3A 1950-1961 r r
B. O n a J i b C K H
REPORT ON ACTIVITY OF THE CHAIR O F GEODETIC ASTRONOMY O F THE WARSAW TECHNICAL UNIVERSITY IN THE PER IO D 1950-1961
Specj alnością Katedry jest astronomia a w szczególności astronomia geodezyjna. Katedra, jako politechniczna na Wydziale Geodezji i Kartografii, interesuje się z jednej strony metodologią wyznaczeń astronomicznych z uwzględnieniem ich zastosowań do praktycznych zadań geodezji, z drugiej zaś zainteresowana jest w problemach astrometryc znych, które łąc zą się z zagadnieniami naukowymi geodezji wyższej. Odbija się to w problematyce jej badań, które koncentrują się głównie wokół trzech problemów: 1) długość i szerokość geograficzna, 2) metody wyznaczeń astronomiczno-geodezyjnych i 3) badania ruchów sztucznych satelitów Ziemi.
Okres sprawozdawczy inożna podzielić na dwa sześcioletnie okresy. W pierwszym z nich działalność Katedry rozwijała się w kierunku zdobycia niezbędnego wyposażenia instrumentalnego i uzyskania terenu dla postawie nia stanowisk obserwacyjnych. Prace naukowo-badawcze prowadzone w tym okresie mają w przeważającej części charakter kameralny. Drugi okres charak teryzuje się budową stanowisk obserwacyjnych, dalszym kompletowaniem
274
Z pracoumi i obserw atoriówinstrumentarium i zorganizowaniem pracy we w łasn ej sta c ji obserw acyjnej. P raca naukowo-badawcza wchodzi na tory re a liz a c ji programu regularnych ob serw acji i ich opracowywania.
Przez ostatnie dw unastolecie K atedra kontynuuje intensywną działaln ość dydaktyczną*.
1. P raca dydaktyczna stanowi jeden z podstawowych obowiązków Katedry i wymaga znacznego wkładu energii i cz a su ze względu na d o ść liczne rze sze słuchaczów-studentów Wydziału G eodezji i Kartografii i na charakter tych zaję ć — dużą w agę przyw iązuje s i ę tu do praktycznych ćwiczeń obserw acyj nych. W roku akademickim np. 1961/1962 liczb a studentów kształconych przez K atedrę w ynosiła:
na sem estrze III (astronom ia ogólna-przedmiot fakultatywny) około 10, na sem estrze IV (trygonometria sferyczna) 125,
na sem estrze VIII (astronom ia sferyczna) 28, na sem estrze IX (astronomia geodezyjna) 28.
Warto zauw azyć, że wśród studentów widać ostatnio pewne ożywienie przedmiotem. Wyraża s ię to w d o ść liczn ej frekwencji na ponad obowiązko wych wykładach z astronomii ogólnej a także w d zia łaln o ści K oła Naukowego Studentów-Geodetów PW, przy którym pow stała S ek cja Astronomiczna. Wspom niane wykłady prowadzi obecnie dr L . C i c h o w i c z , który te ż zorganizował studencki zespół obserwatorów sztucznych satelitów na terenie K oła.
Katedra w spółpracuje też na polu dydaktycznym z Wojskową Akademią T ech niczną, której studenci okresowo k o rzy stają z wykładów i ćwiczeń ob serwacyjnych prowadzonych przez personel Katedry.
2. P rzechodząc do d ziałaln ości naukowo-badawczej i organizacyjnej w okresie 1950—1955 pod kierownictwem prof. F . K ę p iń s k i e g o , omówimy kolejno nabytki instrumentalne, wzrost kadry, rozwój prac naukowo-badaw
czych, pu b likacje i inne formy d ziałaln o ści.
Instrumentarium w zbogaciło s ię o szereg p o zy cji, z których n ajw ażn iejsze: instrument przejściow y Z e is s , 2 w iększe instrumenty uniwersalne i 4 małe starszych typów, 3 chronometry m orskie, egzam inator lib e l, 1 m aszyna rachun kowa elektryczna i 3 arytmometry ręczne. K atedra otrzym ała też do dyspozycji zegar wahadłowy R iefler wypożyczony je j przez PAN . W-tym ok resie zamówiony zo sta ł teleskop zenitalny Z e is s.
Kadra pracowników nauki wykazywała w tym ok resie pewną płynność, ale licze b n o ść jej znacznie w zrosła: z 1 sam odzielnego i 3 pomocniczych w r. 1950 do 2 samodzielnych i 4 pomocniczych pracowników i 1 laboranta.
Z w ażniejszych prac naukowych wykonanych w tym ok resie wymienić należy: 1) Wznowienie badania ruchu komety 1906 IV (Kopff), prowadzone
‘ Spraw ozdanie prof. F . K ę p i ń s k i e g o z okresów poprzednich zn ajd zie C zytelnik w „Spraw ozd an iach P T A ” , II, 19 (1951). Również p ierw sze la ta okresu spraw ozdaw czego zn alazły pewne od b icie w artykule dra L . C i c h o w i c z a w „ U r a n ii” , Nr 4, 1955.
Z pracouni i obserwatoriów 275 o s o b iś c ie przez prof. F . K ę p iń s k i e g o , 2) Opracowanie p rz e z prof. F. K ęp i ń- s k i e g o metody w y an a c z an ia azymutu par gwiazd n a równych w ysokościach i obliczenie, z udziałem zespołu K atedry, efemeryd dla ułożonego p rzez niego programu p ar do tej metody, 3) Cykl obserw acji: próbnych t ą metodą, 4) Cykl o b s e rw a c ji wizualnych gwiazd podwójnych, 5) Em piryczne badania nowej metody Z. C z e r s k i e g o w y z n a c z an ia szerokości i azymutu z k ą t a paralak ty cz- nego B ieg u n o w ej, prowadzone w kontakcie z autorem metody.
W r. 1952 z o s ta ła przek azan a p rzez GUGiK w Jó z e fo s ła w iu k. P i a s e c z n a 5-hektarow a d z ia łk a terenu z parterowym domkiem do d y sp o zy cji Wydziału Geodezji i Kartografii d la w y k o rzy stan ia jej jak o terenu d o św ia d c z a ln e g o do p r a c naukowo-badawczych w s z c z e g ó ln o ś c i do u rz ą d z e n ia na niej s tacji astrono- m iczno-geodezyjnej i budowy objektów obserw atorium.
N a terenie znajdowało s i ę już jedno stanow isko astronom iczne z dwiema mirami, lecz n ie d o s ta te c z n ie sta b iln e . Po p rz e ję c iu p rz e z K ated rę zo sta ło ono zaopatrzone w kop u łę obrotową i służy o b e c n ie do celów dydaktycznych. W roku 1953 z okazji u ro c z y s to ś c i kopernikowskich, połączonych z wystawą na P o lite c h n ic e , K a te d ra opracow ała re k o n stru k c ję kwadrantu, astrolabium i triquetrum Kopenika (według modeli Przypkow skich) wykonanych n a s tę p nie przez w arsztaty P o lite c h n ik i. Modele n a s z e z n ajd u ja s i ę obecnie
w Muzeum T e c h n ik i. W r, 1954 postaw iono w J ó z e fo s ła w iu p ierw sze dobre stanow isko o bserw acyjne a n a stę p n ie wykonano s z e r e g p ierw szy ch wyzna czeń współrzędnych geograficznych. W roku tym zespół Katedry zorganizował pod kierunkiem Prof. K ępińskiego e k s p e d y c ję do Sejn i wykonał program fotograficznych i w izualnych obserw acji kontaktów zaćm ienia Słońca i wy zn a c z e n ia współrzędnych geograficznych.
K ated ra brała w tym c z a s i e czynny udział w sem inariach Obserwatorium U niw ersytetu, w d z ie d z in ie astronomii gwiazdowej.
Wobec trudności wydawniczych K ated ra m usiała zrezygnować z kontynuowa n ia długoletniego ciągu swych „ P u b l i k a c j i Zakładu Astronomii P r a k t y c z n e j ” , których o s ta tn i 28 numer u k a z a ł s ię w r. 1949.
Od tej pory publikacje prac n a sz y c h u k a z u ją się p rzew ażnie w kw artaln ik u Komitetu Geodezji PAN „ G e o d e z ja i Kartografia” oraz w „ Z e s z y t a c h nauko wych P o lite c h n ik i W arszaw skiej” , W o k re sie 1950—1955 u k a z a ło s ię około 25 prac o charakterze naukowym oprócz liczn y ch artykułów o tr e ś c i populary z u ją c e j. Wygłoszono s z e r e g odczytów i referatów naukowych. Bibioteka K ate dry w zro sła z 2400 do 3000 woluminów lub c z a s o p is m .
3. Z dniem 1.V II.1955 r. n a s t ą p i ł a zmiana na stanow isku k ierow nika K a te dry*. N astęp n y , s z e ś c i o l e t n i okres można p o d z ie lić z gruba na trzy etapy, z a le ż n ie od s to p n ia za a w a n so w an ia prac przygotowawczych i o rganizacyjnych, a n a s t ę p n i e regularnych prac naukowo-badawczych uwarunkowanych stanem
’ Spraw ozdanie n in ie js z e n ie o b ejm u je d z ia ła ln o ś c i naukow ej P ro f. F . K ę p i ń s k i e g o z o k resu 1955—1961.
276
7. pracowni i obserwatoriówObserwatorium w Jó zefo sław iu . W okresie tym problematyka Katedry skoncen trowała się zdecydowanie na zagadnieniach astronomii geodezyjnej. Do prac swoich zn alazła dużą zachętę i pomoc finansową ze strony Komitetu G eodezji PAN a także K om isji Międzynarodowego Roku G eofizycznego (obecnie Komitet MWG PAN).
Etap pierw szy (1955—1957) wypełniony był w dużym stopniu wysiłkiem organizacyjnym , zmierzającym do stw orzenia obserw acyjnej placów ki Katedry w Jó ze fo sław iu . Ze względu na zb liżający się okres III Międzynarodowej Ope racji D ługości chodziło o szybkie wybudowanie solidnego stanow iska dla in strumentu przejściow ego Z e is s z pawilonem, uzbrojenie terenu w przewody elektryczne i miry, remont i przebudowanie pom ieszczeń w domku mieszkalnym dla zainstalow ania tam aparatury do re je stra c ji cz a su , w reszcie skompletowanie aparatury. K atedra z g ło siła swój udział w wykonywaniu krajowego programu MRG w zak resie D ługości G eograficznej a warunkowo w z a k resie Szerokości G eograficznej. Dzięki środkom udzielonym przez U czelnię i przy pomocy Wy działu GiK przeprowadzono przebudowę pom ieszczeń w budynku w Józefow iu, a dzięki kredytowi M inisterstwa Szkolnictwa Wyższego wybudowano solidne stanow isko i pawilon południkowy. K atedra zapoczątkow ała w spółpracę z Głów nym Urzędem Miar, łą c z ą c zegar Obserwatorium sp e cja ln ą linią telefoniczną z zegarami kwarcowymi GUM.
W tym c z a sie nadszedł nowy teleskop zenitalny Z e is s i rozpoczęto stara nia o budowę stanow iska dla tego instrumentu. Z aw d zięczając pomocy P ań stwowego P rzed sięb iorstw a Geodezyjnego, budowę tę dało się zrealizow ać w roku 1957.
Etap drugi (1958—1959) charakteryzuje się intensywną pracą całego zespołu Katedry według programu obserw acji p rzejść południkowych i ich opracowania, zm ierzającego do uzyskania własnych momentów półdefinitywnych radiosygnałów czasu i d a lsze j ich analizy. Wykonano ogółem 514 serii obserw acyjnych za w ierających ok. 5000 p rzejść gw iazd. Je sie n ią 1958 uruchomiono również re gularne obserw acje sze ro k o ści metodą T alco tta według programu par staran nie opracowanego przez B . K o ł a c z e k a wzorowanego na programie Między narodowej Służby S zerok ości. W etapie tym rozpoczęto w spółpracę z K om isją MGR PAN w zak resie krajowej służby sztucznych satelitów Ziemi w formie szk olen ia obserwatorów a także udziału w obserw acjach w izualnych.
W etapie trzecim (1960—1961) zakończono opracowanie całego cyklu ob serw acji długościowych programu MGR, przy czym przeprowadzano dodatkowe badania pewnych błędów system atycznych aparatury do re je stra c ji czasu . Wyniki przesłano do międzynarodowych centrów zbiorczych do d a lszeg o ich
wykorzystania. N ie zależn ie od tego wykonano w łasną an alizę m ateriału, otrzy mując w wyniku poprawkę do konwencjonalnie przyjętej długości słu pa obserwa cyjnego oraz sz e re g wniosków dotyczących w yznaczenia długości. Po pewnej przerwie, pośw ięconej na te badania, podjęto d a lsze regularne obserw acje
Z pracowni i obserwatoriów 277 południkowe. J e d n o c z e ś n ie wykonano c z ę ś c io w e opracowanie materiałów o b s e r wacyjnych w z a k re s ie szerokościowym. Kontynuowano ta k ż e w skromnym za k re sie o bserw acje wizulane s a te litó w i rozpoczęto próby zasto so w a n ia metody fotograficznej.
Oprócz wymienionych prac zespołowych przez cały c z a s kontynuowano prace indywidualne w z a k re s ie metodyki astronom iczno-geodezyjnej; m.in. za kończono empiryczne badania metody kąta paralak ty czn eg o Z. C z e r s k i e g o i rozpoczęto badania dotyczące innej metody tego autora. L. C i c h o w i c z opra cował i przeeksperym entow ał trzy metody w z a k re s ie łącznych w yznaczeń. C z ę ś ć tych prac stanow i temat pracy, na podstaw ie której u zy sk a ł w r. 1961 stopień doktora nauk tech n iczn y ch . W latach 1959—1960 był on u c z estn ik iem wypraw geofizycznych do Wietnamu.
P o z a tym pracownicy Katedry w spółpracow ali z Komitetem MWG przy koordy n acji polskiej służby s z tu c z n y c h sate litó w oraz przy wydawaniu jej „ B i u l e tynu” . Niektórzy z pracowników w zięli u d z ia ł w K ongresie MUA w Moskwie i w K ongresie MUGG w H elsin k ach a tak że kilkakrotnie w konferencjach nauko wych w Moskwie.
Instrumentarium pow iększyło się o dwa instrumenty u n iw ersaln e. Zakupiono s z e r e g pomocniczych aparatów elektronicznych lub elektrycznych do u l e p s z e n ia i zautomatyzowania techniki obserw acyjnej i skompletowania laboratorium służby c z a s u . Zamówiono chrońograf drukujący. Je d e n z pracowników u z y s k a ł drugi dyplom m agisterski na Wydziale Ł ą c z n o ś c i PW. Inny odbywa e k stern i sty c z n e stu d ia matematyczne z m yślą o gruntowniejszych badaniach w d z ie d z i nie mechaniki nieba i sz tu c z n y c h satelitó w .
N a uwagę z a s łu g u ją trudne warunki pracy o bserw acyjnej, dojazdy i p ie s z a droga od śró d m ieścia do Obserwatorium w J ó z e fo sła w iu , bez w ła sn e g o śro d k a lokomocji, i dość prymitywne warunki bytowe w tej m iejsco w o ści, w której m ieszk a 1 a s y s t e n t i kwaterują dyżurni obserwatorzy. D la z ap ew n ien ia warun ków postępu technicznego w pracy obserw acyjnej i le p s z e j jej o rg a n iz a c ji, ko n ie c z n e j e s t wybudowanie na terenie Obserwatorium w łaściw ego budynku s ta cyjnego oraz skompletowanie w y p o sażen ia n o w o czesn ą aparaturą, ja k a stro la b ia Danjona, zegary kwarcowe i z a p le c z e laboratoryjno-w arsztatow e.
Skład personalny Katedry w końcu okresu spraw ozdaw czego był n a s tę p u jący:
1. doc. dr Wiesław O p a l s k i — kierownik Katedry 2. dr Ludosław C i c h o w i c z — adiunkt 3 . mgr Barbara K o ł a c z e k — s t . a s y s t e n t 4. mgr inż. L eo p o ld P i e c z y ń s k i — st. a s y s t e n t 5. mgr inż. Kazimierz Ł a t k a — s t . a s y s t e n t 6. mgr Magdalena D u k w i c z — s t . a s y s t e n t 7. mgr inż. J a n u s z Z i e l i ń s k i — s t . a s y s t e n t 8 . Stefan K a c z o r e k — technik.
278 Z pracowni i obserwatoriów
WYKAZ PUBLIKACJI I OKRESU
F . K ę p i ń s k i , The motion o f the periodic comet 1906 IV(K opff) and its apparition
in 1951. P ubl. Z akł. A .P ., 1950.
F . K ę p i ń s k i , L a com ele periodique 1906 IV(K opff) a son apparition en 1939 et 1945. P u b l. Z akł. AP, 1950
W. O p a l s k i , Finding the azim uth o f terrestrial o b je ct by transiths o f stars over
the o b je ct’s vertical circle. P ubl. Z akł. AP, 1950.
F. K ę p i ń s k i , Barvcentrie R eductions o f the Sun Co-ordinates for the years 1947—1949. P ubl. Zakł. AP, 1950.
F. K ę p i ń s k i , Astronomia praktyczna. Skrypt, 1951.
W. O p a l s k i , O n ie z a le ż n o ic i runu mikrometrów o ptycznych od m iejsca limbusu,
G eodezja i K artografia, 1954.
W. O p a l s k i , Pomiar azymutu metodą C zerskiego.„G eodezja i K artografia”, 1954. W. O p a l s k i , O metodach bezpośrednich w yznaczania azymutu. 1954.
L . C i c h o w i c z , Badania obserw acyjne dotyczące dwóch nowych m etod łącznego w y
znaczania w spółrzędnych geograficznych i azymutu. „ P o s tę p y Astronomii” , 1954.
W. O p a l s k i , O ccultations of-stars by the Monn. 1955. F . K ę p i ń s k i , Astronomia sferyczna. Skrypt, 1955.
W. O p a l s k i , Measures o f Double Stars. A cta Astronomica, 1956.
F. K ę p i ń s k i , O w yznaczaniu azymutu i sze ro ko ści geograficznej w pobliżu elon-
gacji. ZNPW — G eodezja, 1956.
F . K ę p i ń s k i , O doborze gwiazd, które w pobliżu górowania znajdują się wraz z B ie
gunową na. tym samym almukantaracie i tworzeniu par gw iazd do m eto d w yznacza nia sze ro k o ic i. ZNPW — G eodezja, 1956.
L . C i c h o w i c z , Całkowite zaćm ienie Słońca 3 0 .V I.1954. Sprawozdanie e k sp e d ycji
Zakł. AG. ZNPW — G eodezja, 1956.
L. C i c h o w i c z , Instrumenty astronom iczne Mikołaja Kopernika. ZNPW G eodezja. 1956. B. K o ł a c z e k , Wyniki obserw acji w spółrzędnych geograficznych w Józefo sła w iu .
„ P o s tę p y Astronomii” , 1956.
F. K ę p i ń s k i , The motion o f the Periodic Comet 1906 IV(Kopff). A cta Astronomica, 1958.
F . K ę p i ń s k i , L iaison de 4 apparitions de la co m ite periodique 1906 IV(K opff) 1 9 1 9 -1 9 2 6 -1 9 3 2 -1 9 3 9 . Studia Soc. Scien. Torun., 1958
L . P i e c z y ń s k i, W yznaczenie w spółrzędnych geograficznych Obserwatorium Astro nom icznego w Piw nicach k. Torunia. Studia Soc. S cien. Torun., 1958.
F. K ę p i ń s k i , B. D u l i a n , Astronom ia praktyczna. Skrypt, 1961.
F. K ę p i ń s k i , L. C i c h o w i c z , W. S z p u n a r i inni, „R o czn ik Astronomiczny'*, w ychodzi co roku.
WYKAZ PUBLIKACJI II OKRESU
W. O p a l s k i , K rzyw e izoparalaktyczne. ZNPW — G eodezja, 1956.
W. O p a l s k i , O nowej m etodzie Z. C zerskiego, „ P o s tę p y Astronomii” , 1956.
W. O p a l s k i , Z a stotow anie klinow ej p ły tk i ro zd zie lc ze j w interferometrze M ichelsona. ZNPW — Geodezja, 1956.
L . C i c h o w i c z , Badania azym utalnej m etody łącznego w yznaczania w spółrzędnych geograficznych i azymutu. „G e o d ez ja i K artog.” 1958.
Z pracow ni i obserw atoriów
279
L. C i c h o w i c z , Ł ą c z n e w y z n a c z a n ie c z a s u i a zym utu z o b se r w a c ji g w ia zd na w y s o kości] rów nej ic h d e k lin a c ji. „ G e o d e z ja i K a rto g .” 1958.
W. O p a l s k i , P race O bserw atorium A stro n o m ic zn o -G e o d e zy jn e g o PW w ram ach O peracji
D łu g o śc i G e o g ra fic zn e j III MRG. B iu le ty n M R G , 1959.
L . C i c h o w i c z , W y c z is lie n ije p r ib liz itie ln ic h k o o rd in a t p o d sp u tn ik o w y c h to c z e k dla
sp u tn ik ó w 1957<*2 i 195862 d la dannych m om entow radioprijom a. K o m isja MRG PA N ,
1959.
W. O p a l s k i , C ontribution de I’O b serva to ire de V A stro n o m ie G e o d e sig u e de 1’E c o le
P o ly te c h n iq u e de V arsovie a 1'O peration d e s lo n g itu d e s de l ’A.G .1. K om itet G eode
z ji PA N . 1960.
W. O p a l s k i , Wzory ro b o c ze w ią żą c e p o z y c j e o bserw ow ane S S Z z je g o p o ło ż e n ie m na
o rb icie. B iu le ty n P .O .S .S ., 1960.
L . C i c h o w i c z , O b serw a cje i w y z n a c z a n ie orbit s z tu c z n y c h s a te litó w Z iem i, R o cz. A str., 1960.
L . C i c h o w i c z , D eterm ination sim u lta n e e de la la titu d e e t de 1’a zim u t de la m ire
p a r le s m e su re s a zim u ta le s a p ro x im ite du prem ier c e r c ie v e rtic a l. K om itet G eode
z ji PA N , 1960.
L . C i c h o w i c z , J . Z i e l i ń s k i , Z a g a d n ie n ie p o z y c y jn y c h o b se rw a c ji s z tu c z n y c h sa te litó w Z iem i oraz w y zn a c za n ia w s p ó łr zę d n y c h g e o g ra fic zn y c h p u n któ w p o d sa te - lito w y c h . G eo d ezja i K a rto g ra fia , 1960.
W. B a r a n , W. Ż u k o w s k i , P róba p rz y b liż o n e g o w y z n a c z e n ia s p ła s z c z e n ia Z ie m i
na p o d sta w ie o b serw a cji s z tu c z n e g o s a te li ty 1958 d e lta 1, „ P o s t ę p y A stro n o m ii’",
1960.
L . C i c h o w i c z , W yzn a cza n ie s z e r o k o ś c i g e o g r a fic zn e j łą c z n ie z azym utem miry z a zy m u ta ln y c h pom iarów g w ia zd w p o b liż a p ie r w s z e g o w e rty k a łu . „ G e o d e z ja
i K a rto g ra fia ” , 1961.
L . P i e c z y ń s k i , O p a r a la k sie s z tu c z n y c h s a te litó w Z ie m i. B iu lety n PO SS, 1961. W. O p a l s k i , P orów nanie trzech m etod badania lim b u su w te o d o lic ie z z a s to so w a n ie m
c z u jn ik a e le k tr y c z n e g o ] . C ie ś la k a i S. S ta ń c z y k a . B iu lety n GUM, 1961.
W. O p a l s k i , L. C i c h o w i c z , A stronom ia G e o d ezyjn a , P o d rę c z n ik , 1961.
L . P i e c z y ń s k i, Z a g a d n ien ie p r z e lic z a n ia w sp ó łr zę d n y c h top o cen try c zn y c h na geo-
c e n tr y c z n e w za s to so w a n iu do s z tu c z n y c h s a te litó w Z ie m i. G eo d ezja i K artogra
fia , 1962.
W. O p a l s k i , A n a liz a i w y n ik i prac O bserw atorium A stro n o m ic zn o -G e o d e zy jn e g o P V
w toku O p era cji D łu g o śc i MRG w r. 1958, 1959, „ G e o d e z ja i K a rto g ra fia ” , 1962.
W. O p a l s k i , T e o r e ty c z n e p o d sta w y w y k o r z y s ta n ia o rb it s z tu c z n y c h s a te litó w do w y zn a c za n ia fig u ry Z ie m i. „ P o s t ę p y A stro n o m ii” , 1962.
P o z a ty m o p u b lik o w a n o k i l k a d z i e s i ą t a r ty k u łó w , n o t a t e k i p o le m ik w c z a s o p i s m a c h t e c h n i c z n y c h , p o p u la r n o - n a u k o w y c h i b i u l e t y n a c h i n s t y t u c j i n a u k o w y c h .
Z L I T E R A T U R Y NAUKOWEJ
POWSTAWANIE PROTOGWIAZD W WYNIKU ODDZIAŁYWANIA OŚRODKA HII NA OŚRODEK NEUTRALNY
K .M . K O S S A C K I
W chwili obecnej jest rzeczą prawie pewną, że powstawanie gwiazd jest procesem ciągle zachodzącym. Tak być musi, ponieważ niemożliwe jest, by gwiazdy wczesnych typów wypromieniowywały energię z taką samą szybko ścią w czasie porównywalnym z czasem istnienia Wszechświata.
Jedynym znanym materiałem, z którego mogą powstawać gwiazdy, jest ma teria rozproszona. Potrzebne jest więc znalezienie mechanizmu, który byłby zdolny utworzyć z materii rozproszonej zgęszczenia, mogące przekształcać się w gwiazdy w wyniku dalszej ewolucji. Wydaje się, że czynnikiem najbar dziej efektywnym są tu oddziaływania grawitacyjne. Od czasu prac Je a n s a wiadomo, że dostatecznie duża masa gazu będzie zgęszczać się samorzutnie w wyniku działania własnego pola grawitacyjnego. Masę, zachowującą się w taki właśnie sposób, nazwiemy samograwitującą. Związek, określający mini malny rozmiar konfiguracji (a więc i minimalną masę), przy którym już występu je samograwitacja, w zależności od wartości temperatury i gęstości, jakie cha
rakteryzują ośrodek, ma postać:
n y*
k r ~ 77
v.2
gdzie D jest rozmiarem charakterystycznym, p oznacza gęstość a V jest pręd kością dźwięku.
Oszacujmy wielkości mas konfiguracji, będących w stanie samograwitacji, o gęstościach takich, jak przeciętne gęstości materii między gwiazdowej i o tem peraturze, jaka zwykle jest przyjmowana dla ośrodka neutralnego, a więc 100°K. Łatwo policzyć, że np. dla gęstości n = 10 ///cm J masa krytyczna wynosi 2*104iW© a dla n = 100 H / cm* jest równa 5-103Af® Masy te są o kilka rzędów wielkości większe od mas gwiazd.
Istnieją dwie możliwości uratowania mechanizmu samograwitacji. Mianowi cie sprawa byłaby rozwiązana, gdyby duże masy mogły się dzielić na mniejsze na którymś z etapów kontrakcji samograwitacyjnej. Dotychczas jednak prawie nic nie wiadomo, jak taki proces mógłby przebiegać. Druga możliwość jest
282 Z literatury naukowej
n a s t ę p u j ą c a : d o s t a t e c z n i e s i l n e z g ę s z c z e n i e m a t e r i i u m o ż liw iło b y o s i ą g n i ę c i e s t a n u s a m o g r a w ita c ji p r z e z m a s y w y s t a r c z a j ą c e m a ł e . O b e c n e p o s z u k i w a n i a p o s t ę p u j ą w k ie ru n k u z n a l e z i e n i a drogi p r o w a d z ą c e j do o d p o w ie d n io d u ż e g o z g ę s z c z e n i a m a t e r i i . I s t n i e n i e glo bul ś w i a d c z y o tym, ż e t a k a d r o g a m o ż e i s t n i e ć .
W y ja śn ie n ie m , n a s u w a ją c y m s i ę w p ie rw s z y m r z ę d z i e j e s t e w e n t u a l n o ś ć z g ę s z c z a n i a o ś r o d k a n e u t r a l n e g o HI p r z e z w y r a ź n i e o d n i e g o o d d z i e lo n y o ś r o d e k zjo n iz o w a n y HU o z n a c z n i e w y ż s z e j te m p e r a t u r z e . A żeby było m o ż liw e d o k o n a n ie d o k ł a d n i e j s z y c h o c e n m a s k r y t y c z n y c h , k o n i e c z n a j e s t z n a jo m o ś ć k ry te r iu m , u w z g l ę d n i a j ą c e g o fakt p r z y ł o ż e n i a c i ś n i e n i a z e w n ę tr z n e g o . P i e r w s z ą p r a c ą , p o ś w i ę c o n ą te m u z a g a d n i e n i u , j e s t p r a c a E b e r t a [ 1 ], Autor r o z w a ż a p r o c e s z g ę s z c z a n i a s i ę k u li i z o t e r m i c z n e j , p r z e b i e g a j ą c y n a ty le p o w o li, ż e m o ż liw e j e s t j e g o p r z y b l i ż e n i e p r z e z c i ą g s t a n ó w r ó w n o w a g i. P r z y j ę t o ró w n i e ż , ż e w c z a s i e z g ę s z c z a n i a te m p e r a t u r a j e s t s t a ł a . Wymaganie s t a ł o ś c i te m p e r a tu ry j e s t s p e ł n i o n e , k ie d y c z a s t r w a n ia p r o c e s u j e s t r z ę d u 106 — 107. l a t . B a d a n y j e s t p r z e b i e g c i ś n i e n i a n a brzegu k u li w m ia r ę p o s t ę p o w a n i a z g ę s z c z a n i a . O k a z u j e s i ę , że c i ś n i e n i e to ma m a k sim u m . Z c h w il ą o s i ą g n i ę c i a s t a n u , w którym c i ś n i e n i e n a b rz e g u m a w a r t o ś ć m a k s y m a ln ą , k u l a s t a j e s i ę s a m o g ra w itu ją c ą — j e s t to s t a n k r y t y c z n y . W ie lk o ś ć c i ś n i e n i a , j a k i e m o ż e b y ć p r z y ło ż o n e , j e s t o k r e ś l o n a p rz e z sta n o ś r o d k a , w y w ie r a j ą c e g o to c i ś n i e n i e . Wobec te g o z n a n a j e s t ró w n ie ż g ę s t o ś ć , k t ó r a o d p o w ia d a sta n o w i k r y ty c z n e m u p rzy tym c i ś n i e n i u ; m o ż n a zatem wy z n a c z y ć m a s ę k r y t y c z n ą , k t ó r a j e s t równa: 3 2 __L P 2 (1) MK f =1.82
V 2
g d z i e p j e s t ś r e d n i ą g ę s t o ś c i ą , o k r e ś l o n ą p r z e z r o z k ł a d g ę s t o ś c i w s t a n i e rów now a gi. K ryterium J e a n s a d a j e n a t o m i a s t w a r t o ś ć m a s y k ry ty c z n e j równą; = 2.84K2"1
P ~ 2 '
( 2) R ó ż n i c a , j a k a i s t n i e j e m ię d z y obu zw ią z k a m i, w y n ik a z n i e u w z g l ę d n i e n i a w z a l e ż n o ś c i (2) c i ś n i e n i a z e w n ę tr z n e g o .E b e r t p r z y t a c z a o s z a c o w a n i e w a r to ś c i m a s k r y ty c z n y c h w z a l e ż n o ś c i o d te m p eratu ry o ś r o d k a z g ę s z c z a n e g o ( a w ię c n e u t r a l n e g o ) i g ę s t o ś c i o ś r o d k a HII, b iorąc t e m p e r a t u r ę HII rów ną lO’ °K i m a s ę c z ą s t e c z k o w ą jt w y n o s z ą c ą 1.5.
Z literatury naukowej 283 T a b e l a 1 t h i w °K G ę sto ść ośrodka H II w H /c m ł 1 0 'J 1 105 100 9-103 9-101 9 0 50 2-3-105 230 2 3 10 9 0 9 0-9
Ja k w idać z tab e li, oszacow anie E b e r t a daje masy krytyczne za duże w porównaniu z masami gw iazd, je ś li p rzy jąć, że temperatura H I nie je s t w yraźnie n iż s z a od temperatur otrzymanych dotychczas n a drodze rozważań teoretycznych.
R o zw a ża n ia E b e r t a kontynuuje M c C r e a [2]. B a da nia jego dotyczą tego samego problemu, takie same są również za ło że n ia stałości temperatury i pow olności procesu zg ę szc za nia , natom iast je s t zastosowana inna metoda rachunków. M ianow icie M c C r e a do w yznaczenia c iś n ie n ia na brzegu konfigu racji stosuje zmodyfikowane twierdzenie o w iria le , z dołączonym członem opisującym ciśnie nie zewnętrzne, co pozw ala na przyjęcie rozkładu gęstości innego, n iż to wynika z is tn ie n ia stanu równowagi. W szczególności można p rzy jąć gęstość jednorodną. Rezultaty uzyskane przez M c C r e a są analo giczne do wyników pracy E b e r t a . Otrzymane przez niego masy krytyczne są jednak w iększe n iż wyznaczone przez E b e r t a ; w ynika to z przyjęcia jednorodności gę sto śc i, a to jest — jak się wydaje — b liżs z e stanu rzeczy wistego.
Przypom nijm y, że tak E b e r t , j ak i M c C r e a przyjm ują, że proces zg ę szc za n ia je st quasistacjonarny. To założenie n ie może być spełnione, kiedy kompresja odbywa się w wyniku d z ia ła n ia ośrodka HU na ośrodek H I. By to pokazać, rozważmy następujący obraz. Z a p ala s ię gw iazda, której pro m ieniow anie szybko jo n iz u je m aterię do rozmiarów strefy StrSmgrena. W ośrodku H II panuje znacznie w iększe ciśnie nie n iż w H I, więc ośrodek HII za czn ie s ię ro zszerzać, z g ę szc za jąc ośrodek H I. Ale zgęszczanie będzie następow ać w wyniku rozchodzenia s ię szoku, z a którym będzie postępow ać front jo n iz a cyjny, W taki sam sposób m uszą być zgęszczane konfiguracje Ebertow skie.
Z pow yższego wynika, że pożądane byłoby d a lsze poprawienie kryterium, przez uw zględnienie faktu, że za zgęszczanie odpow iedzialna je st fa la uderze niow a, co je s t w pewnym stopniu zrobione w niedawno opublikow anej pracy G e r s z b e r g a [3].
D otyczy ona również pow staw ania konfiguracji samo graw itujących w wy niku d z ia ła n ia ośrodka H II na HI. Autor zaczy na rozw ażania od rozpatrzenia m o żliw o ści o d d z ie la n ia się „ p o r c ji” materii od reszty ośrodka H I. Przyjm uje s ię zwykle, że strefa Stromgrena je s t k u lą . J e s t to oczyw iste id e a liz a c ja . G ę sto ść m aterii nie je st ś c iś le jednorodna, a je j fluktuacje będą deformować pow ierzchnię strefy. J e ś li w pewnym kierunku r, (patrz rysunek 1) średnia
284 Z literatury naukowej
gęstość będzie w ięk sza, odpow iadający temu kierunkowi rozm iar strefy bę- d z ie m n ie js z y i utworzy s ię w głębienie. Materia w nim zawarta będzie zgęszcza- n a przez szok, jak i zacznie przeb iegać ośrodek HI po o siąg n ię c iu przez obszar
zjonizow any rozmiarów Stromgrena. P o n ie w a ż, rzecz ja s n a , szok przebiega tak że m aterię p rzy le g łą do „ n a r o ś li” , będzie ona stopniowo zam ien iać s ię w tzw . trąbę słoniow ą (elephant thrunk structure). W m iędzy czasie może n a stąp ić oddzielenie s ię masy. porównywalnej z m asą początkow o zawartą we wgłę bieniu, w wyniku is tn ie jąc y c h fluktuacji g ę s to ś c i,