* A. OPOLSKI
W r. 1907 w piśmie Zeitschrift f. Wiss. Photographic ukazała się druga część a rty kułu E. H e r t z s p r u n g a p t. „O promieniowaniu gwiazd", w której autor stwierdził istnienie gwiazd o jednakowych typach widmowych i różnych jasnościach absolutnych. W r. 1913 w pracy H. N. R u s s e lla znajdujem y już dokładnie wydzielone karły i ol brzym y. Takie były początki znanego wszystkim wykresu H ertzsprunga-Russella (H-R).
44 K ronika
W arto przy tym zaznaczyć, że już ta pierwsza praca Russella zawierała ewolucyjną interpretację wykresu: olbrzymy uważane są, za gwiazdy młode, które stopniowo prze chodzą w karły, będące końcowym etapem rozwoju gwiazd.
Od tych d a t trw ają i rozwijają się stale zagadnienia związane z wykresem H -E. I nawet te dwa aspekty, które zarysowały się na początku są nadal aktualne. Dlatego też organizatorzy sympozjum poświęconego tem u wykresowi uznali za stosowne p o dzielić zagadnienia na dwie części, a samo sympozjum rozbić na dwa posiedzenia. Część pierwsza obejmowała aspekty obserwacyjne wykresu H -E, część druga jego in ter pretację.
Część pierwsza sympozjum, pod przewodnictwem prof. J . O o r ta obejmowała 10 re feratów ze wstępem prof. P. P a r e n a g i. Na podstawie analizy danych obserwacyjnych bliskich gwiazd stwierdził on istnienie n a wykresie H -E aż dziewięciu ciągów gwiazd, z których sześć biegnie równolegle do linii równych promieni, zaś trz y — prostopadle. Dalsze referaty zajmowały się wykresami H -E dla różnych zespołów gwiazd. Oma wiano gwiazdy w Obłokach Magellana, gwiazdy gromad otw artych, gwiazdy gorące i należące do assocjacji oraz gwiazdy stare. W yniki przedstawiane najczęściej w p o staci graficznej pozwalają na dokładniejsze precyzowanie różnic w położeniu poszcze gólnych grup na wykresie H -E . Eównooześnie wielu autorów stwierdzało konieczność posiadania większej ilości dokładnych paralaks oraz łączenia badań cech fizycznych z cechami kinem atycznym i odpowiednio wybranych grup gwiazd. E eferat D. C ha- lo n g e ’a zajmował się klasyfikacją spektralną gwiazd przy pomocy trzech param etrów i możliwościami wykrywania w ten sposób efektów zależnych od wieku gwiazd. P o m ijając szczegółowe streszczanie wszystkich referatów podam y kilka faktów z historii badań nad rozmieszczeniem gwiazd na wykresie H -E według zestawienia P . P a r e n a g i, zwłaszcza, że ostatnie wyniki były właśnie przedm iotem odpowiednich referatów:
D a t a O d k r y c ie
1905, 1907 i 1913 H e r t z s p r u n g i E u s s e ll: podział gwiazd na karły i olbrzymy. 1914 A d a m s: odkrycie pierwszego białego karła, towarzysza Syriusza. 1920 S h a p le y : wykresy H -E dla gromad kulistych posiadają inną p o
stać. Gwiazdy czerwone są jaśniejsze.
1928 S h a jn : towarzysze Algoła i innych gwiazd zaćmieniowych zajm ują miejsca między olbrzymami i karłam i. Powstaje nazwa podolbrzymy. 1929 H e r t z s p r u n g : stwierdzenie różnicy między najjaśniejszym i gwiaz
dami ciągu głównego Plejad a normalnymi gwiazdami z tego sa mego obszaru wykresu H-E.
1932 S tr ó m b e r g : stwierdzenie istnienia podolbrzyinów typów G i K w sąsiedztwie Słońca.
1935 A d a m s, J o y , H u m a s o n , B r a y t o n : stwierdzenie istnienia pod-karłów wczesnych typów widmowych.
1938 K u ip e r: odkrycie podkarłów różnych typów widmowych.
1943 M o rg a n , K e e n a n , K e llm a n : gwiazdy klas jasności I I I i IV od kryte wśród gwiazd wczesnych typów widmowych.
1945 P a r e n a g o : podkarły tworzą ciąg poniżej ciągu głównego i odzna czają się dużymi prędkościami.
1946 W o r o n c o w -W e lia m in o w : określenie ciągu biało-niebieskiego. 1948 S tr u v e : ciasne gwiazdy podwójne nie spełniają ogólnej zależności
między masą a jasnością.
1949 P a r e n a g o : na podstawie cech kinem atycznych stwierdzono podział ciągu głównego na dwie części. Granica podziału przebiega między
Kronika U
ty p a m i P i G. Cechy kin em aty czn e podolbrzym ów ty p ó w G-K o d pow iadają cechom drugiej części ciągu głównego.
P a r e n a g o i M a s e w ic z : k aż d y ciąg m a sw oją w łasn ą zależność m asa-jasność-prom ień.
P a r e n a g o : niezw ykła fo rm a w ykresu H -R d la gw iazd assocjacji Oriona. Ciąg głów ny sięga do A5, p o d olbrzym y F-M łączą się z c ią giem głów nym .
E g g e n : p o d k a rły p rzecin ają ciąg głów ny p rz y Mv = + 5“ 5. A r p , B a u m , S a n d a g e : w y k resy dla ab so lu tn ie słabych gwiazd g rom ad kulistych.
J o h n s o n : górne części ciągów głów nych grom ad o tw a rty c h w y k a z u ją odchylenia od norm alnego przebiegu.
W a l k e r : w ykresy dla bardzo m łodych grom ad NGC 2264 i 6530 są podobne do w ykresu dla assocjacji O riona.
P a r e n a g o : w sąsiedztw ie Słońca istn ieje cały ciąg gw iazd sferycz nej pop u lacji G alak ty k i, zgodnie z w ykresam i d la grom ad k u listy ch . K o ło p o w : w ykresy d la w szystkich T -assocjacji m a ją w ygląd je d n a kow y, p o d o b n y do assocjacji O riona. P od o lb rzy m y sięgają do M6. M am w rażenie, że zestaw ienie to ilu stru je najlepiej rozwój a zarazem kom p lik o w anie się w ykresu H -R w m iarę uzyskiw ania now ych d an y c h obserw acyjnych.
D ru g a część sym pozjum pośw ięcona b y ła in te rp re ta c ji w y kresu H -R . Znow u w 10 r e fe rata ch zam knięto zagadnienia ew olucyjne zw iązane z przesuw aniem się gw iazd po w ykresie, lu b też z ew olucją sam ego w ykresu. Ogólne rozw ażania przeprow adził M. S c h w a r z s c l i i l d . Stw ierdził on, że te o rety czn ie z trze ch podstaw ow ych dan y ch : m asy, początkow ego składu chem icznego i w ieku w y n ik a ją w szystkie in n e p a ra m e try fizyczne gw iazdy a więc i jej położenie n a w ykresie H -R . D zięki te m u m ożna ju ż dla pew nych ty p ó w gw iazd k o nstruow ać drogi ew olucyjne, k tó re je d n a k n a płask im d w u w ym iarow ym w ykresie H -R m a ją przebieg skom plikow any. O gólnie w życiu gw iazdy m ożna w yróżnić pięć etap ó w ew olucyjnych: 1) K o n c e n tra c ja z m a te rii rozproszonej — faza n ie sta b iln a. 2) P o czątek d ziałan ia źródeł energii jądrow ej i w ejście gw iazdy do ciągu głównego. 3) W czesne fazy ew olucji gw iazdy w ciągu głów nym połączone ze s p a laniem w odoru, p rz y czym okres życia w tej fazie zależy od m asy gw iazdy. D latego ciąg głów ny należy uw ażać za dw ie części, do A5 gw iazdy m łodsze i od F7 gw iazdy starsze. 4) Po spaleniu w odoru n a stę p u je k o n ce n trac ja luli naw et d egeneracja ją d ra i dla dużych m as przejście do olbrzym ów . W te d y w ją d rz e n astęp u je kolejno spalanie helu i w yrzucanie m a te rii z rozciągłych atm osfer. 5) R esztki gw iazdy przechodzą w e tap końcow y w p o staci białego k a rła . T en szkic ew olucyjny pozostaw ia je d n a k zupełnie niew yjaśnioną sy tu a cję różnych specjalnych grup gw iazd (np. nadolbrzym y, cefeidy itp .).
D alsze re fe ra ty b y ły w ypow iedziam i rep rez en ta n tó w dw óch kierunków . J e d n i ( H o y le ) om aw iali ew olucję gw iazd p rz y stałej m asie, d ru d zy ( M a s e w ic z , F i e s e n k o w i inni) rozw ażali spraw ę ew olucji gw iazd ze s tr a t ą m asy . Żaden z ty c h kierunków nie zdołał jeszcze d o statecznie opanow ać za g ad n ien ia m im o w ielu interesującycli w yników ja k ie osiągnięto. D latego w y d aje się słuszne stanow isko z a ję te przez przewodniczącego prof. A m b a r c u m i a n a , k tó ry za m y k ając posiedzenie stw ierdził, że tru d n o dzisiaj decydow ać, k tó ry z ty c h m odeli ew olucyjnych je s t słuszny i w ja k im stopniu.
W a rto jeszcze w spom nieć, że w ob rad ach b rał u dział sędziw y już prof. E jn a r I l e r t z - s p r u n g . D rugi a u to r w ykresu H -R , prof. H en ry N orris R u s s e l l n ie ste ty nie b y ł ju ż obecny n a K ongresie. N a posiedzeniu K om isji 42 uczczono Jego nied aw n y zgon w 1957 r.
serdecznym i słowami i chw ilą m ilczenia. 1949 1949— 1953 1950 1952— 1954 1954 1956— 1957 1957 1958