W dniach 23—27 sierpnia 1956 odbyła się w Budapeszcie konferencja poświęcona gwiazdom zmiennym. Konferencja miała charakter międzynarodowy; udział w niej wzięło, poza astronom am i węgierskimi, kilkunastu astronomów z różnych krajów: 5 z ZSRR, 4 z NRD, 2 z ChRL, 2 z Holandii, 2 z Polski, 1 z Włoch, 1 z Czechosłowacji, 1 z Belgii. J a k widać, liczba uczestników była stosunkowo niewielka i dzięki tem u osią gnięto w yraźną koncentrację tem atyczną poruszanych zagadnień i uniknięto tak męczą cego nieraz na konferencjach między narodowych przeładowania referatam i. Posiedzenia referatowe odbywały się tylko przed południem, było dość czasu na dyskusje po refe ratach i na swobodną wymianę zdań na tem aty interesujące poszczególnych astronomów w czasie organizowanych w godzinach popołudniowych spotkań o charakterze tow a rzyskim i wycieczek.
Posiedzenia referatowe rozpoczęły się dopiero w drugim dniu konferencji, to iesl 24. V III. Dr. K. G iissow r (Jena) referował pewne własne wyniki odnośnie do o p ty malnych warunków pracy używanych w fotom etrii fotoelektrycznej mnożników elektro nowych. Doszedł on w szczególności do wniosku, iż nie ma sensu dążyć do zmniejszania prądu ciemnego na katodzie fotocelki poniżej 10 Hi A i dalej, że lepiej jest dysponować fotocelką z małym prądem ciemnym, niż obniżać go przez chłodzenie, t’. A h n e r t (Son- lieberg) mówił o dokładności fotometrycznycli pomiarów ogniskowych obrazów gwiazd na płytach; dla krótkoogniskowych kam er z Sonneberg błąd pochodzący tylko z wad płyty wynosi około Of’OT. W dalszym ciągu C. H offinfeisfcer (również z Sonneberg) przedstawił swoje wyniki dotyczące dwóch anorm alnych cefeid: RT TrA i V 553 Cen. Obie cefeidy m ają period około dwóch dni i widma między G2 — 04, w ypadają wię • z normalnej zależności period-widmo. W dyskusji P. P. P a r en a g o (Moskwa) zakom uni kował, że podobną cefeidą jest też TU Cas (period 2?1) należąca podobnie jak poprzednie zmienne do składowej sferycznej.
W następnym z kolei referacie pani A. O. M a s je w ic z (Moskwa) rozważała pewne problemy ewolucyjne podolbrzymów. Według Scliwarzschilda podolbrzyiny są gwiaz dami, w których nie działa mechanizm mieszania, i które w drodze ewolucji wyszły z ciągu głównego; byłyby to więc gwiazdy stare. Referentka jest zdania, że są to gwiazdy stosunkowo młode, które znajdują się ponad ciągiem głównym, na skutek anormalnie dużej zawartości pierwiastków ciężkich w ich materii. O badaniach fotograficznych nad gwiazdami nowymi i karłow atym i gwiazdami zmiennymi mówił L. R o s in o z ob serwatoriów Asiago i Lojano (Włochy). W obserwatoriach tych obserwuje się fotogra ficznie w szczególności szereg niedostatecznie do tej pory zbadanych gwiazd typu U Gem ; gwiazd zmiennych związanych z mgławicami (Orion), oraz dawnych gwiazd nowych. W ciągu tych badań odkryto kilka nowych zmiennych rozbłyskowych i kilkadziesiąt nowych gwiazd zmiennych innych typów. Obserwacje nad Nową Herkulesa z 1934 roku (DQ) pozwoliły otrzym ać dokładniejszą wartość periodu jej zmiaii zaćmieniowych; wynosi on według Rosino O?1930213. Po referacie prof. Rosino wywiązała się bardzo
K ronika
103
ciekawa dyskusja. Okazało się, że gwiazdą DQ Herculis zajmował się także młody astro nom budapeszteński T. H e rc z e g . Zebrał on wszystkie obserwacje fotograficzne tej gwiazdy z m aja 1935 r., kiedy to Nowa DQ Her osiągnęła dłużej trw ające minimum blasku i zredukował wszystkie te obserwacje periodem zaćmieniowym 0?19; w rezul tacie otrzym ał (wprawdzie przy ogromnym rozrzucie indywidualnych obserwacji) t y pową krzywą algolidy i wyznaczył z tej krzywej minimum normalne 2427924^514. To minimum połączył z minimami współczesnymi; oczywiście wobec długiego okresu czasu (20 lat) nie można było ustalić, ile minimów miało miejsce między rokiem 1935 a 1955; wypadało przyjąć trzy sąsiednie liczby na ilość minionych okresów; jedna z tych liczb daje na period wartość 0^193623 — a więc niemal identyczną z wartością zakomunikowaną przez prof. Rosino. W ten sposób wyznaczanie periodu DQ Her przez L. Rosino dało zaskakujące i efektowne potwierdzenie realności zaćmieniowej krzywej otrzym anej na podstawie obserwacji fotograficznych z m aja 1935 r. W następnym referacie C. H off- m e i s t e r mówił o zachowaniu się kilku gwiazd typu BW Aur. Najbardziej wyczerpujące dane zostały otrzym ane dla zmiennej T Cha, dzięki współpracy w latach 1952—1953 obserwatoriów w południowej Afryce, w Nowej Zelandii i na wyspach Tonga (korzystny rozkład obserwatoriów pod względem długości geograficznej!). Form a krzywej zmian blasku tej gwiazdy wydaje się na pozór nieregularna; bliższa analiza wykazuje, że ko lejne maksima w ystępują periodycznie, ale wartość periodu ulega od czasu do czasu zmianie. I ta k T Cha w ciągu 31 dni miała okres 3?4375, w ciągu 21 dni — 4? 1800 i w ciągu 200 dni — 3?2323. Większość gwiazd tego ty p u wykazuje według badań Hoffmeistera okresy stałego blasku, najczęściej w pobliżu maksimum (RU Lup, RY Lup). Stosunki te zilustrował referent w bardzo ciekawy sposób przy pomocy histogramów podających, jak często dana gwiazda była obserwowana w danej jasności (oś pionowa — wielkość gwiazdowa, oś pozioma — ilość obserwacji). W dyskusji po referacie Parenago podał, iż wśród gwiazd ty p u RW A ur mniej więcej po 30% m a maksimum częstości na histo gramie omówionego ty p u odpowiednio w górnej, środkowej i dolnej części wykresu; dla 10% gwiazd histogram ma k ształt prostokątny (gwiazda równie często bywa obser wowana w każdej jasności zawartej między maksimum i minimum blasku). O statnim referatem tego dnia konferencji był odczyt P. A h n e r t a o różnicy w m omentach m ini mum otrzym anych wizualnie i fotograficznie dla badanych przez niego gwiazd RV Tau. D la gwiazdy R Sge różnica ta wynosi (vis-fotogr.) -)- 2?4 ± 0 ?9 ; dla W u l : -f 2?2 ± 3?0.
Posiedzenie w dniu 25. V III. rozpoczęło się od referatów polskich. O dczytany zo stał przez mgr. W ło s z c z y k a referat prof. W. I w a n o w s k ie j dotyczący kryteriów spektrofotom etrycznych dla gwiazd długookresowych przynależności do różnych p o pulacji. W szczególności autorka otrzym ała u gwiazd szybkich wzmocnienie pasm tlenku ty ta n u i tlenku w anadu. Autor niniejszego sprawozdania w swoim referacie podał p ro wizoryczne wyniki dla elementów gwiazdy zaćmieniowej WW A ur otrzym ane na p o d stawie fotoelektrycznych obserwacji tej gwiazdy. W arto może zaznaczyć, że był to jedyny referat na konferencji poświęcony gwiazdom zaćmieniowym. Z kolei T. H e r c z e g zakomunikował o dokonywanych aktualnie w obserwatorium budapeszteńskim obserwacjach fotoelektrycznych oraz omówił szczegółowo swoje (wspomniane już na innym miejscu tego sprawozdania) badania nad Nową DQ Her. Zagadnieniu zmian okresów cefeid długookresowych poświęcony był odczyt P. P . P a r e n a g o (Moskwa). W edług Parenago wszystkie zm iany okresów u przebadanych przez niego cefeid długo okresowych m ają charakter nagły; krzywa odchyleń od efemerydy jest krzyw ą łam aną złożoną z odcinków prostych. Oznaczając przez A E ilość cykli, w ciągu których period jest stały, a przez A P — zmianę okresu (nagłą) otrzym ał Parenago zależność statystyczną \AE-AP\ = konst, przy czym wartość stałej figurującej po prawej stronie ostatniego związku wypada dla cefeid składowej sferycznej 0,6, dla składowej płaskiej 0,1. B. Y. K
104 K ronika
k a r k i n (Moskwa) mówił w swoim referacie o zm ianach okresów cefeid w grom adzie M 13. Z b adań jego w ynika (i podobne wnioski w ysnuć m ożna z m ateriału , na k tó ry m opierał się P aren ag o w poprzednim referacie), iż nie m a w śród gw iazd ty c h zaznaczonej te n dencji do sk racan ia się lub w ydłu żan ia okresu. I ta k n a 21 cefeid z M 13 o zm iennych okresach, u 4 m am y stale w ydłużanie się periodu, u 7 po okresie w ydłużania się periodu n a stę p u je skracanie się jego w artości, u 6 po sk rac an iu się m am y w ydłużanie, a u 4 w y stę p u je stałe skracanie się periodu. N a stęp n y z kolei re fe ra t w ygłoszony przez L. R o s i n o m iał c h a ra k te r przeglądow y i pośw ięcony był spraw om realizacji p ro g ra m u badań gw iazd zm iennych w g rom adach k u listy ch . Z refe ra tu tego w ynikało w szczególności, iż d uży rozm ach m a ją p race zm ierzające do zbierania i k o m pletow ania inform acji 0 gw iazdach zm iennych w g ro m ad ach k u listy ch , p o d ję te o sta tn io w obserw atoriach L o jan o i A sjago (Asjago rozporządza 48 calow ym teleskopem ). l)w a n astęp n e refe ra ty astronom ów węgierskicli I. I z s a k a i I. O z s v a t h a d otyczyły b ad a ń n a d zm ianam i okresów cefeid odpow iednio w g rom adach M 15 i M 3. W obu referata ch został w y zy sk an y ogrom ny m ateriał obserw acyjny (dążono do kom pletności), którego dość znączną część stanow iły obserw acje fotograficzne zebrane w ciągu wielu Jat i opracow ane w B u dapeszcie. R e fe raty zaw ierały ciekaw e dan e sta ty sty c z n e odnośnie do częstości, z ja k ą w y stę p u ją zm iany liniowe periodów , kom binacje zm ian liniow ych i sinusoidalnych oraz czyste zm iany sinusoidalne. Z przedstaw ionego m a teria łu w y d aje się w szczególności w ynikać, iż w w y padku, gdy dan a gw iazda b y ła d o statecznie długo obserw ow ana, o d chylenia od liniowej efem erydy, o k tó ry ch pierw otnie przypuszczano, iż p o sia d ają c h a ra k te r paraboliczny, m a ją p raw dopodobnie k sz ta łt sinusoidy o bardzo długim okresie. W dy sk u sji po referatach podnoszono konieczność (Parenago) pow iązania d an y c h o zm ia nach okresów z c h a ra k te ry sty k a m i k in e m aty cz n y m i gw iazd — odnosi się to oczywiście przede w szystkim do cefeid w y stę p u jąc y ch poza gro m ad am i kulisty m i. W ysuw ano te ż d ez y d erat (K u k ark in i a u to r niniejszego spraw ozdania), b y p rzy opracow yw aniu odchyleń 0 —0 nie ograniczać się do w yrów nyw ania p rz y pom ocy średnich krzyw ych, ciągłych czy łam anych, lecz posługiw ać się dobrze rozw iniętym i w spółczesnym i m e to dam i sta ty sty k i.
Tegoż dn ia (25. VI I I ) uczestnicy konferencji zwiedzili obserw atorium a s tro n o m iczne im . K onkoly’ego W ęgierskiej A kadem ii N auk. O bserw atorium położone je st n a w zgórzu, w odległości k ilk u n a stu kilom etrów od m ia sta . G łów nym i in stru m e n ta m i są 70 cm reflek to r i astro g ra f; o bserw atorium posiad a fo to m e tr fotoelek try czn y 1 m ik ro fo to m etr do klisz. S tanow i ono stosunkow o m a ły zak ład (m ały w skali św iatow ej; z polskich obserw atoriów żadne nie posiada in s tru m e n tu tego zasięgu co 70 cm reflektor) o w yraźnie sprecyzow anej dziedzinie p ra c y : fo to m e tria fotograficzna i fotoelektryczna gw iazd zm iennych, przede w szystkim cefeid. Z w raca uw agę dobrze p rzystosow any do p osiadanych in stru m e n tó w , konsekw entnie od la t realizow any p ro g ra m obserw atorium ; dodajm y, — co też nie je s t bez znaczenia — że obserw atorium nie posiad a żadnych o b ciążeń m eteorologicznych, służby czasu, itp .
W dniu 26. VI I I . (niedziela) zgrom adzeni w Budapeszcie astronom ow ie odbyli całodniow ą p ię k n ą w ycieczkę n a d jezioro B alato n .
P osiedzenie referatow e w d n iu 27. VI I I . rozpoczęło się od obszernego i bardzo interesującego re fe ra tu przeglądow ego A. V a n l l o o f a (Belgia) o gw iazdach fi Canis M aioris. J a k w iadom o, zm ienne ty p u fi CMa są to gw iazdy ty p u widmowego B o m ałych szybkich zm ianach jasności o dbyw ających się z dw om a niewiele różnym i periodam i; perio d y te o d b ija ją się w szybkościach rad ia ln y ch i w szerokościach linii w idm ow ych; w y stę p u ją też periodyczne zm iany (z in n y m i periodam i) a m p litu d w ah ań szybkości rad ia ln y ch i średnich szybkości rad ia ln y ch . R eferent om ów ił szczegółowo w ystęp u jące u gw iazd tego ty p u korelacje, m iędzy różnym i w ielkościam i ch a rak te ry z u ją c y m i zm iany
K ro n ik a 105
poszczególnych param etrów fizycznych i przedstawił szeroko wysuwane hipotezy co do powodów obserwowanych zmian. W arto może zaznaczyć, iż według Van Hoofa gwiazd omawianego typu jest bardzo niewiele: niewątpliwych naliczyć można 11 (wśród nich (! CMa i 0 Oph). Gwiazd fi ( Ma dotyczył jeszcze inny referat, nadesłany przez M. J o h n s o n a (Anglia). Johnson wysuwa hipotezę, iż odpowiedzialny za dwuperio- dyczność tych gwiazd i w ynikający z niej period dudnień, jest obiegający gwiazdę eks centryczny pierścień gazowy. Następnym z kolei referatem był referat L. W o l t j e r a (Holandia) poświęcony gwiazdom R E L yr o bardzo krótkich okresach, poniżej 0?2. Z kilku wypadków, gdy dla gwiazd takich udało się wyznaczyć paralaksy, autor wnios kuje, iż w przeciwieństwie do normalnych gwiazd RR Lyr, w zmiennych tego typu mamy, wyraźną zależność jasność absolutna — period. D la trzech gwiazd SX i ’lie, A l Yel, i) Set, m am y odpowiednio periody i jasności absolutne: 0?056, -f 4“ 5; 0? 111 4- 2"’5; 0? 194, -f 1 !n(i. Tę grupę gwiazd wyróżnia też stosunkowo mała szybkość względna Słońca, 47 km/sek wobec 100 km/sek dla typowych gwiazd R R L y r.
1j. D e tr e , dyrektor obserwatorium w Budapeszcie i jego małżonka J . B a l a z s - D e t r e we wspólnie wygłoszonym odczycie, zakomunikowali o wynikach fotoelektrycznych obserwacji efektu Błażki u kilku gwiazd ty p u RR Lyr. Posiedzenie w dniu 28. V III. rozpoczęło się od referatu I. G u m a n a (Budapeszt) o zmiennej ty p u R R L y r, AC And. Gwiazda ta jest ciekawa, gdyż stosunek długości periodu efektu Błażki (efektu polega jącego, jak wiadomo, na periodycznych zmianach am plitudy wahań jasności) do periodu podstawowego, jest u tej zmiennej niezwykle mały; główny period wynosi 0?525, period efektu Błażki — 0?711; zaznacza się też jeszcze jeden period, 33 dniowy, w którym zmienia się am plituda efektu Błażki. W ogóle mówiąc, autor wyróżnia dwie grupy wśród gwiazd RR Lyr, wykazujących efekt Błażki: grupa, w której stosunek periodu efektu Błażki do periodu głównego jest mniejszy od 4 i grupa, w której ten stosunek jest rzędu 40.
Pozostałe referaty tego ostatniego dnia konferencji dotyczyły zagadnień nie związa nych z głównym tem atem obrad. 1’. G. K u lik o w s k i (Moskwa) mówił o pracach liisto- ryczno-astronomicznych prowadzonych w ZSRR. Podkreślił on w szczególności, że wielu dawnych astronomów piszących po arabsku, uchodzi za Arabów tylko dlatego, że używali tego wówczas międzynarodowego języka, gdy faktycznie należeli do innych narodowości. I . I z s a k podał swoje wyniki dotyczące regularyzacji problemu jednego centrum przyciągającego w mechanice nieba. T. H. W a lr a v e n (Holandia) zreferował otrzym ane w Lejdzie wyniki odnośnie do stru k tu ry mgławicy K rab: W oparciu o obser- wacje spektrofotom etryczne oraz pom iary polaryzacji światła mgławicy udaje się stw o rzyć model przestrzennego układu głównych włókien tej mgławicy oraz stwierdzić, że kierunek pola magnetycznego pokryw a się z kierunkiem włókien. Świecenie mgławicy pochodzi z efektu „betatronowego" elektronów wirujących dokoła linii pola magne tycznego; jest zagadnieniem otw artym , skąd się biorą owe elektrony, gdyż można w y kazać, iż w w arunkach mgławicy ruch ich w okresie rzędu dw ustu lat zostaje zaham o wany. I. O s a d a (Budapeszt) zakomunikował o wynikach swoicli badań teoretycznych nad stru k tu rą ogólnego pola magnetycznego Słońca. Csada dochodzi do wniosku, że ogólne pole magnetyczne Słońca m a charakter oktupolowy i znajduje potwierdzenie swoich wyników w analizie magnetogramów słonecznych. K u n g S h u - m u z obserwa torium Purple M ountain pod Nankinem (ChRL) podał wyniki przeprowadzonych przez siebie całkowań równań wewnętrznej budowy Słońca, przy założeniu różnego składu chemicznego jąd ra i otoczki; otrzym ane przez niego wartości własne stosunku średnich ciężarów cząsteczkowych w jądrze i otoczce leżą pomiędzy 1,05 a 2,20. M. N. G nie- w y s c h e w z obserwatorium w Kisłowodsku mówił o obserwacjach słonecznych prow a dzonych w tym obserwatorium. Fizyce rozbłysków słonecznych poświęcony był referat
106 Kronika
Z. S v e s t k i (Czechosłowacja). Ostatnim wreszcie referatem konferencji był odczyt L. D e z s o (Budapeszt) poświęcony badaniom statystycznym plam słonecznych. Referent uważa za istotne posługiwanie się w rozważaniach statystycznych nad plam am i klasy fikacją rozwojową, a więc rozważanie podziału plam na klasy, według tego, czy plam a lub grupa plam wzrasta, maleje, osiągnęła maksimum czy też minimum. Przy takiej klasyfikacji wiele efektów, w szczególności efekt wschodni, w ystępuje dużo wyraźniej.
Cała organizacja konferencji była wzorowa, a doskonała, troskliwa i zarazem nie narzucająca się gościnność astronomów węgierskich sprawiła, że Sympozjum b u d a peszteńskie pozostanie na pewno na długo w miłej pamięci jego uczestników.