WIDMOWY ATLAS NIEBA (KOMUNIKAT) W. I WA N O WS K A
Podaje się. szczegółowe informacje odnośnie podjętego przez ośrodek toruński programu wykonania skalibrowanych fotometrycznie zdjęć widmowych pasa Drogi Mlecz nej, a następnie całego nieba za pomocą teleskopu Schmidta z pryzmatami obiektywo wymi
PRZYNALEŻNOŚĆ MGŁAWIC PLANETARNYCH PO POPULACJI W. I WA NO WS K A , J. K AN TH AK
Przyjmując dla każdego z dwóch głównych typów populacji określoną postać funk cji częstości odległości mgławic planetarnych od płaszczyzny Galaktyki (z), od środka
Galaktyki (/?), oraz określoną funkcję częstości prędkości radialnych (Vr ), uwolnionych od ruchu parałaktycznego i od efektu rotacji różnicowej, otrzymano stosunek prawdo podobieństw przynależności mgławicy planetarnej do I lub II populacji w zależności od wa.tości z, R \ V Przy pomocy otrzymanego wzoru sklasyfikowano mgławice plane tarne o znanych wartościach z, R i Vf . Rachunek wykonano dla trzech różnych syste mów odległości mgławic planetarnych: Szkłowskiego, Woroncowa-Weliamino vva i 0 ’ Della.
PRZYNALEŻNOŚĆ GWIAZD WĘGLOWYCH DO POPULACJI T. BO EN I G K, W. I WA N O WS K A
Metodą analogiczną jak w pracy poprzedniej, wykonano klasyfikację, populacyjną gwiazd węglowych na podstawie wartości Z, R i V Podczas, gdy wśród gwiazd typu N nieznaczny procent przypada na populację II, wśród gwiazd typu R w sąsiedztwie Słońca oba główne typy populacyjne są prawie jednakowo licznie reprezentowane.
WYNIKI OBSERWACJI OKULTACJI RADIOŹRÓDŁA TAURUS A P R Z E Z KORONĘ SŁONECZNĄ W LATACH 1962 i 1963
S. G O R G O L E W S K I
Obserwacje w roku 1962 dokonane zostały .trójbazowym interferometrem o bazach l^-Z 152 A, W-Płd. 118 X i Z.Pid. 111 A. Użyto pojedynczego odbiornika na A = 9,2 m
116 Z pracowni i obserwatoriów
i wstędze 23,5 kHz z trój kanałowym przełączaniem fazowym. Obserwowano ponownie znaczny wzrost amplitudy zapisu interferencyjnego poza normalnym obszarem okultacji, wyznaczono kierunki pola magnetycznego Słońca w superkoronie. Obserwacje w roku 1963 przeprowadzono na 2 częstotliwościach 32,5 MHz baza fl/-Z 152 X oraz 127 MHz baza W-Z 94 A. Uzyskano nowe dane, dotyczące rozpraszania fal radiowych w dużych obszarach superkorony Słońca.
BADANIE INTERFEROM ETRYCZNE CENTRÓW PROMIENIOWANIA RADIOWEGO NA SŁOŃCU
NA CZĘSTOTLIWOŚCI 127 MHZ
Z. TU R Ł O
VI Obserwatorium Astronomicznym UMK w Toruniu dokonywano w okresie od maja do września 1963 r. obserwacji Słońca i radioźródeł na częstotliw ości 127 Mhz, A = = 2,36 m. Użyto interferometru składającego s ię z dwóch reflektorów narożnikowych 3 X 3 X 24 m na bazie Wsch-Zach o długości 223,5 m, oraz odbiornika z przełączaniem fazy A / = 4 Mhz, T = 800°K. Najmniejszy rejestrowany przy pomocy tego urządzenia strumień promieniowania radiowego wynosi około 5 X 10"J5WmVhz dla źródła punktowe go. Dzigki zastosowaniu interferometru, tło pochodzące od integralnego promieniowania radiowego Słońca jest osłabione około 10-krotnie, co przy znacznej czułości pozwala na obserwowanie słabych centrów wzmożonego promieniowania, o małych rozmiarach kątowych. Obserwowano dwa zasadnicze typy dynamiczne centrów aktywnych: 1) szybki wzrost i spadek natężenia promieniowania, czas trwania 1—3 dni strumień w maksimum osiąga wartości przekraczające integralne promieniowanie spokojnej korony, jedno cześnie obserwuje s ię znaczny wzrost promieniowania integralnego; 2) szybki wzrost i wolniejszy, nieregularny spadek promieniowania, czas 'trwania 6 —8 dni, strumień w maksimum osiąga wartość około 0,3 + 0,1 promieniowania integralnego, strumień integralny zmienia się w tym czasie stosunkowo nieznacznie.
Przyjmując na podstawie literatury przeciętną średnicę kątową obszaru zaburzonego V = 6 ' (r - 2 r3 x 105km), oraz zakładając gausowski, o symetrii kołowej, rozkład tempe ratury efektywnej wewnątrz obszaru, otrzymano temperatury efektywne w centrum zabu rzenia rzędu 30v20 x 106 K dla pierwszego typu dynamicznego i 4 f l x 10®K dla |drugiego typu. Na podstawie danych, dotyczących gęstości elektronowej w koronie można stwier dzić, że obserwowane obszary zaburzone występują na wysokościach większych n iż
5 x 105km ponad fotosferą. .
W okresie od 25 VII do 25 VIII dokonywano dokładnych pomiarów fazy interferencji w oparciu o kwarcową słu żb ę czasu. Wyznaczono systematycznie średni okres inter ferencji i fazę dla Słońca i radioźródła Virgo A. Przypadkowe fluktuacje fazy i okresu interferencji wywołane scyn tylacją jonosfery czną, zmianami parametrów systemu odbior czego oraz szumami termicznymi, o-graniczają dokładność, z ja k ą można określić poło że n ie centrum aktywnego na Słońcu.
Oszacowana na podstawie obserwacji radioźródła Virgo A zdolność rozdzielcza interferometru wynosi ± 1 we wznoszeniu prostym i ±1° w deklinacji. Zapisy inter ferencyjne Słońca wykazują duże zmiany fazy w ciągu kolejnych dni obserwacji, równo ważne zmianom wznoszenia prostego do 10 . Wynik ten można interpretować jako realne przesunięcia środka ciężkości jasności radiowej wskutek pojawienia s ię centrów aktywnych na zachodniej lub wschodniej połowie tarczy Słońca.
Z pracowni i obserwatoriów 117
BADANIE CHODU Z E G A R A KWARCOWEGO TKH 1
Z. TU R Ł O
W Obserwatorium Astronomicznym UMK w Toruniu znajduje s ię w próbnej eksploa tacji tranzystorowy zegar kwarcowy TKH 1 nr fabr. 6210 produkcji firmy Electroćas
ĆSRS, wyposażony w płytkę kwarcową G T 100 kHz Quartzkeramik Stockdorf NRD. Od lutego 1963 r. wyznacza s ię poprawką zegara przez porównanie z sygnałami czasu nadawanymi przez radio (Moskwa 5, 10, 15 MH z). Została zastosowana prosta metoda wyznaczania poprawki, polegająca na wyznaczaniu fazy impulsów sekundowych o re gulowanej fazie z zegara TKH 1, przy której następuje koincydencja z impulsami sekundowymi odbieranymi przez radio. Koincydencję określa s ię słuchowo przy pomocy słuchawek połączonych n ie za le żnie z zegarem i radiodbioraikiem. Regulując fazę impulsów sekundowych przy pomocy urządzenia będącego integralną c z ę ś c ią zegara TKH 1, można obserwować? koincydencję wielokrotnie w ciągu jednej serii pomiarów.
Uzyskuje s ię w ten sposób zw iększenie czasu na „de cyzję” i niew rażliwość n& spo radyczne, silne zakłócenia radiowe. Graniczna dokładność koincydencji słuchowej, wynikająca z właściwości ucha, może być na podstawie danych literaturowych oszaco- wara*na 0,01 msek. tt ciągu 15-minutowej serii sygnałów angielskich dokonuje się od 10 do 20 niezależnych wyznaczeń fazy. Wartość średni ą poprawjd (jkreśla się. tą metodą z dokładnością od 0,2 do 0,8 msek w zależności od warunków odbioru. Średni błąd wyznaczenia poprawki w ciągu 3 miesięcy wynosił 0,4 msek.
Poprawka zegara w okresie od 16 IV do 19 VII może być wyrażona równaniem: A t = 209,5+ 1,350 f + 0,2599 t2 - 0,001174 t’
A t — milisekundy, t — doby.
Aproksymując zmianę częstotliw ości rezonatora kwarcowego wskutek starzenia, krzywą w ykładniczą typu:
X
/ ( t ) = /o ( U k ) - \ f - e T
Uzyskano dla danej płytki kwarcowej: stała czasowa starzenia — T = 74 doby, zmiana częstotliwości po czasie nieskończenie długim — A / = 4,4 X 10'2H z.
Parametr jakości zegara K zaproponowany przez H.M. S m i t h a (M.N. Vol. 13, 1953, pp 67—80) wynosi dla badanego zegara TKH 1
msek K = 6,3 --- •
d m ies2
(D la porównania: zegary kwarcowe najwyższej jakości K = 0,1, zegary wahadłowe
K = 10 — 50).
Wydaje się, że przy obecnym stanie techniki, w wielu zastosowaniach praktycz nych wymagających dokładnego czasu, małe stranzystorowane zegary kwarcowe s ą rozsądnym kompromisem, pozwalającym przy niewielkim poborze mocy, małych wymia rach i prostej obsłudze, osiągnąć d u żą pewność działania i dokładność przew yższającą najlepsze zegary wahadłowe.
118 Z pracowni i obserwatoriów
OBSERWACJE PASMA MIĘDZYGWIAZDOWEGO 4430 A W MAŁEJ DYSPERSJI
J . H A N A S Z
Przy użyciu reflektora parabolicznego o średnicy 25 cm wyposażonego w pryzmat obiektywowy zebrano materiał fotograficzny, zawierający widma 38 gwiazd wczesnych typów w małej dyspersji, W widmach tych zmierzono absorpcje centralne lin ii między- gwiazdowej 4430 A z błędem średnim około 0.™ 0 18-Będąca w dyspozycji Obserwatorium UMK k lisza naświetlona w Obserwatorium Warner and Swasey (Cleveland Ohio) przy pomocy 24/36-calowego teleskopu Schmidta posłużyła jako dodatkowy materiał obser wacyjny (obszar Drogi Mlecznej w gwiazdozbiorze Kasjopei) dla pomiarów pasma 4430 A w widmach 29 gwiazd. Średni błąd pomiaru na tej kliszy ocenia się na około 0™028. W pracy uzyskano następujące rezultaty:
1. Wykonano nowy katalog pomiarów pasma międzygwiazdowego 44 30 A, zaw ierają cy absorpcje centralne tego pasma dla 67 gwiazd.
2. Została potwierdzona dobra korelacja tych pomiarów z poczerwienieniem (wyzna czenia Hilt(nera), która nie jest wiele gorsza od przeanalizowanych korelacji 4430 — 3E B _ y d la innych katalogów, uzyskanych z pomiarów widm w dużej dyspersji.
3. N a podstawie punktu (2) wnioskuje się, że instrumenty zaopatrzone w pryzmaty obiektywowe (w szciególności kamery Schmidta) o dyspersji rzędu 400 A/mm nadają s ię dobrze do pomiarów szerokiego pasma międzygwiazdowego 4430 A. Dzięki temu duża liczb a gwiazd będzie mogła być objęta szerokim programem obserwacyjnym. 4. Rozrzut punktów n a wykresach 4430 — 3 £ g _ [ /je s t spowodowany głównie przez błędy obserwacyjne natężenia pasma 4430 A, nie zaś przez mały współczynnik korelacji dla zależności 4430 — 3E g _ y . Na podstawie analizy katalogów pomiarów 4430 A można jednak przypuszczać, że istnieje resztkowy rozrzut, którego nie da s ię wytłumaczyć przez błędy obserwacyjne 4430 i 3E Ten rozrzut może wynikać z założenia, że X = A b s /£ B —V ~ ® • Jak wynika z obserwacji, X może fluktuować w różnych obszarach Drogi Mlecznej. Uwzględnienie tych fluktuacji może prowadzić do ścisłej zależności między natężeniem 4430 i ekstynkcjąm iędzygw iazdow ą — XE g _ j / .
ZLIC ZEN IA POJEDYNCZYCH GALAKTYK W POLACH WYHRANYCH ATLASU PALOMARSKIEGO
W. Z O N N
W związku z pracami nad galaktykami podwójnymi autor dokonał zliczeń galaktyk pojedynczych w około 300 wybranych polach o rozmiarach 1?5 x 1?5, rozrzuconych równomiernie na całym niebie (wyjąwszy deklinacją m niejszą niż — 30P pominiętą na Atlasie Palomarskim). Z prowizorycznych danych wynika, że zliczenie to sięga do galaktyk jaśniejszych o 0^9 , n iż zliczenia H u b b l e ’ a sprzed 30 laty. Aczkolwiek wyniki moich zliczeń w sk azują na znaczne odchylenie od rozkładu przypadkowego, żadnych jednak śladów istnie nia czegoś w rodzaju „rów nika supergalaktycznego” (G. D e V a u c o u l e u r s , V istas in Astronomy II, 1590, 1956) nie wykryto. Stwierdzono jedynie wyraźny deficyt liczby galaktyk w okolicach zbliżonych do kierunku ku środko wi Galaktyki, dowodzący silniejszego wpływu tam materii międzygwiazdowej galak tycznej, n iż w innych obszarach bliskich równika galaktycznego. Nie ma też w moich zliczeniach żadnej asymetrii liczby galaktyk na półkuli północnej i południowej.
Wyrównując wyniki zlicze ń przy pomocy wzoru: log N A — B csc b
otrzymałem dla zdjęć niebieskich:
Półkula północna A — 1,984 ± 0,105 B = 0,154 ± 0,089 " południowa A — 1,986 ± 0,018 B = 0,184 ± 0,014 Ł ąc zn ie dla obu półkuli A — 1,991 ± 0,023 B = 0,170 ± 0,018
Na uwagę zasługuje znacznie większa dyspersja obu wartości stałych na półkuli północnej, n iż na półkuli południowej, co jest wywołane obecnością na północnej półkuli nieba wielu jasnych gromad galaktyk (Virgo, Coma i inne).
Chcąc obecne wyniki porównać z poprzednimi (dokonywanymi w obszarach 1°
X
1°) n a le ż y od stałej A odjąć log (1,5)J = 0,35. Projektuje się dokonanie zliczeń pojedyn czych galaktyk również na zdjęciach czerwonych.WIEKOWE PRZYSPIESZAN IE W RUCHU KOMErY OKRESOWEJ GRIGG-SKJELLERUP
G. S I T A R S K I
W heliocentrycznym ruchu komety metodą wariacji elementów obliczone zostały perturbacje wywołane przez osiem kolejnych planet, od Merkurego do Neptuna. Jednak że próba pow iązania czterech pojawień się komety w latach 1947, 1952, 1956, 1957
120 Z pracowni i obserwatoriów
i 1961 nie udała się; średni błąd jednej obserwacji był większy n iż pow iązania trzech pojawień i wynosił" + 4"11. Szczegółowe badania wskazywały, że w ruchu komety prawdopodobnie istnieje niegrawitacyjne wiekowe przyspieszenie.
W celu wyznaczenia wartości przyspieszenia, do równań obserwacyjnych wpro wadzona została jako siódma niewiadoma dobowa zmiana średniego ruchu dziennego komety. Wykorzystując obserwacje z czterech ostatnich pojawień się komety, utworzone zostały 33 równania warunkowe, z których — oprócz poprawek elementów orbity —
znaleziona została wartość? wiekowego przyspieszenia w ruchu komety:
k = (+ O'lOOO 000 91 + O'lOOO 000 14) doba’2
Po uwzględnieniu tak znalezionego przyspieszenia, obserwacje z czterech poja wień się komety dadzą się dobrze przedstawić za pomocą jednego systemu elementów orbity; średni błąd jednej obserwacji wynosi wówczas + 2" 62.
Obliczone też zostały elementy orbity na epokę ostatniego pojawienia się komety, przy czym w średnim ruchu dziennym i anomalii średniej uwzględniona została zmiana wywołana wiekowym przyspieszeniem, a mianowicie:
S_ = + O'lOOO 000 91 ( t - t„) akc
5 W akc= +0':000 000 46 (t - t0)2 gdzie odstęp czasu t — to jest wyrażony w dobach.
MODEL RUCHÓW GAZU MIĘDZYGWIAZDOWEGO W CENTRALNYCH CZĘŚCIACH GALAKTYKI
S. G R Z Ę D Z I E L S K 1
Przebadano różne warianty ekspansyjnych ruchów gazu wokół centrum Galaktyki, uwzględniając efekty hydromagnetyczne i wpływ pola grawitacyjnego Galaktyki. Od powiednie nieliniowe równania ruchu całkowane były przy pomocy maszyny Ural-2 w Centrum Obliczeniowym PAN. % wyniku uzyskano model ruchów gazu w częściach centralnych, dobrze — pod względem jakościowym — oddający obserwacje. W modelu tym masa i moment, pędu tłoczone są. do otoczenia jądra Galaktyki poprzez koronę Galaktyki.
PRZYPU SZCZALN A STRUKTURA GAZOWEJ KORONY GALAKTYKI
S. G R Z Ę D Z I E L SK1 , K . S T Ę P I E Ń
Przedyskutowany został problem struktury gazowej korony Galaktyki w świetle spektroskopowych obserwacji obłoków koronalnych, opublikowanych przez G. M i i n c h a i H. Z i r i n a . Rozpatrzono dwie ewentualności: 1) obłoki koronalne s ą wynikiem
Z pracowni i obserwatoriów
12
]kondensacji materii w koronie, i 2) obłoki koronalne pochodzą z przyrównikowej warstwy materii międzygwiazdowej. W wyniku okazało się, że przypadek 1) jest niezwykle małfo prawdopodobny, i że — wbrew temu co uzyskali M iin c h i Z i r i n — obłoki koro nalne s ą najprawdopodobniej obszarami HI o małych masach rządu masy Słorfca. W obłokach tych skupia się gros masy korony (do 2 = 1 kps), co wyklucza statyczny model korony proponowany przez S p i t z e r a .
FOTOELEKTRYCZNE POMIAKY P O L A R Y ZA C JI ŚWIATŁA GWIAZD 0 ZNANEJ SZEROKOŚCI PASMA AA 4430
S. G l t Z Ę D Z I E L S K I , W . K R Z E M I N S K 1
Przy pomocy 33 cm refraktora Obserwatorium Astronomicznego UW w Ostrowiku w połączeniu z polarymetrem fotoelektrycznym, wyznaczono parametry Stokesa dla 16 gwiazd o szerokościach równoważnych pasma AA 4430 wyznaczonych przez B u t l e r a . Zestawiono korelacją między szerokością równoważną pasma a polaryzacji i nadwyżką barwy.
NIESTAliILNOŚĆ GRAWITACYJNA OBŁOKÓW W PROCESIE ZGĘSZCZANIA W WYNIKU DZIAŁANIA
CIŚNIENIA ZEWNĘTRZNEGO
K. K O S S A C K I
Rozważane jest rozchodzenie się sferycznej, izotermicznej fali uderzeniowej w obłoku poddanym działaniu zewnętrznego ciśnienia. Badane s ą warunki, kiedy może nastapić rozpad zgęszczonej warstwy obłoku w wyniku niestabilności grawitacyjnej.
DWUWYMIAROWA KLASYFIKACJA WIDMOWA GWIAZD
OPARTA NA CZTEROBARWNEJ FOTOMETRII FOTOELEKTRYCZN EJ
A. K R U S Z E W S K I
W ciągu ostatnich kilku miesięcy wykonywane były czterobarwne obserwacje foto- elektryczne przy pomocy 35 cm reflektora w Ostrowiku. Wstępne rezultaty tych obser wacji w skazują na m ożliwość wyznaczania z nich typów widmowych oraz klas jasności absolutnej dla szerokiego zakresu typów widmowych. Szczególnie dogodna sytuacja istnieje dla gwiazd wczesnych typów widmowych, gdzie można w prosty sposób uwol n ić s ię od zakłócającego wpływu poczerwienienia międzygwiazdowego.