KRZYWE ZMIAN JASNOŚCI

Bardzo ważna jest inna charakterystyczna własność układów W UMa - krzywe zmian jasności. Dotychczasowe modele gwiazd sferycznych z nałożonymi na nie per­ turbacjami przepływowymi nie mogą zadowalająco opisać obserwowanych zmian jasno­ ści i do użycia fotometrii jako źródła informacji o układach W UMa konieczne jest po­ dejście zupełnie inne n iż dotychczasowe. Temu problemowi poświęcona jest pierwsza i trzecia z referowanych tu prac.

W pierwszej rozpatrywany je st problem pociemnienia grawitacyjnego dla gwiazd późnych typów, a więc takich, które m a ją otoczki konwektywne. Ma to w szczególności bardzo duże znaczenie w przypadku układów W UMa, w których składniki są silnie znie­ kształcone i grawitacja silnie zmienia się na powierzchni każdej z gwiazd. Warto tu przypomnieć, że prawo von Zeipela podające zależność temperatury efektywnej od przy­ spieszenia grawitacyjnego w postaci Te ~ g ^ jest słuszne tylko w przypadku, gdy trans­ port energii następuje wyłącznie na drodze promienistej.

L u c y zauważa, że jakiekolwiek całkowania budowy otoczki konwektywnej, bez względu na to w jakim punkcie powierzchni zniekształconej gwiazdy byłyby rozpoczęte, m uszą sięgnąć do obszarów, w których konwekcja jest adiabatyczna, a wówczas stała adiabaty jest ju ż dla każdego całkowania w tych obszarach identyczna. Dla gwiazd cią­ gu głównego konwekcja adiabatyczna rozpoczyna się na tyle płytko, że stała adiabaty K jest funkcją warunków powierzchniowych, a więc temperatury efektywnej T i przyspie­ szenia grawitacyjnego g. Je że li założymy teraz zależność postaci Te ~ gP, to poprzez różniczkowanie słusznej dla otoczki o wybranym K równości K * K (T e, g) * const, otrzymujemy przepis na wyznaczenie (3:

d log K + „ §_ log & _ n d log g d log 7 e

L u c y oblicza odpowiednie pochodne z obszernych publikacji otoczek konwektyw- nych gwiazd ciągu głównego ( B a k e r , T e m e s v a r y 1966) poprzez wzięcie prostych różnic pomiędzy sąsiednimi modelami w g i Te.

D la stosunkowo szerokiego zakresu mas, promieni, jasności i składu chemiczne­ go otrzymane przez L u c y ’ ego współczynniki j3 są bliskie 0.08. A więc zależność temperatury efektywnej od grawitacji jest bardzo słaba. Pocie szająca jest słaba zależ­ n ość tego współczynnika od parametru wydajności konwekcji l/H\ należy jednak uzmy­ słow ić sobie, że inne od formalizmu drogi m ieszania traktowania konwekcji może dra­ stycznie zmodyfikować wartość |3.

Konstruowanie teoretycznych krzywych jasności, tzn. obliczanie zmian jasności w funkcji fazy składników na orbicie, opisane jest w ostatniej pracy. Podejście opiera się na założeniu, iż wspólna otoczka opisana jest je d n ą z powierzchni stałego poten­ cjału w ograniczonym problemie trzech ciał o stałej Jacobiego C. Powierzchnia ta,

w zgodzie z poprzednimi rozważaniami, przebiega pomiędzy krytyczną powierzchnią we­ wnętrznego kontaktu Roche’a (Ci), a powierzchnią, która otwiera s ię na zewnątrz od strony lżejszego składnika (C 2). Dla danego stosunku mas q : C 2 (<?X C < C t (q).

L u c y zakłada dalej szare modele atmosfer na całej powierzchni otoczki z niewiel­ kim i zmianami temperatury efektywnej, tak jak to opisano powyżej, i w ylicza jasność układu poprzez bezpośrednie numeryczne całkowanie po widocznej powierzchni ,,bisz- kopta” natężeń światła opuszczającego atmosferę.Proponowana przezeń kwadratura jest bardzo nieskomplikowana; z kierunku położonego w nieskończoności obserwatora wysła­ ny jest pęk prostych, które w punktach pierwszego przecięcia się z otoczką definiują grawitację, temperaturę efektywną i kąt wyjścia promieniowania z atmosfery. Ze.względu na nieokreślone granice całkowania w płaszczyźnie prostopadłej do kierunku na obserwa­

tora kwadratura ta je st stosunkowo wolno zbieżna i wymaga dużej liczby punktów (ok. 1500—2000 dla uzyskania dokładności 0.1%), co jednak w przypadku dnżych maszyn li­ czących nie jest żadnym problemem.

---1---1---1---1--- 1---I I I I I I20

^ ______ ______________________________________ _ _______“ * --- -<2.2 0.0

0.2

Am

0.4

0.6

0.8

Faza

Rys. 2. Teoretyczna krzywa bolometrycznej jasności układu W UMa o parametrach: stosunek mas <7 * 0.5, nachylenie orbity i “ 80°, stała Jacobiego C “ 3.8. W górnej c zfćci podane s% przewidy­

wane zmiany gradientu spektrofotometrycznego

<p

dla typu widmowego GO w okolicy 5000

A

W ten sposób obliczyc można zależność jasności układu w funkcji fazy dla zestawu parametrów q, c j i, Te, je że li problem traktujemy monochromatycznie, lub bez zależno­

ści od średniej temperatury efektywnej, jeżeli rozpatrujemy zmiany w świetle integral­ nym. Otrzymane krzywe łudząco przypominają obserwowane krzywe jasności układów W UMa (rys. 2). Model można by wykorzystywać więc do jednoczesnego wyznaczania C i i, przy założeniu znanych z obserwacji spektroskopowych Te i q, na które zresztą wy­ nik i są stosunkowo mało czułe.

Z litera tu ry naukow ej 1 6 7

In teresującym wynikiem j e s t , że przew idyw ać m ożna w y raźn ą g ra n i c ę g łębokości minimów: 1.28 mag., gdy układ o p is a n y j e s t pow ie rz c h n ią C 2 i 0 .9 4 mag., gdy C m C i ( z a c h o d z i to dla q - 1 o raz i “ 90°). O bserw ow ane układy W UMa w y k a z u ją maksimum przy ok. 1.1 m ag., a ze względu n a różne st o s u n k i m a s i n a c h y le n ia orbit ora z s e l e k c j ę o b s e r w a c y j n ą n a jw ię c e j j e s t układo'w o g łę b o k o ś c ia c h ok. 0 .5 mag.

Model p rzew id uje rów nie ż bardzo p o d o b n ą głę b o k o ś ć obu minimów i maksimum róż­ n ic y wynosi 0.2 mag. Wynika to z faktu, ż e mniej i s t o t n e s ą tu zaćm ienia; w a ż n ie j s z y j e s t geometryczny efekt orie n ta c ji względem o b ser w ato ra wydłużonej konfigura cji, j a k ą

stanow i uk ła d W UMa.

W jednym pun k cie modele s ą n ie z g o d n e z obserw acjam i; p rzew id u je bowiem n ie co w i ę k s z ą g ł ę b o k o ś ć zaćm ie ń bardziej masywnego sk ł a d n ik a , co n i e j e s t s ł u s z n e dla w ię k s z o ś c i syste m ów . Wchodzi tu w grę r ó ż n i c a zwykle kilk u s e t n y c h w ielk o ś ci gwia­ zdowej, tak że n ie w ie l k ie u le p s z e n i e modelu mogłoby u s u n ą ć praw dopodobnie i t ę trudność.

L I T E R A T U R A

B a k e r , N. , T e m e s v i r y , S. , 1966, T a b l e s o f C o n v e c tiv e S te lla r E n v e lo p e M odels (2 d e d .j N. York: NASA, G oddard In s t, for S p a c e S tu d ie s).

E g g e n , O .J ., 1961, R oy. O b s. B u ll., 31. E g g e n , O .J ., 1967, Mem. R .A .S . 70, 111. L u c y , L .B ., 1967, Z.f. A p ., 65, 89. L u c y , L .B ., 1968a, Ap. J .. 151, 1123. L u c y , L .B ., 1968b, Ap. J . , 153, 877. S m a k , J . , 1968, P o s tę p y A s tr., 16, 3.

. ,

■

w

.

KRONIKA

JAN JERZY KUBIKOWSKI

Doc. Dr Jan Jerzy K u b i k o w s k i urodził się 9 października 1927 r. w Horodence. Do szkoły powszechnej uczęszczał we Lwowie. W czasie wojny stracił ojca i musiał pracować jako pracownik fizyczny — był pomocnikiem tokarza i kierowcy w cukrowni w Horodence. W 1945 r. zamieszkał wraz z m atką i brać­

mi w Podkowie Leśnej pod Warszawą, gdzie też ukoń­ czył liceum dla dorosłych i w 1946 r. uzyskał świade­ ctwo dojrzałości. Po przeniesieniu się wraz z rodziną w okolice Wrocławia, jeszcze w tym samym roku, Jan K u b i k o w s k i rozpoczął studia astronomiczne na Uni­ wersytecie Wrocławskim. Decyzję tę podjął mimo trud­ nych warunków finansowych i mieszkaniowych, ale by­ ła to realizacja w ieloletnich, młodzieńczych marzeń. Wśród dokumentów pozostały ręcznie pisane gazetki z okresu lat szkolnych, w których „Redaktor” Jan K u ­ b i k o w s k i p isa ł artykuły o promieniowaniu i kosmosie, jakby przygotowując się do przyszłej tematyki naukowej.

Studia astronomiczne Jana K u b i k o w s k i e go trwały do 1950 r., ale ju ż od 1948 r. rozpoczął pracę w Obserwatorium Astronomicznym jako zastępca asy­ stenta, przechodząc kolejno wszystkie szczeble do adiunkta w 1955 r. Początkowo Jego praca naukowa zw iązana była z dużym programem astro metrycznym,

tzw. Katalogiem słabych gwiazd. Mimo, że ta tematyka naukowa nie w zbudziła w Nim głębszego zainteresowania, Jan K u b i k o w s k i wykonał powierzone Mu zadanie i Jego praca magisterska w 1950 r., jak również pierwsze publikacje, dotyczą właśnie wyzna­ czania deklinacji gwiazd, co było c zę śc ią składową programu Katalogu słabych gwiazd. Równocześnie jednak Jan K u b i k o w s k i studiuje samodzielnie w grupie astrofi­ zycznej zagadnienia zw iązane z atmosferami gwiazd i ta tematyka zaczyna pociągać Co coraz bardziej. W 1957 r. uzyskuje stopień naukowy kandydata nauk astronomicznych i w 1958 r. wyjeżdża na 9-miesięczny staż naukowy w Instytucie Astrofizycznym w Pa­ ryżu, gdzie pracuje pod kierunkiem prof. E. S c h a t z m a n a . Tam też zapoznał się z pro­ blemem przechodzenia fal uderzeniowych w atmosferach gwiazd i opracował zagadnienie zmiany temperatury za frontem fali uderzeniowej. Po powrocie do Wrocławia Jego zain­ teresowania koncentrują się wyraźnie na problemach niestacjonarnych atmosfer gwiazdo­ wych. Pragnie w iązać opracowania teoretyczne z danymi obserwacyjnymi i dlatego zaj­ muje się sam, a potem ze współpracownikami, zagadnieniem powstawania lin ii absorpcyj­ nych w atmosferach niejednorodnych i z gradientem prędkości. Równocześnie jednak stara się zrozumieć gwiazdę, jako układ stanowiący pewną całość, podlegającą zmia­ nom ewolucyjnym. Stąd Jego zainteresowania wnętrzami gwiazd, pulsacjami gwiazd i ich etapami ewolucyjnymi.

W 1964 r. Jan K u b i k o w s k i przeprowadził przewód habilitacyjny i uzyskał

pień naukowy docenta. Od 1965 r. byt kierownikiem Katedry A strofizyki Teoretycznej Instytutu Astronom icznego. Rów nocześnie rozpoczął p racę w Wyższej Szkole P ed ago­ giczn ej w Opolu. W tym ok resie dużo starań włożył w szeroko zakrojone studia matema­ tyczne i fizyczne w n ad ziei, że sta n ą s ię one pom ocą przy teoretycznych badaniach astrofizyczn ych. Je g o duża erudycja i cechy charakteru spraw iły, że chętnie powierzano Mu lic z n e funkcje. Był członkiem Rady R edakcyjnej ,,A cta A stronom ica” , pracow ał w Z arządzie P o lsk ie go Tow arzystw a Astronomicznego, był członkiem Komitetu Astro­ nomicznego PAN i Międzynarodowej Unii Astronomicznej. Wielokrotnie kierował pracami m agisterskim i i był recenzentem rozpraw doktorskich.

W ciągu ostatn iego la ta Ja n K u b i k ó w s k i brał udział jak o organizator i wykładow­ ca lletnich szk ół: A strofizycznej w Limanowej i A strofizyki R elatyw istycznej w Opolu. Szczeg óln ie ta ostatn ia tem atyka sta ła s i ę nową p a s ją naukową Ja n a K u b i k o w s k i e - g o . Poprzednie prace i stu dia stanowiły d o sk on ałą podstaw ę do p od jęcia problemów no­ wych, atrakcyjnych a rów nocześnie trudnych. Jan K u b i k o w s k i miał n ad zie ję, że dzię­ ki powstaniu grupy naukowców uda s ię ro zp ocząć system atyczn e badania z zakresu rela­ tyw istycznych zagadnień astrofizyczn ych. Miał n ad zie ję na u zyskan ie szybko warto­ ściow ych wyników w tej dzied zin ie, a my byliśm y pewni Je g o sukcesów .

A le 11 listo p ad a 196R r. p rzy szła śm ierć. P rz y sz ła n agle, bez o strzeżen ia czy za­ pow iedzi. P rz y sz ła z ta k ą perfidią, że na moment uderzenia wybrała c z a s pośw ięcany zwykle na seminarium relatyw istyczn e. J e s t ja k a ś tragiczn a dysproporcja między t ą te­ matyką, w której swobodnie można konstruować modele W szechśw iata, czy opisyw ać pro­ c e sy o znaczeniu kosm icznym, a kom pletną bezrad n o ścią wobec prostego zjaw isk a, ja ­ kim je s t o statn ie uderzenie serca.

I pow stała pustka, z którą trudno s i ę pogodzić. O dszedł K o lega, P rz y ja c ie l, zaw sze pogodny, uśm iechnięty, życzliw y dla w szystkich , koch ający ży cie w jego n ajlep szy ch , n ajszlach e tn iejszy ch formach. O dszedł w momencie, kiedy tak dużo mógł nam je s z c z e dać.

C z e ść Je g o pam ięci!

ZAGADNIENIA ASTRONOMICZNE NA MOSKIEWSKIM SEMINARIUM NEUTRINOWYM

Moskwa, wrzesień 1968

Br. K U C H O W I C Z

W pierwszej połowie września 1968 r. odbyło się w Instytucie Fizyki im. P.N. Le- biediewa w Moskwie kilkudniowe seminarium na temat fizyki i astrofizyki neutrina, zor­ ganizowane przez Wydział Fizyki Jądrowej Akademii Nauk ZSRR. Zgromadziło ono po­ nad stu fizyków i astronomów z całego terytorium Związku Radzieckiego, zainteresowa­ nych rozmaitymi aspektami tego burzliwie się^ ostatnio rozwijającego nowego działu fi­ zyki (a częściowo i astronomii, nie chcę zresztą przesądzać o tym, do której z nauk za­ lic z y ć należy badania nad neutrinem — jest to typowy przykład zagadnienia wyrastają­ cego na styku kilku dyscyplin naukowych). W Instytucie im. Lebiediewa zorganizowane zostało ju ż przed kilku laty specjalne Laboratorium Neutrinowe, kierowane przez profe­ sora G.T. Z a c e p i n a , który był przewodniczącym Komitetu Organizacyjnego semina­ rium. W Laboratorium tym problematyką neutrinową zajmuje się ok. 20 osób. W Instytucie Fizyki Wysokich F.nergii w Sierpuchowie pod Moskwą, którego zwiedzenie umożliwiono gościom zagranicznym, projektuje się przeprowadzenie eksperymentów neutrinowych na największym obecnie na świecie akceleratorze (przyspiesza on protony do gigantycznej energii 7* 1010 eV). Plany tych i innych eksperymentów przedstawione były na semi­ narium.

Seminarium, składało się z kilku sesji, poświęconych następującym tematom: 1. Doświadczenia z niskoenergetycznymi neutrinami

2. Neutrina wysokich energii z akceleratorów i promieniowania kosmicznego (do­ świadczenia)

3. Neutrina wysokich energii (teoria) 4. Astrofizyka neutrinową

5. Wybrane aspekty fizyki kosmicznych mionów.

W seminarium brali udział goście zagraniczni, reprezentujący wszystkie ważniejsze ośrodki, w których od paru lat uprawiana jest tematyka neutrinową. Przedstawiono za­ równo obszerne przeglądy — podsumowania'aktualnego stanu wiedzy w określonej dzie­ dzinie, najczęściej w oparciu o własny wkład referenta — jak i pewną liczb ę drobnych prac przyczynkowych.

N ajw iększą lic zb ę prac przedstawiono na sesji pierwszej, która w istocie rzeczy dotyczyła doświadczalnej astronomii neutrinowej Słońca, niskoenergetyczne neutrina bowiem, o których mowa w nazwie sesji, to przede wszystkim neutrina słoneczne. Gwoli ścisło ści trzeba dodać, że jeden referat dotyczył także niskoenergetycznych antyneutrin z reaktorów jądrowych. Siedem prac przedstawiono także na sesji czwartej, poświęconej

problemom teoretycznym astrofizyki neutrino w ej. W świetle tego można wyrazie więc pogląd, że prawie połowa seminarium poświęcona była problematyce astronomicznej; sposób podejścia do kwestii astronomicznych był jednak dość odmienny od podejścia w klasycznych dyscyplinach astronomii. Pewna liczb a prac dotyczyła wreszcie zagad­ nień detekcji wysokoenergetycznych neutrin, które s ą wytwarzane w górnych warstwach

atmosfery ziemskiej przez dochodzące do nas cząstki promieniowania kosmicznego; zbu­ dowano ju ż pierwsze detektory dla tych neutrin i przedstawiono wyniki obserwacji. Ten kierunek badań powiązany jest również w pewnym stopniu z astronomią, chód może wła­ ściw iej wypadałoby go zaliczyć do dziedziny badań nad przestrzenią kosm iczną ( ,,space research” ; szkoda, że nie mamy w języku polskim krótszego odpowiednika).

Prof. R. D a v i s z Brookhaven przedstawił wyniki swego doświadczenia, opartego na podanym przed dwudziestu laty przez prof. P o n t e c o r v ę pomyśle. Pod działaniem neutrin (o odpowiednio wysokiej energii) może zajść reakcja przemiany chloru w argon:

v + »C1 — ” A + e~.

Jest to reakcja niezwykle mało wydajna; gdyby 10” atomów izotopu chloru 57C1 pod­ dać działaniu strumienia neutrin słonecznych przez 24 godziny, powstanie kilka atomów argonu J,A. Argon wytworzony jest promieniotwórczy; gdyby po napromieniowaniu olbrzy­ miej ilo ści chloru (w postaci związku chemicznego) udało się wydzielić z niego metoda­ mi radiochemicznymi argon i wykryć jego promieniotwórczość, byłoby to prostym po­ twierdzeniem spowodowanej przez neutrina przemiany chloru w argon. Pozornie wszystko to wydaje się proste, w rzeczywistości opracowanie odpowiedniej metodyki doświadcze­ nia trwało wiele lat. Trzeba było użyć ogromnych ilo ści chloru; w ostatnim swym do­ świadczeniu O a v i s użył ok. 380 tysięcy litrów C,C1«. Dla odcięcia wpływu promienio­ wania kosmicznego ogromny zbiornik-detektor umieszczony został na głębokości półtora kilometra w kopalni złota w Południowej Dakocie (USA). Przeprowadzono ju ż dwa do­ świadczenia: pierwsze trwało 4B dni, drugie — 110 dni: Na podstawie tej udało się określić górną, granicę szybkości wychwytu neutrina przez jądro chloru S7C1. Wartość ta okazała się o połowę m niejsza od przewidywań teoretycznych, opartych na modelach słonecznych. Rozbieżność ta jednak nie jest istotna, wszak w tej dziedzinie operowano od niedawna tylko rzędami wielkości. Wykorzystanie wyników obserwacji D a v i s a po­ zwoli na skonstruowanie dokładniejszych modeli słonecznych.

Interpretacji teoretycznej doświadczeń z neutrinami słonecznymi poświęcony był re­ ferat prof. J.N . B a h c a 11 a z Kalifornijskiego Instytutu Technologicznego w Pasadenie*. Wyniki innych doświadczeń neutrinowych, prowadzonych również głęboko pod zie­ mią, w szybach kopalni w Stanach Zjednoczonych, Południowej Afryce i Indiach, przed­ stawione były przez prof. R e i n e s a (Uniwersytet K alifornijski), prof. M e n o n a (Tata Institute of Fundamental Research, Bombaj) oraz jego współpracowników: prof. W o 1- fe n d a l e ’ a z Wielkiej Brytanii i prof. M i y a k e z Japonii i przez prof. K e u f f e l a z Utah State University (USA).

Omawiano propozycje nowych doświadczeń, zbliżonych charakterem do doświadcze­ nia D a v i s a, a więc polegających na wyszukiwaniu przemian jądrowych, zachodzących w określonych substancjach pod działaniem neutrin słonecznych. Znany specjalista z fizyki neutrinowej, prof. P o n t e c o r v o ze Zjednoczonego Instytutu Badań Jądrowych w Dubnej, w ysun^ hipotezę niezachowania ładunku leptonowego. Gdyby tak było, wtedy masa spoczynkowa neutrina nieco różniłaby się od zera i w wiązce neutrin możliwe

by-* Prof. B a h c a l l nie mógł, niestety, przybyć na seminarium i referat jego został przedstawio­ ny przez D a v i s a.

K ronika 173

łyby o s c y l a c j e (v s f t v , ve) podobne do o s c y l a c j i w w ią zk ach neutralnych mezonów K °. P o dan o o s z a c o w a n ia c h a ra k tery sty czn y ch d łu g o śc i o s c y l a c j i dla neutrin z ak celera- toro'w i z p r o cesó w we wnętrzach gw iazd. D o ś w i a d c z e n ia pozwoliłyby n a w yznaczenie w arto ści s t a ł e j s p r z ę ż e n i a , c h a r a k t e ry z u ją c e j n a r u sz e n ie z a cho w a nia lic z b y leptonowej. O s c y l a c j e p o w y ż s z e doprowadziłyby do z m n ie jsz e n ia strum ienia neutrin ze S ło ń c a (być może niezgodności wyników eksperym entu D a v i s a z przewidywaniami teoretycznymi B a h c a l l a j e s t tym w ła ś n i e uwarunkowana). H ipo teza p o w y ż s z a j e s t niew ątpliw ie bar­ dzo c ie k a w a , w zbudziła ożyw ioną d y s k u s j ę i natra fiła s z e r e g z a st r z e ż e ń .

Z a g a d n ie n ie e m is ji neutrin i antyneutrin p o d c z a s wybuchów gw iaz d supernowych p r z e d s ta w ił dr I m s z e n n i k , m o ż liw o ść o b se r w a c ji tych antyneutrin omówił prof. Z a c e p i n . Prof. G.. M a r x z Uniwersytetu w B u d a p e s z c i e zreferował k w e s tię możliwo­ ś c i d e tek c ji antyneutrin po ch o d z enia z ie m sk ie g o , autor n in ie js z e g o sp r aw o zd a n ia przed­ sta w ił rolę neutrina w teorii g r aw ita cji oraz problemy s t a t y s t y k i neutrin. W referatach l.D . N o w i k o w a i w spółpracowników (odczytanym w z a s t ę p s t w i e pr z e z I m s z e n n i k a) o r a z K o n s t a n t i n o w a i K o c z a r o w a omówiono k w e s t i ę tzw. neutrin k o sm o lo g ic z ­ nych.

C h oć neutrino znane było od dawna j a k o c z ą s t k a h ip otetyczna, n iezb ęd n a fizykom d la ra tow ania praw za c h o w a n ia energii i pędu, dopiero od kilk u n astu la t p o d n ie sie n ie poziomu techniki d e t ek c ji umożliwiło prow adzenie d o św ia d c z e ń . J e d n o c z e ś n i e rozwój teorii neutrina zw iąz an y z n iezach ow aniem p a r z y s t o ś c i w s ł a b y c h od d ziaływ a nia ch , dwukomponentową t eo r ią neutrina i d a lsz ym i je j k o nsek w encjam i doprowadził do p o ja ­

wienia s i ę lawiny p r ac teo rety czny ch. P o w a ż n a c z ę ś ć tych p r ac dotyczy problemów emi­ s j i neutrin w końcowych s t a d i a c h ew o lu c ji g w iazd i podsu m ow ana z o s t a ł a przed kilku laty w artykule przeglądowym J a t c z a k a n a łam ach t e g o ż p ism a ( P o s t . Astron. 1 3 , 6 3 (1965)).

Seminarium m o s k ie w s k ie , w s z c z e g ó l n o ś c i p r z e d sta w io n e na nim wyniki prac z do­ ś w i a d c z a ln e j astronomii neutrinowej, w s k a z u j ą na w kroczenie badań neutrinowych na d a lsz y eta p . D z ię k i neutrinu astronomowie otrzymali do d y s p o z y c j i środ ek , p o z w a la ją c y na u z y sk iw an ie inform acji o n a jb a r d z ie j wewnętrznych o b s z a r a c h gw iaz d.

.

C O flE PX A H M E TETPA/JM 2 C T 3 T b M

K. P y f l H H U K n i i , H a 6jiK)flaTe^bHbie acneKTbi acTpoHOMUM CBepxHOBbix

A. C x a B H K O BC K H ,

K.

C T e M n e H b , TejiecKonw Tuna

Ritchey-Chrćtien

B.

f l K C b , J l03HHM0 HHbie KaTaJlOrH H MX TOM HOCTb...

V I

3 jiaC>opaTopnfi w o ti cepBaTopufi

M. r i a H b K y B , /UiCKyCCMH Hafl B03M0)KH0CTbK) O flH a p y)K6HMH pejlHTHBMCT- c K o r o 34»})eKTa b flB n * e H v m x n e p w ue H T p O B KOMeT u H a T y p a jib H b ix cnyTHMKOB n J ia H e T

...

M3 HayqHofi jiMTepaTypw T. KBacT, JImhhm ranaKTMK

W dokumencie Postępy Astronomii nr 2/1969 (Stron 71-81)