ognisko Cassegraina zamiast głównego) i wydłużając odpowiednio ekspo­ zycję. Pozostaje jednak zawsze jasność tła nieba (w pierwszej potędze). Ten oczywisty fakt sprawia, że tak wiele miejsca poświęca się znajdowaniu miejsc o ciemnym niebie — z dala od miast, najczęściej w górach. Inny przykład — to porównanie efektywności spektrografów na małą dysper- sję pracujących na wielkich teleskopach i spektrografu mgławicowego reflektora Crossleya (średnica 36 cali), zbudowanego przez May a ll a w 1935 roku i współ­ zawodniczącego odtąd pomyślnie z teleskopami 100-, 120- i 200-calowyin. Bo­ wen pokazuje, że w przypadku Crossleya mamy do czynienia z optymalną kom­ binacją światłosiły kamery, szerokości szczeliny i średnicy teleskopu, w wyni­ ku czego jego „efektywność” w porównaniu z efektywnością większych tele­ skopów zależy tylko od pierwiastka średnicy teleskopu. Stosuje się to jednak tylko dla obiektów rozciągłych (np. galaktyk), dla których zresztą Crossley Nebular Spectrograph został zaprojektowany. Tymczasem wiadomo, że wyż­ szość tego spektrografu pozostaje i przy obserwacjach gwiazd. Przykład: naj­ słabszą gwiazdą, dla której udało się uzyskać spektrogram jest +4°4048 B o ja­ sności m pg = 20.5; spektrogram został uzyskany przez Herbiga spektrogra­ fem mgławicowym Crossleya przy ekspozycji zaledwie ok. 4 godz. (dyspersja 430 A/mm przy Hy)! Wydaje się, że tajemnica tkwi w zredukowaniu do minimum strat światła w spektrografie. Jest on spektrografem pryzmatycznym, co wpraw­ dzie uniemożliwia stosowanie różnych dyspersji, ale pozwala wykorzystać przewagę tego rozwiązania nad spektrografami siatkowymi, w których za tak ważną na ogół „elastyczność” płacić trzeba zmniejszoną efektywnością. Wreszcie, by pokazać najdrastyczniej rolę czynników innych od samej tylko Teleskopy 239

średnicy teleskopu, rozpatrzmy pewien fikcyjny przykład. Porównajmy efektyw­ ność dwu teleskopów w aspekcie spektroskopii coude„ Teleskop A — średnica 200 cali (500 cm) wyposażony w spektrograf z siatk ą o średnicy 15 cm; je s t to maksimum, jakiego w technice wykonywania siatek dyfrakcyjnych nie udało się dotąd pomyślnie przekroczyć (istniejący teleskop 200-calowy pracuje w układzie coudd z siatką o średnicy ok. 30 cm, będącą „mozaiką” złożoną z czterech kawałków). Niech teleskop ten pracuje w klimacie charakteryzującym się śred­ nim seeingiem rzędu 2 sekund łuku i 50 nocami pogodnymi w roku. Odpowiada to — przy pewnym optymizmie — klimatowi półhocno-wschodniej części USA, lub klimatowi Polski. Teleskop B — średnica 40 cali (100 cm), którego spektrograf c o u ii udało się wyposażyć w dobrą siatkę o średnicy 30 cm. Właśnie w tym kierunku idą obecnie wysiłki konstruktorów w USA i ZSRR. Niech teleskop ten pracuje w bardzo dobrym klimacie: seeing rzędu 1 sek. łuku i 250 pogodnych nocy w roku. To odpowiada prawdopodobnie klimatowi na szczycie Tololo, w Chi­ le (stacja południowa obserwatorium na Kitt Peak). Podstawiając do wzorów Bowena otrzymujemy, że w spektroskopii w średniowysokiej dyspersji (wid­ ma poszerzane) teleskop B będzie zbierał obserwacje szybciej o czynnik 4. W najwyższej dyspersji zaś (widma nie poszerzane) przewaga teleskopu B bę­ dzie wyrażała się czynnikiem 80. Jeśli zaś uwzględnić, że teleskop A (budowa i eksploatacja) jest 5J = 25 razy droższy od teleskopu B, to uzyskujemy, że w przypadku pierwszym teleskop B będzie efektywniejszy (tańszy w odniesieniu do jednej obserwacji) od teleskopu A o czynnik 100, zaś w przypadku drugim o czynnik 2 000. i f j . .v , - Z PRACOWNI I OBSERWATORIÓW

EKOSFERY GWIAZD PODWÓJNYCH

(STRESZCZENIE)

J . GADOMSKI

3KOC$EPbI flBOfiHMX 3BE3fl

(KoHcneKT)

fl. T aBOMCKH

ECOSPHERES OF DOUBLE STARS

(Summary)

W tomach VI (141-149), VII (272-277), IX (37-42) i XI (61-64) „Postępów Astro­ nomii” autor streścił poszczególne etapy opracowania przez siebie geometrii ekosfer gwiazdowych. Niniejszy artykuł jest końcowym z tej serii. W Galaktyce co najmniej połowa gwiazd to systemy podwójne i wielokrotne; stąd problem ekosfer tego typu układów posiada kapitalne znaczenie z punktu widzenia bio­ logii kosmicznej. Ekosfery tych systemów mają na ogół skomplikowany kształt, zmie­ niający się w rytmie wzajemnego obiegu składników dokoła wspólnego ich środka ma­ sy. Stosunkowo prosto przedstawia się to zagadnienie w odniesieniu do ciasnych ukła­ dów podwójnych. Spróbujemy je ująć w fonnuły matematyczne. Na powierzchni ewentualnych planet energie promieniste (£*) nadbiegające z po­ szczególnych słońc (A, B) sumują się. Według prawa Stefana-Boltzmanna mamy dla gwiazd traktowanych jako ciała doskonale czarne:

E, - o x 7’{ > (1) gdzie: CT = 1,374 X 10’“ cal/cm1 sec. Cała powierzchnia gwiazdy emituje ilość energii:

2 E » x 4 K* it, z której planeta krążąca w średniej odległości d otrzymuje:

E * x 4 R 1 ir _ £ (*•)•. (2) 4 d* tt \ d ) 242 Z pracowni i obserwatoriów

W ciasnych systemach gwiazd podwójnych, w których planety okrążają niewątpliwie wspólny środek masy słotc A, B, otrzymują one od nich według (2) następującą ilość energii promienistej:

e a , b = E a { j ~ ) + - T 1 [E a r2a + eb r%b) •

Po zastosowaniu wzorów (1) i (2), mamy ze wzoru (3):

EA.B=fĄT* RX+T*BRh). (Z)

Po osiągnięciu równowagi termicznej planeta (P), traktowana jako ciało doskonale czarne wypromieniowuje według (1):

Ep =

Wówczas mamy równość:

E A,B= + Tś * h ) = o * * ? , (5) stąd:

tp (6)

Gdy planeta wiruje dostatecznie szybko dokoła osi, to według [l]:

r ' • W

Dla planet krążących w centrum termicznym ekosfery (A), gdzie osiągają one tem­ peraturę Tp = 278°K, mamy ze wzoru (7^:

4 = y/TX* \ ' Th*i- <»>

Dla planet krążących w centrum termicznym ekosfery znajduję na okres ich obie- g“ (P A>:

P = 2^\ l .. A' — (9)

gdzie Mą , Mg— oznaczają masy słońc składowych. Z 97 gwiazd zaćmieniowych „rozwiązanych” w katalogu Z. Kopała [2] autor wy­ brał 73 obiektów, dla których podano oddzielnie typy widmowe składników, co pozwoliło Z pracowni i obserwatoriów 243 wyinterpolować temperatury powierzchniowe składników [3]. Obliczono dla tych gwiazd

A oraz P&, otrzymując średnio: A = 17A0, P& - 31 ?2 oraz największą elongację skład­ ników 2d = 51',6 oglądanych z A . Opierając się na rozeznania 0.Struve go [4], ii gwiazdy o widmach F5 posiadają planety, okazuje się, że 50 spośród badanych systemów jest otoczone planetami.

Rys. 1. Przekrój ekosfery gwiazdy zaćmieniowej S C n i. Indywidualne ekosfery słońc składowych A, B sumują się w pewien specyficzny sposób, dając e ko aferę wspólną dla układu (wykres). War­ tości liczbowe poszczególnych parametrów dla tego układu są: A^j — 11,90. A®, Ag = 5,99 A©, A/l+fl = 13,32 Ag), Ta = 10 700°, Tb = 5100°, R a = 3,4 R©, Rg = 7,6 R©, U A ~ 6,8 M@, «B = 2,4A%,, A (połowa osi wielkiej orbity) = 39,5 R©> 2ot (największa elongacja słońc składowych, obserwo­ wanych z planet krążących w odleglbSci A 96l7, PA,B = 9*48, P& = 47?0)

W luźnych systemach podwójnych oraz w układach wielokrotnych, w których nie wszystkie planety okrążają wspólny środek masy układu, lecz obiegają bezpośrednio swe słońca macierzyste, ekosfery mają kształt skomplikowany i zmieniają się w rytmie obiegu wzajemnego słońc składowych. Wymagają każdorazowo osobnych obliczeń. Dają duże bogactwo i różnorodność zjawisk.

LITERATURA

[1 ],,Postępy Astronomii’', VI, pg. 141, wzór (3). [2DZ. Kopal, Catalogue of Elements of Eclipsing Systems (1956). C33P. Kulikowski, Poradnik mdoSnika astronomii, pg. 84 (1956). C4]0. Struve, Stellar Evolution (1956). ■ Z LITERATURY NAUKOWEJ

WYZNACZENIE WSPÓŁRZĘDNYCH BIEGUNA CHWILOWEGO Z WYNIKÓW MIĘDZYNARODOWYCH OBSERWACJI CZASU

M. DUKWICZ-LATKA

Do wyznaczeń współrzędnych chwilowego bieguna Ziemi wykorzystywano do nie­ dawna dane obserwacyjne stacji biorących udział w Międzynarodowej Służbie Szero­ kości (1LS). Są to stacje położone na równoleżniku +39cb8/ i wyposażone w klasyczne teleskopy zenitalne. W związku z włączeniem się do Służby Szerokości licznych nowych stacji, leżących w różnych szerokościach, ILS zostaje obecnie przekształcona w Mię­ dzynarodową Służbę Ruchów Bieguna (IPMS). Nowowłączone stacje rozporządzają często­ kroć nowoczesnymi instrumentami pozwalającymi na jednoczesne wyznaczanie szeroko­ ści i poprawek zegara. Wiąże się to z możliwością wyznaczenia współrzędnych bieguna chwilowego z danych obserwacyjnych Służby Czasu i porównania ich z wynikami uzyska­ nymi na podstawie obserwacji szeiokości. Jak wiadomo, ruchy bieguna powodują zmiany dhigości i szerokości geograficz­ nej, które można przedstawić w następującej postaci:

A = rcos(A-/) (1) AA = rsin(A-Z) tgif, przy czym długość bieguna chwilowego l wiąże się ze współrzędnymi tego bieguna x, y przy pomocy zależności:

x = rcosZ (2 ) y = rsinZ.

Dla tgy bliskiego jedności, zmiany długości i szerokości geograficznej mają podob­ ny charakter i przesunięte są względem siebie w fazie o 90°. Istotna różnica przy stosowaniu wyników obserwacji szerokości i czasu polega na tym, że w wypadku obserwacji szerokości wykorzystuje się bezpośrednio zmiany szero­ kości stacji obserwacyjnych, podczas gdy przy wykorzystaniu obserwacji czasu wpro­ wadza się do wyznaczeń różnice zmian dla dwóch lub więcej stacji. Opracowana przez Iijima i Okazaki [l] metoda badania ruchów bieguna przy pomocy danych obserwacyjnych Służby Czasu, może być w przyszłości wykorzystana do stałych wyznaczeń. Oznaczamy przez ©,- bezbłędny moment obserwacji i-tej stacji, Li — bezbłędną war­ tość długości geograficznej, 6 Ti oraz 5A; — różnice pomiędzy wielkościami obserwowa­ nymi i bezbłędnymi, tj. 246 Z literatury naukowej

Ti = Qi * STt (3)

\ = L i * 5\.

Uzyskiwany z obserwacji czas uniwersalny TUO{ = Ti - Qq + Aj + 12*1 można teraz przedstawić w postaci sumy bezbłędnego czasu TUI, jednakowego dla wszystkich stacji (TUI otrzymuje się z TU0 po uwzględnieniu zmian długości, spowodowanych ruchami bieguna — AA), oraz 52J , 6A£ i AAf. Różnica TUO dla dwóch stacji będzie wynosiła:

TUOi - TUOj = (6Ti - 67}) + (6A*- 6Ay) - (AAf - AA/). (4)

Pierwszy wyraz po prawej stronie równania (4) zawiera składowe zmienne: niere­ gularną. i okresową, a drugi — tylko stałą.

1956 1957 195i 1959 1960

Rys. 1. Wahania rńinic TUO - TUOi dla jedenastu stacji w okresie 1956-1960

Wykorzystując dane obserwacyjne wielu stacji wprowadza się różnice każdej z nich od średniej. W ten sposób - o ile przyjmiemy, źe ST jest bliskie zera - otrzymamy dla i-tej stacji zależność w postaci:

InTo- ri/Oii - IFa - 6At! = {a a ż - 5X! -sr£. (5) Z literatury naukowej 247

W równaniu tym pierwszy wyTaz po lewej stronie uzyskamy z danych obserwacyj­ nych, 6A - 6A; = — jest dla i-tej stacji stałą poprawką, którą należy wprowadzić w celu uzyskania wspólnego układu odniesienia, natomiast wartość AA; można powią­ zać z szukanymi współrzędnymi bieguna chwilowego x,y przy pomocy zależności:

AA;Al - -1 j- 0 0g 0 - /(xsinA; • , - ycosAj) tg

Początek układu (x,y) umieszczony jest w biegnnie średnim dla danego okresu. Rozwiązując układ równa i (5) metodą najmniejszych kwadratów, można uzyskać po­ szukiwane współrzędne bieguna * i y . Ponadto rozwiązanie daje dla uwzględnionych stacji odchyłki 62J . W odchyłkach tych można wydzielić składową okresową, o okresie rocznym i półrocznym, wywołaną błędami katalogowymi gwiazd typu Aa* oraz wpływem warunków meteorologicznych a także składową nieregularną, spowodowaną błędami osobowo-instrumentalnymi i pewny­ mi błędami przypadkowymi. Do obliczeń autorzy wykorzystali wyniki obserwacji jedenastu stacji w okresie lat 1956—1960. Rysunek 1 przedstawia wahania różnic TUO — TU0; wokół poziomu /C; dla każdej z tych stacji.

Rys. 2. Porównanie wyników ILS, BBU i autorów R ys. 3 . Wartości nieregularnej składowej wyra- omawianej pracy 2U Sf. 248 Z literatury naukowej

Uzyskane zmiany współrzędnych bieguna zostały porównane z wynikumi otrzyma­ nymi przez ILS i BIII (rysunek 2). Systematyczna różnica między wielkościami x i y otrzymanymi przez autorów oraz ILS powstała wskutek przyjęcia różnych początków układu współrzędnych. Dla obserwacji ILS umieszcza się początek układu w biegunie średnim z okresu 1900—1905, natomiast autorzy przyjęli za początek biegun średni w okresie 1956—1960. Aby sprowadzić ich wyniki do rezultatów uzyskanych przez ILS, należy uwzględnić systematyczne poprawki: dla x - +0’,’042, dla y - +0’,’ 192. Wartości nieregularnej składowej wyrazu 5Ti (wykres 3) są miarą niestabilności obserwacji czasu i mogą służyć do obliczenia współczynników wagowych poszczegól­ nych stacji. W wypadku dalszego używania przedstawionej metody do badania ruchów bieguna, należałoby przyjęty układ długości geograficznych stacji sprowadzić do układu wprowa­ dzonego przez ILS.

LITERATURA

[l] Iijima S., Okazaki S., T okyo A stron. Bull. 2nd Ser, 155, 1962. PERSPEKTYWY ROZWOJU ASTRONOMII OBSERWACYJNEJ W USA*

B. PACZYŃSKI

W końcu 1962 roku powołany został przez Akademię Nauk Stanów Zjednoczonych zespół astronomów amerykańskich, w celu opracowania dziesięcioletniego planu inwe­ stycji w dziedzinie astronomii optycznej i radioastronomii. Kierownikiem zespołu został Albert E . Whitford, dyrektor Obserwatorium Licka Uniwersytetu Kalifornijskiego. Ponadto w skład zespołu weszło siedmio innych wybitnych astronomów i radioastro­ nomów, m'ędzy innymi W.W. Morgan i A .R . Sandage. Program rozwoju instrumen­ talnego astronomii amerykańskiej opracowany przez ten zespół opublikowany został w 1964 roku w postaci książki zatytułowanej Astronomia naziemna — program dziesię­ cioletni. Jak wynika z tytułu, plan ten nie obejmuje prac, które będą prowadzone ze sztucznych satelitów. Zespół astronomów zajmował się jedynie problemami związanymi z prowadzeniem obserwacji z powierzchni ziemi i starał się opracować program, który umożliwiałby możliwie racjonalne wykorzystanie funduszy, przeznaczonych przez rząd na rozwój tej dziedziny badań. Poniżej podane są w skrócie zasadnicze punkty tego programu. W stanach Zjednoczonych, podobnie zresztą jak i na całym świecie, odczuwa się poważny brak narzędzi astronomicznych, w szczególności dużych teleskopów umieszczo­ nych w dobrym klimacie. Rozwój astronomii obserwacyjnej jest przez to bardzo poważ­ nie hamowany. Większość teleskopów, którymi dysponują amerykańscy astronomowie, stanowi spadek po poprzednich pokoleniach badaczy. Pomijając nawet niewielkie roz­ miary, instrumenty te są na ogół mało wydajne ze względu na zły stan techniczny, w szczególności są one w bardzo małym stopniu zautomatyzowane. Na podkreślenie zasługuje fakt, że w chwili obecnej tylko dwa teleskopy — 200-calowy reflektor na Mount Palo mar i 120-calowy w Lick Observatory — umożliwiają prowadzenie prac obserwa­ cyjnych na granicy naszego poznania. Nawet przy najbardziej wydajnym wykorzystaniu czasu na dużych instrumentach, zaledwie dziesięciu czy piętnastu astronomów może efektywnie pracować przy ich pomocy. Tak więc w obecnym stanie rzeczy w każdej z dziedzin astronomii obserwacyjnej nad najciekawszymi problemami pracować może zaledwie dwu lub trzech astronomów. Usuwa to możliwość konkurencji i daje niewielkie tylko możliwości sprawdzania wyników przez innych badaczy. Ponadto dane obserwa­ cyjne gromadzone są bardzo powoli. Warto tu zwrócić uwagę i na to, jak wielką rolę w dotychczasowym rozwoju astro­ nomii spełniły duże teleskopy. Dzięki nim można badać szczegółowo skład chemiczny gwiazd, co doprowadziło w latach pięćdziesiątych tego stulecia do odkrycia różnic składu chemicznego w obiektach różniących się wiekiem. Miało to doniosłe znaczenie dla teorii pochodzenia pierwiastków. Badania odległych galaktyk mogą być prowadzone jedynie przy użyciu największych narzędzi. Odkrycie nowych obiektów — quasi-stellar-

•Jest to streszczenie artykułu Ground-Based Astronomy (Physics Today, luty 1965, str. 19). 250 Z literatury naukowej nych radioźródeł — byłoby niemożliwe bez użycia dużych instrumentów, zarówno optycz­ nych jak i radiowych. Problemy struktury Galaktyki, struktury i pochodzenia pó! magne­ tycznych we wszechświecie, problemy ewolucji gwiazd i galaktyk — to tylko kilka spośród ogromnej ilości zagadnień czekających na rozwiązanie. Istniejących telesko­ pów jest za mało do przeprowadzenia kompleksowego ataku nawet na jedno z ważnych zagadnień, nie mówiąc już o wszystkich, które należałoby rozwiązać. Astronomii obser­ wacyjnej grozi zastój. Istnieje wreszcie problem młodej kadry. Ze względu na trudności związane z uzy­ skaniem czasu na wielkich teleskopach, wielu młodych, utalentowanych astronomów może rzucić ten przedmiot i zająć się inną dziedziną nauki. Tymczasem przodująca po­ zycja Stanów Zjednoczonych w astronomii optycznej jest zagrożona. Związek Radziecki planuje budowę sześciometrowego teleskopu, zaś teleskop o średnicy 2,6 metra pracuje już w Obserwatorium Krymskim. Kraje zachodniej Europy zamierzają budować 150-calo- wy reflektor na południowej półkuli. Podobnie kraje Wspólnoty Brytyjskiej rozważają moż­ liwość konstrukcji takiego teleskopu. Aby utrzymać pozycję Stanów Zjednoczonych w astronomii światowej i aby zaspo­ koić wzrastające zapotrzebowanie na duże instrumenty, zespół Whitforda zaleca inwe­ stycje w dziedzinie astronomii optycznej wynoszące 68 milionów dolarów w ciągu nad­ chodzącego dziesięciolecia. Rozważana była możliwość budowy teleskopu o średnicy większej niż 5 metrów. Opracowanie zupełnie nowego rozwiązania technicznego ko­ niecznego dla tak dużego instrumentu by toby nader kosztowne. Zarazem wydajność teleskopu wzrasta stosunkowo wolno z jego rozmiarem. Tak więc, aby inwestycja taka była opłacalna, należałoby brać pod uwagę reflektor nie mniejszy niż 350- lub 400-ca- lowy. Koszta takiego teleskopu ocenia się na ok. 100 milionów dolarów, zaś czas budo­ wy byłby bardzo długi. Dlatego też zespół Wbitforda zaleca, aby w nadchodzącym dzie­ sięcioleciu ograniczyć się jedynie do wstępnych prac nad problemami związanymi z bu­ dową takiego instrumentu. Projekt przewiduje zatem możliwie szybką konstrukcję 3 dużych teleskopów o śred­ nicy 150 do 200 cali. Jednym z nich byłby planowany już reflektor dla obserwatorium na Kitt Peak. Ze względu na możliwość wykorzystania do budowy tych teleskopów zna­ nych już i sprawdzonych rozwiązań technicznych, koszta związane z ich konstrukcją powinny być stosunkowo niskie i w stosunkowo krótkim czasie można by zaspokoić, przynajmniej częściowo, najbardziej palące potrzeby. Jeden z tych teleskopów powinien stanąć na południowej półkuli, wraz z uzupełniającą go 48-calową kamerą Schmidta. Ponadto zespół Whitforda zaleca budowę 3 teleskopów o średnicach 60 do 84 cali oraz 8 teleskopów 36- lub 48-calowych. O ile duże i średnie reflektory, przeznaczone do prowadzenia wyłącznie prac naukowych, powinny znajdować się w możliwie dobrym kli­ macie, o tyle ostatnie 8 teleskopów powinno być zlokalizowane przede wszystkim w po­ bliżu ośrodków uniwersyteckich szkolących studentów astronomii. Warunki klimatyczne byłyby tu sprawą drugorzędną. W dziedzinie radioastronomii głównym czynnikiem limitującym rozwój jest problem zbyt małej zdolności rozdzielczej istniejących anten. Ponadto, choć Stany Zjednoczone mają kilka dużych radioteleskopów, ich pozycja w tej dziedzinie daleka jest od domi­ nującej. USA zbudowały ostatnio trzy duże radioteleskopy: 300-metrowe lustro w Arecibo w Porto Rico, 100-metrowy paraboloid w Narodowym Obserwatorium Radioastronomicz­ nym (NRAO) i cylindryczny paraboloid o średnicy 180 metrów w uniwersytecie w Illinois. Ponadto znajdują się jeszcze w Stanach Zjednoczonych 2 duże dwuelementowe inter­ ferometry (Kalifornijski Instytut Technologii i NRAO). Jednak żaden z tych instrumentów nie ma takich możliwości, jak niektóre radioteleskopy w Związku Radzieckim, w Austra­ lii, czy jak projektowany instrument w krajach Beneluxu. Z literatury naukowej 251

Uzyskanie większej niż dotąd zdolności rozdzielczej w dziedzinie fal radiowych jest problemem palącym ze względu na badanie struktury radioźródeł, problemy kosmo­ logiczne, badanie struktury Galaktyki. Pożądany jest instrument o zdolności rozdziel­ czej rzędu jednej minuty luku na fali 21 cm i zdolności rozdzielczej rzędu 10 seknnd łuku na falach centymetrowych. Zespół Whitforda z alf ^a wobec tego budowę instrumentu złożonego ze 100 paraboloidów o średnicy 85 stóp każdy. Powierzchnia anten powinna umożliwiać prowadzenie obserwacji nawet na falach o długości zaledwie 3 cm, Para- boloidy byłyby rozmieszczone bądź wzdłuż linii prostej, bądź też wzdłuż ramion krzyża. Koszt całego instrumentu jest oceniany na 40 milionów dolarów i zespół Whitforda zaleca możliwie szybkie przystąpienie do budowy tego radioteleskopu, gdyż może ona zająć dziesięć lat. Aby tymczasem choć częściowo zaspokoić potrzeby prowadzenia obserwacji o dużej zdolności rozdzielczej, zalecane jest rozbudowanie istniejących już instrumentów w Owens Valey, co można by zrobić w stosunkowo krótkim czasie i przy nakładzie stosunkowo niewielkich kosztów. Poza wymienionym już 100-antenowym radioteleskopem zalecana jest budowa 2 w pełni sterowalnych paraboloidów o średnicy 90 metrów i około 15 mniejszych instru­ mentów do prac specjalnych. Te ostatnie byłyby rozmieszczone w poszczególnych uni­ wersytetach. Ponadto powinno się rozpocząć prace przygotowawcze nad projektem w peł­ ni sterowalnego paraboloidu o średnicy ponad 100 metrów. Rozwój astronomii obserwacyjnej wymaga nie tylko dużych teleskopów i radio­ teleskopów, lecz także odpowiedniej aparatury pomocniczej. Ocenia się, że suma prze­ znaczona na ten cel powinna być rzędu miliona dolarów rocznie. Ponadto 10 milionów dolarów powinno być przeznaczone w ciągu najbliższego dziesięciolecia na rozwój automatyzacji prac astronomicznych. Szczególnie ważne jest opracowanie przyrządów pomocniczych umożliwiających otrzymywanie danych obserwacyjnych w postaci umożli­ wiającej bezpośrednie przekazanie tych danych maszynie cyfrowej. Zespół Whitforda rozważał też wzajemny stosunek obserwacji prowadzonych z po­ wierzchni ziemi i ze sztucznych satelitów. Otóż umieszczenie 36-calowego teleskopu na orbicie będzie kosztować około 60 milionów dolarów i obserwacje będzie można prowa­ dzić przy jego pomocy przez okres jednego roku. Podobny instrument na powierzchni Ziemi kosztowałby zaledwie 0,3 miliona dolarów i mógłby pracować przez co najmniej 50 lat. Nawet jeśli uwzględnimy fakt, że poza atmosferą warunki do prowadzenia obser­ wacji są znacznie lepsze, to i tak koszt obserwacji z pokładu satelity przekracza stu- krotnie koszt obserwacji wykonanej na Ziemi. Oczywiście, pewnego typu obserwacje mogą być wykonywane tylko poza atmosferą. Z zestawienia kosztów wynika jednak ja­ sno, że przy pomocy teleskopów umieszczonych na sztucznych satelitach nie powinno się prowadzić obserwacji możliwych do wykonania z powierzchni Ziemi. Całkowity koszt inwestycji zalecanych przez zespół Whitforda oceniany jest na 224,1 miliona dolarów w ciągu nadchodzącego dziesięciolecia. Program przewiduje wydatki w wysokości 68,2 miliona dolarów na astronomię optyczną, 97 milionów na radioastronomię, 20 milionów na aparaturę pomocniczą i 38,9 miliona na koszta zwią­ zane z eksploatacją nowych urządzeń optycznych i radiowych. Zdaniem zespołu Whit­ forda, plany te są minimalne. Opierają się one na analizie istotnych potrzeb astronomii naziemnej i realistycznej ocenie naziemnego wyposażenia, koniecznego do uzupełnienia pracy programu badań przestrzeni kosmicznej. Suma 200 milionów dolarów stanowi za­ ledwie drobną część sumy przeznaczonej na badania przestrzeni i, jak się wydaje, zo­ stanie przekroczona. 252 Z literatury naukowej

NOWE DALEKIE QUASI-STELLARNE ŹRÓDŁA

B. PACZYŃSKI

O odkryciu i niezwykłym charakterze nowo odkrytych obiektów quasi-stellarnych źródeł była już mowa na łamach „Postępów Astronomii” . Ponieważ obiekty te znaj­ dują się obecnie w centrum zainteresowania astronomów, poszukiwania nowych quasi* -stellamych źródeł wciąż trwają. Znamy już ponad 20 takich obiektów i wciąż odkrywane są nowe (Sandage i Wyndham 1965; Veron 1965). Widma ich wykazują bardzo znaczne przesunięcia ku czerwieni, co świadczy o ogromnych odległościach. Parametr z = (A - A„)/A0 charakteryzujący to przesunięcie był równy 0.545 dla źródła 3C147. Do niedawna był to najdalszy znany obiekt kosmiczny. Ostatnio Schmidt (1965) opubli­ kował wyniki pomiarów widm dla 5 nowych źródeł. Ilość linii emisyjnych obserwowa­ nych w tych widmach wahała się od 2 do 5, przeto identyfikacja linii nie jest zawsze pewna, lecz wysoce prawdopodobna. W widmie 3C9 widoczne są zaledwie dwie linie emisyjne, lecz prawie na pewno jedną z nich jest linia wodoru Lyman alfa, przesunięta do bliskiego ultrafioletu. W tabeli 1 podane są przesunięcia ku czerwieni widm 9 źró­ deł, dla których zostały dotąd uzyskane widma i dokonana identyfikacja linii. 5 ostat­ nich, o największych przesunięciach, było obserwowane przez Maartena Schmidta.

Tabela 1

Źródło z - (A-A0)/Ao

3C273 0.158 3C 48 0.367 3C 47 0,425 3C147 0.545 3C254 0.734 3C245 1 U) 29 CTA102 1 JO 37 3C287 1.055 3C 9 2.012

Jak wynika z tabeli 1, najdalszym obiektem znanym obecnie jest źródło 3C 9, dla którego przesunięcie ku czerwieni potroiło długości fal obserwowanych linii widmo­ wych. Przy tak dużych przesunięciach różnice pomiędzy różnymi modelami kosmolo­ gicznymi są bardzo znaczne, możemy się więc spodziewać, że już wkrótce, gdy wzrośnie ilość znanych nam obiektów leżących w tak ogromnych odległościach, będzie można stwierdzić obserwacyjnie, jaki jest model wszechświata. Warto zauważyć, że własno­ ści nowych 5 źródeł są prawie identyczne jak i 4, dla których już uprzednio znane by­ ły widma. W szczególności jasności optyczne i radiowe zawierają się w tych samych granicach.

LITERATURA

Schmidt, M„ 1965, A pJ, 141, 1295. Sandage, A., Wyndham, JJ3 . 1965, A p .J , 141, 328. Veron, P , 1965, ApJ, 141, 332. KRONIKA

SPRAWOZDANIE Z UDZIAŁU W VIE SYMPOZJUM COSPAR W MAR DEL PLATA (ARGENTYNA) W MAJU 1965

W. ZONN

Zanim przedstawię Czytelnikom przebieg Sympozjum i główne tematy na nim porusza­ ne, czuję się w obowiązku wytłumaczyć, dlaczego miejscem obrad nie było Buenos Aires, jak pierwotnie zamierzano, lecz miejscowość stosunkowo mało znana w Europie, położona 400 km na południe od Buenos Aires, nad brzegiem Atlantyku. Otóż kilka dni przed zaplanowanym początkiem obrad miejscowi studenci zapowiedzieli demon­ strację przeciw uczonym z DSA, w związku oczywiście ze stanowiskiem tego kraju wobec republiki San Dominikańskiej i Vietnamu. Pewnego wieczoru przed rozpoczę­ ciem obrad zrobiono małe demonstracje na ulicy przed hotelami, w których mieszkali uczeni z USA. To wszystko sprawiło, że obrady COSPAR zostały przeniesione do miej­ scowości Mar del Plata, położonej o 400 km na południe. W ciągu wieczora i dnia na­ stępnego wszystkich i wszystko przewieziono samolotami do owej letniej stolicy Argen­ tyny, która w okresie letnim liczy przeszło milion mieszkańców, zimą zaś jest niemal że kompletnie pusta. Wybrano jeden z największych hoteli i tam umieszczono zarówno wszystkich uczestników, jak i wszystkie zebrania i obrady. Zmiana ta wyszła zdaje się na dobre w sensie naukowym; nic nie było w stanie oderwać uwagi i zabrać czasu ucze­ stnikom konferencji, ponieważ spacery po opustoszałej Mar del Plata wywoływały uczu­ cie melancholii i smutku. W tym roku prof. C.H . V a n de Hulst wycofał się z Biura COSPAR; na jego miej­ sce wybrano prof. Nicoleta z Belgii. Ustąpienie Van de Hnlsta z prezydentury i następnie z władz COSPAR jest niewątpliwie dużą stratą dla tej organizacji. Tłuma­ cząc swój krok Van de Hulst powiedział, że w czasie istnienia COSPAR pod jego egidą nie mógł wygłosić ani jednego na nim referatu. Sądzę więc, że nauka przez to zyskała, udzielając więcej czasu temu niewątpliwie wysoce utalentowanemu astrono­ mowi na prace czysto naukowe, zamiast prac organizacyjnych, którym w dużej mierze musiał przedtem się poświęcać — zyskaliśmy więc chyba w ostatecznym bilansie. Dość znamienna była mowa powitalna dr Portera — delegata USA do COSPAR — który powiedział między innymi, że naszą organizację lepiej byłoby nazwać pozanaro- dową (unnational), niż międzynarodową. Oby tak było też na przyszłość. Z pozycji na wpół naukowych dość dużą sensację wywołał film radziecki będący montażem transmisji telewizyjnych (przekazywanych w wielu zapewne krajach) i orygi­ nalnych „nakręceó” przez kamery umieszczone na statku. Film ten trwający około 40 minut zawiera pewne połączenie elementu niewątpliwie bardzo dramatycznego z ko­ mizmem wynikającym z „bezciążenia” . Jest coś groteskowego w dość osobliwych ru­ chach człowieka ubranego w skafander, na tle na przykład szybko przesuwającego się w oddali globu ziemskiego. Owa niezdarność ruchów w połączeniu z grozą pustki kos­ micznej sprawia doprawdy wstrząsające wrażenie. Stosunkowo powściągliwy komentarz i brak bezpośrednich akcentów politycznych dobrze uzupełniają tę kosmiczną groteskę. 254 Kronika

Drugi film, tym razem produkcji USA, był to zespół zdjęć dokonanych przez trzy ostatnie Rangery: VII, VIII i IX. A że zadanie tego filmu dotyczy wyłącznie spraw czy­ sto naukowych, nie da się go oczywiście porównać z filmem poprzednio omawianym, aczkolwiek i ten film ma też sw oją em c jonalną wymowę. Zakładając, że wszyscy czy­ telnicy znają film (lub poszczególne zdjęcia) z Ranger VII, omówię tu jedynie rzeczy nowe, które odkryto dzięki transmisji telewizyjnej z dwóch ostatnich rakiet księżycowych. Otóż dominującym rysem topograficznym powierzchni Księżyca są kratery, duże i małe, przy tym liczba ich przypadających na jednostkę powierzchni Księżyca rośnie wykładniczo ze zmniejszającymi się rozmiarami kraterów. Kratery na morzach księżyco­ wych niczym się nie różnią — jeśli idzie o strukturę — od kraterów o dużych rozmiarach znajdujących się poza morzami, a więc od nich niewątpliwie starszych. Jedynie kra­ tery małe (o średnicach poniżej 300, 250 km) mają bardziej okrągłe obramowania; róż­ nią się one jednak między sobą dość znacznie pod względem stosunku głębokości kra­ teru do jego średnicy. Na ogół powierzchnia Księżyca jest niezmiernie gładka; pojedyncze głazy lub odłam­ ki na jego powierzchni są tworami niezmiernie rzadkimi. Nie ma też na niej żadnych pęknięć. To, co w skali dużej widzimy jako pęknięcia, są to twory o łagodnych brzegach, sprawiające jedynie wrażenia pęknięć wtedy, gdy je oglądamy „z daleka” . Na Księżycu stwierdzamy występowanie dwu rodzajów kraterów: jedne pochodzące zapewne od zderzeń meteorów z powierzchnią Księżyca, drugie s ą pochodzenia wtórnego, zapewne od odłamków powstających przy zderzeniu, lub przy eksplozji większego kra­ teru. Mają one bardziej „miękkie” brzegi, często wydłużoną formę. Odkryto ostatnio trzeci typ kraterów nazwanych przez Ureya „dołkami” (dimple craters), widzialnych tylko z bliska. Są to nieznaczne wgłębienia, przy tym często te kratery układają się tak, że przy małej sile rozdzielczej teleskopu sprawiają wrażenia smugi. Najbardziej rewelacyjne wydaje się stwierdzenie, że na powierzchni Księżyca są niewątpliwe ślady cieczy, która przepływała niegdyś przez dna „mórz” i przez inne obszary. Owe ślady występują w formie długich wąskich smug widzialnych w wielu miejscach na powierzchni Księżyca. Jest rzeczą niezmiernie interesującą, że wszystkie szczegóły strukturalne liniowe (łańcuchy kraterów, płytkie liniowe wgłębienia i granie) w skali małej mają z grubsza biorąc ten sam kierunek, co zarysy struktury wielkoskalowej. Z tematów okolicznościowych interesująca była dyskusja dotycząca stosowania lazerów do pomiaru odległości sztucznych satelitów Ziemi; projektodawcy twierdzili, że dokładność jednorazowego pomiaru może osiągnąć ±11 m. W wyniku udałoby się okre­ ślić np. oś wielką orbity satelity z dokładnością ±3 m! Przy takiej dokładności można by prześledzić wpływ każdego większego wybuchu na Słońcu na zmianę orbity sztucz­ nego satelity. Przy stosowaniu lazerów stosunek energii odbieranej, jako echo, do ener­ gii zawartej w impulsie wynosi około 10"15. Wręcz fantastycznie przedstawiają się bardziej nieobowiązujące projekty badania komet przy pomocy rakiet. Dobrze wysterowana rakieta może po prostu „przebić na wskroś” głowę komety, informując nas dokładnie o budowie jądra i składzie chemicz­ nym głowy komety. Kto wie, czy już teraz nie należy powołać jakiegoś towarzystwa czy komitetu ochrony komet, zwłaszcza mających długą przeszłość historyczną, aby jakaś nieopatrznie skierowana rakieta nie rozbiła jej, lub nie wywołała takich pertur- bacyj w jej ruchu, że moglibyśmy daną kometę stracić ,,z oczu” i potem nie odnaleźć. Z obszernej dyskusji na temat orbit i wykorzystania obserwacji pozycyjnych sztucz­ nych satelitów do różnych celów (grupa robocza I) wyłowiłem rzecz, która wydaje się zasługiwać na szczególną uwagę: to mianowicie, że orbitę sztucznego satelity można Kronika 255 wyznaczyć na trzech niezależnych od siebie drogach: z obserwacji pozycji (a i 8), z obserwacji prędkości satelity — wykorzystując radiowy efekt Dopplera — i wreszcie na podstawie pomiarów lazerowych (tych obserwacji jeszcze nie dokonywano, ale nie- bawem i one wejdą w program stały). Otóż już dziś stwierdzono istnienie pewnych sy- stematycznych różnic między wynikami obserwacji pierwszego i drugiego rodzaju. A żc obserwacje optyczne ulegają najmniejszym — jak się wydaje — błędom systematycznym, wszystko wskazuje, że w obserwacjach radiowych mogą tkwić pewne nieznane nam za­ kłócenia wywołujące systematyczne różnice. Na jedno źródło błędów wskazał w swym referacie J. Grycan (Polska), który pewne zniekształcenia krzywych reprezentują­ cych efekt Dopplera zaobserwowanych u niektórych satelitów, jak też odbiory sygna­ łów wtedy, gdy satelita znajdował się pod horyzontem, interpretował jako odbicie pier­ wotnego sygnału satelity od jonosfery (od warstwy F). Sygnał odbity wykazuje rzecz jasna inny efekt Dopplera, niż sygnał odebrany bezpośrednio od satelity. Obserwacje systematyczne owych odbić, zdaniem autora, mogą być źródłem pewnych interesujących informacji o chwilowym stanie warstwy F. Przechodzę z kolei do omówienia sesji poświęconej galaktycznym i poza galak­ tycznym badaniom przestrzeni, na której niewątpliwie najciekawszym i najbardziej po­ budzającym inwencję był referat C.M. V arsavsky’ego (Argentyna) poświęcony do­ mniemanej cząsteczce Ha w przestrzeni międzygwiazdowej naszej Galaktyki. Nie mamy wprawdzie dotychczas żadnych danych bezpośrednich potwierdzających występowanie tej cząsteczki w obszarach III, lub HII, jednak wiele danych pośrednich przemawia za jej istnieniem. Przede wszystkim daleko idąca rozbieżność między osza­ cowaniami masy Galaktyki na podstawie ruchów obiegowych gwiazd, a masą wynikającą ze zliczeń gwiazd i wyznaczeń masy gazu i pyłu międzygwiazdowego. Jak wiadomo, oszacowanie masy Galaktyki na podstawie ruchów gwiazd prowadzi do wartości dwu­ krotnie większej, niż łączna masa wszystkich gwiazd w Galaktyce. Dawniej przypuszcza^ no, że tę drugą połowę stanowi materia międzygwiazdowa. Odkąd jednak udało się ocenić masy gazów w obłokach i masę pyłu międzygwiazdowego okazało się, że oszacowania te prowadzą do masy wynoszącej nie więcej, niż 10% masy całej Galaktyki. 40% masy musi zatem „tkwić” w gwiazdach o małych jasnościach absolutnych, co jest nie do pomyślenia ze względu na to, że masa gwiazdy szybko ubywa z jej jasnością absolut­ ną, trzeba zatem przyjąć jakąś wręcz nieprawdopodobną funkcję świecenia słabych gwiazd, aby wytłumaczyć tak duży niedóbór. Znacznie rozsądniejsze wydaje się przyjęcie istnienia „niewidzialnej” dotąd ma­ terii międzygwiazdowej. Ponieważ wodór jest w niej dominującym pierwiastkiem, na­ suwa się od razu przypuszczenie, że właśnie „niewidzialna” forma wodoru może być odpowiedzialna za ów niedobór 40%. Najprostszą „niewidzialną” formą wodoru jest oczywiście cząsteczka H2, która może powstawać przy różnych wzajemnych oddziały­ waniach cząstek elementarnych w przestrzeni międzygwiazdowej. W grę wchodziłyby następujące trzy reakcje:

IIj + 1IX Hj + y

CH + Ilj-+ Ha + C

H1 + P-Ht+y 256 Kronika

wszystkie o niezmiernie małym prawdopodobieństwie. Nieco bardziej prawdopodobna wy­ daje się reakcja złożona z dwóch procesów:

J Hi + e -+ H“ + y

1 H- + H1-»HJ + e

Na podstawie znajomości przekrojów czynnych każdej z występujących tu cząstek elementarnych i koncentracji H, i e w przestrzeni międzygwiazdowej, oszacowano wy­ dajność ostatniego procesu, wynoszącą około 10'30 cm's sek"ł; jak widzimy, znikomo małą. Znacznie prawdopodobniejsze wydaje się przypuszczenie Van de Hu 1st a, który wysunął zupełnie inny mechanizm tworzenia się cząsteczki Ha w materii międzygwiazdo­ wej, polegający na „przyklejaniu się” atomów wodoru do cząstek pyłu międzygwiazdo- wego. Dwa kolejne akty takiego przyklejania się mogą wywołać powstanie właśnie Ha; nie mogą one jednak być zbyt odległe w czasie, inaczej bowiem pierwszy atom zdąży , .wyparować” z powierzchni pyłku, zanim się do niego przyklei następny. Z oszacowań tempa tego procesu (na podstawie znajomości parametrów fizycznych dotyczących pyłu międzygwiazdowego, koncentracji wodoru i przekrojów czynnych atomów wodoru) V a n de Hulst ocenia jego wydajność na 10_1* cm'1 sek‘l cząsteczek Ha, a więc 10* razy większą, niż w poprzednich reakcjach. Można obliczyć, że przy tej wydajności cały wodór w naszej Galaktyce zamieni się w Ha w ciągu 10® lat. Jeśli istotnie ten proces jest dominujący, znaczyłoby to, że koncentracja Hj w obsza­ rach wodorowych o dużej zawartości pyłu powinna być znacznie mniejsza, niż w analo­ gicznych obszarach pozbawionych pyłu międzygwiazdowego, w których nie ma „katali­ zatora” wywołującego szybkie przemiany Hx w Ha. Istotnie, ostatnie badania radio­ astronomiczne grupy holenderskich astronomów wykryły wyraźną antykorelację między natężeniem linii 21 cm, a poczerwienieniem międzygwiazdowym w tychże samych obsza­ rach. Podobną antykorelację odkrył autor referatu w pewnych obszarach w Byku, gdzife również występują dość gęste obłoki pyłowe. Niezmiernie duża wydajność mechanizmu Vnn de Hulsta każe nam rozejrzeć się za procesami prowadzącymi w kierunku przeciwnym • - wywołującymi dysocjację czą­ steczek Ha. Wprawdzie pierwsze co przychodzi do giowy — to oddziaływanie promienio­ wania kosmicznego, które niewątpliwie ma dostateczną energię do rozbicia Ha. Jednak zdaniem autora znacznie większe prawdopodobieństwo mają spotkania gorących gwiazd z obłokami wodorowymi; promieniowanie krótkofalowe tych gwiazd powinno masowo dysocjować Ha. Przybliżone obliczenia prowadzą do wydajności tego odwrotnego pro­ cesu tegoż rzędu, co i proces tworzenia się cząsteczek Ha w mechanizmie Van de Hulsta. Gdyby istotnie nasze przypuszczenia o występowaniu cząsteczki Ha były słuszne, należałoby zrewidować wszystkie nasze oszacowania temperatury gazu międzygwiazdo­ wego, które są wyraźnie zawyżone w wyniku przyjęcia mniejszej masy atomowej gazu międzygwiazdowego. Cząsteczka Ha może odgrywać bardzo istotną rolę w procesach powstawania gwiazd z materii międzygwiazdowej i w ich dalszej ewolucji, czego do­ tychczas nikt nie uwzględniał. I jeszcze jedno. Niedawno odkryto w jądrze Galaktyki obecność cząsteczki OH, z czego wywnioskowano, że cały tlen zamienił się tam w OH. Zdaniem autora w jądrze Galaktyki również musi występować Ha, jako wynik zderzeń protonów z cząsteczką OH. Zakładając, że w gazie międzygwiazdowym cząsteczka Ha jest zawsze w najniż­ szym stanie, można obliczyć, jakie pasma emisyjne mogą być przez nią emitowane. Kronika 257

Otóż trzy pasma wibracyjne powinny mieć długości fali 2,12; 2,22 i 2,40 n , które w za­ sadzie można obserwować nawet z powierzchni Ziemi, ponieważ na ten obszar widma przypada akurat „okienko” w naszej atmosferze. Przygotowania do obserwacji tych słabych pasm są jnż w toku. Znacznie silniejsze powinny być pasma rotacyjne o długości fali 844 , 424 i 28,2 u, które mogą być obserwowane z balonów na stosunkowo niedużej wysokości; szczegól­ nie pasmo 28,2 (i, na które pokłada się największe nadzieje. Kto wie, czy tego pasma nie da się wykryć również w nowo tworzących się gwiazdach, gdzie wodór występuje głównie w stanie podstawowym. Spodziewamy się także promieniowania w tej długości fali ogólnego pola galaktycznego. Wszystkie elektronowe pasma Ha (odpowiadające przejściom ze stanu podstawowego) leżą w nadfiolecie w zakresie 900—1050 X i dla ich obserwacji L . Spitz er przygoto­ wuje już specjalną aparaturę, którą umieści na stosunkowo wysokich rakietach. Jedno z tych pasm powinno się obserwować w widmie gwiazd gorących, nie mających żadnych linii „gwiazdowych” w tym miejscu. Z powodów, o których już była mowa, jest rzeczą szczególnie interesującą zbadanie występowania pasm elektronowych w widmie przy­ najmniej dwóch gwiazd; jednej leżącej w obszarze o silnym poczerwienieniu między- gwi. zdowym i drugiej znajdującej się w obszarze stosunkowo wolnym od pyłu. Przechodzę z kolei do streszczenia drugiego referatu przeglądowego, dotyczącego wszystkich obserwacji nieba w dziedzinie promieni X, wygłoszonego przez H. Fried­ mana (USA). Liczba znanych obecnie „obiektów X ” od zeszłego roku wzrosła do 10 (w zeszłym roku znano tylko 3). Są one rozmieszczone na niebie w pobliżu centrum Galaktyki, tak źe zaliczyć je należy do podsystemu pośredniego. Ta okoliczność nie pozostawia żadnych wątpliwości, że wszystko to są obiekty galaktyczne. Wśród tych 10 obiektów znajduje się mgławica Krab, przy tym pozycję samego obiek­ tu X dało się ustalić z dokładnością do ułamka minuty, dzięki wykorzystaniu do tego celu zakryć mgławicy przez Księżyc. Otóż okazało się, że obiekt X jest znacznie mniej­ szy od samej mgławicy, bo mieści się w kole o promieniu 1’, mniej więcej w środku mgławicy. To, że obiekt ów nie ma rozmiarów punktowych wyklucza przypuszczenia, że jest to gwiazda w normalnym sensie tego słowa, ani gwiazda neutronowa, jak to su­ gerowano w swoim czasie. Przy badaniu obiektu X w środku mgławicy Krab zastosowano po raz pierwszy to, co w dziedzinie optycznej nazywamy metodą fotometrii trójbarwnej. Użyto aż trzech rodzajów liczników Geigera, wypełnionych Ne, He i Ar. Każdy z tych gazów ma inny potencjał jonizacyjny, inną zatem granicę czułości od strony fal dłuższych ma odpo­ wiedni licznik. Zestawiając wyniki uzyskane z trzech liczników można ocenić tempera­ turę „czarną” promieniowania X badanego obiektu, równą około 10* °K (dotyczyło to pro­ mieniowania w zakresie od 0 do 8 X). Otóż taki rozkład widmowy zgadza się z hipotezą synchrotronowego promieniowa­ nia obiektu X, przy tym ekstrapolując obserwowane natężenie promieniowania 1,8 . 10** erg cm'1 sek'1 na część optyczną, uzyskujemy pełną zgodę. Położenie drugiego znanego już obiektu Sco XR—1 ustalono z dokładnością ±095; mimo to nie udało się go zidentyfikować z żadnym obiektem optycznym. Pozycje pozostałych 8 obiektów są znane z dokładnością do ±1?5. Oph XR—1 leży w pobliżu pozostałości po śuper-nowej Keplera z 1604 roku. Sgr XR—1 leży w odległo­ ści 21*7 od słynnego radio-żródła Sgr. A. Co do pozostałych nie mamy żadnych wskazó­ wek ułatwiających ich identyfikacje - ani z obiektami optycznymi, ani radiowymi. W czasie dyskusji poruszono sprawę zwiększenia czułości aparatury odbiorczej w dziedzinie promieni X, jak też udoskonalenie jej siły rozdzielczej. H. Friedman podzielił się z zebranymi swymi wiadomościami co do dalszych projektów, przewidu- ' 1 świecenia radiowe L e rg .se k 258 035 i0 10 * 3C2? T l a A Cas U A 1U 3B — □ A ue-o tp II typu e Super-now O uc-o tp I typu e Supcr-now A l a o- lkt k ty alak -g io rad alo h © a o- l yki rmay Virgp i ady isyjnym grom em i k i ty k iam ala lin -g z io i k rad ty lak O u -g y radio iazd w + asi-g qu * • in n e rad io -g alak ty k i i g alak ty k i norm alne alne norm i k ty alak g i i k ty alak -g io rad e n in • ■ 31 * US * * * A (jądro) rA g S • rA° A ir V + MCC Ś w iecen ie w łaściw e e łaściw w ie iecen w Ś + A O + □ 106S CygA MS2 o ® + Kronika (środek + y. 1 Rys. Cen A Cen * □ O □ • □ L/V •

« ; ° ■; .* • grsk*’ cni* ’ * r.sek eg * • . .+ ...... O e • * . • • o □ u » r , . o □ • o • • • a 4~ • • • • • « c V . • • •:« • .c •• • • w o ° o o © • • 0 • • • • •

• o • » 9 « • O m 4* Kronika 259 jących przede wszystkim poszerzenie średnic liczników, co ogromnie zwiększy ich czułość, jak też z projektem zainstalowania na rakiecie małego reflektora ogniskują­ cego promieniowanie X ; w jego ognisku projektuje się umieścić licznik scyntylacyjny. Zdolność rozdzielcza takiej aparatury będzie rzędu 40” . Dość śmiałą i ryzykowną, moim zdaniem, hipotezę wyjaśniającą wiele spraw współ­ czesnej astronomii galaktycznej i pozagalaktycznej wysunęła grupa uczonych japoń­ skich: K. Aizu, Y. Fujimoto, H. Hasegawa i K. Kawabata. Ich zdaniem silne żródla promieniowania X i promieniowania radiowego w postaci quasi-gwiazd, po­ jedynczych źródeł w naszej Galaktyce i super-nowych, wszystko to są procesy złożone z wybuchów pojedynczych super-nowych lub ich zespołów (qnasi-gwiazdy). Nie tłumaczą oni wprawdzie, jakim sposobem powstaje „reakcja łańcuchowa” super-nowych w Ga­ laktyce, na poparcie jednak swojej hipotezy przytaczają diagram, analogiczny do dia­ gramu H—H dla gwiazd (rys. 1). Na osi poziomej są tu odłożone wartości L/V, gdzie L jest świeceniem w zakresie fal radiowych, V — objętością danego obiektu. Na osi poziomej — objętość V. Pierwszą z tych wielkości autorzy nazywają świeceniem wła­ ściwym; jest ona odpowiednikiem temperatury powierzchniowej, zatem wykres ten jest niewątpliwie pewną anabgią do diagramu H—R w części optycznej. Możemy na nim wykryć trzy ciągi biegnące równolegle do siebie. Na samej górze mamy ciąg olbrzymów, zaczynających się w lewym rogu od quasi-gwiazd, przechodzący następnie od silnie promieniujących radio-galaktyk aż do galaktyk „normalnych” , to znaczy świecących w dziedzinie radiowej tak, jak nasza Galaktyka. Drugi ciąg galak­ tyk „normalnych” składa się z członków gromady w Pannie i kończy się też na galak­ tykach normalnych. Trzeci u dołu składa się wyłącznie z pozostałości po super-nowych i to dwóch typów I i II; zwłaszcza super-nowe typu II wykazują bieg równoległy do obu górnych ciągów, co przekonuje autorów o tym, że mamy we wszystkich trzech przypadkach procesy w za­ sadzie podobne, przebiegające jedynie w innej skali. Każdy z ciągów spełnia zależność L " (L/V )^, gdzie p =0,5. Autorzy są przekonani, że podobny wykres otrzymamy również i wtedy, gdy promie­ niowanie radiowe zastąpimy promieniowaniem X odpowiednich obiektów, ponieważ w sześciu zbadanych przypadkach istotnie świecenie radiowe (w zakresie od 107 do 1010 c/s) okazało się proporcjonalne do świecenia w dziedzinie X (w zakresie od 1,5 do 8 J?). Załączona tabela ilustruje tę zależność. Wykres na rys. 1 sugeruje, że droga ewolucyjna galaktyk zaczyna się od lewa i bieg­ nie wzdłuż odpowiedniego ciągu w prawo na dół. Oznaczałoby to, że quasi-gwiazdy ewoluują w galaktyki eksplodujące, by potem stać się galaktykami normalnymi. W quasi- -gwiazdach i galaktykach eksplodujących przyczyną ich wzmożonego świecenia są wy­ buchy super-nowych odbywających się łańcuchowo. Na poparcie swych hipotez przyta­ czają następujące argumenty, opierając się na założeniu, że wszystkie galaktyki prze­ chodzą przez stadium galaktyki eksplodującej i że wobec tego ich liczba musi być odwrotnie proporcjonalna do czasu trwania stanu eksplodującego, który oszacowują na 104 lat. Przyjmując pewną wartość na średni czas życia galaktyki normalnej, oraz na liczbę galaktyk w objętości dostępnej naszej obserwacji, dochodzą do wniosku, że liczba obserwowanych quasi-gwiazd musi wynosić 10J. Dziś znamy już około 30 takich obiektów, co autorzy uważają za wynik zgodny z obliczeniami. Drugi argument statystyczny ma przekonać o słuszności hipotezy, iż quasi-gwiazdy są galaktykami, w których odbywa się łańcuchowa „reakcja” wybuchów super-nowych. Je śli czas życia quasi-gwiazdy jest rzędu 104 lat, jasność -104 super-nowych w maksi­ mum jasności (co znaczy, że jednocześnie świeci tam 104 super-nowych), to znaczy, że łącznie w ciągu 104 lat wybucha w galaktyce 109 super-nowych. Zakłada się przy tym, 260 Kronika

że wybuch super-nowej trwa 10"1 lat. Otóż oceua energii całkowitej, jaką wypromie- niowuje quasi-gwiazda w ciągu całego swego życia jest istotnie bliska energii wydzie­ lonej przez 109 supernowych.

Tabela 1

Porównanie świecenia 6 obiektów w dziedzinie radiopromieniowania i w dziedzinie promieni X. Radiopromieniowanie obejmuje zakres 107— 10l° c /s . Promieniowanie X : 1,5 — 8 X

Radioświecenie L świecenie X Lx Strumień promieniowania X Obiekty erg. sek"ł erg. aek’ 1 erg. cm1 sek-1

Mgławica Krab 9 .1 X 10“ 8 X 10“ 5,5 X 10"' 3C 273 B 5,3 X 10* 5,1 X 10* 1,8 X 10'” Cyg A 1,8 X 10“ 1,6 X 1045 4,7 X 10'ło Vir A (jądro) 1,3 X 1041 1,1 X 1044 7,8 X 10-* Cen A (środek) 5,5 X 1040 4,8 X 10* 2,5 X 10'* Sgr A (środek) 4,8 X 10ls 4,2 X 10** 3,5 X 10'"

Jeśli idzie o mechanizm „łańcuchowego” procesu wybuchów super-nowych w jądrze quasi-gwiazd, autorzy opracowują pewną teorię, w której najważniejszym procesem jest wzajemne oddziaływanie dynamiczne gwiazd i gazów, z których się składają jądra ga­ laktyk. Żadnych jednak szczegółów tej teorii autorzy jeszcze nie podali. K. Pounds (UK) przedstawił niezmiernie interesujące zdjęcia Słońca, wykonane przy pomocy zwykłej „kamery-obscura” (pinhole camera) przesłoniętej warstwami glinu o różnej grubości, tak by przepuszczały promieniowanie X o różnej długości fali. Kamerę tę umieszczano na rakietach i balonach. Na sześciu otrzymanych w ten sposób zdję­ ciach widać najwyraźniej obszary o znacznie silniejszym natężeniu promieniowania X, niż ogólne tło. Stosunek natężeń promieniowania w tych miejscach do natężenia promie­ niowania tła wynosi około 25:1. Jest rzeczą uderzającą, że miejsca jasne pokrywają się niemal dokładnie z dużymi jasnymi plamami otrzymanymi na spektroheliogramie w linii K w tyra samym czasie. Taki sam też mamy rozkład natężeń promieniowania ra­ diowego Słońca o długości fali 9,1 cm. Wszystko to świadczy, że w obszarach aktyw­ nych Słońca (niedawno Francuzi nazwali te obszary plażami” ) odbywają się procesy wywołujące wzmożoną emisję promieniowania zarówno w dziedzinie fal najkrótszych, jak i długich i najdłuższych. J.E . Blamont i R.M. Bonnet przedstawili wyniki obserwacji rakietowych po­ ciemnienia brzegowego Słońca w falach krótkich (2000—3000 X). Ponieważ w tej dzie­ dzinie zaobserwowano wiele linii absorpcyjnych, chodziło o wybór przedziałów takich, w których jest najmniej tych linii, aby istotnie obserwacje odtwarzały przebieg natę­ żenia widma ciągłego. Trzy takie przedziały o szerokości około 100 A każdy wybrano w pobliżu długości fali 2200, 2650 i 2900 X. Aczkolwiek do tej chwili jeszcze nie ukoń­ czono wszystkich redukcji, wyniki z grubsza biorąc są zgodne z modelem atmosfery słonecznej zaproponowanej przez astrofizyków w Meudon (J. Lefevre i J.C . Pecker, Ann. Astr. 24, 328, 1961). Przy okazji dyskusji nad referatami dotyczącymi fizyki Słońca, jeden z obecnych streścił swoje dociekania dotyczące procesu zamiany protonów zawartych w wietrze słonecznym w neutralne atomy wodoru w wyniku zderzeń protonów z pyłkami materii międzyplanetarnej. Jego zdaniem wydajność tego procesu jest tak znaczna, iż go na­ leży uwzględniać przy analizie składu wiatru słonecznego dochodzącego do Ziemi już w formie zmienionej. Proces ten nie jest jednokierunkowy, ponieważ elektrony zawarte Kronika 261

w wietrze słonecznym również przylepiają się do pyłków materii międzyplanetarnej, neutralizując powstający nadmiar ładunku dodatniego. C . de Jager i J .P . Legrand (Holandia i Francja) zakomunikowali o zaobserwo­ wanym wybuchu promieniowania X Słońca związanym z pojawieniem się bardzo słabego rozbłysku (18 września 1963). Równie słabe było natężenie promieniowania radiowego towarzyszącego temu wybuchowi. Obserwacja ta sugeruje, iż rozbłyski w dziedzinie twardych promieni X są zjawiskiem znacznie częstszym, niż rozbłyski optyczne i w dzie­ dzinie fal długich. Dyskusje w roboczej grupie I tym razem były raczej skąpe, a to dlatego, że w kwiet­ niu br. odbyły się aż cztery zebrania poświęcone pracom właśnie tej grupy (Turyn, Pa­ ryż, Ateny i Kraków), na których bardzo szczegółowo omawiano zagadnienia wykorzy­ stania sztucznych satelitów Ziemi do celów geodezji i mechaniki nieba. Inny ton miał referat F. Linka (Czechosłowacja), który omawiał pierwsze próby fotometrii foto- elektrycznej sztucznego satelity Ziemi przy pomocy teleskopu prowadzonego za sate­ litą ręcznie z automatyczną rejestracją natężenia światła satelity i czasu obserwacji. Wprawdzie dotychczasowe obserwacje dotyczyły wyłącznie spraw rotacji sztucznego satelity, w najbliższej jednak przyszłości autor zamierza dokonywać obserwacji również w okresie poprzedzającym zaćmienie sztucznego satelity. 0 znaczeniu tego rodzaju obserwacji w badaniach górnych warstw atmosfery mówiłem już poprzednio. Zdaję sobie w pełni sprawę z tego, że sprawozdanie, które oddaję Czytelnikowi do ręki nie jest ani kompletne, ani dobrze przemyślane. Na to jednak, by cno miało te zalety potrzeba czasu znacznie dłuższego, po upływie którego moje sprawozdanie prze­ stanie już być potrzebne, ponieważ wszystkie referaty ukażą się w druku. .

■ DYDAKTYKA ASTRONOMII

PRAKTYCZNE PRACE ASTRONOMICZNE W LABORATORIACH (Odczyt wygłoszony na posiedzenia poświęconym dydaktyce astronomii podczas kongresu Międzynarodowej Unii Astronomicznej w H am burgu, 1964 r.)

I. ATANASIJEVIC

Organizacja prac praktycznych w astronomii stanowi sama przez się zbyt szeroki i zbyt złożony problem, ażeby mogła być potraktowana dogłębnie w jednym krótkim ko­ munikacie. Jestem więc zmuszony ograniczyć się tylko do niektórych jej aspektów. Najpierw kilka rozważań natury ogólnej. Prace praktyczne stanowią nierozłączną część określonego wykładu, a ich charak­ ter powinien być określony przez wykładającego przedmiot. Co się zaś tego tyczy, zwró­ cę uwagę na przypadek, który wydaje się być typowym: astronomia jest na ogół wykła­ dana w postaci elementarnego wykładu wobec dość szerokiego audytorium złożonego ze słuchaczy zarówno astronomii, jak też fizyki i matematyki; wykład ten nosi nazwę przedmiotu astronomii ogólnej i stanowi cykl I. Następnie cykl II obejmuje wykła­ dy już wyspecjalizowane, na wyższym poziomie i zaadresowane do słuchaczy zaawan­ sowanych w astronomii ogólnej, fizyce i matematyce. Wykłady te obejmują z jednej strony astronomię klasyczną, z drugiej strony astrofizykę w ogólnym znaczeniu tego pojęcia. Mają więc jeszcze w dalszym ciągu charakter dość ogólny, co zresztą nie prze­ szkadza nam poświęcać większą uwagę temu lub innemu działowi. D zięki temu jesteśmy w stanie pewne zagadnienia pogłębiać i przygotować grunt dla wykładów specjalistycz­ nych cyklu III. Czas nie pozwala na przedyskutowanie zagadnień związanych z tokiem wykładów cyklu II; więc tylko kilka uwag na ten temat. W zasadzie prace praktyczne II cyklu po­ winny być rozpatrywane z dwóch sprzecznych ze sobą punktów widzenia. Z jednej stro­ ny można się skoncentrować na jednej metodzie lub jednej technice dobrze utartej i roz­ wijać ją we wszystkich szczegółach. Niektóre zasady generalne znajdują się u podstaw wielu metod, stąd znajomość jednej z nich prowadzi do łatwego opanowania znajomości metod pozostałych, nawet bez względu na to, czy były one przedmiotem wykładów. Z dru­ giej strony można wytyczyć sobie cel zademonstrowania studentom ogólnych zasad metodycznych i technicznych, co pozwoli im samym rozpoznać w drodze eksperymentu szczegóły, będące przedmiotem wykładu. Pierwszy punkt widzenia stanowi pewne ryzyko, jeżeli chodzi o studentów, gdyż prowadzi do przekształcenia dydaktycznego wykładu na nauczanie rzemiosła. Ze wzglę­ du na złożoność metod i techniki ryzykuje się, że student będzie widział tylko poje­ dyncze drzewa, a nie dostrzeże lasu. Wydaje mi się na koniec, że dla rzeczywistego przyswojenia sobie wspomnianych wyżej zasad ogólnych, trzeba pewnej dojrzałości umysłowej, której nie można oczekiwać od studentów. Korzyści wynikające ze stoso­ wania tej metody dydaktycznej mogą być tylko pozorne. Jeżeli adoptuje się pierwszy punkt widzenia, trzeba przejść do rozwinięcia prac praktycznych w sposób dobrze zróżnicowany, a jednocześnie dość generalizujący. A to właśnie może wydać się czymś niedogodnym. Tymczasem w toku nauczania II cyklu student ma okazję pogłębić swoje wiadomości na ten lub inny temat przez obowiązkową 26 4 Dydaktyka astronomii pracę indywidualną — dyplomową lub seminaryjną. Natomiast trzeba zaznaczyć, że właściwa specjalizacja będzie miała miejsce dopiero w cyklu III. Wydaje mi się na koniec, że nauczanie cyklu II stanowi ostatnią okazję, jeżeli nie jedyną, dla zdobycia przez przyszłego astronoma wiadomości zarazem szerokich i gruntownych. Braki tej drugiej metody nie będą więc zbyt poważne. Z uwagi na powyższe racje jestem osobiście skłonny przychylić się do drugiego punktu widzenia. Obecnie przyjrzyjmy się bliżej, co ma stanowić w tym drugim przypadku przedmiot zajęć praktycznych. W zasadzie na prace te składać się powinny: a) laboratoryjne badanie niektórych zjawisk fizycznych o szczególnym znaczeniu, b) badanie instrumentów i ich akcesoriów, c) obserwacje, d) opracowanie wyników obserwacji, e) wyznaczanie niektórych podstawowych wielkości i sprawdzanie niektórych teorii. Streszczając się — to, co zresztą podkreślił w swoim odczycie prof. Minnaert — celem prac praktycznych jest nie tyle nauczenie studentów umiejętności obserwowania lub techniki liczenia, ile pokazanie im realności konkretów będących przedmiotem kursu. Po tych uwagach ogólnych pozwolę sobie tytułem przykładu opisać prace praktycz­ ne, jakie mogłem realizować w ostatnich latach na Wydziale Nauk Ścisłych w Belgra­ dzie przy aktywnej pomocy mojej asystentki p . Milogradov. Kurs astrofizyki, któremu poświęcona jest część tych zajęć, musiał się z pewnych powodów ograniczyć do wyłożenia metod i techniki obserwacyjnej, wyników obserwacji i elementów astronomii gwiazdowej. Kurs ten o charakterze cokolwiek klasycznym zo­ stał uzupełniony od tego roku akademickiego (1964) przez elementy astrofizyki teore­ tycznej i fizyki Słońca. Ażeby nie zagłębiać się w szczegóły, zadowolę się zacytowa­ niem typowych przykładów z każdego działu prac praktycznych. a) Badanie niektórych zjawisk fizycznych: aberracja układów optycznych, dyfrak­ cja, absorpcja światła przez filtry barwne i interferencyjne. b)Badanie aparatury i akcesoriów: refraktor ekwatorialny wyposażony w kamerę fotograficzną, odległości ogniskowe obiektywu i okularu, fotometry wizualne, komórki fotoelektryczne z amplifikatorem na prąd stały, pryzmaty obiektywowe, własności anten kierunkowych, radiointerferometry południkowe dla fal decymetrowych. c) Obserwacje; przedmiot, który najbardziej interesuje studentów: Wskazuje się określony obiekt, który ma być zdjęty na kliszy. Za pomocą atlasu Becvara student wy­ biera gwiazdę reperową, fotografuje ją na kliszy, wywołuje; następnie identyfikuje obiekt w razie potrzeby za pomocą atlasu Lick Observatory. Zdjęcie spektru za pomocą pryzmatu obiektywowego, rejestracja przejścia Słońca za pomocą radiointerferometru. Powyższe manipulacje dotyczą kursu poświęconego metodom i technice. Na skutek braku materiałów lub z innych powodów, niektóre z nich mają charakter fakultatywny. Jednakże od tego roku szkolnego będziemy mogli je zastąpić pomiarami. Na przykład w radioastronomii studenci będą mieli możność wyznaczyć charakterystyki (często­ tliwość nominalną, szerokość wstęgi, współczynnik szumu) odbiornika fal decymetro­ wych, badać adaptację anteny (za pomocą linii pomiarowej). Druga część prac praktycznych, ta która dotyczy wyników badań, zawiera: d) Opracowanie wyników obserwacji — dwa zadania. Mając dane wielkości pozorne pewnej zmiennej dąży się do wyznaczenia elementów zmienności jej blasku (epoka po­ czątkowa, okres, amplituda). Należy skonstruować krzywą światła, skąd następnie trze­ ba wyznaczyć przybliżone wartości tych elementów. Wartości te poprawione następnie metodą najmniejszych kwadratów pozwolą skonstruować krzywą średnią i jej punkty normalne. Ten przykład został zaczerpnięty z podręcznika prof. Parenago i prof. Kukarkina. Dydaktyka astronomii 265

Opierając się na prędkości radialnej gwiazdy podwójnej spektroskopijnej, należy wyznaczyć metodą Lehmanna-Filh&sa elementy prowizoryczne jej orbity. Całkowania krzywej prędkości dokonuje się za pomocą planimetru. Prędkości radialne są opublikowa­ ne potem w artykule. Mamy zamiar uzupełnić te ćwiczenia przez wyznaczanie elementów orbity gwiazdy podwójnej zaćmieniowej. Pozwolę sobie przedstawić bardziej szczegółowo ćwiczenia grupy: e) wyznaczanie niektórych wielkości fundamentalnych oraz sprawdzenie niektó­ rych teorii. Przyświeca nam tu następująca idea. Wykład poświęcony wynikom badań, choćby ilustrowanych danymi numerycznymi, diagramami i rozwinięciami matematycz­ nymi, jest dość ważny sam przez się, ale może się wydać studentom zbyt werbalny, nu­ żący, a same teorie zbyt spekulatywne. Czy nie można by więc postępować w taki spo­ sób, aby student mógł sam dojść do cytowanych wyników, a przynajmniej do wyników najbardziej podstawowych? W myśl tej idei zrealizowaliśmy do tej pory następujące ćwiczenia: 1) Wyznaczenie pozycji równika galaktycznego, opierając się na znajomości roz­ kładu gromad galaktycznych lub gwiazdowych. Stosuje się tu prostą metodą graficzną. Dane: Katalog Hecvara, lista gwiazd O i IVR, C.H.Payne Gaposhkine. Wynik: 1950. (biegun), a = 12h48m, 6 = +28°. 2) Wyznaczenie współrzędnych sferycznych centrum Galaktyki oparte na badaniu roz­ kładu gromad kulistych oraz zmiennych Mira Ceti. Dane: lista gromad p.H.Sawyer Hogg w Encyclopaedia of Physics, Catalogue giniral d’itoiles variables (1958). Wynik: lQ = 328°, ba = + 2°. 3) Badanie ruchu Hyades. Dane: ruchy własne przyjęte z artykułu van Bauren (BAN, 1952), prędkości radialne z Catalogue Wilsona (1953). Wybiera się na podstawie pewnych kryteriów 10 gwiazd i wyznacza się punkt zbieżny. Stosuje się tu metodę Char- liera. Następnie wyznacza się prędkości przestrzenne wybranych gwiazd i ich odległo­ ści. Wyniki: a = 9

zaczerpnięte z teorii atmosfer gwiazdowych. Manuskrypt zawierający wszystkie te ćwi­ czenia został opracowany przez nas w Jugosławii. Na koniec kilka uwag i wniosków. W toku drugiej części prac praktycznych nasi studenci muszą się oddać długim ra­ chunkom, korzystaniu z tablic funkcji i katalogów, przygotowywaniu i posługiwaniu się wykresami. Oczywiście, nie należy powziąć błędnego przekonania, że omawiana metoda jest najlepsza i że nie może być ulepszona. W każdym razie wydaje nam się, że taki program umożliwia wskazanie najważniejszych i różnorodnych aspektów badawczych. Sądzimy, że bardzo ważną i pożyteczną rzeczą jest to, że studert sam odkrywa główne fakty, że może w miarę możliwości odtworzyć prace klasyczne, że zaznajamia się z katalogami, podręcznikami i artykułami oryginalnymi i uczy się posługiwania nimi. Wreszcie może zdać on sobie sprawę z rozlicznych i złożonych związków, jakie zachodzą pomiędzy zjawiskami i poglądami, o których była mowa w kursie. Na tym właśnie polega,naszym zdaniem,główna korzyść adoptowanej przez nas metody. KORESPONDENCJA

NA MARGINESIE KRYTYCZNYCH UWAG S. NOWAKA O SZKICU HISTORII ASTRONOMII W POLSCE W LATACH 1945-1963 J. MERGENTALERA

J. WITKOWSKI

Uwagi krytyczne S. Nowaka o pracy J. Mergentalera Szkic historii astro­ nomii w Polsce w latach 1945—1963 sprowadzają się zasadniczo do szeregu nieprze­ myślanych zarzutów pod adresem Zakładu Astronomii PAN i Astronomicznej Stacji Sze­ rokościowej PAN — wymagają więc sprostowania ze strony kierownictwa tych placówek. Krytyka jest pożyteczna i celowa, gdy ujawnia niedociągnięcia lub błędy i wskazuje drogi ich usunięcia. Krytykującego obowiązuje znajomość omawianego zagadnienia i naukowa, bezstronna ocena faktów i postępowania. Gdy powyższe warunki nie są speł­ nione, krytyka staje się bezpłodna i uderza swym ostrzem w samego krytykującego. Uwagi krytyczne S. Nowaka mają, niestety, wymienione tu cechy i świadczą zarówno o braku znajomości faktów, jak i nieorientowaniu się w naukowych, technicz­ nych i organizacyjnych zagadnieniach ASS. A tymczasem S. Nowaka jako długoletnie­ go pracownika naukowego ASS obowiązuje pewien poziom wiadomości o historii, dzia­ łalności, organizacji i celach naukowych placówki, w której pracuje. Wypad swój S. Nowak zaczyna od krytyki służby czasu ASS, porównuje ją z byłą służbą czasu Obserwatorium UP. Zarzut daje się streścić następująco. ASS dysponuje szeregiem doskonałych narzędzi, lecz z tego tytułu nie zasługuje na „wyższą oce­ nę” , gdyż w Obserwatorium UP „zbudowano z niczego” dwa dobre zegary kwarcowe i unowocześniono szereg dodatkowych aparatów, co stanowi pracę pionierską i „piękny sukces zespołu kierowanego przez prof. Koebckego” . Natomiast w ASS problem ten w dużym stopniu sprowadzał się do umiejętności zdobycia odpowiednich kredytów, za które zakupiono narzędzia obserwacyjne oraz zlecono firmie „Cierniewski-Kwiatkowski” budowę „trzech zegarów kwarcowych z dodatkowym wyposażeniem elektronowym opar­ tym na prototypie p'oznańskim” . Twierdzenie, że zegary kwarcowe UP „zbudowano z niczego” mija się z prawdą, gdyż jako ówczesny dyrektor Obserwatorium dołożyłem niemiało starań dla zdobycia środków na ten cel. Nie pomniejszając w niczym zasług ówczesnego adiunkta Obserwatorium UP dra Koebckego, należy stwierdzić, że prace elektroniczne i elektrotechniczne przy budowie zegarów prowadził inż. S. C ie r n ie w- s k i (vide J. Witkowski, Katedra Astronomii i Obserwatorium Astronomiczne Uniwer­ sytetu Poznańskiego w latach 1945—1960, „Postępy Astronomii” , XI). Zegary kwar­ cowe Obserwatorium Poznańskiego spełniały wówczas swe zadanie, lecz szybko po­ stępujący rozwój techniki konserwacji czasu uczynił z nich niebawem zabytki muzealne. Obserwatorium UP nie miało możliwości utrzymania służby czasu na światowym po­ ziomie i dlatego też została ona zlikwidowana, a narzędzie przejściowe Zeiss prze­ niesione do ASS i to w porozumieniu z ówczesnym adiunktem zarówno Obserwatorium j ak i ASS dr F . K o e b c k e. Ten stan rzeczy został usankcjowany po objęciu kierownictwa Obserwatorium UAM przez Prof. dr F. Koebcke. Obserwatorium UAM korzysta dziś dla swych obserwacji 268 Korespondencja sztucznych satelitów z danych służby czasu ASS przy pomocy specjalnego łącza tele­ fonicznego. Trzy nowoczesne zegary kwarcowe ASS zostały skonstruowane przez zna­ nego w Polsce specjalistę inż. C ie r n ie w s ki e g o a nie przez nieistniejącą,zmyśloną przez S. Nowaka firmę „Cierniewski-Kwiatkowski". Inż. Cierniewski zmodyfi­ kował i udoskonalił swe zegary od czasu budowy prototypu poznańskiego i włożył wiele trudu i wysiłków, a także i własnych funduszy na przeprowadzenie koniecznych ekspe­ rymentów. O zaletach kwarcowych zegarów jego konstrukcji mówią wyniki uzyskane w ASS w zestawieniu z wynikami innych obserwatoriów świata (vide publikacje „Bureau International de 1’Heure”). Zegary jego są wysoko cenione w kraju — posiada je Obser­ watorium w Borowej Górze pod Warszawą, Obserwatorium Politechniki Warszawskiej i inne instytucje; były też i zapytania z zagranicy o warunkach zamówienia i nabycia tych zegarów. Niezgodne z prawdą jest twierdzenie S. Nowaka, że zakupiono dla ASS narzędzia obserwacyjne. Obserwacje czasu prowadzone są na dwóch narzędziach przejściowych Zeiss, z których jedno jest wypożyczone z Obserwatorium UAM, drugie jest darem Insty­ tutu Geodezji i Kartografii w Warszawie. Dalsze rozważania S. Nowaka dotyczą powstania i rozwoju ASS. Twierdzenie, że pierwotnie w Borowcu miała powstać filia Obserwatorium Poznańskiego jest oparte na nieporozumieniu i nieznajomości faktycznego stanu rzeczy. W grudniu 1950 r. zo­ stałem zaproszony przez Radę Astronomiczną Akademii Nauk ZSRR na posiedzenie Komitetu Astrometrycznego w Moskwie; na tym posiedzeniu omawiano współpracę astro­ nomów obydwu krajów. Na konferencjach z kierownikiem służby szerokości ZSRR prof. A.J. Orłowem wyłoniła się kwestia budowy stacji szerokościowej pod Pożna- niem, która byłaby odpowiednikiem stacji szerokościowej w Irkucku. Już wówczas stro­ na radziecka widziała polską stację szerokościową jako placówkę przyszłej Polskiej Akademii Nauk, a to — jak podkreślił prof. Orłów — ze względu na specyficzny cha­ rakter naukowy takiej stacji. Dd nawiązania współpracy z astronomią radziecką byłem upoważniony przez Ministerstwo Szkolnictwa Wyższego, tak że po powrocie do kraju wszcząłem wstępne kroki w sprawie stacji szerokościowej. Został zamówiony u Zeissa teleskop zenitalny i rozpoczęto poszukiwania odpowiedniego terenu pod budowę przy­ szłej stacji. Po powstaniu PAN, M.Sz.W. przekazało Akademii wszystkie sprawy doty­ czące stacji szerokościowej. Kwestionowanie decyzji MSzW powziętej po szczegó­ łowej analizie sytuacji i w porozumieniu z partnerem radzieckim jest ze strony S. No­ waka co najmniej naiwne. Na pytanie S. Nowaka ,,jaki sens miało dublowanie tej pracy w Borowcu?” (mowa tu o służbie czasu), dałem już poprzednio wyczerpujące wyjaśnienie. Dodam tylko tyle, że problematyka ASS ujęta w szerszym zakresie wymagała wprowadzenia zagadnień czasu i przepływów skorupy ziemskiej. Takie postawienie przeze mnie sprawy spotkało się z aprobatą i uznaniem wielu wybitnych specjalistów z tej dziedziny. Poza tym ASS w planach moich była pojmowana jako zaczątek pierwszego w świecie instytutu badań ruchu wirowego Ziemi. Kwestionowanie przez S. Nowaka współpracy ASS z zagranicą świadczy o kom­ pletnej ignorancji w sprawach służby czasu i szerokości. Zagadnienia te dotyczą całego globu ziemskiego i mają charakter międzynarodowy, nie mogą być traktowane pojedyn­ czo i lokalnie. W tym celu istnieje Bureau International de 1'Heure oraz Bureau of the International Polar Motion Service. Włączenie się do nurtu światowej problematyki cza­ su i szerokości było konieczne i korzystne dla nowopowstałej placówki. Zapewniło ono jej właściwe miejsce w zespole około 30 obserwatoriów świata, lepiej wyposażonych i dysponujących liczniejszym personelem i większymi środkami. Przyłączenie się ASS do elitarnych placówek nie było rzeczą łatwą i wymagało dużych wysiłków, zarówno ze strony oersonelu, jak i kiero.vnictwa ASS. Utrzymanie się na osiągniętym poziomie przv K ores pondencja 269 olbrzymiej konkurencji i nieustannie postępującej technice stawia duże wymagania pod adresem ASS, względnie skromnie wyposażonej i skromnie dotowanej. Jak dotych­ czas dotrzymano kroku innym placówkom w tym nieustającym wyścigu. S. N o w ak przyznaje, że zagranica wysoko ceni pracę obserwacyjną ASS, ale jedno­ cześnie wysuwa zarzut przemilczania wykonanych „prac oryginalnych” . Wystarczy przejrzeć spis publikacji ASS, aby przekonać się, że pracownicy Stacji mają na swym koncie sporo prac oryginalnych opublikowanych, bądź zgłoszonych do druku. S. Nowak mówi, że ,,o podjęciu tematyki ruchu wirowego Ziemi w tych warun­ kach nie można nawet marzyć” . Praca ASS ma charakter długofalowy — wynika to z sa­ mej natury zagadnień. Uzyskany materiał obserwacyjny jest jeszcze niewystarczający zarówno pod względem ilościowym, jak i czasokresowym dla syntezy i wyciągania wnio­ sków dotyczących aktualnych zagadnień ruchu wirowego Ziemi. Będzie to przedmiotem badań w następnych latach. Uwagi S. N owaka o szczupłości kadry naukowej ASS są słuszne. Ogólnie przy­ jęta norma dla placówek astronomicznych typu ASS wynosi dwóch obserwatorów na jedno narzędzie. S. Nowak kwestionuje projekt przeniesienia wahadeł poziomych do szybu kopalni w Inowrocławiu; S. Nowak wyraził ńa to swą zgodę i przedstawił na piśmie projekt organizacji takiej filii, jeździł do Inowrocławia celem wyszukania ewentualnego pomieszczenia stacyjnego i mieszkalnego, oraz umieszczenia wahadeł w szybie. Kierow­ nictwo Stacji przeprowadziło ze swej strony rozmowy i korespondencję z władzami w Ino­ wrocławiu. Rdy projekt bliski był realizacji i znalazły się fundusze na ten cel, S. N o- w ak zmienił swą poprzednią decyzję i odmówił wyjazdu do Inowrocławia. Uwagi Nowaka dotyczące „pracy naprawdę twórczej" wymagają kilku słów wy­ jaśnienia. Prace naprawdę twórczą określają dość wąskie kryteria i wysokie wymaga­ nia. Niewielu pracowników naukowych posiada kwalifikacje do zajmowania się właśnie pracą twórczą. Obserwacje same przez się nie stanowią jeszcze pracy twórczej, ale dostarczają cennego materiału służącego do budowy gmachu nauki. Teorie ulegają zmianom, a z nimi zmienia się architektura gmachu, ale fundamenty empiryczne budowy pozostają i stanowią najcenniejszy skarb naszej wiedzy o świecie.

Poznań, 13 czerwca 1965 r.

0 UWAGACH KRYTYCZNYCH DRA S. NOWAKA

J . mergentaler

W zeszycie 2 „Postępów Astronomii” (t. XIII) ukazała się krytyczna notatka dra S. Nowaka o moim artykule o dorobku astronomów polskich w ostatnich 18 latach. Dr Nowak, zmylony zapewne zbyt może uroczystym tytułem mojego szkicu, po­ traktował go jako autentyczny wynik badań historyka nauki i potraktował mnie jako tego właśnie historyka. Stąd zapewne zarzut, że nie poddałem ocenie dorobku astronomów polskich. Nie to przecież było celem tego szkicu i nie czuję się powołany do obiektyw­ nej krytyki lub oceny tego, co zrobili astronomowie polscy w ostatnich kilkunastu la­ tach. Sądzę, że dr Nowak nie jest aż tak zarozumiały, żeby uważał siebie za kompe­ tentnego do wydawania oceny o tym, czy astronomowie pracowali poniżej, czy powyżej „poziomu możliwego do osiągnięcia” . Ten tajemniczy poziom jest zresztą chyba nie- 270 Korespondencja porozumieniem, o ile nie jest demagogią. Obawiam się, że dr Nowak nie potrafiłby go ani zdefiniować ani opisać. Właściwie na tym mógłbym zakończyć polemikę z dr Nowakiem, gdyż to co pisze on dalej jest dla mnie niezbyt jasne. Stawia on jakieś nieokreślone zarzuty i retoryczne pytania. Nie umiem odpowiadać na retoryczne pytania i nie wiem, kto na to ma odpo­ wiedzieć. Ale w każdej takiej sprawie trzeba zawsze szukać człowieka — jeżeli można aż tak szumnie to określić. Tym człowiekiem — który został skrzywdzony przeze mnie — je st dr Nowak, bo nie wspomniałem o nim w swoim szkicu. Z poczucia tej krzywdy wyrosła konieczność wypowiedzenia różnych swoich osobistych kłopotów, niedomyśla- nych problemów, urojonych pretensji do innych ludzi. Tak sobie wyobrażam źródło no­ tatki dra Nowaka. N iestety, krzywdy tej nie mogę naprawić, gdyż nie znam prac naukowych dra Nowaka. Ale ponieważ o pracach swoich dr Nowak sam już napi­ sał — więc sądzę, że mogę mieć czyste sumienie.

I ’ i CO/JEPHAHME TETPA^M 4

C t a T b M

H). C m s k , T e j i e c K o n w ...... 233

M 3 Jia5opaTopnfi m o6cepBaT0ph ii

TaflONCKH, 3KOC(J)epbI ABOftHblX 3 B e 3 f l ...... 241

M3 Haymho ft JiHTepaTypbi

M./lyKBim-JlaTKa, OpneflejieHne KoopnwHaT BpeMemoro nojiioca Ha ocHOBaHMM pe3yjibTaT0B MeacflyHapoflHbix Ha6aioaeHMfi BpeMeHM . . 245 E. riaMKHbCKM, riepcneKTMBbl pa3BHTMJI Ha6;iIOflaTeJIbHOfi aCTpOHOMMM B Q U A ...... 249

B . flamiHbCKH, HoBbie flajieKMe KBa3MCTeJuiapHbie mctomhhkm . . . 252

X p O H H k a

B.3ohh, OTMeT 06 yMacTHH b VII CnMno3nyMe KOCnAP b Map flejib fljiaTa (ApreHTMHa), MaR 1965 ...... 253

/jH«aKTHKa aCTpOHOMHH

M. ATaiacweBnq (WrocjiaBHH), ripaKTMqecKMe acTpoHOMKqecKHe pa-

5oTi>i b Jia6opaTopMsx...... 263

KoppecnoHAeHUHH

10. Bm tk o b c k h , O t b c t Ha "3aMeqaHMfl" H o B a x a ...... 267

H). MapreHTajiep, O t b b t Ha "3aMeqaHHa" H o B a x a ...... 269 272 Spis treści

CONTENTS

ARTICLES

J . Smak, T e le s c o p e s ...... 233

FROM LABORATORIES AND OBSERVATORIES

J . Gadomski, Ecospheres of Double S tars ...... 241

FROM SCIENTIFIC LITERATURE

M. Dukwicz-Latka, Determination of the Coordinates of the Instantenous Pole from the Results of International Time O b se rv a tio n s...... 245 B. Paczyński, Perspectives of Observational Astronomy Development ij USA 249 B. Paczyński, The New, Distant Quasi-Stellar Sources ...... 252

CHRONICLE

W. Zonn, Report from the VII Symposiuni of COSPAR in Mar del Plata (Argenti­ na), 10—21 May, 1965 ...... 253

DIDACTICS OF ASTRONOMY

1 Atanasijevic, Astronomical Practice in L a b o ra to rie s ...... 263 •

CORRESPONDENCE

J . Witkowski, Answer on Nowak’s „ R e m a r k s ''...... 267 J. Mergentaler, Answer on Nowak’s „Remarks” ...... 269

SPIS TREŚCI ZESZYTU 4

ARTYKUŁY

J. Smak, T e le s k o p y ...... 233

Z PRACOWNI I OBSERWATORIÓW

J. Gadomski, Ekosfery gwiazd p o d w ó jn y ch ...... 241

Z LITERATURY NAUKOWEJ

M. D uk w ic z-Ł a t ka, Wyznaczanie współrzędnych bieguna chwilowego z wyni­ ków międzynarodowych obserwacji c z a s u ...... 245 B. Paczyński, Perspektywy rozwoju astronomii obserwacyjnej w USA .... 249 B. Paczyński. Nowe dalekie auasi-stellarne i r ó d l a ...... 252 Spis treści 273

KRONIKA

W. Zona, Sprawozdanie z udziału w VII Sympozjum COSPAR w Mar del Plata (Argentyna), maj 1965 ...... 253

DYDAKTYKA ASTRONOMII

I. Atanasijevic (Jugosławia), Praktyczne prace astronomiczne w laborato­ riach ...... 263

KORESPONDENCJA

J. Witkowski, Na marginesie krytycznych uwag S. Nowaka 0 szkicu historii astronomii w Polsce w latach 1945—1963 J. Mergentalera...... 267 J. Mergentaler, 0 uwagach krytycznych dra S. N o w ak a...... 269 S:-y- ■

.

'

______Prenumeratorom naszego pisma przypominamy o konieczności odnowienia prenumeraty na rok 1966. Zamówienia i wpłaty przyjmowane są już od października rb. Wcześniejsze zamówienie i opła­ cenie prenumeraty rocznej zapewni ciągłość w otrzymywaniu pisma przez cały rok 1966, Cena zł 10,—

WARUNKI PRENUMERATY CZASOPISMA „POSTĘPY ASTRONOMII” - KWARTALNIK

Cena prenumeraty rocznej zł 40,— półrocznej „ 20,— Zamówienia i wpłaty przyjmują: 1. Przedsiębiorstwo Upowszechnienia Prasy i Książki „Ruch” w Łodzi, ul. Roosevelta 17, konto PKO nr 7-6-579 2. Oddziały i Delegatury „Ruchu” 3. Urzędy pocztowe i listonosze Zamówienia przyjmowane są do dnia 15 miesiąca poprzedzającego okres pre­ numeraty. Zamówienia dla zagranicy przyjmuje Biuro Kolportażu Wydawnictw Zagranicznych „Ruch”, Warszawa, W ronia 23 (tel. 20-46-88), konto PKO nr 1-6-100.024. Koszt prenu­ meraty ze zleceniem wysyłki za granicę jest o 40$ wyższy. Bieżące oraz archiwalne numery można nabywać w Ośrodku Rozpowszechniania Wydawnictw Naukowych PAN — Ossolineum — PWN, Warszawa, Pałac Kultury i Nauki (wysoki parter). Zdeaktualizowane egzemplarze można nabywać także w Przedsiębiorstwie Upo­ wszechniania Prasy i Książki „Ruch”, Magazyn Zwrotów w Łodzi, ul. Żwirki 17, konto PKO nr 7-6-579. Tylko prenumerata zapewnia regularne otrzymywanie czasopism.

The Quarterly Journal „Postępy Astronomii” gives extensive information about the morks conducted in Polish Observatories. The Journal contains also reviews and general articles from the field of Astronomy. Important papers contain summaries in English and Russian.

All inquiries regarding delivery terms of Polish scientific periodicals should be directed to: Export-Import Enterprise „Ruch” ul. Wilcza 46, W arszawa I, Poland

Prices and contents of current issues of scientific periodicals are stated in a special bulletin „Polish Scientific Periodicals” which is to be found in Scientific Libraries and major distributing firms in your country.

300048429071