Postępy Astronomii nr 1/1964

o

/ i m

_i

i "fiy

POSTĘPY

A S T R O N O M I I

C Z A S O P I S M O

P O Ś W I Ę C O N E U P O W S Z E C H N I A N I U

W I E D Z Y A S T R O N O M I C Z N E J

PTA

T O M XII — Z E S Z Y T l

1 9

6

4

V '

W A R S Z A W A - S T Y C Z E Ń — M A R Z E C 1964

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 I C Z N E

POSTĘPY

ASTRONOMII

K W A R T A L N I K

T O M XII — Z E S Z Y T 1

1

9

6

4

W A R S Z A W A - S T Y C Z E Ń — M A R Z E C 1964

K O LE G IU M RED AK CYJN E Redaktor Naczelny: Stefan Piotrowski, Warszawa

Członkow ie: Józef Witkowski, Poznań Włodzimierz Zonn, Warszawa

Sekretarz Redakcji: Ludosław Cichowicz, Warszawa Adres Redakcji: Warszawa, ul Koszykowa 75

Obserwatorium Astronomiczne Politechniki

Państwowe W ydaw nictw o Naukowe O ddział w Łodzi 1964

W y d a n ie I. N akład 424 + 126 egz. A rk. w y d. 4,5, ark. druk . 4,00. P apier offset,

kl. III, 80 g 70 x 100. O d d a n o do d r u k u 20. II. 1964 r. D ru k uk o ń c zo n o w lu ly m 1964 r. Z am . n r 440. K-12. C e n a z ł 10,— Zakład Graficzny PWN Łódź, ul. Gdańska 162

omn-P rinted in omn-Poland

PRZEM ÓW IENIA Z O K A Z JI OTWARCIA

POLSKIEGO TOWARZYSTWA ASTRONOMICZNEGO,

TORUŃ, 19 WRZEŚNIA 1963

r.

PRZEMÓWIENIE POWITALNE JM P R O F . DR ANTONIEGO SWINARSKIEGO REKTORA UNIWERSYTETU MIKOŁAJA KOPERNIKA

W mieście i U czelni tak ściśle związanej z imieniem wielkiego astronoma, witam XI Zjazd Polskiego Towarzystwa Astronomicznego, witam go w koperni­ kowskim grodzie dokładnie w 40 lat od chwili, gdy także tutaj w r. 1923 miał miejsce I-szy Zjazd Towarzystwa.

Okres 40 lat jakże radykalne i głębokie przyniósł przemiany w mieście wielkiego astronoma! Spełniło się marzenie wielu pokoleń i tutaj w ośrodku jego kultu powstała i rozwinęła się Uczelnia, w której nauki astronomiczne tak poczesne zajmują miejsce. Okres 40 lat jakże radykalne wprowadził też zmiany w znaczeniu dyscypliny, którą dzisiejszy Zjazd reprezentuje.

To właśnie kontynuowanie i rozwijanie prac naszego Patrona spowodowało, że dzisiaj człowiek oderwał się od Ziemi, przeszedł w przestrzeń będącą do niedawna jeszcze wyłączną domeną obserwacji. W niesłychanym tempie rozwoju, jaki cechuje wszystkie dyscypliny nauki, astronomia zdecydowanie utrzymuje prymat—z tym większym więc zadowoleniem widzimy w naszym mieście i Uczel­ n i Zjazd najwybitniejszych przedstawicieli tej dyscypliny ze wszystkich ośrod­ ków naukowych kraju.

Pragnę złożyć uczestnikom X I Zjazdu PTA najserdeczniejsze życzenia pomyślnych obrad, życzenia przyjemnego pobytu w mieście tak nierozerwalnie z astronomią związanym.

Korzystam z tej okazji także, by powitać przybyłych na Zjazd gości zagra­ nicznych z Niemieckiej Republiki Demokratycznej w osobach p. inż. J e n s c h a i p. in ż. F eh lm an n a z zakładów Carl Zeiss — Jena.

* * .*

Ich móchte bei dieser Gelegenheit am herzlichaten unsere G&ste aus der Deutschen Demokratischen Republik Herrn D ipl. Ing. J e n s c h und Herrn Dipl. Ing. F e h l m a n n aus den Carl Zeiss Jena Werken zu begrussen.

4

Przemówienia

E s is t mir von besonderer Freude fe stste łle n zu kónnen die so selir ange-

nehme und freundschaftliche Beziehungen die uns s e it Jahren mit den Zeiss*

Werk en in Jena verbinden. Dank Ihrer miihsamer Arbeit und ausserordentlicher

technischen und w issensch aftlichen L eistung sind wir in Toruń — der Stad des

gr&ssten Astronomen im B esitz der m odernster w issenschaftlicher Ausrustung

unseres Observatorium.

Ich wunsche unseren O lste n einen angenehinen und interesanten Aufenthalt

in unserer Stadt.

PRZEMÓWIENIE POWITALNE PROF.UR WILHELMINY IWANOWSKIEJ

DYREKTORA OBSERWATORIUM ASTRONOMICZNEGO

UNIWERSYTETU MIKOŁAJA KOPERNIKA W TORUNIU

W imieniu Miejscowego Komitetu Organizacyjnego Zjazdu i Obserwatorium

Astronomicznego Uniwersytetu M ikołaja Kopernika, witam z rad o ścią tak licznie

przybyłych członków P olskiego Tow arzystw a Astronomicznego i Szanownych

G ości. Zjazd obecny je s t trzecim zjazdem Tow arzystw a w Toruniu.. W r. 1923

odbył s ię tutaj pierwszy po odzyskaniu niepodległości Zjazd astronomów pol­

sk ich , na którym założono P olskie Towarzystwo Astronomiczne. Gościmy wśród

sie b ie uczestników tamtego Zjazdu w osobach P an a Prof. K ę p i ń s k i e g o

i P ana Prof. W i t k o w s k i e g o , których ze szc z e g ó ln ą czcią i rado ścią witam.

Zjazd ów liczył przypuszczalnie około 10 astronomów. Drugi w Toruniu, a trzeci

w ogólnej rachubie Zjazd PTA, 'odbył się w r. 1951 z udziałem 36 członków.

Na Zjazd obecny przybyło około 100 członków, reprezentujących trzy pokolenia

astronomów polskich.

Co wyrażają te liczby, o tym będzie mówił P re z e s Towarzystwa P an Prof.

O p o l s k i , ja z a ś ograniczę s ię do złożenia życzeń pomyślnych obrad. Nie tyl­

ko nad referatami umieszczonymi w programie, ale też nad sprawami organiza­

cyjnymi, nad p rz y szło ścią astronomii w P o lsc e . To życzenie kieruję w szc zeg ó l­

ności do młodego pokolenia astronomów, którzy na tym Z je id z ie stanow ią

w iększość. Są wśród nich pierw si docenci: mam n adzieję, że lata n ajbliższe

przyniosą d alsze h ab ilita cje. Powinni oni już teraz zacząć d zielić z nami odpo­

w iedzialność za losy astronom ii w naszym kraju. C ieszy nas ogromnie, że

właśnie tu , w Toruniu, po raz pierw szy przed staw iciele młodego pokolenia

wezmą udział w obradach Komitetu Astronomii PAN.

Wielu młodych astronomów spędziło sporo cz asu w dobiych ośrodkach zagra­

nicznych, zdobywając tam dośw iadczenie w pracy naukowej i zyskując pochleb­

ne opinie. Niektórzy z Was przeszli n ie z łą szk o łę pracy organizacyjnej, (ucze­

stn iczą c czynnie w budowaniu ośrodków astronom icznych w kraju. Jeden z ta ­

kich ośrodków będziecie zwiedzać d z isia j. P atrzc ie pilnie i wypytujcie Waszych

Kolegów, którzy tam pracują, czy pierwszy teleskop godny te j nazwy, który

tam zainstalow ano, je s t inw estycją opłacalną, czy pomaga efektywnie w pracy

P rz em ó w ien ie P ro f. Dr W. Iw a n o w sk ie j

5

naukowo-badawczej, czy też , , moknie” pod polskim niebem, jak s ię niektórzy

z Was obaw iali. S tają przed nami pytania: czy należy organizować w P o lsce

obserw acyjne ośrodki astronom iczne, czy w ystarcza n an , że takie ośrodki

istnieją lub powstaną w innych krajach o lepszym klim acie, jak np. Stany

Zjednoczone lub Bulgaria? Czy znajdą s ię wśród młodego pokolenia ludzie,

którzy zechcą i p otrafią podjąć trud organizowania takich ośrodków? T e pyta­

nia musimy sobie postaw ić i dość szybko n a nie odpowiedzieć, ponieważ

przed astronom ią polską pojaw ia s ię sza n sa, która nie często s ię powtarza

— mianowicie za 10 lat kraj n a sz obchodzić będzie p ię ć se tn ą rocznicę urodzin

M ikołaja Kopernika. Stwarza to możliwość uzyskania poważnych inw estycji

w astronomii polskiej.

A więc patrzcie, m yślcie i radźcie nad p rz y szło ścią astronomii w naszym

kraju, która będzie Waszą przy szło ścią, by przedstaw iciele Wasi przyszli

do nas, starsz y ch , z szeroką, sam odzielną i odpow iedzialną opinią. 1 niech

W an w tych rozważaniach i dyskusjach pomaga genius lo ci — duch tego miej­

sca, lub dosłownie: Geniusz tego m iasta.

P r z e m ó w ie n ie in auguracyjn e Prof. Dr A. O p o lskieg o

₇

PR Z E M Ó W IEN IE I N A U G U R A C Y JN E P R O F . DR A N T O N IEG O O P O L S K IE G O P R E Z E S A P O L S K IE G O TOWARZYSTWA ASTR ONOM ICZNEGO

S ta tu t n a s z e g o T o w a r z y s t w a p rz e w id u je o r g a n iz o w a n ie z j a z d ó w . Mara w r a ż e n i e , ż e w o b e c n e j d o b ie s z y b k i e g o r o zw o ju a s tro n o m ii i s to s u n k o w o po w o ln eg o t e m p a p u b l i k o w a n i a wyników , z j a z d y r e f e r a t o w e s p e f a i a j ą w a ż n ą ro lę. S ą o n e o k a z j ą do w ym iany in f o rm a c ji o p r a c a c h n a u k o w y c h i o r g a n i z a c y j ­ n y ch p ro w a d z o n y c h o b e c n i e p r z e z a s tro n o m ó w p o l s k i c h . N i e s t e t y , o g r a n i c z a j ą s i ę do u m o ż l i w i e n i a wymiany t y lk o in f o rm a c ji — albow iem j e d n ą z u je m n y ch stro n r a d o s n e g o fa k tu w z m a g a j ą c e j s i ę t w ó r c z o ś c i n a u k o w e j n a s z y c h c z ło n k ó w j e s t k o n i e c z n o ś ć o g r a n i c z e n i a c z a s u t r w a n ia r e f e r a tó w d o 15 m inut. T y l k o w t e n s p o s ó b , p rzy p o d z i a l e h a 4 s e k c j e , m ożna b y ło r o z m i e ś c i ć o koło 60 r e f e r a tó w w o k r e s i e t r z e c h dni t r w a n ia Z j a z d u . D la t e g o t e ż c h c ia łb y m zw rócić u w a g ę na i n n ą n i e o f i c j a l n ą a je d n a k n ie m n i e j w a ż n ą r o l ę , j a k ą p o w in ie n s p e ł n i a ć n a s z Z j a z d .

Z j a z d praw ie w s z y s t k i c h a s tro n o m ó w p o l s k i c h p o w in ie n s t a ć s i ę o k a z ją do d y s k u s j i i rozmów m ię d z y p ra c o w n ik a m i n a l e ż ą c y m i do r ó ż n y c h ośrodków, c o p r o w a d z i d o w y m ia n y p o g lą d ó w d o ś w i a d c z e ń i u w a g o o b e c n y c h i p r z y ­ s z ł y c h s p r a w a c h a s tr o n o m ii p o l s k i e j . C h y b a w te n s p o s ó b p o w s t a j e c z y n n ik w a ż n y , choć trudno u c h w y tn y — p o w s t a j e o p i n i a p o l s k i e g o s p o ł e c z e ń s t w a a s tro n o m i c z n e g o o n a s z y c h s p r a w a c h , c o c h y b a u ła tw i w s p ó ł p r a c ę i w s p ó l n e a k c j e , j a k i e n a pew n o w p r z y s z ł o ś c i t r z e b a b ę d z i e p r z e p r o w a d z ić . T e n a s p e k t n a s z e g o Z j a z d u m oże b y ć a k t u a l n y już w n a j b l i ż s z y m c z a s i e . Z j a z d n a s z j e s t bowiem Z j a z d e m w y ją tk o w y m Z je d n e j s t r o n y n a l e ż y go u z n a ć z a Z j a z d J u b i l e u s z o w y . P o l s k i e T o w a r z y s t w o A s tr o n o m ic z n e p o w s t a ł o bowiem p r z e d 40-oma l a t y w T o ru n i u , w 1923 r. 4 0 l a t , t o o k r e s , który może już być pod- s t w ą do p e w n e j s y n t e z y i o c e n y d z i a ł a l n o ś c i T o w a r z y s t w a . D la t e g o t e ż w p o r z ą d k u d zien n y m Walnego Z e b r a n i a z n a l a z ł s i ę o d p o w ie d n i pu n k t. W t e j c h w i l i pozw a lam s o b ie t y l k o n a z w r ó c e n ie u w a g i n a t e n f a k t oraz n a p o d k r e ś l e ­ n ie t e j o k o l i c z n o ś c i , ż e Z j a z d o b e c n y odbyw a s i ę r ó w n ie ż w T o r u n i u . R ó w n o ­ c z e ś n i e je d n a k z a r y s o w u j ą s i ę m o ż liw o ś c i p e w n y c h z m ia n o r g a n i z a c y j n y c h , które d o tk n ą n a s z e T o w a r z y s t w o , ta k ż e Z j a z d o b e c n y m oże b y c o s ta tn im z j a z d e m p o l s k i c h a s tro n o m ó w zw ołanym n a p o d s t a w i e o b e c n e g o s t a t u t u . Może w ięc 4 0 - le c ie n a s z e g o T o w a r z y s t w a z a m y k a p e w ie n e t a p r o z w o jo w y , po k tó ­ rym n a s t ą p i in n y — oby p o m y ś l n i e j s z y .

N a r a z i e je d n a k s k o n c e n tr u jm y n a s z ą u w a g ę ty lk o n a o s ta tn im o k r e s i e , ja k i u p ły n ą ł o d p o p r z e d n i e g o Z j a z d u i spróbujm y p o d a ć p ew n e c h a r a k t e r y s t y c z ­ ne c e c h y w s p ó ł c z e s n e j a s t r o n o m i i . Spró bujm y ró w n ie ż p o d j ą ć r y z y k o w n ą o c e ­ n ę p o l s k i e j a s tro n o m ii n a tym ogólnym t l e . R ó ż n o r o d n o ś ć ty pów b a d a ń a s t r o n o ­ m ic zn y c h w y m a g a w y o d r ę b n i e n i a k ilk u grup z a g a d n i e ń .

8

P rzem ów ienia

Najmłodszą grupą, a równocześnie najbardziej atrakcyjną, s ą poza-

atmosferyczne badania astronomiczne. Zawdzięczamy je astronautyce, której

szybki rozwój w ostatnich latach umożliwił zbieranie materiałów obserwacyj­

nych, nie tylko celem ustalenia własności górnych warstw atmosfery, ale

też dla celów typowo astronomicznych. Warto tu wspomnieć o badaniach foto-

metrycznych w zakresie promieniowania y i odkryciu zaskakującego defektu

promieniowania krótkofalowego gwiazd wczesnych typów widmowych. Nie­

wątpliwie s ą to tylko początki. A perspektywy na przyszłość, i to chyba

najbliższą, s ą wspaniałe: stacje obserwacyjne krążące poza atmosferą i reje­

strujące promieniowanie o dowolnej długości fali. Nie zawsze chyha zdajemy

sobie sprawę z wyjątkowego znaczenia epoki, w której mamy szc z ę ś c ie żyć

i pracować. Przew yższa ona swoją wagą wszystkie zasadnicze etapy roz­

woju astronomii obserwacyjnej, jakie już wystąpiły w historii naszej nauki.

K-iedyś pierwsze lunety pozwoliły na pełniejsze wykorzystanie okna optycz­

nego, jakie istnieje w naszej nieprzezroczystej atmosferze. To okno optycz­

ne, a właściwie dość wąskie pasmo przepuszczalności naszej atmosfery,

miało i ma nadal ważne znaczenie w procesie poznawania wszechświata.

W tych długościach fal występują liczne i ważne zjawiska: tu znajduje się

zakres czułości oka ludzkiego i innych odbiorników energii promienistej,

stosowanych w badaniach astronomicznych, tu występuje dostateczne natęże­

nie promieniowania w widmie ciągłym Słońca i gwiazd i tu również powstaje

wiele linii i pasm absorpcyjnych i emisyjnych, posiadających tak duże

znaczenie w badaniach astrofizycznych. Dzięki tylu korzystnym okolicz­

nościom i po wieloletnich badaniach astronomia zdobyła dosyć dokładny obraz

otaczającego nas w szechśw iata. A jednak, gdy uzyskano możliwości korzy­

stania z drugiego okna naszej atmosfery, gdy rozpoczęto badania w zakresie

promieniowania radiowego — ile uzupełniających i ile nowych, nieoczekiwa­

nych informacji zostało zebranych w krótkim okresie istnienia i działania

radioastronomii. Obecnie jesteśm y właściwie u progu tych badań, a już

zaczyna s ię nowy etap, w którym cała atmosferyczna zasłona zostaje usunięta

i zamiast dwóch ograniczonych zakresów długości fal, do dyspozycji astro­

nomów dostępne będzie całe widmo. Trudno przewidzieć, ile i jakie nowości

i niespodzianki nas czekają, ile dotychczasowych poglądów trzeba będzie

uzupełnić lub całkowicie zmienić. Żyjemy jednak w epoce, której cechą jest

realizacja tego, co jeszc ze niedawno znajdowało się w strefie marzeń i fan­

tazji. A przecież astronautyka pozwoli astronomii nie tylko usunąć prze­

szkodę, jaka w postaci atmosfery ziemskiej ograniczała dotychczas zakres

naszych badań. Będziemy

niewątpliwie

świadkami bezpośrednich badań

bliskich ciał naszego układu planetarnego, dokonywanych automatycznie

lub z udziałem ludzi, będziemy mogli przeprowadzać doświadczenia na skalę

kosmiczną, jak np. wypuszczanie sztucznych komet, tworzących warkocze

w czasie lotu tak, jak to czynią komety naturalne.

P r z e m ó w ie n ie inauguracyjne Prof. Dr A . O p o ls k i e g o

9

Spróbujmy

teraz zastan o w ić s i ę , jak a j e s t i ja k a może być rola polsk ich

astronomów w tych b ad an iach . Prow adzenie sam odzielnych badań z użyciem

metod astronautycznych na pewno p rzek racza n a s z e krajowe m ożliw ości —

finansowe, tech n iczn e i o rg a n iz a c y jn e. W tej sy tu a c ji znajd u je s i ę jednak

w ięk szo ść państw i chyba nikt z n a s nie oczek u je wprowadzania na orbity

polskich sate litó w d la z b ie ra n ia o b se rw a c ji astronom icznych. Może najw yżej

zdobędziemy s i ę na ja k ie ś próby z małymi rakietam i. Ale na pewno b ędą

s i ę rozw ijały formy w spółpracy i m ożliw ości p rz y łą c z a n ia s i ę do ogólniej­

szych akcji tego typu. Wtedy chyba nie zabraknie udziału p o lsk iej astronomii.

P rz e c ie ż , gdy aktu aln e s t a ł y s i ę o b serw acje sz tu c z n y c h s a te litó w , p o w stały

i pracują p olskie s t a c j e o b serw acy jn e. Gdy ro zp o częła d z ia ła ln o ś ć m iędzy­

narodowa o rg an izacja COSPAR, z n a le ź li s ię tam p rz e d sta w ic iele polskiej

nauki, a udział n asz u z y s k a ł tak ie z n a c z e n ie , że o s ta tn ie sympozjum tej

organizacji odbyło s i ę w Warszawie. Wydaje s i ę w ięc, ż e w ramach naszych

realnych

możliwości bierzemy udział w tych

nowych, ro zw ijający ch s i ę

dziedzinach badań astronom icznych. Ż yczyć s o b ie n a le ż y , aby i na p rz y s z ło ś ć

udział n a s z w tym z a k re sie był możliwie duży, abyśmy byli przygotowani

do czynnego w łączania s i ę w a k c je , jak ie b ę d ą organizowane.

Na razie je ste śm y j e s z c z e ciągle na Ziemi i z niej prowadzimy o b ser­

w acje. A le i te metody szybko s ię m odernizują. Obok dawnych, k la s y c z ­

nych instrumentów p o jaw iają s i ę coraz nowsze u rzą d z e n ia pomocnicze i uzu­

p e łn iające. Obok astronomów w kopułach

i

pawilonach obserw acyjnych,

spotykamy coraz więcej fachowców z różnych dziedzin te c h n ic z n y c h . C z a ­

sem

wskutek tego rozluźnia

s i ę dawny b e z p o śre d n i kontakt astronoma

z instrumentem, czasem p o w sta ją problemy organizacyjne typu: jaki powinien

być optymalny s to su n e k ilo śc i ąstronomów do pracowników pomocniczych

i obsługujących coraz bardziej skomplikowane aparatury. Zdaje s i ę , że

w tym z a k re s ie w P o ls c e problemy te nie w y stę p u ją zbyt ostro. Chociaż

i u n as należy zanotować duże o sią g n ię c ie w d zied z in ie w yposażenia in­

strum entalnego. Mam tu na m yśli, o czy w iśc ie , te le sk o p S ch m id ta-C asseg rain a

pracujący już w P iw nicach pod Toruniem. W związku z tym przyrządem

warto podkreślić k ilk a charakterystycznych faktów, które s ą chyba r a d o sn ą

n o w o ścią w polskim ś w ie c ie astronomicznym. P r z y r z ą d te n

z n a l a z ł s i ę

w P o ls c e w wyniku kilk u letn iej, zorganizow anej, wspólnej akcji astronomów

z różnych ośrodków. Astronomowie ci potrafili przekonać Władze P o ls k ie j

Akademii Nauk i M inisterstw a Szkolnictw a Wyższego o konieczności wspól­

nego d z ia ła n ia w tym z a k re s ie . W wyniku te j akcji w P o l s c e , w tradycyjnym

kraju małych lunet, zjaw ił s i ę now oczesny instrument, który dla n a s je s t

bard zo duży, bo p o s ia d a lustro o ś red n icy 90 cm, z a ś w s k a li światowej

n a le ż y go z a lic z y ć do instrumentów średnich rozmiarów. Ale nie ty lk o ta

c e c h a w y ró żn ia ten instrument. Mówiąc językiem sportowym, padło tutaj kilka

10

P rzem ó w ien ia

rekordów. Rekordowe s ą rozmiary i rekordowo krótki c z a s in s ta lo w a n ia i urucho­

mienia tego instrum entu. J e s t to , oczyw iście, z a s łu g a pracowników o ś ro d k a

to ru ń sk ie g o , a przede w szystkim prof. Wilhelminy I w a n o w s k i e j , która

j e s z c z e raz w ykazała um iejętność planowania i realiz o w a n ia planów mimo

trudnych warunków i ró żn y ch p rzeszk ó d . Oby te n pomyślny p rz e b ie g całej

ak cji był p o czątk iem d a ls z y c h wysiłków zm ierzających do r e a liz a c ji z a s a d ­

n ic z e g o planu, jakim j e s t utw orzenie Centralnego Obserwatorium.

W tej chwili chciałbym przerw ać to s n u c ie marzeń, cofnąć s i ę w c z a s ie

i j e s z c z e r a z przypomnieć P a ń s tw u , że P o ls k ie Tow arzystw o Astronomiczne

po w stało przed 40 la ty w Toruniu przy u d z ia le P ro fe so ra W ładysława D z i e ­

w u l s k i e g o . O becny Z jazd odbywa s i ę również w Toruniu, gdzie pow stało

Obserwatorium

A stronom iczne,

p o s ia d a ją c e

obecnie

n a jle p s z e w y p o sa ż e ­

nie instrum entalne i że Obserwatorium to tw orzył również Pro f. Władysław

D z i e w u l s k i . J e s t d u ż ą i b o l e s n ą stratą, dla całej polskiej astronomii i dla

n a s z e g o T ow arzy stw a, że nie ma Go już wśród n a s . Uczcijmy pamięć tego

wybitnego i z a s łu ż o n e g o astronom a chw ilą m ilczen ia.

W przeglądzie d ziałów astronomii nie może, o c z y w iśc ie , zabraknąć badań

teo rety czn y ch . Wydaje s i ę , ż e o s ta tn io i w te j d z ie d z in ie z a z n a cz y ł s ię

rozwój. Obok prac c z y s to koncepcyjnych coraz c z ę ś c i e j pojaw iają s i ę prace,

w których punkt c ię ż k o ś c i p rz e su w a s i ę na s e r ie obliczeń wykonywanych

d zię k i zasto so w a n iu elektronow ych m aszyn lic z ą c y c h . T e n nowy potężny

instrument o wielorakim zasto so w an iu już c z ę s to wykazywał s w o ją efektyw­

n o ś ć w rozw iązyw aniu problemów astronom icznych. I znowu z przyjem nością

możemy przypom nieć, ż e i w d zied z in a ch teoretycznych p o ls c y astronomo­

wie

w ykazują sw o ją akty w n o ść, o s ią g a ją c wyniki uznawane i cytowane

w literatu rze z a g ra n ic z n e j i że już u n a s wykonywane były prace a stro n o ­

miczne przy z a sto so w a n iu maszyn lic z ą c y c h , pracujących w P o l s c e . Można

w ięc p o w ied zieć, że i w tych d z ie d z in a c h mamy do zanotow ania postęp,

rozwój i wartościowe wyniki.

Wydaje s i ę w ięc, że astronomowie p o lsc y , którzy prawie w s z y s c y s ą

członkami n a s z e g o T o w arzy stw a, w ykazują dużą ak ty w n o ść , pracując w kraju

lub k o rz y sta ją c

z

wyjazdów do obserwatoriów

zagranicznych. R eferaty,

które usłyszym y na naszym Z je ź d z ie , będą najlepszym przeglądem aktual­

nych polskich prac astronom icznych. Mimo w ięc c z ę s ty c h i s łu s z n y c h n a ­

rzekań na warunki, w których pracujemy, mimo trudności, z jakim i musimy

s i ę borykać — można doszukać s i ę wielu optym istycznych akcentów w na sz e j

astronom icznej

rz e c z y w is to ś c i. J e ż e l i

z a ś

n a s z Z ja z d w jakiejkolw iek

formie ułatwi P a ń s tw u prace prowadzone obecnie i planowane na p rz y s z ło ś ć ,

to będziem y uw ażali, że P o ls k ie Tow arzystw o Astronomiczne przez swoją

d z ia ła ln o ś ć s p e łn ia rolę jednego z czynników rozwoju p o ls k ie j astronomii.

Z

PRACOWNI I OBSERWATORIÓW

STRESZCZENIA REFERATÓW

WYGŁOSZONYCH NA XI ZJEZDZIE

POLSKIEGO TOWARZYSTWA ASTRONOMICZNEGO

W TORUNIU, WRZESIEŃ 1963

EFEKTY EWOLUCYJNE W ASOCJACJACH CAS III, CAS IV I CAS V

R . A M P E L

Dla ponad 300 gwiazd O B , jaśniejszych od 12T0 uzyskano jasności fotograficz­ ne, wskaźniki barwy i dwuparametrową k lasyfikację z materiałów zebranych w Ob­ serwatorium Astronomicznym w Piw nicach i Obserwatorium Astronomicznym w Saltsjo- baden (Szwecja).

K lasyfikację oparto na ilościow ych pomiarach głębokości 15 lin ii, wykazujących zależności ze zm ianą temperatury, bądź zmiany dzielności promieniowania gwiazd. Średnie błędy tej klasyfikacji wynoszą as - i 0.5 podklasy widmowej i O ± 0?6

dla dzielności promieniowania.

W oparciu o powyższy materia! wyprowadzono i przedy­ skutowano następujące zależności: krzywe ekstynkcji, funk­ cje gęstości, funkcje dzielności promieniowania oraz wiek asocjacji. K atalog gwiazd OB i tych zależności s ą podane i omówione w pracy [l].

T a ie la 1 podaje wiek asocjacji i gromad otwartych towarzyszących tym asocjacjom.

C as III jest asocjacją ubogą i znajduje s ię w odległości 1 kpc. Cas V s k ład a s ię z dwóch asocjacji: bogatej — oznaczonej Cas Va odległej 2200 pc i drugiej — Cas Vb — 3400 pc. C as IV jest rozciągłym obiektem i jej środek znajdu­ je się w odległości około 2300 pc. A socjacja King 16 znajdu­ je się w odległości 2300 pc.

Cas IV , Cas Va i King 16 znajdują s ię blisko siebie i le ż ą przy wewnętrznej stronie ramienia spiralnego Perseusza. Asocjacje te występują w towarzystwie gromad otwartych. 'Wydaje się, że Cas Va znajduje się w pobliżu NGC 7788, Cas VB — NGC 7790. Cas III towarzyszą NGC 103, NGC 129, NGC 136 i NGC 225.

T a b e l a 1 A so cjacje Wiek (w latach) C as III 2 x 10* C as IV 3 X 10» C as Va 1 X 10« Cas Vb 4 X 10» King 16 1,5 X 10* N G C 7788 1 x 10T NGC 7790 2,5 X 10* L I T E R A T U R A

12

Z pracowni i obserwatoriów

WSKAŹNIKI BARWY GWIAZD ZMIENNYCH TYPU RR LYRAE

A. i A. B U R N I C C Y

Celem pracy jest wyznaczenie dla gwiazd typu R R L y rae w skaźnika barwy uwolnio­ nego od wpływu ekstynkcji międzygwiazdowej i sprawdzenie czy istnieje dwudziel- ność zw iązku C I—P (analogiczna do stwierdzonej dw udzielności zw iązku Sp—P), jak również wyznaczenie s k a li temperatur i dyskusja rozmaitych zależności zachodzą­ cych dla gwiazd tego typu — wszystko w aspekcie populacji.

Do programu włączono 22 gwiazdy (DY Peg, DQ Cep, EH L ib , YZ Boo, CC And, DY Her, VZ Cne, BS Aqr, DH Peg, R Z Cep, T Sex, RS Boo, RU P sc, AH Per, SW And, VX Her, XZ Cyg, XZ Dra, TU UMa, RR L y r , X Ari, SU Dra), które są opracowywane (otometrycznie i widmowo. Materiał fotometryczny zbierano sukcesywnie dla poszczegól­ nych gwiazd od 1951 r. metodą fotograficzną 8-calowym astrografem Drapera w Obser­ watorium Astronomicznym UMK w Piw nicach. Z d ję c ia były robione w 2 barwach — w zakresie fotograficznym i fotowizualnym.

D la każdej gwiazdy zmiennej wybrano około 20—30 gwiazd porównania, których jasn ości wyznaczono metodą naw iązań na NPS. Ze zdjąć seryjnych, tzn, robionych na przemian zdjęć pg i pv, wyznaczono krzywe blasku w każdej barwie, a z ich ró ż n i­ cy krzywą przebiegu wskaźnika barwy i ostatecznie średni wskaźnik barwy. Zdjęcia robili wszyscy pracownicy Obserwatorium. Opracowanie poszczególnych gwiazd było n ajczęśc iej tematem prac m agisterskich. Wyniki dotyczące 7 gw iazd opublikowano w 1958 r. w „A c ta Astronomica” , a dla dalszych 8 gwiazd s ą przygotowywane do druku w bieżącym roku. Dla pozostałych 7 gwiazd potrzeba jeszcze dodatkowych naw iązań dla ustalenia punktu zerowego.

Równolegle wyznacza s ię obecnie naszego systemu, co pozw oli potem na przejście na system międzynarodowy.

D la w szystkich gwiazd porównania poszczególnych okolic gwiazd zmiennych wyznacza się również typy widmowe. Wykorzystujemy k lisze widmowe uzyskane z pry­ zmatem obiektywowym w obserwatoriach zagranicznych, a ostatnio dodatkowe zdjęcia widmowe robione przy pomocy Teleskopu Schmidta-Cassegraina w Piw nicach.

K lasyfikację przeprowadza się z wizualnych oszacowań spektrogramów. Typy widmowe dla gwiazd porównania wyznacza się z myślą znalezienia ekstynkcji między- gwiazdowej okolicy i w ostatecznym rezultacie nadwyżki barwy dla gwiazdy zmiennej (a stąd rzeczywistego wskaźnika barwy). Ponadto zdjęcia widmowe będą wykorzystane do ilościow ej analizy widmowej gwiazd zmiennych.

LINIE EMISYJNE W WIDMIE GWIAZDY 0 CETI W PODCZERWIENI

S. G R U D Z I Ń S K A

Wszystkie lin ie zakresu 4800 — 8840 A podejrzane o to, źe są liniam i emisyjnymi, zostały pomierzone 4 razy komparatorem Instytutu Astrofizycznego w Lifege. Średni błąd pomiarów wynosi ±0.044 A dla zakresu 4800-6950 A (dyspersja 4.1 A/mm) i ±0.069 A dla zakresu 7200-8840 A (dyspersja 6.4 A/mm). Pomierzone długości fali porównane zostały z długościami fal laboratoryjnych, wziętymi z pracy C h. Mo o re [l].

Z

pracowni i obserwatoriów

13

z fazą. Aby dokładnie określić, czy dana lin ia jest lin ią em isyjną, czy też może widmem ciągłym gwiazdy, należy mieć kilka widm, otrzymanych w różnych fazach je j blasku. Tymczasem n inie jsza identyfikacja lin ii emisyjnych oparta jest na jednym widmie gwiazdy

o

Ceti [2]. Celem uniknięcia fałszywej identyfikacji wprowadzone zostały pewne warunki, które m uszą spełniać lin ie poszczególnych pierwiastków, aby można je uznać jako identyczne z pomierzonymi lin iam i w gw ieździe. Pierwszym takim warunkiem jest, aby potencjał wzbudzenia wyższego poziomu m iał wartość m niejszą n iż 6.5 volt (znane lin ie emisyjne zakresu 3600—4800 A posiadają potencjał wzbudzenia wyższego poziomu m niejszy n iż 6.0 V). Drugi warunek wymagał, aby wy­ stępowały m ożliw ie całe m ultiplety, a zw łaszcza lin ie i multiplety o dużym natęże­ niu laboratoryjnym. Nieobecność lin ii o dużym natężeniu laboratoryjnym musiała by<5 wytłumaczona s iln ą absorpcją. Trzecie ograniczenie dotyczyło położenia lin ii, a mianowicie przyjęto, że różnica dla poszczególnej lin ii danego pier­ wiastka w inna być zawarta w przedziale ±0,200 A, przy dopuszczalnym średnim przesunięciu w szystkich lin ii danego pierwiastka dochodzącym do ±0.600 A.

Pierw iastki rozpatrywane były według wzrastających liczb atomowych. W wy­ niku obecność takich pierwiastków, jak H, A l, Ca II, Sc I, T i II, V I, Mn II, F e l, Fe II i Zr I w badanym widmie jest pewna, a Ca I, T i I, V II, Cr I, Co, Y II, B a l, L a I i Eu II wysoce prawdopodobna.

D la lin ii absorpcyjnych istn ie je liniow a zależność przesunięcia A ^ (różnica między prędkością radialną pierwiastka a średnią prędkością radialną dla całej gwiazdy) od potencjału wzbudzenia niższego poziomu. Poszukiw ania analogicznej zależności dla lin ii emisyjnych nie dały pozytywnego wyniku. Jednakże linie zjonizowane, w po­ równaniu z liniam i neutralnymi danego pierwiastka, wykazują dodatnie odchyłki od śred­ n iej prędkości radialnej. Stąd dla danej fazy blasku linie atomów zjonizowanych powstają na większych głębokościach n iż lin ie neutralnych atomów danego pierwiastka.

Poszukiwane były także zależności A K od liczby atomowej oraz od różnych kom binacji potencjału wzbudzenia i potencjału jo n izac ji. Otrzymany materiał żadnej takiej zale żn ości nie wykazuje.

L I T E R A T U R A

Ch. M o o r e , A Multiplet Table o f Astrophysical Interest, Contr. Princeton Univ.Obs.No. 20. 2J S. G r u d z i ń s k a , „Postępy Astronomii” t. X , z . 3

fD

FOTOMETRIA WIDM KOMETY IKEYA (1963a)

S. G R U D Z I Ń S K A

Widma komety Ikeya (1963a) otrzymane zostały w Obserwatorium Astronomfcznym Uniwersytetu M. Kopernika w Piw nicach w czasie od 14 do 22 marca 1963 roku przy pomocy pryzmatów obiektywowych założonych na teleskop Schmidta-Cassegraina i kamerę Schmidta. Przy pomocy teleskopu Schmidta-Cassegraina otrzymano 39 widm na 14 kliszach Kodak II-aF z dyspersją 560 A/mm przy Hy, a przy pomocy kamery Schmidta otrzymano 12 widm na filmach Kodak 103-aF (9) i Ilford HP3 (3) z dyspersją 350 A/mm. Widma posiadają kalibrację fotometryczną.

14 Z pracow ni i o b serw atoriów

5165 A, 5635 A) i CN (3883 A). O b e c n a j e s t ta k ż e s ła b a em isja C s (4050 A), CN (4216 A), CH (4315 A) i C , (4383 A ).

F ak tem rzu cający m s i ę w o c z y j e s t ró ż n ic a m iędzy widmami otrzym anym i w pierw ­ s z y c h i o s ta tn ic h d n ia c h obserw acji* I ta k : w w idm ie otrzym anym 14 III n a tę ż e n ie p asm a c ja n n 3883 A j e s t porów nyw alne z n a tę ż e n ie m p asm a Sw ana 4737 A, p o d c z a s gdy w w idmie otrzym anym n p . 19 III pasm o c ja n n j e s t dużo s ł a b s z e od C 2. J e d n a k ie d o k ład n a fo to m etria w y k a z a ła , że ró ż n ic a w n a tę ż e n ia c h cja n n i w ęg la j e s t w g ran i­ c a c h błędn s t a ł a p rz e z c a ły c z a s o b se rw a c ji kom ety.

Z a n ie d b a n ie tła kom ety p rz y o p raco w an iu fotom etrycznym w y k a z a ło , że n a tę ż e ­ n ie p asm a CN s p a d a w m iarę w zro stu o d le g ło ś c i z e n ita ln e j (z d ję c ia pod k o n ie c okresu o b se rw a c ji s ą ro b io n e przy w ię k sz y c h z, n iż w początkow ym o k re s ie ). E fe k t zmiany n a tę ż e n ia CN j e s t w ięc pozorny, w yw ołany w ię k s z ą e k s ty n k c ją atm o sfe ry c z n ą w n a d ­ f io le c ie .

KRYTERIUM PODZIAŁU NA P O P U L A C JE GWIAZD F ,G ,K .

R . G Ł Ę B O C K I

P o d a je s i ę ś c i s ł e kryterium k in e m a ty c z n e p o d z ia łu g w iazd o znanych p rę d k o ś c ia c h p rz e s trz e n n y c h n a p o p u la c je m e to d ą p o d a n ą p rz e z W. Iw an o w sk ą. P rz y jm u ją c rozkła p rę d k o ś c i S c h w a r z s c h i l d a d la g w iazd p o p u la c ji I:

o a a

_{U V}

_w

w-u'oy

(

v-v'Qy (w-v0v

---+ +

---a

»

_u

o ra z d la g w iazd p o p u la c ji II: N , N

°2

o ' ' a ' ' a ‘

exp

(u-u'0'r

(w-w'o'y

g d zie

a 'u a'v a'w o " o " o "

- d y s p e rs je p rę d k o ś c i,

U

'

V ' W

'

U " V " W "

- sk ła d o w e a p e k su S ło ń c a , m ożem y n a p is a ć , że s to s u n e k p raw dopodobieństw p rz y n a le ż n o ś c i gw iazd do p o p u la c ji

P

j

/ P

j

-

N.i/N2t

Do o k re ś le n ia

P i / P i

p o trz e b n a j e s t w ięc z n ajo m o ść

N i / N ° ,

sk ła d o w y c h ap ek só w o raz d y s p e rs ji p rę d k o śc i d la obn p o p u la c ji.

B a d a n ia p rzeprow adzono d la o k o lic S ło ń ca (o d le g ło ś ć < lOOpc). Z a k ła d a ją c s ł u s z ­ n o ś ć z a s a d y e k w ip a rty c ji e n e rg ii o ra z p rę d k o ś ć g ra n ic z n ą dla s ło ń c a 63 k m /s e k z k a ta lo g u 1700 g w iazd (o p raco w an eg o p rz e z W, D z i e w u l s k i e g o ) , o k reślo n o

N ° / N °

■ 3,64. A peks S ło ń ca i d y s p e r s je p rę d k o ś c i d la p o p u la c ji I p rzy jęto w edług P . P a r e n a g o . D la p o p u la c ji II w yzn aczo n o te w a rto ś c i z k a ta lo g u g w iazd szy b k ic h N . R o m a n , d z i e l ą c gw iazdy n a grupy ta k ja k P a r e n a g o ( F —G2 V, G 3-M V, G—M III). Z te g o ż k a ta lo g u w ybrano około 100 gw iazd do d a ls z y c h b ad ań sp ek tro sk o p o w y ch , s to s u ją c ja k o kryterium dogodne p o ło ż e n ie do o b s e r w s c ji, i w yznaczono d la n ic h log

P i / P f

D la ty ch 100 „ p rz y p a d k o w o ” w ybranych g w iazd stw ie rd z o n o , że z e w zrostem p raw d o p o d o b ień stw a p rz y n a le ż n o ś c i gw iazd do p o p u la c ji I lr o ś n i e szy b k o p ro cen t gw iazd, m a ją c y c h n ad w y żk ę barw y w u ltr a f io le c ie .

Z pracowni i obserwatoriów 15 SPEKTROFOTOMETRYCZNE BADANIA EKSTYNKCJI ATMOSFERYCZNEJ

W PIWNICACH

R . G Ł Ę B O C K I

Przyjęta jest ocena pogody: P Q — najle p sza pogoda, P j — najgorsza, jeszcze użyteczna do obserwacji spektroskopowych oraz P i i P a pośrednie stany określane metodą ,interpolacji,,• Prowadzone s ą obserwacje dla określenia ekstynkcji przy każdej z tych pogód. M ateriał je st zbierany 40 cm kamerą Schmidta z pryzmatem obiektywowym. Gwiazdy są fotografowane z tym samym czasem ekspozycji na różnych odległościach zenitalnych. K lisze kalibruje s ię sensytometrem rurkowym. Z wykresów m* ■ /(s e c z) odczytuje s ię nachylenie 2,5 log p * “ (mAj - (sec z i - sec z,).

Dla trzech nocy o pogodzie P 2 wyznaczono k* w zakresie 3600—6400

X.

Rozrzut punktów na wykresach ma ■ f (sec z) był nieduży a różnice k% dla tych trzech nocy z różnych pór roku bardzo małe. D la obserwacji przy pogodzie P, rozrzut punktów na wykresach m ^ “ f (sec z) był mniejszy a przebieg k^ łagodniejszy. Można stwierdzić z przebadanego materiału, że tak dla pogody P, jak i P 2 można u stalić dostatecznie dokładne tablice ekstynkcji.

SPEKTROFOTOMETRYCZNE BADANIA NOWEJ HERKULESA 1963

R. G Ł Ę B O C K I , J . S M O L I Ń S K I

Jasna Nowa, odkryta 6 lutego 1963 przez E . D a h l g r e n , była obserwowana w Obserwatorium w Piw nicach od 26 lutego. Obserwacje były prowadzone równolegle:

a) teleskopem Schmidta-Cassegreina o średnicy 90 cm, z pryzmatem obiektywowym dającym dyspersję 560 A/mm koło Hy.

b) m ałą kamerą Schmidta o średnicy 40 cm z pryzmatem obiektywowym o dyspersji

350

A/mm

koło Hy.

Uzyskany materiał widmowy obejmuje zakres 3500—8000

A.

Opracowano materiał z małej kamery z marca, kwietnia i maja dla zakresu 3900—6560

A.

Otrzymano następujące wyniki:

1) Na spektro gram ach zidentyfikowano szereg lin ii emisyjnych (H, He I, He II, O l , O II, [O III], N II, N III i inne) oraz absorpcyjnych (głównie seria Balmera), 2) D la lin ii wodorowych H ^, Hy, H§, H6 wyznaczono przebieg natężeń jako funkcję czasu. Obserwuje się szybki wzrost natężenia po 30 marca.

3) Stwierdzono, że dekrement Balmera nie zmienia się z fazą w badanym okresie. 4) Pomierzono zmiany natężeń z fazą 19 innych lin ii emisyjnych. Stwierdzono, że: lin ie Fe II 4233, 4300 , 5170, 5317, O I 6157, He I 4472, N II 4780 , 5530, N III 4515, C II 4267 oraz pasmo ,,4640” m ają w granicach błędu stałe natężenie; linie O II 4075, [O i] 6300, He I + Na I 5880, N II 5680, N HI 4097 wykazują lekki wzrost natężenia z fazą natcyniast lin ie [N Ii] 5755 He II 4686 oraz [O III] + Fe II 5010 wyka żują bardzo silny wzrost natężenia, szczególnie po 30 marca.

5) N aw iązując GC 24936 do cC Lyr wyznaczono absolutny rozkład natężeń w jej widmie. Absolutny rozkład natężeń w widmie Nowej uzyskano przez porównanie z GC 24936. Ogólne natężenie widma ciągłego Nowej maleje z fazą, a od połowy marca zmienia s ię także rozkład natężeń z długością fali.

16_______________ Z pracowni i obserwatoriów

ATLASY WIDM 2 GWIAZD SZYBKICH 1 2 GWIAZD POWOLNYCH

W DUŻE! DYSPERSJI

J. S M O L I Ń S K I . R . G Ł Ę B O C K I

W Obserwatorium Astronomicznym w Piwnicach szuka się kryteriów populacyjnych na podstawie widma ciągłego gwiazd* Badania mają charakter masowy i są prowadzone w oparciu o małą dyspersję. W związku z tym zaszła potrzeba przebadania przedstawi­ cieli obu populacji w dużej dyspersji.

Opracowano w postaci Atlasów widma 4 gwiazd — 2 szybkie: ■5’Her F9 V, 8 Lep G8 III (populacja II) oraz 2 powolne: jS Vir F8 V, łj Her G8 III—IV (populacja I). Widma uzyskano od J .L . G r e e n s t e i n a . Otrzymano je 2,5 m teleskopem na Mount Wilson przy użyciu spektrografu szczelinowego o dyspersji 10 A/mm. Widma zostały sfotometro- wane i w formie spektrograrnów dostarczone przez W. Iwanowską. Powiększenia spektro- gramów wynoszą 710 razy i obejmują zakres od 4550 do 3960 A.

Atlasy widm opracowano przez porównanie z widmem Słońca z Photometric Atlas

of Solar Spectrum by M. M i n a e r t , G.F.W. M u l d e r s , J. H o u t g a s t — Utrecht 1940.

W górnej części spektrogramu podana jest skala w angstroemach. Położenie linii absorp­ cyjnych oznaczone jest pionową kreską, przy której podana jest długość fali linii z dokładnością 0,01 A — według Preliminary Photometric Catalogue of Fraunhofer

Lines, Utrecht 1960. Dla wszystkich lin ii występujących w Słońcu podane s ą ich

natężenia, według tegoż katalogu. Identyfikacja linii jest podana z Rowland's Preliminary

Table, Washington 1928.

Do atlasów załączone są siatki, wykreślone w skali natężeń I oraz magnitudo m, pozwalające określić bezpośrednio ze spektrograrnów / oraz m. Obie skale mają nie­ określony punkt zerowy.

W dalszym ciągu atlasy te posłużą: ^

1) do wyznaczenia współczynnika £\ • n

gdzie: F% — ilość energii wygaszonej przez linie absorpcyjne ze strumienia ciągłego,

Fc — strumień ciągły gwiazdy. Współczynnik jest prawdopodobnie różny dla obu po­ pulacji" i znajomość jego jest konieczna w badaniach widma ciągłego w małej dyspersji,

2) do określenia względnej obfitości pierwiastków w obu populacjach, 3) w celach dydaktycznych.

Z pracowni i obserwatoriów

17

LIN IE POCZERW IENIENIA I SWOISTE WSKAŹNIKI BARWY GWIAZD WCZESNYCH TYPÓW

K . S E R K O WS KI

Wykonane zostało opracowanie statystyczne obserwacji UBV gwiazd wczesnych typów, które wykazało, że nachylenie lin ii poczerwienienia jest niezależne od stosunku polaryzacji do międzygwiazdowego poczerwienienia. Dowodzi to, że uporządkowanie między gwiazdowych ziaren pyłu nie może być odpowiedzialne za obserwowane regional­ ne anomalie prawa poczerwienienia. Dla gwiazd wczesnych typów w Łabędziu odchyle­ nia wskaźników barwy U-B od lin ii poczerwienienia zdefiniow anej przez gwiazdy innych długości galaktycznych są dodatnie i niezależne od stopnia polaryzacji; wskazu­ ją one, że £ [ /_ # /^B - V jest w Łabędziu większe o 0,05 n iż w innych częściach nieba. Podane s ą poprawione swoiste w skaźniki barwy gwiazd wczesnych typów oraz nomo­ gram dla obliczania swoistych wskaźników barwy B-V na podstawie fotometrii UBV gwiazd typów O i B leżących na ciągu głównym. Wyniki te bedą opublikowane w Ap.J, 138, Nr 4.

TRÓJBARWNA FOTOMETRIA FOTOGRAFICZN A GROMAD GALAKTYK

K . S E R K O W S K I

Przy pomocy 2-metrowego teleskopu w Tautenburgu wykonane zostały w ognisku Schmidta zdjęcia dla trójbarwnej fotometrii galaktyk jaśniejszych od wielkości foto­ graficznej B * 19,5 w polu o rozmiarach 3,4 x 3,4 stopnia, otaczającym gromadę kulistą M3. Fotometria szrafirowanych obrazów galaktyk da informacje o rozmieszczeniu galak­ tyk należących do gromad na diagramie przedstawiającym zależność pomiędzy dwoma wskaźnikami barwy. Badana będzie zależność położenia galaktyk na tym diagramie od ich odległości. W badanym polu zmierzonych będzie ok. 1500 galaktyk.

GROMADA GALAKTYK PERSEUSZ I

K . R U D N I C K I

CKOnJlEHHE TAJ1AKTMK "riEPCEfl I"

K. PyflHMLJKM

P

e 3 10 m e

OroBapHBaiOTCH

o6mne

xapaRTepMCTMKH CKonjieHMH raJiaKTMK Ilep-

ceft I, na ocHOBaHHH o6pa6oTKH HeKOToporo KOJumecTBa riJiacTMHOK

122

cm

WMMflTOBCKOH KBMepu IlajiOMapcKOH

06cepBaTopnn.

18

Z pracowni i obserwatoriów

THE CLUSTER OF GALAXIES PERSEUS I

A b s t r a c t

The general characteristics of the cluster are discussed on the basis of several photographs taken by the 122 cm Schmidt at the Palomar Observatory. W toku pierwszego etapu metody morfologicznej (tzw. „tyczenia,” albo „w b ija n ia kołków” ) w ogólnym planie badań pozagalaktycznych kierowanych przez prof, dra F. Z w i c k y ’e g o , zaszła potrzeba szczegółowego, opisowego, niesformalizowanego zbada­ nia kilku bliższych gromad galaktyk. Jako pierwszą opracowano gromadę Perseusz I. Z pomocą 122 cm teleskopu szmitowskiego górskiego obserwatorium na Palomarze wykonano oddzielnie w barwach żółtej i niebieskiej ekspozycje krótkie, średnie i dłu g ie odpowiadające w przybliżeniu (jak udało się stwierdzić ex post) wielkościom gwiazdo­ wym granicznym galaktyk 15*5, l ^ ć i 17m5 dla zdjęć żółtych oraz i y 8 , 17m2 i 18m 1 dla zdjęć niebieskich. Rozmiar każdej k lis z y odpowiada obszarowi nieba około 6 ° X 6 °. Dla zbadania obszarów przyległych użyto też oryginalnych k lis z czerwonych Palomar- skiej Służby Nieba (Palomar Sky Survey), obejmujących łącznie obszar nieba około 18° X 20°. Dla okazania widocznych kształtów gromady opracowano specjalną metodę kreślenia map, polegającą na podziale całego badanego obszaru na liczn e kwadraciki (w tym przypadku w liczbie od około 600 do około 7000 dla jednej mapy) i zaczernianiu w poszczególnych kwadracikach powierzchni proporcjonalnej do liczby znajdujących się wewnątrz nich galaktyk. W przypadku obszarów o skomplikowanej strukturze, do jakich należy okolica gromady w Perseuszu, taka metoda jest lepsza od metody znacze­ nia poszczególnych galaktyk kropkami, jak również od metody kreślenia izodens. Otrzy­ mana mapa przedstawia się podobnie jak fotografia w siatkowej technice drukarskiej; daje ogólny obraz oraz zarys fragmentów struktury gromady i struktury absorpcji. Na podstawie otrzymanych w ten sposób map, stwierdzono istnienie silnie zagęszczonego jądra gromady składającego się z galaktyk n ajjaśniejszy ch. Jądro oglądane w barwie żółtej jest przesunięte około 1/4 stopnia na zachód względem obrazu jądra oglądanego w barwie niebieskiej. W odległości około 2 ° od jądra stwierdzono występowanie pierście­ nia minimalnej gęstości widocznych galaktyk (m niejszej n iż otaczającego tła). Fakt symetrii pierścienia i jego lepszej widoczności w barwie niebieskiej n iż żó łte j, na­ suwałby interpretowanie go jako obszaru przysłoniętego przez masy ciemnej materii m iędzygalaktycznej rozłożonej w warstwie ku listej w pewnej określonej odległości od środka gromady. Występowanie w tych obszarach nieba silnej absorpcji galaktycznej nakazuje jednak pow ściągliw ość we wnioskach.

Dla uzyskania pewnych wyników ilościow ych założono symetrię obrazu gromady względem punktu. Przy tym założeniu otrzymano wybitny efekt segregacji, polegający na większej koncentracji ku środkowi gromady galaktyk jasnych n iż słabych. S iln ie js z ą koncentrację widać też na obrazie niebieskim gromady n iż na żółtym , co można intei'- pretować jako różnice populacyjne lub jako istnienie selektywnej absorpcji między­

Z pracowni i obserwatoriów

19

ZAGADNIENIE ROZRÓŻNIALNOŚCI GROMAD GALAKTYK

W RÓŻNYCH ODLEGŁOŚCIACH

K. R U D N I C K I

nPOBJIEMA BM/MMOCTM CKOIUIEHMM TAJ1AKTMK

B PA3HHX PACCTOHHMHX

K.PyAHM UKM

Pe3iOMe

rio K a3aH O , mto cKonjieHMfi raJiaKTMK, npeflJio>KeHHbie A 6e;i-jio m u IJbmkkm 3aK^ioqaK)T b c e6e m h o t o HeflO'ieTOB. B 0C0 6eHH0CTM fle-

(Jjmhhuhh A ó e JiJia He MoaceT SbiT b coBepuieHHO npHM eHeHa k npoÓ JieM aM

CKoruieHHił BToporo

nopaflKa.

IlosTOMy SojibiuMHCTBO

paSoT

oTHOCMTejib-

h o 3Toft n p o ó Jie M H , cym ecT ByioiuM X b jiM T epaT ype, c jie a y e T c^H T aT b ho- OÓOC HO BaHHbIMM.

PROBLEM OF THE VISIBILITY OF CLUSTERS OF GALAXIES AT

DIFFERENT DISTANCES

A b s t r a c t

Some inexactness in the definitions of clusters cf galaxies given by both Abbel and Zwicky are discussed. E specially the Abell definition cannot be applied at all for the problem of second order clustering. Therefore most of the known papers published about the second order clustering have no real basis.

W wykonanych ju ż i wykonywanych obecnie pracach, dotyczących statystyki gromad galaktyk, używa się dwu różnych typów definicji gromad. Pierwszy z nich, który można nazw ać typem de finicji Z w i c k y ’e g o za gromadę uważa obszar sfery niebieskiej, w którym gęstość rozm ieszczenia galaktyk przewyższa w określonym stosunku K lub większym przeciętną gęstość w danej w ielkości gwiazdowej. Drugi, mianowicie typ de finicji A b e l l a , nazywa gromadą obszar sfery niebieskiej o promieniu kątowym p

1

p = K -

,

r

gdzie K jest stalą a r — odległością rozpatrywanych galaktyk, je że li w tym obszarze znajduje się więcej n iż N galaktyk (N je s t stałe dla danej definicji).

O pierając się o elementarne wzory astronomii gwiazdowej można okazać, że przy pozostałych jednakowych warunkach gromady dalsze trudniej spełn iają warunki definicji typu Z w i c k y ’e g o n iż b liżs ze . D efinicje tego typu nie s ą w ięc niezależne od

odle-20 Z pracowni i obserwatoriów

głości. Można je wprawdzie zmodyfikować w ten sposób aby się stały niezależne od odległości, ich praktyczne zastosowanie stanie s ię jednak przez to kłopotliwe. Nato­ m iast definicje typu A b e l l a po siad ają wadę nie d a jąc ą się usunąć, że kątowe rozmiary gromady wynikają w nich z de finicji i są niezależne od rzeczywistej struktury gromady. Dlatego przy użyciu de fin icji A b e l l a niem ożliw e jest rozróżnienie kilku sąsiednich gromad od jednej gromady o wielu kondensacjach, a tym samym użycie takiej de finicji do zagadnień gromad galaktyk drugiego rzędu jest niedopuszczalne. Ponieważ wszystkie znane autorowi prace, dostarczające argumentów za istnieniem gromad drugiego rzędu, s ą oparte o definicje typu A b e l l a , n ależy uznać, że nie ina dotychczas żadnych prze­ konujących argumentów w tej dziedzinie i istnienie takich zgrupowań jest co najwyżej hipotezą.

Zdaniem autora zagadnienia statystyczne gromad galaktyk, a w szczególności za­ gadnienie zgrupcvań wyższego rzędu, powinno być rozpatrywane w oparciu o definicje typu Z w i c k y ’ e g o , przy zastosowaniu podejścia morfologii bezwymiarowej z całkowitym usunięciem się od porównywania gromad galaktyk, leżących w różnych odległościach.

ZWIĄZEK ABSORPCJI M IĘDZYGALAKTYCZN EJ Z WIELKIMI GROMADAMI GALAKTYK

K . R U D N I C K I

CB H 3b M E W M E*rAJlAKTM IECKOfó ABCOPBUMEfi M KPyriHŁJMM CKOrUlEHMHMM TAJIAKTMK

K. P y f l H H l J K M P e3K)Me

ripeA CT aBJiH iO T C H HeKOTopwe apryMeHTbi b noJib3y B b iB O fla , mto b 06- JiacTHX He6a, rae Haxoflsrrca KpyriHefturae CKonjieHHH KaTaJiora rajiaKTHK u CKonjieHHił rajiaK im UBHKKW-Xapuor-Bmibfl, cymecTByeT Me*raJiaKTH- MecKaa a6cop6ijna.

THE CORRELATION BETWEEN THE LARGE CLUSTERS O F GALAXIES AND THE INTERGALACTIC ABSORPTION

A b s t r a c t

Argument of existing of the intergalactic absorption in regions of the sky, occupied by the largest clusters listed in the catalogue of galaxies and clusters of galaxies by Zwicky-Herzog-Wild are indicated.

W obszarach I tomu katalogu Zwicky’ego-Herzoga-Wilda, w których znajdują się najw iększe blisko leżące gromady galaktyk, występuje m niejsza stosunkowo liczb a

Z pracowni i obserwatoriów 21 widocznych gromad odleglejszych. Zastosowano metodę e lim inu jącą możliwe błędne zaliczenia gromad dalszych jako kondensacji w gromadach bliższy c h . Wynik przemawia więc na korzyść przypuszczenia, że absorpcja m iędzygalaktyczna zw iązana jest z roz­ ległymi gromadami galaktyk.

F O T O G RA FICZN E OBSERW ACJE KOMETY HUMASONA (1961e)

C H . K E A R N S , K. R U D N I C K I

W T O rP A Ś W ^E C K M E HABJIffl/IEHHfl KOMETbl XAMACOHA (1961e) *Iepjic K a p H C u Kempa# PyflHMqKM

P e s i O M e

O roB ap w B aio T cfl chmmkm R O M e r a X a M a c o H a , cflejiaH H M e 122 c m ujmma- TOBCKoii K a M e p o ii

najioMapcKoii 06cepBaTopHM,

M3 K 0T 0pbix b h a h b ho- oÓMKHOBeHHafl CTpyKT ypa xBOCTa.

PHOTOGRAPHIC OBSERWATIONS O F THE HUMASON COMET (1961 e)

A b s t r a c t

The photographs of the comet taken by 122 cm Palomar Schmidt camera are described. The interesting ta il structure is discussed.

W ciągu lipca, sierpnia ' września 1963 wykonano k ilk a d zie siąt fotografii komety z pomocą 1 22 cm kamery szmitowskiej obserwatorium górskiego n a Palomarze. Pierwsze fotografie stanowiły z założenia pracę amatorską i były wykonane w promieniowaniu całkowitym (em ulsja Kodak 103a— D bez filtru). Poniew aż zarówno pierwsze zdjęcia własne, jak i równoczesne obserwacje spektrografiezne J . C r e e n s t e i n a wykazały liczn e osobliw ości komety (silnie rozwinięty i skomplikowany warkocz w odległości ju z 4—3 j.a ., CO+ nie tylko w warkoczu, ale i w głowie komety i inne), następnie fotografo­ wano kometę oddzielnie w promieniach niebieskich (em ulsja 103a—O bez filtru, ekspo­ zycja 10 min.) i żółtych (103a—D z żółtym filtrem, ekspozycje 15 m in.). Fotografie żółte ukazują słaby, regularny warkocz o długości około 1°, jakiego można się spodziewać u komety w tej od leg ło ści. Na fotografiach niebieskich natom iast, warkocz ma dhigość ponad 4° i wykazuje skomplikowaną budowę z fragmentami struktury śrubowej oraz lic z ­ nymi kondensacjami i ostro ograniczonymi „dziuram i” między nim i. W początku września

struktura warkocza stała się prostsza, upodabniając się do „k lasy czn e j” struktury warkoczy komet.

Próby pomiarów prędkości materii w warkoczu w ciągu lip c a i sierpnia nie udały się wobec burzliwych ruchów i niem ożności identyfikacji ostrzej zarysowanych tworów w warkoczu na zdjęciach z kolejnych dwu nocy. Dlatego w pierwsze noce września

22

Z pracowni i obserwatoriów

(2/3 i 4/5 IX ), a więc niestety wtedy, gdy warkocz komety był ju ż mniej burzliwy, wyko­ nano dwie serie po trzy zdjęcia niebieskie w odstępach około 1,5 godziny (na dłuższe interwały czasu nie pozw alała niska deklinacja komety). W obrębie obu serii łącznie udało się zidentyfikow ać 35 obiektów i pomierzyć ich ruchy. Były to kondensacje, „d ziu ry ” , włókna i węzły włókien. Wobec krótkich interwałów czasu i niew ielkiej do­ kładności pomiarów (obiekty nieco rozmyte), nie udało się wyznaczyć przyspieszeń indywidualnych obiektów. Wyznaczono natomiast prędkości, które s ą rzędu 1000 km /sek i odznaczają się dużymi nieregulam ościam i. Największe prędkości, a mianowicie około 5000 km/sek zmierzono: 1) w nocy 2/3 IX u pewnej kondensacji odległej o 2° od jądra. Prędkość jest skierowana mniej więcej radialnie; 2) w nocy 4/5 IX u pewnego włókna rozciągającego się w odległości 10* — 20 ' od jądra. W tym przypadku prędkość jest skierowana mniej więcej poprzecznie do osi warkocza. O czyw iście, zmierzone prędkości s ą rzutami prędkości przestrzennych na sferę niebieską. Nie wiadomo też, czy idzie tu o prędkości przem ieszczania się m aterii, czy o pewnego rodzaju prędkości fazowe.

FO T O E LEK T RY CZN E I SPEKTROSKOPOWE OBSERWACJE GWIAZD ZMIENNYCH DŁUGOOKRESOWYCH

J . SM A K

$0T03JIEKTPMqECKME

M

OlEKTPOCKOnMECKME

HABJIW/lEHMfl ZlOJironEPMO/IMHECKMX I1EPEMEHHHX 3B E 3£

10. C

m

an

C o fle p x a H H e

ZjMCKyTHpyiOTCH npeflB apw T ejibH bie p e3yjibT aT bi 4)0T03JieKTpnqecKM x

(UBV) m - b H e6ojibiuoii jw cnepcH H — cneKTpocKOnvmecKM X Ha6jiłOfleHMfi nepeM eHHbix 3B e3fl r a n a M: 29 - r a n a M n pu KMTa u 12 - nojiynpaBMJib- h h x . 3Be3flH H e BejHmHHbi, B u

V,

a cjiefl0 B aT ejibH 0 — n 0 K a3 aT ejin li Be T a ,

(B-V) u (U-B), HBjiHioTcfl cmibHO MCKa*eHHNMn 3(|>4)eKTaMM norjiomeHHH nojiocaM M o k h c h TMTaHa, Ti O. n o K a 3 a T e jM (U-B) nepeM eHHbix r a n a Mh-

pw Km Ta 33BMCHT T a x * e o t MHTeHCMBHOCTM SMMCMOHHbix jimhmK c e p n n B a jib M e p a . Ecjim B0c n0Jib30B a T b c a o6cepBaqnoHHbiMM 3aBMCMM0CTHMH

(U-B) -Sp H (B-V) -Sp, KOMfjWHHpOBaHHblMH C TeOpeTHHeCKHMM 3aBMCH- M0CT3MM (U-B) -Te m (B-V) -Te flJia a6c0JiK)TH0 M epH oro T eJia, t o m o * ' HO OnpefleJIHTb BJIHHHHe nOJIOC OKHCH TMTaHa Ha 3Be3flHbie BeJIMMHHbl w n oK a3aTejiM UBeTa b cMCTeMe UBV. (PeflHCKyccHH paflHOMeTpMHecKHX

AaHHblX I l e T TM T a M H M K O J l b C O H a (1 9 3 3 ), KOMÓHHHpOBaHHbM C Ha-

CTOH1UMMM AaHHblMM B CMCTeMe U B V , nO Ka3M BaeT , *ITO (JJOTOMeTpHMeCKMe CBoKcTBa nepeMeHHbix Twna MMpw KMTa BnojiHe o ó ł h c h h i o t c h n e pe M en - HOCTbK) pa 3 M e po B m T e M n ep a T y p 3 r a x 3 B e 3 fl, e c jM to jim c o npaBM jibHo y u e c T b n or^o m e H M e n ojiocaM M okmcm raT a H a .

Z pracowni i obserwatoriów 23

n ocJie n H w e aaHHbie

o

a6cojnoT H bix B H 3yajibH bix BeiiMMHHax nepeMeH- h h x T u n a M n p ij K w Ta, ncnpaB JieH H bie

3a cm8t norjiomeHMH nojiocaMH okh-

cm TOTaHa, ri03B0JiHK)T nojiyMHTb a6coJiK)THbie 6oJioM eT pw qecK ne Bejrn- MHHbl 3THX 3 B e3 fl. Ilep eM e H H bie n03AHeSlUMX cneKTpaJIbHbIX KJiaCCOB

u

flJiMHeraiiMX nepMOflOB,

Sojiee

c jia 6 b ie b lUKajie

Mv

0K a3b iB ai0T ca

caMbi-

MH flpKMMM B

UlKaJie

.

I’ HO TO ELEC T RIC ANI) SPECTRUSCOPIC OBSERVATIONS O F LONG PER IO D V ARIA BLE STARS

Su m m ary

Preliminary results of the photoelectric (UBV) and low dispersion spectros­ copic observations of 29 Mira-type and 12 semi-regular M-type variable stars are discussed. B and V magnitudes, and consequently (B-V) and (U-B) color indices are strongly affected by the absorption in the TiO bands. (U-B), s of Mira-type variables depend also strongly on the intensity of the emission lin es of the Balmer series. The influence of the TiO bands on magnitudes and colors in the UBV system is determined from the observational (U-B) — Sp and (B-V) — Sp relations combined with the theoretical, black body, (U-B) — Te nad (B-V) — Te relations. Rediscussion of radiometric data by P e t t i t and N i c h o l s o n (1933) combined with the present UBV data shows that the photometric properties of Mira-type variables can be entirely explained by the variations in radii and temperatures of these stars, provided the absorption in the TiO bands is properly taken into account. Absolute bolometric magnitudes of Mira-type variables are determined from recent data for the absolute visual magnitudes ( O s v a l d s and R i s l e y , 1961), corrected for the TiO absorption. Variables o f later spectral types and longer periods, fainter in the A/j/-scale, are brighter in the A^0j-scale.

W styczniu 1962 roku autor, na prośbę Dra W. P . B i de Im an a, w łączył do swego programu obserwacji fotoelektrycznych w systemie UBV, realizowanego w Obserwato­ rium L ick a , gwiazdę R Hydrae — znaną zmienną typu Mira. Ju ż pierwsze pomiary poka­ zały, że obserwacje wielobarwne gwiazd tego typu — dotąd nie wykonywane — mogą dostarczyć interesujących wyników. Przyczyniło się to do podjęcia odpowiedniego programu obserwacyjnego, którego wstępne wyniki omawia n iniejsze streszczenie.

Program obejmował obserwacje fotoelektryczne w systemie UBV 29 zmiennych typu Mira, głównie w fazach bliskich maksimum. Obserwacjom tym towarzyszyły obser­ wacje spektroskopowe w małej dyspersji*. D la celów porównawczych zebrano też analogiczny m ateriał fotometryczny i spektroskopowy dla 12 zmiennych długookreso­ wych pólregulam ych, oraz 23 standardów — niezmiennych i nieregularnie zmiennych olbrzymów typów MO—M8.

Wyniki pomiarów fotometryczny ch podsumować można w formie następujących stwierdzeń:

* Pomiary fotometryczny prowadzone były przy pomocy 36’ * reflektora Crossleya i 22 reflektora Tauchm anna. Spektrogramy otrzymywane były na k lis z a c h Ila-O Kodaka przy pomocy spektrografu mgławicowego 36 "reflektora Crossleya; dyspersja 430 A/mm przy HT.

24 Z pracowni i obserwatoriów

1. Zmiany wskaźników barwy w iększości zmiennych typu Mira maję charakter regu­ larny. (B-V) ulega niewielkim zmianom rzędu 0™2; maksimum następuje ok. 0.2—0.3 fazy p r z e d maksimum jasności wizualnej (F), a minimum odpowiednio 0.2—0.3 fazy po maksimum)''. Zmiany (U-B) s ą niemal zwierciadlanym odbiciem zmian jasności wizualnej; minimum {U-B) pokrywa się w fazie z maksimum V. Zmiany (U-B) są przy tyra dość znaczne, wynosząc przeciętnie kilkanaście procent zmian V. Kilka z obserwo­ wanych gwiazd odbiega od opisanego wyżej schematu b ą d i nieregularnymi zmianami

(B-V), bądź też (tylko 3 gwiazdy) — obydwu wskaźników barwy. Nie wykluczone, że

są to anomalie występujące tylko sporadycznie, w pojedynczych cyklach. Zmienne półregulame, odznaczające się w ogólności znacznie mniejszymi amplitudami, wyka­ zują podobne prawidłowości w zmianach V i (U~B); zmiany (fl-PO są bardzo niew ielkie. 2. Na diagramie (U-B)-(B-V) standardy — olbrzymy typów M le żą na przedłużeniu zależności dla olbrzymów typów G i K . Zmienne typu Mira, a także zmienne półregulame, jak również zmienne nieregularne typów M5-M8 le żą p o n a d zależnością standardową, wykazując znaczne nadwyżki ultrafioletowe. Zmienne typu Mira zakreślają przy tym „p ętle ” o dość dużej am plitudzie. Rysunek 1 pokazuje takie „ p ę tle ” dla 3 zmiennych

Z pracowni i obserwatoriów 25

0 regularnym przebiegu zmienności, oraz dla jednej (R UMa), której zmiany (B-V) miały nietypowy charakter. W maksimum jasności wizualnej nadwyżki ultrafioletowe zmien­ nych typu Mira o sięgają minimum i zawierają się w granicach 0.m2— 0Lm5. Na uwagę zasługuje fakt, że zmienne o mniejszych nadwyżkach maję systematycznie większe prędkości przestrzenne.

W oparciu o materiał spektroskopowy wyznaczono (w umownych jednostkach) inten­ sywności pasm tlenku tytanu, A 4761, 4804, 4847 i A 4584, 4626, 4667, tworząc z nich pewną średnią, i (TiO); wyznaczono również intensywności linii Ca I A 4226, oraz linii emisyjnych Hy i H5. Ze względu na niewielką dyspersję, pomiary te nieznacznie tylko przewyższają dokładnością jakościowe oceny wizualne, są jednak obiektywne 1 eliminują efekty związane z charakterystyką kliszy.

W oparciu o dane dla gwiazd-standardów oraz zmiennych półregulamych ustalono zależności Sp — i (TiO). Zależność ta wykazuje w obrębie późniejszych podtypów dość znaczny rozrzut, przy czym istnieją pewne systematyczne różnice między gwiaz­ dami — standardami i zmiennymi półregulamymi. Istnieją też wyraźne korelacje

Sp — i (A 4226) oraz i (A 4226) — i (TiO).

Porównanie danych spektroskopowych z fotometrycznymi pozwala na stwierdze­ nie następujących faktów:

3. Minimum intensywności pasm tlenku tytanu oraz lin ii A 4226, a zatem najwcześ­ niejszy typ widmowy, przypadają na maksimum jasności wizualnej. Linie emisyjne Hy i HS pojawiają się 0.2—0.3 fazy przed maksimum i osiągają największą intensyw­ ność w maksimum, lub nieznacznie po maksimum jasności V. Wnioski te pozostają w zgo­ dzie z wcześniejszymi wynikami innych autorów (patrz np. M e r r i l l 1940).

4. Istnieje silna korelacja i (TiO) — (U-B) dla gwiazd-standardów oraz zmiennych półregularnych (rys. 2). Zmienne typu Mira odchylają się systematycznie od tej zależ­ ności. Wyraźna korelacja między wielkością tych odchyłek i intensywnością linii emisyjnych wodoru wskazuje, że (U-B) zależy również silnie od obecności i intensyw­ ności tych linii. Ta dodatkowa zależność może też tłumaczyć istnienie pewnych drob­ nych nieregulamości w przebiegu krzywych (U-B). Korelacja i (TiO) — (U-B) wskazuje na możliwość czysto fotometrycznego klasyfikowania gwiazd typu M; w przypadku zmiennych typu Mira konieczny byłby przy tym dodatkowy pomiar intensywności linii emisyjnych wodoru. W przeciwieństwie do (U-B), drugi wskaźnik barwy — (B-V) — jest w przybliżeniu jednakowy dla gwiazd różnych podtypów widmowych: istnieje jednak znaczny rozrzut wartości (B-V), zwłaszcza dla zmiennych typu Mira.

Zebrany materiał obserwacyjny pozwala na dyskusję wpływu pasm TiO na jasności i barwy olbrzymów typu M. Z rozmieszczenia pasm TiO w widmie wiadomo przy tym, że wpływają one na jasności B i V, a zatem na obydwa wskaźniki barwy. Oceny tego efektn dokonano w ramach następujących założeń. Parametr i (TiO) związatf można, poprzez za­ leżności i (TiO) — Sp i Sp — Tet z temperaturą efektywną gwiazdy, której znajomość po­ zw ala—w zasadzie—na podanie teoretycznych barw gwiazdy nie zawierającej w atmo­ sferze tlenkn tytanu.Porównanie zależności obserwowanych: ({/- B ),^- /JitT iO jJi ” fi L*(TiO)J * const, z analogicznymi zależnościami teoretycznymi: (U~B\eolm Fi (Te) * ( ^ “^)teor" (Tf ) pozwala zatem - w zasadzie - na wyznaczenie wpływu pasm TiO, ł>Ti0(U-B) i 8 r i 0 (B-V), w funkcji i (TiO) lub Tf , jako różnic Ft - fi i F 2- f2. W obecnej

dyskusji ograniczono się z konieczności do przybliżenia ciała doskonale czarnego. Z a ­ stosowanie tak uproszczonego opisu wydaje się częściowo usprawiedliwione przez następujące okoliczności: a) głównym czynnikiem określającym barwy gwiazd typu M jest, obok temperatury, właśnie absorpcja w pasmach TiO; b) dwa inne ważne czynniki: absorpcja w liniach metali i absorpcja przez ujemny jon wodoru, niezwykle zresztą trudne do uwzględnienia, kompensują w znacznym stopniu swój wpływ na barwy.