W . ZONN
W p rac y „W zw iązku z bad an iam i sta ty sty c z n y m i ciem nych mgławic/* (B iuletyn O bserw atorium w A b astu m an i N r 18, s tr. 29—114, 1955) D . C h a w t a s i p u b lik u je k a ta lo g ciem nych m gław ic, zaw ierający 797 obiektów tego ro d zaju . Z a p o d staw ę tego k ata lo g u posłużyły p rzede w szystkim a tla s y fotograficzne D rogi M lecznej: zn a n y a tla s B a r n a r d a z 1927 ro k u i now szy a tla s F . E . R o s s a i M. C a l v e r t a z ro k u 1934—36. A u to r u sta la ł po kolei każde „ciem ne" m iejsce w ty c h a tlasach , w yznaczał w spółrzędne środka i pow ierzchnię tej dom niem anej ciem nej m gław icy i — g d y m gław ica t a m iała form ę asy m etry c zn ą — w yznaczał k ą t, ja k i tw o rzy najw iększa średnica z rów noleżni kiem g alak ty c zn y m przechodzącym przez środek m gław icy.
T u ta j od raz u n asu w a się p ew n a uw aga: a u to r n ie odróżniał k ą tó w o stry ch od ro z w arty c h (nie uw zględniał zw ro tu kątó w ). T a k ch y b a należy sobie tłu m ac zy ć fa k t, że w k a ta lo g u n ie m a an i jednego k ą ta rozw artego, są sam e k ą ty ostre. T akie postępow anie b y ło b y uspraw iedliw ione jed y n ie w ted y , g d y b y śm y m ieli pew ność, że k ie ru n k i rzutów „praw dziw ych" najw iększych średnic n a płaszczyznę rów nika galaktycznego są w szy st kie jednakow o praw dopodobne. W pew nych dalszych rozw ażaniach a u to r czyni to z a łożenie, nie w y d aje się je d n ak , b y ta k ie założenie było czym ś uspraw iedliw ione; w k ażd y m
razie a u to r nie p o d aje w p ra c y żadnych argum entów uspraw iedliw iających podobne założenie.
N iezależnie je d n a k od założeń a u to ra , k aż d y k a ta lo g m usi odzw ierciedlać pew ien istn iejący stan rzeczy w sposób możliwie w szechstronny i w olny od w szelkich z góry
7, literatur!/ naukow ej
153
p ow ziętych sugestii; dlatego te ż -te g o ro d za ju niew ątpliw e zubożenie d an y c h k atalo g o w ych nie w y d aje się ani uspraw iedliw ione, an i właściwe.
O sta tn ią k o lu m n ą w k a ta lo g u Chaw tasiego są tzw . w agi sta ty sty c z n e , k tó re, p rzy pew nych upraszczających założeniach, są równe m asie m gław icy podzielonej przez k w a d ra t jej odległości od Słońca.
W agi te są rów ne iloczynow i pow ierzchni (obserw owanej) m gław icy przez w a rto ść :
AN(m) ~ - N ( m) —N(m),
gdzie N(m) i N(m) o znaczają śred n ią liczbę gw iazd do w ielkości m w całym obszarze i obserw ow aną liczbę gw iazd do w ielkości m n a tle m gław icy, (obie wielkości zre d u k o w ane na je d n o stk ę k ą ta bryłow ego). W a rto ść AN( m) oceniał a u to r w pew nym sensie „na oko“ u sta la ją c pew ną skalę pięciostopniow ą, w edług k tó rej oceniał te w artości. P orów nanie w yników uzy sk an y ch w te n sposób z w y n ik am i zliczeń w polach w y b ra n ych przekonało a u to ra , że p rz y ta k im p o stęp o w an iu nie popełniał błędów sy ste m a ty czn y ch . M nożąc ta k o trzy m an e wielkości przez pow ierzchnię m gławic o trzym yw ał w łaśnie w agi sta ty sty c z n e , k tó re p rz y w ielu opracow aniach późniejszych b ra ł p o d uw agę.
Je śli idzie o w yniki ty c h opracow ań sta ty sty c z n y c h , po d w ielu w zględam i stanow ią one b ard z o in te resu ją cy i now y w k ład do naszej w iedzy o ciem ny cli m gław icach.
N a pod staw ie bezpośrednich pom iarów pow ierzchni a m gław ic a u to r o trzy m u je fu n k cję rep rez en tu jącą częstość w ystępow ania różnych w arto śc i a, k tó r a je s t m alejącą i w p rzybliżeniu spełnia rów nanie:
.
gdzie C je s t sta łą . P o d o b n y rozkład o trz y m u je a u to r dla rzeczyw istych w arto śc i H pow ierzchni (!' r-<7):
<f (£ ) = "£ 2 ’„ = const.
p rz y pew nych u p raszczający ch , lecz zupełnie dopuszczalnych założeniach. P ew n ą w ątpliw ość m oże w zbudzić ta część krzyw ej rozkładu, k tó ra odpow iada b ardzo m ałym o (poniew aż w tej części b ra k u je d an y c h obserw acyjnych). J e d n a k dość przek o n y w u jące rozum ow anie a u to ra czyni w ysoce p raw dopodobnym , iż w ty m obszarze /(er) m a te n sam przebieg co i w obszarach o w iększych a.
P o d o b n y c h a ra k te r m a też fu n k c ja częstości w ystępow ania m as ciem nych m gław ic, k tó ra najw y raźn iej m aleje ze w zrostem m asy.
N a p odstaw ie s ta ty s ty k i k ątó w nachylenia najw iększych średnic do płaszczyzny rów nika galaktycznego a u to r dochodzi do p rze k o n an ia , że k ie ru n k i ty c h średnic w y k az u ją dość w y ra źn ą ten d en c ję do u staw ian ia się rów nolegle do te j płaszczyzny. B rak d anych, o k tó ry c h b y ła mowa n a p o c z ą tk u naszej n o ta tk i, uniem ożliw ia oczywiście w yciągnięcie jakichkolw iek w niosków co do p rzestrzen n ej o rien tacji ty c h średnic. Z a gadnienie to m iałoby duże znaczenie w e w szelkich rozw ażaniach n a d rozm ieszczeniem
ciem nych obłoków w naszym sąsiedztw ie.
N a pod staw ie s ta ty s ty k i liczby obłoków w różn y ch szerokościach i długościach g alak ty c zn y c h a u to r dochodzi do dość śm iałego tw ierdzenia, że ciem ne obłoki w naszym sąsiedztw ie tw o rzą dwa p rze n ik ają ce się w zajem nie u k ła d y , z k tó ry c h pierw szy m a ro z k ład sy m e try cz n y względem rów nika galaktycznego, drugi zaś w y k az u je właściwości tzw . p a s a G oulda; p łaszczyzna sy m e trii ciem nych obłoków drugiej g ru p y je s t nachylona do rów nika galaktycznego pod k ą te m około 10°, a jej węzeł w stę p u jąc y m a długość g alak ty c z n ą około 320°. Marny w ięc dow ody p rzyn ależn o ści całej g ru p y bliskich ciem nych m gław ic do tzw . U k ład u L okalnego.
154
7, literatury naukowejIn te re su ją c e są też w yniki b a d a n ia form ciem nych m gław ic. W śród w szy stk ich obiektów około 56 proc. są to m gław ice w yraźnie nieregularne, 27 proc. m a form ę k o lis tą lu b eliptyczną, 10 proc. są to w łókna i zaledw ie 7 proc. są globulam i lu b m gław icam i zbliżonym i do globul. Oczywiście w yniki te są obarczone w pływ em selekcji; praw dziw y stan rzeczy o trzy m alib y śm y po uw zględnieniu praw dopodobieństw od k ry cia m gław ic o różnych rozm iarach. N ależy przypuszczać, że uw zględnienie to niezm iernie pow iększy liczbę w zględną m ałych m gław ic, a w ięc p rzede w szystkim globul. A u to r zarejestrow ał około 10 m gławic pierścieniow ych, głów nie w długościach g alak ty c zn y c h 10°—70°.
C zy ruchoma grom ada gwiazd W ielkiej N iedźw iedzicy istnieje realnie? K. R U D N IC K I
N ajsław niejszą gro m ad ą ru ch o m ą gw iazd je s t g ro m ad a W ielkiej N iedźw iedzicy. G w iazdy należące do niej — m iędzy in n y m i fi, y, <5, e, £, 37 U rsae M aioris, (stąd n az w a
g rom ady), Syriusz, a Coronae B orealis, fi A urigae, ó Leonis — rozłożone są n a całym praw ie niebie. Słońce zn a jd u je się więc w ew nątrz tej grom ady, choć do niej nie należy.
J a k w iadom o, d ecy d u jącą cechą łączącą gw iazdy grom ad ruchom ych je s t w spólna wielkość i kierunek ru ch u w G alaktyce. W grom adzie W ielkiej N iedźw iedzicy nieom al ściśle te n sam ru ch p o sia d a 11— 13 gw iazd bliskich Słońca. N iek tó rzy a u to rz y u w aż ają je d n a k za p rzynależne do tej gro m ad y wiele gw iazd słabszych p o siad ający ch podobny (choć nie ściśle te n sam ) kierunek i wielkość ru ch u i zn a jd u ją cy c h się w duży ch odle głościach od Słońca. W te n sposób g ro m ad a W ielkiej N iedźw iedzicy w edług n ie k tó ry ch autorów składa się z k ilk u set gw iazd i rozciąga się w przestrzen i n a całe kiloparseki. Poniew aż je s t jasn e, że p rzy ro zp a try w a n iu wielkiej liczby gw iazd zawsze d a się sposród nich w ybrać pew ną liczbę o prędkościach podob n y ch do siebie, zaczęto w ątp ić o tak iej rozległości g ro m ad y W ielkiej N iedźwiedzicy, zw łaszcza że kierunek w spólnego ru ch u je s t tu zbliżony do średniego k ie ru n k u ru c h u jednego z tzw . prąd ó w K a p te y n a . J e s t to więc k ieru n ek sk ą d in ąd uprzyw ilejow any.
D la w yjaśnienia te j spraw y A. O n i e g i n a zb a d ała ru ch y w łasne gw iazd w dw u w y b ran y c h polach leżących w k ie ru n k u ją d ra g ro m a d y w gw iazdozbiorze W ielkiej N iedźw ie dzicy. O kazało się, że ża d n a ze słabszych gw iazd, leżących w ty c h polach, nie m a ru ch u w łasnego odpow iadającego w spólnem u ruchow i grom ady. A więc w yraźne zagęszczenie gw iazd jasnycli należących niew ątpliw ie do tej gro m ad y n ie zaw iera w sobie gw iazd słabszych nie je s t więc w ścisłym sensie ją d re m g ro m ad y ruchom ej. M ożna s tą d wnosić, że większość gw iazd, k tó re łączono z grom adą W ielkiej N iedźw iedzicy nie m a z nią żadnego realnego zw iązku, że są to gw iazdy spośród w ielu, k tó re w łaśnie przypadkow o m a ją p o d o b n ą prędkość w p rzestrzen i. W rzeczyw istości g ro m ad a sk ła d a się ty lk o z k ilk u n a s tu ja sn y ch gw iazd bliskich Słońca, k tó re stan o w ią pew nego ty p u gw iazdę w ielo k ro tn ą o wielkiej odległości składników .