S. G RZĘD ZIELSK I
W dniach 12—14 lipca 1956 r. odbyło się, po raz siódmy z kolei, międzynarodowe kollokwium astrofizyczne, organizowane przez In s ty tu t Astrofizyczny w Ltóge. Ustalona już renom a leodyjskich kollokwiów sprawia, że ściągają one co roku astrofizyków z p ra wie wszystkich poważniejszych ośrodków astronomicznych. Tem atyka posiedzeń do tyczy częstokroć węzłowych zagadnień współczesnej astrofizyki, że wspomnę o kol lokwium poświęconemu procesom jądrowym we w nętrzach gwiazd czy też cząstkom stałym w gwiazdach.
Tegoroczne kollokwium poświęcone widmom molekularnym obiektów niebieskich
z n a tu ry rzeczy miało mniej wąsko-specjalistyczny charakter. W idm a molekularne bowiem
interesują zarówno geofizyka — badacza wysokich w arstw atmosfery, astrofizyka ja k i fizyka-spektroskopistę. Uwidoczniło się to w strukturze kollokwium, które tem a tycznie rozpadło się n a trz y działy poświęcone atmosferze ziemskiej, atmosferom planet i gwiazd oraz pracom laboratoryjnym z dziedziny spektroskopii molekularnej. Tym
50
K ronikateż można tłumaczyć liczny udział geofizyków, fizyków a nawet fizyko-ehemików. których liczba — wydaje się — przekraczała liczbę astronomów. O zainteresowaniu fizyków tegorocznym kollokwium może świadczyć fakt, że brał w nim udział prof. G. H e r z b e r g z National Research Council w Kanadzie, chyba największy współczesny au to ry tet w dziedzinie spektroskopii molekularnej.
Ogółem, liczba uczestników przekraczała sto osób. Najliczniejsza była chyba dele gacja Stanów Zjednoczonych licząca 18 osób, najmniej licznymi — jednoosobowe dele gacje Szwecji, Norwegii i W atykanu. Polska była reprezentowana przez dwie osoby: prof, dr W. I w a n o w s k ą i autora niniejszego sprawozdania.
W arto może zauważyć, że znaczną część uczestników kollokwium stanowili ludzie młodzi, przy małej stosunkowo liczbie astronomów starszego pokolenia. W ydaje się, że leżało to po części w intencjach organizatorów, bowiem z inicjatyw y prof. S w in g sa , In sty tu t Astrofizyki w Lifege od szeregu już la t umożliwia kilku młodym astronomom z zagranicy uczestniczenie w kollokwium, pokrywając koszta związane z podróżą i p o bytem .
Z uwagi na bardzo rozległą tem atykę obrad oraz brak kompetencji autora niniej szych uwag, ograniczę się do omówienia referatów tylko najbardziej — w subiektywnym mniemaniu piszącego — istotnych dla astrofizyka. Teksty in extenso ukażą się, jak co roku, w specjalnym tomie publikacji Liege.
Obrady rozpoczęły się pod znakiem braku czasu. Program bowiem był bardzo obfity — sześćdziesiąt kilka referatów, które należało zmieścić w okresie trzech dni. Jednakże dzięki znakomitej organizacji i dyscyplinie referentów, udało się naw et nieco czasu wygospodarować.
Pierwsza faza kollokwium poświęcona była widmom molekularnym atmosfery ziemskiej. Po wstępnym referacie Mc K e l l a r a (Kanada) poświęconym omówieniu rosnącej roli molekuł w interpretacji obserwacji astrofizycznych, zabrała głos II. K. K a ll- m a n (USA), przedstawiając nowy model budowy wysokich warstw atmosfery ziemskiej konsystentny z ostatnim i danym i otrzym anym i na drodze obserwacji rakietowych. Charakterystycznym i cechami tego modelu jest izotermiczność egzosfery (powyżej 150 km), brak głębokich minimów gęstości elektronowej pomiędzy poszczególnymi warstwami jonosfery oraz przesunięcie warstwy dysocjacji molekularnego tlenu na wysokość powyżej 90 km.
W. S. B e n e d i c t (USA) omówił próbę interpretacji linii telurycznych obserwowa nych w podczerwonej części widma słonecznego w okolicy 20 i 6 /u, jako linii ro ta cyjnych i oscylacyjno-rotacyjnych molekuły H20 18. Względne natężenie linii IIa0 18 w stosunku do linii H 20 16 wskazuje n a norm alną obfitość izotopu O18 w wysokich w ar stwach atmosfery.
W referacie W. G-. F ie s e n k o w a (ZSRR) omówione zostały obserwacje dokonane w Ałma-Ata, wskazujące na większą rozciągłość atmosfery ziemskiej w płaszczyźnie ekliptyki niż w innych szerokościach ekliptycznych. Miauowicie, fotom etria fotogra ficzna światła zodiakalnego świadczy o silnej zależności kształtu izofot od położenia ekliptyki w stosunku do horyzontu; ponadto, zaobserwowano 12—15% ,wzrost n a tę żenia linii emisyjnych w widmie nieba nocnego w ekliptyce w porównaniu z natęże niem tych samych linii poza ekliptyką.
Popołudniowe posiedzenie pierwszego dnia poświęcone było widmom molekularnym ciał naszego układu słonecznego (wyłączając Słońce).
Ciekawą próbę wytłumaczenia obserwowanego jednakowego składu chemicznego kom et — jako efektu wtórnego określonego przez możliwości obserwacji pasm rezo nansowych — przedstawił S. M. P o ło s k o w (ZSRR) (notabene praca ta była już uprzednio opublikowana: AcTp. JKyp. 33, 144, 1956). Referat ten spotkał się z kry ty k ą P . Swingsa,
Kronika 51
który zarzucał Połoskowowi nieuwzględnienie decydującego być może efektu fluorescencji wynikającej z absorpcji nadfioletu w pasm ach nierezonansowych.
W drugim referacie S. M. Poloskow zwrócił uwagę n a możliwość obserwacji emisji radiowej jasnych i bliskich komet, pochodzącej z przeskoków między poziomami stru k tu ry rotacyjnej molekuł obecnych w głowach komet.
W referacie H. C. U r e y a i B. D o n n a (USA) podkreślone zostało między innym i znaczenie zachodzenia wysoce egzotermicznych reakcji między nietrwałymi moleku łami (np. 2 CH-vOaH2+ 1 0 4 cal/g) dla stru k tu ry meteorytów.
Tematem posiedzenia przedpołudniowego drugiego dnia obrad były w dalszym ciągu molekuły w układzie słonecznym.
W arto może wspomnieć o odczytanym in absentia referacie (1. de V a u c o u le u r s a dotyczącym ciśnienia i składu chemicznego atmosfery Marsa. Okazuje si£, że ciśnienie na powierzchni planety wynosi 85 ± 4 (bł. prawdop.) milibarów, zaś skład chemiczny (objętościowo) przedstawia się następująco: N — 98,5% , A r — 1,2%, C 02 — 0,25%.
Interesujące wyniki odnośnie do możliwości życia na Marsie podane były w refera tach A. D o llf u s a oraz G. L a s c o m b e s a i J . B o s c h a (Francja) z obserwatorium na Pic du Midi. Zaobserwowano mianowicie, że glony Ohlamydomonas żyjące na śnieżnych stokach Pirenejów wykazują zależność stopnia polaryzacji światła odbitego od k ąta padania podobną do analogicznej zależności dla pewnych obszarów m arsjańskich, p o dejrzanych o istnienie prym ityw nych form życia. Opierając się n a dokonanych obser wacjach można oszacować rozmiary glonów (pirenejskich); okazuje się, że m ają one średnice rzędu 10//. Referenci zwrócili uwagę na zbieżność warunków wysokogórskich (niskie tem peratury i ciśnienia, obfitość ultrafioletu) z warunkam i marsjańskimi.
Na posiedzeniu popołudniowym poświęconym widmom molekularnym w gwiazdach (włącznie ze Słońcem) 1). V. T h o m a s (W. Brytania) zreferował w yniki uzyskane na drodze interpretacji rozkładu natężeń pasm a CN w okolicy A 3883 w widmie błyskowym Słońca otrzym anym podczas zaćmienia 1952 roku. Okazało się, że w dolnych warstwach cliromosfery (do 600 km) tem peratura pobudzenia jest rzędu 4500°.
W kolejnym referacie G. R ig h in i ( Włochy) omówił pierwszą udaną próbę w yzna czenia stosunku obfitości C12/C13 dla Słońca. Ja k wiadomo, dotychczasowe obserwacje wskazywały na istnienie dwu grup obiektów o stosunku C12/C13, odpowiednio, kilka dziesiąt (np. Ziemia) i kilka (gwiazdy węglowe). Wszelkie próby wyznaczenia stosunku CI2/C13 dla Słońca dotychczas zawodziły. G. Kighiniemu udało się zmierzyć w widmie słonecznym dużej dyspersji stosunek szerokości równoważnej linii molekuły C12C13 i linii molekuły Cł2C12, a stąd oszacować wartość stosunku C12/Cla na 10‘i 1 (!). Błąd rzędu czynnika 10 wynika z faktu, iż linia C12C13 leży w skrzydle bardzo silnej linii Cl2C12. W yniki Righiniego mogłyby sugerować, że Słońce, być może, należy d(,> nowej grupy obiektów o anormalnie wysokim stosunku C12/C13. Pogląd ten spotkał się z krytyką P . Swingsa i M. Nicoleta podających w wątpliwość realność rezultatów Righiniego.
W dalszym ciągu, W. I w a n o w s k a omówiła rezultaty prac toruńskich dotyczących spektrofotom etrii gwiazd zmiennych długookresowych w małej dyspersji. W yniki zdają się świadczyć o większej obfitości V i Sc w gwiazdach populacji I I niż w gwiazdach populacji I.
Z kolei G. H. H e r b ig (USA) podał identyfikację 40-tu niezidentyfikowanych linii emisyjnych obserwowanych w widmie zmiennej % Cyg. Okazało się mianowicie, że są to linie pasm a I I —E + molekuły A1H.
Po przeglądowym referacie R. W i l d t a (USA) dotyczącym współczesnego stanu teo rii molekuł w atmosferach gwiezdnych, głos zabrał J . C. P e c k e r (Francja) zwracając uwagę n a rolę molekuł CN, CII i C, w studiowaniu budowy dolnych w arstw chromo
sfery i najwyższych w arstw fotosfery ( r < 0,001). Pasm a absorpcyjne ty ch molekuł 4*
52
Kronikasą bowiem z jednej strony łatwo obserwowalne w widmie Słońca, z drugiej zaś strony, powstając n a pograniczu fotosfery i cłiromosfery, dopuszczają jeszcze stosowanie po jęcia lokalnej równowagi termodynamicznej, co znakomicie ułatw ia interpretację teore tyczną obserwacji. W tym też celu Pecker ułożył tablice dysocjacji dla CH w założeniu, że ilość molekuł CH jest w równowadze z C, 0 , H i CO.
N astępny referat C. de J a g e r ’a (Holandia) i L. N e v e n ’a (Belgia) dotyczył obfi tości molekuł pierwiastków H, C, N i 0 w atmosferach gwiazdowych. Ja k wiadomo, znajomość obfitości (teoretycznych) powyższych molekuł jest nieodzownie potrzebna dla analizy obserwowanych pasm. De Jager i Neven rozwiązali układ równań dysocjacji dla molekuł H 2, C2, Na, 0 2, CH, CN, H20 i innych, używając nowych wartości energii dysocjacji. Rachunki przeprowadzono w założeniu pewnych typow ych składów chemicz nych dla populacji I, II i gwiazd węglowych.
Ostatni dzień kollokwium poświęcony był referowaniu prac laboratoryjnych z dzic^ dżiny spektroskopii molekuł mających znaczenie astrofizyczne.
W znakom itym referacie przeglądowym G. H e r z b e r g omówił zdobycze ekspery m entalne ostatnich kilku lat, zwłaszcza odnośnie do zagadnień równowagi dysocjacyjncj, identyfikacji pasm molekularnych i wyznaczania tem peratur gwiezdnych atmosfer. Herzberg zwrócił uwagę, że jedynym i dotąd zaobserwowanymi w gwiazdach molekułami wieloatomowymi są Cs i SiC2, gdy tymczasem wieloatomowe molekuły pierwiastków H, C, N, O (najobficiej występujących) nie zostały do tej pory zauważone. Je st to kon sekwencja faktu, że molekuły H s0 , N H S, HCN itd., posiadają elektronowe pasm a ab sorpcji w nadfiolecie poza obszarem dostępnym obserwacjom. Molekuły te muszą p o zostać nie zauważone, chyba że uda się zaobserwować ich pasm a oscylacyjno-rotacyjne w podczerwieni. W ymaga to jednak dużych grubości optycznych. W dalszym ciągu referent zwrócił uwagę n a przybliżony charakter formuł określających natężenia przejść oscylacyjnych i wyraził pogląd, że znacznie bezpieczniejszą m etodą wyznaczania tem peratur jest porównywanie obserwowanych stosunków natężeń ze stosunkami otrzym anym i w w arunkach laboratoryjnych w piecach elektrycznych. W zakończeniu referatu, omawiając hipotezy powstawania molekuły C3 z molekuł typu CIIa, C8H4 itp., Herzberg poinformował zebranych o nowych pracach laboratoryjnych dokonanych w Ottawie, świadczących na korzyść uprzednio już proponowanego schem atu rozpadu: CH4->-CH3->-CH2-i>-CH-»CH+ -*-C lub C+ . Zaobserwowano mianowicie pasm a absorp cyjne w okolicy X 2160 i X 1950 odpowiadające reakcjom fotodekompozycji typu: CHa-f + hv->-CH8+ H i CHa+ liv ^ C H + H.
Z pozostałych bardzo specjalistycznych referatów, dotyczących wyznaczania p o ziomów energetycznych i prawdopodobieństw' przeskoków oscylacyjno-rotacyjnych dla różnych dwu- i trzyatom owych molekuł, w arto może wspomnieć o wystąpieniu P . P r o i s y (Francja), który omówił wyniki badań pasm NH i N H 2 w widmie amoniaku. Referent znalazł w obszarze X 4150 — X 8900 szereg nowych pasm NH i N H ,; w szczegól ności zbadał strukturę pasm a kometarnego NH2 w okolicy X 5707 i X 6300. Okazało się, że pasm a te pow stają z nakładania się dwu ciągów linii, z których tylko jeden był do tej pory w widmach kom et obserwowany.
Analizie pasm N H S poświęcony był również referat D. A. R a m s a y ’a (Kanada) odczytany przez Herzberga. Ram say’owi udało się z analizy pasm oscylacyjno-rota cyjnych wyznaczyć odległość między atom am i N i H (= 1 ,0 2 5
A)
w molekule N H , oraz k ą t H - N - H 1=103°).Wspomnę wreszcie o w ystąpieniu H. P. B r o i d a ’y (USA) referującego wyniki pracy N. H. K ie s s a (USA) i własnej odnośnie widma molekuły C„. Znalezione zostały miano wicie nowe słabe pasm a w obszarze X 3600 — X 4200 oraz dokonana została analiza rotacyjnego pasm a w okolicy X 4050 i X 4072. Względna prostota wyżej wymienionych
K ro n ik o
53
pasm pozw ala przypuszczać, że skom plikow ana s tr u k tu ra innycli okolic w idm a C, m a źródło w efekcie n ak ład a n ia się różnycli pasm .W okół znacznej części referatów w yw iązyw ała się zazw yczaj ożyw iona dyskusja tocząca się, ja k zresztą całość obrad, w języ k ach angielskim i francuskim . U niknięcie kłopotliw ych tłu m aczeń w znacznej m ierze przyczyniło się do przyśpieszenia tem pa referatów i w ypow iedzi dyskusyjnych.
Szerokie możliwości w ym ieniania opinii i n aw iązyw ania k o n ta k tó w osobistych uzyskali uczestnicy lcollokwium dzięki codziennym zebraniom o ch a rak te rz e tow a- rzysko-kulinarnym . H ojność bowiem p ry w a tn y c h firm leodyjskicli finansujących kol- lokw ium , przyczyniła się do zapew nienia b ezpłatnego w yżyw ienia w szystkim uczestni kom w raz z rodzinam i. P o n ad to , dalszym i ok azjam i do sp o tk a ń b y ły p rzy jęcia urządzone przez g u b ern a to ra prow incji, U niw ersytet i dziennik „L a i\Ieuse“ .
P o zakończeniu kollokw ium , odbyła się w niedzielę 15-go lipca w ycieczka do H au sur Lesse, miejscowości słynącej z rozległych g ro t w yżłobionych w w apiennych skałach Arden- nów . W yruszono rano a u to k aram i z Liege i po lunchu spożytym w niew ielkim hotelu B eau-S ójour położonym m alowniczo w śród p ag ó rk o w aty ch lasów, u dano się u a zwie dzanie kilkukilom etrow ej długości podziem nych k o ry tarzy , tra c ą c y c h zresztą wiele ze swego pierw otnego u ro k u n a sk u te k sztucznych udogodnień, tłum ów wycieczkowiczów i kom ercjalnego c h a ra k te ru całej im prezy.
D zięki uprzejm ości prof. Swingsa, prof. Iw anow ska i a u to r spraw ozdania m ieli możność zw iedzenia I n s ty tu tu A strofizyki w Cointe-Sclessin p o d Lióge. P o całkow itej dew astacji w okresie w ojny lab o ra to ria są obecnie już w zupełności odbudow ane. P ro w adzi się p race z zakresu spektroskopii w bliskiej i dalekiej podczerw ieni (M. M i g e o t t e — a tla s w idm a słonecznego w obszarze od 2,80 do 23,73 /i, i B . R o s e n ) oraz p race z zakresu fal u ltra k ró tk ic h , zw iązane z bad an iam i zakłóceń w stru k tu rz e sieci krystaliczn y ch (J. D uchesne). In s ty tu t nie dysp o n u je n a razie in stru m e n ta m i astronom icznym i i k o rz y sta często z innych obserw atoriów . P ro je k tu je się je d n a k ustaw ienie 60-cm k am ery S chm idta w Kongo B elgijskim . W a rto zauw ażyć, że pow ażnym źródłem dochodów I n s ty tu tu je s t w ykonyw anie d la różnych firm przem ysłow ych p ra c o czysto użytkow ym charakterze.
P odczas dw udniowego p o b y tu w B rukseli udało się zwiedzić O bservatoire N atio- nale w pobliskim Uccle. W o bserw atorium ty m , prócz bog ato rozbudow anej służby m eteorologicznej obejm ującej również ak ty n o m etrię , prow adzone są b a d a n ia ruchów b ieguna p rzy pom ocy koła południkow ego „A skania", poszukiw ania m ałych p la n ete k p rz y u życiu 40-cm podw ójnego a stro g ra fu oraz prace z zakresu m onochrom atycznych i radiow ych obserw acji Słońca. Im p o n u je zwłaszcza za utom atyzow anie astro g rafu dokonującego zdjęć przez filtry interferencyjno-polaryzacyjne, pozw alające w p rak ty c e n a p ełn ą obsługę in stru m e n tu z pom ieszczenia leżącego kilka p ię te r poniżej k o puły obserw acyjnej. N iestety, nie było ju ż możliwości obejrzenia teleskopu radiowego u s ta w ionego w R ochefort, w znacznej odległości od Brukseli.
K ończąc to k ró tk ie spraw ozdanie, b y ło b y niewdzięcznością nie podziękow ać p r a cow nikom P oselstw a polskiego w B rukseli za życzliwość i troskliw ą pom oc.
Z KORESPONDENCJI
Zawiadomienie
Redakcja otrzym ała następujące zawiadomienie z Ośrodka Filmów Naukowych: W dniu 1 lipca 1956 r. powołany został Ośrodek Filmów Naukowych przy W ytwórni Filmów Oświatowych z siedzibą w Warszawie przy ul. Puławskiej 61.
Do zadań Ośrodka należy:
koordynacja prac filmowych prowadzonych w poszczególnych placówkach nauko wych, udzielanie pomocy technicznej jak wypożyczanie sprzętu, kierowanie do dyspozycji placówek naukowych operatorów filmowych, udzielanie informacji dotyczących zakupu aparatury, zaopatrzenia w taśmę, przeprowadzenia remontów i konserwacja aparatury do zdjęó filmowych, obróbki negatywu, kopii, taśm y odwracalnej,
udzielanie poradnictw a fachowego i organizacyjnego oraz prowadzenie szkolenia pracowników instytutów i kated r w obsłudze filmowej aparatury zdjęciowej,
popularyzacja doświadczeń i osiągnięć placówek naukowych w zakresie filmu nauko wego, wydawanie biuletynu, zorganizowanie filmoteki dokumentacyjnej, przekazy wanie niektórych filmów do rozpowszechniania przez Centralę W ynajm u Filmów,
zorganizowanie wym iany z zagranicą,
przyjmowanie i wykonywanie zleceń na usługi w zakresie realizacji filmów nauko wych.
Zadania powyższe Ośrodek wykonywać będzie w miarę swego rozwoju. W chwili obecnej Ośrodek udzielać może informacji dotyczących zakupu aparatury, zaopatrzenia w taśmę, obróbki negatywu, kopii, taśm y odwracalnej. Poza tym prowadzone są wstępne prace nad zorganizowaniem szkolenia pracowników w obsłudze ap aratu ry zdjęciowej, udzielania poradnictw a fachowego i organizacyjnego a także popularyzacji doświadczeń.
W szystkie instytucje naukowe zainteresowane w wykorzystywaniu kam er filmowych w pracach naukowo-badawczych prosimy o nawiązanie z nam i kontaktu.