G r e e n s t e i n , J.L . 1958, Handbuch der P hysik (Berlin: Springer), 50, 161,
G r e e n s t e i n , J.L ., M a t t h e w s , M.S. 1957, Ap. J„ 126, 14.
Hu ma s o n , M„ Z w i c k y , F . 1947, Ap. J., 105, 85.
K op a l , Z. 1955, Trans. I.A.U., 9, 599.
S e r k o w s k i , K. 1955, Postgpy Astr., 3, 141.
Wa l ke r , M.F. 1954, Publ. A.S.P., 66, 230.
Z LIT E R A T U R Y NAUKOWEJ
OBŁOK PYŁU WOKÓŁ ZIEMI
B . P A C Z Y Ń S K I .
Zjaw isko zwane światłem zodiakalnym znane jest od kilku tysięcy lat. Szczególnie okazale prezentuje się ono w krajach podzwrotnikowych, jako silne rozjaśnienie na niebie w pobliżu płaszczyzny ekliptyki. Jasność św iatła zodiakalnego w dużym stopniu zależy od odległości kątowej obserwowanego punktu od Słońca, Już przy elongacji równej 40° natężenie jego jest równe zaledwie jasności ok. 1000 gwiazd 10 wielkości na 1 stopień kwadratowy, zaś w elongacjach powyżej 90° spada do 100—200 gwiazd 10m/ l° . W punkcie „przeciw słonecznym ” następuje wzrost jasności o kilkadziesiąt procent (tzw. Gegenschein). Szerokość pasa św iatła zodiakalnego jest znaczna, jego natężenie spada o k ilk ad ziesiąt procent dopiero w odległości 10° od płaszczyzny eklip tyki. W biegunie ekliptyki natężenie promieniowania jest ok. dwukrotnie niższe n iż w punkcie „przeciw słonecznym” . Cechą charakterystyczną św iatła zodiakalnego jest znaczny stopień jego polaryzacji, sięgający 30%. O czyw iście, w iększość danych lic z bowych przedstawionych powyżej została uzyskana stosunkowo niedawno, dzięki pomia rom fotoelektrycznym. Tylko one są, bowiem dostatecznie dokładne, aby można było od d zie lić interesujące nas św iatło od ogólnego św iecenia nieba nocnego wywołanego zja wiskami zachodzącymi w ziem skiej atmosferze. Te „ z a k łó c e n ia ” s ą często większe niż natężenie św iatła zodiakalnego, zwłaszcza dla dużych odległości kątowych od Słońca. Trzeba niemałej pomysłowości, idealnych warunków klimatycznych (duża wysokość nad poziomem morza) i dokładnej aparatury (fotometr fotoelektryczny plus odpowiednie filtry), aby móc naprawdę mierzyć św iatło zodiakalne w dużych elongacjach.
W ostatnich latach, na podstawie analizy pomiarów św iatła zodiakalnego zaczęto przypuszczać, iż znaczna część jego może pochodzić z rozproszenia św iatła słonecz nego przez obłok pyłu otaczający Ziem ię. Dawniej astronomowie byli skłonni przypisy wać to św iatło raczej rozpraszającym własnościom pyłu międzyplanetarnego, skupio nego w płaszczyźnie ekliptyki. Okazało się jednak, że płaszczyzna św iatła zodiakal nego może się odchylać do 2° od ekliptyki i że odchylenie to zależy od aktualnego po łożen ia K siężyca. Podobną korelację znaleziono pomiędzy natężeniem św iatła zodia kalnego a fazą K siężyca. Ponieważ jasność tego ostatniego jest wielokrotnie mniejsza n iż Słońca, przeto powyższe korelacje s ą wywołane zapewne grawitacyjnym oddziały waniem Księżyca na obłok rozpraszającego pyłu. W każdym razie obłok ów powinien być blisko układu Z iem ia—K siężyc. Znakomitym potwierdzeniem tego przypuszczenia s ą ostatnie bezpośrednie pomiary ilo śc i pyłu w otoczeniu Ziem i, wykonywane za pomocą rakiet i sztucznych s.itelitów . Okazuje s ię , że na wysokości kilkuset kilometrów nad powierzchnią Ziemi gęstość pyłu przekracza sto tysięcy razy średnią gęstość pyłu międzyplanetarnego. Gęstość pyłu wokół Ziem i maleje bardzo szybko z wysokońcią i w odległości 10*—106 kilometrów niew iele różni s ię od typowej dla materii międzypla netarnej. Co więcej — okazało się , że gęstość py*d zmienia się często o rząd wielkości w czasie zaledwie kilku godzin.
B liżs ze informacje na temat stanu obserwacji i teorii wokółziemskiego obłoku py łowego można zn aleźć w artykule przeglądowym N.B. D i v a r y (1966),
194 Z lite ra tu ry nau ko w ej
czeskij Ż u m ał” 43, 1273 oraz w pracach z Sympozjum Astronomii i F izyki Meteorów opublikowanych w „Sm ithsonian Contributions to Astrophysics” , (1963), 7.
REWIZJA ODLEGŁOŚCI DO GROMADY HYADY
B. P A C Z Y Ń S K I
Odległość do gromady Hyady wyznaczona z obserwacji prędkości radialnych i ru chów własnych gwiazd należących do tej gromady (odległość grupowa) uchodziła za w ielkość znaną bardzo dokładnie. Bezpośrednio lub pośrednio opierały się na niej oceny odległości do większości odległych obiektów: gromad otwartych i kulistych, galaktyk, a zatem i oceny rozmiarów w szechświata. K ilka lat temu E g g e n (1963) stw ierdził, że zależność masa-jasność dla gwiazd w izualnie podwójnych należących do Hyad przebiega inaczej niż dla w iększości innych gwiazd, nie należących do tej gromady. Gwiazdy w Hyadach miały za małe masy w stosunku do swych jasności. Ocena ic h mas była zależna od odległości gromady i zdaniem E g g e n a była w ielkością pew n ą. Przypuszczał on, że różnica w zależności masa-jasność jest wywołana różnicą w zawartości helu — Hyady powinny mieć więcej helu niż inne gwiazdy. Okazało się jednak, że tak nie jest. Za pomocą rachunków modelowych B o d e n h e i m e r (1965) w ykazał, że nie jest możliwe dobranie takiego składu chemicznego, który by w yjaśniał trzy zależności znane dla gwiazd w Hyadach z obserwacji: zależność masa-jasność, zależność temperatura efektywna-jasność (diagram H—R), oraz stosunek zawpntości metali do wodoru — Z /H . Wydaje się , że dylemat ten zo sta ł rozwiązany przez H o d- g e ' a i W a l l e r s t e i n a (1966), którzy poddali krytycznej analizie dotychczasowe oceny odległości do tej gromady.
We wzorze na odległość gwiazdy należącej do gromady występuje kąt pomiędzy kierunkiem na gwiazdę a kierunkiem na tzw. punkt zbieżno ści. Ten ostatni jest to punkt na sferze niebieskiej, w którym przecinają się wektory ruchów własnych wszystkich gwiazd należących do gromady. W przypadku Hyad punkt ten ma prawie tę sam ą dekli nację co i gromada. A zatem położenie tego punktu na sferze niebieskiej zależy przede wszystkim od składowych deklinacyjnych ruchów własnych gwiazd należących do gro mady. Okazuje s ię , że is tn ie ją systematyczne, błędy w wyznaczeniach tej składowej ( He r k 1959), Otóż jest całkowicie m ożliwe, że odległość gromady jest naprawdę o 20% w iększa n iż przypuszczano, a tyle właśnie trzeba dla uzgodnienia zależności masa- -jasność wyznaczonej dla jej członków z zale żn ośc ią zn aną dla innych gwiazd. W naj b liżs z e j przyszłości nowe pomiary ruchów własnych pozwolą zapewne rozstrzygnąć położenie punktu zbieżności, tymczasem należy jednak szukać innych metod wyzna czenia odległości.
H o d g e i W a l l e r s t e i n dokonali oceny odległości do Hyad za pomocą trzech niezależnych metod. Sjadnia paralaksa trygonometryczna dla 24 gwiazd należących do gromady wynosi 0*0206. Paralaksa dynamiczna wyznaczona w oparciu o założenie, że gwiazdy należące do Hyad mają tę sam ą zależność masa-jasność co inne gwiazdy, jest równa 010225. Wreszcie w oparciu o zależność jasność absolutna-szerokość lin ii etmisyjnej K (wapnia) można uzyskać paralaksę 010192, Ostatnia zależność została w tym wypadku skalibrowana w oparciu o gwiazdy o znanych dokładnie paralaksach trygonometrycznych. Tak więc z uśrednienia trzech ocen otrzymujemy paralaksę Hyad rów ną 0."0207, co odpowiada modułowi odległości 3I?42. Moduł odległości jest więc o 0?39 większy od dotychczas przyjmowanego, zaś odległość zwiększa się o ok. 20%.