POSTĘPY ASTRONOMII Tom XXIV (1976). Zeszyt 3
PRZECIĘTNE JASNOŚĆI ABSOLUTNE GWIAZD - - SKŁADNIKÓW UKŁADÓW ZAĆMIENIOWYCH
T,Z. D W O R A K
Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytetu Jagiellońskiego (Kraków) (Otrzymano dnia 8.1II.1976 r.)
S t r e s z c z e n i e - Praca zawiera wyznaczone w oparciu o A Catalogue o f Photometric Parallaxes o f Eclipang Binaries ( D w o r a k 1 9 7 5 ) przeciętne jasności absolutne M y dla poszczególnych typów widmo wych i klas jasności gwiazd będących składnikam i układów zaćmieniowych.
CPEJIHME AECOJIlOTHblE flPKOCTH 3BE3A - KOMIIOHEHTOB 3ATMEHHbDC CMCTEM.
T .3 .H b o p a K . C Q j e p * i H H c - B c ra T b e roBopHTbca 06onepenenemtH.Ha o c h o b u k h h Karajiora iJ k jto - MeTpHMecKMx napajuiaKCOB nep eM eH H b ix 3aTM eHHbix 3 B e s u ( f l b op a k 1 9 7 5 ) ,cpeAHtix aC co jiio T H U x Be- JIH4HX
My
AU* OTHeJlhHblX THnOB H KJiaCCOB CBeTHMOCTH 3Be3H, «BJ1HK)UUIXC« KOMIIOliCHTaMH [lepeM eHHblX laTMCBHblX CHCTCM.THE AVERAGE ABSOLUTE BRIGHTNESS OF STARS-COMPONENTS OF ECLIPSING SYSTEMS. S u m m a r y — The paper contains absolute brightness M y for each spectral types and luminosity classes of stars being com ponents o f eclipsing systems determined on the basis o f A Catalogue o f Photometric Parallaxes o f Eclipsing Binaries (D w o r a k 1975).
Na podstawie sporządzonego katalogu jasności absolutnych i paralaks fotom etrycznych dla 1038 gwiazd zmiennych zaćmieniowych ( D w o r a k 1975) wyznaczone zostały przeciętne jasności absolutne M y dla poszczególnych typów widmowych i klas jasności gwiazd będących składnikam i układów zaćmieniowych.
Do obliczania przeciętnych jasności absolutnych b y ły brane pod uwagę tylko te układy zaćmieniowe, dla których zostały określone na drodze obserwacyjnej zarówno typy widmowe (z dokładnością co najmniej do jednej podklasy), jak również klasa jasności. Metoda wyznaczania jasności absolutnych M y dla gwiazd -
składników układów zaćmieniowych opisana jest we wspomnianym wyżej katalogu (D w o r a k 1975). Nałożone ograniczenie co do wyboru ilości gwiazd, których wyznaczone jasności absolutne M y by ły następnie uśredniane, spow odowało, że jedynie dla ciągu.głównego lista przeciętnych jasności absolutnych jest prawie całkowicie kompletna. Dla gwiazd III i IV klasy jasności istnieją luki w materiale obserwacyjnym, a dla gwiazd I i II klasy jasności lista nie jest zupełna z powodu braku danych obserwacyjnych dla większości typów widmowych.
Rezultaty obliczeń zestawione zostały w tab. 1 (nadolbrzymy I i II klasy jasności) oraz w tab. 2 (olbrzym y, podolbrzymy i gwiazdy ciągu głównego). Kolejne kolumny - dla każdej klasy jasności - za wierają: widmo z dokładnością do jednego podtypu, przeciętną jasność absolutną M y wraz z jej błędem średnim lub maksymalnym oraz liczbę gwiazd n danego podtypu widmowego, których wyznaczona jasność brana b y ła do obliczenia średniej.
202
Z pracowni i obserwatoriów T a b e l a 1Jasności absolutne M ^.dla gwiazd-nadolbrzymów I i II klasy jasności
Widmo I klasa 11 klasa < M y > n < M y > n BO
_
- 3 ^ 5 ± 1 ^ 5 1 BI - -3 ,7 1,5 1 B2 — -3 ,5 1,3 1 • B8 - 5 , 5 ± 1 , 0 2 -1 .2 1,0 1 A2 - - 2 ,0 1,0 1 A5 - 5 ,9 1,5 -A6 - 4 ,6 1,0 2 -A7 - -0 ,5 0,8 .1 F2 - 2 ,0 2,0 1 -F8 - -0 ,5 0,5 4 GO - 4 ,0 1,0 2 -G2 -5 ,3 1,5 1 -G5 - -0 ,3 0,5 1 KI - 0.2 0,5 2 K2 -4 ,7 1,5 1 0,7 0,7 1 K3 . - 0,7 0,8 1 K4 - 4 ,5 1,5 1 -K5 -3 ,5 1.2 1 0,7 0.5 2 MO -4 ,1 1,1 1 - • M2 -3 ,8 0,5 1 -• T a b e l a 2Przeciętne jasności absolutne M y dla gwiazd olbrzymów, podolbrzymów i dla ciągu głównego
III klasa IV klasa V klasa
Widmo < M y > n < M y > n < M y > n O —3 , 3 ± 0 M9 3 - 3 M ± 1M 1 - 3 ^ 0 ± 0,M3 10 BO - 4 ,0 ,8 3 - 2 ,9 ,6 2 -2 ,9 5 ,20 17 BI -3 ,9 0 .25 6 - -2 ,4 5 ,21 17 B2 - - 1 ,9 ,3 2 -2 ,1 5 ,20 14 B3 - 2 ,8 ,7 3 - -1 ,7 5 ,15 24 B4 - - 1 ,9 ,7 1 -1 ,2 5 ,17 13 B5 - 2 ,3 ,6 6 - - 1 ,1 0 ,15 19 B6 - - -0 ,9 5 ,16 14 B7 - - - 0 ,7 0 ,16 8 B8 - — -0 ,4 0 ,16 17 B9 - — - 0 ,1 0 .12 26 A0 - - 0,40 ,06 63 A l - 0,6 ,7 1 0,60 .15 6 A2 - 0 ,9 ,3 1 0,85 ,35 4 0,90 ,09 32 A3 -2 ,1 1,2 1 0,4 ,6 1 1,15 ,13 24 A4 — 0,3 .6 2 1,15 ,20 11 A5 - 1 ^ 0 ^ 6 2 0**6 m5 2 1 ^ 4 0 ,m12 20
Z pracowni i obserwatoriów
203
T a b e l a 2 (cd.)
Widmo
III klasa IV klasa V klasa
< M n < M V > n < M n A6 A7 - 1 M1 ± 0 ^ 8 0 ^ 6 ~ ± 0 M5 3 1 ^ 4 0 1,70 ± 0,M30 ,18 6 15 A8 1 1,3 ,6 1 •1,75 ,15 9 A9 - - 2,0 ,4 4 F0 -0 ,1 ,3 6 1,8 ,4 5 2,10 ,10 17 FI -0 ,8 ,9 1 - 2,7 ,4 4 F2 1,0 ,4 3 2,6 ,6 1 2,60 ,27 9 F3 0,7 ,4 3 2,5 ,5 2 3,10 ,28 6 F4 — 3,0 ,5 3 3,12 ,19 11 F5 0,78 ,12 6 2,6- ,5 2 3,50 ,22 14 » F6 0,5 ,6 1 - 3,36 ,15 6 F7 - 1,8 ,8 1 3,55 ,25 5 F8 0,9 ,3 3 2,75 ,35 6 3,80 ,12 17 F9 — - 4,0 ,3 4 GO 1,35 ,15 11 2,40 ,30 6 4,20 ,10 10 G1 1,3 ,3 3 - 4,48 ,06 6 G2 2,05 ,25 7 2,20 ,30 !0 4,60 ,08 10 G3 2,1 ,5 3 _ 4,80 ,10 6 G4 - 3,6 ,4 3 4,75 ,25 3 G5 2,20 ,16 10 3,45 ,35 5 5,05 ,15 12 G6 2,2 ,5 3 3 1 . 1 4,8 ,3 2 G7 - - ,2 2 G8 2,10 ,25 18 3,45 ,1 3 . 7 . 5,4 ,3 3 G9 2,65 ,45 5 3,9 ,8 2 5,7 ,5 1 KO 2,95 ,27 11 3,20 ,18 11 6,00 ,12 15 KI 1,9 ,6 3 3,9 ,3 4 5,9 ,5 3 K2 2,95 ,37 7 3,1 ,4 5 6,55 ,20 9 K3 3,50 ,50 6 - 6,4 ,8 1 K4 3,6 ,6 2 3;9 ,8 1 6,1 ,7 2 K5 3,40 ,50 7 5,1 ,6 4 6,5 ,4 3 K6 _ - 7,0 1,0 1 K7 — - 6,1 ,8 1 K9 . - - 7,0 ,7 1 MO Ml 4,6 ,9 1 5,5 6 ^ 1 ,8. m9 11 • 7,8 8,7 ,6,4 2 3 M3 M4 4,M8 - — 9,6 9 ^ 8 ,5 Wl-j 2 1 M5 1?*2 1 -
-Błąd średni wyznaczano według wzoru
a
=gdzie: ji. = M - <My>, n - liczba gwiazd danego podtypu, których jasność absolutną M y brano do obliczenia przeciętnej wartości <M y > . W przypadku n < 6, podane zostały b łę d y maksymalne wyznaczenia jasności absolutnej M y danej gwiazdy lub grupy gwiazd ( D w o r a k 1975).
Rezultaty obliczeń zostały również przedstawione w postaci wykresów na rys. 1 (I i II klasa jasności łącznie), rys. 2 (III i V klasa jasriości łącznie) oraz na rys. 3 (IV klasa jasności).
204 Z pracowni i obserwatoriów
Rys. 1. Przeciętne jasności absolutne M y w zależności od typu widmowego dla gwiazd I i II klasy jasności. • - I klasa jasności; x - II klasa jasności
Rys. 2. Przeciętne jasności absolutne M y w zależności od typu widmowego dla gwiazd III i Y klasy jasności. ' A - III klasa jasności; o - V klasa jasności
Z pracowni i obserwatoriów
205
Rys. 3. Przeciętne jasności absolutne My w zależności od typu widmowego dla IV klasy jasności - Q Schematycznie podano pozostałe klasy jasności:— • ---I klasa jasności; —x---II klasa jasności; —A---III
klasa jasności; — o — V klasa jasności
Ponadto na rys. 3 zaznaczono schematycznie analogiczne wykresy dla I, II, III i V klasy jasności, ażeby można było się zorientować w położeniu gałęzi podolbrzymów na wykresie Hertzsprunga-Russella. Jak łatwo zauważyć, gałąź podolbrzymów zajmuje miejsce pomiędzy ciągiem głównym a gałęzią olbrzymów i ma wyraźnie odmienny przebieg niż pozostałe gałęzie wykresu Hertzsprunga-Russella. Jasności absolutne podolbrzymów oscylują od wielkości bliskich jasności gwiazd ciągu głównego do wielkości bliskich jasności gwiazd olbrzymów.
Jeżeli charakter i zachowanie się przedstawionego na rys. 3 ciągu podolbrzymów nie są wynikiem selekcji obserwacyjnej, ani też rezultatem zsumowania się błędów przypadkowych i systematycznych, to wówczas mamy do czynienia z interesującym zjawiskiem fizycznym występującym wśród gwiazd IV klasy jasności i zarazem staje się zrozumiały brak zależności masa-jasność dla tych gwiazd.
L I T E R A T U R A
NAUKOWE OŚRODKI ASTRONOMICZNE W KRAJU
Aktualizacja na 10 III 1976 r.
Z akład Astronomii PAN: na mocy decyzji Sekretarza Naukowego. PAN z dn. 11 II 1976 r.' Zakład Astronomii zmienił nazwę na Centrum Astronomiczne im. Mikołaja Kopernika.
Obserwatorium Astronomiczne UJ (Kraków): Rada Wydziału M atematyki, Fizyki i Chemii UJ nadała w dniu 151 1976 r. ty tu ł doktora nauk fizycznych mgr Piotrowi F I i n o w i za pracę pt: Cechy m orfo logiczne gromad galaktyk - prom otor prof, dr Konrad R u d n i c k i , recenzenci: prof, dr Stanisław G o r g o l e w s k i , prof, dr Bohdan P a c z y ń s k i , prof, dr Andrzej Z i ę b a . Magisterium uzyskała Jolanta B u r c z y k.
Obserwatorium Astronomiczne UW (Warszawa): Rada Wydziału Fizyki UW nadała ty tu ł doktora nauk fizycznych mgr Magdalenie S r o c z y ń s k i e j za pracę pt: Niesferycznoić przepływ u materii w wietrze słonecznym - prom otor doc. dr Stanisław G r z ę d z i e l s k i , recenzenci: doc. dr Jerzy J a k i m i e c, prof, dr Andrzej K r u s z e w s k i . Magisterium uzyskał Grzegorz P r o c h o w s k i .
KRONIKA
POSTĘPY ASTRONOMII Tom XXIV (1976). Zeszyt 3
ZJAZD SEKCJI ASTROFIZYKI WYSOKICH ENERGII AMERYKAŃSKIEGO TOWARZYSTWA ASTRONOMICZNEGO POŚWIĘCONY ASTRONOMII
RENTGENOWSKIEJ
B. P a c z y ń s k i
%
Zjazd odbył się w dniach 27-29 stycznia 1976 r.' w Cambridge (Massachusetts) i był zdominowany przez niesłychaną ilość nowych danych obserwacyjnych. Referaty teoretyczne były dość nieliczne i niezbyt atrakcyjne. Auto niniejszego sprawozdania wygłosił referat przeglądowy poświęcony teorii ewolucji gwiazd podwójnych. Koni-lu/ja referatu była rączej smutna: teoria ewolucji gwiazd nie była dotąd w stanie prze widzieć żadnych ważniejszych zjawisk i tylko w niewielu wypadkach potrafiła wyjaśnić zjawiska i obiekty już znane. Nie ulega wątpliwości, że w dziedzinie astronomii rentgenowskiej dominują obecnie obserwacje. Zresztą nic dziwnego, skoro co najmniej cztery satelity prowadzą w sposób ciągły obserwacje nieba rentge nowskiego, równocześnie prowadzone są liczne badania z pomocą rakiet i balonów.
Największą atrakcją Zjazdu były komunikaty o wykryciu nowego zjawiska, błysków rentgenowskich z czasem narastania poniżej jednej sekundy i czasem zaniku rzędu dziesięciu sekund. Pierwsze doniesienie o wykryciu tego zjawiska zawdzięczamy amerykańsko-holenderskiej grupie analizującej obserwacje wykonane z pokładu holenderskiego satelity ANS. Badacze ci wykryli dwa rozbłyski rentgenowskie pochodzące z gro mady kulistej NGC 6624. Wkrótce potem grupa z Massachusetts Institute of Technology doniosła, ze już wiosną 1975 r. zaobserwowała kilka takich rozbłysków z gromady NGC 6624, oraz kilka nie pochodzących z tej gromady. Następnie E v a n s , B e 1 i a n oraz C o n n e r z Los Alamos zakomunikowali zaobserwo wanie kilkudziesięciu podobnych błysków z pokładu satelitów typu Vela 5. Błyski pochodziły z wielu kierunków, wydaje się jednak, ii istnieje pewna koncentracja błysków w kierunku jądra Galaktyki. Jedyne zjawisko podobnego typu znane w astrofizyce to kilkusekundowe błyski w dziedzinie miękkich promieni gamma (ok. 0,5 MeV) wykryte kilka lat temu przez satelity Vela. Pochodzenie błysków gamma jest dotąd nieznane. Podobnie brak jest dotąd wytłumaczenia pochodzenia błysków rentgenowskich obserwowanych w zakresie energii od kilku do kilkudziesięciu kiloelektronowoltów.
Najwięcej danych o błysktlh zebrała dotąd grupa z MIT przy pomocy satelity SAS-3. Źródło w gro madzie kulistej wykazuje dość niepewną okresowość, błyski następują co ok. 4 godziny. Ostatnio, w miesiąc po Zjeździe w Cambridge grupa z MIT doniosła o wykryciu kolejnego źródła błysków w pobliżu jądra Galaktyki. Jego współrzędne: / = 354,°3, b = -0 °5. Źródło wysyła pulsy co 30 do 40 sekund. Po sześciu błyskach następuje błysk bardzo silny, o mocy kilkakrotnie większej od poprzednich, po czym źródło zanika na ok. 5 minut. Jak się wydaje cykl błysków powtarza się następnie. Co więcej stopniowo zmienia się czas trwania poszczególnych błysków od ok. 10 sekund do zaledwie 1 sekundy. Bardzo możliwe, że błyski pochodzą z zupełnie nieznanych dotąd obiektów. W każdym razie brak jest jakiejkolwiek teorii zjawiska.
Kilka ubiegłych lat przyniosło odkrycie wielu typów źródeł promieniowania rentgenowskiego. Wyniki były jednak rozproszone w literaturze astronomicznej. Przegląd tych osiągnięć na Zjeździe w ciągu zaledwie kilku dni był imponujący, mimo że większość typów obiektów'fentgenowskich była już znana od pewnego czasu. Tak więc znamy obecnie po kilka lub kilkanaście źródeł promieniowania rentgenowskiego pocho dzącego z: gwiazd podwójnych z jednym składnikiem będącym gwiazdą neutronową lub czarnym dołem, zwykłych gwiazd podwójnych i pojedynczych (Słońce, Syriusz, Capella, Algol, gorący biały karzeł HZ 43 i inne), gwiazd rozbłyskowych, „nowych” rentgenowskich (po angielsku: X-ray transients, ich pochodzenie jest nie znane), pozostałości po wybuchach supernowych (supernova remanents), gromad kulistych, gromad galaktyk, jąder galaktyk i kwazarów. No, i oczywiście wspomniane błyski rentgenowskie, których pocho dzenie jest zupełnie nie znane. W rezultacie rentgenowska dziedzina widma elektromagnetycznego wydaje się być obecnie najbardziej atrakcyjna dla astrofizyka.
208 Kronika
T a b e l a 1
Promieniowanie rentgenowskie gromad kulistych
Źródło rentgenowskie
Gromada
kulista LXK1036 erg • s " 1) r0/Pc po/(105 Me pc“ 3)
MX 0513-40 NGC 1851 1 0,4 0,9 MX 1746-20 NGC 6440 1 - -3U 1746-37 NGC 6441 20 0,4 1,2 3U 1820-30 NGC 6624 50 0,4 0,5 3U ,2131+11 NGC 7078 =M 15 1 0,4 0,8
Nie będę w stanie omówić wszystkich ciekawych wyników przedstawionych w Cambridge. Ograniczę się tylko do kilku, które z zupełnie subiektywnego punktu widzenia wydają mi się najciekawsze. Tak więc ponad wszelką wątpliwość ustalono, że niezależnie od enigmatycznych błysków źródłem promieniowania rentgenowskiego jest pięć gromad kulistych. Niektóre informacje o tych źródłach podaje tab. 1. Gromady te mają wspólną cechę, gwiazdy są w nich silnie skoncentrowane do centrum gromady, centralna gęstość przestrzenna gwiazd.' pQ jest rzędu 10 na parsek sześcienny, zaś rozmiary jądra, r , są poniżej pół parseka. Najbardziej popularne są obecnie dwie hipotezy. W myśl jednej źródłem promieniowania są gwiazdy podwójne z jednym składnikiem będącym gwiazdą neutronową lub czarnym dołem o masie kilku mas Słońca. Promieniowanie następuje w wyniku przepływu materii z „normalnego” składnika na składnik relatywistyczny. Według drugiej hipotezy, promieniowanie rentgenowskie jest generowane w wyniku akrecji materii międzygwiazdowej w gromadzie kulistej na czarny dół o masie kilkuset lub tysiąca mas Słońca. Ponieważ w obu wypadkach obiekt, o którym mowa, jest znacznie cięższy niż typowa gwiazda w gromadzie kulistej (ok. 0,6 MQ ), zatem w wyniku oddziaływań z gwiazdami powinien on „osiąść” w pobliżu centrum gromady. Wniosek ten jest zgodny z obserwacjami. Teoria powinna wyjaśnić dlaczego aż tyle gromad kulistych jest źródłem promieniowania rentgenowskiego. Stosunek natężenia promieniowania do ogólnej masy jest dla gromad kulistych (znamy ich łącznie około stu) około stukrotnie większy niż dla Galaktyki jako całości. Hipoteza gwiazdy podwójnej jako źródła stara się, niezbyt przekonywująco, uzasadnić, że odpowiednie gwiazdy podwójne powstały w wyniku „pochwycenia” zwykłej gwiazdy przez kilkakrotnie od niej cięższą gwiazdę neutronową. Hipoteza masywnej czarnej dziury opiera się o teorię dynamicznej ewolucji gromady, w myśl której grawitacyjne oddziaływania między gwiazdami prowadzą z jednej strony do „paro wania” niektórych gwiazd z gromady, z drugiej zaś strony prowadzą do stałego wzrostu gęstości centralnej w gromadzie. W czasie życia naszej Galaktyki gęstość centralna w niektórych gromadach kulistych mogła wzrosnąć na tyle, że w ich jądrze powstał masywny czarny dół. Hipotezę tę wysunęli niezależnie Ba h c a 11 i O s t r i k e r oraz S i l k i A r o n s . Istniejące obserwacje rozkładu gwiazd w „rentge nowskich” gromadach kulistych pozwalają stwierdzić, że jeżeli w centrum takiej gromady jest masywny obiekt, to masa jego nie może przekraczać dziesięciu tysięcy mas Słońca, czyli że istniejące obserwacje nie są sprzeczne z hipotezą czarnego dołu. Źródłem materii dla akrecji może być bądź normalna utrata materii z gwiazd gromady, bądź rozrywanie niektórych gwiazd przez siły przepływowe wywołane przez czarny dół. Stosunkowo znaczna masa postulowanej czarnej dziury, ok. 1000 Me , wynika z konieczności wydajnej akrecji materii międzygwiazdowej. Obiekt o dużej masie robi to znacznie wydajniej.
Bardzo ciekawą klasą źródeł są rentgenowskie „pulsary” , czyli obiekty zmieniające okresowo natężenie promieniowania. Tabela 2 podaje aktualną listę takich obiektów. Na uwagę zasługują pulsary będące składnikami układów podwójnych. Obserwacje efektu Dopplera pozwoliły na wyznaczenie rentgenowskich krzywych prędkości radialnych dla trzech układów: Cen X-3, Her X-1 oraz 3U 0 900-40 (znany też jako Vela X-1). Można się spodziewać, że wkrótce otrzymana zostanie krzywa prędkości radialnych dla SMC X-1, „najszybszego” ze znanych rentgenowskich pulsarów w układach podwójnych. Powszechnie przyjmuje się, że pulsary rentgenowskie są magnetycznymi gwiazdami neutronowymi. W wyniku akrecji materii skierowanej przez pole magnetyczne w kierunku biegunów magnetycznych promieniowanie gwiazdy jest nieizotropowe. W wyniku rotacji gwiazdy obserwujemy modulację promieniowania z okresem równym okresowi rotacji. Teoria przewiduje, że czarna dziura nie może być pularem.
Kronika
209
T a b e l a 2
„Pulsujące” ź ró d ła rentgenow skie
Ź ró d ło Okres T y p ob iek tu
K rab 0 ?0 3 3 pulsar, p o z o sta ło ść po supernbw ej 1054 ro k u
SMC X - 1 0, 716 sk ła d n ik u k ła d u podw ójnego, = 3?9
Her X - 1 1, 24 sk ład n ik u k ła d u podw ójnego, Z* ^ =
Cen X - 3 4 , 84 sk ład n ik u k ła d u podw ójnego, ^ = 2^1
A 0535 + 26 104 „n o w a” rentgenow ska
GX 1+ 4 122
3U 0 9 0 0 - 4 0 283 sk ła d n ik u k ła d u podw ójnego, - 8?9
A 1 1 1 8 -6 1 405 „ n o w a ” rentgenow ska
GX 3 0 1 - 2 696 i
3U 0 3 5 2 + 3 0 835 sk ła d n ik u k ła d u podw ójnego z X Persei? = 0?9?
GX 1 7+ 2 1914
Cyg X - 3 17250s u k ła d podw ójny? ^ o rjj = 1 7 250s = 0 ?2
Bardzo ciekaw ie przedstaw iają się d o k ła d n e obserw acje w idm a ź ró d e ł rentgenow skich. W szczególności m ożliw a staje się id en ty fik acja linii w idm ow ych. Bardzo ciekaw y w ynik z o sta ł przedstaw iony przez
C u l h a n e . Satelita U K 5 o trz y m a ł d o k ła d n e w idm o rentgenow skie grom ady g alaktyk w Perseuszu.
W yraźnie w idoczna jest linia em isyjna dla energii 6,7 keV. Jest to najpraw dopodobniej linia żelaza zjonizo- w anego d w udziestocztero- lub dw ud ziesto p ięcio k ro tn ie. W oparciu o n a tę że n ie linii m ożna o cen ić, że za w arto ść żelaza w gorącym gazie m iędzygalaktycznym w grom adzie Perseusza jest d w u k ro tn ie niższa niż w S ło ń c u . Ta sto sunkow o duża zaw artość żelaza w skazuje, że gaz m iędzygalaktyczny w grom adzie zo stał w yrzucony przez gw iazdy należące ^ o g alaktyk grom ady, raczej niż m ia łb y on zo sta ć po ch w y co n y przez grom adę z przestrzeni m iędzygrom adnej. W ty m drugim przy p ad k u teoria nie p rzew id y w a łab y obecności żelaza, gdyż gaz p o m ięd z y grom adam i galaktyk pow inien m ieć s k ła d chem iczny taki, jak i p an o w ał w p ierw o tn y m Wszechświecie, a w ięc pow inien to b y ć p raktycznie ty lk o w o d ó r i hel.
SPIS TREŚCI ZESZYTU 3/76
A R T Y K U Ł Y
M. H e l l e r , K osmologia L em aitre’a ...• ...151 M. K u b i a k , Chwilowe ź r ó d ła rentgenow skie (now e r e n tg e n o w s k ie ) ... 163 J.P. L a s o t a , M agnetosfery pulsarów ... 173 M.S. B o r c z u c h . B . K u c h o w i c z , E kstrem alne stany m aterii w astrofizyce. C zęść III. Stan
krystaliczny m aterii:K ry sz tały j ą d r o w e ... . . . . * ...185
Z PRACOWNI I OBSERWATORIÓW
T .Z . D w o r a k , Przeciętne jasności absolutne gwiazd - sk ład n ik ó w u k ład ó w zaćm ieniow ych . . . 201
Naukow e ośro d k i a stronom iczne w kraju ... ... 206
K R O N I K A
B. P a c z y ń s k i Zjazd Sekcji A strofizyki W ysokich Energii A m erykańskiego T ow arzystw a A stro nom icznego pośw ięcony astro n o m ii rentgenow skiej ...207
COflEPW AHHE TETPA U H 3 C T A T b H
M. T e ji n e p, K ocm ojioitm JIcMeTpa ...-... ... 151
M. K y 6 u k , BpeM CHHbie PeHTreHOBCKHe hctom hhkh (HOBbie peH T reH O B C K H e)... 163
n. JI a c o t a , M a r a H T o c ^ e p b i n y j i b c a p o B ... 1 7 3
M .C . E o p m y x, E . K y x o bhm, 3KCTpeMaiibHbie coctohhmh MaTepHH b acrpo<|)H3HKe. 1łacxb III
KpHCTaJuiHMecKoe cocroaHHe MaTepHH: stflepHbie KpHcrrajuibi ... , . . . . . . . . . . ...185 H 3 J I A E O P A T O P H f ł H O E C E P B A T O P H f l
T . 3 . H b o p a k, C peflH H e aG co n w T H U e k p k o c t h 3Be3H - KOMnoHeHTOB 3a T M e n H u x CHCTeM...2 0 1
HayMHtie acTpoHOMHwecKHe ynpencAeHHH b crp aH e ... 206 X P O H H K A
E. n a i H H i c K H , Ci>e3fl CeKiwfl Actpo(}>h3hkh Bmcokhx 3Heprwfl AMepHKaHCKoro Actpohomh-
MecKoro 06m ecTBa, nocBHmenHbifi BonpocaM pemreHOBCKofl acTpoHOMHH . . . . . . . .. . . . . . . . 207
Spis treści
211
CONTENTSA R T I C L E S
M. H e 11 e r, Lemaftre’s Cosmology... 151 M. K u b i a k , Transient X-ray Sources (X-ray novae) ... 163 J . P. L a s o t a, The Magnetospheres of Pulsars... 173 M.S. B o r c z u c h . B . K u c h o w i c z , Extremal States o f Matter in Astrophysics. Part III. The
Crystalline State of Matter: Nuclear Crystals... 185
F R O M L A B O R A T O R I E S A N D O B S E R V A T O R I E S
T. Z. D w o r a k , The Average Absolute Brightness of Stars-Components of Eclipsing Systems . . . 201 Scientific Astronomical Centres in Poland... 206
C R O N I C L E S
B. P a c z y ń s k i , Meeting of the High Energy Astrophysics Section of the American Astronomical Society Devoted to the X-ray Astronomy... 207
P O L S K I E
T O W A R Z Y S T W O A S T R O N O M 1 C Z N EZARZĄD GŁÓWNY
Prezes
Dr Jerzy STODÓŁKIEWICZ
Wiceprezes Doc. Dr R obert GŁĘBOCKI
Sekretarz Prof. Dr Konrad RUDNICKI
. Skarbnik Dr Antoni STAWIKOWSKI
i
i
Członek Zarządu Głównego Doc. Dr Tadeusz JARZĘBOWSKI
Zastępcy członków Zarządu Głównego: Doc. Dr Grzegorz SITARSKI Dr Magdalena SROCZYŃSKA
*
Adres Biura Towarzystwa: