Postępy Astronomii nr 1/1958

POSTĘPY

ASTRONOMII

C Z A S O P I S M O

POŚ WIĘCO NE U PO W SZ E C H N IA N IU

W IE D ZY A STR ON O M IC ZN EJ

PTA

TOM VI — ZESZYT 1

1

9

5

8

K R A K Ó W — S T Y C Z E Ń — M A R Z E C 1 9 5 8

P A Ń S T W O W E

W Y D A W N I C T W O

N A U K O W E

SPIS TREŚCI ZESZYTU 1

A R TY K U ŁY

I. A 1 m a r, Astronom ia n a W ę g rzech ... 3 M. K a m ie ń s k i, N ieznana kom eta z roku około 2008 przed Chr. była

prawdopodobnie kom etą H ałłeya... 10

Z PRACOW NI I OBSERW ATORIÓW

J . S m a k , Rozmieszczenie w apnia międzygwiazdowego w kierunku prostopadłym do płaszczyzny G -a la k ty k i...15

Z L IT E R A T U R Y N A U K O W EJ

J . S m a k , B adania fotom etryczne najmłodszych grom ad gwiezdnych 17 K. S e r k o w s k i, Gwiazdy w stadium grawitacyjnego kurczenia się

odkryte w asocjacji w O r i o n i e ... 20 J . S m a k , O klasyfikacji gwiazd niestacjonarnych ty p u T Tauri . . 22

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

PO ST ĘP Y

ASTRONOMII

K W A R T A L N I K

T O M VI — Z E S Z Y T 1

K R A K Ó W

•

S T Y C Z E Ń — M A R Z E C

1958

P A Ń S T W O W E

W Y D A W N I C T W O

N A U K O W E

KOLEGIUM REDAKCYJNE

Redaktor Naczelny:

Stefan Piotrowski, Warszawa Członkowie:

Józef Witkowski, Poznań Włodzimierz Zonn, Warszawa

Sekretarz Redakcji: Kazimierz Kordylewski, Kraków

Adres Redakcji: Kraków 2, plac N a Groblach 8 m. 4 Adres Sekretariatu: Kraków 2, ul. Kopernika 27 m. 4

[ UNIWERiWf:

P A Ń S T W O W E W Y D A W N I C T W O NA U KO W E — O D D Z . W K R A K O W IE Kraków, ul. Smoleńsk 14

Nakład 442+88 eg z. Podpisano do druku 19. I. 1958 Arkuszy wyd. 1,75, ark. druk. 1,5 Druk ukończono w lutym 1958 Papier druk. sat. 70 g, ki. V, 70)^100 Nr zamówienia 679/57

Do składania 14. XI. 1957 Cena z ł 10.— S-31 DRUKARNIA UNIW ERSYTETU JAGIELLOŃSKIEGO KRAKÓW, CZAPSKICH 4

Astronomia na Węgrzech

IVAN ALM AR

(Obserwatorium Konkoly, Budapeszt)

W ciągu ostatnich pięciu wieków historia astronomii na Węgrzech

wiąże się ściśle z dziejami kraju. A dzieje te — podobnie jak dzieje wielu

krajów Europy wschodniej — to prawie nieustanna walka przeciwko

inwazji tureckiej, a później przeciw kolonizatorskiej polityce Wiednia.

Łatwo pojąć, że w tych nie sprzyjających warunkach nauka węgierska

w swej całości rozwijała się nierównomiernie. A tymczasem szczególnie

ten dział wiedzy, jakim jest nowoczesna astronomia, leży całkowicie

odłogiem, jeśli nie dysponuje dużymi i dość kosztownymi instrumentami;

wybudowanie nowego obserwatorium, które dla codziennego życia ma

bardzo małe znaczenie praktyczne, wymaga dużego wysiłku nawet od

bogatego kraju. Węgry, rujnowane wielokrotnie przez wojny w ciągu

minionych wieków, rozpoczynały prace astronomiczne czterokrotnie od

nowa, a wiele z naszych obserwatoriów zostało kompletnie zniszczonych,

zanim ich możliwości mogły być w pełni wykorzystane.

Pierwsze próby dokonywania pomiarów astronomicznych na Węgrzech

związane są z imieniem słynnego niemieckiego astronoma X V wieku,

R e g i o m o n t a n a . W latach 1467—1471 Regiomontanus był profesorem

astronQmii na nowo powstałym uniwersytecie w Preszburgu (dziś B ra ­

tysława) i prowadził także obserwacje w Esztergomie. B yły to lata po­

myślności Węgier pod rządami popularnego króla Węgier i Czech, Macieja

Korwina, który był wielkim protektorem nauk. Pierwszy almanach,

w nowoczesnym znaczeniu tego słowa, wydany w r. 1474, dedykowany

był przez Begiomontana królowi Maciejowi, Regiomontanus zaś otrzymał

mnóstwo pieniędzy za swe dzieło.

Po śmierci Macieja, przez przeszło dwa i pół wieku, astronomiczne

badania na Węgrzech zamarły całkowicie. W latach, kiedy Kopernik,

Kepler, Galileusz i Newton dokonali rewolucyjnych zmian w tej dzie­

dzinie, w wyniku których cala koncepcja otaczającego nas wszechświata

została oparta na naukowych podstawach — w pobliskich Węgrzech nikt

nie miał możliwości zajmować się gwiazdami. B y ł to okres ciągłych walk

z Turkami i z Austrią.

I. Almar

Dopiero wiek X V III przyniósł Węgrom pokój i nie należy się dziwić,

że bezpośrednio po wojnie pojawiły się w kraju trzy nowe obserwatoria.

Pierwsze należało do uniwersytetu

a v

Nagyszombat (dzisiejsza Trnava,

1735), założycielem drugiego był arcybiskup Egeru (1786), trzecie powstało

w Gyulafehćrvar (rum. Alba Julia) (1794). To ostatnie, mimo najlepszego

wyposażenia (gnomony, kw adranty i teleskop Newtona) szybko zeszło

do roli muzeum z powodu braku naukowego, fachowego kierownictwa.

Człowiek, który najwięcej wysiłku włożył — z mniejszym lub większym

powodzeniem — w budowę podstaw węgierskiej astronomii, nie mieszkał

na Węgrzech, ponieważ nie znajdował tam pola do pracy naukowej.

Maksymilian H e li, światowej sławy dyrektor obserwatorium wiedeńskiego,

urodził się w r. 1720 w Selmecbanya (Banskś Sfavnica). To małe m ia­

steczko położone jest w Słowacji, tak więc dziełem dokonanym przez Helia

mogą szczycić się trzy sąsiadujące kraje. Największą zasługą Helia

moim zdaniem — było zorganizowanie wielu stacji astronomicznych na

Węgrzech, a przede wszystkim obserwatorium w Nagyszombat, które,

przeniesione w r. 1777 do Budy, stało się fundamentem pierwszego, po­

ważnego węgierskiego instytutu astronomicznego, zbudowanego na wzgó­

rzu Gellćrta, w Budzie, w latach 1813—1817.

Zanim przejdziemy do omawiania tego drugiego okresu historii wę­

gierskiej astronomii, chciałbym wspomnieć o pewnym fakcie z życia Helia,

który miał wielkie znaczenie dla całkiem innej dziedziny naukowej, mia­

nowicie filologii. W roku 1769, kiedy Heli udał się do Yardó, aby tam

obserwować ważne przejście Wenus przed Słońcem (otrzymał wtedy do­

skonały wynik 8','70 dla paralaksy Słońca) towarzyszył mu młody wę­

gierski astronom nazwiskiem S a jn o v ic s . Yardo leży daleko na północy

Europy, a o mieszkańcach jego, Lapończykach, żyjących w prymitywnych

warunkach, wiadomości były wówczas bardzo skąpe. Sajnovics zauważył,

że język Lapończyków jest nieco podobny do węgierskiego i tak powstało

bardzo ważne dzieło pod tytułem : Demonstratio idioma Hungarorum

et Lapporum, idem esse, w którym autor dowodził, że znalazł pokrewne

plemiona na północy Europy. Przed publikacją tej książki nie wiedziano,

gdzie szukać pokrewnych Węgrom ludów na świecie, gdyż — jak wia­

domo — język węgierski nie ma żadnych związków ani ze słowiańskimi,

ani z indogermańskimi językami.

Historia obserwatorium „Urania11 na wzgórzu Gellerta rozpoczęła

się pomyślnie w r. 1815. Trzech monarchów przybyło do Budy na uro­

czystość otwarcia, a pod dwiema wielkimi kopułami obserwatorium zgro­

madzono najdoskonalsze podówczas instrum enty (przeważnie instrum enty

południkowe, wykonane przez R e i c h e n b a c h a w Niemczech). Niestety,

obserwatorium nie miało personelu naukowego, zdolnego do prowadzenia

poważnych obserwacji. Początkowo, kolejni kierownicy (P a s q u ic h , Li t

-Astronomia na Węgrzech

t r o w i T i t t e l ) pracowali przeważnie samotnie, a po r. 1831 tylko jeden

młody naukowiec mieszkał w instytucie.

Mimo to sława obserwatorium była jeszcze duża, a G a u s s polecał

swego słynnego ucznia, E n c k e g o na kierownika „Uranii“. Rząd wie­

deński jednak nie zgodził się na to.

Tragedia instytutu dokonała się w czasie węgierskiej rewolucji 1848 r.

Austriacki generał, broniący Budy w maju 1849 r. przed powstańczą

armią węgierską, podpalił obserwatorium ze względu na jego strate­

gicznie ważne położenie. W ciągu dwóch tygodni budynek uległ całkowi­

temu zniszczeniu, a prawie całe wyposażenie zostało stracone z w yjąt­

kiem cennej biblioteki (obecnie znajduje się ona w naszym Instytucie).

Klęska, jak ą zakończyła się rewolucja, spowodowała także upadek

innego nowego obserwatorium znajdującego się właśnie w stadium powsta­

wania. Założyciel jego, Karol Nagy, właściciel ziemski, wybudował właśnie

tuż przed wojną kopułę w Bicske. Walczył jednak później przeciwko

cesarzowi i po r. 1849 musiał emigrować do Francji, gdzie napisał kilka

astronomicznych książek o kometach.

W drugiej połowie ubiegłego stulecia astronomia rozwija się coraz

szybciej. W wielu krajach wybudowano potężne teleskopy (przede wszyst­

kim największy refraktor w Pułkowie, w Rosji), a ilość publikacji doty­

czących astronomii wzrosła gwałtownie. Ale w tych latach, między 1849

a 1871 rokiem, nie było na Węgrzech ani jednego teleskopu!

Nowy renesans węgierskiej astronomii jest ściśle związany z nazwi­

skiem Mikołaja K o n k o l y - T h e g e . Był to bogaty właściciel ziemski.

Podróżując po zachodniej Europie, studiował astronomię, mechanikę,

meteorologię i nawigację. Po powrocie na Węgry zakupił dwa małe refrak-

tory i założył prywatne obserwatorium w Ogyalla (słowackie Hurbanowo).

Obserwatorium to rozbudowywał wielokrotnie. Konstruując samodzielnie

spektroskopy i teleskopy, Konkoly stał się pierwszorzędnym specjalistą

w spektroskopii i fotografii. Razem ze swoimi współpracownikami sporzą­

dził na przykład katalog spektralny 1048 jasnych gwiazd, odkrył 6 linii

w widmie komet i zorganizował po raz pierwszy na Węgrzech zespołowe

obserwacje meteorów.

Największą

zasługą Konkoly’ego jest przekazanie przez niego

obserwatorium w r. 1899 państwu. Upaństwowienie obserwatorium stwo­

rzyło możliwość dalszych badań i zapewniło astronomom ciągłość pracy.

W ostatnich latach istnienia obserwatorium Konkoly’ego w Ogyalla praco-

Avano

tam przy użyciu 10-cal., 8-cal., 6-cal. i dwóch 4-calowych refrakto-

rów oraz małych teleskopów do obserwacji Słońca. Kiedy Konkoly został

dyrektorem Instytutu Meteorologicznego, obserwatorium prowadziło tylko

pewne prace wizualne i fotograficzne.

o

1. Alm,dr

tferenie Węgier trzy inne obserwatoria (w Heróny, Kiskartal i Kalócsa).

Przykład Konkoly’ego wywarł wielki wpływ na posiadaczy ziemskich. Z nau­

kowego punktu widzenia tylko pierwsze i trzecie obserwatorium miało

jakieś znaczenie. Bracia G o t h a r d w Herćny konstruowali bardzo dobre

teleskopy, a Eugeniusz G o t b a r d odkrył — fotograficznie! — centralną

gwiazdę w mgławicy planetarnej Liry. Gothard i Konkoly należą do pio­

nierów stosowania fotografii w astronomii. Warto również wspomnieć

0 innym, małym obserwatorium zbudowanym na dachu szkoły średniej

w Kalócsa (a założonym przez biskupa H a y n a l d a ) . Obserwatorium miało

głównie stanowić pomoc w nauce szkolnej — co było czymś całkiem no­

wym w Europie w końcu ubiegłego wieku. Praca naukowa w obserwa­

torium Haynalda, prowadzona z pomocą 7-calowego teleskopu i spektro­

skopu, jest ściśle związana z nazwiskiem ojca F ć n y i , który pilnie obser­

wował wybuchy na Słońcu przez 32 lata! Zebrany przezeń materiał obser­

wacyjny posiada wielką wartość ze względu na dokładność i jednolitość

pomiarów.

Po pierwszej wojnie światowej Węgry utraciły obserwatorium w Ogyalla.

Należy ono do Czechosłowacji i stanowi część Instytutu Geofizycznego.

Zespół pracowników obserwatorium, pod dyrekcją Antoniego T a s s a , prze­

niósł się do Budapesztu w poszukiwaniu nowego, odpowiedniego miejsca

pracy. Po wielu latach spędzonych na małej wsi, z dala od cywilizacji,

pragnieniem ich było zbudowanie obserwatorium możliwie blisko miasta.

N iestety, wybrane wtedy miejsce na szczycie Svabhegy obecnie okazało

się bardzo niewłaściwe z powodu rosnących świateł miejskich i silnych

dymów ciągnących znad miasta. Wschodnia część nieba nie nadaje się

tam obecnie zupełnie do badań. Ale w latach 1921—22, kiedy pierwsza

kopuła była zbudowana, trudno było to przewidzieć. Niemniej jednak

w r. 1926 konstrukcja nowego, 24-całowego reflektora została ukończona

1 rozpoczęto prace badawcze.

Plan prac Obserwatorium Konkoly na Svabhegy w tych wczesnych

latach istnienia obejmował głównie dwa działy. Brak instrumentu o dużym

polu widzenia zmuszał kierowników obserwatorium do szukania specjal­

nych obiektów — jak gwiazdy zmienne, gromady kuliste, małe planety.

Obserwacji i obliczeń dotyczących asteroidów dokonywał Jerzy K u l i n .

Odkrył on dwie komety i wiele asteroid przy pomocy 24-calowego reflek­

tora. Niektóre z nich otrzymały węgierskie nazwy, jak Buda, Konkolya,

Bolyai itp. Mierzył położenie setek obiektów i obliczał ich orbity.

Plan badań gwiazd zmiennych pod kierunkiem dr. Laszló D e t r e

(obecnego dyrektora obserwatorium) i jego żony, Julii B a l a z s , rozpo­

częła publikacja o zmianach okresu i krzywej jasności AB Her (w r. 1939).

Autorzy dowiedli, że zmiany te nie mogą być wyjaśnione nakładaniem

się drgań wyższego rzędu. Jednocześnie rozpoczęli oni obserwacje innych

A stronom ia na Węgrzech

₇

gwiazd zmiennych typu E E Lyr (jak E E Lyr, EW Dra, AC And, E E Leo

itp.), wykazując duże okresowe i wiekowe zmiany w długości okresu

w momencie i wielkości maksimum i w kształcie krzywej jasności. 9 prac

opublikowanych w serii Komunikatów Obserwatorium Konkoly, doty­

czących tzw. efektu Błażki gwiazd typu E E Lyrae, stanowi przykład bardzo

interesujących i poważnych prac dokonanych przez dra Detre i jego współ­

pracowników na tym polu.

Postęp stał się jeszcze szybszy po wyzwoleniu, kiedy obok pracy foto­

graficznej zaczęliśmy używać fotokomórki. Jednocześnie In sty tu t został

rozbudowany: powstał dział fizyki słonecznej (kierownik dr L. D ezso)

i statystyki gwiezdnej (pod kierunkiem prof. J . F ó ld e s a ). Zanim przej­

dziemy do omówienia obecnej pracy naukowej, chciałbym krótko przed­

stawić aktualne wyposażenie Obserwatorium Konkoly. In sty tu t leży na

wysokości 474,4 m nad poziomem morza, na wzgórzu zwanym obecnie

Szabadsaghegy (Góra Wolności), w lesie. Poza budynkiem głównym,

w którym są biura, laboratoria i mieszkania — znajduje się tu 6 kopuł.

Najważniejszym instrumentem w sekcji astrofizycznej jest 24-calowy

teleskop z dużą celownicą (refraktor o średnicy 30 cm, długość ognisko­

wej 4,5 m). Długość ogniskowej teleskopu wynosi 3,6 m w ognisku Newtona

i ponad 15 m w ognisku Cassegraina. Część optyczna teleskopu oraz ko­

puła (o wysokości 14 m) wyprodukowane zostały w zakładach Zeissa.

Euchoma podłoga umożliwia wygodne przeprowadzanie obserwacji. Do

wyposażenia reflektora należą również dwie fotokomórki i używany jest

on do prac fotoelektrycznych z różnymi filtrami.

Fotograficzne obserwacje gwiazd ty p u E E Lyr — prowadzone w ciągu

20 lat prawie bez przerwy — są specjalnym zadaniem 7-calowego astro-

grafu. Jest to dość stary, ale niezawodny instrum ent i zapewnia jedno­

rodność wszystkich pomiarów. Trzeci teleskop (10-cal. reflektor zaopa­

trzony w fotokomórkę) obecnie jest w budowie.

Dział fizyki słonecznej posiada 10-calowy fotoheliograf ze specjalnym

filtrem pracującym na liniach H a i D 3, oraz kilka mniejszych teleskopów.

Obecnie konstruuje się także spektrohelioskop typu Hala. W końcu

posiadamy 9-centymetrowy instrum ent przejściowy, ustawiony w pawi­

lonie południkowym.

Widać z powyższego wyliczenia, jak skromne jest nasze obserwatorium.

Obsada personalna In sty tu tu — należącego do Węgierskiej Akademii Nauk —

jest także nieliczna. Pod kierunkiem L. Detre (członka Międzynarodowej

Unii Astronomicznej i Węgierskiej Akademii Nauk) pracuje tylko 7 p ra ­

cowników. Ogólna ilość zatrudnionych wynosi 24 osoby.

Trudno jest podsumować pracę naukową obserwatorium. Zdajemy

sobie sprawę, że program pracy dwóch głównych sekcji ma pewną wartość

naukową z astrofizycznego i kosmogonicznego punktu widzenia, ale bez

8

1. Almdr

ściślejszej współpracy międzynarodowej trudno nam było porów nać n a ­

szą pracę z pracą innych obserwatoriów. Dopiero p o b y t dwóch delegacji

astronom ów węgierskich w Związku R adzieckim dwa la ta tem u, a w szcze­

gólności m iędzynarodow a konferencja, k tó ra odbyła się w Budapeszcie

w

lecie 1956 roku, dały nam doskonałą okazję do przeprow adzenia

takiego porów nania. N a konferencję przybyło 20 gości ze Związku R a ­

dzieckiego, H olandii, Niemiec, Chin, Polski, Czechosłowacji, Belgii i Włoch,

między innym i słynni astronom owie: K u k a r k i n , P a r e n a g o , M as-

s e v ic h , K u lik o w s k y , H o f f m e i s t e r , W a l r a v e n , R o s in o , van H o o f

i S v e s t k a ; mówili oni na konferencji o swych nowych, interesujących

badaniach

1.

Z dyskusji z naszym i kolegami wyłonił się prawdziwy obraz

pracy O bserwatorium Konkoly. P raca ta znalazła swoje odbicie głównie

w następujących referatach.

R ozpraw a Ju lii Balazs o nagłych zm ianach okresu R W D ra była

doskonałym przykładem znaczenia w spółpracy naukow ej. Opracowując

7000 węgierskich i 1700 holenderskich obserwacji (poczynionych w Lej-

dzie) referentka doszła do wniosku, że okres zmienił się niem al nagle po

r. 1937. Inn e referaty dotyczące: zmiennej krótkookresow ej AC A nd

(dr G u m a n ), eks-nowej, podwójnej gwiazdy DQ H er (Herczeg) i pewnych

teoretycznych badań om awiających stru k tu rę pola m agnetycznego Słońca

(dr C s a d a ) były również bardzo interesujące dla specjalisty. W końcu

chciałbym wspomnieć o obszernym studium o gwiazdach ty p u R R L yr

w mgławicach M3 i M15. O z s v a t h i I z s a k omówili wszystkie zmiany

okresu ty ch gwiazd zm iennych w ciągu 60 lat.

Tylko jeden dzień poświęcony był fizyce słonecznej. L o rant Dezsó

mówił o interesujących w ynikach — odkryciu pewnych związków między

zm ianam i plam słonecznych i innym i zjawiskami, jak efekt „wschód-

zachód“ i proporcja powierzchni półcienia do cienia. Obecnie opracow uje

się dużą rozpraw ę staty sty czn ą o w ybuchach na Słońcu.

R ezu ltat konferencji — co podkreślało wielu zagranicznych astrono­

mów — był zachęcający dla nas. P raca In s ty tu tu jest pożyteczna, a tylko

złe usytuow anie obserw atorium stoi n a przeszkodzie w jego rozwoju.

N iestety, nasz pierw otny p lan ustaw ienia nowego 90-cm teleskopu

Schm idta n a szczycie góry M atra daleki jest obecnie od realizacji z powodu

trudności finansowych.

Tylko w kilku słowach w spom nim y o popularnych obserw atoriach

w Budapeszcie, Miskolcu, Bai, Debreczynie i w innych m iastach i wsiach.

B yły one zorganizowane dopiero po wojnie i p racu ją pod kierunkiem

1 Z wielkim zainteresowaniem w ysłuchaliśm y wykładów drogich polskich gości.

Prof. S. P i o t r o w s k i m ówił o badaniach gwiazd zaćm ieniowych, a pan W o s z c z y k odczytał referat prof. W . I w a n o w s k i e j pt. W idm a gwiazd zmiennych długookresowych.

Astronom ia na Węgrzech

₉

Towarzystwa Popularyzacji Nauk Przyrodniczych i Społecznych. Mamy

wiele kłopotów z naszym czasopismem astronomicznym „Csillagok Vilaga“

(„Świat Gwiazd“); dotychczas iikazały się z nowej serii tylko numery 1 i 2.

W końcu nie można pominąć milczeniem pewnych konsekwencji

wypadków październikowych 1956 r. Samo obserwatorium, na szczęście,

nie ucierpiało podczas walk ani nikt z pracowników nie został ranny,

ani zabity. Niemniej węgierska astronomia poniosła straty z końcem

ubiegłego roku; czterej młodzi astronomowie opuścili nasz kraj i pracują

obecnie w obcych (niemieckich i szwajcarskich) obserwatoriach. Brak

tych pracowników odczuwa się jeszcze, ale mamy nadzieję, że nasi nowi,

młodzi koledzy, rychło ich zastąpią. Rozwój naszego Instytutu jest ciągle

pilnym problemem, a nowy plan jest obecnie dyskutowany.

O ile mi wiadomo, żaden z węgierskich astronomów nie odwiedził

dotąd Polski. Niemniej czołowi astronomowie Polski i Węgier nawiązali

już przyjazne, osobiste kontakty. Cieszę się bardzo, że miałem sposobność

studiować w słynnym Obserwatorium Astronomicznym w Toruniu. Mam

nadzieję, że moja wizyta może przyczynić się do powstania przyjacielskiej,

współpracy naukowej między obserwatoriami Polski i Węgier.

Nieznana kometa z roku około 2008 przed Chr. była prawdopodobnie

kometą Halleya

MICHAŁ KAMIEŃSKI

I

W słynnym dziele S. L u b ie n ie c k ie g o pt. Historia

Cometarum

A Diluvio usque ad praesentem annum, vulgaris Epochae a Christo Nato 1665

decurrentem ... Amstelodami 1667, w tomie II, na str. 28 znajduje się

następująca notatka kronikarska:

„Anno M undi 1944. Anno post Diluvium 288 Gometa in Aegypto na-

turam Batum i referens circa Alcarium in dodecatemorio Capricorni visus

est, hicque spatio 65 dierum tria signa in coelo percurrit. Hunc confusionem

linguarum et dissipationes gentium in toto terrarum orbe sunt secutae.

B e quibus Genes. X I . cap. prolixins textus dicitu (RockenbacMus). Po­

nadto, na str. 38 tejże książki, na mapie gwiazdozbiorów, pomiędzy

rogami Oapricornus a głową Aquarius, umieszczone jest małe kółko z pro­

mieniami i cyfrą 2 w środku. Należy więc przypuszczać, iż Lubieniecki

tu właśnie umieścił kometę, o której była mowa we wspomnianej wyżej

notatce. Otóż, Alcarius — z greckiego aXxap — oznacza obrona, puklerz.

Ponieważ rogi służą do obrony, więc Alcarius może oznaczać właśnie rogi

Koziorożca. Wyraz 8w8exaTe[i.óptov oznacza — dwunastą część. Jeżeli

podzielimy Koziorożca na 12 równych części, to a i fi Capricorni, położone

u podstawy rogów, znajdą się właśnie w pierwszej dwunastej jego części.

Odcyfrowanie tego fragmentu kroniki i powyższe jego objaśnienie

zawdzięczam uprzejmości prof, dra J. W i t k o w s k i e g o , dyrektora Obser­

watorium Astronomicznego w Poznaniu.

Z drugiej strony, P i n g r ó w swej Kometografii przytacza notatkę

innego kronikarza w brzmieniu następującym: „L'an 2191 ou 2024, ou 288

apres le Dóluge, et immódiatement avant la confusion des langues, vers le

Caire en Egypte on vit... une Comete dans le Capricorne; en soixante-cinq

jours elle parcourut trois signes du Zodiac“ [1]. Pingró jest nastawiony

bardzo krytycznie w stosunku do tej notatki; pisze on: „Ge sont encore

Id de pures fictions, imaginćes sans aucun fondement, et qui ne móritent

seulement pas d'etre rófutees11 [2]. Takiemu sceptycznemu podejściu

Pin-N ieznana kometa z roku około 2008 przed Ohr.

₁₁

grógo do starożytnych notatek o kom etach przeciwstawia się F . B a l d e t .

W swym katalogu kom et zachował on pewną, ilość z nich, „presąue rejetós

p ar Pingr6u, a to na tej podstawie, że niektóre kom ety b yły następnie

odnalezione w kronikach chińskich [3].

W edług chronologii S. Lubienieckiego, kom eta en question ukazała

się w r. 1944 Anno Mundi, a według obliczeń średniowiecznych uczonych

świat został stworzony w r. 3948 przed Chr. (Józef S c a lig e r ) . S. Lubie-

niecki przyjm uje dla tego zdarzenia rok 3969 przed Chr. W ten sposób

dla daty ukazania się kom ety otrzym ujem y:

3948 — 1944 = 2004 przed Chr. stosownie do J . Scaligera;

3969 — 1944 = 2025 przed Chr. stosownie do S. Lubienieckiego.

Otóż przyjm ując — faute de m ieux — średnią z tych dwóch dat, do­

chodzim y do wniosku, że ukazanie się jakiejś jasnej kom ety około r. 2014

przed Chr. mogło być ukazaniem się właśnie kom ety H alleya, która

przeszła przez swe perihelium około r. 2008 przed Chr. (v. rozdz. III).

Ponadto Lubieniecki i Pingró zaznaczają zgodnie, że kom eta ukazała

się w r. 288 „po P otop ie11. Oznacza to, że Potop miał m iejsce w roku

1 9 4 4 - 2 8 8 = 1656 Anno Mundi.

D ata ta zgadza się z analogiczną datą w ynikającą z notatki kroni­

karskiej, przytoczonej także przez S. Lubienieckiego, a odnoszącej się

do ukazania się jakiejś kom ety w r. 2312 przed Chr. Brzm i ona: „Anno

M undi 1657 hoc est, Ante Christum N atum 2 312... diluvium totam terram

obruit11 [4].

F . B aldet podaje w swym katalogu dwie m ożliwe d aty ukazania się

tej kom ety: —2191 lub —2024. Ta druga data różni się zaledwie o 10 lat

od przytoczonej wyżej średniej daty 2014 przed Chr. i eo ipso zbliżona

jest do r. 2008 przed Chr., daty ukazania się kom ety H alleya.

II

N a podstawie opisów i pozycji kom ety zaznaczonej cyfrą 2 w kółku,

w odniesieniu do sąsiednich gwiazd, autor przyjm uje dla jej współrzędnych

wartości następujące:

a = 315°,0 |

1900,0 ,

ó< = — 5°,0 )

12

'Przyjm ując na podstawie poprzednich badań nad orbitą komety Hal-

leya [5] jej elementy orbitalne dla epoki — 2007,0, autor otrzymuje:

ą = 345°,0

(o - 105°,0

i = 164°,4

e = 0,9073

-2007,0

Przy wyznaczeniu elementów n, a, oraz chwili T przejścia komety

Halleya przez perihelium, autor posługuje się danymi, zaczerpniętymi

z jego artykułu Revised List of Ancient Perihelion Passages of the Hailey's

Comet [6]. W podanej niżej tablicy T MK oznaczają cli wile przejścia komety

przez perihelium, obliczone według wzorów autora [6], w kolumnach zaś

T —P 1 oraz T —P 2 podane są te same chwile, ale obliczone cyklicznie we­

dług wzorów:

Tn = Tn+U- 1921,5

Tn = Tn+m- 1768,1 .

Tutaj n oznacza numer kolejnego ukazania się komety Halleya, li­

czony od głównej epoki początkowej T 0 = 837,00 AD.

T a b lic a 1

n Tm k T—P 1 T - P , T przyj.

- 3 6 -1 9 3 3 ,2 -1 9 3 1 ,7 -1 9 2 9 ,8 -1 9 3 1 ,6 - 3 7 -2 0 0 7 ,9 -20 0 6 ,9 -20 0 7 ,1 -20 0 7 ,3 - 3 8 -2 0 8 4 ,2 -2 0 8 3 ,2 -2 0 8 0 ,8 -20 8 2 ,7

Stąd okres obiegu r_ 37 = 0,5

(t_ 36>6 + t_ 37iB)

= 0,5(75,7 + 75,4)= 75,55 lat.

A więc

n" = 46” ,872

q = 0,5852

a = 17,895

p = 1,1512 .

I I I

Wszystkie dane powyższe oparte są bądź na obserwacjach „circa

Alcarium in dodecatemorio Capricorni11, bądź na znanych z poprzednich

badań autora elementach orbity komety Halleya. Jednak chwile przejść

komety przez perihelium nie są zupełnie dokładne, lecz ta niedokładność

nie przekracza chyba dwóch albo nawet mniej lat. W szczególności, — 37-me

ukazanie się komety może zawierać błąd w granicach około 1 lub 1,5

Nieznana kometa z rolcu około 2008 przed Chr. ₁₃

roku. A utor pozwala sobie zrobić j e d n ą tylko hipotezę — mianowicie, że chwila T _ 37 przejścia kom ety przez perihelium wynosiła dokładnie

T _ 37 = - 2 0 0 7 ,0 0 ,

a więc zaledwie o 3 m iesiące później od chwili wyznaczonej wyżej w rozdz. I I . O bliczając więc w ty m założeniu heliocentryczne i geocentryczne po­ zycje kom ety, otrzym ujem y wyniki zestawione niżej w tab licy 2. P o zy cje Słońca obliczono na podstawie znanych tab lic N e u g e b a u e r a [7].

T a b lic a 2

Data przed Chr. 2009 X I I 16,9 2008 II 22,9

Anomalia prawdziwa komety v 320°0' 93° 29'

Jej odległość od Słońca r 0,6612 , 1,2230

Długość Słońca O 249°56' 317°50'

Odległość Słońca od Ziemi R 0,9849 1,0034

Długość komety 262°4' 182°36'

Szerokość komety + 5°52' — 20°24'

Odległość komety od Ziemi 1,579 0,299

Porów nując dane tablicy 2 z n otatk ą kronikarską oraz pozycją ko­ m ety, nakreśloną na mapie przez Lubienieckiego, widzimy, że ta n otatk a odpowiada pozycji kom ety około 17 grudnia 2009 przed Chr. Odchylenie w 1 wynosi zaledwie 1°, natom iast odchylenie w [i je s t nieco za duże, bo wynosi około 6°. Można uważać jed nak ta k ą zgodę za dobrą, tym b a r­ dziej że pozycja kom ety na mapie S. Lubienieckiego nie zdaje się być dokładna. K ółko z cyfrą 2 położone je s t stanowczo za daleko od rogów Koziorożca, a także — nieco za wysoko. W yd aje się, że S. Lubieniecki umieścił je tam , gdzie był wolny obszar nieba, i gdzie lewa ręka figury W odnika nie przeszkadzała umieszczeniu kom ety bliżej do rogów i nieco niżej. A wówczas różnica w szerokości m ogłaby się znacznie zm niejszyć.

Po upływie 68 dni, czyli w chwili 2008 przed Chr. lu ty 22,9 kom eta, po zakreśleniu na niebie geocentrycznego łuku 79°5, czyli blisko trzech znaków Zodiaku, odsunęła się daleko na południową półkulę nieba. Około 19,5 lutego przesuwała się. ona po niebie bardzo szybko, co w ynika z wza­ jem nego położenia kom ety i Ziemi w pobliżu tej daty i m alej ich w zajem nej odległości, wynoszącej zaledwie 0,3. Takie wzajemne położenie Ziemi i kom ety w pobliżu zstępującego węzła I j orbity kom ety je s t ch arak tery­ zowane bardzo szybkim je j ruchem pozornym po sferze niebieskiej. Oko­ liczność tak a m iała także m iejsce przy ostatnim ukazaniu się kom ety H alleya w m aju 1910 r.

Z powyższego wynika, że kometa, która ukazała się blisko roku 2008

przed Chr., była według wszelkiego prawdopodobieństwa kometą Halleya.

L IT E R A T U R A

f l j P i n g r ś , Comitographie ow Traite H istorique et Theorique des cometes, T. I, pg. 246, P a ris 1783.

[2] P i n g r ó . Ibidem .

[3] P . B a l d e t , L istę Generale des combtes de Vorigine a 1948. „A nnuaire d u B u rea u des L o n g itu d e s", 1950.

[4] S. L u b i e n i e c k i . H istoria Cometarum etc. Vol. I I , pg. 3.

[5] M. K a m i e ń s k i , The Probable A p p a ritio n oj H ailey's Comet in 2320 BO .

A. A. Vol. 6,1.

[6] M. K a m i e ń s k i . Revised L is t of A ncien t Perihelion Passages of H ailey's Gomet. A. A. Vol. 7,2.

[7] P a u l V. N e u g e b a u e r , T afeln fu r Sonne, P la n e ten ... fu r die Z eit 4000 vor Chr,

Z PRACOWNI I OBSERWATORIÓW

Rozmieszczenie wapnia międzygwiazdowego w kierunku prostopadłym

do płaszczyzny Galaktyki

J. SMAK

N iew iele dotychczas wiadomo na tem at przynależności składowej gazowej m aterii m iędzygwiazdowej do którejś ze składowych G a la k ty k i1). W iadom ości odnośnie do tego zagadnienia m ogą być uzyskane z badań kinem atyki podsystem u, jaki tworzy gaz m iędzygwiazdowy i niezależnie z badań nad rozmieszczeniem gazu w kierunku prosto­ padłym do płaszczyzny Galaktyki.

Opracowane przez B l a a u w a [1] pom iary prędkości radialnych obłoków wskazują, że gaz m iędzygwiazdowy tw orzy podsystem płaski, podobnie jak składowa pyłow a m aterii m iędzygwiazdowej. Z drugiej jednak strony obserwacje M iin c h a [2], który w w idm ach gwiazd o dużej odległości od płaszczyzny Galaktyki odkrył silne linie m iędzy - gwiazdowe, zdają się przeczyć tem u wnioskowi. W niniejszej pracy autor zajął się w yzn a­ czeniem rozkładu gęstości wapnia m iędzygwiazdowego w kierunku prostopadłym do płaszczyzny galaktycznej bezpośrednio z analizy natężeń obserwowanych linii m iędzy - gwiazdowych II i K z jonizowanego wapnia.

W ykorzystane zostało do tego celu 189 gwiazd o dobrze znanych odległościach i znanych natężeniach lin ii K, uprzednio poprawionych na efekt krzywej w zrostu.

W pierwszej części pracy w yznaczony został przebieg zmian gęstości gazu ze w spół­ rzędną z. W yniki przedstawia tabela 1.

T a b e l a 1 2 (ps) gęstość * (jonów CaII/cm 3) 0 - 2 0 1,52 x 10-* 2 0 - 5 0 1,02 5 0 - 1 0 0 1,33 1 0 0 -2 0 0 1,04 2 0 0 -5 0 0 0,56 500 ' - 0 ,0 1 X 10-*

Średni, kwadratowy błąd w yznaczenia gęstości w danej warstwie w ynosi około 0,20 x

X 10_* jonów/cm s. Tłum aczy to ujemną wartość gęstości dla ostatniej warstw y, jaka w ypadła form alnie z obliczeń.

Z danych tabeli 1 widać, że spadek gęstości jest dosyć powolny, znacznie wolniejszy niż dla składowej pyłowej czy innych obiektów składowej płaskiej. W dalszej części pracy autor w yznaczył więc bezpośrednio z danych obserwacyjnych param etry

16

Z pracowni i obserwatoriów

rakteryzujące stopień koncentracji galaktycznej w apnia międzygwiazdowego w celu porównania ich z podobnym i danym i dla innych obiektów. Przyjm uje się zwykle dla przedstawienia zmian gęstości gwiazd i m aterii międzygwiazdowej formułę P a r e n a g o :

r z

T>(z) = D t e~ P , (₁)

w której D 0 jest średnią gęstością w płaszczyźnie galaktyki, a fi odległością, na której gęstość spada w stosunku 1: e. A utor wyznaczył param etry form uły (1), a ponadto powtórzył obliczenia dla przypadku, gdy założy się formułę:

(i)

D(z) = Do e W , (2)

w której param etry Do*' i Pi m ają ten sam sens fizyczny, a k tó ra sądząc z danych tabeli 1 winna lepiej oddawać zm iany gęstości, i k tó ra ponadto przewyższa (1) ciąg­ łością pochodnej dla z = 0. W yniki były następujące:

D „ = 1,30± 0,29 jonów/cm3 p = 302 ± 60 ps

Oo1} = 1,30 ± 0,06 jonów/cma /?, = 308 ± 27 ps.

Okazuje się więc, że koncentracja galaktyczna w apnia międzygwiazdowego jest typow a raczej dla podsystemów pośrednich niż płaskich. W szczególności, ja k to widać z tabeli 2, różni się od koncentracji galaktycznych obiektów m ających wiele powiązań morfologicznych z gazem międzygwiazdowym.

T a b e l a 2

Obiekt P(ps)

Gwiazdy ty p u 0 (T. S. O z e rn o w a [3]) 58

Nowe (I. M. K o p y ło w [4]) 182

Mgławice planetarne (P. P. P a r e n a g o [5]) 197 Składowa pyłowa m aterii międzygwiazdowej (W. Z o n n [6]) 125 T a różnica w ygląda dosyć zagadkowo w świetle wszelkich hipotez wiążących ze sobą gaz międzygwiazdowy i inne obiekty wymienione w tabeli 2, jak np. teorii powstawania gwiazd z m aterii międzygwiazdowej, w yrzucania przez gwiazdy m aterii gazowej (wy­ buchy Nowych) itp . Należy jednak pam iętać, że otrzym ane tu wyniki nie m uszą być reprezentatyw ne dla całego gazu międzygwiazdowego, zawierającego głównie wodór, i niewielkie tylko dodatki takich pierwiastków jak w apń. W tej chwili jednak brak jakichkolwiek inform acji o rozmieszozeniu wodoru w kierunku prostopadłym do płasz­ czyzny G alaktyki, gdyż jak dotąd obserwacje radiowe były prowadzone tylko w płasz­ czyźnie G alaktyki z nastawieniem n a wykrywanie jej stru k tu ry spiralnej.

L I T E RAT UR A [1] A. B la a u w , BANNo 43 6. 1952.

[2] G. M iin ch , Ap. J . 12 5, 42, 1957. [3] T. S. C z e r n o w a , A. Ż. 2 5, 327, 1948.

[4] I. M. K o p y lo v N on-stable stars, ed. G. H. H e r b ig , Cambridge 1957, str. 71. [5] P . P. P a r e n a g o , A. Ż. 23, nr 2, 1946.

Z LITERATURY. NAUKOWEJ

Badania fotometryczne najmłodszych gromad gwiezdnych

J . SMAK

Analiza wykresów H ertzsprunga-Russela dla gwiazd w gromadach otw artych umożliwiła wyjaśnienie wielu zagadnień z zakresu ewolucji gwiazd. Jednakow y wiek i skład chemiczny gwiazd w gromadzie powoduje, że wszelkie różnice w wyglądzie ciągu głównego na diagram ie H -R dla poszczególnych gromad mogą być wytłumaczone jako skutek różnicy wieku i, w mniejszym stopniu, składu chemicznego gwiazd w tych gro­ m adach. Powiązanie danych obserwacyjnych z teoretycznym i rozważaniami ewolucyj­ nym i pozwoliło J o h n s o n o w i i H i l t n e r o w i [ l ] n a wyznaczenie wieku poszczególnych grom ad oraz skonstruowanie ciągu głównego dla „wieku zero", tzn. dla momentu, w którym gwiazdy grom ady zakończyły proces formowania się z m aterii przedgwiazdo- wej i osiągnęły stan, w którym rozpoczęła się w ich wnętrzach produkcja energii w pro­ cesach term ojądrowych.

J e s t rzeczą niezwykle ważną rozpatrzenie wcześniejszego okresu życia gwiazdy, gdy znajduje się ona w stadium kontrakcji grawitacyjne], prom ieniując w mechanizmie podanym jeszcze w połowie X IX wieku przez H e l m h o l t z a i K e lv in a , zwiększając swoją tem peraturę i gęstość, co w arunkuje możliwość zapoczątkowania reakcji jądrowych.

Taki model gwiazdy został opracowany przez H e n y e y a , L e L e y i e r a i L e v ć e ’go [2]; w szczególności okazało się, że:

1) gwiazda znajdująca się w stadium kontrakcji (rys. 1) grawitacyjnej znajduje się n a prawo i powyżej ciągu głównego;

2) jasność V (w systemie UBV) gwiazdy pozostaje, w procesie ewolucji nie zmie­ niona (w pierwszym przybliżeniu), ulega natom iast zmianie (na skutek ogrzewania) barw a gwiazdy, ta k że na wykresie gwiazda ewoluuje na lewo w kierunku ciągu głównego;

3) szybkość kontrakcji zależy od masy gwiazdy. D la gwiazd masywniej szych ewo­ lucja przebiega szybciej; długość „kontrakcyjnego" okresu życia gwiazdy jest rzędu milionów lat.

J a k więc winien wyglądać wykres H -R dla gromady, której gwiazdy odbywają opisaną powyżej ewolucję? Ciąg główny może istnieć tylko dla najmasywniejszych, najjaśniejszych gwiazd, dla których proces kontrakcji już się zakończył (p. 3). Od pew­ nego miejsca na ciągu głównym gwiazdy zaczynają się od niego coraz bardziej odchylać na prawo, leżeć więc będą ponad nim, i to tym wyżej, im mniejszą masę, a więc ja s­ ność, m a gwiazda (p. 1 i 2).

Przedstawione powyżej rozważania teoretyczne znalazły ostatnio piękne potw ier­ dzenie w częściowo dopiero opracowanych obserwacjach W a lk e r a [3], [4], [5]. Rozważa­ nia odnoszące się do bilansu energetycznego wskazują, że gwiazdy ty p u O iB mogą mieć wiek co najwyżej kilku milionów lat. Gromady bogate w gwiazdy tego ty p u (asocjacje gwiezdne odkryte pr^ez Ambarcum iana) winny więc być wyjątkowo młode. D la sprawdze­ nia teorii kontrakcji grawitacyjnej należy tylko wybrać takie spośród tych gromad* w których występuje dużo gwiazd późnych typów widmowych z wolnym tempem ewo­ lucji kontrakcyjnej.

P o s tę p y A s tr o n o m ii t. V I, z. 1 2

U /N IW K S Y IE C K A )

1 8 Z literatury naukow ej

Walker opublikował dotąd wyniki fotoelektrycznej fotometrii trójbarwnej, wyko­ nanej dla gromad NOC 2264 i NOC 6530, obydwu zawoalowanych materią między- gwiazdową — fakt ważny z punktu widzenia hipotez odnośnie materii przedgwiazdo- wej. Otrzymane na podstawie tych pomiarów wykresy H -R dla obydwu gromad wyka­ zują istnienie ciągu głównego dla gwiazd wcześniejszych niż A0. Gwiazdy słabsze leżą ponad ciągiem głównym, przy czym dla NGO 2264 układają się prawie równolegle do niego, dla NOC 6530 [4] odchylenie od ciągu głównego wzrasta przy przechodzeniu do gwiazd zimniejszych (rys. 2), a więc dokładnie tak, jak przewiduje teoria.

W alker zastanawia się nad realnością tego efektu. Tak specyficzny wygląd dia­ gramu H -R może być bomem spowodowany również przez istnienie znacznie

poczer-Log Tp

Rys. 1. Przebieg ewolucji gwiazd będących w stadium kurczenia się grawitacyjnego, przedstawiony na wykresie jasność absolutna — logarytm temperatury efektywnej. Ciągi ewolucyjne obliczone.były dla gwiazd o kilku różnych masach M, przyjmując zawartość wodoru 7 4%, helu 25% . Linia ciągła przedstawia obserwowany ciąg główny

dla gwiazd w otoczeniu Słońca.

wienionych gwiazd wczesnych typów widmowych — członków gromady, lub też przez omyłkowe włączenie do gromady gwiazd leżących przed nią. Pierwsza ewentualność musi zostać odrzucona, jeśli weźmie się pod uwagę fakt, że ponad ciągiem głównym leżą wszystkie rozważane gwiazdy i że ponadto takie zjawisko zmieniłoby również wygląd dia­ gramu U -B, B-V , podczas gdy wskazuje on na jednakowe poczerwienienie dla wszystkich gwiazd gromady. Drugą ewentualność odrzuca Walker po porównaniu funkcji świecenia wyznaczonych dla obserwowanych gromad i dla obszarów sąsiadujących z nimi. Okazuje się, że udział w materiale obserwacyjnym gwiazd tła nie może przekraczać kilkunastu procent, a więc nie może odpowiadać za obserwowany efekt.

Z literatury naukowej

19

Tak więc w obydwu obserwowanych gromadach gwiazdy o typie widmowym później­ szym niż AO są obiektami świeżo powstałymi z materii przedgwiazdowej w procesie kontrakcji grawitacyjnej, wewnątrz których nie rozpoczęły się jeszcze przemiany jądrowe. Tylko gwiazdy najgorętsze zdążyły już zakończyć ten proces. Wiek obydwu gromad jest prawie jednakowy; przez porównanie z rozważaniami teoretycznymi Walker ocenia go pa 3.106 lat.

Interesujące są wnioski, jakiej można wyciągnąć z rozważań nad funkcją świecenia, wyznaczoną dla takich gromad. Z teorii wynika, że powinna ona pozostawać nie zmie­ niona w procesie ewolucji (p. 2). Walker porównuje obserwowane funkcje świecenia

Rys. 2. Wykres barwa — jasność (odpowiednik diagramu H-R) dla N O C 6530. Kółkami oznaczono gwiazdy, których położenie zostało poprawione na różniczkowe poczerwienienie. Kreski pionowe oznaczają znane zmienne, poziome — gwiazdy z emi­ sją H. Linia ciągła przedstawia ciąg główny dla „wieku 0“ wg Johnsona i Hiłtnera.

z funkcją świecenia, wyznaczoną dla gwiazd w sąsiedztwie Słońca i poprawioną na­ stępnie przez S a l p e t e r a [6] na efekt jej zmian w procesie ewolucji tych gwiazd (już nie kontrakcyjnej, lecz z produkcją energii w procesach jądrowych). Zgodność jest zadzi­ wiająca! Dopiero dla gwiazd słabszych od My — + 3 funkcje świecenia obserwowane przewyższają „oryginalną" funkcję Salpetera; może to być spowodowane efektem se­ lekcji w stosunku do słabych gwiazd w sąsiedztwie Słońca, a z drugiej strony ewen­ tualnym niedocenieniem wpływu gwiazd tła w przypadku gromad.

Okazuje się zatem, że częstość występowania różnych jasności absolutnych u świeżo powstających gwiazd w obydwu badanych gromadach jest identyczna i, co więcej, taka sama jak w przypadku gwiazd w okolicy Słońca w okresie ich powstania. Taka „stan- dardowość" jest, trzeba przyznać, dosyć nieoczekiwana.

% literatury naukow ej

W a rto poświęcić jeszcze k ilk a słów gw iazdom ty p u T T au ri, ja k ic h wiele zn a jd u je się w b ad a n y ch przez W a lk e ra gro m ad ach [5]. W szystkie one z n a jd u ją się w obszarze o b jęty m przez m odel k o n tra k c y jn y H enyeya, L e L eviera, Levóe’go; W alk er przypuszcza, że isto tn ie gw iazdy te są w sta n ie k o n tra k c ji g raw ita cy jn e j, co je s t w zgodzie ze w szy st­ kim i in n y m i o znakam i ich m łodości.

L IT E R A T U R A

[1] II. L. J o h n s o n , W . A . H i l t n e r . A p. J . 123, 267, 1956.

[2] L. 0. H e n y e y , R . L e L e v i e r , R . D . L e v ó e . P . A. S. P . 67, 154, 1955. [3] M. F . W a l k e r , A. J . 59, 333, 1954.

[4] M. P . W a l k e r . A p. J . 125, 636, 1957.

[5] M. F. W a l k e r . The non-stable stara, E re v an . 1957, s tr. 42. L61 E . E. S a l p e t e r . Ap. J . 121, 161, 1955.

Gwiazdy w stadium grawitacyjnego kurczenia się odkryte

w asocjacji w Orionie

K . S E R K O W S K I

W la ta c h 1952—1954 S h a r p l e s s [1] opublikow ał fo to elek try czn e p o m ia ry w sk aź n i­ ków b a rw y d la jaśn iejszy ch gw iazd ty p ó w O i B, należących do asocjacji w O rionie. A b y o trzy m ać d iag ram H e rtz sp ru n g a — R ussella uw olniony od w pływ u m iędzygw iazdo- wej ab so rp cji i poczerw ienienia S harpless m usiał założyć pew ną z gó ry z a d a n ą w arto ść sto su n k u w izualnej ab so rp cji m iędzygw iazdow ej do selektyw nej absorpcji. P rz y jm u ją c pow szechnie p rz y ję tą , o p a rtą n a dużym m a teria le obserw acyjnym w arto ść tego sto su n k u (m ianow icie Av/ Eb- v= 3,0) o trz y m a ł on, że gw iazdy zn a jd u ją c e się w p obliżu W iel­ kiej M gław icy w O rionie leżą n a d iag ram ie H -R m niej więcej o */« w ielkości gw iaz­ dowej niżej niż gw iazdy z g ru p y koło P a sa O riona.

S harpless nie m ógł pogodzić się z tą rozbieżnością i ab y jej un ik n ąć założył, że w k ie ­ ru n k u O riona sto su n ek ab so rp cji całkow itej do selektyw nej je s t anom alnie duży, d w u ­ k ro tn ie w iększy niż d la w szystkich in n y c h obszarów nieba. J a k w y k az ały najnow sze b ad a n ia , założenie to było błędne. A b so rp cja m iędzygw iazdow a nie w y kazuje anom alii w k ie ru n k u gw iazdozbioru O riona. N iepokryw anie się ciągów głów nych d la różnycli części asocjacji w O rionie może być w ytłu m aczo n e niejednakow ym w iekiem ty c h gru p gw iazd.

Ciąg głów ny d la gw iazd położonych w p obliżu W ielkiej M gławicy w O rionie po k ry w a się. zu pełnie dobrze z te o re ty cz n ie obliczonym ciągiem d la tzw . „w ieku zerowego" (ten szeroko obecnie stosow any, choć n ie z b y t tra f n y te rm in „gw iazda o w ieku zerow ym ", odnosi się do m łodej gw iazdy, k tó rej g raw ita cy jn e kurczenie się ju ż u sta ło , ale zapasy p aliw a — w odoru nie uległy jeszcze d ostrzegalnem u w yczerpaniu). N a to m ia st gw iazdy z okolicy .P asa O riona są starsze. W sk u te k częściowego zużycia w od o ru jasność ich je st w iększa, te m p e ra tu ra efe k ty w n a zaś niższa niż d la gw iazd o „zerow ym " w ieku.

W e w rześniu 1957 r. J o h n s o n [2] opublikow ał fo to elek try czn e p o m ia ry w sk aź n i­ ków b arw y kilkudziesięciu słabych gw iazd (do m pg — 15™8) w W ielkiej M gławicy w O rio­ nie. D iag ram H -R d la asocjacji w O rionie, sporządzony z uw zględnieniem ty c h

obser-Z literatury naukowej

₂₁

wacji (rys. 1), jest zdumiewająco podobny do diagram u H -R dla grom ady otw artej

NGG 2264 (= asocjacja I I Mon) otrzymanego przez W a l k e r a [3]. W obu tych aso­

cjacjach gwiazdy typów widmowych późniejszych niż AO leżą około 2 wielkości gwiazdo­ wych powyżej ciągu głównego dla „zerowego" wieku.

J a k w ynika z najnowszych badań teoretycznych (które zreferował J . S m a k w a rty ­ kule n a str. 17 w niniejszym numerze „Postępów Astronomii"), gwiazdy te z powodu swojej niewielkiej m asy nie zdążyły jeszcze osiągnąć ciągu głównego i znajdują się dotychczas w stadium grawitacyjnego kurczenia się. W iek asocjacji związanej z W ielką Mgławicą

Rys. 1. D iagram H -R dla asocjacji w Orionie (wizualne wielkości gwiazdowe i wskaźniki barw y poprawione n a międzygwiazdową absorpcję i poczerwienienie). L inia ciągła przedstaw ia ciąg główny dla „zerowego" wieku; wzdłuż tej linii powinny układać się

gwiazdy, dla których zakończył się proces grawitacyjnego kurczenia się.

w Orionie, obliczony na podstawie położenia n a diagram ie H -R gwiazd typów później­ szych niż AO, wynosi około 3 milionów la t, co zgadza się z wiekiem obliczonym na p o d ­ stawie najjaśniejszych gwiazd.

Spośród słabych gwiazd w asocjacji w Orionie znaczną część stanowią gwiazdy ty p u T Tauri, posiadające w widmie linię em isyjną H a i w ykazujące nieregularne zm iany jasności. Ju ż w 1953 r. P a r e n a g o [4] stwierdził, że gwiazdy tego ty p u , należące do asocjacji w Orionie, leżą powyżej ciągu głównego na diagramie H -R (por. artykuł K. R ud" n ic k ie g o w „Postępach Astronom ii" tom I, str. 42). Przypuszczalnie wszystkie gwiazdy o małej masie, będące w stadium grawitacyjnego kurczenia się, są przez pewien czas gwiazdami ty p u T Tauri. LIT E R A T U R A [1] S h a r p l e s s S., Ap. J . 116, 251, 1952; Ap. J . 119, 200, 1954. [2] J o h n s o n H. L., Ap. J . 126, 134, 1957. [3] W a l k e r M. F., Ap. J . Supplements 2, 365, 1956. [4] P a r e n a g o P. P ., T rudy G-, A. I. Sz. tom XXV, 1954.

22

7t literatury naukowej

O klasyfikacji gwiazd niestacjonarnych typu T Tauri

J . SMAK

Spośród badań gwiazd niestacjonarnych ty p u T Tauri najistotniejsze są nie­ wątpliwie obserwacje spektroskopowe. Głównym objawem niestacjonarności tych obiektów jest bowiem zjawisko liniowej i ciągłej emisji o cechach nieterm icznych. W szystko w ska­ zuje na to, że zmiany jasności są spowodowane bezpośrednio głównie przez zmienność natężenia emisji ciągłej. To tłum aczy wzrost am plitudy zmienności przy przechodzeniu do ultrafioletu.

P rzy takim ujęciu zmiany jasności są więc tylko zjawiskiem wtórnym . Nie umniejsza to jednak znaczenia obserwacji fotom etrycznych. System atyczne obserwacje zmian jasności gwiazd omawianego ty p u mogą być przeciek prowadzone nawet niewielkimi narzędziami w przeciągu lat, dostarczając ogromnego, jednorodnego m ateriału, p o d ­ czas gdy obserwacje spektroskopowe, możliwe tylko przy użyciu największych in stru ­ mentów, używanych zwykle do realizacji wielu równie ważnych programów, m ają cha­ rak ter sporadyczny, bez nadziei na uzyskanie długich serii obserwacyjnych.

O statnie Sympozjum poświęcone gwiazdom niestacjonarnym (Biurakan, w rze­ sień — 1956) [1] uznało, że niezbędne jest dla skoordynowania badań gwiazd zm ien­ nych tego ty p u wprowadzenie nowej ich klasyfikacji. Do niedawna bowiem istniała dwoistość terminologii dla gwiazd nieregularnych ty p u RW Aurigae. W sensie nadanym m u przez C. H o f f m e i s t e r a [2] term in ten obejmował wszystkie (bez względu na cha­ rakterystyki spektralne) gwiazdy z szybkimi, nieregularnym i zmianami jasności ovdużej am plitudzie (do 4m). W Katalogu Gwiazd Zmiennych K u k a r k i n a i P a r a n a g o n a ­ dawano natom iast tę nazwę głównie n a podstawie widma gwiazdy, przyjm ując za k ry ­ terium jego podobieństwo do widm gwiazd ty p u T Tauri. Sam term in gwiazd typu T Tauri m a zresztą sens głównie spektroskopowy. W edług J o y a [3], k tó ry ty p ten wprowadził, należą do niego karły o typach widmowych, późniejszych niż F8, w których widmach obserwuje się linie emisyjne wodoru, zjonizowanego w apnia i innych pierw iast­ ków, charakterystyczne dla widma cliromosfery, oraz emisję ciągłą o natężeniu w zrasta­ jącym ku fioletowi, „zalewającą" widmo absorpcyjne gwiazdy. U wszystkich niemal gwiazd tego ty p u obserwuje się zmienność blasku. Oprócz tego wyróżniano dotychczas gwiazdy rozbłyskowe ty p u UY Ceti (nie związane z mgławicami) i gwiazdy rozbłyskowe związane z mgławicami (tzw. rapid, variables — odkryte przez I Ia r o [4 ]) m ające ch a­ rak tery sty k i spektralne takie, jak gwiazdy ty p u T T auri, a zm iany blasku podobne do rozbłyskowych ty p u UV Ceti, z których wiele (np. Proxim a Centauri) nie w ykazuje zjawiska emisji naw et przy rozbłyskach. Tylko dla tych zresztą grup podkreślano zwią­ zek z m aterią międzygwiazdową, gdy wydaje się on równie istotny dla pozostałych gwiazd ty p u T Tauri.

Nowa klasyfikacja podana w Biurakanie przez H e r b i g a , H a r o i C h o ł o p o w a ([1] str. 183) zwraca większą uwagę na charakterystyki spektralne gwiazdy oraz jej powiązania z mgławicami. Jej schem at jest następujący:

I — zmienne nieregularne;

In — zmienne nieregularne związane z mgławicami;

l„a — zmienne nieregularne związane z mgławicami, w których widmach występuje silna linia em isyjna Ha;

I„T — zmienne nieregularne ty p u T Tauri, związane z mgławicami;

l ne — zmienne nieregularne z widmami emisyjnymi, związane z mgławicami, lecz

różniące się od typow ych gwiazd ty p u T Tauri;

Is — szybkie zmienne nieregularne, odpowiadające typow i RW Aurigae, w sensie Hoffmeistera, nie będące w związku z mgławicami;

Z literatury naukow ej ‘J 3

I«/ — gw iazdy rozbłyskow e zw iązane z m gław icam i;

UV — gw iazdy rozbłyskow e nie zw iązane z m gław icam i, w y stę p u jąc e licznie w s ą ­ siedztw ie Słońca.

N iezw ykle a k tu a ln y m zagadnieniem je s t w tej chw ili rozpoczęcie b ad a ń n a d k sz ta ł­ tem krzyw ych b la sk u gw iazd n ie sta cjo n a rn y c h om aw ianych typów , ja k o n ajłatw iej o sią­ g alnych c h a ra k te ry s ty k ty c h gw iazd. Z w y k le'd efin iu je się zm ienność ty c h obiektów ja k o sk rajn ie n iereg u larn ą. To pow oduje, że tru d n o zdobyć się n a w yodrębnienie ja k ich ś pod g ru p o różnych ro d zajach zm ienności, a ty m b ardziej spodziew ać się, b y ta k i podział m iał sens więcej niż form alny. Istn ie jąc e doty ch czas p ró b y ta k ie j k la sy fik ac ji (H o f- f m e i s t e r [2], P a r e n a g o [5]) ra ż ą czysto jakościow ym podejściem i zupełnym b rakiem jakiegokolw iek sensu fizycznego, nie stanow iąc pom ocy w b ad a n ia ch procesów ro z g ry ­ w ają cy c h się w ty c h gw iazdach.

In te re s u ją c e je s t tu podejście A m b a r c u m i a n a ([1] s tr. 11), k tó ry uw aża, że zupełnie now ych w yników m oże do starczy ć an aliza sto c h asty cz n a k rzyw ych blasku poszczególnych gw iazd. W szczególności znajom ość fu n k c ji korelacy jn y ch m oże być p o d sta w ą do k la sy fik ac ji ty c h k rzyw ych. Co więcej A m b arcu m ian sądzi, że znajom ość fu n k cji ko relacy jn y ch um ożliw iałaby nie ty lk o k lasyfikow anie w sposób rac jo n aln y k rzyw ych blask u , ale i lepsze zrozum ienie procesów w ew nętrznych, p o w odujących zm iany blask u .

R ozw ijając tę m yśl stw ierdzić należy, że p orów nanie obserw ow anych fu n k cji k o re ­ la cy jn y c h ze sk o n stru o w an y m i te o re ty cz n ie dla różnycli założeń co do fizycznycli p ro ­ cesów odpow iedzialnych za zm ian y Blasku (np. procesu ak re cji czy w y rzu can ia z w n ętrz a gw iazdy p ak ietó w m a te rii przedgw iazdow ej, w g A m b arc u m ian a zaw ierającej ogrom ne ilości energii), m ogłoby rozw iązać zagadnienie słuszności ty c h hip o tez.

Z drugiej stro n y w y d aje się, że ta k a k la sy fik ac ja m ia ła b y sens n ie ty lk o fizyczny, ale n a w e t ew olucyjny. J e ś li bowiem p rz y jm u je się, że zm ienność tego ty p u gw iazd, a zw łaszcza jej c h a ra k te r (nieregularność), je s t zjaw iskiem przejściow ym , św iadczącym o w czesnym e ta p ie rozw oju gw iazdy, to w łaśnie an a liz a sto c h asty cz n a tego ty p u p r o ­ cesów m oże dostarczy ć ilościow ych c h a ra k te ry s ty k te j n iestabilności. J u ż dzisiaj zaś n a pod staw ie b ard z o niewielkiego m a te ria łu obserw acyjnego m ożna stw ierdzić (K u - k a r k i n — [I] s tr. 33), że fu n k cje k o relacyjne, sk onstruow ane dla jednej gw iazdy w ró ż­ nych okresach czasu, pow in n y różnić się m iędzy sobą, że zatem c h a ra k te r zm ienności nie je s t sta ły .

Oczywiście zastosow anie podobnej m e to d y k i do b a d a ń sp e k tra ln y c h d ało b y n ie p o ­ rów nanie w iększe w yniki, je d n a k w y d aje się, że w y k o n an ie p la n u A m b arc u m ian a dla zm ian b lask u d o sta rc zy niezw ykle w ażnych inform acji. N a razie trz e b a je d n a k poczekać n a zebranie odpow iedniego m a te ria łu obserw acyjnego.

L IT E R A T U R A

[1] The non-stable stars, A sym posium held a t B u rak a n , S eptem ber, 20—22, 1956, E re ­ van, 1957.

[2] C. I l o f f m e i s t e r , A. N. 2 7 8, 24, 1949.

[3] A. H . J o y , A p. J . 10 2, 168, 1945, oraz A p. J . 11 0, 424, 1949. [4] G. H a r o , B oletin T onantzintla y Taeubaya, No 11, 1954. [5] P . P . P a r e n a g o , T rudy In s t. Szternberga 2 5, 225, 1954.

W ARUNKIPRENUM ERATY Cena rocznie zł 40—, półrocznie zł 20— .

Zamówienia i w płaty przyjm ują:

Państwowe W ydawnictwo Naukowe, W arszawa, Miodowa 10, konto PKO n r 1-6-100,214;

Centrala K olportażu „Rucłi“, W arszawa, ul. Srebrna 12, konto PKO N r 1-0-100,020;

Oddziały i delegatury „R u ch u "; Urzędy pocztowe.

P renum erata ze zleceniem wysyłki za granicę — rocznie zł 56.— Zamówienia dla zagranicy przyjm uje Przedsiębiorstwo K olportażu W y­ dawnictw Zagranicznych „R uch“, W arszawa, ul. W ilcza 46, konto PKO n r 1-6-100,024.

BIEŻĄCE N UM ERY do nabycia w księgarniach naukowych Domu Książki i we Wzorcowni PW N , W arszawa, ul. Miodowa 10.

INFORM ACJI w sprawie sprzedaży egzemplarzy z poprzednich okresów udziela Państwowe W ydawnictwo Naukowe, Dział Czasopism, Warszawa, ul. Miodowa 10.

Tom I i tom I I jak i pojedyncze num ery tych dwu tom ów są do. n a b y ­ cia w Polskim Towarzystwie Astronomicznym, Kraków, ul. Kopernika 27/4.