A strofizyczn a k on feren cja w L iege 15— 17 lipca 1954 r. E. RYBKA
W dniach 15—17 lipca 1954 r. odbywała się w Liege konferencja międzynarodowa n a tem at: „Stałe cząstki w obiektach astronomicznych". Była to z kolei szósta m ię dzynarodowa konferencja, zorganizowana przez In sty tu t Astrofizyczny Uniw ersytetu w Liege, pozostający pod kierow nictw em prof. P. S w i n g s a. K onferencje astrofi zyczne w Liege cieszą się zasłużonym rozgłosem i dotyczą zawsze aktualnych zagad nień, związanych z badaniam i spektralnym i w ykonywanym i w Instytucie A stro fizycznym w Liege. Tak np. konferencja w 1952 r. dotyczyła fizyki komet, a w r. 1953 — procesów jądrow ych w ciałach niebieskich. K onferencja z r. 1954 przewyższyła po przednie zarówno liczbą uczestników (około 150) jak i liczbą referatów (52). Rozpadała się na 5 sekcji, które następowały po sobie, ta k że uczestnicy konferencji brali udział kolejno w posiedzeniach wszystkich sekcji. Sekcje te dotyczyły zagadnień:
A. P y ł w u k ł a d z i e g w i a z d o w y m . B. Z j a w i s k a p y ł o w e i z w i ą z a n e z n i m i e f e k t y w w i d m a c h g w i a z d . C. B a d a n i a l a b o r a t o r y j n e n a d c z ą s t k a m i g r a f i t u w a s p e k c i e w i d m o w y m . D. D y m w p r z e s t r z e n i m i ę d z y g w i a z d o w e j i w m g ł a w i c a c h . E. P y ł a. p o c h o d z e n i e i e w o l u c j a g w i a z d .
Obrady każdej sekcji zaczynały się od wprowadzającego przeglądowego referatu, po którym następow ały referaty z oryginalnych prac i dyskusja.
A. R eferat w prowadzający w sekcji pierwszej wygłosił M. M i n n a e r t na tem at „Pył w przestrzeni m ię d z y p la n e ta rn e jW referacie tym wskazał na trzy źródła w ia domości o pyle w układzie planetarnym : 1) św iatło zodiakalne, 2) słoneczna korona zew nętrzna, 3) meteory. Referent zwrócił uwagę na trudność rozdzielenia w ielu s k ła dowych świecenia nieba nocnego, jak światło zodiakalne, integralne światło gwiazd, światło gwiazd rozproszone przez atmosferę, świecenie jonosfery, możliwe świecenie najwyższych w arstw atmosfery. Jako przykład systematycznej analizy tych składo wych podał nieco zmodyfikowaną m etodę Fiesjenkowa. B arw a św iatła zodiakalnego jest bardzo bliska do barw y św iatła słonecznego, najnowsze zaś badania B e h r a i S i e d e n t o p f a (1953) w ykazują dość dużą polaryzację (20—30"/o) św iatła zodia kalnego szczególnie w dużych elongacjach.
Dawniej sądzono, że w zjaw isku św iatła zodiakalnego, cząstkami rozpraszającym i światło, są stałe odłamki lub ziarna pyłu. Wysokiej polaryzacji, stwierdzonej przez B e h r a i S i e d e n t o p f a , nie można wyjaśnić samym rozpraszaniem przez stałe cząstki, obecność więc elektronów w św ietle zodiakalnym, ja k na to w skazyw ali B i r - k e l a n d , D a u v i l l i e r , W h i p p l e i G r o s s n e r , je st niew ątpliw a. Pył zdaje się tworzyć płaską w arstw ę przy płaszczyźnie ekliptyki, natom iast elektrony tworzą dokoła Słońca w ielką chmurę, w której powierzchnie rów nej gęstości są elipsoidami
150
K ron ik aobrotowymi z osiami tworzącymi stosunek 1 :2. W odległości Ziemi od Słońca kon centracja elektronów wynosi 103 n a cm3. B adania korony zew nętrznej wykazują, że jasność jej przechodzi w sposób ciągły w jasność św iatła zodiakalnego.
Następnie M i n n a e r t zwrócił uwagę n a dokonane przez van de H u 1 s t a w r. 1947 porów nanie liczby m eteorów w atm osferze ziemskiej z liczbą cząstek, w y stępujących w świetle zodiakalnym i koronie zew nętrznej. Z badań tych w ynika, że cząsteczki tworzące światło zodiakalne są około 10 000 razy liczniejsze niż obserwo w ane meteory. M innaert zaznaczył, że w brew w ypowiadanym często poglądom, nie można uważać św iatła zodiakalnego za rozciągłą atm osferę Ziemi. Składowa ziemska odgrywa tylko pew ną rolę w najniższej części św iatła zodiakalnego, gdzie rozciąga się ono nienorm alnie szeroko wzdłuż horyzontu.
Co się tyczy pochodzenia pyłu międzyplanetarnego, to M innaert rozważał cztery możliwości jego uzupełniania:
1) Chw ytanie cząstek z przestrzeni międzygwiazdowej. M innaert sądzi, że jest ono mało efektywne.
2) D ezintegracja planetoid pod wpływem bom bardow ania przez m ałe m eteoryty (Hipoteza F i e s j e n k o w a z 1952 r.).
3) Chw ytanie kom et przez Jowisza.
4) Dezintegracja komet, dająca 3.107 gramów pyłu na sekundę.
M innaert wspomniał o rozważaniach R u s s e l l a dotyczących wyparow yw ania cząstek meteorowych w pobliżu Słońca. Z badań B e h r a i S i e d e n t o p f a wynika, że w odległości do 0,6 j. a. od Słońca gęstość m aterii maleje. W odległości tej „czarne ciało“ m iałoby jednak tem peraturę tylko 350° abs., co nie dałoby wyczuwalnego w y parow yw ania.
B adania m eteorytów dostarczają cennych wskazówek co do istoty ziaren między planetarnych. Z iarna te m ają więcej składników m etalicznych niż cząstki pyłu m ię dzyplanetarnego, bo takie składniki, jak H, C, N i O p a ru ją szybko w pobliżu Słońca. Według W h i p p l e ’a gęstość niektórych m eteorów kom etarnych je st rzędu 0,2—1. Praw dopodobnie są one złożone z lodu.
W zakończeniu referatu M innaert postaw ił następujące zagadnienia do dyskusji i dalszych badań:
1) Jak ie albedo należy przyjąć dla cząstek pyłu wchodzących w skład św iatła zodiakalnego?
2) J a k pow inna zmieniać się liczba cząstek wraz z odległością od Słońca, aby dało się w yjaśnić zarówno koronę zew nętrzną jak i jasność św iatła zodiakalnego w dużych odległościach?
3) Ja k a jest liczba cząstek w sąsiedztwie Ziemi, wyprowadzona z obserwacji meteorów?
4) Czy dałoby się wykazać istnienie chm ury pyłu meteorowego, poruszającej się dokoła Słońca z prędkością tego samego rzędu, co Ziemia? Zagadnienie to można by rozstrzygnąć przez wykrycie ewentualnego nadm iaru wolno poruszających się me teorów i bezpośrednie obserwacje za pomocą rakiet.
5) Gdybyśmy tymczasem założyli, że rozkład gęstości je st quasi-stacjonarny, to czy rozkład ten dałby się wyjaśnić ilościowo zarówno w płaszczyźnie ekliptyki, jak i równolegle do niej przez rozpad kom et i bom bardow ania planetoid.
6) Ja k należałoby w yjaśnić rozkład gazu dokoła Słońca? K tóra z przyczyn po w staw ania gazu m a większe znaczenie: wyparow yw anie cząstek pyłu czy też em isja gazu przez Słońce?
7) Co można powiedzieć o istnieniu i znaczeniu składowej ziemskiej św iatła zo diakalnego?
K ronika 151
M innaert w referacie nie poruszył sprawy przeciwblasku, jako zjaw iska bardzo specjalnego związanego tylko z Ziemią i mającego małe znaczenie dla porównywania jego z m aterią międzygwiazdową.
Po referacie M innaerta były wygłoszone następujące kom unikaty: M. J. S e a t o n (Anglia) mówił na tem at: „Możliwy wpływ pyłu m iędzyplanetarnego na zjaw iska atmosferyczne", referując przy tym pracę F. L i n k a z Czechosłowacji „O roli pyłu meteorowego w atm osferze ziemskiej". N astępnie D. B a r b i e r (Francja) mówił o św ietle zodiakalnym, referując obserw acje wykonane w H aute Provence. H. K. K a l l m a n n (USA) mówiła o ilościowych ocenach częstości i rozkładu masy czą stek pyłu wywołującego efekt św iatła 2bdiakalnego, a potem H. S i e d e n t o p f (Niemcy) referow ał wyniki obserw acji św iatła zodiakalnego n a Jungfraujoch, dodając w yjaśnienia teoretyczne. Obserwacje te były wykonyw ane 20° nad horyzontem, przy czym potwierdzono zupełną sym etrię w stosunku do ekliptyki. N astępnie H. C. van d e H u 1 s t (Holandia) wygłosił referat o polaryzacji św iatła zodiakalnego. Odczytany został re fe ra t C. H o f f m e i s t e r a (Niemcy): „O niektórych szczególnych aspektach św iatła zodiakalnego". N astępnie P. G. K u l i k o w s k i odczytał re fe ra t B. J. L e w i n a (ZSRR) pt. „Rozkład cząstek międzygwiazdowych na podstawie ich rozm ia rów i fotom etrii św iatła zodiakalnego".
Kolejne następne referaty dotyczyły następujących tem atów : E. O p i k (Irlan dia) — dw a referaty: „Rozkład natężenia geocentrycznego strum ienia meteorów na sferze niebieskiej", „Masy m eteorów "; C. de J a g e r (Holandia): „Uwagi o chw ytaniu pyłu zodiakalnego, przez Ziem ię"; F. L. W h i p p l e (USA): „O pochodzeniu cząstek zodiakalnych"; w referacie przytoczono następujące efekty elim inacyjne: 1) efekt Poyntinga-Robertsona, 2) w iatr międzygwiazdowy i 3) perturbacje; N. R i c h t e r (Niemcy): „Badania eksperym entalne dotyczące oświetlenia chm ur kosmicznych pyłu".
Po referatach nastąpiła dyskusja nad referatem wprow adzającym i referatam i szczegółowymi. W dyskusji zatrzym ano się nad problemami: techniką obserwacji, nad m ałymi cząstkami, nad modelem rozkładu ziaren w przestrzeni, nad związkiem korony ze światłem zodiakalnym, nad liczbą meteorów i liczbą cząstek pyłu m iędzy planetarnego, ruchem i ewolucją cząstek w chmurze m iędzyplanetarnej.
B. Po zakończeniu dyskusji przystąpiono do sekcji drugiej, obejm ującej zjaw iska pyłowe i związane z nim i efekty w widm ach gwiazd. R eferat w prow adzający wygłosił O. S t r u v e (USA). Mówił on o osobliwościach gwiazdy M ira Ceti i A ntaresa. Już P a r e n a g o odkrył, że towarzysz M ira Ceti zmienia się w okresie obiegu, co jest w ywołane wpływem m aterii rozrzedzonej. Podobny przypadek zachodzi u A ntaresa, którego towarzysz w ykazuje w widm ie linie emisyjne. Specjalną wzmiankę O. Struve poświęcił pracy W. I w a n o w s k i e j dotyczącej gwiazd szybkich. W zakończeniu Struve wskazał na możliwość spadku cząstek na front poruszającej się gwiazdy. Re feratów oryginalnych było tylko pięć, a mianowicie Z. K o p a l (Anglia) mówił o moż liwej roli stałych cząstek przy zaćmieniach e Aurigae; odczytane zostały referaty astro nomów am erykańskich L. A. A l l e r a i E. B. W e s t o n a: „O zm ianach krótkookre sowych w widm ie T T auri" oraz A. M c K e l l a r a i E. H. R i c h a r d s o n a: „Względne gradienty spektralne niektórych zimnych gwiazd węglowych w dziedzi nach niebieskiej i fioletowej". N astępnie J. F u j i t a (Japonia) mówił o badaniach porównawczych widm pięciu gwiazd węglowych w dziedzinach wizualnej i podczer wonej. W reszcie odczytany został referat M. W. F e a s t a (Południowa Afryka): „Widma AU .Cen i G P Ori oraz nieprzezroczystość w dziedzinie fioletowej gwiazd ty p u N“.
Potem w yw iązała się krótka dyskusja, k tóra zakończyła pierw szy dzień konfe rencji.
152 Kronika
C. Drugi dzień obrad rozpoczęto od trzeciej sekcji — „Badania laboratoryjne czą stek grafitowych w aspekcie widmowym". Sekcja ta, podobnie jak sekcja druga, zaw ierała również niewiele referatów . R eferaty wprow adzające wygłosili G. H e r z - b e r g (Kanada) d B. R o s e n (Belgia). R eferat H erzberga dotyczył cząstek gazo wych. Mowa tam była o widm ach cząstek międzygwiazdowych i kom etarnych, przy czym prelegent wybiegał daleko poza wspomniane w tytule sekcji cząstki grafi towe. N ajpierw przy om awianiu zagadnienia identyfikacji ostrych linii międzygwiaz dowych, wywoływanych przez cząsteczki dwuatomowe i trzyatomowe, H erzberg za znaczył, że w tym kierunku ostatnio nie posunięto się poważniej naprzód, gdyż nie dodano żadnej ostrej linii do wykazu ogłoszonego w r. 1941 przez M cK ellara. W w y kazie tym dziewięć linii należy do neutralnych atomów (Na, Ca, K, Fe), sześć do jonów metalicznych (Ti+, Ca+), siedem — do neutralnych cząstek dwuatomowych (CN, CH) oraz trzy linie — do zjonizowanej cząstki (CH^). Nie zostały jeszcze ziden tyfikow ane linie 3934,29A i 3579,04A.
Wszystkie dwuatomowe cząsteczki, obserwowane w absorpcyjnych widmach międzygwiazdowych, są obserwowane również jako em isyjne w widm ach komet. C2, OH, NH i CO+ w ystępują bardzo wydatnie, a N2+ i OH+ w ystępują słabiej, i to głównie w warkoczach komet. Herzberg podał długości fal pasm CN+ i NH+, co może dopomóc w stw ierdzeniu ich obecności w widm ach komet.
N astępnie Herzberg zajął się problem em pow staw ania cząstek dwuatomowych w kom etach i w ośrodku międzygwiazdowym. W przestrzeni międzygwiazdowej n a leży rozpatryw ać reakcje rekom binacji dwóch atomów i reakcje w ym iany typu AB + C -* A + BC. O statni ty p reakcji może utworzyć tego rodzaju cząsteczki, jak N2, H2, i NH, k tóre nie zdają się powstawać w drodze rekom binacji dwóch atomów. Jeżeli jony H 2+ dość obficie pow stają przez radiatyw ną rekom binację, to zderzenie jonów H 2+ z atomami C, N i O mogą doprowadzić do utw orzenia cząstek CH, CH+, NH, NH + , OH, OH+.
Z kolei Herzberg przeszedł do cząsteczek trójatom owych, których w idm a sta nowią jeden z głównych obiektów badań laboratorium spektroskopowego w Ottawie, pozostającego pod kierownictwem Herzberga. H erzberg przytoczył liczne wyniki ba dań laboratoryjnych, co się zaś tyczy widm astronomicznych, to grupa A 4050 w w id mie kom et może być przypisana radykałow i trójatom owem u. Pierw otne przypisyw a nie jej związkowi CH2 nie okazało się słuszne. Badania D o u g l a s s a ostatecznie wykazały, że cząstką w yw ołującą grupę linii A 4050 jest C;j (mieszanina izotopów Cis i C12). Drugim trójatom ow ym wolnym radykałem , w ystępującym w kometach, jest NH2. Pow staje on przez rozpad am oniaku NH3 jaki w yparow uje z konglomeratów lodowych. NH2 podlega dalszemu rozpadowi według schem atu
NH,.j -* N H2 -> N H (-> N H 1) N.
Innym trójatom ow ym radykałem , m ającym znaczenie astrofizyczne, je st HCD. Silniejsze pasmo ze złożonego pasm a należącego do ciężkiego wodoru w DCO, jest bardzo bliskie co do położenia i rozmieszczenia w tórnych pasm w stosunku do pasm a w ykrytego przez K uipera (1949) w widm ie Urana. Zgoda jednak co do położenia między widmem zaobserwowanym i teoretycznym wym agałyby przesunięcia pasm, H erzberg przeto jest raczej zdania, że pasmo K uipera wywołane jest przez cząsteczki HCO, które mogą powstawać według schem atu
H + CO -*■ HCO + h \.
Kronika 153
H e rz b e rg b a d a ł m o ż liw o ść p rz y p is y w a n ia ro z m y ty c h lin ii m ię d z y g w ia z d o w y c h lin io m a b s o r p c y jn y m p ie r w ia s tk ó w z g ru p y ż e la z a lu b r z a d k ic h z ie m z a w a r ty c h w z ia r n a c h m ię d z y g w ia z d o w y c h , n ie z n a la z ł je d n a k a rg u m e n tó w , k tó r e p o tw ie r d z a ły b y s łu sz n o ść ty c h zało ż eń .
K r ó tk i k o r e f e r a t B. R o s e n a z B e lg ii d o ty c z y ł z a le ż n o śc i m ię d z y c z ą s tk a m i sta ły m i. O b e jm o w a ł o n ró w n ie ż r e f e r a t J. G. P h i l l i p s a i L. B r e w e r a o czą s te c z k a c h C3 i p o d o b n y c h do n ic h . C z te ry o r y g in a ln e k o m u n ik a ty z a w ie ra ły w y n ik i n a s tę p u ją c y c h p r a c : R. i L. H e r m a n (F r a n c ja ): „ N ie k tó re n o w e w y n ik i e k s p e r y m e n ta ln e d o ty c z ą c e e m is ji k o m e - t a r n y c h “ ; K . E. S h u l e r : „O ró w n o w a d z e te m p e r a t u r y i o f u n k c ji m a ły c h c z ą s te k w ę g lo w y c h w p ło m ien iach * 1; M . G. I n g h r a m : „ B a d a n ia c z ą ste c z e k g r a f itu z a p o m o c ą s p e k tr o g r a f u m a s o w e g o " ; P. G o l d f i n g e r (B elg ia): „ M e c h a n iz m w y p a r o w a n ia g r a f itu i k o n d e n s a c ja w ę g la “ . .
D. P o k r ó tk ie j d y s k u s ji p r z y s tą p io n o d o n a ja tr a k c y jn ie j s z e j i n a jr o z le g le js z e j te m a ty c z n ie se k c ji c z w a rte j, z a ty tu ło w a n e j o g ó ln ie „D ym w p r z e s trz e n i m ię d z y g w ia z d o w e j i w m g ła w ic a c h 1'. S e k c ja t a r o z p a d a ła się n a 7 g r u p z a g a d n ie ń : 1) D a n e o b s e r w a c y jn e d o ty c z ą c e a b s o rp c ji, b a r w y i e m is ji w g a la k ty k a c h ; 2) P r a w o a b s o r p c ji m ię - d z y g w ia z d o w e j; 3) J a s n e m g ła w ic e ; 4) G w ia z d y n o w e i m g ła w ic e ; 5> D a n e o b s e r w a c y jn e d o ty c z ą c e p o la r y z a c ji; 6) T e o rie z ia r e n m ię d z y g w ia z d o w y c h ; 7) T e o rie p o la ry z a c ji.
R e f e r a ty w s tę p n e z o s ta ły w y g ło sz o n e p rz e z H . C. v a n d e H u 1 s t a i J . H. O o r t a. V a n d e H u ls t m ó w ił n a te m a t: „ S ta łe c z ą s tk i w p r z e s tr z e n i m ię d z y g w ia z d o - w e j“ . I s tn ie n ie s ta ły c h c z ą s te k m ię d z y g w ia z d o w y c h , in a c z e j z w a n y c h „ z ia rn a m i1" z o s ta ło p o tw ie r d z o n e ju ż o k o ło 1928 r., is tn ie n ie z a ś z ia r e n w y d łu ż o n y c h lu b sp ła sz c z o n y c h m o że b y ć u w a ż a n e za u d o w o d n io n e od r o k u 1949 p o o d k ry c iu p o la r y z a c ji m ię - d z y g w ia z d o w e j. P o z a ty m w p r z e s tr z e n i m ię d z y g w ia z d o w e j w y s tę p u ją sw o b o d n e e le k tro n y , sw o b o d n e p ro to n y , jo n y w o d o ro w e o ra z a to m y ró ż n y c h p ie r w ia s tk ó w . S zczeg ó ln y e f e k t e k s ty n k c ji w y w o ł u j ą jo n y w o d o ro w e H —. Ź ró d ła m i n a s z y c h w ia d o m o ś c i o d y m ie m ię d z y g w ia z d o w y m są b a d a n ia te o r e ty c z n e , d o ty c z ą c e s k ła d u i t e m p e r a t u r y z ia r e n , o ra z b a d a n ia o b s e r w a c y jn e , p r o w a d z ą c e do p o z n a n ia ro z m ia ró w , k s z t a łt u i ilo ści z ia re n . R ó w n o ść e m ito w a n e g o i p o c h ła n ia n e g o p ro m ie n io w a n ia w y s tę p u je w p r z e s tr z e n i m ię d z y g w ia z d o w e j d la te m p e r a tu r y 3°K, a d la c z ą s te k o ś r e d n ic y od 0,2 d o 2u d la te m p e r a t u r y 10— 40°K. N a jp ra w d o p o d o b n ie js z y m i s k ła d n ik a m i z ia r e n s ą ró ż p e lo d y , ta k ie j a k HoO, H>, N H 3, C H 4, F e, C. Z b a d a ń o b s e r w a c y jn y c h n a d e k s ty n k c ją w y n ik a , że z ia r n a m a j ą k s z t a łt s f e ry c z n y o ś r e d n ic y p rz e c ię tn ie 0,8u. N a r a s ta n ie z ia r e n p rz e z k o n d e n s a c ję z g a z u m ię d z y g w ia z d o w e g o s p r a w ia , że ro z m ia r y te z ia r n o o sią g a w c ią g u 108 la t. O z n acza to, że c z ą stk i są m n ie js z e , n iż się teg o sp o d z ie w a n o , i że ja k i ś p ro c e s m u s i o g ra n ic z a ć ic h w ie k lu b sz y b k o ść n a r a s ta n ia : P ro c e s e m k a ta s tro f ic z n y m , o g r a n ic z a ją c y m w ie k z ia r e n w e d łu g b a d a ń O o r t a i v a n d e H u l s t a ( B A N 376), s ą z d e rz e n ia c z ą s te k z p rę d k o ś c ią w ię k s z ą od 3 k m n a sek. p o d c z a s s p o tk a n ia się d w ó c h c h m u r m ię d z y g w ia z d o w y c h . P rz y ta k ic h z d e rz e n ia c h m o że n a s tę p o w a ć w y p a r o w a n ie z ia re n . L ic z b a z ia r e n je s t rz ę d u 10—13 n a c m3 w p o b liż u p ła s z c z y z n y g a la k ty c z n e j. N a s tę p n ie v a n d e H u l s t z a ją ł się z a s to s o w a n ia m i te o r ii M i e. Z a g a d n ie n ie m ro z p r a s z a n ia p rz e z k u lk i je d n o r o d n e z a jm o w a ł się n a jp ie r w S c h a l e n w s to s u n k u do k u l m e ta ló w , a p o te m w ie lu in n y c h w s to s u n k u do k u l d ie le k tr y c z n y c h . D la p o ró w n a n ia , ja k a je s t g łó w n a ró ż n ic a m ię d z y c z ą s te c z k a m i d ie le k tr y c z n y m i i m e ta lo w y m i, v a n d e H u ls t r o z p a trz y ł w ła ś c iw o ś c i c z ą s te k lo d u i c z ą s te k ż e la z a . L ó d w y s tę p u je p r a w d o p o d o b n ie w p o s ta c i b r y łe k o ś re d n ic y 0,8(l i . K rz y w a e k s ty n k c ji w y k a
-154 Kronika
żuje zależność od rozm iarów cząstek i długości fali św ietlnej, albedo jest rów ne 1 (nie ma pochłaniania), ekstynkcja zaś pow staje w skutek rozpraszania. Gdyby dla cząstek żelaza o średnicy 0,08u współczynnik załam ania nie zależał od A, to cała ekstynkcja byłaby skutkiem pochłaniania, natom iast nie byłoby rozpraszania. Z za leżności współczynnika załam ania od X wynika, że od 10°/o do 15% ekstynkcji po w staje w skutek rozpraszania (albedo 0,10—0,15), k tóre w ystępuje zgodnie z praw em Bayleigha.
Niemożność zidentyfikowania pasm a 4430 i linij M errilla z widmami cząsteczek międzygwiazdowych skłania do przypuszczenia, że pasmo to oraz wspom niane linie należą do ziaren.
Bardzo ważnym zjawiskiem i potencjalnie doniosłym źródłem inform acji jest polaryzacja. O ziarnach dała ona jednak tylko tę inform ację, że w ielka ich liczba m a kształt asferyczny. W ystępują tu dwa zagadnienia: 1) W jaki sposób może jakiś m echanizm przeciwdziałać tendencji, aby przy zderzeniu z atom am i gazu ziarna obracały się bezładnie w e wszystkich kierunkach? 2) Czy w ydajność polaryzacyjna jest dostatecznie duża, by ziarna były do pewnego stopnia zorientowane? Bozwią- zanie pierwszego zagadnienia dali D a v i s i G r e e n s t e i n . Eozpatryw ali oni ruch obrotowy dokoła osi równoległych do pola magnetycznego, którego natężenie rzędu 10—4 — 10—5 gaussów jest w ystarczające dla wspomnianego mechanizmu. Drugie za gadnienie nie znalazło jeszcze należytego w yjaśnienia.
Gdzie zbiera się gaz, tam zbierają się również ziarna i tam, gdzie pole m agne tyczne m a przew ażający kierunek, ziarna mogą być zorientowane. Ja k się wyraził v. de Hulst, ziarna są indykatoram i spraw iającym i, że widoczne są pewne zjawiska, które w innym przypadku byłyby niewidoczne (podobnie jak dym z kom ina w ska zuje n a kierunek w iatru), jednakże nie w yznaczają one w arunków fizycznych gazu. Częstokroć ziarna odgryw ają rolę fizyczną. Ciśnienie prom ieniow ania na niektóre ziarna może przewyższać przyciąganie graw itacyjne. To samo ciśnienie prom ienio wania odgrywa swą rolę w pośrednim stadium kurczenia proto-gw iazdy w teorii S p i- t z e r a - W h i p p l e ’a. Z iarna pochłaniają prom ieniowanie alfa serii Lymana. Mogą one chłodzić gaz pośrednio przez atomy H, He, protony i elektrony, które doczepiają się na krótko do powierzchni ziaren, a potem ją opuszczają. Ilościowo jednak chło dzenie to jest bardzo nikłe. Przy pośrednim chłodzeniu gazu pow stają na powierzchni ziaren katalityczne form acje cząsteczek H 2. Są one ochładzaczami w tem peraturach poniżej 400°K. Innym zagadnieniem jest to, do jakiego stopnia ziarna w pływ ają na rozróżnienie między dziedzinami HI i HII. Pod tym względem nie wykonano jeszcze badań systematycznych. V. de H ulst zakończył re fe ra t stwierdzeniem, że przeważna część ciemnych chm ur stanowi dziedziny H I nie w w yniku obecności ziaren, lecz na odw rót — chm ura jest ciemna, bo jest gęsta, a gęsta jest dlatego, że dziedziny HI dążą do kompresji.
Bozszerzeniem referatu H. C. van de H ulsta był referat J. H. O o r t a o stałych cząstkach w mgławicach pozagalaktycznych. W ydaje się, że istnieje ścisły związek między klasam i mgławic pozagalaktycznych i zaw artością w nich pyłu. Z reguły układy eliptyczne są wolne od wydatniejszych chm ur pyłu. N atom iast we wszystkich mgławicach spiralnych chm ury pyłu są form acjam i istotnymi. B a a d e badał efekty absorpcyjne w ram ionach spirali mgławicy Andromedy, znajdując, że absorpcja stop niowo w zrasta ku jądru.
W ydaje się, że budowa spiralna i chm ury zaciem niające idą w parze. Głównym czynnikiem jest tu jednak nie pył, lecz gaz, w którym pył jest usadowiony. Gęstość gazu jest zawsze znacznie większa od gęstości pyłu. Na przykład w sąsiedztwie Słońca stosunek gęstości pyłu do gęstości gazu jest oceniany od 0,01 do 0,001. K ształt spiralny
Kronika 155
galaktyk jest spowodowany nie spłaszczonym kształtem układu, lecz m aterią m iędzy- gwiazdową. Wobec w zrastających wskazań n a to, że budowa spiralna jest w istocie budową gazu międzygwiazdowego, staje się spraw ą bardzo istotną dla zrozumienia pochodzenia tych stru k tu r uzyskanie danych co do ogólnego rozkładu gazu w u k ła dach spiralnych.
N astępnie Oort przeszedł do omówienia spraw y pochodzenia stałych cząstek. Na w stępie należałoby odpowiedzieć na dwa pytania: 1) W jakich w arunkach gęstości gazu, prom ieniow ania ultrafioletowego i turbulencji mogą rozwijać się stałe czą stki? 2) Ja k będzie zależała ich liczba i rozm iary od tych w arunków ? Z badań K r a m e r s a i te r H a a r a oraz O o r t a i van de H u 1 s t a wynika, że w tych w arunkach, jakie panują w chm urach międzygwiazdowych, należy uważać za możliwe pow staw anie jąd er kondensacyjnych w dostatecznej ilości. Ilościowe oceny liczby jąd er nie są jednak jeszcze możliwe. Szybkość ich pow staw ania zależy przypuszczal nie od słabości‘prom ieniowania ultrafioletowego. Jeżeli stałe cząstki pow stają istotnie przez kondensację gazu, liczba ich m usi się zmniejszać szybko, gdy zmniejsza się przeciętna gęstość gazu. Należałoby oczekiwać, że przy stosunkach gęstości m niej szych od 0,1 stałe cząstki w sąsiedztwie Słońca praktycznie biorąc istnieć nie mogą. Z i r i n (USA) w r. 1952 w yraził przypuszczenie, że stałe cząstki w przestrzeni mię- dzygwiazdowej pow stają w inny sposób, a mianowicie w skutek rozproszkowywania cząstek meteorytowych.
Co się tyczy drugiego zagadnienia, to najw iększa trudność wynika z tego, że nic nie wiemy o procesach ograniczających rozm iary cząstek. Należałoby zbadać p raw a rozpraszania i polaryzacji w innych galaktykach oraz w innych częściach naszej G alaktyki, dane obecne bowiem odnoszą się do stosunkowo małego obszaru U kładu Galaktycznego.
Po tych referatach wstępnych nastąpiło wiele oryginalnych kom unikatów, oświe tlających zagadnienia, które były przedmiotem obrad czwartej sekcji. Najpierw G. T h i e s s e n (Niemcy) mówił o rozkładzie barw y i św iatła w centralnej części M 31. Potem szwedzka astronom ka A. E l v i u s mówiła o uginaniu św iatła w m gła wicach spiralnych przez cząsteczki międzygwiazdowe. Po tych dwóch referatach odbyła się k rótka dyskusja nad zagadnieniami, związanymi z mgławicami pozaga- laktycznymi. N astąpiła potem grupa referatów , dotyczących głównie Drogi Mlecznej i mgławic rozproszonych. N ajpierw odczytano dwa referaty nieobecnych na zjeździe referentów : H. S h a p l e y i A. B. H e a r n (USA): „Granice południowej Drogi Mlecz- n ej“ — referow ał W h i p p l e ; A. D. T h a c k e r a y (Poł. A fryka): „Uwagi o małych mgławicach ciemnych" — referow ał L e d o u x . Z kolei G. A. S z a j n (ZSRR) zre